:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

446. vydání (20.9.2002 )

Už je to pěkná řádka let, kdy jsem na svých přednáškách věnovaných Měsíci tvrdil, že povrch našeho kosmického souseda rozhodně není pouze nudnou přehlídkou různých odstínů šedi. Mnoho posluchačů si proto o mně myslelo, že během pozorování používám na zahřátí příliš mnoho rumu nebo jiných příjemně omamných látek. Já jsem však nadále věřil svému zraku a ke kreslení Měsíce jsem přibíral stále větší množství barevných pastelek. Jakmile si totiž uvědomíte, že rozsáhlé pláně měsíčních moří nejsou pouze šedé, začnou se vám jednotlivá zákoutí vybarvovat do neuvěřitelných barevných odstínů, které pohled na drsný měsíční povrch promění v nádherný pozorovatelný zážitek: Skořicově zabarvený východní okraj Moře dešťů, namodralé skvrny v některých kráterech, zelenavý lem na okraji Zálivu rosy.

Pokud chcete sami okusit kouzlo barevného Měsíce, mohu vřele doporučit zákoutí nacházející v rozsáhlém Oceánu bouří. Právě zde najdete velmi jasný kráter Aristarchus, kolem něhož se rozkládá oblast přezdívaná Aristarchus Plateau. Ještě před třemi miliardami roků v těchto místech tryskaly ohnivé fontány roztaveného magmatu vysoko nad měsíčního povrch a pokrývaly přilehlé okolí vrstvou čerstvého sopečného materiálu. Utuhlé magma je proto v těchto místech mladší a má odlišné chemické složení než okolní Oceán bouří. Právě odlišná chemická chuť magmatické polévky, ze které je okolí Aristarcha uvařeno, nám umožňuje zažít nevšední barevný zážitek, o kterém se zmiňoval již polský hvězdář Jan Hevelius (1611-1687). Dokonce jej pojmenoval jako Mons Porphyrites (podle načervenalé barvy, kterou má i stejnojmenné pohoří v Egyptě). Pokud tomu nevěříte, podívejte se na povedený snímek Russella Cromana. Tento barevný snímek okolí kráteru Aristarchus je opravdovým zadost učiněním všem, kteří propadli barevné měsíční horečce...

Pavel Gabzdyl

 

Už jste viděli dalekohledem barevný měsíční povrch? (188 odpovědí)

  • ano (21%)
  • ne, ale zkoušel jsem to (18%)
  • ne, nenapadlo mne to (61%)

 

 

Žeň objevů 2001 -- díl první

Sluneční soustava, Planety sluneční soustavy, Venuše, Země - Měsíc, Nitro, povrch a atmosféra Země, Meteority, Měsíc, Mars, Jupiter, Saturn, Nejvzdálenější planety, Meziplanetární látka, Planetky.

 Žně za loňský rok začínám psát s mimořádně velkým skluzem, za což se čtenářům omlouvám. Nutí mne to ovšem k větší stručnosti, neboť tempo objevů v astronomie stále roste, zatímco léta mi přibývají a síly slábnou. Rád bych proto už nyní vypsal výběrové řízení na nového žence, žnečku nebo i menší družstvo, kteří by převzali mírně rezavějící kosu z mých rukou a pokračovali s novým nasazením v žatvách XXI. století. Přihlášky můžete zasílat kdykoliv na adresu redakce; oni mi to pak souhrnně předají k posouzení. Zn. "Odpovím každému vážnému zájemci".

Abych svým následovníkům usnadnil práci, uvádím několik astronomických událostí XXI. století, které zaručeně nastanou:

  • Přechody Venuše přes kotouč Slunce: 8. 6. 2004 a 6. 6. 2012
  • Nejpozdější datum velikonoc od r. 1943: 25. 4. 2038
  • Měsíc nejblíže k Zemi: 6. 12. 2052 ve vzdálenosti 356 421 km
  • Současný zákryt Merkuru a Marsu Měsícem: 13. 2. 2056
  • Průchod Halleyovy komety perihelem: 28. 7. 2061
  • Zákryt Jupiteru Venuší: 22. 11. 2065 (první případ od r. 1818)
  • Přechod Země přes Slunce, pozorovatelný z Marsu: 10. 11. 2084
  • Polárka nejblíže (27arcmin 09arcsec) k severnímu pólu: 24. 3. 2100

 

1. Sluneční soustava
1.1. Planety sluneční soustavy
1.1.1. Venuše
A. Correia a J. Laskar zjistili modelovými výpočty, že za zpětnou (retrográdní) rotaci Venuše může zčásti její hustá atmosféra. Tření mezi atmosférou a povrchem planety spolu s atmosférickými slapy a dále tření mezi jádrem a pláštěm Venuše totiž zpomalovalo původně přímou rotaci planety tak dlouho, až se začala otáčet zpětně, neboť původní sklon mezi rovníkem planety a rovinou ekliptiky byl velmi vysoký. Výsledek výpočtu přitom nezávisí na původní periodě rotace. M. Izakov odhalil příčinu tzv. superrotace atmosféry Venuše, která je rychlejší než rotace povrchu planety. U povrchu je rozdíl rychlostí jen 0,5 m/s, ale ve výšce 50 kilometrů 60 m/s, a ve výšce 70 kilometrů dokonce 100 m/s. Autor zjistil, že vítr u povrchu obtéká reliéf a vytváří tzv. Hadleyovy buňky, čímž vznikají vlny, které stoupají vzhůru a vytvářejí turbulentní víry. Energie z nich se předává celoplanetárním Rossbyho vlnám a ty pohánějí superrotaci.

Podle M. Bullocka a D. Grinspoona se klima na Venuši výrazně mění s časem v souladu s proměnlivou vulkanickou činností. Ta dosahovala maxima před 600 miliony lety, což vedlo k dalšímu zvýšení skleníkového efektu zejména zásluhou vodní páry a tehdejší teplota povrchu pak dosahovala rekordních 650 stupňů Celsia. Odpařením horké atmosféry se však povrch Venuše ochladil až na dnešních 460 stupňů Celsia, ale tento cyklus se může opět zopakovat.

K. Dennerl aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenové záření planety v polovině ledna loňského roku. Většinou jde o fluorescenci kyslíku a uhlíku ve výškách kolem 130 km nad povrchem Venuše, vyvolávanou rentgenovým zářením Slunce. Planeta je tak neustále obklopena zářící rentgenovou slupkou.

Někteří astronomové tvrdili již před třemi stoletími, že při malých fázích planety pozorovali popelavý svit Venuše obdobně jako je tomu u Měsíce. Nejnověji se to pokusili objektivně prokázat T. Slanger aj. u Keckova dalekohledu, ale bezúspěšně. Objevili jen zcela slabounkou září molekulárního kyslíku, která rozhodně nemohla být pozorována očima. D. Gurnett aj. hledali při těsných průletech sondy Cassini nad Venuší v dubnu 1998 a červnu 1999 radiové signály, vyvolávané údajnými blesky v atmosféře této planety, ale měření nepřinesla žádný kladný výsledek, ačkoliv při průletu u Země zaznamenávala sonda v průměru 70 bleskových výbojů za minutu.

 

1.1.2. Země - Měsíc
1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země
P. Goode aj. využili přesné fotometrie popelavého svitu Měsíce k měření zemského albeda a tím i klimatických změn na Zemi. Odtud vychází průměrné albedo Země 30 procent, ale kolísající o plných pět během jediného dne. Nižší albedo odpovídá vyšší teplotě na povrchu Země. Navzdory rostoucímu znečišťování zemského povrchu všeho druhu zjistily umělé družice, že mezi zářím 1997 a srpnem 2000 zřetelně vzrostla globální rostlinná fotosyntéza, což je patrné nejvíce nad 40 stupni severní zeměpisné šířky. Nejde přitom o rozšiřování vegetační plochy, ale o zvýšení hustoty vegetace, což je vůbec nejvíce patrné v Eurázii, kde jaro přichází o osm dnů dříve a podzim o deset dnů později než v polovině minulého století. V Severní Americe se tento interval prodloužil o 12 dnů.

Od počátku roku 2000 proto tyto veličiny sleduje nově vypuštěná družice Terra a od roku 2001 se k ni přidá družice Aqua. Tyto družice mimo jiné sledují nebezpečné rozrůstání měst, jejichž plocha je vinou střech a dláždění téměř nepropustná pro vodu, takže odtok se soustřeďuje na malé plochy, což zvyšuje sílu vodní eroze. Družice Terra rovněž zjišťuje zamoření atmosféry CO při lesních a stepních požárech resp. spalování fosilních paliv v zimě. Člověk je odpovědný asi za polovinu znečištění CO. Podle D. Bakkerové a A. Watsona činí roční produkce CO2 ze spalování fosilních paliv 5,5 gigatun; z tohoto množství se však dle D. Schimela zhruba polovina z atmosféry opět vyloučí. Souš severní polokoule absorbuje ročně až dvě gigatuny uhlíku, zejména díky fotosyntéze v lesích USA, Evropy a Ruska. Pouze severské kanadské lesy pohltí méně uhlíku, než kolik ho samy vyprodukují, vinou lesních požárů a zamoření hmyzem.

Nejstarším přesným dokladem o globálním oteplování se stalo měření úrovně mořské hladiny v Benátkách, jež se podařilo odvodit díky precizním vedutám Benátek italského malíře Canaletta, který v letech 1730-1740 pořizoval panorama města camerou obscurou každé 3 dny(!). Odtud se dala odečíst i hladina moře v benátské laguně, jež v uvedeném období stoupala rychlostí 2,7 mm/rok. Geodetická měření od roku 1871 do současnosti dávají hodnotu 2,4 mm/rok. Celosvětově se v průběhu dvacátého století zvedala hladina oceánů v průměru o 1 až 2 mm/rok, z čehož 2/3 připadají na tepelnou roztažnost vody a 1/3 na tání ledovců. J. Hansen aj. uvedli, že během dvacátého století se průměrná teplota zemského povrchu zvýšila o 0,6 stupně Celsia, z čehož zvýšení vinou člověka činí 0,1 stupně Celsia. Vliv lidské činnosti lze dobře dokumentovat mapami nočního svícení Země, které souvisí s městskými aglomeracemi.

