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 2003 - díl B

Dokončení sluneční soustavy, Slunce...

Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značenyMO, LO, RO.

1. Sluneční soustava (dokončení)

1.2. Meziplanetární látka (dokončení)

1.2.1. Planetky (dokončení)

Koncem roku 2002 překročil počet pojmenovaných planetek 10 tisíca počet očíslovaných planetek 50 tisíc. Jubilejní číslo (50000)dostala poměrně velká transneptunská planetka Quaoar, objevenáv červnu 2002 na Mt. Palomaru, která dle J. Ortize aj. má průměr(1 260 ±200) km a lehce protáhlý tvar s poměrem hlavních os1,13. Planetka rotuje v periodě 8,8 h; popř. v jejím dvojnásobku.

Astronomové ovšem nyní evidují už více než 200 tis. planetek,i když zdaleka ne všechny mají dosud tak spolehlivě určenoudráhu, aby jim mohli přidělit katalogová čísla. Nárůsty počtův posledních letech jsou opravdu dramatické, což je dánopředevším výkonnými automatickými přehlídkami oblohy (LINEAR,LONEOS, Spacewatch, NEAT atd.); navzdory tomu R. Jedicke aj.tvrdí, že vytyčený cíl objevit tímto způsobem 90% křižujícíchplanetek s průměrem nad 1 km do r. 2008 není realistický,protože mezní hvězdná velikost všech přehlídek dosahuje jen 20mag, a k dosažení cíle by bylo potřebí jít o plné 4 mag hlouběji.To bude vyžadovat mj. umístit přehlídkový teleskop do kosmu nadráhu uvnitř zemské dráhy a autoři odhadují, že zmíněného cíle sev tom případě podaří dosáhnout teprve kolem r. 2035.

Jako na zavolanou byla v únoru 2003 objevena planetka 2003CP 20 s délkou velké poloosy 0,76 AU, sklonem 25° a výstředností0,29, což znamená, že její odsluní leží uvnitř zemské dráhy (Q= 0,980 AU; přísluní Země činí 0,983 AU). Planetka o průměru asi2 km a s oběžnou dobou kolem Slunce 235 d nás však neohrozí,protože se k Zemi nikdy nepřiblíží na vzdálenost pod 0,19 AU,zatímco k Venuši se může dostat až na 0,05 AU. Podobně neškodnápro Zemi je i miniplanetka 2002 AA 29 typu S o průměru 25 m,která se počátkem ledna 2003 přiblížila k Zemi na ve XXI. stol.minimální vzdálenost pouhých 6 mil. km, což umožnilo měřit jejípolohu a vlastnosti radarem. Podle S. Ostra aj. se vůči Zemipohybuje po podkovovité dráze, kdy je při oběhu kolem Sluncestřídavě "před" Zemí a pak zase "pozadu" za Zemí. Krajní polohyse střídají po 95 letech, ale za 600 roků se planetka stanedočasnou oběžnicí Země na nějakých 40 let, načež se opět vrátí nazmíněnou podkovovitou dráhu, která je dlouhodobě velmi stabilní.I. Gerasimov aj. zjistili, že se planetky shlukují na základěresonancí period oběžných drah s periodami oběhu obřích planetsluneční soustavy. Nejvíce jich je pro periodové resonances Jupiterem (1:2 a 2:3) a dále se Saturnem (2:1, 2:5, 1:3a 1:4). Asi 200 transneptunských planetek vykazuje resonances oběžnými dobami Neptunu a Uranu. Autoři dále odhadují, že dovzdálenosti 100 AU od Slunce se nalézá asi 1 milion planeteks průměrem alespoň 5 km. Podle A. Morbidelliho a D.Vokrouhlického se do blízkosti Země dostává v současnosti asi150 planetek jasnějších než 18 mag (tzv. absolutní hvězdnávelikost; to odpovídá průměru planetek kolem 1 km) a jelikožpodle jejich názoru obstarává "přísun" planetek křižujících dráhuZemě tzv. efekt Jarkovského, znamená to, že v hlavním pásuplanetek mezi Marsem a Jupiterem musí být přibližně 1,3 milionutak jasných planetek, což je v řádově shodě s jinými odhady.

