Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2002 - 2. část

Dokončení planetek, pokračování o dalších novinkách ve sluneční soustavě.

1.2.1. Planetky (dokončení)

N. Evans a S. Tabachnik ukázali, že po dobu existence slunečnísoustavy se nejstabilnější planetkové dráhy nacházejí předevšímv hlavním pásu ve vzdálenosti 2,0 -- 3,5 AU od Slunce; dále pakv pásu tzv. vulkanoidů (0,09 -- 0,20 AU) a konečně v pásu meziZemí a Marsem (1,08 -- 1,28 AU). Navzdory tomu se dosud žádnévulkanoidy nepodařilo najít, ač astronomové jako D. Durda v tomvyvíjejí značné úsilí hledáním planetek na soumrakovém nebi.Naopak dráhové resonance s Merkurem a Venuší vedou k vyprázdněnímezilehlého pásma.

Odhad počtu planetek v hlavním pásu s průměrem >= 1 km se díkyměřením družice ISO nejprve zdvojnásobil na cca 1,5 milionuobjektů, ale do statistického výzkumu planetek vzápětí významnězasáhla americká přehlídka SDSS, určená primárně pro galaxiea kvasary. Jak uvádějí M. Jurič aj., obsahuje hlavní pás nanejvýš700 tis. planetek, z nichž dosud probíhající přehlídka SDSSnalezla již 60 tis. těles. Podle Ž. Iveziče aj. lze pozorovánímve více barvách rozlišovat velmi snadno příslušnost planetekhlavního pásu k jednotlivým rodinám planetek (Eos, Koronis,Themis, Nysa-Polana, Vesta atd.). Dosud tak bylo proměřeno přes10 tis. planetek, z nichž přes 90% patří do některé z dosuddefinovaných více než 30 rodin.

D. Nesvorný aj. byli schopni dohledat výpočtem zpětně průsečíkdrah 13 planetek hlavního pásu před 5,8 miliony let. Tehdejšímrozpadem větší planetky vznikla rodina planetky (832) Karin,která má průměr 19 km. Podle autorů výpočtu se tehdy srazily dvěplanetky o průměrech 25 a 3 km při vzájemné rychlosti 5 km/sa celkem už známe 39 planetek této rodiny. To značí, že planetkytéto rodiny, jež patří do širší rodiny planetky Koronis, majídosud relativně čerstvý povrch, což zvyšuje zájem planetologůo jejich průzkum zblízka. K rodině Koronis patří i známá (243)Ida, snímkovaná r. 1992 sondou Galileo. S. Slivan tvrdí, žepoloha rotačních os větších příslušníků rodiny jeví zřetelnéshlukování směrů, což souvisí se vznikem rodiny srážkamia postupným štěpením.

G. Krasinsky aj. využili přesných (ą7 m) měření polohpřistávacích modulů Viking a Pathfinder na Marsu ke zjištěníporuch dráhy planety díky působení 300 největších planetekhlavního pásu, zatímco menší byly modelovány jako prstenecplanetek ve vzdálenosti 2,8 AU od Slunce. Odtud vyšla maximálníhmotnost hlavního pásu 2.10^-10 M_o. Dosud však bylo objevenojen 10% planetek tohoto pásma. J. Margot však odhadl souhrnnouhmotnost 200 největších planetek (ť >= 100 km) hlavního pásu na5.10^-4 M_z. Podle A. Galáda a B. Graye polovinu této hmotnostipředstavují nejhmotnější tři planetky (Ceres, Pallas a Vesta).Oba autoři také propočítali těsná přiblížení pro bezmála 25tisíc planetek, jež mohou posloužit pro určení hmotnosti prvních500 nejhmotnějších planetek díky poruchám drah méně hmotnýchplanetek, k nimž při těsném přiblížení nutně dochází. Těchtovýpočtů využili M. Kuzmanoski a A. Kovačevič k určení poruchydráhy planetky (13206) 1997 GC22 při těsném přiblížení k planetce(16) Psyche v červenci 1974 na vzdálenost 570 tis. km. Odvodiliodtud hmotnost Psyche 3,4.10^-11 M_o, což ovšem znamená, že jdeo vůbec nejhustší planetku 7krát hustší než voda, takže je téměřjistě celá z kovu!

O dva řády hmotnější než hlavní pás je všakEdgeworthův-Kuiperův pás (EKP) za Neptunem, neboť obsahuje0,05 M_z. Jak uvedli S. Sheppard a D. Jewitt, bylo během pouhých10 roků objeveno už více než 500 planetek tohoto pásu (k objevutéhož počtu planetek hlavního pásu potřebovali astronomové vícenež století!), takže odtud odhadli, že se tam ve skutečnostinachází na 70 tis. těles s průměrem nad 100 km. Tempo objevů senyní ustálilo na 10 přírůstků měsíčně. R. Allen aj. upozornili,že ačkoliv schopnosti současných přístrojů umožňují najít tělesas albedem 0,04 a průměru 160 km až do vzdálenosti 60 AU odSlunce, ve skutečnosti se nedaří najít žádný takový objekt nadvzdáleností 48 AU, takže tam EKP zřejmě končí. A. Brunini a M.Melita z toho usoudili, že příčinou může být existence X. planetyzhruba o hmotnosti Marsu ve vzdálenosti 60 AU od Slunce, kterávyvolá takovou mezeru počínaje 50 AU. Její jasnost by se mělapohybovat kolem 20 mag a mohla by být proto docela brzo objevena.Magnituda nejjasnějších planetek pásu dosahuje R = 19,5. Dosud sepodařilo změřit světelné křivky pro 13 nejjasnějších objektů,jejichž průměr přesahuje 250 km. Třetina z nich vykazuje velkéamplitudy změn jasnosti během rotační periody, což znamená, žetyto planetky asi dvakrát častěji než planetky hlavního pásuvykazují odchylky od kulového tvaru, neboť jde zřejmě o řídkéhromady sutě, zploštělé rotací. Jejich albedo je tak nízké, že napovrchu těchto těles není vůbec led.

D. Jewitt a S. Sheppard získali základní údaje o obří planetceEKP (20000) Varuna o jasnosti R = 19,7 mag, která má přirotační periodě 6,34 h amplitudu světelné křivky 0,4 mag, takžeje protáhlá v poměru os 1,5 : 1. Její průměrná hustota 1,0 (vůčivodě) značí, že je uvnitř děravá a představuje typickou hromadusutě a ledu. E. Lellouch aj. určili její albedo na 4%, odkudvyplývá průměr 1060 km. J. Licandro aj. uveřejnili výsledkyspektroskopie v blízkém infračerveném oboru pro dosud největšíplanetku EKP 2001 KX76. Odvodili tak její albedo 4%, odkud pakplyne průměr tělesa 1100 km, jen o něco málo menší než průměrCharonu. Nicméně v průběhu roku byl i tento rekordní rozměrpřekonán díky objevu C. Trujilla a M. Browna ze 4. června 2002pomocí palomarské komory Oschin, kteří nalezli v souhvězdíHadonoše ve vzdálenosti 43,5 AU od Slunce planetku 2002 LM60 =(50000) Quaoar 18,5 mag, jež se pohybuje po kruhové dráze.Planetka byla během léta 2002 dvakrát zobrazena kamerou ACS HST,takže se zdařilo určit její úhlový průměr 0,04arcsec a odtudi lineární průměr 1255 km. Odtud pak plyne albedo 10%.