Země se průběžně oteplovala v období let 1900-1940, načež se do roku 1965 opět ochladila v průměru o 0,1 stupně Celsia. Podle P. Jonese aj. byly poslední tři dekády dvacátého století nejteplejší za celé druhé tisíciletí. Od roku 1861 se průměrná teplota Země v zimě zvedla o 0,8 stupně Celsia a v létě o 0,6 stupně Celsia. V červnu 1991 vybuchla filipínská sopka Pinatubo na ostrově Luzon, což způsobilo největší teplotní anomálii dvacátého století, když globální teplota Země poklesla o 0,5 stupně Celsia a obsah aerosolů ve stratosféře se zvýšil proti normálu 20krát. Tím se zároveň prokázalo, že probíhá intenzívní výměna materiálu mezi troposférou a stratosférou. Podle T. Simkina aj. dochází k ničivým sopečným výbuchům na Zemi zhruba třikrát za desetiletí a celkem je zaznamenáno přes 400 takových gigantických událostí během lidské historie. K největšímu geologicky dobře doloženému vulkanickému výbuchu došlo před 74 tisíci lety v Indonésii, kdy sopka Toba vyvrhla 2800 km3 magmatu, což mělo velmi výrazný vliv na tehdejší klima.

J. Zachos shrnul proměny klimatu v posledních 65 milionech let. Ty jsou výsledkem kombinace mnoha dějů s rozličnou periodicitou. Nejpomalejší je perioda tektonických procesů na časové stupnici až 10 milionů let, následují změny parametrů oběžné dráhy Země na stupnicích až 100 tisíc let, ale nejčastější jsou různé anomálie s periodou pouhých tisíciletí. T. Crowley a R. Berner zjistili, že v teplých obdobích před 65 až 145 miliony let bylo v ovzduší velmi málo CO2. Před 2 miliardami let se výrazně snížilo zastoupení molekulárního dusíku v zemské atmosféře, neboť silně poklesla četnost blesků a tehdy rovněž ubylo i CO2. Podle T. Hoehlera aj. a D. Catlinga aj. však v téže době se však současně začal dostávat z kůry do zemské atmosféry molekulární kyslík, jelikož baktérie v oceánech jej začaly ve velkém měřítku uvolňovat. Právě z té doby pocházejí první vícebuněčné fosílie. K. Rybicki a C Denis spočítali, že vlivem rostoucího zářivého výkonu Slunce a zvětšování jeho rozměrů v daleké budoucnosti se postupně vypaří planety Merkur, Venuše a Země, zatímco Mars epizodu červeného obra přežije. Klimatické modelové výpočty výrazně urychlil nový paralelní superpočítač SGI 1024, vyvinutý v Kalifornii, jenž zkrátil výpočty modelů z měsíců na dny.

Loňská ozonová díra nad Antarktidou dosáhla maximální plochy 26 milionů km2, což je výsledek o 10 procent lepší než v roce 2000. Minimální tloušťka ozonové vrstvy činila 100 DU dne 28. září; tj. o 12 DU lepší výsledek než v nejkritičtějším roce 1993. Ozonová vrstva v Antarktidě měla před rokem 1980 normální tloušťku kolem 275 DU a o díře se hovoří tehdy, když její tloušťka klesá pod 220 DU. Lze očekávat, že normální stav se v Antarktidě obnoví po roce 2030.

G. Blewitt aj. zjistili rozborem údajů z družic geodetické sítě GPS, že během února a března každého roku se severní polokoule smrští o 3 mm oproti polokouli jižní a na rovníku se vodorovně zmenší o 1,5 mm vůči polokouli jižní. Koncem léta si pak obě polokoule svou roli vymění. Jde o následek zimního ochlazení atmosféry, růstu sněhové pokrývky a vlhkosti. Mezi polokoulemi se tak v průběhu roku vyměňuje 10 bilionů tun hmoty.

G. Helffrich a B. Wood ukázali, že v hloubkách 410, 660 a 2700 km pod povrchem Země dochází ke skokům v rychlosti šíření zemětřesných vln, což souvisí buď s tlakovou transformací minerálů, anebo se změnou chemického složení zemského pláště. Oceánská kůra představuje 16 procent a kontinentální kůra 0,3 procent objemu celého pláště. Plášť sám tvoří plných 82 procent objemu Země a 65 procent její hmotnosti. Tepelný tok na povrchu Země činí 44 TW. Podle S. Labrosse aj. ztuhlo zemské jádro, tvořené krystalickým železem, teprve před 1 -- 2,5 miliardami let a je nyní obklopeno tekutým vnějším jádrem. Podle S. Banerjeeho dochází k náhodnému přepólování zemského dynama několikrát během každého milionu let; nicméně tyto variace občas až na 50 milionů let zcela ustanou, zejména v intervalech 83 -- 118 milionů let a 312 -- 262 milionů let před současností.

K největšímu vymírání živočichů a rostlin došlo na rozhraní permu a triasu před 251,4 milionů let. Podle L. Beckerové aj. tehdy vymřelo 70 procent druhů pozemních obratlovců a 90 procent vodních druhů včetně trilobitů během několika desítek tisíc let. Jelikož v geologické vrstvě z té doby byly nalezeny fullereny s netypickým zastoupením nuklidu 3He, je téměř jisté, že příčinou vymírání byl dopad planetky o průměru kolem 10 kilometrů nejspíš do oceánu, jenž vyvolal i následný masivní vulkanismus na Sibiři. (V té době ještě existoval prakontinent Pangea.) Zmíněné vymírání bylo největší v poslední půlmiliardě let. Po něm přišlo už jen vymírání před 65 miliony let, potvrzené nalezením impaktního kráteru Chicxulub na poloostrově Yucatán v Mexiku. Ostatní údajná hromadná vymírání se nepotvrdila; šlo spíše o epochy, kdy se tvořilo málo nových druhů, neboť průměrná životnost druhů je geologicky krátká: řádově miliony let. Pravděpodobnost dopadu planetky o průměru nad jeden kilometr na Zemi v průběhu 21. století se díky pozorováním přehlídkového dalekohledu SDSS dle Ž. Iveziče snížila na 1/5000 z dříve udávané pravděpodobnosti 1/1500.

 

1.1.2.2. Meteority
Naprostá většina nalezených meteoritů pochází nyní z Antarktidy, ačkoliv se tam s hledáním započalo až roku 1969; celkem se tam nasbíralo již na 30 tisíc kusů úlomků. Mezi nimi byl rozpoznán poprvé v r. 1982 meteorit z Měsíce a už o 2 roky později také meteorit z Marsu. V současné době je v muzeích už 23 lunárních a 18 marsovských meteoritů, když se na základě objevů v Antarktidě podařilo dodatečně identifikovat takové meteority také ze starších nálezů odjinud (od některých je více úlomků). K meteoritům z Marsu patří např. známý meteorit Nakhla, jehož pád byl pozorován v Egyptě 28. 6. 1911 a k němuž patří 40 úlomků o úhrnné hmotnosti 10 kg. Podle J. Zipfelové patří však většina marsovských meteoritů k tzv. shergottitům podle meteoritu, nalezeného u města Shergotty v Indii už roce 1865. Příslušný meteorit byl vyvržen z Marsu již před 175 miliony let.

Za nejcennější nález posledních 30 let se však považuje kanadský meteorit Tagish Lake, jehož dopad na Zemi koncem ledna 2000 byl dobře dokumentován a jenž má velmi podivné složení a strukturu. Obsahuje o tři řády méně organických látek než známý uhlíkatý chondrit Murchison, který dopadl v Austrálii v roce 1969 a není dokonce vyloučeno, že jde o interstelární nepřetvořený materiál. Podle T. Hiroiho aj. a S. Pizzarellové aj. nebyl meteorit v minulosti nikdy ohřát, takže v každém případě jde o prvotní raný materiál z doby vzniku sluneční soustavy. Podle D. Coopera aj. obsahují totiž ostatní uhlíkaté chondrity jako je Murchison nebo Murray (pád roku 1950 v Kentucky, USA) dokonce cukry, cukrové kyseliny, alkoholy a glycerin. Z meteoritu Morávka, jenž spadl do Beskyd v květnu 2000, se podařilo do konce července 2000 najít celkem tři úlomky o úhrnné hmotnosti 0,63 kg, které Astronomický ústav AV ČR odkoupil a uložil v Národním museu v Praze. Jde o běžný chondrit typu H5-6. Podle R. Binzela pocházejí chondrity nejspíš z planetky Vesta. Loni se též podařilo určit stáří tektitů v americkém zálivu Chesapeake na plných 35 milionů let (vltavíny jsou staré 14,8 milionů roků).

Dne 23. 7. 2001 proletěl nad severovýchodem USA a Kanady mimořádně jasný denní bolid -26 mag (Slunce je -27 mag), jehož svítivá dráha začala v 82 km a skončila ve 32 km nad zemí. Pád byl doprovázen jasně slyšitelným supersonickým třeskem a hmotnost tělesa činila při vstupu do atmosféry desítky tun. Energie bolidu odpovídala 3 kt TNT. Zatím se však nepodařilo najít žádné úlomky. M. Beech přisoudil světelné mihotání bolidů rychlé rotaci meteoroidu. Kanadský bolid Innisfree (Alberta) z 6. 2. 1977 jevil mihotání s amplitudou 1 mag ve výškách od 59 do 35 km, odpovídající periodě rotace meteoroidu 0,4 sekundy. Nalezený úlomek meteoritu měl hmotnost 4,6 kg.

Podle P. Farinelly aj. byl tunguzský meteorit velmi pravděpodobně planetkou a energie uvolněná jeho explozí dosáhla něco přes 10 Mt TNT. Autoři tak potvrdili domněnku G. Fesenkova z roku 1949 i modelové výpočty Z. Sekaniny z roku 1983. S. Veski aj. popsali impaktní katastrofu, jež se odehrála na estonském ostrově Saaremaa někdy na přelomu 8. a 7. stol. př. n.l.

V usazeninách tamní rašeliny totiž náhle na celé století zmizela pylová zrna a stopy po lidském osídlení. Průměr hlavního impaktního kráteru činil 110 m a jeho hloubka 16 m, z čehož vyplývá energie dopadu 20 kt TNT. Autoři soudí, že příčinou katastrofy byl železný meteorit o hmotnosti 1000 tun.