S. Chesley aj. oznámili, že se jim podařilo přímo prokázat efektJarkovského při radarovém měření poloh planetky (6489) Golevkaběhem čtyř přiblížení planetky k Zemi v letech 1991 až 2003.Těleso o průměru 0,5 km bylo měřitelně vystaveno negravitačnímuzrychlení vinou nesouměrného tepelného vyzařování pohlcenéhoslunečního záření, což je podstatou efektu Jarkovského. Pokudplanetka rotuje prográdně, tak se následkem efektu pozvolnavzdaluje od Slunce; je-li rotace retrográdní, tak se ke Sluncipostupně přibližuje. Jelikož se velká poloosa planetky v mezidobízměnila o 15 km, podařilo se odtud spočítat i její hmotnost 210Mt a hustotu (2,7 ±0,5)násobek hustoty vody.

V srpnu objevil automat LINEAR planetku 2003 QQ 47o odhadovaném průměru 1,2 km a hmotnosti 2 Gt, jejíž dráhovéparametry (a = 1,08 AU; e = 0,19; i = 62°; q = 0,88 AU;P = 1,13 r) vzbudily velký mediální rozruch, neboť podle nichby se planetka mohla 21. března 2014 srazit se Zemí vysokourychlostí 30 km/s, což by způsobilo děsivou devastaci uvolněnímmamutí kinetické energie 350 Gt TNT (1,5 ZJ !). Jakmile se všakpo objevu začala pečlivě sledovat dráha planetky, pravděpodobnostsrážky rychle klesala a dnes už je jisté, že nás tato planetkav nejbližších sto letech netrefí. V říjnu 2004 se přiblížilak Zemi na zcela bezpečnou minimální vzdálenost 0,44 AU. Dne 27.září 2003 proletěla kolem Země mikroplanetka 2003 SQ 222o průměru cca 5 m ve vzdálenosti pouhých 80 tis. km, která bylave skutečnosti objevena až následující den, když se od Země jižopět vzdalovala.

Jelikož každý takový případ budí zbytečné obavy v širokéveřejnosti, rozhodl se prestižní americký astronomický časopisSky and Telescope, že s uveřejněním takových zpráv počkají nadobu, kdy bude spolehlivěji určena budoucí dráha a že tedyzejména nebudou veřejnost plašit údaji o křižujících tělesech,jejichž riziko srážky se Zemí nedosáhne č. 2 na tzv. turínskéstupnici. Všechna dosud objevená křižující tělesa bylaklasifikována stupni 0, resp. 1 na zmíněné stupnici.

Šťastnou shodou okolností znovuobjevil B. Skiff 15. října 2003 nasnímku ze Schmidtovy komory LONEOS v Arizoně proslulou planetkuHermes, která byla poprvé pozorována po pět nocí K. Reinmuthemna přelomu října a listopadu 1937 ve vzdálenosti kolem 0,8 mil.km, kdy dostala předběžné označení 1937 UB a od té doby bylapovažována za ztracenou. Mezitím stihla 31krát oběhnout kolemSlunce. Planetka se 4. listopadu 2003 přiblížila k Zemi na 7 mil.km a úhlová rychlost jejího pohybu dosáhla 7°/d. Blízkost k Zemiumožnila její sledování radarem v Arecibu, odkud vyplynula těsnápodvojnost planetky o středním rozměru asi 0,5 km a oběžné době14 h, přičemž obě složky mají synchronní rotaci, jak odhalilyfluktuace jasnosti. Hermes obíhá kolem Slunce po velmi protáhlédráze, která zasahuje dovnitř dráhy Venuše a naopak vně dráhyMarsu, v periodě 2,13 r. Výpočet budoucí dráhy potvrdil, žev nejbližších 100 letech se planetka nikdy nepřiblíží k Zemi naméně než 3 mil. km.

Podle M. Delbóa aj. známe již na 2200 křižujících planetek(NEO), které jsou v průměru daleko světlejší než planetkyhlavního pásu, protože jejich průměrné albedo se pohybuje kolem0,25. To je docela příznivá zpráva, protože jednak usnadňujejejich objevování a jednak odtud vyplývají relativně menšírozměry těles dané jasnosti, čili i nižší rozsah devastace připřípadné srážce křížiče se Zemí. F. Yoshida aj. využili obřídigitální kamery dalekohledu Subaru k prozkoumání 3 čtv. stupňůoblohy s cílem najít planetky jasnější než 26 mag. Ze statistikyvíce než 1100 pohybujících se objektů vyplývá, že planeteks průměrem pod 1 km je méně, než by vyplývalo z extrapolacečetnosti větších planetek.