A. Doressoundiram aj. se zabývají mnohobarevnou fotometriítransneptunských planetek a Kentaurů již od r. 1997 a dosud sejim zdařilo proměřit 29 objektů. Barevný diagram vykazuje velkýrozptyl, jenž nasvědčuje tomu, že každý objekt prodělal svouvlastní historii srážek a zvětrávání. Obecně však platí, že nad40 AU od Slunce pozorujeme přebytek červených povrchů planetekpři rovnovážné teplotě asi 50 K. V soustavě (EKP) lze rozlišittři hlavní pásma:

  • 1. Vnitřní pás, v němž se nacházejí rezonanční oblastis oběžnou dobou Neptunu v poměru 3:2 (plutina ve vzdálenosti39,5 AU s velkými výstřednostmi a sklony k ekliptice), 4:3, 5:3a 2:1 (twotina). Zde se nalézá asi 12% úhrnné populace EKP.
  • 2. Klasický pás s kvazikruhovými drahami, neboli cubewana- podle první nalezené planetky 1992 QB1 = (15760). Sem patří2/3 populace EKP.
  • 3. Rozptýlený disk s dlouhými poloosami silně výstředných drah,jejichž přísluní se nalézá poblíž dráhy Neptunu, ale odsluní ažve vzdálenostech 1300 AU od Slunce. Objevit tyto objekty jepřirozeně velmi nesnadné, takže není divu, že dosud známe pouze40 členů tohoto pásma.
Autoři se dále domnívají, že současná hmotnost EKP představujejen 1% původního stavu vlivem poruch zejména od Neptunu. Proobjekty ve vzdálenostech pod 50 AU se však na úbytku hmotynejvíce podílely vzájemné srážky mezi planetkami.Je však poněkud překvapující, že řada těchto objektů jepodvojných, přičemž vzájemné vzdálenosti složek dosahují ažtisícinásobku jejich lineárních rozměrů. První transneptunský pár1998 WW31 byl objeven teprve před čtyřmi lety. Podle C.Veilleta aj. složky páru kolem sebe obíhají v periodě 570 d poelipse s hlavní poloosou 22 tis. km a rekordní výstřednosti dráhy0,8. Dráha objektů o průměrech 129 a 108 km je skloněnák ekliptice pod úhlem 42°. Hmotnost soustavy představuje jen1/5000 hmotnosti Pluta. V polovině r. 2001 však bylo na perifériisluneční soustavy známo již 7 dvojic.

Od té doby J. Kavellaars našel na snímku 3,6 m reflektoru CFHTz konce srpna 2001 dvojplanetku 2001 QW22 s průměry složekkolem 100 km ve vzájemné vzdálenosti 130 tis. km. Koncemlistopadu 2001 odhalil HST STIS ve vzdálenosti 42 AU od Zemědalší transneptunský pár 1997 CQ20 o úhrnné jasnosti R = 22,6a vzájemné vzdálenosti složek asi 5 tis. km, koncem prosinceprůvodce planetky (26308) 1998 SM165 ve vzdálenosti přes 6 tis.km a hned v lednu 2002 o 2,2 mag slabšího průvodce plutina 1999TC36 ve vzdálenosti něco přes 8 tis. km. Tato série pak ještětýž měsíc pokračovala díky HST WFPC2 objevem dvojplanetky 2000CF105, vzdálené od nás 41 AU s jasnostmi složek 24,2 a 25,1 maga vzájemnou vzdáleností minimálně 23 tis. km. Z dosavadní omezenéstatistiky tak vyplývá, že asi 5% transneptunských objektů tvořípáry. S. Weidenschilling a P. Goldreich se dommívají, že tytodvojice v EKP nejsou výsledkem příliš vzácných srážek planetek,ale následkem dávných těsných setkání dvou planetesimál zaporuchového působení třetího tělesa, čili že jde o prvotnísoustavy.

Nejsnadněji se prokazuje podvojnost planetek radarem, který máovšem velmi omezený dosah, že může sledovat pouze pro křížičev době jejich přiblížení k Zemi. Astronomové k tomu využívajívelmi výkonných radarů v Arecibu (Portoriko) a v Goldstonu(Kalifornie). Tak se podařilo prokázat podvojnost křížiče 2000DP107, jehož složky o průměru 800 a 300 m obíhají kolem sebe vevzdálenosti 2,6 km a v periodě 42 h. Jejich střední hustota1,7násobek hustoty vody svědčí o vysoké poréznosti, tj.o obíhajících hromadách sutě namísto kompaktních kamenných těles.Další úlovek přišel v únoru 2002, kdy odhalili podvojnost křížiče2002 BM26. Členové páru mají průměr 600 a 100 m; primárnísložka rotuje v periodě 2,7 h a oběžná doba soustavy je kratšínež 3 d. Série objevů pokračovala pozorováním planetky 2002KK8, která je rovněž dvojitá s rozměry složek 500 a 100 m.Největším překvapením však jsou dle M. Kaasalainena aj. velkékontaktní dvojplanetky hlavního pásu: (41) Daphne, (44) Nysa,(90) Antiope, (216) Kleopatra, (617) Patroclus a (624) Hektor. Toznamená, že takové těsné páry jsou zřejmě zcela běžné, ale neníjasné, jak mohly vzniknout a hlavně jak se po tak dlouhou dobumohly udržet pospolu. Antiope se stala dokonce první zákrytovoudvojplanetkou, neboť T. Michalovski aj. sledovali od října 2001do února 2002 zákryty dvou nekulových složek v oběžné době 16,5h s poklesy jasnosti o 0,12 mag. Odtud vychází synchronní rotaceobou složek. Koncem září 2002 se podařilo pomocí Keckovadalekohledu rozpoznat průvodce planetky (121) Hermione, kterápatří k typu C s průměrem 209 km. Její průvodce má průměr 13 kma obíhá kolem ní ve vzdálenosti 630 km.

A. Harris ukázal, že rozpad binárních planetek vede k výraznémuprodloužení jejich rotačních period. Zatímco střední hodnotarotace planetek činí 8 h, byla v r. 1982 změřena dosudnejdelší doba rotace pro planetku (288) Glauke s trváním plné2 měsíce! Celkem jsou známy rotační periody bezmála tisíceplanetek.

Pro pozemšťany mají přirozeně klíčový význam odhady rizikasrážky Země s křižujícími planetkami. První kloudné číslo 2000rizikových planetek (ť >= 1 km) publikoval r. 1980 E. Shoemaker nazákladě četnosti příslušně velkých kráterů na Měsíci. Od té dobyse však na základě přímého objevování křížičů odhady soustavněsnižují, naposledy na 1250 těles, z nichž je již objeveno něcopřes 600. W. Bottke aj. zkoumali rozložení drah křížičůjasnějších než 18. absolutní magnituda a ukázali, že 62% tělespatří k rodině Apollo, 32% k rodině Amor a 6% k rodině Aten.Z 960 sledovaných křížičů pochází 61% z vnitřní části hlavníhopásu (a <= 2,5 AU); 24% z rozmezí 2,5 < a < 2,8 AU; 8%z vnější části pásu nad 2,8 AU a 6 % z Jupiterovy rodinyplanetek. A. Morbidelli aj. se zabývali měřením albeda křížičůa tak získali zatím nejspolehlivější údaj o počtu nebezpečnýchkřížičů s průměrem nad 1 km - je jich (855 ą 110). Země pakprodělá ničivý impakt o energii 1 Gt TNT každých (63 ą 8) tisícroků, což je vlastně docela hrozivý údaj. Srážka hrozí předevšíms tělesy, jejichž přísluní q < 1,3 AU, resp. jejichž odsluníQ > 0,983 AU.

