Kresba NASA@ScienceMars na návštěvě Antara 
  
Když se dneska večer podíváte nad jihozápadní obzor, najdete tam dvě nápadně jasné, naoranžovělé hvězdičky. Ta která bude blikat, se jmenuje Antares, druhá s výrazně klidnějším svitem je planeta Mars.  
Celý následující týden bude úhlová vzdálenost obou těles menší než pět stupňů, tedy deset průměrů Měsíce (ten se k nim přiblížil 16. večer). Kupodivu je ale nespojuje pouze toto náhodné setkání: Jméno nejjasnější hvězdy Štíra vzniklo z řeckého označení "Marsův soupeř", což odpovídá jejich stejnému zabarvení i obdobné jasnosti. Jinak ale nic společného nemají. Na pozemské obloze je sice Mars jasnější, ale to jenom proto, že se nachází pouhých 191 milionů kilometrů od Země. Antares, jenž svítí vlastním světlem, je 30 milionkrát dál… A kromě toho, je přibližně sedmsetkrát větší, desettisíckrát zářivější a patnáctkrát hmotnější než Slunce. Jeho řídká, velmi rozsáhlá atmosféra má přitom milionkrát menší hustotu než voda. 
Pokud máte dalekohled a hodláte se s ním podívat na Mars, nečekejte nic velkolepého. Je totiž natolik daleko, že se jeho úhlový průměr pohybuje kolem sedm vteřin. Takže bude prakticky bez detailů. Nicméně doporučujeme vám podívat se o něco později na dvě velké planety: Jupiter a Saturn, které na nebi dělí asi třináct stupňů a jež vycházejí po jedenácté hodině. Oba světy vám předvedou pestrou paletu nejrůznějších detailů: temné pásy v atmosféře, prstenec, suitu měsíců... 
  
Jiří Dušek
  
  
  
Zodiakalni svetlo (foto ESO)Zodiakální světlo 

Vzhledem k tomu, že se pomalu blíží podzimní rovnodennost, napadlo mě, že bych se mohl někdy v ranních hodinách pokusit pozorovat úkaz, který je v našich zeměpisných šířkách poměrně vzácný. Tím úkazem, který máme možnost sledovat jen dvakrát do roka je zodiakální světlo. V souvislosti s tím mi vyvstalo na mysl, že jsem o tomto jevu četl v literatuře zatím poměrně málo a tak jsou mé znalosti o tomto úkazu relativně kusé. Pustil jsem se tedy do pátrání a zde vám předkládám vše důležité, co jsem o tomto jevu zjistil. 
  