D. Durda shrnul údaje o planetkách s průvodci, kteří jsouobjevováni teprve od r. 1993, kdy sonda Galileo odhalila družiciDactyl obíhající kolem planetky Ida. Od té doby bylo objeveno již35 průvodců planetek. Průvodci planetek hlavního pásma jsouvětšinou podstatně menší než samotná planetka, která obvyklepatří ke třídě C, tj. porézní těleso se střední hustotou jen1,3násobku hustoty vody. Autor z toho odvozuje, že tyto planetkysamy jsou "hromadami sutě" a průvodci vznikli při srážkáchplanetek, často následnou gravitační akumulací úlomků srážky.O značné četnosti takových párů svědčí i podvojné impaktníkrátery na Zemi. Naproti tomu planetky v Edgeworthově-Kuiperověpásu na periférii planetární soustavy tvoří často dvojicesrovnatelných rozměrů, které vznikly naráz a udržely se pohromadě- to ostatně platí i pro největší objekt pásu, jimž je stáledvojice Pluto-Charon.

V průběhu r. 2003 byly objeveny další binární planetky jednakrozborem změn světelných křivek a jednak radarem: (5381) Sekhmet(oběžná doba = cca. 12 h); (66063) = 1998 RO 1 (14,5 h); 2003 SS 84(< 24 h); 2003 QY 90 (TNO; 40 d?); 1990 OS (21 h?); (65803) =1996 GT (11,9 h); 2003 UN 284 (TNO; ?); (1509) Esclangona (?);(3782) Celle (36,6 h); (283) Emma (?); (379) Huenna (?); (130)Elektra (?); (22899) = 1999 TO 14 (?); 1999 RZ 253 (TNO; ?)Již dříve objevení průvodci planetek (22) Kalliope a (45) Eugeniadostali vlastní jména Linus a Petit Prince. F. Marchis aj.zjistili, že Kalliope rotuje retrográdně, ale Linus obíhá vestřední vzdálenosti 1020 km prográdně v periodě 3,6 d, jenže jehooběžná rovina je skloněna o 20° k rovníku Kalliope. Středníhustota Kalliope činí jen dvojnásobek hustoty vody, takže jdezřejmě o hromadu sutě.

D. Vokrouhlický aj. studovali vlastnosti rotace členů rodinyplanetek Koronis, jejichž velké poloosy oběžných drah sepohybují v rozmezí 2,83 -- 2,95 a výstřednosti v rozmezí 0,04 --0,09. Odtud usoudili, že rodina s více než 300 členy jepozůstatkem po dvou planetkách s průměry 60 a 120 km, které sepřed 2,5 mld. let střetly rychlostí 3 km/s. Jednotlivé úlomkyo průměrech 20 -- 40 km od té doby už žádné podstatné srážkyneprodělaly. Jelikož na úlomky (hromady sutě) soustavně působísluneční záření, mnohé planetky se postupně roztočí natolik, žeztrácejí hmotu odstředivou silou. Z uniklé hmoty se pakposkládají jejich družice, což je mimochodem případ dvojice Ida- Dactyl.

M. Birlan vypočítal hmotnost planetky Ida 4.1016 kg, odkudvyplývá její hustota (2,6 ±0,5)násobek hustoty vody, zatímcoEros má jen 7.1015 kg a hustotu (3,0 ±0,4). Průměrné hustotyplanetek třídy C (obsahující uhlík a organické látky) mu vyšly na(1,9 ±0,3); třídy S (olivín a pyroxen) na (3,0 ±0,4); třídyV (silikáty, plagioklas) na (3,6 ±0,7) a třídy M (železo a nikl)na (6,9 ±1,0). Mezi největšími planetkami hlavního pásu jenejhustší Pallas (4,8), následovaná Vestou (4,3) a Cererou(2,8). Mimořádně řídká (0,95) je planetka (15) Eunomia. D. Bogarda D. Garrison ukázali, že na planetku (4) Vesta dopadlo několikobřích projektilů v době před 4,1 -- 3,4 mld let. Spodní mez stáříVesty činí 4,56 mld. let. M. Trieloff aj. odvodili z tepelnéhistorie a radiochronologie chondritů H, pocházejících z anonymníplanetky hlavního pásu, stáří sluneční soustavy (4,566 ±0,002)Gr, což je ve výtečné shodě s hodnotou, uvedenou na počátku odst.1.1.2.1. tohoto přehledu.