J. Veverka rekapituloval výsledky mimořádně úspěšné sondyNEAR-Shoemaker při výzkumu největšího známého křížiče - planetkyEros. Měření probíhala od února 2000 do února 2001 a ukázala nazákladě pořízení bezmála 180 tis. snímků, více než 200 tis.spekter a 7 milionů měření laserovým altimetrem, že tvar planetkytypu S lze přibližně vystihnout trojosým elipsoidem s rozměry 34x 13 x 13 km, rotujícím kolem své osy v periodě 5,3 h. Středníhustota planetky (2,7násobek hustoty vody) svědčí o tom, žeplanetka je silně porézní.

Dalším proslulým křížičem je kontaktní dvojplanetka (4179)Toutatis o průměru téměř 6 km, objevená v lednu r. 1989, kteráse proslavila těsným průletem kolem Země v prosinci r. 1992v minimální vzdálenosti 4 miliony km od Země, a jež se koncemzáří 2004 přiblíží k Zemi na vzdálenost pouhého 1,5 milionu km.Podle B. Muellerové aj. je však hlavní zvláštností Toutatise jehokomplexní rotace v periodě 5,4 d s precesní periodou 7,4 d, čímžpřipomíná jádro Halleyovy komety. Další planetku 2002 TD60rotující podél dvou os odhalili v listopadu 2002 P. Pravec a L.Šarounová, když určili příslušné rotační periody 2,01 a 2,85 h.To znamená, že jde o silně protáhlé kamenné těleso s poměremhlavních os 1:3. J. Ostro aj. uveřejnili teprve nyní výsledkyradarových měření prototypu (1862) Apollo třídy Q při blízkémpřiblížení k Zemi v listopadu 1980 na vzdálenost 8,4 milionů km.Dostali tak střední průměr planetky 1,7 km a rotační periodu 3,1h.

Díky sdělovacím prostředkům se v posledních letech čím dál tímčastěji stává, že se široká veřejnost dozvídá o průletukřižujících planetek blízko Země a bývá z toho i mírná panika.Toto nebezpečí však vskutku nelze podceňovat. Ze statistikvyplývá, že každoročně proletí ve vzdálenosti menší než 0,5milionu km od Země průměrně 25 "mateřských těles tunguzskýchmeteoritů". Naposledy nás tak minula planetka 2002 EM7v polovině března ve vzdálenosti 464 tis. km, jež byla ovšem asidvakrát menší než tunguzský meteorit. Jinou potenciální hrozbupředstavovala křižující planetka 1950 DA, která byla po 52letépřestávce náhodně pozorována počátkem r. 2000 blízko Země. O třiměsíce později však její dráhu zpřesnil radar, čímž se vyloučilyobavy, že se tato planetka srazí se Zemi v březnu 2880, což bypředstavovalo výbuch o úděsné energii 10 Gt TNT. Další velmitěsný průlet planetky 2002 MN o průměru 100 m ve vzdálenostipouhých 120 tis. km odhalil robotický dalekohled LINEAR 17.června 2002. L. Benner aj. sledovali radarem planetku 1999 JM8při jejím průletu v létě 1999 se špičkovým rozlišením 15 m.Určili tak její střední průměr na plných 7 km a zmapovali jejínepravidelný tvar. Na povrchu pak rozpoznali impaktní kráteryo průměrech 100 m až 1,5 km. Jde o těleso s rekordně nízkýmalbedem 0,02, jehož přesnou dráhu ve sluneční soustavě sepodařilo propočítat pro interval mezi r. 293 a 2907 n. l. Ukazujese, že v celém tomto období nehrozí nebezpečí jeho srážky seZemí.

Obecně platí, že následky srážky se Zemí výrazně rostou prodvojité planetky, jak ukazuje případ dvojice kráterů na Měsíci,označených jako Plato K a KA. Mezi krátery o průměru 7 a 5 kmje totiž na půl cestě patrná rýha, vytvořená zřejmě vzájemnousrážkou úlomků obou mateřských těles. Přitom podle dosavadníchstatistik je každý šestý křížič podvojný!

J. Spitale ukázal, jak k odvrácení srážky křižující planetky seZemí lze využít Yarkovského efektu, jenž spočívá ve zpožděnítepelného vyzařování z rotujícího povrchu planetky. Čím je totozpoždění větší, tím více se mění zejména velká poloosa dráhyplanetky. Změna je úměrná dokonce 2. mocnině uplynulého času.Pokud bychom např. natřeli povrch planetky nabílo a zvýšili takjeho albedo z obvyklých 0,1 na plných 0,9, odsune se takkilometrová planetka za století o 15 tis. km. K tomu by ovšembylo potřebí asi 25 tis. tun nátěrové hmoty.

W. Huebner a J. Greenberg shrnuli výsledky mezinárodní poradyo fyzikálních a chemických vlastnostech rizikových křížičů, ježse konala v létě 2001 v Itálii. Podle nejnovějších odhadůexistuje asi 25 tisíc křížičů se Zemí s průměrem nad 200 m.Pokud bychom chtěli odvrátit srážku s některým z nich, musímedobře znát především hmotnost a vnitřní stavbu křížiče, jehožmíra rizika je úměrná kinetické energii při srážce se Zemí. Síla,kterou hodláme křížič vyhodit ze sedla, musí nezbytně procházettěžištěm planetky - jinak ji hlavně roztočíme.

Na poradě ve Washingtonu v červenci 2002 přítomní astronomovékonstatovali, že ohrožení lidstva impakty planetek je veskutečnosti akutnější než důsledky globálního oteplování, takžepro dokončení přehlídky rizikových křížičů před koncem dekády bybylo zapotřebí, aby se na tento výzkum ročně věnovalo více, nežsoučasné 4 miliony dolarů. Probíhající přehlídky přinášejí ročněobjevy přibližně 100 nových křížičů, a toto číslo během časukupodivu stále neklesá...

Jako kuriozitu bych však připomněl objev poměrně jasného křížičearizonským amatérem B. Yeungem z 3. září 2002, když pozorovalsvým 0,45 m reflektorem v souhvězdí Ryb těleso 16 mag, předběžněoznačené jako J002E3. Výpočty ukázaly, že těleso obíhá kolemZemě v periodě 50 d, ale nejde o potenciálně nebezpečnouplanetku, nýbrž o poslední 18 m dlouhý stupeň nosné rakety Apolla12, vypuštěné 14. listopadu 1969, jež se sice v r. 1971 dostalaprůletem přes Lagrangeův bod L_1 soustavy Země-Slunce naheliocentrickou dráhu, ale v dubnu 2002 byla znovu zachycenasoustavou Země-Měsíc opět přes bod L_1. Toto zajetí však netrvalodlouho, neboť již v červenci 2003 se vrátila na heliocentrickoudráhu a k dalšímu zachycení dojde až v r. 2033 (viz též Kozmos33 /2002/, č. 6, str.2).