 

1.1.2.3. Měsíc
Podle A. Camerona vznikl Měsíc srážkou Praměsíce se zárodkem Země asi 50 milionů let po začátku hroucení sluneční mlhoviny, které vyvolal výbuch blízké supernovy, tj. právě v polovině doby, potřebné k akumulaci planetesimál v těleso, jež nazýváme Zemí. Naproti tomu R. Canup a E. Asphaug usoudili na základě nových modelových výpočtů, že srážka Země s Praměsícem proběhla až po dokončení výstavby Země. Země tehdy rotovala rychle, s periodou pouhých pět hodin a Praměsíc měl hmotnost srovnatelnou s Marsem, takže většina tohoto materiálu se při nárazu ztratila v hlubinách kosmu.

J. Škuratov a N. Bondarenková zjistili rozborem optických i radarových pozorování, že průměrná tloušťka měsíčního regolitu v oblastí moří dosahuje pět metrů, kdežto na vysočinách až dvanáct metrů. Nejtenčí je regolit v mořích Jasu, Klidu a Vláhy, podobně jako na dnech kráterů. Regolit na přivrácené straně Měsíce je tím tlustší, čím je terén starší. Regolit se nejrychleji ztlušťoval v době těžkého bombardování Měsíce před 3,8 miliard let. Tvrzení J. Hartunga z roku 1976, že kráter Giordano Bruno o průměru 22 kilometrů vznikl 18. června 1178, jak tomu nasvědčovala zpráva o údajném jasném záblesku na Měsíci, zaznamenaná britským mnichem Gervázem v dobové kronice, se podle P. Witherse nepotvrdilo. Sonda Clementine pořídila totiž záběry kráteru, z nichž plyne, že kráter je mnohem starší, přestože je mezi velkými krátery na Měsíci relativně nejmladší. Navíc také nebyly v době po dopadu pozorovány žádné bolidy ani pády meteoritů na Zemi, ač podle výpočtů by sem muselo přiletět z Měsíce během týdne po dopadu na 10 milionů tun úlomků. Tatáž sonda odhalila podle L. Johnsona a B. Burattiho vskutku čerstvý kráter o průměru slabě pod dva kilometry na místě, kde astronom-amatér L. Sturr vyfotografoval v roce 1953 záblesk na neosvětlené straně Měsíce. Našim astronomům-amatérům se po mnoha marných pokusech podařilo poblíž Rokycan úspěšně pozorovat 11. 11. 2001 nad ránem poprvé na našem území tečný zákryt hvězdy cca 7 mag Měsícem.

 

1.1.3. Mars
I v loňském roce pokračovala kontroverze kolem údajných stop života v marsovském meteoritu ALH 84001 se stále nerozhodným výsledkem. Jiní autoři se však zaměřují spíše na otázku, zda je život v podzemním jezeře Vostok v Antarktidě, jehož hladina je asi 4 km pod ledovým příkrovem a v němž jsou tudíž podmínky podobné povrchu na Marsu. Jezero bylo totiž ještě před 10 miliony let povrchovým sezónně zamrzajícím mořem a podobalo se svými podmínkami tomu, co pozorujeme v severní polární čepičce na Marsu. Pokus odebrat vzorky z jezera Vostok by byl ovšem technicky náročný, zejména kvůli potřebě neznečistit jezero současnými pozemními mikroby.

Podobně zamotané je to s náznaky možnosti minulé nebo současné existence tekuté vody na Marsu. J. Mustard aj. tvrdí, že Mars prodělal nedávno velkou klimatickou změnu a mladý led nad šířkami ±40 stupňů představuje zásobu vody, která by pokryla celý povrchu planety "oceánem" o hloubce pouhých 0,3 metru. Naproti tomu N. Hoffman se domnívá, že na Marsu nikdy tekutá voda nebyla a pozorované útvary na povrchu nevznikly vodní erozí, ale erupce plynu, prachu a hornin, vyvolané výbuchy stlačeného kapalného oxidu uhličitého, uvězněného pod povrchem planety. Rýhy na svazích pak vznikly od tajícího sněhu, nikoliv od proudící tekuté vody. Obdobného názoru jsou i M. Malin a K. Edgett, kteří studovali vzhled roklí na Marsu, objevených na snímcích ze sondy MGS v průběhu roku 2000. Tato sonda ukončila snímkování celého povrchu planety v lednu 2001, když pořídila 58 tisíc snímků a rovněž 97 milionů spekter a 490 milionů výškových měření laserovým altimetrem MOLA a předala tak na Zemi již 3 Tb dat. V té době však bylo schváleno prodloužení činnosti sondy do dubna 2002. Měření altimetrem vedlo k revizi středního poloměru Marsu, jenž se takto zvětšil o dva kilometry, takže vyhaslá sopka Olympus Mons dosahuje pak výšky 22,7 km, kdežto její konkurentka Ascraeus Mons jen 19,2 km vůči referenčnímu elipsoidu. Největší proláklinou na Marsu je pánev Hellas 8,5 km pod refrenční hladinou. Pánev nejspíše vznikla dopadem velké planetky. Altimetr též nenašel žádnou souvislou "pobřežní čáru", nýbrž síť tektonických poruch, takže žádný praoceán na Marsu zřejmě nikdy nebyl.

Sonda MGS pořídila v dubnu 1998 nové snímky proslulé "tváře na Marsu" v oblasti Cydonia při stejném osvětlení jaké bylo na snímku z Vikingu z roku 1976. Lepší rozlišení nového záběru zřetelně ukazuje, že o žádnou tvář nejde ani v nejmenším -- je tam erozí rozrytá stolová hora s četnými pahrbky a roklemi. Ani to však nezviklalo skálopevné zastánce názoru, že "tvář" tam vymodelovali mimozemšťané, neboť ihned přispěchali s vysvětlením, že v mezidobí zlotřilá NASA "tvář" zničila -- atomovým výbuchem! Mezitím 24. října 2001 úspěšně doputovala k Marsu sonda Mars Odyssey, určená pro mineralogické mapování povrchu planety, a zachytila se nejprve na protáhlé dráze s oběžnou dobou 18,7 hodiny, která se metodou aerodynamického brzdění postupně měnila na kruhovou polární dráhu ve výši 400 km. První spektrální snímek Marsu, pořízený ve výšce 6500 km nad jižním pólem planety s rozlišením 5,5 km, získala sonda už 30. října. V polární čepičce za noci tehdy panovala nízká teplota -120 stupňů Celsia. NASA potřebovala tento úspěch jako sůl po ztroskotání sond MCO a MPL v září a prosinci 1999.

V polovině června 2001 byl Mars nejblíže k Zemí od roku 1988 ve vzdálenosti pouhých 67 milionů km, takže průměr jeho kotoučku přesáhl 20" a i menšími dalekohledy tak bylo možné na jeho povrchu spatřit podrobnosti, tentokrát ovšem zčásti zakryté zvířeným prachem z největší bouře za posledních 20 let, která se dle snímků HST na Marsu právě tehdy rozvinula. Projevilo se to dokonce vizuálně, když Mars "ztratil" svou obvyklou načervenalou barvu ve prospěch žlutavého odstínu. Díky prachu v atmosféře se zvláště vnější vrstvy silně ohřály až o 40 stupňů Celsia proti normálu a dosáhly "pokojové" teploty +20 stupňů Celsia, zatímco přízemní vrstva zůstala velmi chladná, a tak vznikaly svislé větrné proudy. Bouře začala slábnout až v půlce října a přispěla také k rychlejšímu usazení sondy Mars Odyssey na kruhové dráze.

Počátkem června objevili pozorovatelé na Floridě nevelkými dalekohledy -- a dokonce zaznamenali na video -- krátká a výrazná zjasnění o trvání sekund, opakující se jednou až dvakrát za minutu v oblasti Edom Promontorium zálivu Sinus Sabaeus. Pravděpodobně šlo o zrcadlové odlesky Slunce od povrchu planety, pokrytého vrstvou ledových krystalků, které byly na témže místě zaznamenány již při pozorováních v roce 1958. V červenci pořídila ultrafialová družice FUSE spektra, na nichž jsou patrné slabé čáry příslušející molekulárnímu vodíku -- jde o první důkaz jeho existence na Marsu. Z toho usuzují V. Krasnopolsky a P. Feldman, že na Marsu musela být kdysi přece jen tekutá voda a globální oceán dosahoval zpočátku hloubky 1,25 km a ještě před 3,5 miliardami let byl 50 metrů hluboký. Od té doby však 96 % vody zmizelo nejprve rozpadem na vodík a kyslík a následným únikem vodíku resp. deuteria do kosmického prostoru.

F. Costard aj. ukázali, jak na Marsu vznikají rokle a průrvy v důsledku tání podpovrchového ledu v permafrostu. Jelikož sklon rotační osy planety dlouhodobě kolísá v širokých mezích 0 -- 60 stupňů (nyní činí 25 stupňů), mění se výrazně ozáření různých pásem na povrchu Marsu. Při vysokém sklonu rotační osy svítí Slunce nejvíce právě v polárních oblastech, kdežto na rovníku málo, a proto tam nejsou žádné rokle. M. Malin aj. zjistili rozborem snímků ze sondy MGS, že polární čepičky se rychle mění a podmiňují tak dlouhodobé změny klimatu. Současné tempo sekulárního ústupu jižní polární čepičky je tak rychlé, že může vyvolat její zánik už během několika tisíc let a současně zvýšit hustotu Marsovy atmosféry. Před našima očima tak na Marsu probíhá velká klimatická změna.

D. Smith aj. a M. Zuberová aj. poukázali na sezónní výkyvy výšky povrchu planety vlivem sublimace resp. opětného namrzání CO2. Jelikož hustota materiálu činí jen 90 % hustoty vody, jde o suchý led nebo sníh CO2, zatímco vodní sníh by byl mnohem řidší. Původní magnetické pole Marsu vymizelo již před 4 miliardami let, jak ukazuje zbytkový magnetismus v kůře planety. Okamžité hodnoty magnetické indukce na povrchu ovlivňuje sluneční vítr, ale její velikost je v každém případě postačující biologickou ochranou.

Tolikrát osvědčení astronomové-amatéři přispěchali na pomoc planetologům při digitální zpracování obrovského množství snímků impaktních kráterů na Marsu, které před lety pořídily orbitální moduly kosmických sond Viking. Během dvou měsíců na přelomu let 2000/2001 obklikali dobrovolní spolupracovníci NASA obrysy více než 200 tisíc impaktních kráterů a 60 tisíc kráterů klasifikovali podle stupně zvětrání.