E. Chiang ukázal počátkem r. 2003, že planetka 2001 QR 322 jeprvní známý Neptunův Trojan o průměru kolem 100 km, jenž senachází poblíž bodu L4 soustavy Slunce-Neptun na drázes odstupem 20 AU od Neptunu. Podle autorových výpočtů je tatodráha stabilní po dobu řádu miliard let. Objektem na rozhranímezi třídou planetek a komet se stalo těleso, objevené v r. 1979jako standardní planetka, jež však bylo v r. 1996 rozpoznáno E.Elstem a G. Pizarrem jako kometa a dostalo tak označení133P/Elst-Pizarro při krátké oběžné době 5,6 r, která ji"geograficky" řadí do hlavního pásma planetek. V druhé poloviněr. 2002 se u tohoto "kometoidu" objevil další chvost, takženejspíše jde o dohasínající kometu.

V. Jemeljaněnko aj. odhalil novou třídu transneptunskýchplanetek (TNO) s vysokými dráhovými výstřednostmi, která sinejspíš zachovává původní parametry z období vzniku slunečnísoustavy. R. Gomes, H. Levison a A. Morbidelli se domnívají, žeTNO s vysokými sklony drah jsou pozůstatkem dvou odlišnýchpopulací planetek. Jedna migrovala zevnitř sluneční soustavya byla zachycena Neptunem, který vznikl asi ve 20 AU od Sluncea migroval souběžně s ní. Druhá představuje původní planetkyEdgeworthova-Kuiperova pásu (EKP), jenž však byl původně rovněžblíže ke Slunci než je dnes. Tyto úvahy však zatím provází řadapochyb a nejasností.

Podle D. Hughese činí úhrnná hmotnost EKP asi trojnásobekhmotnosti Pluta s Charonem. G. Bernstein aj. hledali slabší členyEKP pomocí kamery ACS HST a tvrdí, že EKP prakticky končí již vevzdálenosti 50 AU od Slunce, takže celková hmotnost planetek TNOdosahuje jen 0,01 -- 0,1 Mz. Ostrá a překvapivě blízká vnější mezEKP zůstává zatím velkou záhadou. Úhrnný počet objevených TNOdosáhl koncem r. 2003 čísla 800, takže během toho roku přibylobezmála 100 objektů zejména zásluhou zapojení obřích 8m teleskopů do jejich vyhledávání.

1.2.2. Komety

Na Vánoce 2002 proletěla kometa C/2002 V1 NEAT v minimálnívzdálenosti od Země (0,80 AU) a její jasnost od té dobynarůstala, takže konce ledna 2003 byla již viditelná očima,i když pozorování za soumraku nebyla vůbec jednoduchá. Kometaprošla perihelem ve vzdálenosti jen 0,10 AU od Slunce dne 18.února 2003 a stala se jedinečným objektem na snímcích z družiceSOHO, protože při jasnosti -2 mag ji navíc zdobil mohutný jasnýzakřivený prachový chvost. Stala se tak vůbec nejjasnějšíkometou, zaznamenanou až dosud družicí SOHO. Podle výpočtu sejádro komety v přísluní ohřálo na 1 000 K. Shodou okolností právěv té době došlo na Slunci ke dvěma velkým erupcím, které doslovarozčísly iontový chvost komety. Pozemští pozorovatelé si mohlikometu vychutnat, až když se úhlově poněkud vzdálila od Slunce:24. února měla 2 mag, ale pak rychle slábla a počátkem březnapřestala být viditelná očima. Její oběžná doba se odhaduje na 37tis. let a ten těsný průlet u Slunce zřejmě celkem bez většíúhony přežila.

Počátkem roku 2003 byla v dosahu triedrů kometa 2002 X5Kudo-Fujikawa, která před průchodem přísluním koncem 29. lednave vzdálenosti 0,19 AU byla dokonce viditelná očima, i kdyžs obtížemi kvůli malé úhlové vzdálenosti od Slunce. Někteřípozorovatelé ji zahlédli znovu očima v polovině února, ale pak užrychle slábla a v polovině března byla 9,5 mag. M. Povich aj.využili spekter komety, získaných družicí SOHO při vzdálenostikomety 0,19 AU od Slunce k identifikaci dvakrát ionizovanéhouhlíku v jejím plazmovém chvostu. To znamená, že zrnkakometárního prachu obsahují organické látky, avšak při velkéblízkosti ke Slunci se uhlík odpaří a ionizuje.

Počátkem března 2003 se po devítileté přestávce podařilo O.Hainautovi aj. pomocí kombinace tří 8,2 m teleskopů VLT ESOv Chile zobrazit během 9 h souhrnné expozice jádro komety1P/Halley jako objekt 28,2 mag ve vzdálenosti 28,1 AU od Sluncea 27,3 AU od Země, což jsou pochopitelně historické rekordy.Odtud též vyplývá, že je téměř jisté, že jádro komety bude možnéze Země sledovat i během průchodu odsluním v r. 2023 vevzdálenosti 35,3 AU. Astronomové z ESO tím testovali svůj novýpozorovací program pro hledání nejslabších transneptunskýchobjektů.

