Žeň objevů 1997 (XXXII.) - díl B


Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


 

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Zejména díky soustavné práci pozorovatelů na Kleti a rovněž v Ondřejově se na obloze objevila další česká a slovenská jména v označení nově očíslovaných planetek, například: (3571) Milanštefánik, (3627) Zdeněkhorský, (4339) Almamater (k uctění 650. výročí založení Karlovy university), (4790) Petrpravec, (5910) Zátopek, (7204) Ondřejov, (7670) Kabeláč a (7849) Janjosefric.

Hned počátkem roku 1997 objevila stanice NEAT na Mt. Haleakala planetku 1997 AC_11, která má průměr necelých 200 m, oběžnou dobu 9,5 měsíců a během roku čtyřikrát křižuje dráhu Země, jelikož patří ke křížičům typu Athens, které se neustále pohybují poblíž Země a tudíž pravděpodobnost srážky se Zemí je dosti vysoká. Nově objevená planetka dále vyniká velkým sklonem i = 31deg. Od spuštění projektu NEAT v prosinci 1995 do konce r. 1996 bylo pomocí 1 m zrcadla ve spojení s maticí CCD (4K x 4K) pozorováno přes 10 000 planetek o průměru nad 200 m, z toho 55% je nových. Více než 800 již bylo pojmenováno. Systém dokáže zachytit objekty 20,5 magnitudy V během 40 s. Jinak však hledání planetek zůstává docela nadějným sportem i pro zámožnější astronomy-amatéry. D. di Cicco, jenž bydlí pouhých 28 km od centra Bostonu, užívá 0,3 m a 0,4 m reflektorů ve spojení s maticí CCD k vyhledávání planetek do 18 mag. Od října 1995 do června 1997 nalezl již více než stovku planetek. K identifikaci objevů užívá dat z internetu.

P. Pravec aj. fotometrovali v Ondřejově počátkem března 1997 další křižující planetku 1991 VH a odhalili tak dvě periody proměnnosti 2,6 h a 32,7 h, což lze dobře vysvětlit za předpokladu, že jde o zákrytovou dvojplanetku . Podvojnost další křižující planetky (3671) Dionysus se jim ve spolupráci se S. Mottolou aj. z ESO podařilo prokázat počátkem června loňského roku, když pro ni nalezli fotometrické periody 2,7 h a 27,7 h, přičemž první perioda odpovídá rotační periodě vlastní planetky a druhá perioda oběžné době průvodce planetky kolem mateřského tělesa. Do třetice P. Pravec a G. Hahn prokázali, že také planetka 1994 AW_1 je zákrytovou dvojplanetkou s periodami 2,5 h a 11,3 h, což zřetelně naznačuje, že křižující planetky jsou zcela běžně podvojné.

Před nárazem křížiče na Zemi by nás měly ochránit vhodně načasované a nasměrované nukleární výbuchy v bezprostřední blízkosti planetky-křížiče. S. Jabušita však nyní ukázal, že účinnost explozí je pro tento účel asi o řád nižší, než se dosud uvažovalo. Naštěstí ze známých 100 větších křížičů nás určitě netrefí ani jeden během nejbližších 200 let. Nebezpečí tudíž hrozí hlavně od dosud neobjevených křížičů Při zcela nepravděpodobné situaci, kdy nás takový křížič zasáhne hned napoprvé, by ovšem varování přišlo beztak pozdě - jen několik hodin a v nejlepším případě několik měsíců. D. Rabinowitz si položil otázku, odkud vlastně pocházejí křižující planetky a ukázal, že větší tělesa s rozměrem řádu kilometru přicházejí z hlavní pásu planetek, kdežto nejmenší objekty s průměrem pod 50 m mají nejrozmanitější původ. P. Wiegert aj. studovali dráhové parametry planetky (3753) = 1986 TO o průměru asi 5 km, jež prakticky sdílí dráhu Země, když při pohledu ze Slunce opisuje jakousi podkovu mezi Lagrangeovými body L_4 a L_5 soustavy Země-Slunce. Přestože jde o relativně stálého souputníka Země s životností řádu sto milionů roků, riziko srážky je zanedbatelné, neboť dráha planetky vyniká velkou výstředností (e = 0,51) a sklonem (i = 2Odeg). Dráha sama se mění skokem na stupnici pouhých 150 let a všeobecně ji lze charakterizovat driftem od Marsu až k Venuši během řádově 10 tisíc let. Podobně se chová také planetka 1989 UQ, jejichž 8 oběžných dob kolem Slunce se rovná přesně 7 siderickým rokům. Planetka se tak stává následkem uvedené synchronizace doslova zajatcem Země.

Nesporným vrcholem loňského průzkumu planetek se stal blízký průlet kosmické sondy NEAR kolem planetky (253) Mathilde dne 27. června 1997. Planetku objevil J. Palisa v listopadu 1885 ve Vídni jako těleso hlavního pásu s délkou velké poloosy 2,65 AU, výstředností 0,27 a oběžnou dobou 4,3 roku. Během 25 minut vlastního průletu relativní rychlostí 10 km/s pořídila sonda NEAR přes 500 snímků s rozlišením až 200 m v minimální vzdálenosti 1212 km. Planetka, rotující velmi pomalu v periodě 17,4 dne má nepravidelný tvar s hlavními rozměry 59 x 47 km a mimořádně nízkým albedem A = 0,03. Patří k planetkám typu C s kůrou bohatou na uhlík. Nejméně 60% jejího povrchu pokrývají impaktní krátery, z nichž pět má průměr větší než 20 km, takže je téměř s podivem, že planetka takové nárazy přežila vcelku.

