Zákrytové pozorovania
Zákryty hviezd Mesiacom
Mesiac sa počas svojho pohybu okolo Zeme posunie na hviezdnom pozadí o svoj priemer približne každých 55 minút, za deň tak prekoná uhlovú vzdialenosť 13 stupňov. Pri tomto pohybe zakrýva jednotlivé hviezdy v okolí svojej dráhy. Cieľom pozorovania týchto úkazov je určiť čo najpresnejšie čas vstupu jednotlivých hviezd za Mesiac alebo výstupu spoza Mesiaca.
Obr.1 - Tvar planétky 345 Tercidina podľa dát jedného z najlepšie pozorovaných planétkových zákrytov vôbec.
Za predpokladu znalosti polohy pozorovateľa na zemskom povrchu, sa tieto údaje používajú pri spresňovaní poznatkov o tvare a dráhe Mesiaca, súradniciach zakrývaných hviezd a v niekoľkých ďalších špecifických projektoch.

V dnešnej dobe je ale presnosť väčšiny takto získavaných údajov prekonaná pozorovaniami z iných zdrojov. (Sondy a pozemné projekty na meranie súradníc hviezd a to aj mimo obežnej dráhy Mesiaca s presnosťou rádovo 1/100. oblúkovej sekundy, Laserové odrážače umiestnené posádkami lodí Apollo – meranie vzdialenosti a polohy Mesiaca s centimetrovou presnosťou.)

Napriek uvedeným skutočnostiam zatiaľ neexistuje iný spôsob ako dostatočne podrobne merať výškový profil Mesiaca a tak sa pozorovania tohto druhu v obmedzenej miere naďalej prevádzajú a je stále záujem aj o výsledky získané vizuálnym pozorovaním, ak sa využijú matematické metódy na určenie chýb pozorovania. Najväčšou a teda najdôležitejšou tu býva tzv. OSOBNÁ CHYBA: oneskorenie spôsobené reakčnou dobou pozorovateľa ovplyvnenou pozorovacími podmienkami. Popritom pozorovatelia získavajú nevyhnutný cvik a skúsenosti pre ďalej uvádzané, náročnejšie druhy zákrytových pozorovaní.

Zákryty hviezd asteroidmi
Tento druh zákrytových pozorovaní je dnes z vedeckého hľadiska najžiadanejší. Jedná sa o úkaz kde pozorované teleso a Zem na svojich dráhach okolo Slnka dosiahnu takú vzájomnú polohu, že pre pozorovateľa na Zemi daný objekt na určitú dobu prekryje jednu z dostupnou technikou pozorovateľných hviezd oblohy.
Obr.2 - Priemet pásu totality zákrytu hviezdy HIP 19388 planétkou 345 Tercidina z 17.9.2002 v strednej a západnej Európe.
Na prvý pohľad to vyzerá jednoducho, ale pre úspešné pozorovanie je potrebná včasná predpoveď, znalosť presnej polohy pozorovacieho miesta i skúmaného objektu a takisto presné určenie súradníc inkriminovanej hviezdy. Presné v uhlovej mierke značí škálu 1/100 obl. sekundy, pritom na parametre dráhy malých telies slnečnej sústavy vplývajú gravitačné polia väčších telies, blízke priblíženie či dokonca zrážky s telesami menšími. Aj história vývoja dráhy nemusí byť stabilná. Na polohy hviezd pozemskej oblohy majú zas vplyv zmeny pohybu Zeme (precesia, nutácia) i vlastný pohyb Slnka a hviezd v Galaxii.
Obr.3 - Svetelná krivka 3 hviezdy pri zákryte - ukážkový príklad javov ktoré bránia odhaleniu jednotlivých zložiek pri vizuálnom pozorovaní, alebo pri sledovaní videozáznamu z bežného Video/DVD rekordéra na TV prijímači.
Výpočet predpovedí je teda sám o sebe nesmierne zložitý a situáciu ešte komplikuje fakt, že asteroidy sú z astronomického hľadiska telesá veľmi malé. Ich priemery sa pohybujú od 10-tok metrov po 100-ky km. Väčšina dnes pozorovaných objektov má rozmery rádovo v kilometroch. Majú tiež nízke albedo - odrazivosť povrchu. Môžu byť tmavšie ako čierne uhlie! Následkom je zložitosť ich vyhľadávania a krátka doba, počas max. priblíženia k Zemi a Slnku, kedy sú v dosahu dostupných prístrojov, takže je obtiažne určiť aj ich dráhu. U komét, transneptunických telies a objektov Kuiperovho pásu zase spravidla o niečo väčší priemer a albedo kompenzuje rádovo väčšia vzdialenosť. Kým väčšina planétok sa nachádza v hlavnom páse medzi Marsom a Jupiterom t.j. do 5 AU najbližšie telesá TNO a Kuiperovho pásu sú vo vzdialenosti 30 AU. AU je skratka pre astronomickú jednotku, vyjadrujúcu strednú vzdialenosť Zeme od Slnka t.j. cca. 149 600 000 km. Pre pozorovateľa z toho vyplýva malý uhlový priemer objektov a zohľadňovať musí aj skutočnosť, že v oblastiach, kde sa tieto telesá vyskytujú, je slnečný jas len zlomkom z toho na Zemi. Vo vzdialenosti dráhy Neptúna sa Slnko stáva jednou z hviezd oblohy a tak je úroveň žiarenia odrazeného späť naozaj nepatrná. Pozorovacie podmienky sú tak ešte omnoho horšie ako pri sledovaní planétok hlavného pásu. Vyhľadávať a spresňovať dráhy takýchto objektov sú schopné iba najnovšie prístroje s technológiou dostupnou len pár rokov, čo ešte znásobuje zložitosť vytváranie predpovedí.
Obr.4 - Rozloženie a odhadované počty jednotlivých typov asteroidov v Slnečnej sústave.