 

1.1.4. Jupiter
Proslulá rudá skvrna v Jupiterově atmosféře se podle A. Simonové-Millerové dlouhodobě výrazně zmenšuje; od roku 1800 dodneška se scvrkla na polovinu. Hlavní osa skvrny měla původně délku 40 tis. km (tj. 35 stupňů), ale v roce 1979 už jen 25 tisíc kilometrů (21 stupňů), zatímco příčná osa o délce 12 tisíc kilometrů se neměnila. Pokud to půjde stejným tempem dál, kolem roku 2040 nabude skvrna kruhového vzhledu. Skvrna také střídavě bledne a rudne, takže zatím neznámá příčina těchto proměn leží zřejmě někde uvnitř samotné skvrny. Současná rychlost větru ve skvrně 700 km/h je o plných 70 procent vyšší než byla při sledování sondou Voyager roku 1979.

Jak uvádějí J. Waite aj., snímky z HST prokázaly, že polární záře v Jupiterově ionosféře jsou nejmohutnější v celé sluneční soustavě. Na rozdíl od polárních září na Zemi však hlavním zdrojem energie pro záře na Jupiteru je rychlá rotace planety; sluneční vítr hraje podružnou roli. Hlavní ovál polárních září kolem pólů ve výšce až 4 miliony km nad planetou je právě průvodním jevem Jupiterovy rotace. Krátkodobá minutová zjasnění více než o řád má však na svědomí sluneční vítr. Nejsilnější zjasnění za poslední desetiletí pozoroval HST 21. září 1999.

Průlet kosmické sondy Cassini kolem Jupiteru v minimální vzdálenosti 9,7 milionu km v samém závěru roku 2000 proběhl bez problémů. Sonda prošla obloukovou rázovou vlnou na "návětrné" straně Jupiterovy magnetosféry o den dříve, než se čekalo, takže magnetosféra je ještě rozsáhlejší, než se tvrdilo dříve. Díky vzorné funkci kamery na sondě se podařilo zachytit průběh změn v oblačných vírech planety během času. Rovněž koordinace pozorování se sondou Galileo, jež v té době prolétala velmi blízko družice Ganymed, se bezvadně zdařila. Sonda Cassini též zobrazila družici Himalia (Jupiter VI), která má průměr 170 km a nepravidelný tvar, takže jde určitě o zachycenou planetku.

Dalekohled havajské univerzity se zrcadlem o průměru 2,2 m posloužil na přelomu listopadu a prosince 2000 k objevu dalších 10 družic Jupiteru, jež mají v naprosté většině retrográdní dráhy a vysoké výstřednosti e v intervalu 0,15 -- 0,53. Absolutní hvězdné velikosti v rozmezí 14,8 -- 16,1 mag svědčí o malých rozměrech družic pouhých několik kilometrů. Celkový počet známých družic Jupiteru tím stoupl na 28. Tento počet není zajisté konečný, jelikož oblast stabilních drah družic Jupiteru (tzv. Hillova sféra) představuje na obloze plných 48 čtverečních stupňů a její podrobná prohlídka zabere ještě hodně času.

Nedávný objev podpovrchového oceánu u Galileovy družice Europa vzbudil naděje, že v tekuté vodě by mohl být život, zavlečený na družici z komet. Nyní se však ukázalo, že impaktní krátery s průměrem nad 5 km vykazují v ledovém krunýři Europy komplexní strukturu, jež svědčí o tom, že dopadající těleso led na povrchu družice úplně neprorazilo. Odtud se dala spočítat jeho minimální tloušťka tři kilometry. To však snižuje naději, že by budoucí sonda k Europě byla schopna odebrat vzorky tekuté vody z tohoto oceánu.

Sonda Galileo při blízkém průletu kolem největší družice sluneční soustavy o průměru 5270 km v květnu 2000 odhalila pomocí magnetometru, že i Ganymed má v hloubce asi 170 km pod povrchem oceán slané vody. Jak uvádějí P. Schenk aj., ještě před miliardou let šlo o oceán povrchový. Nynější tekutý oceán vzniká rozpouštěním ledu pod vysokým tlakem. Povrch družice je ze dvou třetin pokryt světlým mladým ledem, zatímco zbývající třetina je tmavší, posetá impaktními krátery a tudíž velmi stará.

Při těsném průletu (138 km) nad družici Kallistó (průměr 4820 km; hustota 1,8násobek hustoty vody -- J. Anderson aj.) koncem května 2001 odhalila sonda Galileo obdobným způsobem podpovrchový oceán v hloubce 150 km pod povrchem této nejvzdálenější velké družice Jupiteru. Jak uvádějí K. Bennett a J. Ruiz, k ohřevu vody nad bod tuhnutí zde nestačí již dosti slabý slapový ohřev, ale obstará to samotná viskozita vody, jež dokáže zabránit zamrznutí oceánu i bez příměsi nějaké nemrznoucí směsi. Kallistó má za všech družic sluneční soustavy vůbec nejvíce impaktních kráterů, což znamená, že je geologicky mrtvá. Erozi povrchu způsobuje tmavý prach na ledových útesech, jenž se dostatečně zahřívá a vyvolává tání okolního ledu.

Keckův dalekohled vybavený adaptivní optikou odhalil v únoru 2001 na povrchu družice velmi jasnou skvrnu, viditelnou v infračerveném pásmu dokonce i na osvětlené straně družice v severní šířce 40 stupňů. Její minimální teplota činí alespoň 1100 K a maximálně až 1800 K. V druhé polovině roku navštívila sonda Galileo Ió dvakrát, přičemž jednak přeletěla přímo nad aktivní sopkou Tvashtar ve výši 194 km, a jednak měřila nad jižním pólem družice v minimální výšce pouhých 181 km. Zatímco sopka sama byla v době průletu klidná, sonda podle L. Franka aj. zaznamenala při přeletu další sopky o 600 km jižněji vulkanickou erupci, která dosáhla rekordní výšky 500 km nad povrchem družice. Magnetické pole Ió je velmi slabé.

 

1.1.5. Saturn
Z měření HST se podařilo objektivně určit barvy prstenců, jež se napříč jejich sestavy mění. Obecně mají růžově lososový nádech, což nasvědčuje tomu, že materiál prstenců přišel z periférie sluneční soustavy a byl posléze Saturnem zachycen. T. Kostiuk aj. měřili spektrometrem na infračerveném teleskopu IRTF Dopplerovy posuvy v atmosféře družice Titan s rotační periodou 16 dní. Atmosféra bohatá na dusík a chudá na kyslík proudí ve směru rotace rychlostí 760 km/h. To usnadní ztíženou komunikaci mezi sondou Cassini a sestupným modulem Huygens, neboť silný vítr bude touto rychlostí modul snášet.

Jak uvedli B. Gladman aj., 12 nově objevených družic Saturnu má dva typy drah. Především jde o pravidelné přímé a víceméně kruhové dráhy v rovině oběhu Saturnu kolem Slunce. Druhý typ však představuje nepravidelné retrográdní dráhy s vysokou výstředností i sklonem k oběžné rovině Saturnu. Je téměř jisté, že pravidelné dráhy mají družice, které vznikly z akrečního disku Saturnu, kdežto nepravidelné dráhy příslušejí dodatečně zachyceným planetesimálám. Hillova sféra planety, v níž se mohou pohybovat družice na dlouhodobě stabilních drahách, je svými rozměry úměrná hmotnosti planety a pro Saturn vskutku obrovská, neboť dosahuje poloměru 65 milionů km (0,43 AU). To znamená pokrýt citlivými detektory úhrnem 22 čtverečních stupňů oblohy, a to je velmi obtížný úkol. Přesto se to podařilo do mezní hvězdné velikosti 23 magnitud, což odpovídá družicím o průměru nad pět kilometrů. Takových družic má nyní Saturn alespoň 30. Kromě toho C. McGheeová aj. našli na snímcích HST při "zmizení" prstenců Saturnu v roce 1995 celkem 8 krátkodobých zhuštění v excentrickém prstenu F.

 

1.1.6. Nejvzdálenější planety
H. Hammelová aj. studovali proudění v atmosféře Uranu na základě snímků HST a Keckova teleskopu z let 1994-2000. Dostali tak mj. i rotační periodu Uranu 17 h 24 min 24 s, rovníkový poloměr 25 559 km a zploštění planety 0,023. Jižní slunovrat na Uranu nastal roku 1986 a rovnodennost se odehraje roku 2007, což umožní získat údaje i pro vyšší severní šířky, jež jsou nyní trvale ve stínu. Proudění v atmosféře je komplikováno extrémním sklonem (98 stupňů) rotační osy Uranu, takže planeta obíhá Slunce prakticky naležato. Z téhož důvodu je profil zonálních větrů vůči rovníku planety nesouměrný. Na 72. stupni jižní šířky dosahuje rychlost větru 630 km/h, kdežto na 42. stupni jižní šířky činí jen 550 km/h. Proti hodnotám, odvozeným Voyagerem 2 roku 1986, tak rychlost větru zřetelně poklesla. M. Maris aj. určili z rozboru světelných křivek v říjnu 2000 přibližné rotační periody nových družice Uranu. Pro Sycorax ve vzdálenosti 253 poloměrů Uranu vyšly 3 h a pro Caliban ve vzdálenosti 305 poloměru Uranu zhruba 4 h.

Neptun rotuje v periodě 16 h 07 min. Podle J. Parkera a S. Alana Sterna se od roku 1989 ohřála atmosféra družice Triton na 40 K a jižní polokoule prožívá nejteplejší léto za posledních 350 roků. V současné době probíhá kampaň soustavného sledování této podivuhodné družice, která mění jak svou jasnost tak i barvu a dosahuje 13,5 mag, takže je vhodným objektem i pro vyspělé astronomy-amatéry, kteří pracují s kamerami CCD a dalekohledem o průměru alespoň 0,3 m.

Jak vyplývá ze čtyřbarevné fotometrie přechodů a zákrytů Pluta s Charonem v letech 1985-1990, má polokoule Pluta přivrácená trvale k Charonu narůžovělou barvu, ale kotouček planety přetíná uprostřed široký tmavý pás. K. Young aj. mají za to, že zde byl světlý povrch překryt ledem dusíku, metanu a oxidu uhelnatého. C. Dumas aj. získali spektra v blízkém infračervené oblasti pro Charona pomocí kamery NICMOS HST. Ukázali, že jde o krystalický led hydrátu čpavku, což vysvětluje vyšší albedo Charonu.