B. Zelnner aj. a P. Thomas aj. analyzovali 56 snímků planetky (4) Vesta, pořízené HST na přelomu listopadu a prosince 1994. Vesta má tvar trojosého elipsoidu o rozměrech 280 x 272 x 227 km, objemu 7,2.10^7 km^3 a hmotnosti 1,4 E^-10 M_o, tj. o hustotě 3,8násobku hustoty vody. Planetka rotuje prográdně v periodě 5,33 h a její povrch je pokryt vyvřelými horninami. Dalšího výjimečného přiblížení planetky k Zemi na vzdálenost pouhých 177 milionů km v květnu 1996 využil HST k pořízení 78 snímků tělesa s dosti dobrým rozlišením, takže na povrchu planetky rozpoznal poblíž jižního pólu obrovitý impaktní kráter o průměru 460 km (87% průměru planetky!) a hloubce 13 km s centrálním vrcholkem. Při vzniku kráteru ztratila Vesta asi 1% předešlé hmotnosti. Odhaduje se, že zhruba 6% meteoritů, které dopadly na Zemi, pocházejí právě z Vesty. Povrch Vesty je zřejmě pokryt relativně čerstvou lávou, jelikož obecně je na něm velmi málo dalších kráterů. Podle J. Hiltona je Vesta z velkých planetek druhou nejhustší, jelikož Ceres má hustotu jen 2,0násobku, kdežto Pallas 4,2násobku hustoty vody. Hmotnost (1) Cerery činí totiž 4,35.10^-10 M_o, (2) Pallady 1,6.10^-10 M_o a (4) Vesty 1,62.10^-10 M_o. Týž autor určil z poruch drah dvou malých planetek hmotnost, rozměry a hustotu planetky (15) Eunomia, tj. hmotnost 4,2.10^-12 M_o, průměr 272 km a hustotu 0,8násobek hustoty vody. Podobnou cestou odvodil B. Viateau a M. Rapaport hmotnost planetky (11) Parthenope na 2,6.10^-12 M_o. Obecně platí že menší planetky jsou zřetelně řidší, tj. (243) Ida má střední hustotu 2,6násobek a (253) Mathilde dokonce jen 1,3násobek hustoty vody při hmotnosti 1,0.10^17 kg (2,6.10^-14 M_o). Paradoxně se dle D. Lazzarové aj. chová planetka/kometa (2060) Chiron z pásma Kentaurů, jež dosáhla nejvyšší jasnosti v letech 1988-1991, kdy se honosila stále rostoucí komou. Od počátku r. 1994 však její absolutní hvězdná velikost počala klesat, ačkoliv se těleso blížilo do přísluní, jímž prošlo v únoru 1996. Strukturu komy Chironu studovala počátkem r. 1993 pomocí HST K. Meechová aj. Ukázala, že koma sahá do výšky 1800 km od centra planetky o poloměru 90 km, takže jde o částice, které nedosáhly únikové rychlosti a pohybují se po balistických drahách v tzv. exosféře. J. Parker aj. zkoumali ultrafialové snímky Chironu, pořízené HST těsně před průchodem planetky přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU. Povrch planetky je neutrálně šedý s albedem 0,08. Kolem ostrého okraje Chironu nepozorovali ani nejmenší náznak komy. Hustota tohoto přechodného objektu mezi planetkami a kometami se pohybuje kolem 1,0násobku hustoty vody.

W. Romanišin aj. rozlišují Kentaury podle barvy na sluneční a tmavě červené. Sluneční barvu má například již zmiňovaný Chiron, který se nejspíše skládá z uhlíkatých chondritů pokrytých ledem. Naproti tomu tmavě červenou barvu má zejména Kentaur (5145) Pholus, což asi způsobují komplexní organické molekuly, zamrzlé ve vodním ledu. M. Holman soudí, že zásobárna Kentaurů i jader krátkoperiodických komet leží v prostoru mezi drahami Uranu a Neptunu, tj. že jejich dráhy mají střední poloosu kolem 25 AU. Jejich úhrnná hmotnost může dosáhnout bezmála tisíciny hmotnosti Zem a je tedy přinejmenším srovnatelná s hmotností hlavní pásma planetek. Poprvé se totiž zdařilo simulovat dynamiku tohoto pásma pomocí 1000 testovacích částic, jejichž pohyby v pásmu vnějších planet byly integrovány po dobu celého stáří sluneční soustavy a v prostoru za Neptunem po dobu 1 miliardy let. Na periférii planetární soustavy přibývá díky úsilí řady astronomů počet známých transneptunských těles, jejichž průměry se odhadují na 150 -- 300 km a jejichž hlavní poloosy převyšují 40 AU. V říjnu 1996 nalezli nejproslulejší lovci transneptunů D. Jewitt a J. Luuová těleso 1996 TL_66 s pravděpodobným průměrem 500 km a zcela bizarní drahou o délce velké poloosy 84 AU, výstřednosti 0,58, sklonu 24deg a oběžné době plných 800 let. K objevům nyní užívají nejrozměrnější matice CCD na světě, která se skládá z 8 obdélníkových čipů, každý s počtem 2K x 4K pixelů, což je ekvivalent čtvercové matice s hranou 8192 pixelů. V ohnisku 2,3 m reflektoru to představuje zorné pole 18arcmin x 18arcmin, neboli 0,09 čtverečního stupně.

J. Luuová shrnula, že v transneptunském prostoru bylo již nalezeno téměř 60 objektů, které představují nejspíše pozůstatky populace ledových planetesimál z období vzniku sluneční soustavy (Edgeworthův-Kuiperův disk). Zmíněný objekt 1996 TL_66 patří patrně k největším tělesům přechodné populace, neboť je po Plutu a Charonu nejjasnější (R = 20,9). Těles s průměrem nad 100 km bude v této populaci alespoň 70 000, takže autorka odhaduje úhrnnou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova disku v pásmu od 50 AU do 200 AU na minimálně 0,5 hmotnosti Země. Jde tedy fakticky o "hlavní pás" drobných těles sluneční soustavy. V témže objemu se totiž patrně navíc nachází až 400 milionů kometárních jader s minimálním poloměrem 1 km. S. Alan Stern a J. Colwell tvrdí, že objekty E-K disku se původně nalézaly v rozmezí od 30 do 50 AU od Slunce, ale dobrých 90% této populace bylo z oblasti vymeteno srážkami, takže dnes tam zbylo nanejvýš 0,3 hmotnosti Země v tělesech o rozměrech od 1 do 100 km. Teprve ve vzdálenosti nad 50 AU látky v disku přibývá, čímž může naše sluneční soustava zdálky připomínat známý prachový disk kolem hvězdy beta Pictoris.

1.2.2. Komety

Kometou přinejmenším půlstoletí (kometou století byla lednová kometa 1910 I) se ve shodě s očekáváním stala kometa 1995 01 (Hale-Bopp), která vloni zjara patřila k naprosto nezapomenutelným objektům na severní hvězdné obloze. Navíc byla v našich zeměpisných šířkách od druhé dekády března do první dekády dubna cirkumpolární. Dne 9. března 1997 ji bylo navíc možné sledovat při úplném zatmění Slunce i za dne. Předtím byly komety během zatmění vidět očima jen v letech 1882, 1947 a 1948.

K Zemi se kometa Hale-Bopp přiblížila nejvíce 23. března 1997 na vzdálenost plných 197 milionů kilometrů, ale přesto dosáhla 27. března 1997 maximální jasnosti -1,5 mag, což ji řadí na druhé místo v tabulkách komet XX. století. Absolutní jasností H_o = -1 mag a fotometrickým indexem n = 3,25 prozrazuje svou příslušnost k nově příchozím mladým kometám. Ostatně již v době objevu ve vzdálenosti 7,2 AU od Slunce byla asi o 12 mag jasnější, než ve stejné vzdálenosti před průchodem přísluním kometa Halleyova. Žádnou jinou kometu jsme ostatně nemohli sledovat očima tak dlouho - od července 1996 do listopadu 1997. Kometa prošla přísluním 1. dubna 1997 ve vzdálenosti 137 milionů km od Slunce. Její oběžná perioda se vlivem poruch Jupiteru zkrátila ze 4211 let na 2392 let.