Kupodivu zcela amatérsky se hledaly planetky v přehlídceinfračervené družice IRAS. NASA si totiž s planetkami nazáběrech přehlídky nechtěla komplikovat život, takže po skončenímise se mazal software pro základní zpracování a na dohledáníplanetek nezbyly v rozpočtu žádné peníze. Tím více je třebaocenit úsilí E. Tedesca aj., kteří v uložených záznamechz družice IRAS nalezli 2228 planetek, z toho 526 s pravděpodobnýmprůměrem pod 20 km. E. Tedesco a F. Desert se však posléze vrhlina ještě obsáhlejší materiál z novější infračervené družiceISO, z něhož plyne, že v hlavním pásu je asi 1,2 milionůplanetek s průměry nad 1 km. Studiem vybraných polí na nebi jimdokonce vyšla ještě vyšší čísla až 1,9 milionů takových planetek.Naproti tomu přehlídka SDSS dává předběžně mnohem nižší údajpouze 740 tis. takových planetek.

Díky HST se J. Parkerovi aj. podařilo v červnu 1995 poprvézobrazit povrch největší planetky hlavního pásmu Ceresv ultrafialovém spektrálním pásmu s lineárním rozlišením 50 km.Planetka má elipsovitý tvar s poloosami 585 a 466 km a rotujeprográdně v periodě 9,08 h. Uprostřed disku byl rozpoznán světlýútvar - patrně impaktní kráter, jenž dostal jméno Piazzi.Velmi cenné výsledky lze získat při vzácných pozorováníchzákrytů hvězd planetkami. Vůbec první takové pozorování sezdařilo 19. února 1958, kdy planetka Juno zakryla hvězdu 8 mg.Dosud nejkvalitnější světelná křivka zákrytu pochází z 29. května1983, kdy Pallas zakryla hvězdu 5 mag. V r. 2002 k tomu 17.září přibyl zákryt hvězdy 43 Tau (5,5 mag) planetkou (345)Tercidina, výtečně pozorovatelný díky šťastnému vyjasněníoblohy na poslední chvíli asi 50 evropskými pozorovateli - téměřpětinu těchto unikátních měření získali čeští pozorovatelé.R. Vasundhara aj. pozorovali 15. března 2001 na observatoři V.Bappu v Indii zákryt hvězdy SAO 120035 (9 mag; vzdálenost120 pc) planetkou (423) Diotima. Odtud jednak zjistili, žezakrývaná hvězda je vizuální dvojhvězdou s roztečí složek 0,02arcseca jednak že planetka má rozměry 240 x 166 km a rotuje v periodě4,6 h. L. Hric aj. zaznamenali 9. března 2002 na observatoři veStaré Lesné zákryt hvězdy 11,5 mag planetkou (1107) Lictoria(14 mag) v trvání 16 s. Odtud vychází průměr planetky 81 km.J. Bauer aj. shrnuli dosavadní údaje o Kentaurech, kteří senacházejí v rozmezí 5 -- 30 AU na drahách se značnou výstředností.Do poloviny r. 2002 jich bylo objeveno 37, ale jejich skutečnýpočet pro průměry těles nad 50 km se odhaduje na 2000 objektů.Mezi nimi se vyskytuje pozoruhodný křížič Saturnovy dráhy 1999UG5 s velkou poloosou dráhy 12,8 AU a výstředností 0,42o průměru 55 km, albedu 5% a rotační periodě 13,4 h. V porovnánís ostatními Kentaury má nízké albedo a červenější povrch. Y.Fernández aj. využili infračervené fotometrie k odvození albedaKentaurů (8405) Asboluse a (2060) Chironu (= C 95P/Chiron),po řadě 12 a 17%. Odtud pak je snadné určit průměry obou těles,tj. 66 a 148 km. R. Duffard aj upozornili, že po minimu v r.1999 jasnost Chironu znovu roste - do dubna 2001 již o 1,4 mag,takže možná se vbrzku opět projeví jako kometa - proto má ostatněunikátní dvojité označení.

1.2.2. Komety

J. Anderson aj. zjistili, že pokud má pozorované anomálníurychlení kosmických sond Pioneer 10 a 11 příčinu ve vnějšíchokolnostech, musí se totéž urychlení týkat také 364dlouhoperiodických komet s kvalitními drahami, což by vedlok soustavně vyšším hodnotám jejich velkých poloos. To pakznamená, že neexistují žádné hyperbolické dráhy komet a Oortovomračno je ve skutečnosti pouhá slupka o tloušťce maximálně 400 AUve vzdálenosti 2500 AU od Slunce. M. Bailey upozornil na to, žez Oortova mračna přichází o dva řády méně krátkoperiodickýchkomet, než bychom čekali. Jelikož jejich přísluní nejsourozložena náhodně, je zřejmé, že Oortovo mračno je ovlivněnoslapy galaktického jádra. Naproti tomu komety Jupiterovyrodiny pocházejí z EKP. H. Levison se domnívá, že zmíněnýdeficit komet z Oortova mračna nelze vysvětlit tím, že většinakometárních jader zrovna spí, protože je pokryta souvisloustruskou, ale že tato jádra se již zcela rozpadla na prach. Podlejeho výpočtů přichází do nitra sluneční soustavy ročně v průměru12 komet z Oortova mračna. D. Hughes si povšiml, že rozloženíjasností komet s přísluními nad 2 AU má jiný tvar než u komets přísluními blíže ke Slunci. Odtud usoudil, že polovinasoučasných komet s oběžnými periodami do 20 roků zmizí běhemnejbližších 2600 let a další čtvrtina během následujících 2300roků.

Počátkem ledna 2002 byla očima pozorovatelná kometa C/2000 WM1(LINEAR), která se ovšem během měsíce přestěhovala hluboko najižní polokouli a po průchodu přísluním 22. ledna ve vzdálenosti0,55 AU dosáhla koncem ledna dosáhla 2,3 mag a měla navzdoryúplňku chvost delší než 2°. Očima byla pozorovatelná až do 20.února 2002.

Japonský výrobce astronomických zrcadel Kaoru Ikeya (*1944) seproslavil jako mladík objevem pěti komet v letech 1963-67, mezinimiž byla i proslulá jasná kometa Kreutzovy skupiny slunečníchkomet C/ 1965 S1 (Ikeya-Seki), která při průchodu přísluním bylavidět i ve dne. Pak se však na plných 35 let astronomickyodmlčel, až 1. února 2002 objevil svou šestou kometu C/2002 C1(Ikeya-Zhang) jako objekt 9 mag v souhvězdí Velryby. I tatokometa se sklonem dráhy 26° se v polovině března 2002 přiblížiladosti blízko ke Slunci na vzdálenost 0,5 AU, když už v poloviněúnora byla nejblíže Zemi (1,1 AU). Od konce února byla vidětočima a v půlce března dosáhla 5 mag a její chvost měřil plných5°. Nejjasnější pak byla koncem března, když dosáhla 3,3 mag. Napočátku dubna ji bylo možné spatřit v minimální úhlovévzdálenosti 1,5° od galaxie M31. Koncem dubna se pak znovuprotáhla v minimální vzdálenosti 0,4 AU od Země. Očima bylapozorovatelná až do konce května 2002. Koncem března zaznamenalmikrovlnný radioteleskop JCMT v její komě čáry sloučenin HCN, HNCa CS. Šlo o mimořádně velkou kometu s povrchem téměř o řád většímnež u komety Halleyovy a s velkou ztrátou hmoty až 400 t/s. PodleT. Clarka jde navíc o kometu s rekordní potvrzenou periodicitou341 roků, neboť při předešlém návratu ji pozoroval známý hvězdářHevelius (C/1661 C1) a předtím možná Číňané v letech 979a 1320 n.l. Příště ji tedy můžeme očekávat v r. 2343. K. Ikeya siopravdu uměl počkat...