Našťastie pri samotných zákrytových pozorovaniach stačí, ak pozorujeme zakrývanú hviezdu, objekt ktorý je pôvodcom zákrytu nieje potrebné sledovať a tak je vyhovujúca aj relatívne jednoduchšia a teda dostupnejšia a ľahšie prenosná prístrojová technika. Metódy pozorovania sú rovnaké ako pri zákrytoch hviezd Mesiacom, takže sa používa aj to isté vybavenie. Na zahájenie pravidelných pozorovaní však bolo potrebné vytvoriť celosvetovú pozorovateľskú sieť, pretože zákony optiky obmedzujú šírku pásu zatmenia na priemer telesa, ktorý obvykle dosahuje len pár desiatok km a pravdepodobnosť, že pás zákrytu trafí niektorý z väčších teleskopov je veľmi malá. Na vytvorenie siete bolo potrebné sprístupnenie techniky CCD detektorov a internetu aj relatívne malým observatóriám tvoriacim jej základ, keďže jedine takto je možné monitorovať a spresňovať dráhy 10-tok 1000 asteroidov a dostatočne rýchlo zmobilizovať pozorovateľov v oblasti zákrytu.

Obr.5 - Pohľad na jeden z väčších asteroidov hlavného pásu Eros z paluby sondy Neat, ktorá toto teleso podrobne skúmala.
Avšak ani počet hvezdární, hoci i v „astronomicky husto obývaných“ krajinách, nie je dostatočný na zachytenie všetkých potencionálnych úkazov. Okrem toho na určenie tvaru asteroidu je potrebných čo najviac skúsených a dobre vybavených pozorovateľov rozložených po celej šírke pásu zatmenia a tak sa organizujú expedície. Pozícia pozorovacieho stanovišťa na zemskom povrchu musí byť určená s presnosťou na 10m, aby malo pozorovanie tohto druhu požadované meranie s časovým rozlíšením rádovo 1/100s zmysel. Vzhľadom k rotácii a rýchlosti vzájomného pohybu Zeme a pozorovaných telies slnečnej sústavy, ktorá dosahuje 10-tky km/s sa nepresnosť určenia polohy o veľkosti 100m prejaví v časovej chybe desatín sekundy a platí to samozrejme i naopak. Pokiaľ si teda nechceme zväčšovať chybu určenia času nad maximálnu ešte užitočnú hodnotu 1/10s musíme stanoveniu polohy venovať mimoriadnu pozornosť. Je treba zohľadniť aj rozloženie pozorovateľov v smere pásu totality, keďže pre jednotlivé stanovištia vzhľadom na vyššie uvedené podmienky a vzdialenosti pozorovacích miest na základni o zemskom priemere dochádza k úkazu v rôznych časoch líšiacich sa až o minúty. Z uvedeného vyplýva potreba presne zistiť nielen dobu trvania zákrytu ale čas začiatku a konca zákrytu čo slúži na mimoriadne presné určenie dráhy pozorovaného telesa!!!