Kromě standardních chvostů - žlutého širokého prachového a modrého úzkého iontového (CO^+, H_2O^+) - jsme mohli od poloviny dubna 1997 sledovat také chvost neutrálního sodíku o skutečné délce až 50 milionů km, v němž se neutrální atomy sodíku, urychlované podle Z. Sekaniny tlakem slunečního záření, nakonec vzdalovaly od jádra komety neuvěřitelnou rychlostí 58 km/s. Od druhé poloviny prosince 1997 do konce ledna 1998 byl navíc pozorován složitý protichvost s paprsky o délce od 25arcmin do 1,5deg. Skládal se převážně z větších prachových zrnek, vyvržených z jádra komety o čtvrt roku dříve.

O výjimečnost komety se zasloužilo především obrovské jádro s průměrem přes 50 km, jež v porovnání s Halleyovou kometou vydávalo 20krát více plynu a až 150krát více prachu. Rotační perioda jádra činila 11,5 h a prakticky celý povrch jádra byl aktivní. V přísluní dosáhla teplota povrchu jádra hodnoty 300 K. V komě byly pozorovány četné prstencové a spirální struktury, odrážející jak zmíněnou rotační periodu tak proměnnou intenzitu výtrysků z povrchu jádra komety.

Kometa byla zkoumána pozemními i kosmickými přístroji v širokém spektrálním rozsahu od mikrovln až po rentgenové záření. Naneštěstí v době největšího jasu nemohl kometu pro přílišnou úhlovou blízkost ke Slunci sledovat Hubblův kosmický teleskop, jenž pořídil poslední záběry 18. října 1996. Proto se k pozorování v tomto období používaly také sondážní rakety zejména kvůli sledování v ultrafialovém spektrálním pásmu.

V září 1996 odhalila družice BeppoSAX v komě měkké rentgenové záření v pásmu 0,1 - 2,0 keV s několika emisními čarami. Podle pozorování družice EUVE bylo maximum rentgenového záření posunuto vůči jádru komety směrem ke Slunci o plných 140 tisíc km, což nasvědčuje jeho vzniku díky interakci materiálu komy se slunečním větrem. Podle T. Gombosiho aj. zde hlavní roli hrají menší ionty slunečního větru zcela zbavené elektronů (O, C, Ne), takže nesou velký kladný elektrický náboj. Při setkání s kometou komety odebírají atomům a molekulám v komě elektrony a usazují je na svých vnějších vysoce excitovaných energetických hladinách. Při seskoku na nízké energetické hladiny pak tyto elektrony vyzařují rovněž měkké rentgenové záření. Pozorování tohoto záření je pak dobrým dokladem okamžitého složení a hustoty slunečního větru, takže kometa se stává levnou sluneční kosmickou sondou. Ve spektru komy byl nalezen patrně rekordní počet molekul, zejména CN, CH, CH_4, CO, CO^+, CSO, CH_3OH, CH_3CN, CNH30^+, CH_3OCHO, C_2H_2, C_2H_6, HCO^+, HCN, , HNCO, , HC_3N, H_2CS, H_20, H_2O^+, H_3O^+, OH (maser!), NH_2OH, NH_2CO, NH_2CHO, NH_3, Na, SO a SO_2.

Na základě infračervených pozorování v pásmu od 1,2 do 18,5 microm usuzují D. Williams aj, že prachová zrnka v komě měla v tomto případě zcela neobvyklé vlastnosti jak pokud jde o vysoké albedo (0,41 je nový rekord) tak pokud jde o miniaturní rozměry pod 0,4microm. Autoři přičítají vysokou jasnost komety právě těmto výjimečným parametrům prachových zrnek, srovnatelných se zrníčky v rozpínajících se obálkách nov.

Ostatní pozoruhodné komety roku přece jen živořily ve stínu jedinečné komety Hale-Bopp, takže v našem přehledu zbývá místo jen na krátkou zmínku o 57. pozorovaném návratu komety s nejkratší oběžnou dobou 2P/Encke, která prošla přísluním 24. května 1997 a 1. června 1997 dosáhla hranice viditelnosti očima, když byla 6,2 mag. Byl to jeden z nejpříznivějších návratů komety v tomto století, ale v maximu jasnosti byla viditelná jen na jižní polokouli. Počátkem března 1997 nalezla K. Meechová periodickou kometu 55P/Tempel-Tuttle jako objekt 22,5 mag, bezmála rok před jejím průchodem přísluním 28. února 1998. Kometa byla o 0,14 dne opožděna proti dosavadní efemeridě. Jde o mateřskou kometu meteorického roje Leonid, jenž se vyznačuje meteorickými dešti v intervalu 33 let, souvisejícím s oběžnou dobou komety.

Poprvé v historii astronomie se nejúspěšnějším lovcem komet nestal některý pozorovatel či pozorovatelka, ale automat - kosmická sonda SOHO, prvotně určená k nepřetržitému výzkumu Slunce. Díky koronografu na palubě sondy lze monitorovat nejbližší okolí Slunce vskutku nepřetržitě a to vede k objevům komet, otírajících se o Slunce, bezmála na běžícím pásu. Sonda odhalila v intervalu od dubna 1996 do září 1997 plných 40 příslunečních komet, takže roční tempo objevů dosáhlo neuvěřitelné hodnoty 28. Je zcela zřejmé, že v okolí Slunce se to v porovnání s okolím Země kometami vskutku hemží, ale vesměs jde o velmi malá jádra s průměrem pod 1 km, která dostatečně září teprve v malých vzdálenostech od Slunce. Nejnovější 12. katalog kometárních drah s uzávěrkou v září 1997 obsahuje 132 očíslovaných krátkoperiodických (oběžné periody kratší než 200 let) komet a 308 drah pro dlouhoperiodické komety, jejichž velká poloosa je dobře definována. Pouze 7 komet v seznamu je označeno jako zaniklá resp. rozpadlá tělesa. Pozoruhodnou historickou studii o vlivu komet na osudy významných osobností i celých lidských společenství zveřejnil B. Schaefer, ale neobávejte se nějaké převlečené astrologie! Římský císař Augustus Octavianus využil jasné komety v červenci r. 44 př. n.l. k vítězství v souboji o následnictví trůnu po Caesarovi. Hned tři komety v letech 54, 60 a 64 n.l. ovlivnily nástup a despotické panování císaře Nerona, jenž v kometách viděl neblahá znamení o spiknutí proti císaři a tak nakonec mimo jiné nechal zavraždit svou matku a Senekovi přikázal spáchat sebevraždu. Snad největší pohromu pak znamenala jasná kometa v r. 1517 pro kvetoucí říši Aztéků na území dnešního Mexika. Krutý vládce Aztéků císař Montezuma II nejprve poručil umučit své dvorní věštce, protože kometu, údajně věštící konec dynastie, spatřili pozdě. Když pak do hlavního města aztécké říše Tenochtitlánu přišli v listopadu 1519 Španělé, viděl v tom císař naplnění neblahého proroctví a tak se jen chabě bránil (a neubránil) invazi nevelkého oddílu pouhých 508 Španělů. Ještě v r. 1843 vyvolalo zjevení jasné komety ve Spojených státech rozsáhlé hnutí milleritů (podle hlavního představitele W. Millera) - náboženských blouznivců, kteří v kometě spatřovali znamení blížícího se konce světa.