Německý astronom amatér S. Hoenig objevil 22. července 2002v Pegasu kometu 12 mag C/2002 O4 s vysokým sklonem 73°, ježprošla přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU počátkem října 2002, coždávalo naději pozorovatelům na severní polokouli spatřit jikoncem září i v triedru, když už od poloviny srpna byla kometacirkumpolární. Skutečně v té době dosáhla 8 mag, ale koncem zářízačala rychle slábnout a při průchodu přísluním se rozplynula.Hoenigův objev je svým způsobem unikátní, neboť jde o prvníněmecký objev komety po 62 letech. Také okolnosti objevu jsoukuriózní. Hoenig tu noc nemohl usnout a tak si vyjel autem dolesa u Heidelberku, kde kometu spatřil v přenosném dalekohledu.Neměl po ruce ani kousek papíru, takže si její polohu a pohybv zorném poli nakreslil na nálepku od PET láhve. Pak musel čekatpět dní na vyjasnění, aby mohl svůj objev ověřit a teprve pakposlal hlášení do centrály pro astronomické telegramy - přesto honikdo nepředběhl.

Dalekohled NEAT na Havaji objevil 11. října kometu 19 magP/2002 T4, jež prošla přísluním už 31. července 2002 vevzdálenosti 2,1 AU. Jde o periodickou kometu s oběžnou dobou 7,3r, která však v květnu 1968 prošla ve vzdálenosti 0,16 AU odJupiteru, což vedlo ke změně dráhy. K. Muraoka zjistil, že jetotožná s kometou 54P/de Vico-Swift, která byla objevena r.1844 a od té doby pozorována pouze při návratu v r. 1894.P. Lamy aj. využili koncem r. 1997 kamery WFPC2 HST k zobrazeníjádra komety 9P/Tempel 1, která má být cílem experimentu DeepImpact v r. 2005. Ukázali, že poloosy protáhlého jádra kometymají délky 3,9 a 2,8 km, a že jádro s albedem 4% rotuje v periodě(29 ą 4) h. Titíž autoři pozorovali i jádro komety 22P/Kopffjednak pomocí HST a jednak družicí ISO těsně po průchodupřísluním v červenci a říjnu 1996. Zjistili tak, že jádro rotujev periodě několika dnů při albedu 4% a poloměru 1,7 km. Plnátřetina povrchu jádra je aktivní, což je nezvykle vysoký poměr.V přísluní ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce ztrácela kometa prachtempem 130 kg/s. M. Ishiguro aj objevili pomocí Schmidtovy komoryna observatoři Kiso v Japonsku její prachovou vlečku, obsahujícímimořádně tmavé částice (albedo 1% !) o průměrných rozměrech řáducentimetru.

H. Boehnhardt aj. využili 8 m dalekohledu VLT k pozorování jádrakomety 46P/Wirtanen v květnu 1999 a prosinci 2001, kdy bylakometa 5 AU od Slunce a neměla žádnou komu. Poloměr jádraprotáhlého v poměru 1,4 : 1 vyšel na pouhých 0,6 km a rotačníperioda na 7 h; 60% povrchu je aktivní. Kometa je cílem evropskékosmické sondy ROSETTA, jež má na jádře měkce přistát r. 2011. Toznamená, že i v té době nebude jádro v té době nebude kvůli velkévzdálenosti od Slunce aktivní a sonda má dobrou naději na přežitípřistání.

L. Soderblom aj. uveřejnili výsledky pozorování komety19P/Borrelly při průletu kosmické sondy Deep Space 1 vevzdálenosti 2170 km od jádra koncem září 2001. Na povrchu velmitmavého (albedo 1 -- 3 %) jádra nebyl nalezen ani vodní led animinerály, obsahující vodu. Při teplotě povrchu jádra kolem 325K unikalo méně než 1 t vody za sekundu a ve spektru byl objevenpolymer formaldehydu - polyoxymetylén. Pouze necelých 10% povrchujádra vykazovalo aktivitu - uvolňování prachu a plynu.

N. Samarasinha se věnoval modelování rozpadu komety D/1999 S4(LINEAR) při průchodu přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU v červenci2000. Kometa byla při objevu koncem září 1999 klasifikována jakoplanetka a její kometární charakter byl rozpoznán až o pár dnůpozději. Ukázalo se, že šlo o zcela křehký slepenec kometesimálo průměrech 10 -- 100 m s řadou dutin, v nichž při přiblížení keSlunci narůstal tlak plynu, až se kometa rozplynula. Jádro kometyměřilo napříč pouhé 2 km a podléhalo vlivu negravitačních silo řád větších než vykazuje jádro Halleyovy komety. W. Altenhoffaj. odvodili další údaje z radioastronomických měření v pásmu 32-- 860 GHz. Podle nich započal rozpad kometárního jádra o průměru0,9 km 23. července, kdy kometa ztrácela prach rychlostí 90 kg/sa plyn tempem 300 kg/s, což v přepočtu na jednotkovou plochupovrchu je srovnatelné s aktivními kometami Halley neboHale-Bopp. Jde o nejlépe dokumentovaný příklad rozpadu kometyv dějinách astronomie. Podle C. a R. de la Fuente Marcsovýchkometa vznikla v přechodně stabilním kometárním pásu mezi drahamiJupiteru a Saturnu. Po průchodu přísluním v červenci 2002 se přednašima očima začala rozpadat periodická kometa 57P/DuToit-Neujmin-Delporte na desítky úlomků, když první rozdělení nadvě složky se podle Z. Sekaniny odehrálo již při předešlémprůchodu komety přísluním v r. 1996.

Koncem března 2002 započal další výbuch komety29P/Schwassmann-Wachmann 1, jež se do poloviny června zjasnilao 4 mag oproti klidové hodnotě 16 mag. P. Gronkowski se napříkladu výbuchů této komety zabýval otázkou, o jaký mechanismusvlastně jde. Kometa 29P má jen málo výstřednou dráhu, takže sepohybuje v rozmezí 5,5 -- 7,5 AU od Slunce v oběžné době 16 roků.K výbuchům dochází jednou až dvakrát za rok a kometa se přitomzjasní o 2 -- 5 mag, výjimečně však i o 9 mag! Při jednotlivýchvýbuších ztrácí až kolem 1 Mt hmoty, takže energie výbuchů činíaž 100 TJ. Podobný výbuch prodělala i Halleyova kometa v únoru1991, kdy byla již 14,3 AU od Slunce a kdy se náhle zjasnilao více než 6 mag, takže při tomto výbuchu ztratila 100 kt hmoty.Autor se domnívá, že ve všech případech je za zjasnění odpovědnánáhodná polymerace kyanovodíku vyvolaná ultrafialovým zářenímSlunce nebo elektrony ze slunečního větru, čímž se zvýšísublimace CO a CO_2 z povrchu jádra komety. Další příčinou jefázový přechod amorfního ledu vody na krystalický.