 

1.2. Meziplanetární látka
1.2.1. Planetky
V lednu 2001 překročil počet katalogizovaných planetek magickou hranici 20000. "Jubilejní" těleso patří do pásma transneptunských planetek s předběžným označením 2000 WR106 a dostalo jméno Varuna. Už na konci téhož roku však dosáhl počet katalogizovaných planetek téměř 33 tisíc; z toho však jen necelých 9 tisíc má už také vlastní jméno. Zásluhou našich pozorovatelů na Kleti, v Ondřejově a v Modre se to mezi nimi doslova hemží českými a slovenskými jmény, takže za loňský rok přibyla na obloze mimo jiné tato jména planetek: (5318) Dientzenhofer, (5583) Braunerová, (5712) Funke, (6281) Strnad, (6385) Martindavid, (6596) Bittner, (6597) Kreil, (6712) Hornstein, (7114) Weinek, (7115) Franciscuszeno, (7118) Kuklov, (7171) Arthurkraus, (7332) Ponrepo, (7334) Sciurus, (7403) Choustník, (7701) Zrzavý, (8343) Tugendhat, (8554) Gabreta, (9224) Železný, (9449) Petrbondy, (9543) Nitra, (10174) Emička, (10293) Pribina, (11014) Svätopluk, (11101) Českáfilharmonie, (11105) Puchnarová, (11339) Orlík, (11614) Istropolitana, (11656) Lipno, (11657) Antonhajduk, (12051) Pícha, (12406) Zvíkov, (12468) Zachotín, (13406) Sekora, (13916) Bernolák, (14056) Kainar, (14068) Hauserová, (14098) Šimek, (14124) Kamil, (14190) Soldán, (14206) Sehnal, (14976) Josefčapek, (15384) Samková, (15392) Budějický, (15399) Hudec, (15860) Siráň, (15897) Beňačková, (15907) Robot, (15960) Hluboká, (16435) Fándly, (16706) Svojsík, (16781) Renčín, (16801) Petřínpragensis, (16817) Onderlička, (16929) Hurník, (16951) Carolus Quartus, (17611) Jožkakubík, (17625) Joseflada, (17694) Jiránek, (17702) Kryštofharant, (17776) Troska, (17805) Švestka, (17806) Adolfborn 1. 9.2002 (18460) Pecková (18647) Václavhübner, (18676) Zdeňkaplavcová, (18841) Hruška, (19268) Morstadt, (19291) Karelzeman, (19384) Winton, (19955) Hollý, (20164) Janzajíc, (20254) Úpice, (20256) Adolfneckář, (20495) Rimavská Sobota, (20991) Jánkollár, (21229) Sušil, (21257) Jižní Čechy, (21660) Velenia, (21682) Peštafrantišek, (22185) Štiavnica (22465) Karelanděl, (22644) Matejbel, (22697) Mánek (22901) Ivanbella, (23444) Kukučín, (24260) Kriváň, (24847) Polesný, (25384) Partizánske (26195) Černohlávek, (26314) Škvorecký, (26401) Sobotište. (Podrobnosti obsahuje internetová stránka: http://planetky.astro.cz/.) Na památku obětí teroristického náletu na New York a Washington 11. září 2001 pojmenovali astronomové z Kletě, La Silla a Nankingu planetky č. 8990 Compassion -- Soucit, 8991 Solidarity a 8992 Magnanimity -- Velkomyslnost.

Rozvoj planetkové astronomie od první úvahy o existenci hypotetické planety mezi Marsem a Jupiterem, kterou roku 1596 vyslovil Kepler, je vskutku nevídaný. V roce 1785 bratislavský rodák Franz von Zach odhadl její dráhové elementy a to přimělo C. Gausse k odvození metody, jak určit dráhové parametry ze tří po sobě jdoucích pozorování planety. To se báječně hodilo, když G. Piazzi objevil v Palermu 1. ledna 1801 ve 20h 43min místního času pomocí průchodního stroje těleso, jež se během noci posunulo o 4 úhlové minuty k západu a severu. Z pozorování Piazziho pak Gauss do listopadu téhož roku spočítal dráhové elementy, na jejichž podkladě Zach objekt znovuobjevil 7. prosince a opětně ho pozoroval 1. ledna 1802. Polohy tělesa, pojmenovaného Piazzim jako Ceres Ferdinandea, se shodovaly s Gaussovým výpočtem na 20 úhlových minut. Objekt navíc nezávisle pozoroval i H. Olbers, který pak v březnu 1802 objevil další podobné těleso Pallas. V témže roce navrhl W. Herschel pro nové objekty souhrnný název asteroid. Kdo mohl tehdy jen tušit, kolik asteroidů se v pásu planetek podaří objevit za dvě století?

Právě po dvou stoletích od objevu Cerery uveřejnili J. Parker aj. první albedovou mapu této největší planetky o průměru 950 km na základě snímků, které v červnu 1995 pořídil HST s rozlišením 50 km na vcelku jednotvárném povrchu. Nejvýraznějším rysem je tam tmavá skvrna o průměru 250 km, která dostala jméno Piazzi. Jedná se nejspíše o impaktní kráter. Ceres rotuje v periodě 9,1 hodiny a má střední hustotu 2,6násobek hustoty vody.

Podle M. Combese však ani současné sledování planetek není příliš dokonalé, neboť observatoře na severní polokouli objevují 4,8krát více planetek než stanice na jižní polokouli, kde je zkrátka mnohem méně hvězdáren. Nejvíce planetek se objevuje v USA a Japonsku; Česká republika je v této statistice na 7. místě na světě. Nejvíce planetek se zatím objevilo na Mt. Palomaru (Kleť je 10. na světě) a mezi astronomy vedou holandští astronomové manželé C. a I. van Houtenovi, každý má na svém kontě něco přes 1000 objevů (A. Mrkos je 21. s 231 objevy).

To hlavní nás však teprve čeká. Předloni se na observatoři Apache Point v Novém Mexiku naplno rozběhla přehlídka vzdálených galaxií a kvasarů, označená zkratkou SDSS, využívající zrcadla o průměru 2,5 m a dosahující mezní hvězdné velikosti 23 mag. Jak se dalo čekat, na popředí přehlídkových záběrů se nutně zobrazují planetky. Ž. Ivezič aj. našli na přehlídkových snímcích prvních 500 čtverečních stupňů celkem 13 tisíc planetek jasnějších než 21,5 mag, takže v dosahu celé přehlídky je odhadem 130 tisíc (!) planetek. Autoři soudí, že hlavní pás obsahuje asi 670 tisíc planetek s rozměrem nad jeden kilometr. Je poněkud pikantní, že nejvýkonnějším objevitelem planetek se bezděčně stalo zařízení, určené hlavně pro výzkum nejvzdálenějších propastí vesmíru.

Jedním z obtížných problémů planetkové astronomie však i po dvou stoletích zůstává určování hmotnosti těchto těles. Jsou totiž obecně tak malé, že mají neměřitelně malý gravitační vliv na pohyb ostatních těles sluneční soustavy, zatímco nepřímý výpočet z geometrických rozměrů a průměrné hustoty je nutně velmi nepřesný. Proto je potřebné využívat vzájemných blízkých přiblížení planetek k sobě navzájem, kdy gravitační poruchy jejich drah vzrůstají na měřitelné hodnoty.

Podle E. Goffina se takto podařilo určit hmotnost (1) Cerery na 4,76J, (4) Vesty na 1,38J a (2) Pallady na 1,17J, kde J = 10-10 Mo. B. Vieateau a M. Rapaport dostali obdobně pro Vestu 1,31J a (11) Parthenope 0,026J. Konečně G. Michalak poprvé odvodil hmotnost (6) Hebe 0,07J; (88) Thisbe 0,07J a (444) Gyptis 0,04J a podstatně revidoval hmotnosti planetek (10) Hygiea 0,56J; (15) Eunomia 0,13J; (52) Europa 0,26J; (511) Davida 0,33J a (704) Interamnia 0,35J. Průměrné hustoty planetek pak vycházejí na 2,9násobek hustoty vody. Předpovědím dalších vzájemných blízkých přiblížení planetek se loni věnoval A. Galád, který zjistil, že do roku 2023 dojde k více než 9,5 tisícům vzájemným přiblížením katalogizovaných planetek na vzdálenost menší než 0,02 AU, což dává dobré vyhlídky na určení jejich hmotností.

Samostatnou kapitolou výzkumu planetek se stala měření vlastností planetky (433) Eros mimořádně úspěšnou kosmickou sondou NEAR-Shoemaker, která od 14. února 2000 obíhala po aktivně měněné dráze planetku, jež se může v daleké budoucnosti případně i srazit se Zemí. Po ročním provozu se vedení NASA rozhodlo k původně neplánovanému zakončení mise řízeným sestupem sondy z výšky 35 km na povrch Erose. To se báječně povedlo po 5,5hodinovém sestupu pomalým usednutím sondy sestupnou rychlostí 5,4 km/h na úbočí dvěstěmetrového impaktního kráteru Himeros 12. února 2001. Delikátní manévr na vzdálenost 315 milionů km od Země řídil autor příslušných výpočtů R. Farquhar.

Sonda se sice po dopadu naklonila na stranu, neboť se opřela o dva sluneční panely, ale přistáním se nijak nepoškodila; naopak citlivost rentgenového a gama spektrometru se podstatně zvýšila, takže přístroje mohly měřit chemické složení regolitu až do hloubky 100 mm pod povrchem. Teprve po dvou týdnech provozu na povrchu byla sonda povelem ze Země vypnuta. Základní zpracování tohoto bohatého materiálu proběhlo velmi rychle, takže již koncem září 2001 byly hlavní výsledky projektu zveřejněny v britském vědeckém týdeníku Nature č. 6854. Sonda vykonala na oběžné dráze kolem Erose 11 milionů topografických měření laserovým výškoměrem i další početná radarová, rentgenová i infračervená měření a přenesla na Zemi 160 tisíc snímků povrchu planetky. Poslední záběr během sestupu z výšky 129 m zobrazuje terén o šířce 6 m s rozlišením pouhých 10 mm.