1.2.3. Meteory a meteority

K popularitě hnutí milleritů však přispěl rovněž nevídaný meteorický déšť Leonid v ranních hodinách 13. listopadu 1833, kdy se zdálo, že hvězdy padají z nebe jako při soudném dni. Astronomové na východním pobřeží Severní Ameriky, kde byly pro sledování úkazu optimální podmínky, přitom zcela názorně viděli, že rojové meteory jakoby vylétají z jediného úběžníku - tak vznikl pojem radiantu meteorických rojů. Podle D. Yeomanse aj. dosáhla tehdy přepočtená hodinová četnost Leonid 50 000 met/h. Již v r. 1867 prokázal U. Leverrier souvislost mezi drahou Leonid a drahou komety, kterou na přelomu let 1865 a 1866 objevili Ernst Tempel v Marseilli a Horace Tuttle ve Washingtonu. Také po tomto návratu komety v listopadu 1866 byl spatřen meteorický déšť, leč podstatně méně vydatný, s maximální četností 5000 met/h. Vůbec první písemný doklad o dešti Leonid pochází z r. 902 n. l., což souhlasí se zjištěním, že před 8. stol. n. l. se Země s drahou roje vůbec nestřetávala. Ostatně po r. 2160 n. l. Leonidy opět zmizí vlivem poruch Uranu, jenž se nachází v odsluní dráhy komety Tempel-Tuttle, na oběžnou dráhu roje. Mateřskou kometu roje Leonid pozorovali Číňané v říjnu 1366 n. l. a dále Gottfried Kirch v říjnu 1699. Dnes je v katalogu krátkoperiodických komet uváděna pod označením 55P/Tempel-Tuttle. Kometa letos v polovině ledna proletěla ve vzdálenosti jen 0,36 AU od Země, takže podle výpočtu D. Yeomanse aj. bychom měli spatřit meteorický déšť dne 17. listopadu 1998 s maximem v 19:43 UT, což dává naději pozorovatelům v Japonsku a přilehlé části Asie. Trvání deště totiž nepřesahuje půl hodiny. V menší intenzitě by se však déšť mohl zopakovat ještě 18. listopadu 1999 kolem 1:48 UT, kdy mají slušnou naději pozorovatelé v Evropě (až na to počasí!), ale pozorování bude silně rušit Měsíc těsně před úplňkem. K oběma datům vzhlížejí s jistými obavami provozovatelé umělých družic Země, neboť bez ohledu na fázi Měsíce i na počasí přitom výrazně vzrůstá nebezpečí poškození nebo zničení družic, včetně tak vzácných přístrojů jako je HST nebo družice Compton.

Z radarových pozorování v Ondřejově a Kanadě v letech 1964-1995 odvodili P. Brown aj. zvýšenou aktivitu Leonid v letech 1965-67 a znovu v letech 1994-95. V r. 1997 byla pozorována krátkodobá shlukování počtu jasných Leonid v době mezi 17,5 a 17,6 UT listopadu. Nápadné bylo zastoupení velmi jasných Leonid nad 1 mag a zejména pak bolidů s jasnostmi -4 -- 9 mag. Vůbec největší meteorickou bouří v dějinách astronomie se stal právě déšť Leonid v listopadu 1966, kdy přepočtená zenitová hodinová četnost vyšla na 150 000 met/h! J. Oberst aj. shrnuli údaje o činnosti evropské sítě pro sledování bolidů, jež v současné době pokrývá území o rozloze milionu čtverečních kilometrů, na němž je rozmístěno celkem 34 celooblohových kamer s roztečí v průměru 100 km. Za rok se pořídí na 10 tisíc snímků při průměrné expozici 1200 h a tak se každoročně získávají údaje o drahách přibližně 50 bolidů. Statistika je stále naprosto nedostatečná pro tělesa s hmotností vyšší než 1 tuna. Evropská síť měla svého předchůdce ve dvojstaničních pozorováních na hvězdárna v Ondřejově (od r. 1951) a ve vybudování vnitrostátní československé sítě od r. 1963. První zahraniční stanice v Německu se připojily v r. 1968 a dnes jde o nejlépe fungující bolidovou síť na světě. Široce publikované znovuzrození slavila domněnka L. Franka, že do zemské atmosféry neustále vstupují sněhové minikomety o průměru 15 -- 30 m. Autor ji poprvé vyslovil již r. 1986, když takto chtěl vysvětlit nápadný výskyt tmavých skvrn v zemské atmosféře na ultrafialových záběrech z družice Dynamics Explorer I. Jeho názor však obecně nebyl přijat, a tak to L. Frank zkusil znovu na základě celoročního pozorování okolí Země družicí Polar. Tvrdí, že za jediný den se Země sráží s řádově tisícovkou minikomet, které přinášejí do atmosféry Země vodu a snad i jednoduché organické molekuly. Ani na druhý pokus však domněnka neuspěla, neboť není podepřena žádnými dalšími argumenty - naopak je s většinou ostatních pozorování v rozporu. Podobně se špatně vedlo i další hojně komentované domněnce D. McKaye aj. z r. 1996 o stopách paleoživota v meteoritu ALH 84001 z Marsu. E. Scott aj. ukázali, že zmíněné karbonáty v meteoritu vznikly po rychlém ohřevu a následném utuhnutí během několika sekund, takže jejich původ je dojista abiotický. Zato však M. Engel a S. Macko odhalili výhradně levotočivé aminokyseliny v proslulém meteoritu Murchinson, z čehož usuzují, že selekce racemické směsi aminokyselin s oběma směry optické stáčivosti proběhla v kosmu dříve, než vznikl na Zemi život. Pokud se toto tvrzení obecně potvrdí, bude to mít velmi závažné důsledky pro pochopení problému vzniku života kdekoliv ve vesmíru. Údaje o proslulém tunguzském meteoritu shrnul C. Trayner. Přesná poloha epicentra v kráteru vyhaslé sopky činí 60deg 55arcmin 01arcsec severní šířky a 101deg 56arcmin 55arcsec východní délky. Exploze se odehrála nad bodem vzdáleným odtud 3 km jihozápadním směrem, 70 km od městečka Vanavary a 700 km severozápadně od jezera Bajkal. Jasný bolid přiletěl od jihovýchodu a jeho svítivá dráha v zemské atmosféře přesáhla délku 1000 km. Rázová vlna výbuchu, jenž nastal v 0:13:35 UT (7:14 h pásmového času) dne 30. června 1908, byla slyšitelná do vzdálenosti 1500 km.