Zodiakální světlo je slabá zář přibližně trojúhelníkovitého tvaru, kterou můžeme pozorovat za příznivých podmínek nad horizontem v místě, kde se nachází ekliptika. V rovníkových krajích je zodiakální světlo pozorovatelné po západu nad západním obzorem a ráno, před východem Slunce, nad východním obzorem. V našich zeměpisných šířkách je tento jev nejlépe pozorovatelný na západním obzoru večer, v době jarní rovnodennosti a nad východním obzorem v ranních hodinách v době podzimní rovnodennosti. V tu dobu má totiž ekliptika vzhledem k obzoru největší sklon a tak se slabá záře neztratí v atmosférickém zákalu nízko nad obzorem. 
Zodiakální světlo lze popsat jako světelný kužel s širokou základnou, obklopující Slunce, vedoucí podél ekliptiky (zodiaku)  po celé obloze, přičemž jeho jas klesá s rostoucí úhlovou vzdáleností od Slunce. Jen pár stupňů od tzv. „antisolárního“ bodu, což je směr spojnice Slunce-Země, promítnuté dále za Zemi, však jas opět roste. Toto místo je centrem tzv. „protisvitu“. Protisvit na obloze vypadá jako světlá skvrna průměru 10 až 20 stupňů. 
Zodiakální světlo je jediným přímo pozorovatelným úkazem rozptylu slunečního světla způsobeného meziplanetárním prachem. Zvýšení intenzity jasu v místě protisvitu je důsledkem zpětného rozptylu slunečního světla z tohoto směru. Opticky tenké mračno prachu, složené z částic o poloměru 10-5 cm až 10-4 cm rozptyluje záření velmi silně v původním směru fotonů (tzv. Tyndallův rozptyl), ale také ve směru přesně opačném. Naopak nejmenší rozptyl nastává ve všech jiných směrech. Také proto je "most" spojující na obloze centrum zodiakálního světla u Slunce s místem protisvitu téměř nepozorovatelný a bylo velmi obtížné prokázat souvislost zvířetníkového světla s protisvitem. Jedna z teorií, vysvětlující původ protisvětla připouští, že by tento efekt mohl být průvodním jevem "chvostu" zemské atmosféry protažené tlakem slunečního záření do kosmického prostoru. Jiná zase vychází z předpokladu, že protisvětlo vzniká rozptylem záření na meziplanetárním prachu, nahromaděném v jednom z libračních bodů systému Země-Slunce, ve vzdálenosti asi 0,01 AU směrem od Slunce. 
Důkaz o tom, že zvířetníkové světlo vzniká rozptylem slunečního světla pevnými zrnky prachu získaly vědci poměrně jednoduše pomocí spektroskopu. Porovnáním spektra zodiakálního světla a spektra Slunce se ukázalo, že obě spektra jsou prakticky totožné -- kromě barvy se shodoval též počet a typ spektrálních čar. Díky skutečnosti, že k odrazu světla dochází jen v případech, kdy mají odrážející částice velikost blízkou vlnové délce světla se okruh možných původců záhadného svitu omezil jen na dva kandidáty. 
Foto J. ScottiPrvním z nich byly mikroskopické zrnka prachu (velikost řádově 1 -- 10 mikronu), druhým možným adeptem chaoticky se pohybující elementární částice -- elektrony, které také velmi účinně odrážejí světlo. 
V případě, že by se jednalo o houfy elektronů by ale získané spektrum nebylo ani zdaleka tak "čitelné". Spektrální čáry by byly v důsledku Dopplerova posuvu rozmazány, neboť by se každý z elektronů v daný okamžik pohyboval jinou rychlostí a tak by, podobně jako u vzdálených hvězd docházelo k posunu spektrálních čar k červenému či modrému konci spektra. Díky tomu, že by výsledný obraz na spektroskopu vznikl rozložením světla, odraženého několika tisíci či miliony elektronů, byly by stopy čar na spektru neostré. 
Ve skutečnosti je tomu ale právě naopak. Spektrum zodiakálního světla je shodné se spektrem sluneční F-korony. F-korona se od jiných částí sluneční atmosféry liší tím, že její světlo obsahuje tzv. Fraunhoferovy čáry (nazvané dle objevitele Josefa Fraunhofera). Jak v letech 1946-1947 ukázala dvojice vědců Allen a ven de Hulst, není tato část korony ničím jiným než slunečním světlem rozptýleným na nejjemnějších částečkách meteoroidního komplexu.  
Z Dopplerova posuvu se též podařilo určit, že prachové částečky se kolem Slunce otáčí ve stejném smyslu jako planety. Oblak se neotáčí jako pevné těleso, ale rychlosti částeček se mění s rostoucí vzdáleností od Slunce. Průměrná hustota je přitom 10 částic na kilometr krychlový kosmického prostoru. Průměrná hmotnost jednoho zrnka by měla činit asi 10-8-10-12 gramů. Celková hmotnost zodiakálního oblaku je srovnatelná s menší planetkou. 
Na základě pozorování, učiněných ve viditelné a blízké infračervené oblasti spektra, byly vědci schopni určit, že částečky v zodiakálním oblaku jsou velmi tmavé -- tmavější než nejtemnější místa na Měsíci. Díky tomu odrážejí méně než 4 procenta dopadajícího světla. Zbytek pohltí a díky získané energii zvýší svoji teplotu. Teplota prachu ve vzdálenosti 10 slunečních poloměrů činí celých 1300 K. Částečka, zahřátá na tuto teplotu má opravdu co dělat, aby se nevypařila. Jistou výhodu v tomto směru mají menší částice tvořené uhlíkem, které se tepla snáze zbavují vyzařováním. 