Okrem ťažkostí spojených s pozorovaním je tu ešte problém so zdrojmi, keďže na každú expedíciu je potrebné vynaložiť určité množstvo finančných prostriedkov, a to je v našej situácii častá premenná. Preto dôkladne zvažujeme podmienky ktoré by mohli pozorovanie zmariť.
Obr.6 - Fotografia malej blízko zemskej planétky Itokawa zhotovená japonskou sondou Hayabusha.
Najzákladnejšou a najťažšie predvídateľnou je počasie. Predpovede z masmediálnych prostriedkov sú v takýchto prípadoch absolútne bezcenné, keďže aj jemný opar, ktorý si človek cez deň ani nevšimne, znemožní pozorovanie hviezdy 100 násobne slabšej, než sú tie viditeľné voľným okom. Rovnako „malý baranček“ na inak čistej oblohe, zvykne práve na potrebných pár sekúnd prekrývať pozorované pole. Počasie má pre astronómov prichystaných aj veľa iných záludností a často sa veľmi rýchlo mení. Preto okrem satelitných snímkov v rôznych oboroch elektromagnetického spektra využívame aj matematické modely založené na pozorovaniach meteorologických radarov a staníc. Napriek všemožným opatreniam spravidla až 7 z 10 pozorovaní zmarí práve počasie.

Hodnota získaných údajov však preváži aj takúto smutnú štatistiku. Z dostatočne presne zisteného časového úseku poklesu jasnosti hviezdy a polohy pozorovateľa určíme priemer, v prípade väčšieho počtu pozorovacích stanovíšť (obrázok 2), i tvar asteroidu. Z pozorovanej jasnosti a dodaného priemeru sa určuje albedo (odrazivosť povrchu), čo je ale už úloha väčších observatórií. Odborníci v oblasti medziplanetárnej hmoty vedia určiť aj približné chemické zloženie a poprípade tiež veľkoškálové rozloženie výrazných útvarov. Z týchto údajov a z dráhy sa dá zas určiť do akej skupiny planétok pozorované teleso patrí, jeho vznik, minulosť a prognóza vývoja. Takto sa dozvedáme nové poznatky nielen o jednotlivých asteroidoch, ale v prípade dostatočne veľkého súboru pozorovaní, pomocou štatistických metód i o dynamike a rozložení hmoty malých telies v Slnečnej sústave.