Celkem se podařilo shromáždit očitá svědectví 650 lidí, kteří se v době exploze nalézali ve vzdálenosti menší než 1000 km od epicentra. Nejblíže k epicentru ve vzdálenosti pouhých 25 km se nacházeli manželé Petrovovi, které rázová vlna zbavila na krátkou chvíli vědomí, když byli odhozeni stranou. Obyvatelé Vanavary utrpěli bolestivé popáleniny od tepelné vlny. Tlaková vlna s oscilacemi o frekvencích od 3 do 30 mHz byla zaznamenána barografy v Postupimi a ve Velké Británii při prvním i druhém oběhu kolem zeměkoule. Otřesy půdy v okolí epicentra odpovídaly 5. stupni zemětřesení na Richterově stupnici. Světelný a tepelný impuls zapálil les v okolí epicentra, avšak tlaková vlna, jež dorazila se zpožděním desítek sekund, požár uhasila a stromy povalila. Na geomagnetické stanici v Irkutsku, 900 km jižně od epicentra, byly zaregistrovány variace geomagnetického pole v intervalu od 3 minut do 5 hodin po explozi. V celé oblasti mezi spojnicí měst Bordeaux-Taškent na jihu a Aberdeen-Stockholm na severu se v noci z 30. 6. na 1. 7. vůbec nesetmělo; obloha měla bělavý až žlutooranžový nádech a i o půlnoci se daly venku číst noviny. Tyto jasné noci se v menší intenzitě opakovaly ještě v dalších dvou dnech. Žádná obdobná hlášení však nepřišla z oblasti severního Atlantiku resp. ze Severní Ameriky. Ve Spojených státech však dva týdny po výbuchu na celý měsíc výrazně klesla průzračnost zemské atmosféry. O průzkum místa exploze se nejvíce zasloužil ruský badatel Leonid Kulik (1883 - 1942), jenž pronikl k epicentru po strastiplném putování poprvé až r. 1927 a místo výbuchu tunguzského meteoritu navštívil celkem sedmkrát. Po vypuknutí II. světové války se dobrovolně přihlásil do armády a zahynul v německém zajetí. Kombinací všech dostupných údajů a modelových výpočtů vychází původní hmotnost meteoritu před vstupem do zemské atmosféry na 500 000 tun a poloměr tělesa na 30 m; šlo tedy jednoznačně o kompaktní kamenné těleso. Pouze V. Korobějnikov aj. stále tvrdí, že tunguzský meteorit byl převážně ledovým tělesem. Pro výšku výbuchu nad zemí udávají 6,5 km při úhlu sklonu dráhy k povrchu Země 40deg. Koncová rychlost meteoritu vychází v rozmezí 16 -- 30 km/s. Uvolněná energie dosáhla hodnoty 10^16 -- 10^17 J, tj. v přepočtu kolem 10 Mt TNT (600 atomových pum hirošimské ráže). K 90. výročí dopadu tunguzského meteoritu bude letos v Krasnojarsku uspořádáno mezinárodní sympozium, jehož účastníci zavítají i do oblasti epicentra (viz http://www.tm.ru/tunguska).

I. Rojkovič aj. shrnuli výsledky mineralogického průzkumu meteoritu Rumanová, jenž byl nalezen v srpnu 1995 západně od Nitry. Meteorit o hmotnosti 4,3 kg patří mezi chondrity; jeho hlavní rozměry činí 185 x 140 x 125 mm a střední hustota 3,5násobek hustoty vody. Kuriózní dráhu - doslova jakousi žabku - vykázal bolid ze 4. října 1996, jenž vstoupil do zemské atmosféry ve 2 h UT nad Novým Mexikem s tak plochým úhlem sklonu, že se od atmosféry lehce odrazil, obletěl téměř celou Zemi, znovu vstoupil do atmosféry nad Tichým oceánem a nakonec dopadl v Kalifornii. J. Mathews aj. využili výkonného 430 MHz radaru na ostrově Arecibo ke sledování mikrometeoroidů o pravděpodobné hmotnosti řádu 1 microg dne 18. ledna 1995 ve dvouhodinovém intervalu kolem východu Slunce. Dostali tak asi 200 ozvěn od mikrometeorů, jež by se opticky jevily jako objekty asi 15 mag. Střední geocentrická rychlost činila 55 km/s a většina z nich odrážela radiové vlny ve výškách mezi 93 a 102 km nad Zemí. Heliocentrické dráhy ukázaly, že jejich perihely spadaly do prostoru mezi Merkur a Venuši.

Podle J. Vološčuka aj. pochází 72% rojových mikrometeoroidů s hmotností nad 10 microg z drobení planetek, křižujících zemskou dráhu, pouhá 3% z úlomků planetek hlavního pásu, dále pak 19% z krátkoperiodických a 6% z dlouhoperiodických komet. Pro meteoroidy sporadického pozadí jsou tato čísla po řadě 32%, 4%, 7% a 57%. To jsou zcela nečekané hodnoty, neboť pro rojové meteoroidy se předpokládala převaha částic kometárního původu, a právě naopak tomu mělo být u meteoroidů sporadických.

R. Hawkes a S. Woodworth si položili otázku, zda můžeme na Zemi nalézt meteority, které přiletěly z mezihvězdného prostoru. Podle statistik má něco méně než 2% dopadajících meteoritů hyperbolické dráhy a toto zastoupení roste s klesající střední hustotou dopadajících těles. Při vstupu do atmosféry mají mezihvězdné meteoroidy v každém případě dosti vysoké geocentrické rychlosti, rozhodně vyšší než 21 km/s. Teorie hypersonického průletu těles ovzduším ukazuje, že pokud je geocentrická rychlost vyšší než 28 km/s, pak se bez ohledu na hustotu takový objekt buď rozpráší nebo vybuchne vysoko nad zemí. Pro geocentrické rychlosti vyšší než 40 km/s nepřežije střet s atmosférou ani drobné meteorické smetí. Proto je mimořádně málo pravděpodobné, že by se nám někdy podařilo na Zemi nalézt úlomky interstelárního meteoritu.

1.3. Nebezpečí uvnitř sluneční soustavy

Jakkoliv jsou dnes nejbližší hvězdy dostatečně daleko od Slunce, než aby příliš ovlivňovaly stabilitu Oortova mračna komet, čas od času se tato pohoda narušuje. Podle orientačních výpočtů se v intervalu +/- 8,5 milionů let přiblíží několik hvězd ke Slunci na méně než 1 parsek. Zvlášť dramatické bude setkání s červenou trpasličí hvězdou Gliese 710 spektrální třídy dM1 o hmotnosti 0,4 M_o zhruba za 1,2 milionů let. Hvězda, jež je dnes od nás plných 19 pc daleko, se dostane do vzdálenosti nějakých 60 tisíc AU, takže se přímo dotkne Oortova mračna. J. Matese aj. ovšem ukázali, že poruchy v dynamice Oortova mračna působí kromě blízkých setkání s cizími hvězdami především periodické galaktické slapy, vyvolávající kyvadlový pohyb Slunce vůči rovině galaktického disku v periodě 30 -- 35 milionů let. Tím kolísá přítok komet do nitra sluneční soustavy v poměru až 4:1. Je sice pravda, že ohrožení života na Zemi vyvolávají spíše dopady křižujících planetek, jež jsou pro dané pásmo rizikových hmotností četnější, ale na druhé straně srážka s kometou znamená větší pohromu s ohledem na vysokou rychlost střetu.