Dne 10. března 2003 znovunalezl J. Scotti dalekohledem SpacewatchII periodickou kometu (oběžná doba 14,7 r) Jupiterovy rodiny66P/du Toit jako objekt 20 mag. Kometa si přispíšila oprotipředpovědi o 0,25 d, nejvíce se přiblížila k Zemi na 1,07 AUv polovině května a dosáhla maximální jasnosti 12 mag kolemprůchodu perihelem 28. srpna 2003. Během celého roku se postupněblížila ke Slunci i Zemi kometa 2001 Q4 NEAT, jejíž jasnostvzrostla z 16 na 10 mag, ale jejíž hlavní představení se odehráloaž kolem přísluní v polovině května 2004. Druhá perspektivníkometa 2002 O7 LINEAR, která procházela přísluním až v dubnu2004, dosáhla na počátku r. 2003 jasnosti 14 mag; do konce roku2003 se pak zjasnila na nadějných 8 mag.

Počátkem října 2003 se podařilo C. Juelsovi znovunalézt kometu157P/Tritton jako objekt P/2003 T1 o jasnosti 12 mag. Kometabyla předtím krátce pozorována jen v r. 1978 a považována zaztracenou, jelikož navzdory krátké periodě 6,4 r ji od té dobynikdo nespatřil. Posléze se ukázalo, že kometa byla v době novéhoobjevu o 6 mag jasnější než předpovídala původní efemerida, takžepři průchodu přísluním koncem září 2003 zřejmě prodělala mohutnývýbuch, ale koncem roku kometa rychle slábla; o vánocích 2003 nad18 mag. V polovině listopadu 2003 prošla při svém 59. pozorovanémnávratu ke Slunci ve vzdálenosti 0,26 AU od Země slavná kometa2P/Encke. Byla v té době dobře pozorovatelná na severnípolokouli i triedry, neboť dosáhla až 6,2 mag. Když se všakblížila do přísluní 30. prosince 2003, zmizela pozorovatelům vesluneční záři.

Koncem roku 2003 se známá periodická kometa29P/Schwassmann-Wachmann 1 s téměř kruhovou drahou (e =0,04) nacházela ve vzdálenosti 3,7 AU od Země. Současná dráha jevýsledkem těsného přiblížení (na 0,25 AU) k Jupiteru v r. 1943a podle nejnovějších výpočtů bude stabilní až do r. 2022, kdy sekometa přiblíží k Jupiteru na 0,75 AU, jenž ji tím převede naprotáhlou eliptickou dráhu. Nejnovější periodickou kometou roku2003 se stal původně asteroidální objekt 2003 UD16 LONEOS,který byl dohledán jako kometa na snímcích z II. Palomarskéhoatlasu z prosince 1989 a února 1991. Dostal tak označení C/159Pa už jako kometa pak prošla přísluním v březnu 2004 vevzdálenosti 3,65 AU. Její dráhové parametry (e = 0,38; a =5,9 AU; i = 23°) ji řadí ke krátkoperiodickým kometám (oběžnádoba 14,3 r).

I. Hasegawa a S. Nakano prokázali identitu komety 2002 C1Ikeya-Zhang s kometou 1661 C1 Hevelius. Vypočtené dráhovéparametry q = 0, AU; e = 0,99; a = 51 AU; i = 28° vedouk oběžné době 360 r, což je vůbec nejdelší spolehlivě určenéoběžná doba pro kometu. P. Korsun a G. Chörny odhalili připozorování ze září 1999 mohutný prachový chvost u velmi vzdálené(7,2 AU) komety 1999 J2 (Skiff). Kometa s drahou o sklonu 86°prošla přísluním ve vzdálenosti 7,1 AU počátkem dubna 2000a dosáhla tehdy jasnosti 14 mag, což znamená, že šlo faktickyo zcela mimořádně velké těleso.

Pomocí HST se podařilo v březnu 2003 během 21 h složené expozicezobrazit jádro komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež má býtcílem projektu ESA Rosetta v r. 2014. Jádro má oválný tvars hlavními osami 5 x 3 km a dobou rotace 12 h. Y. Fernández aj.pozorovali pomocí dalekohledů Keck I a UHT v srpnu 2002 jádrokomety 9P/Tempel ve vzdálenosti 2,55 AU od Slunce. Odvodiliodtud jeho střední poloměr 2,6 km a albedo povrchu 0,07. I v tétovelké vzdálenosti od Slunce je jádro aktivní, což představujejistou hrozbu pro zamýšlený projekt Deep impact.