Podle P. Thomase aj. a M. Robinsona aj. se na povrchu planetky nachází přes 6700 balvanů s průměrem nad 15 m, především podél rovníku planetky a dále v okolí největšího impaktního kráteru Shoemaker o průměru 8 km. Kráter sám vznikl asi před miliardou let a úlomky vymrštěné dopadem létaly okolím planetky po balistických drahách až dvě hodiny, než opět dopadly na její povrch. Rozházené balvany jsou patrně důsledkem zemětřesení, při nichž se povrchový prach setřásá jako písek na pláži, a tím se balvany obnažují. Prach se elektrostaticky nabíjel a vznášel nad povrchem, až posléze zapadl do stovek prohlubní, jež mají nyní vzhled plochých "rybníčků". Na Erosu je v porovnání s Měsícem až tisíckrát méně malých impaktních kráterů, což patrně souvisí s postupnou migrací menších těles napříč sluneční soustavou. Infračervená spektroskopie prokázala přítomnost draslíku, hořčíku, křemíku a kyslíku a velmi nízké zastoupení železa, takže Eros je z mineralogického hlediska obyčejný chondrit, jenž neprodělal žádné geologické zvrstvení.

Největší zájem přirozeně budí i nadále sledování planetek-křížičů, které mohou v budoucnu ohrozit Zemi. Dosavadní statistika podle G. D'Abrama aj. naznačuje, že počet nebezpečných křížičů jasnějších než absolutní hvězdná velikost 18 mag (což odpovídá průměru nad 1 km) je (910 ± 110), takže jich nyní známe už více než 60 procent. To je asi dvakrát příznivější číslo, než první odhad E. Shoemakera z roku 1980, ale nejnověji přichází J. Scott Stuart s trochu horším odhadem jejich počtu 1250. Při stávajícím tempu hledání lze očekávat, že 90 procent nebezpečných křížičů bude dohledáno kolem roku 2040.

O výkonnosti dnešních sledovacích soustav pro objevování planetek svědčilo pozoruhodné pozorování z 21. února 2001, kdy dalekohled Spacewatch nalezl v souhvězdí Raka objekt 16 mag, označený jako 2001 DO47, který o dva dny později proletěl ve vzdálenosti 580 tisíc kilometrů od Země. Parametry jeho dráhy však nápadně připomínaly elementy dráhy Země, a vskutku, vzápětí se ukázalo, že šlo o těleso, vypuštěné pozemšťany, totiž o kosmickou sondu WIND, jež odstartovala koncem roku 1994. Sonda má tvar lesklého válce o průměru 2,4 m a výšce 1,8 m. Tento "incident" vyvolal potřebu přidat do vyhledávacích programů pro planetky katalog umělých družic a kosmických sond.

Radar v kalifornském Goldstone sledoval koncem května 2001 na frekvenci 8,6 GHz planetku 1999 KW4, jež se tehdy přiblížila k Zemi na vzdálenost 4,8 milionu km a odhalil tak její podvojnost. Jak uvádějí S. Ostro aj., větší složka o maximálním průměru 3 km je alespoň třikrát větší než menší složka a jejich vzájemná vzdálenost přesahuje 2 km. Planetku fotometrovali již v červnu 2000 P. Pravec a L. Šarounová a už tehdy ji podezírali z podvojnosti. Určili totiž průběh neperiodické světelné křivky s minimy následujícími zhruba po 1,5 hodině. Křivka souvisí jednak s protáhlým tvarem hlavní složky a jednak s oběžnou dobou složek kolem 3 hodin.

Radar v Arecibu odhalil počátkem října 2001 podvojnost planetky 1998 ST27 s podobným poměrem velikosti složek ve vzájemné vzdálenosti 4 km. Baadeho 6,5 m dalekohled v Las Campanas sledoval v polovině října planetku 2001 QT297 a tak se zjistilo, že i ona je dvojitá s úhlovou vzdáleností složek 0,6" a rozdílem jasností 0,7 mag. Další dvojicí je planetka 2001 SL9 typu Apollo, z jejíž světelné křivky vyplývá, že oběžná doba složek činí 16,4 h a rotační perioda větší složky 2,4 h. Poměr rozměrů činí 0,31, což lze snadno určit, jelikož v říjnu 2001 šlo o zákrytovou planetku! Naproti tomu planetka typu Amor 2001 OE84 o průměru 0,9 km je zaručeně osamělá, ale rotuje kolem své osy v krátké periodě 29 minut, takže jde určitě o monolit, nikoliv o hromadu sutě, jak se u tak malých těles obvykle předpokládá.

Dvojité jsou i některé velké planetky hlavního pásu. Keckův dalekohled s adaptivní optikou rozlišil v únoru 2001 satelit planetky (87) Sylvia o průměru 120 km, jejíž 7 km průvodce obíhá ve vzdálenosti plných 1200 km. Následná pozorování HST objev potvrdila. Úhlová vzdálenost složek činila 0,33" a rozdíl jasností více než 6 mag. Pomocí HST se vzápětí podařilo prokázat satelit planetky (107) Camilla o průměru 220 km, jejíž průvodce je slabší o 7 mag, má průměr 9 km a obíhá ve vzdálenosti 1000 km. Dalekohledy Keck a CFHT s adaptivní optikou objevili W. Merline aj. a J. Margo aj. koncem srpna 2001 podvojnost planetky (22) Kalliope o průměru 180 km. Průvodce o průměru 35 km obíhá ve vzdálenosti 1000 km a je téměř o pět mag slabší. W. Merline aj. ohlásili v září 2001 na základě pozorování osmimetrovým reflektorem Gemini-N s adaptivní optikou objev podvojnosti Trójanu Jupiteru (617) Patroclus. Průměr složek činí 105 a 95 km, takže patrně tak vznikly současně. T. Michalowski aj. zjistili rozborem zákrytů na světelné křivce páru planetek (90) Antiope, že obě zhruba stejně velké složky o středním průměru 80 km mají nekulový tvar a synchronní rotaci 16,5 h, jež se rovná oběžné periodě. P. Tanga aj. upozornili na podivuhodný vzhled planetky (216) Kleopatra na snímcích z HST v lednu 2000. Planetka vypadá jako dvě "kapky" o hlavních rozměrech 76x37x18 a 72x35x25 km, přičemž těžiště obou jsou navzájem vzdálena 125 km, takže kapky se dotýkají.

Podle A. Storrse aj. byla do loňského roku prokázána podvojnost 18 planetek a dalších 5 případů je podezřelých. J. Oberst aj. určili na základě měření z července 1999 při průletu kosmické sondy Deep Space 1 ve vzdálenosti 26 km od planetky (9969) Braille velmi pomalou synodickou rotaci planetky plných 9,4 d. Povrch planetky je velmi světlý a podobá se albedu planetky Vesta. Ž. Ivezič aj. využili statistiky planetek z přehlídky SDSS k určení zastoupení planetek typu S (kamenné) a C (uhlíkaté) v hlavním pásu. Kamenných planetek je 1,5krát více než uhlíkatých a mají maximum četnosti ve vzdálenosti 2,8 AU, kdežto uhlíkaté dosahují maximální četnosti až ve vzdálenosti 3,2 AU od Slunce.

J. Larsen aj. zkoušeli hledat Kentaury a transneptunská tělesa (TNO) v archivu dalekohledu Spacewatch z let 1995-99. Na 1483 čtverečních stupních oblohy tak našli 5 Kentaurů a 5 TNO. Z této statistiky odhadli, že do R = 21,5 mag se na obloze dá najít asi 100 Kentaurů a 400 TNO. Velkým překvapením je objev C. Veilleta aj. podvojnosti TNO 1998 WW31, vzdáleného od Slunce 46 AU, pomocí dalekohledu CFHT. Primární složka 23 mag o průměru zhruba 150 km je jen o 0,4 mag jasnější než sekundární objekt o průměru asi 120 km, a jejich vzájemná vzdálenost dosahuje 22 tisíc kilometrů, takže je srovnatelná se vzdáleností Charonu od Pluta. Průvodce se však pohybuje kolem hlavní složky po velmi protáhlé dráze s výstředností e = 0,8 v periodě 1,6 roku. J. Kavellaars aj. našli pomocí téhož dalekohledu v srpnu další pár TNO 2001 QW322. Obě složky dvojice mají tutéž jasnost (R = 24 mag), čemuž odpovídají průměry 130 km, a úhlovou vzdálenost 4", tj. 120 tisíc kilometrů. Dvojice obíhá kolem Slunce po kruhové dráze s poloměrem 44,2 AU jednou za 294 let. Zcela bláznivou dráhu pak má TNO 2000 CR105, jež bylo objeveno jako těleso 24 mag ve vzdálenosti 54 AU od Slunce. Podle H. Levisona se totiž v odsluní dostává až do vzdálenosti 390 AU od Slunce, kdežto v přísluní je jen 44,5 AU od Slunce, takže jeho výstřednost dosahuje e = 0,8, což připomíná spíše kometu než planetku, neboť má oběžnou dobu 3300 let. Objekt prošel přísluním v roce 1965 a bude v odsluní roku 3615.

Podle přehlídkových pozorování R. Allena aj. však pásmo TNO větších než 160 km sahá nanejvýš do vzdálenosti 65 AU od Slunce. C. Trujillo aj. udávají na základě přehlídky na 73 čtverečních stupních pomocí dalekohledu CFHT vnější hranici objektů TNO dokonce na pouhých 50 AU a odhadují, že pokud existuje ve sluneční soustavě ještě další pás větších těles, tak se nachází v minimální vzdálenosti 76 AU. V pásmu TNO se odhadem vyskytuje asi 38 tisíc objektů s průměrem nad 100 km; dosud jich však známe stěží 500. B. Gladman aj. odhadují na základě pozorování dalekohledy CFHT a VLT s mezní hvězdnou velikostí 27 mag, že pás TNO mezi 30 a 50 AU obsahuje v tělesech o průměru nad 1 km úhrnem asi 10 procent hmotnosti Země a C. Trujillo aj. tvrdí, že je tam dokonce 20 procent hmotnosti Země a 100 tisíc těles s průměrem nad 100 km. Z tohoto hlediska tvoří pak přirozeně daleko významnější složku sluneční soustavy než "hlavní" pás planetek mezi Marsem a Jupiterem, o křížičích nemluvě, neboť dohromady obsahují jen 0,4 procenta hmotnosti našeho Měsíce!