Neúnavní věštci katastrof ve sluneční soustavě však mají opět čerstvé téma, neboť 5. května r. 2000 se soustředí na pozemské obloze Venuše, Mars, Jupiter a Saturn ve vzájemných úhlových vzdálenostech do 25deg a tak se pokolikáté již začíná spekulovat o zesílení planetárních slapů a následných hrůzách na Zemi. Jednoduchý výpočet prokáže, že se fakticky vůbec nic nestane, jelikož silnější slapy vyvolá přelet jediného obřího dopravního letadla B-747 ve výši 10 km nad vašimi hlavami. Kdo pak hledá nějaké tajemné "vědou dosud nerozpoznané" působení, nechť se obrátí do nedávné historie. Dne 31. ledna 1962 byly planety soustředěny v úzké výseči na obloze ještě těsněji než tomu bude za dva roky, a přesto se tehdy na Zemi nic zvláštního nestalo.

1.4. Slunce

Během září a října 1996 se na Slunci nevyskytla ani jedna skvrna po celých 36 dnů, což je nejdelší takový interval od r. 1944. Ve XX. stol. si však absolutní rekord již udrží rok 1913, kdy taková přestávka trvala plných 92 dnů. To vše je ovšem dokladem skutečnosti, že jsme již prodělali minimum na konci 22. cyklu sluneční činnosti, jež podle J. Vitinského připadlo na samotný počátek r. 1997. Příští 23. maximum nastane podle K. Schattena a S. Sofii r. 2000 s maximálním relativním číslem R = 130, zatímco Vitinskij odhaduje maximum až na R = 175.

B. Schaefer poukázal na to, jak náhlé i dlouhodobé změny sluneční činnosti ovlivňují život na Zemi. Grónsko vzkvétalo v letech 1000-1300, ale pak přišlo rychlé ochlazení kolem r. 1325, trvající až do r. 1510, jež zřetelně souviselo s dlouhodobým Spörerovým minimem sluneční činnosti. Další ochlazení pak zasáhlo Evropu v době Maunderova minima (1645-1715). V posledním maximu sluneční činnosti v březnu 1989 došlo při mimořádně silné magnetické bouři k velkému výpadku dodávky elektrického proudu v kanadské provincii Quebeku, což přineslo hospodářské ztráty řádu desítek milionů dolarů. Nejvíce utrpěly továrny na výrobu automobilů a mikroprocesorů jako i ocelárny. Souběžně byly pozorovány anomálie v rádiovém spojení, když například místní vysílačky z Kalifornie byly slyšitelné v Minnesotě, zatímco standardní dálkové spojení např. s Antarktidou selhávalo. Největší ztráty řádu 100 milionů dolarů však vyvolalo poškození umělých družic Země přepětím v přístrojích na jejich palubě. Úkaz byl zároveň varováním pro případný let lidské posádky na Mars, neboť takové mimořádné události nelze prakticky vůbec předvídat. M. Toulmonde se zabýval mnohokrát diskutovaným problémem sekulárních změn úhlového průměru Slunce v posledních třech stoletích. K tomu se hodí jednak úplná resp. prstencová sluneční zatmění a jednak soustavná měření pasážníkem, vykonaná na hvězdárně v Greenwichi v letech 1836-1953. Autor po zhodnocení všech údajů z let 1600-1995 prokázal, že k žádné soustavné změně úhlového průměru Slunce v mezích měřicích chyb nedošlo; poloměr Slunce činí stále (960,0arcsec +/- 0,1arcsec).

Veleúspěšná sluneční sonda SOHO pracuje od 16. dubna 1996 nepřetržitě v Langrangeově bodě L_1 ve vzdálenosti 1,6 milionu km od Země. Kromě sledování sluneční korony v pásmu vysokých energií využívá Dopplerovy tomografie k proměřování svislých pohybů na Slunci v jednom milionů bodů po celém disku každou minutu. V létě r. 1997 prokázala, že pod povrchem Slunce proudí rozsáhlé plazmové řeky, mající tvar oválů o průměru až 30 000 km, sahajících do hloubky až 20 000 km a podobající se pasátovým větrům na Zemi. Tyto úkazy jsou následkem sluneční diferenciální rotace a souvisejí i se vznikem slunečních skvrn. Poblíž slunečních pólů pak sonda odhalila známky tryskového proudění, jež má na sluneční "počasí" podobný vliv jako tryskové proudění na počasí na Zemi. Kromě toho celý povrch Slunce se jakoby stěhuje od rovníku k pólům rychlostí asi 80 km/h, takže danému objektu to trvá asi rok, než urazí celou tuto vzdálenost. Skvrny a zonální pásy se naopak přemisťují od pólů k rovníku.

Vzápětí pak ohlásili C. Westendrop Plaza aj., že se jim díky měřením ze SOHO podařilo objasnit podstatu Evershedova efektu, poprvé popsaného J. Evershedem r. 1909. Efekt spočívá v soustavném modrém posuvu spektrálních čar v té části penumbry sluneční skvrny, jež je přivrácena k centru slunečního kotouče, a v červeném posuvu na opačné straně penumbry. To lze vyložit jako příčný pohyb slunečního plazmatu rychlostí až 6 km/s, ale záhadou bylo, co se děje s materiálem na vnějším okraji penumbry, kde jakoby tajemně mizel. SOHO umožnila odhalit, že se materiál pohybuje podél uzavřených magnetických smyček, které se na okraji skvrn zanořují pod povrch, takže plazma tam proudí podobně jako voda ve výlevce umyvadla.

Konečně pak studium koróny v daleké ultrafialové oblasti spektra poukázalo na rostoucí teplotu ve směru od povrchu Slunce. Zatímco teplota vnitřní koróny dosahuje jen 2 MK, ve vnější koróně nad rovníkem bylo naměřeno 5 MK a nad póly dokonce neuvěřitelných 200 MK. Vysvětlení podali G. Withbroe, P. Scherrer aj.: na povrchu Slunce vznikají uzavřené magnetické smyčky s životností do 40 hodin, jež se vzájemně protínají, přičemž dochází k magnetickým i elektrickým zkratům, doprovázeným uvolněním velkého množství elektrické energie. Vzniklé elektrické proudy pak dokáží ohřát korónu. Jak uvádějí S. Habbal aj. na základě měření sond SOHO a Galileo, ve vnitřní koróně vzniká podél celého slunečního povrchu rychlý, řídký a téměř neproměnný sluneční vítr s průměrnou rychlostí 750 km/s, zatímco pomalý hustý vítr o rychlosti pod 500 km/s je spjat s koronálními výtrysky a vyznačuje se silnou proměnností. L. Fisk vysvětluje vlastnosti slunečního větru cyklonálním charakterem magnetického pole Slunce, které má osu skloněnou k rotační ose Slunce a neustále se rozpíná. P. Scherrer a A. Kosovichev odhalili z měření SOHO, že sídlem slunečního dynama jsou vrstvy slunečního nitra v hloubce 220 000 km pod povrchem, tedy až pode dnem konvektivní zóny v hloubce 200 000 km. Diferenciální pohyb horkého plazmatu vytváří elektrický proud, jenž indukuje celkové magnetické pole Slunce. V ještě větších hloubkách však již Slunce rotuje jako tuhé těleso, což již dynamový efekt vylučuje.