S. Lowry a P. Weissman pozorovali 2,3m a 5m dalekohledem v letech2000-2001 jádra 9 komet, které byly v té době vzdáleny 2,8 --5,5 AU od Slunce. I v této vzdálenosti jevila dvě kometární jádrazřetelnou aktivitu, ale přesto se podařilo určit střední poloměryjader v rozmezí 1,4 -- 2,4 km při albedu 0,04. Odtud pak vycházejístřední hustoty jader v rozmezí 0,11 -- 0,24 hustoty vody; jdetedy zřejmě o velmi porézní tělesa. Jádro komety 22P/Koppf jeprotáhlé v poměru 1,7:1. P. Gutiérrez aj. využili 2,5m teleskopuNOT na ostrově La Palma k určení rotační periody jádra komety6P/darcminArrest na základě kolísání jeho jasnosti s amplitudou0,08 mag. Protáhlé jádro nyní rotuje s periodou 6,7 h, což ovšemnejspíše nasvědčuje jeho složitému "převalování", protože se nováperioda liší od hodnoty zjištěné dříve.

M. Ishiguro aj. oznámil objev prachové vlečky komety 81P/Wild2, složené z prachových částic o průměru kolem 1 mm. Šířkavlečky v okolí jádra komety dosahuje 14 000 km a je dlouhá asi20 mil. km. D. Jewitt aj. objevili modulaci jasnosti u jádrakomety 143P/Kowal-Mrkos s amplitudou 0,45 mag a periodou 17,2h, která je patrně dána rotací oválného jádra s poměrem hlavníchos 1,5:1. Z. Sekanina zkoumal pár komet 2002 A1 a A2, jež majítéměř shodné - byť poněkud nestabilní - dráhy v rozmezí 4,7 -- 29AU od Slunce. Ukázal, že mateřské těleso obou komet se rozpadloněkdy kolem r. 1978, kdy bylo ve vzdálenosti 22,5 AU od Sluncea plné 2,5 AU nad ekliptikou. Oddělení složek proběhlo rychlostí2,7 m/s, což znamená, že komety se mohou rozpadat bez nějakéhozjevného důvodu i velmi daleko od přísluní.

V březnu 2003 vydali B. Marsden a G. Williams již XV. katalogkometárních drah, který obsahuje údaje o 2358 návratech 1642komet, pozorovaných od r. 239 př. n.l. (kometa 1P/Halley -239K1) do konce února 2003. Z toho je 1368 komet dlouhoperiodických(184 drah je hyperbolických) a 274 komet periodických s oběžnoudobou do 200 roků.

D. Hughes zkoumal výskyt nově objevených dlouhoperiodickýchkomet v průběhu posledních dvou tisíciletí a dospěl k závěru, žejejich přísun je velmi stálý, pokud se omezíme na komety jasnějšínež 2 mag na pozemské obloze. Až do poloviny 18. stol. byly totižkomety objevovány výhradně prostým okem, přičemž platí, že mezníhvězdná velikost pro takové objevy je 3,6 mag. Pokud jsou kometyjasnější než 2 mag, tak je asi 50% naděje, že ji lidé spatřili(na celé obloze je jen 44 hvězd jasnějších než 2 mag, a z toholze naráz vidět pouhou polovinu) a pokud byla jasnější než 0,4mag, tak ji nemohli přehlédnout. Od poloviny 18. stol. přirozenězačalo přibývat slabších komet, objevovaných dalekohledy očimapozorovatelů, avšak ve 20. stol. vstoupila do hry fotografie,takže se začaly objevovat komety kolem 16 -- 20 mag.

Další pokrok přinesly automaty, které kromě planetek objevujív hojné míře také komety. Nezřídka je objev nejprve klasifikovánjako planetka, ale dodatečně se odhalí jeho kometární povaha(koma, chvost). Zcela nečekaně začaly těmto v podstatě klasickýmtechnikám konkurovat umělé družice Země, určené pro výzkumslunečního okolí. Jak uvedl X. Leprette, vojenská družice Solwindnalezla prvních 6 komet v blízkosti Slunce. Ještě úspěšnější bylacivilní družice SMM s 10 objevy.