D. Biesecker aj. se věnovali slunečním kometám, objevenýmkoronografem LASCO na družici SOHO v letech 1996-1998. Šlo celkemo 141 komet Kreutzovy rodiny a tempo jejich objevování bylo pocelou dobu stále. Žádná z nich však zřejmě nepřežila průchodpřísluním. Komety dosahují nejvyšší jasnosti ve vzdálenosti 12R_o; v 7 R_o se počínají rozpadat. Přísluní obvykle koincidujes poloměrem Slunce. Rovněž Z. Sekanina se zabýval statistikouvíce než 300 komet, objevených v blízkosti Slunce družicí SOHO dor. 2000. Ukázal, že mezi nejjasnějšími a nejslabšími úlomkypůvodní prakomety Kreutzovy rodiny komet je rozdíl plných 20mag. Tři komety měly přísluní blíže než 3 AU, zatímco jejichodsluní spadají do intervalu 120 -- 200 AU, tj. oběžné doby sepohybují v rozmezí 500 -- 1000 roků. Během pohybu po retrográdníchdrahách se sklony 35 -- 40° kolísá proto heliocentrická rychlostkomet Kreutzovy rodiny od 20 m/s do 600 km/s. Ze Země bylo zatímobjeveno pouze 8 slunečních komet; o ostatní objevy se podělilyumělé družice Solwind, SMM a především sonda SOHO, která nyníobjevuje každoročně asi 50 nových úlomků. Přibližně 94%slunečních komet patří do Kreutzovy rodiny. Zbytek patří dorodiny komet M. Mayera, pro něž je typický sklon 72°, délkavýstupného uzlu 72° a délka přísluní 57°, resp. do rodiny B.Marsdena se sklonem 26°, délkou uzlu 82° a délkou přísluní 23°.R. Strom zjistil, že komety Kreutzovy rodiny pozorovali užČíňané za denního světla - nejstarší záznam pochází už z r. 15n.l. a plná polovina ze 17. stol. - úhrnem jde o 14 komet do r.1865. V posledních dvou stoletích bylo pozorováno jen 5 komet zadenního světla, z čehož 3 případy náleží do Kreutzovy rodiny.Mezi nimi je i Velká zářijová kometa 1882 R1, která byla vidětočima jako objekt -10 mag přímo u okraje slunečního disku. Z.Sekanina a P. Chodas ukázali, že sluneční komety z r. 1882a 1965 (Ikeya-Seki) mají společné mateřské těleso, které serozdělilo na dva úlomky 18 dnů po průchodu přísluním r. 1106n.l. ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce. Původní kometa 1106 B1tehdy prošla přísluním 26. ledna a v únoru téhož roku bylapozorována v Koreji, Japonsku, Číně a Instanbulu jako objekt -3mag. Titíž spoluautoři vzápětí prokázali, že také sluneční komety1843 D1, 1880 C1 a 1970 K1 se postupně oddělily od komety 1106B1, často i ve vzdálenosti několika AU od Slunce.

Též v r. 2002 byla družice SOHO s převahou nejúspěšnějšímlovcem komet, takže bylo jen otázkou času, kdy počet jíobjevených komet přesáhne magickou hranici 500. Více než 1200lidí se pokusilo ten okamžik uhádnout a nejpřesněji se trefila D.McElhineyová, která prohádala pouhou hodinu a tři čtvrtě.Jubilejní kometou se stal objekt C/2002 P3, jenž prošelpřísluním 12. srpna 2002.

1.2.3. Meteorické roje a bolidy

Celému oboru stále vévodilo zpracovávání bohatého materiáluz posledních "dešťových" návratů Leonid. M. Yanagisawa a N.Kisaichi zpracovali údaje o Leonidách na Měsíci, pozorovanýchv 0,2 m reflektoru černobílou kamerou CCD 18. listopadu 1999kolem 11h 25min UT. Během 5,8 h pozorování zaznamenali 5záblesků, z toho 3 případy nezávisle ve 2 kamerách. Světelnékřivky záblesků jeví dosvit, což je tepelné záření horkýchpozůstatků po prudkém impaktu v měsíčním regolitu. J. Watanabeaj. uveřejnili výsledky japonských televizních pozorovánímeteorické "bouře" 18. listopadu 2001. Během tří hodin mezi 17h17min a 20h 20min UT zaznamenala širokoúhlá televizní kamera 869Leonid a 32 sporadických meteorů jasnějších než +3 mag. Maximumnastalo v 18h 25min UT, kdy během několika sekund bylypozorovatelné desítky meteorů, což značí, že jejich rozpad seodehrál těsně před vstupem do zemské atmosféry. V r. 2002 seLeonidy dostavily ve dvou maximech - první nastalo 19. listopaduve 4h 11min UT a bylo dobře pozorovatelné v Evropě a druhé v 10h30min UT, pozorovatelné hlavně v Severní Americe. Pozorováníovšem ztěžoval Měsíc v úplňku. Přepočtené hodinové frekvencedosáhly ve špičkách až 1500, resp. 150 met/h a odpovídalymeteoroidům, uvolněným z komety v r. 1767, resp. 1866.

P. Babadžanov porovnával hustoty meteoroidů (v jednotkáchhustoty vody) hlavních meteorických rojů, odvozenéz fotografických pozorování jasných meteorů. Nejhustší jsouGeminidy (2,9), po nichž následují delta-Akvaridy (2,4)a sporadické meteoroidy (2,2). Prostřední skupinu představujíKvadrantidy (1,9), Tauridy (1,5) a Perseidy (1,3). Dalekonejřidší jsou pak Leonidy (0,4).

T. Arter a I. Williams odvodili rychlosti vymršťování meteoroidůz mateřského tělesa meteorického roje Lyrid. Ukázali, že rozsahrychlostí 25 -- 150 m/s dobře vysvětluje prostorovou struktururoje. V periodě 12 roků se pak ejekční rychlosti zvýší až na 600m/s, takže žádné další dodatečné urychlování není nutnéa Whipplův model kometárního jádra stále dobře vyhovuje.

D. Asher a V. Jemeljaněnko studovali rychlosti ejekce meteoroidůz komety 7P/Pons-Winnecke, jež je mateřským tělesemmeteorického roje Bootid. Kometa obíhá v resonanci 2:1s Jupiterem a prodělala velké změny dráhových elementů: oběžnádoba se prodloužila z 5,6 na 6,4 r; velká poloosa se zvětšilaz 3,1 na 3,4 AU; výstřednost klesla z 0,75 na 0,63 a přísluní sevzdálilo z 0,8 na 1,3 AU. Meteoroidy se z ní uvolnily v r. 1825rychlostmi kolem 15 m/s. Roj Bootid dosáhl v r. 1916 maximálnízenitové frekvence 40 a od té doby až do června 1998 bylneaktivní, neboť míjel Zemi.