Když R. Mcmillan a J. Larsen objevili koncem listopadu transneptunský objekt 2000 WR106, bylo z jeho jasnosti (R = 19,7 mag) hned zřejmé, že jde o mimořádně velké těleso. Jelikož se dvěma astronomům-amatérům A. Knoefelovi a R. Stossovi podařilo vzápětí dohledat jeho polohu na snímcích pro palomarský atlas POSS z roku 1954, vedlo to k rychlému určení jeho dráhy. Při poloose 43 AU a sklonu 17 stupňů se objekt, který mezitím dostal číslo (20000) a název Varuna, pohybuje po mírně výstředné dráze (e = 0,07) a při albedu 0,07, které odvodili D. Jewitt a H. Aussel, činí jeho lineární průměr plných (900 ± 100) km, takže se svými rozměry prakticky rovná velikosti planetky Ceres. Jeho rotační perioda činí buď 3,2 nebo 6,3 h a hmotnost dosahuje 6 procent hmotnosti Pluta. Ještě jasnější TNO 2001 KX76 R = 19,6 byl nalezen R. Millisem aj. na snímcích 4 m a 6,5 m dalekohledů v Las Campanas a Lowellovy observatoře v Arizoně v květnu a červnu ve vzdálenosti 42,5 AU od Země. Díky archivním záznamům se ho podařilo dohledat na snímcích už od roku 1982 a tak rychle spočítat jeho dráhu. Podle G. Hahna aj. jde o typické plutino s velkou poloosou dráhy 39,9 AU. Za předpokladu, že jeho albedo činí 0,07, je průměr objektu větší než 1200 km, tj. srovnatelný s Charonem.

Někteří autoři proto soudí, že v pásmu TNO budou časem objevena další "pluta" a případně i nějaký "mars". C. Trujillo aj. odhadují ze statistiky pozorování 0,9 m dalekohledem na Kitt Peaku na ploše 164 čtverečních stupňů do mezní hvězdné velikosti 21,1 mag, že se tam někde nachází asi 30 dosud neobjevených "charonů" a až 3 "pluta". H. Boenhardt aj. rozdělili podle dráhových parametrů malá tělesa ve vnějších oblastech planetární soustavy řadu podskupin. První jsou tzv. plutina, která podobně jako Pluto obíhají v dráhové rezonanci 2:3 s Neptunem. Jejich prototypem je samotný Pluto, který z toho důvodu nepatří geneticky mezi planety. Dalším typem jsou o něco vzdálenější tělesa, zvaná Cubewanos (podle anglické výslovnosti označení prototypu a vůbec prvního transneptunského tělesa 1992 QB1), jež vyplňují prostor mezi plutiny a dráhovou rezonancí 1:2. Třetí podskupinu TNO pak tvoří rozptýlené diskové objekty na protáhlých eliptických drahách s poloosami od 40 do stovek AU. Tento rozptyl je vyvoláván gravitačními poruchami od velkých planet, jež rovněž vyvolává migraci drah směrem do nitra sluneční soustavy -- právě tak vznikají Kentauři.

(pokračování)
Jiří Grygar
 

Drobky ve vzdálených končinách -- díl druhý

Na přelomu srpna a září letošního roku uplynulo deset let od objevu prvního tělesa z Kuiperova pásu -- dosud nejvzdálenější domény ve výzkumu Sluneční soustavy. U příležitosti tohoto výročí uveřejňujeme seriál, který by měl shrnout naše dosavadní znalosti nejen o transneptunikcých objektech, ale i celé vnější oblasti Sluneční soustavy.

První objev a následující desetiletí
 Na přelomu října a září 1992 se neúnavné duo hledačů transneptunických objektů David Jewitt a Jane Luu konečně dočkalo. Na snímcích pořízených v noci 30. a 31. srpna a 1. září pomocí 2,2metrového dalekohledu Havajské University objevili objekt slabý asi 23 magnitudy -- dostal označení 1992 QB1 -- s pomalým retrográdním pohybem, jenž mohl odpovídat kruhové dráze ve vzdálenosti 37 až 59 astronomické jednotky -- tedy prokazatelně za Neptunem. (Pohyboval se tedy opačným směrem, než obíhají planety -- v blízkosti opozice se takto jeví pohyb všech těles za drahou Země.) Než však mohlo být definitivně prokázáno, že se jedná o těleso z Kuiperova pásu, musela být uskutečněna ještě další astrometrická měření s dostatečným časovým odstupem. Samotná pozorování z těchto tří nocí totiž nevylučovala ani parabolickou dráhu v blízkosti Země -- mohlo tak jít o slaboučkou kometu.

Něco ale naznačovala i červená barva objektu. O objektech Kuiperova pásu se dnes často říká, že (některé) mají výrazně červenou barvu. To je ale pouze astronomická hantýrka, která znamená, že ve fotometrickém filtru R (red) má objekt větší jasnost než ve filtru V (visual). Kdybychom se na takové těleso mohli podívat pouhým okem, určitě by nám nepřipadalo červené, ale spíše docela obyčejně černé. Právě jeho velmi tmavá barva způsobuje, že objekt září více v tepelném -- infračerveném -- oboru a tudíž je v červené oblasti jasnější než ve vizuální. Červenou barvu povrchu může způsobit vysoký obsah organických látek -- jak tyto sloučeniny na povrchu vznikají, si řekneme v některých z dalších částí seriálu. Toto první těleso dostalo později jméno Cubewano, podle výslovnosti jeho označení QB1 (kjú bí uan).

Na objev dalších objektů si astronomové museli počkat více než rok. Stalo se tak 16. a 17. září 1993, tělesa dostala označení 1993 SB, 1993 SC a objevil je tým vedený I. Williamsem na observatoři na Kanárských ostrovech (druhé místo tedy patří Evropanům, nicméně dnes co do počtu objevených transneptunických těles bezkonkurenčně vedou Američané).

K datu 4. září 2002 je známo již celkem 560 těles Kuiperova pásu a 120 Kentaurů a objektů rozptýleného disku. Více k tomu řekne obrázek a komentář k němu.

Čeho si lze na obrázku všimnout? V první řadě je ihned patrné, že objekty se kupí ve velmi úzkém pásu v blízkosti roviny ekliptiky. Je to jeden z mnoha tzv. výběrových efektů, za který může způsob, jímž jsou tělesa vyhledávána. Většina prohlídek se totiž soustřeďuje právě do oblastí kolem ekliptiky, kde se předpokládá (zcela odůvodněně) nejvyšší hustota pásu a tudíž i největší pravděpodobnost objevu tělesa. Sklony některých drah ale dosahují až 30 stupňů, takže skutečná šířka disku je větší, než pozorujeme. Mimochodem právě sklon dráhy je jedním z nejpřesněji a nejsnáze stanovených elementů dráhy u všech transneptunických těles. Stačí k němu obvykle jen pár pozorování z jedné či více nocí.

Vedle vlastního Kuiperova pásu existují ve vnějších oblastech Sluneční soustavy další dvě již několikrát zmiňované dynamické skupiny -- Kentauři a objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects -- SDOs). Kentauři jsou tělesa obíhající mezi drahami Neptunu a Jupitera, kam se dostali vlivem blízkých setkání s velkými planetami nebo díky jejich dlouhodobému gravitačnímu působení. Název této skupiny není samoúčelný -- Kentaur, napůl člověk a napůl kůň, má symbolizovat přechodné stadium mezi planetkou a kometou, některá tělesa z této skupiny totiž skutečně jeví známky kometární aktivity, především v blízkosti perihelu své dráhy.

Objekty rozptýleného disku vznikají podobně jako Kentauři (nebo lze říci, že jsou jejich předstupněm), ale jejich dráhy sahají do větších vzdáleností. Perihelia sice leží v oblasti velkých planet, ale největší afelia zatím známých těles jsou až 400 astronomických jednotek.

Při pohledu na Kuiperův pás ze severní strany ekliptiky zaujme na první pohled jeho značně nepravidelná paprskovitá struktura. I toto je artefakt různých metod jejich hledání. Lze je obecně rozdělit na dva typy -- tzv. wide field survey a pencil-beam survey.

Wide field prohlídky jsou zaměřeny na prohledání co možná největší oblasti ekliptiky, používají se k nim spíše menší dalekohledy a kratší integrační doby (pod 300 sekund). Mezi nejvýkonnější v této metodě patří prohlídky s pomocí těchto dalekohledů: Cerro-Tololo InterAmerican Observatory 1,5 m telescope, University of Hawaii 2,2 m telescope, Canada-France-Hawaii 3,6 m telescope (poslední dva stojí na vrcholu sopky Mauna Kea), 2,5 m Isaac Newton Telescope (La Palma, Kanárské ostrovy), 4 m Mayall Telescope v Kitt Peaku.

Pencil-beam prohlídky pátrají v úzké oblasti (ve "svazku o velikosti tužky") a jejich cílem je nalézt co možná nejslabší objekty s využitím obřích dalekohledů (např. Keckovy dalekohledy na Havaji nebo 8,2 m VLT v Chile) a dlouhých expozičních dob. Právě objekty z těchto prohlídek vytvářejí "paprsky" v rozložení známých těles, protože všechny leží v malém výseku oblohy. Za krátkou dobu několika let od objevu do současnosti se ani nestihnou na své dráze posunout tak, aby to bylo výrazně zřetelné.

Důležitý rozdíl mezi těmito dvěma přístupy je problém s follow-up astrometrií u pencil-beam prohlídek. Po objevu tělesa je nutné pořídit další snímky s časovým odstupem pro určení poloh potřebných k výpočtu dostatečně přesných parametrů dráhy. Jinak by byl objekt velmi brzo ztracen. Zatímco vlastní dalekohledy určené k prohlídce používají mozaiku velkých kamer, např. osm či dvanáct kamer s rozlišením 2048 x 4096 pixelů v ohniskové rovině dalekohledu, které jim umožňují snímkovat naráz velkou část oblohy, pro follow-up pozorování postačuje obvykle menší dalekohled i menší kamera. Přestože expoziční časy musí být delší, celkový pozorovací čas je mnohem kratší než u prohlídek, neboť pozorovatelé již vědí, kde objekt hledat. Objekty nalezené pomocí pencil-beam prohlídek jsou ale někdy tak slabé, že pro jejich následná pozorování malé dalekohledy nestačí. Takže follow-up astrometrie je buď zcela nemožná, nebo je třeba žádat o další drahý čas na obřích teleskopech.