To vše však byla pouhá předehra kometárního koncertu, který hrajeod r. 1996 družice SOHO, umístěná v bodě L1 mezi Zemía Sluncem. Do konce r. 2002 bylo na snímcích SOHO nalezeno 540komet, z toho v reálném čase 218 a v archivech na internetu 322komet. Tato obří statistika získaná v krátkém čase umožnilarozlišit několik rodin komet s přísluním v blízkosti samotnéhoSlunce. Jde především o komety z Kreutzovy rodiny s přísluním0,005 AU (750 tis. km od středu Slunce); dále o rodinu Meyerovus perihely 0,03 -- 0,04 AU a sklony 69° - 79°; rodinu Marsdenovus perihely 0,04 -- 0,05 AU a sklony 22° - 28°a konečně rodinuKrachtovu s perihely 0,0435 -- 0,0540 AU a sklony 12° -14°.

Z. Sekanina se zabýval kometami, které mají perihel těsněu Slunce, takže jim při každém průletu perihelem hrozí "ohryzání"nebo i zničení Sluncem. Z 27 takto pozorovaných komet měla jejichjádra rozměry pod 200 m a zřejmě proto průlet perihelem jižnepřežila. Autor ukázal, jak se původní tělesa už dávno předprůletem perihelem drobí, a že k přežití potřebují mít těsně předprůletem minimální průměr přes 1 km. Přesto se však většina hmotytěchto komet dosud nachází v hlavních velkých úlomcích, z čehožlze soudit, že příslušné kometární rodiny jsou nedávného původu.J. Fernández soudí, že z hypotetického Oortova mračna pocházejíjak všechny dlouhoperiodické komety, tak komety typu Halleya možná i komety Jupiterovy rodiny, které obíhají poblíž rovinyekliptiky. Komety typu Halley představují jen 1% komet,vyvržených z Oortova mračna, přičemž nejsnáze se uvolňují komety,jejichž původní vzdálenosti v Oortově mračnu činily 20 -- 50 tis.AU.

D. Hughes zkoumal údaje o 150 známých krátkoperiodickýchkometách s oběžnou dobou kratší než 20 roků a zjistil, žepolovina z nich vyhasne nebo zanikne v průběhu následujících 2600 roků. Tento úbytek však prakticky bezezbytku nahradí novékrátkoperiodické komety, jejichž dnešní dráhy ještě řadímek dlouhoperiodickým. Za tuto proměnu drah jsou odpovědnégravitační poruchy od velkých planet sluneční soustavy a tento"výměnný obchod" funguje naprosto spolehlivě patrně po celémiliardy let.

J. Horner aj. však upozornili, že bude třeba vytvořit zbrusunovou klasifikaci kometárních drah, protože dynamikukometárních drah zásadně ovlivňuje Jupiter. Podle toho bychomměli zejména rozlišit komety typu Encke, standardníkrátkoperiodické, střednědobé a dlouhoperiodické. Autoři navrhujízavést celkem 20 dynamických kategorií, především podlegravitačního ovlivňování planetami jednak v perihelu a jednakv afelu. Např. typ JN značí, že dráha komety je v periheluovlivňována Jupiterem a v afelu Neptunem, atd. Empirickérozlišování kometárních těles typu Kentaurů a transneptunskýchobjektů nemá dynamické opodstatnění.

1.2.3. Meteorické roje a bolidy

P. Jenniskens nalezl dlouho marně hledané mateřské tělesovýznačného meteorického roje Kvadrantid, který má krátké vysokémaximum každoročně počátkem ledna. Je jím poněkud překvapivěplanetka 2003 EH1, jež se v posledních stoletích často přiblížilak Jupiteru do vzdálenosti jen 0,2 -- 0,3 AU, čímž se postupnězvětšil její perihel z hodnoty těsně pod 1,0 AU na současných1,19 AU a současně též sklon dráhy z někdejších 13° na dnešních71°. Pozorované částice roje se uvolnily z mateřského tělesananejvýš před 500 lety a střetávají se se Zemí rychlostí 42 km/s.

Podobně P. Babadžanov objevil mateřské těleso meteorických rojůsigma Capricornid a CHÍ Sagittariid, které jsouv činnosti v únoru a červenci každého roku. Ani v tomto případěnejde o kometu, ale o křižující planetku (2101) Adonis, která jezřejmě podobně jako mateřské těleso Geminid vyhaslou kometous parametry a = 1,87 AU; q = 0,44 AU; e = 0,76; i =1,4°. Navíc byla objevena planetka 1955 CS, která proletělapočátkem února 1955 ve vzdálenosti 2 mil. km od Země, jež jepatrně 50 m úlomkem Adonisu a současně mateřským tělesem denníhometeorického roje CHÍ-Capricornid. T. Tanigawa a T. Hašimotoidentifikovali mateřskou kometu 7P/Pons-Winnecke nečekaněbohatého meteorického roje Bootid, které 27. června 1998dosáhly maximální zenitové frekvence 270 met/h a které bylypozorovány již v letech 1916, 1921 a 1927. Podle jejich výpočtuse dráha částeček, uvolněných z komety při průletech příslunímv letech 1819 a 1869 začala vinou poruch od Jupiteru protínat sezemskou drahou již v polovině minulého století a zmíněný roj násopět zasáhne v r. 2010.