Výsledky ze SOHO báječně doplňují helioseismologická měření z pozemního projektu GONG, který díky šesti sledovacím stanicím po obvodu zeměkoule nepřetržitě chrlí data o oscilacích Slunce tempem 1 GB/den. Podle D. Guenthera a P. Demarquea odtud vychází stáří Slunce na (4,53 +/- 0,04) miliard let. Vcelku lze ve shodě s P. Morelem aj. konstatovat, že nové rozsáhlé a vysoce homogenní údaje o slunečních oscilacích předběhly teorii a budou vyžadovat o řád přesnější astrofyzikální modely slunečního nitra (průběh hustoty, tlaku, teploty a chemického složení v závislosti na hloubce pod povrchem Slunce). Sluneční neutrina vykazují pestré energetické spektrum, v němž vynikají neutrina ze základní slučovací reakce proton-proton, jejichž energie je spojitá od nuly až do meze 420 keV, a dále monoenergetická neutrina z reakce 7^Be o energii 862 keV. Neutrina z reakce 8^B mají sice nejvyšší energie řádu MeV, ale jejich relativní zastoupení v energetickém spektru je malé. Dosavadní experimenty mají - jak známo - prahová energetická omezení, takže např. klasický Daviesův experiment v dole Homestake není vůbec citlivý na hlavní složku, tj. neutrina p-p, ale je schopen registrovat neutrina 7^Be. Nejcitlivějšími aparatury jsou tudíž GALLEX a SAGE s prahovou citlivostí 233 keV. SAGE je však ohrožen, neboť ruská vláda chce přes protesty astrofyziků galium z Baksanské observatoři prodat! Naproti tomu se Japoncům podařilo zvětšit o řád detektor Kamiokande na Superkamiokande, v jehož nádrži se nyní nalézá 50 kt superčisté vody. Podle sdělení Y. Totsuky aj. zaznamenává Superkamiokande asi 10 slunečních neutrin denně a potvrzuje tak centrální teplotu Slunce plných 15,6 MK. V italské observatoři pod Gran Sasso se nyní buduje 100 t detektor BOREXINO, jenž při prahové energetické citlivosti 260 keV by měl konečně zaznamenat neutrina z reakce 7^Be. Kromě toho zde konstruují detektor HELLAZ, obsahující 6 t helia chlazeného kapalným dusíkem, jenž dovolí určit směr příletu neutrin, na rozdíl od BOREXINA, jež dokáže měřit jen jejich energii. Konečně v Sudbury v Kanadě se dokončuje detektor SNO s 1 kt těžké vody, vhodný pro neutrina z reakce 8^B s energiemi nad 5 MeV. Současný stav sluneční neutrinové astronomie odpovídá v porovnání s teorií téměř 100% detekci neutrin z reakce p-p, 40% detekci neutrin z reakce 8^B a absenci neutrin z reakce 7^Be. Před 16 lety našel J. Hardorp celkem 78 hvězd, jež jsou analogy Slunce. Nyní G. Porto de Mello a L. da Silva odhalili téměř dokonalý protějšek Slunce v podobě hvězdy HR 6060 spektrální třídy G2 V. Její svítivost je jen o 5% vyšší než u Slunce a její efektivní teplota o nepatrných 12 K vyšší. Podobně se shodují i rozměry a gravitační zrychlení na povrchu. Hvězda je zřejmě o něco málo starší než Slunce a obsahuje trochu více vzácných zemin a vůbec těžších prvků.

1.5. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Nečekaný objev extrasolární planety (exoplanety) u hvězdy slunečního typu 51 Pegasi s hmotností podobnou Jupiteru, ale s extrémně malou vzdáleností 0,05 AU od hvězdy vyvolal rozličné pochybnosti o správnosti základní interpretace. S ostrou kritikou objevů exoplanet vystoupil především D. Gray, jenž chtěl periodické změny radiální rychlosti objasnit neradiálními pulsacemi samotných hvězd. Nicméně A. Hatzes aj. usoudili na základě zevrubného sledování neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety, že možnost neradiálních pulsací hvězdy je pranepatrná, také z toho důvodu, že hvězda má stálou jasnost s neuvěřitelnou přesností +/- 0,0007 mag. Podobně G. Marcy aj. potvrdili svými mimořádně přesnými měřeními z let 1995-96 všechny parametry exoplanety, jak je odvodili ve své průkopnické práci M. Mayor a D. Queloz. Určili také vzdálenost hvězdy od nás na 15,4 pc a její rotační periodu v rozmezí od 30 do 37 dnů. Hvězda o hmotnosti 1,12 M_o je stará asi 4 miliardy let a do vzdálenosti 2 AU od ní neobíhá žádná další exoplaneta s hmotností Jupiteru či větší.

A. Boss soudí, že zmíněná exoplaneta u 51 Peg ve skutečnosti vznikla v konvenční vzdálenosti větší než 3 AU od hvězdy, avšak že v zárodečném planetárním disku se vytvářely spirálové hustotní vlny, které odnášely přebytečný moment hybnosti a vyvolaly pozvolné přibližování všech vzniklých planet k mateřské hvězdě. Podle toho by současné planetární soustavy byly jen jakýmsi nespotřebovaným zbytkem mnohem početnějších souborů planet, jež postupně spadly na mateřskou hvězdu.

Další tři exoplanety podobného typu jako je 51 Peg B nalezli R. Butler aj. u hvězd HR 3522 (sp. G8 V), HR 5185 (F7 IV) a HR 458 (F8 V). Objevené exoplanety se vyznačují kruhovými drahami o poloměrech 0,05 -- 0,11 AU a oběžnými periodami od 3,3 d až do 14,6 d. W. Cochran a A. Hatzes a nezávisle R. Butler a S. Marcy oznámili, že hvězda 16 Cyg B (sp. G2,5 V), vzdálená od nás 21 pc, je doprovázena planetou o hmotnosti větší než 1,5 M_j, obíhající kolem hvězdy po výstředné dráze (e = 0,63) v periodě 2,2 let ve vzdálenosti 0,6 -- 2,8 AU. Hvězda sama je složkou dvojhvězdy, když složka 16 Cyg A je od ní vzdálena 1100 AU. Excentrická dráha exoplanety je podle T. Mazeha aj. patrně důsledkem slapového ovlivňování touto složkou. Konečně R. Noyes aj. objevili exoplanetu o hmotnosti alespoň 1,1 M_j u hvězdy rho CrB (sp. G0) o hmotnosti 1 M_o, vzdálené od nás 25 pc. Exoplaneta obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,23 AU od hvězdy v periodě 39,6 dnů. Stáří hvězdy se odhaduje na 10 miliard let.