Některá místa v Kuiperově pásu na obrázku jsou navíc prakticky prázdná. To jsou oblasti, kde ekliptiku protíná Mléčná dráha (na obrázku nahoře a dole) a v těch se vůbec nehledá. Na pozadí nesmírného množství slabých hvězd by se to podobalo hledání jehly v kupce sena, bylo by to úsilí vynaložené zbytečně.

Poslední věcí, která bije do očí hned na první pohled, je fakt, že Kuiperův pás jakoby náhle končí ve vzdálenosti 50 astronomických jednotek od Slunce. Vysvětlení se pokusíme nalézt v další části seriálu.

 

Dynamické skupiny ve vnějších oblastech Sl. Soustavy
Zastavme se ještě předtím, a objasněme si některé pojmy, které se již výše objevily. Za drahou Jupiteru, vedle komet typu Schwassmann-Wachmann 1, které obíhají v blízkosti jeho dráhy, dělíme nově objevená tělesa do těchto kategorií:

  • Kentauři
  • Objekty Kuiperova pásu (Kuiper Belt Objects -- KBOs), které se dělí na tzv. klasické objekty Kuiperova pásu (CKBOs), neboli Cubewanos -- podle svého typického představitele, a tělesa v orbitální rezonanci s Neptunem. Z rezonantních tvoří největší část tzv. Plutinos (Pluto je jejich největším členem), které jsou v rezonanci 3:2.
  • Objekty rozptýleného disku (cattered Disc Objects -- SDOs).

Kentauři jsou tělesa, která obíhají v oblasti velkých planet, tedy mezi drahou Jupiteru a Neptunu. Svůj název si vysloužili tím, že některé z nich jeví známky kometární aktivity, jedná se tedy o přechodné stadium mezi planetkou a kometou. Tato tělesa se na své dráhy dostávají gravitačním vlivem planet -- nejprve Neptuna a později i ostatních vnějších planet. Nejde jen o přímá setkání, která jsou v tomto směru nejúčinnější, ale i dlouhodobé vzdálené gravitační působení může při vhodných kombinacích elementů dráhy tělesa a rušící planety jejich dráhy měnit. Při těchto změnách zůstává zachována velká poloosa dráhy, ale excentricita se mění (v časové škále desetitisíců až statisíců let), čímž se těleso dostává v perihelu blíže a blíže ke Slunci, až jeho dráha protne dráhu některé z planet a velmi brzy dojde k těsnému setkání.

Kentaury, na rozdíl od transneptunických těles, je poměrně složité objevit a vyžaduje to větší nároky na dalekohledy. A to i přesto, že jsou blíže a tudíž by měly být jasnější. Jenže právě díky blízkosti a rovněž kvůli výstředným drahám je jejich úhlový pohyb na obloze podstatně vyšší. Typické objekty Kuiperova pásu mají úhlový pohyb asi 3 vteřiny za hodinu. To umožňuje snímkovat oblohu s poměrně dlouhými expozičními časy, aniž by se na snímku objekt výrazně posunul (běžná praxe je ta, že expoziční čas by neměl překročit dobu, za kterou se těleso posune více, než o kolik ho rozmaže přirozený seeing -- chvění atmosféry, což pro tělesa z Kuiperova pásu a velmi kvalitní pozorovací podmínky dává asi 600 s). Naproti tomu Kentauři se mohou pohybovat i rychlostmi až 20" za hodinu. Během delších expozic se proto na snímcích "rozmažou" svým vlastním pohybem a stávají se tak efektivně mnohem slabšími. Jinak řečeno, dlouhé expozice u těchto těles nemají význam a dosah k menším jasnostem se jimi nezvýší.

Podobným mechanismem jako Kentauři se na své dráhy dostávají i objekty rozptýleného disku. Od Kentaurů se liší tím, že jsou naopak vyvrženy na dráhy zasahující daleko za oblasti Kuiperova pásu (rekordmanem je těleso 2000 OO67, jehož afélium je ve vzdálenosti 1099 AU od Slunce). Jejich perihelia ale leží v Kuiperově pásu nebo mezi velkými planetami (alespoň u těch známých, většina SDOs byla objevena v blízkosti svých perihelů, protože do větších vzdáleností zatím "nedohlédneme"). Objekty rozptýleného disku a Kentauři tak tvoří dvě původem velice podobné skupiny a navzájem se "míchají" -- z Kentaurů se mohou stát SDOs, jestliže dojde k jejich těsnému přiblížení k nějaké z planet.

Klasické objekty Kuiperova pásu obíhají za Neptunem po drahách ne příliš odlišných od kruhových. Jejich velké poloosy mají hodnoty přibližně od 40 do 46 AU a perihelia leží minimálně dvě astronomické jednotky za drahou Neptunu.

Naproti tomu tělesa v rezonanci mají dráhy výstřednější a mnohé z nich se dostávají blíže Slunci než Neptun. Orbitální rezonance 3:2 znamená, že během tří oběhů Neptunu oběhne těleso okolo Slunce dvakrát. Jejich velké poloosy mají hodnoty přibližně 39,4 AU. Vedle rezonance 3:2 jsou ještě poměrně významné rezonance 2:1 (velká poloosa a cca 47,8 AU) a 4:3 (a cca 36,4 AU), ačkoli co do počtu známých těles jsou obsazeny mnohem méně.


(pokračování příště)
Petr Scheirich
 

Pod vlivem: Nebeská znamení

První výtvarné záznamy o podivných kolech, obloucích a skvrnách kolem Slunce pocházejí již z doby bronzové. Našim předkům se tehdy nezjevovaly na obloze žádná zlá znamení, nýbrž celkem časté atmosférické úkazy, pro které ve 4. sto-letí př. n. l. zavedl přírodovědec Aristoteles označení "halo". Halových jevů existuje celá řada a vznikají lomem a odrazem slunečního nebo měsíčního světla na ledových krystalcích rozptýlených ve vzduchu. Zmíněné ledové krystalky, potřebné pro vznik halových jevů, se nejčastěji nacházejí v jemných řasových oblacích (tzv. cirrus a cirrostratus) ve výškách, které jsou vlastní nejvyšším himálajským horám. Za nižších teplot se však mohou vyskytovat i v přízemní vrstvě ovzduší.

 I když halové jevy kolem Měsíce nejsou zdaleka tak nápadné jako kolem Slunce, dokážou tato noční představení předvést velmi působivou podívanou. Nejčastějším halovým jevem je tzv. malé halo (malé kolo), které má podobu světlého kruhu o poloměru 22 stupňů se středem v Měsíci. Kruh malého hala vzniká lomem paprsků na náhodně orientovaných krystalcích ve tvaru šestibokých sloupků. Paprsky se přitom odchylují od směru vstupujícího paprsku v závislosti na úhlu dopadu na boční stěnu. Nejvíce paprsků vystupuje kolem úhlu 22 stupňů, ostatní se odchylují o větší úhel. Proto je kruh malého hala poměrně ostře ohraničen směrem k Měsíci, zatímco vně malého hala pozvolna slábne. Mnohem vzácnějším, ale o to působivějším úkazem, je velké halo (velké kolo), jehož poloměr je asi 46 stupňů.

Z povahy oblaků, při kterých vznikají měsíční hala, vyplývá, že jsou příznakem přísunu teplých vzdušných hmot ve velkých výškách. To také souvisí s přechodem teplé fronty, takže měsíční kola můžeme považovat za jeden ze signálů brzkého příchodu deštivého počasí.

U Slunce lze rovněž docela často pozorovat světlé, duhově zbarvené skvrny ve vzdálenosti 22 stupňů od Slunce (tzv. boční slunce). Tyto světlé skvrny lze občas zahlédnout také u Měsíce, jsou však mnohem méně nápadné a většinou bezbarvé. Mezi halové jevy patří i tzv. měsíční sloupy, které připomínají vertiká-lní světlé pruhy procházející Měsícem.

Zajímavé optické jevy v okolí našeho vládce noci nevznikají pouze lomem a odrazem měsíčního světla na ledových krystalcích, ale také ohybem na vodních kapičkách. Obzvlášť působivá bývá někdy tzv. koróna (dvorec, aureola), která se projevuje v podobě soustředných prstenců obklopujících měsíční disk. Má je na svědomí ohyb světla na drobných kapičkách vody obsažených v oblacích nebo v mlze. Jednotlivé prstence koróny bývají nádherně zbarvené: Nejblíže k Mě-síci je modravý prstenec, vně červený až temně cihlový a mezi nimi lze tušit další bar-vy spektra. Nejčastěji lze pozorovat jen jeden sled duhových barev, vzácněji je mož-né zahlédnout až tři soustavy spektrálních barev za sebou. Koróna tak může sahat do vzdálenosti až 10 stupňů od měsíčního disku. Pokud koróně duhové zabarvení chybí, říkáme ji lidově studánka.

Rozhodně nejznámějším jevem, který vzniká rozkladem slunečního světla na kapičkách vody, je duha. Pověstný světelný oblouk lze však občas spatřit i za nočního deště. Zdrojem světla je v tomto případě samozřejmě náš vesmírný soused. Měsíční duha je ovšem mnohem méně nápadná než duha sluneční. Navíc je ochuzena o pestrou paletu barev a její půvab se omezuje pouze na červenavý lem u vnějších okrajů. Na fotografiích pořízených dlouhou expozicí si však měsíční duha v ničem nezadá s duhou sluneční. Vznik noční duhy je omezen pouze na dobu kolem úplňku, kdy bývá měsíční svit dostatečně intenzivní. Měsíční duhy si tedy všimne jen málokdo a není divu, že do dob Aristotelových byla noční duha považována za pověru.

Děsivé nálady nočních scenérií nemusí mít na svědomí jen optické hrátky měsíčních paprsků na vodních kapičkách nebo ledových krystalcích. Stačí, aby se Měsíc toulal po obloze částečně pokryté oblačností. Jeho svit se už postará o to, aby se obyčejná oblaka proměnila v "plující přízraky". Právě díky měsíčnímu světlu si také můžeme všimnout, že v noci se většina kupovité oblačnosti, která je typická pro parné letní dny, rychle rozpouští. Za slunného počasí totiž kupovitá oblačnost roste díky vzestupným proudům. Při nočním ochlazení ale převládají proudy sestupné, kupovitá oblaka začnou klesat, ohřívat se a tím i rozplývat. Odtud také pochází francouzské pořekadlo "Měsíc v úplňku mraky požírá".

Pavel Gabzdyl
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...