D. Meisel aj. pozorovali v letech 1997 a 1998 mikrometeoryvýkonným radarem v Arecibu na frekvenci 430 MHz. Z 12 tis.pozorovaných mikrometeoroidů mělo 143 objektů (1,2%) výrazněhyperbolické dráhy, takže velmi pravděpodobně přišlyz mezihvězdného prostoru. Jejich extrasolární radiant naznačuje,že patrně přilétají od pozůstatků supernov v tzv. místní bubliněa speciálně od pulsaru Geminga. Potvrdily se tak dřívějšívýsledky měření výskytu mikrometeoroidů pomocí sond Pioneer 10a 11 a radiových měření novozélandským radarem AMOR, jenž z 350tis. záznamů odhalil 1600 hyperbolických drah (0,5%).Mimořádně jasný bolid byl pozorován na řadě slovenských imoravských stanicích bolidové sítě nad východním obzorem17. listopadu 2001 v 16h 53min UT (viz Kozmos 33 /2002/, č. 2,str. 30). Podle P. Spurného a V. Porubčana dosáhla jeho jasnostpro pozorovatele na vých. Slovensku, v Polsku a na Ukrajině-18,5 mag a pronikl do rekordní hloubky pouhých 13,5 km nad zemíjako svítící těleso, takže je téměř jisté, že na zemi dopadlyúlomky meteoritu o celkové hmotnosti 370 kg (vstupní hmotnostbyla asi 4,3 t), a to poblíž obce Turji-Remety na ZakarpatskéUkrajině nedaleko východních hranic Slovenska. Pád byl totiždoprovázen mohutnými akustickými efekty. Těžko přístupný terénvšak pravděpodobně znemožní jakékoliv nálezy. Z pozorováníslovenských a moravských stanic bolidové sítě se podařilorekonstruovat jak dráhu tělesa ve sluneční soustavě, tak i průletzemskou atmosférou. Původní těleso mělo dráhové elementy: a =1,3 AU; e = 0,5; q = 0,7 AU; Q = 2,0 AU; i = 7°. Dozemské atmosféry vstoupilo pod úhlem 40° k zemskému povrchurychlostí 18,5 km/s. Délka svítící dráhy dosáhla 106 km a objektjí prolétl za 7 s. Při pohasnutí měl rychlost 3,8 km/s.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

T. Dickinson připomněl, že seřazení planet viditelných očimav první polovině května 2002 bylo nejtěsnější od 28. února 1940.Příští "velká seřazení" se odehrají 15. dubna 2036 a ještětěsněji (rozteč poloh krajních planet pouhých 10°) 8. září 2040.Jsou to krásné úkazy pozorovatelné očima, ale když člověk čte,slyší a vidí, co z toho dělají masové sdělovací prostředky, skoroby si přál, aby k žádným seřazením raději nedocházelo. Je všakpravděpodobné, že v tom případě by si astrologové vymyslelinějakou jinou záminku ke strašení veřejnosti, např. "velkérozřazení" planet.

E. Standish a A. Fienga upozornili na nemožnost zpřesnit současnéefemeridy čtyř terestrických planet, ačkoliv radarová měřenívzdáleností planet jsou nyní přesná na ą10 m. Chyby současnýchefemerid však vinou nespočitatelných poruch od planetek dosahujíą5 km. Kdybychom je chtěli zmenšit na úroveň radarové přesnosti,museli bychom znát hmotnosti planetek s přesností na 1%, což jev současné době zcela vyloučeno. T. Ito a K. Tanikawa se zabývalidlouhodobou stabilitou drah všech devíti planet slunečnísoustavy po dobu přesahující 1 mld. let. Odtud vyplývá neobyčejnástabilita drah vnějších pěti planet po dobu ą50 Gr; rezonančníuzamčení Pluta vůči Neptunu dokonce po dobu 100 Gr. Naproti tomustabilita drah terestrických planet je přinejmenším o řád nižší,což se nejvíce týká Merkuru.

S. Kenyon ukázal, že ze sluneční pramlhoviny se vydělí akrečnípás ve vzdálenosti 35 -- 50 AU, v němž během 10 -- 30 Mr vznikneněkolik těles s průměrem kolem 1000 km a větší počet těless průměry 50 -- 500 km, přičemž jejich počet je nepřímo úměrný 3.mocnině průměru těles. Srážky však celý pás velmi výrazněvyčistí, protože objekty s průměry 0,1 -- 10 km se během prvnímiliardy let po vzniku sluneční soustavy rozemelou na pracha tak se z příštího EKP odstraní až 90% původního materiálu.Autor své výpočty dokládá porovnáním s pozorovanými prachovýmidisky osamělých blízkých hvězd jako je Vega nebo beta Pictoris.

M. Landgraf aj. připomněli, že při pozorování z dálky představujeEKP nejjasnější rys sluneční soustavy, jak naznačují pozorovánírozložení prachu sondami Pioneer 10 a 11 do r. 1983. V pásu meziJupiterem a Saturnem dodávají prachová zrnka o rozměrech 0,01 --6 mm především komety Jupiterovy rodiny; průměrný přítokz ročního měření činí 80 kg/s; dále pak krátkoperiodické kometyz Oortova mračna - přítok 30 kg/s. Za drahou Saturnu se užuplatňují mezihvězdná zrnka jakož i zmíněná mlýnice EKP, takžeúhrnný přítok tam vzrůstá na 5t/s.

E. Thomas aj. zjistili, že planety Uran a Neptun nemohlyvzniknout v jejich současné vzdálenosti od Slunce, neboť tam bylopříliš málo stavebního materiálu a akrece by trvala přílišdlouho. Proto je prakticky jisté, jak také vyplývá z modelovýchsimulací, že se utvořily v prostoru mezi drahami Jupiterua Saturnu a odtamtud postupně migrovaly do dnešních poloh.

A. Cameron shrnul výsledky metody radioaktivního datování proposloupnost událostí v rané fázi vývoje sluneční soustavy.Ideálním chronometrem je především radioaktivní nuklid 26^Al,jenž se rozpadá na stabilní 26^Mg s poločasem 730 kr a dáleradioaktivní nuklid 182^Hf, jenž se s poločasem 9 Mr rozpadá na182^W. Odtud pak vyplývá, že výbuch blízké supernovy můžeurychlit gravitační zhroucení zárodku Slunce na pouhédesetitisíce roků. Už během prvního tisíce let po zhroucenísluneční pramlhoviny v ní vznikají planetesimály o průměru až100 m a během pouhého sta tisíc let i zárodky planet o velikostiMarsu. Měsíc vznikl již 30 milionů let po vzniku slunečnísoustavy.

Q. Yin aj. studovali zastoupení hafnia a wolframu v meteoritecha odtud zjistili, že planetka Vesta byla dostavěna 3 -- 16 Mr povzniku sluneční soustavy a terestrické planety do 60 Mr.Rozhodující události formující dnešní vzhled sluneční soustavy seodehrály už v prvních 10 Mr od výbuchu anonymní supernovy, ježprozíravě dodala do sluneční soustavy i vhodné radionuklidy prochronometrii. Podobné hodnoty uvádějí též T. Kleine aj., kterýmvyšel vznik Vesty v čase 4,2 Mr, vznik jádra Marsu v 13 Mra jádra Země v 33 Mr po zrodu sluneční soustavy. Zdrojemradioaktivního tepla v prvních 5 Mr byl zmíněný radionuklid26^Al. J. Gilmour udává vznik sluneční soustavy v době před4,56 Gr s chybou menší než 1%. Pro stáří Slunce vyšla A.Bonannovi aj. z modelových výpočtů stavby Slunce hodnota (4,57ą 0,11) Gr.