F. Rasio aj. odhalili existenci třetího tělesa v pulsaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás 1,8 kpc. Pulsar má za průvodce bílého trpaslíka a teď ještě navíc hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 M_j. Podobně A. Wolszczan oznámil, že exoplanetami mimořádně obdařený pulsar B1257+12 má alespoň čtyři oběžnice o hmotnostech jako náš Měsíc až po 0,3 M_j. Zatímco první tři méně hmotné exoplanety se nalézají do 0,5 AU od pulsaru, posledně objevená a nejhmotnější exoplaneta obíhá ve vzdálenosti 40 AU v periodě 170 let.

Podle R. Naeyea lze v tuto chvíli rozlišit nejméně čtyři typy exoplanet:

D. Sandler zkoumal možnosti přímého zobrazení exoplanet velkými pozemními teleskopy a tvrdí, že pomocí systémů adaptivní optiky lze již brzo dosáhnout cíle. Podle jeho výpočtů by na zobrazení exoplanety měla stačit jedna noc u 6,5 m či většího reflektoru, takže dva takové přístroje na severní a jižní polokouli by dokázaly vykonat úplnou přehlídku hmotných exoplanet v průběhu pouhých pěti let. Podle R. Angela a N. Woolfa však hrozí nebezpečí rozptylu světla exoplanet na zodiakálním prachu, jež by mohlo zhoršit poměr signálu k šumu a tím oddálit detekci exoplanet až na dobu, kdy bude možné dopravit kosmické reflektory velkého průměru dále do nitra sluneční soustavy.

Druhého nejbližšího hnědého trpaslíka (po prototypu Gliese 229B, jenž je od nás vzdálen 5,7 pc) objevila M. Ruizová aj. pomocí 3,6 m reflektoru ESO ve vzdálenosti pouhých 10 pc od Slunce. Objekt se prozradil velkým vlastním pohybem 0,35arcsec/rok a dostal označení Kelu-1 ("kelu" značí "červený" v řeči Mapuche v Chile). Jeví se totiž jako neobyčejně červený objekt V = 22 mag a v jeho spektru vynikají infračervené pásy vodní páry, zatímco pásy TiO i VO chybějí. Autoři odhadují jeho efektivní teplotu na 1900 K a hmotnost na méně než 0,075 M_o.

M. Cossburn aj. nalezli v Plejádách hnědého trpaslíka PIZ 1 s dosud nejnižší hmotností 0,048 M_o. Vzápětí pak M. Zapatero Osorio aj. odhalili pomocí 4,2 m WHT a 10 m teleskopu Keck II v centrální oblasti téže otevřené hvězdokupy v pásmu R a I dalších sedm velmi červených objektů s hmotnostmi od 80 do 45 M_j, což dále potvrzuje představu, že při rozpadu zárodečného molekulového mračna vznikají též objekty s nižší než hvězdnou hmotností. Úhrnem již známe 11 hnědých trpaslíků v této velmi mladé hvězdokupě o stáří 110 milionů let, vzdálené od nás 116 pc. X. Delfosse aj. rozpoznali pomocí infračervené aparatury DENIS u 1 m reflektoru ESO tři pravděpodobné polní hnědé trpaslíky v rámci přehlídky prvních 230 čtverečních stupňů jižní hvězdné oblohy ve spektrálních pásmech I, J a K. Očekávají, že přehlídku dokončí v r. 2001 a mohou přitom nalézt stovky hnědých trpaslíků. Vzápětí E. Martín aj. dokázali ve spektru hnědého trpaslíka DENIS J1228.2-1547 ze spektrografu HIRES Keckova teleskopu přítomnost čáry neutrálního lithia, čímž byla klasifikace objektu potvrzena. Objekt o hmotnosti pod 65 M_j a stáří pod 1,5 miliardy let byl spektrálně klasifikován jako pozdnější než M10 V, neboť neobsahuje ani pásy TiO, takže autoři pro něj navrhují zavedení nové spektrální třídy L. Ve spektru prototypu Gliese 229B odhalili K. Noll aj. pomocí infračerveného teleskopu UKIRT spektrální pásy CO na vlnové délce 4,7 microm. Tak velká koncentrace CO se v hnědých trpaslících nečekala. Objevitelé první exoplanety M. Mayor a D. Queloz nalezli nyní touž metodou přesných měření radiálních rychlostí v souboru 560 hvězd slunečního typu 10 hnědých trpaslíků s hmotnostmi 17 -- 60 M_j ve vzdálenostech pod 1 AU od mateřské hvězdy.

Pokroky v modelování vlastností obřích exoplanet a hnědých trpaslíků shrnuli A. Burrows aj. Ačkoliv povrchové teploty těchto těles jsou vesměs nižší než 1300 K, jejich vyzařování v blízké infračervené oblasti zřetelně převyšuje očekávání pro dokonale černá tělesa, a to usnadňuje jejich přímou detekci, zejména pokud jde o tělesa v raných stádiích vývoje. Během prvních 3 miliard let totiž klesne svítivost hnědých trpaslíků o plné čtyři řády, tj. o 10 mag. Pro hnědého trpaslíka s hmotností 15 M_j vydrží spalování deutéria jako přídavný zdroj zářivé energie asi po dobu sto milionů let. Pro objekty s hmotností nižší než 13 M_j lze záření díky deutériu již naprosto zanedbat. Tím je též prakticky definováno rozhraní mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Dobrým důkazem o tom, že slabě svítící objekt je vskutku hnědým trpaslíkem, je však též přítomnost metanu v jeho atmosféře. Právě tato sloučenina byla loni objevena v atmosféře prototypu Gliese 229B. Podle D. Blacka lze hnědé trpaslíky odlišit od obřích exoplanet především geneticky. V zásadě totiž lze hnědé trpaslíky považovat za poněkud nepovedené hvězdy, vznikající z gravitačních nestabilit v zárodečných molekulových mračnech. Naproti tomu exoplanety vznikají v prachových discích kolem mateřských hvězd postupnou akumulací kondenzovaných zrnek. W. Hubbard aj. studovali termodynamiku elektronově degenerovaného kovového vodíku, jenž je hlavní součástí niter hnědých trpaslíků a obřích exoplanet a ukázali, že přenosové vlastnosti tohoto podivuhodného materiálu jsou nakonec určující pro pozorované charakteristiky zmíněných těles.
 


Sestavil: Richard Komžík