Tyto údaje jsou zajímavé, neboť se týkají původu a stáří oblaku. Částice, jež by byly menší než 0,1 mikrometru by byly brzy vyvrženy ze sluneční soustavy díky tlaku slunečního záření. Smůlu mají ale i částice mnohonásobně větší, na které tlak záření působí zpomalujícím účinkem. Tomuto jevu se říká Poyntig-Robertsonův efekt a souvisí s aberací světla.  
Kometa Hale-Bopp, stopa po letadlu a zodiakalni svetlo, foto Peter BarvoetsV podstatě jde o to, že díky konečné rychlosti světla i částice foton nedopadá na částici ve směru spojnice Slunce-částice, ale ve směru, který je skloněn proti směru okamžité rychlosti částice. Tak postupně dojde ke zpomalení a korekci její původně eliptické dráhy na "spirálu smrti" končící ve Slunci. Částečka, která se dostane příliš blízko se jednoduše vypaří. 
Člověk nemusí být příliš dobrý počtář, aby zjistil, že při sebevražedném tempu, jakým oblak ztrácí hmotu by musel zaniknout již za sto tisíc let. Pokud není zodiakální oblak jevem pouze krátkodobým, musí být tedy jeho hmota neustále doplňována. Rozpad kometárních jader by tempu nestačil. Dokonce ani pokud ke kometám připočítáme prachové částice, vznikající jako následek srážek planetek, nebudeme stačit dostatečně rychle materiál doplňovat. Proto byly přijaty teorie připouštějící původ částic v kondenzaci plynů (hlavně plynného uhlíku), které ze Slunce do prostoru odvrhne tlak záření. 
Otázka původu zodiakálního světla nebyla tedy dosud uspokojivě vysvětlena. V letech 1836-1842 nashromáždil francouzský astronom Leverrier asi 200 pozorování Merkuru, vykonaných na hvězdárně v Paříži. Z těchto pozorování zjistil, že perihélium Merkuru vykonává kolem Slunce kruhový pohyb. Vědci jeho doby našli odpověď v poruchách způsobovaných přitažlivostí ostatních planet. Leverrier byl však puntičkář a tak zjistil, že nepatrný zbytek v pohybu perihélia (asi 40 úhlových vteřin za století) nelze poruchami ze strany planet vysvětlit. Přišel tedy k závěru, že jediným možným vysvětlením je existence dosud neznámé intermerkuriální planety -- zvané prozaicky Vulkán. Od hypotézy je k teorii ještě daleká cesta vedoucí přes důkazy. A tak nastala divoká honba za Vulkánem. Byl hledán při slunečních zatměních a když se ukázalo, že i pozorování průchodu Vulkánu přes sluneční disk, které mělo nastat na první jarní den -- 22. 3. 1877 je negativní, museli vědci přijít s novou hypotézou.  
Možná se divíte, jak hypotetická planeta souvisí s zodiakálním oblakem. Zdá se to neuvěřitelné, ale v roce 1906 H. Seeliger přišel s teorií, že anomálii způsobuje čočkovitý oblak prachových částic kolem Slunce. Nová teorie byla přijata s nadšením, neboť objasňovala stáčení perihélia, pozorované i u ostatních planet. To by ale vyžadovalo, aby měl oblak minimálně hmotnost 1/10 Země. Teorie byla dokonce označována za "nový triumf Newtonovy mechaniky". 
Ale jak už to tak chodí, byla i tato, na první pohled dokonalá, teorie vyvrácena. Tělíska zodiakálního oblaku se pohybují v rovině ekliptiky a tak by kromě stáčení perihélia docházelo též ke stáčení uzlů planet, což se ovšem pozorováním nepotvrdilo. Navíc je hmotnost oblaku mnohem menší než odhadl Seeliger. Důvod stáčení perihélia uspokojivě vysvětlil až Albert Einstein se svou teorií relativity. Částečky jsou příliš malé na to, aby po průniku do atmosféry zazářily jako meteory. Při jejich velikosti a rychlosti pohybu by jasnost takových meteorů nepřekročila 15 magnitud. 
Ale přece jen existuje způsob, jak tyto částečky v plynném obalu Země vizuálně pozorovat. Při průniku do atmosféry totiž dochází ke vzniku nočních svítících oblaků -- stříbřitých mraků, viditelných po západu Slunce. To drobné částečky meziplanetární hmoty svítí odraženým světlem. Tyto mraky lze ale pozorovat opravdu velmi vzácně a to v okamžicích, kdy je Slunce 6 až 16 stupňů pod obzorem -- tehdy je osvětlená vrstva mraků ve výšce kolem 80 km a obloha je již dosti tmavá.  
Noční svítící mraky jsou pozorovatelné ve větších zeměpisných šířkách (45-80 stupňů ve výškách kolem 74-92 km). Šířka takových mraků je 0,5-2 km a plošný rozměr 10 000-4 000 000 kilometrů čtverečních. Doba trvání se pohybuje v řádu několika minut až hodin. Teplota v místě výskytu je zhruba 135 K a mraky se obvykle pohybují rychlostí asi 40 m/s. 
Přes krátkou dobu trvání se již uskutečnilo několik úspěšných pokusů sběr částic pomocí výškových raket (např. v roce 1968 raketami typu Pandora 2). 
   
Až tedy nad obzorem uzříte slabou stříbřitou záři, která nebude patřit Mléčné dráze, zůstanete jen tiše stát a žasnout. A při tom možná dostanete ten zvláštní pocit, když si uvědomíte, jak malý a bezvýznamný je ve skutečnosti člověk. 
  

  
Použité zdroje : J. Kleczek : Vesmír kolem nás, J. Sadil : Planety (Orbis 1963), Kolektiv autorů : Encyklopédia astronómie (Obzor, Bratislava 1987), Z. Kopal : Vesmírní sousedé naší planety (Academia, Praha 1984), V. Vanýsek : Základy astronomie a astrofyziky (Academia, Praha 1980), Internetové zdroje