1.4. Slunce

Těsně před konce roku 4. prosince 2002 proběhlo na jižnípolokouli úplné zatmění Slunce, viditelné zejména v JižníAfrice (90 s totality), Indickém oceánu (na východ od Madagaskarumaximální totalita 124 s) a Austrálii (30 s). V době totalitybylo Slunce v Austrálii pouhé 4° nad obzorem, takže díky známéoptické iluzi se jevilo pozorovatelům 2,5krát větší než v zenitu,a to zvýšilo estetický účinek úkazu. Přehled o úplnýchi prstencových zatměních Slunce v letech 2001-2020 lze nalézt nainternetové adrese: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html

A. Hady uvádí, že současný 23. cyklus sluneční činosti začalv dubnu 1996 a jeho rysem je znovuobjevení podružné periody 154d, která chyběla v předešlých dvou cyklech. Autor se domnívá, žemůže jít o projev oscilace slunečního jádra. Ačkoliv maximumcyklu nastalo podle R. Altrocka mezi lednem a dubnem r. 2000(maximum slunečních skvrn připadlo právě na ten duben), slunečníaktivita je stále vysoká, jak o tom svědčí rekordní eruptivníaktivita v polovině dubna 2001 (A. Tylka aj.) i velkárentgenová erupce z 21. 4. 2002 a výskyt obřích aktivníchoblastí na protilehlých polokoulích Slunce, pozorovatelnýchv polovině července 2002.

Neocenitelnou službu pro sluneční fyziku poskytuje nepřetržitésledování Slunce družicí SOHO, která podle D. Haberové a B.Hindmana "vidí" až do hloubky 15 tis. km pod povrch fotosféry.Tak lze sledovat vznik slunečního "počasí", jež ovlivňuje směri rychlost šíření akustických vln na slunečním povrchu. I Sluncetak má své úkazy typu El Niňo a hurikány, krátkožijící obří bouřetrvající několik týdnů a tryskové proudění o rychlosti 160 km/h.Od r. 1996 do r. 1998 se dalo pozorovat proudění podpovrchovéhoslunečního plazmatu od rovníku k pólům, ale v r. 1998 se smyslproudění obrátil v hloubce 10 tis. km pod povrchem a tak to zatímzůstalo. S. Vorontsov aj. upozornili na torzní oscilaceslunečního plazmatu, jež se pohybují v heliografické šířce během11tiletého cyklu. Všechna tato měření by měla pomoci pochopitpodstatu slunečního cyklu a snad i zlepši předpovědi slunečníhopočasí včetně koronálních výronů.

J. Chae aj. využili měření družice TRACE v extrémní ultrafialovéoblasti spektra ke zjištění teplot útvarů ve sluneční koróně.Nejchladnější (250 kK) je přechodová oblast a výtrysky EUV. Tzv.koronální mech dosahuje teploty 1 MK a v koronálních smyčkáchstoupá teplota až na 2 MK. Výtrysky horkého plazmatu do korónypřipomínají vodotrysk. Do měření se také zapojila nová slunečnídružice RHESSI, vypuštěná v únoru 2002, která umožňujezobrazování povrchu Slunce v pásmu X a gama. Družice už po čtvrtroce provozu stačila zjistit, že v rentgenovém pásmu začínáerupce dříve než v pásmu UV, a že Slunce je vlastně neustálerentgenově neklidné. Jak uvádí R. Lin aj., vede tato trvaláaktivita k silnému ohřevu koróny, neboť rentgenové plazma seohřívá až na 10 MK. Podle měření družice SOHO vibrujímagnetické smyčky velmi žhavého plynu, obsahující vysoceionizovaná jádra atomů železa, při teplotách 9 -- 20 MK a směrjejich kolébání se mění několikrát za hodinu. Horký plyn letísmyčkou rychlostí 100 km/s na vzdálenost až 350 tis. km, ale potřech oscilacích smyčka zaniká a její energie se rozptýlí vesluneční koróně, kterou tak vydatně ohřívá.

Problém slunečních neutrin se zdá být vyřešen díky výsledkůmobservatoře SNO v Kanadě. Detekce neutrin pomocí deuteronuv těžké vodě totiž umožňuje pozorovat všechny typy interakcíneutrin: pokud se elektronové neutrino srazí s deuteronem, změníse neutron v jádře na proton a elektron, což je tzv. nábojovýproud. Pokud se však neutrino libovolné vůně (elektronové,mionové nebo tauonové) srazí s deuteronem, rozbije ho na protona neutron, což je tzv. neutrální proud, stejnoměrně citlivývůči všem neutrinovým vůním. Úhrnný počet takto změřenýchslunečních neutrin výborně souhlasí s astrofyzikálními modelyslunečního nitra.

P. Sturrock a M. Weber srovnávali údaje z neutrinovýchexperimentů GALLEX a Homestake a z helioseismických měřenídružice SOHO, aby tak případně vysvětlili dosud spornoumodulaci neutrinového toku ze Slunce v závislosti na rotaciSlunce. Poločas rozpadu radionuklidu 71^Ge je totiž jen 11,4 d,na rozdíl od poločasu rozpadu 37^Ar (35,0 d), takže galiovýexperiment má lepší časovou rozlišovací schopnost. P. Sturrocka D. Caldwell navíc uvedli, že také údaje z neutrinovéhodetektoru Superkamiokande od května 1996 do července 2001potvrzují výraznou modulaci v poměru toků 1 : 2 v periodě 10 dnů.Autoři se domnívají, že k modulaci neutrinového toku docházíspíše v konvektivní než v zářivé zóně Slunce.

Navzdory všem proměnám na Slunci existuje veličina, která jepřekvapivě stálá, takže ji právem nazýváme sluneční konstanta(1369,7 W/m^2). Její měření ze zemského povrchu však nutnězatěžují soustavné chyby, takže k přesným měřením se od listopadu1978 využívá výhradně specializovaných družic, počínaje družicíNimbus 7 a konče družicí SOHO. Jak uvádějí C. Fröhlich a J. Lean,přesnost měření dosahuje ą0,05 W/m^2 a výkyvy sluneční konstantyběhem slunečního cyklu nepřesahují 1,3 W/m^2, tj. 1 promile, cožje fakticky záviděníhodná stálost.

Přestože je pokrok ve výzkumu Slunce přímo pohádkový, R. Kuruczpřipomněl, že toho ještě mnoho nevíme: chybí realistický modelsluneční atmosféry a identifikace poloviny (!) čar ve slunečnímspektru. Nemáme dobrou představu o konvekci a mikroturbulenciuvnitř Slunce, neznáme pořádně rozdělení energie ve slunečnímspektru a chemické složení naší nejbližší hvězdy atd. atd.


(pokračování příště)
Předchozí díl

Jiří Grygar

| Zdroj: HTML verzi připravil Richard Komžík (Pro časopis Kozmos). IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Kraví hora
Ilustrační foto...
Jak mě honily fotony aneb Fotovíkend
Ilustrační foto...
Vlhký a teplý Mars!
Ilustrační foto...
MADMEN - zbraň proti asteroidům?
Ilustrační foto...
Jak si nastavit IAN?
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691