Čo sa týka vynaložených prostriedkov a námahy, zdrojom podrobných informácií tohto druhu sú najmä sondy, ktoré sa k asteroidom priblížia.
Obr.7 - Trpasličia planéta Pluto a jej mesiace, resp. trpasličí systém Pluto – Cháron s mesiacmi Nix a Hydra. Obrázok je výsledkom snímok najlepších pozemných i vesmírnych teleskopov. Vpravo dole sú zatiaľ najpodrobnejšie albedové mapy povrchu dvoch väčších telies.
Obrázok 5,6 Itokova – Hayabusa a Ida&Dactil - GALILEO Vzhľadom k stavu astronautiky sa v najbližších desiatkach rokov budú dať pomocou sond preskúmať len planétky hlavného pásu, keďže sú relatívne blízko, pričom zákrytové pozorovania umožňujú sledovať aj ostatné druhy malých telies Slnečnej sústavy, napr. kometárnych jadier, kentaurov či transneptunických telies (skupina objektov rôzneho pôvodu vyskytujúca sa obežnou dráhou Neptúna - oblasť prirovnateľná k pásu asteroidov medzi Marsom a Jupiterom, odlišná však rozlohou, počtom a zložením telies). Ďalšie obmedzenie robotických misií spočíva v tom, že stoja stá milióny dolárov a hoci podrobnejšie, preskúmajú jednu, nanajvýš niekoľko planétok. Tých však dnes poznáme vyše 100 000 a ich počet rastie každý rok o tisíce exemplárov. Podobne je na tom aj pozorovanie rádiovými teleskopmi. Obmedzenie tu spočíva v uhlovej rozlišovacej schopnosti. Hoci majú tento parameter omnoho lepší ako ich optický kolegovia, aj tie najväčšie dokážu získať použiteľné údaje z malých telies ako sú planétky len na vzdialenosť niekoľko 1 000 000 km. Tak blízko k Zemi sa však ročne dostane len niekoľko asteroidov a komét, pochopiteľne aj to len zo skupín ktoré sa vyskytujú v jej blízkosti, čo značne obmedzuje súbor získaných údajov. Situácia u optických teleskopov je ešte menej priaznivá, keďže ich rozlišovacia schopnosť je príliš nízka na „priame“ pozorovania aké sa robia rádioteleskopmi. Aj tie najväčšie optické prístroje v temer absolútnej väčšine prípadov nedokážu zobraziť asteroidy inak ako body. Obrázok 7 Pluto a Cháron - HST Mimo toho aj pozorovací čas na mamutích teleskopoch (optických i rádiových) je veľmi vzácny a prideľuje sa zväčša pozorovaniam objektov, ktoré sa inak skúmať nedajú, alebo je takto získaný súbor poznatkov cennejší než pozorovania jednotlivých asteroidov. Existuje však celosvetová sieť menších observatórií (medzi najvýznamnejšie patria aj Observatórium FMFI UK v Modre a česká hvezdáreň na Kleti) ktorá sa špecializuje práve na „nepriame“ pozorovania malých telies Slnečnej sústavy. Pojem nepriame pozorovania zahrňuje astrometriu meranie polôh telesa v rôznych časoch a následné určenie jeho dráhy a fotometriu sledovanie časového priebehu zmien jasnosti u tohto druhu pozorovaní spôsobených rotáciou objektu rôzneho tvaru a štruktúry povrchu. Tieto metódy skúmania si však vyžadujú rad pozorovaní a počet observatórií ktoré sú ich schopné vykonávať je značne obmedzený. Preto sa zameriavajú len na tie najzaujímavejšie prípady, pričom zoznam objavených objektov vďaka špecializovaným automatickým
Obr.8 - To, že vyhynutie dynosaurov (a mnohých ďalších druhov) pred 65 miliónmi rokov spôsobila zrážka Zeme s asteroidom je dnes takmer všeobecne známa vec. Zaujímavosťou je, že v rovnakom čase vznikol aj jeden z najväčších mesačných kráterov Tycho a „detektívovia“ z radov astronómov majú už dokonca podozrivých z tohto činu. Oba impakty podľa najnovších hypotéz spôsobili telesá z tzv. rodiny Babtistina.
vyhľadávacím teleskopom rastie geometrickým radom. Práve kôli týmto skutočnostiam sú pozorovania zákrytov hviezd významným prostriedkom pri získavaní údajov o malých telesách medziplanetárnej hmoty.

Spomínané pozorovania sú od obdobia dostupnosti techniky t.j. v poslednom desaťročí, medzi astronómami doslova hitom. Často prezentovaným dôvodom je potenciálne nebezpečenstvo, ktoré asteroidy predstavujú pre život na Zemi (viď. filmy ako Asteroid, Armagedon, Drvivý dopad – treba však brať len zdravé jadro - obrázok 8). Vďaka tomuto strašiakovi sú vlády vo väčšine krajín astronomického sveta ochotní vedcom uvoľniť aspoň skromné prostriedky a tak sa môžeme dozvedieť oveľa viac o telesách, ktoré môžu potenciálne ohrozovať život na Zemi. Okrem toho sú prakticky jediným zdrojom pôvodného materiálu, z ktorého vznikla Slnečná sústava, keďže všetka ostatná hmota skončila v Slnku, alebo sa zásadne zmenila pri procese formovania planét či mesiacov a v ich geologicky aktívnej minulosti. Môžeme tak konečne poznávať onen povestný prach, z ktorého sme boli stvorení.