Y. Fujiwara aj. využili ke sledování posledního meteorickéhodeště Leonid v r. 2002 televizní kamery a pozorovali tak 17.11. v intervalu pouhých 2,5 h celkem 412 leonid a 303sporadických meteorů. Šlo vesměs o teleskopické meteory slabšínež 10 mag a příkrý nárůst počtu leonid proběhl během jedinéhodiny, takže jde fakticky o první pozorování deště slabýchteleskopických meteorů. Z bohaté statistiky se ukázalo, že slabéleonidy začínaly v průměru zářit už ve výšce 118,5 km nad Zemí,dosáhly maximální jasnosti ve 108,4 km a pohasínaly ve 101,5 km.Velké hodnoty souvisí s vysokou geocentrickou rychlostí částicroje 69 km/s. V následujících letech se Leonidy bohužel téměřodmlčí nejméně do r. 2031.

M. Beech aj. se zabývali světelnou křivkou jasného bolidu -9 magz meteorického roje Geminid, který byl pozorován v Kanadě 13.prosince 2002, jenž jevil silné mihotání jasnosti s frekvencí6 Hz. Autoři to vysvětlují rotací nekulového tělesa o hmotnosti0,4 kg, které bylo odhozeno z mateřského tělesa (3200) Phaetonpřed 2 500 roky a vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí 36km/s. Mihotání vykazuje 70% geminid jasnějších než -3 mag, narozdíl od stejně jasných sporadických bolidů, kde se vyskytujejen v 18% případů. J. Carbary aj. popsali spektrum jasné (-2,8mag) leonidy, pozorované 18. listopadu 1999 "seshora"spektrografem na palubě vojenské družice MSX, která od dubna1996 obíhá kolem Země po polární dráze ve výšce 900 km nad Zemí.V době expozice byla družice vzdálena od meteoroidu 3350 kma získala poprvé spektrum, jež pokrývá též ultrafialové pásmo od110 nm výše, které je ze zemského povrchu nepozorovatelné kvůliozonové vrstvě. Ve spektru meteoroidu tak byly vůbec poprvépozorovány čára Ly-alfa a dále ultrafialové čáry železaa hořčíku; dále pak optické čáry železa, sodíku a kyslíku.

J. Trigo-Rodriguez aj. určili ze spekter, pořízených v letech1961-1989 v Ondřejově relativní chemické složení 13 bolidů(geminida, leonida, 5 perseid; zbytek sporadické meteoroidy)o hmotnostech 0,2 g až 9 kg. Zastoupení prvků Mg, Fe, Ni, Cr, Mna Co v poměru ke křemíku se velmi zásadně liší od zastoupenítěchto prvků v prachu Halleyovy komety.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

D. Hughes se věnoval otázce, proč jsou rotační periody planettak rozmanité: od nejrychlejšího Jupiteru s periodou 0,39 d ponejpomalejší Venuši s neuvěřitelnou hodnotou 243 d (delší než jejejí oběžná doba kolem Slunce). Rotace Země a Pluta byla zcelajistě zbrzděna jejich průvodci. Pluto dnes rotuje synchronněs oběžnou dobou Charonu (6,4 d) a perioda rotace Země se zaposledních 360 milionů roku prodloužila o plné 2 h, tj. délkadne vzrůstala v průměru o 0,25 ms za století. Pomalou rotaciMerkuru (téměř 59 d) a již zmíněné Venuše mají téměř určitě nasvědomí sluneční slapy a resonance s oběžnou dobou planet kolemSlunce, což poprvé ukázali již v letech 1859-60 C. Delaunay a C.Flammarion. Poněkud nejisté jsou rotační doby Uranu a Neptunu,odvozené z měření sondou Voyager 2. Radiově určená doba rotaceUranu činí (17,2 ±0,1) h, zatímco u Neptunu se vychází z měřenírotace magnetosféry, čímž dostaneme (16,11 ±0,05) h. Kuriozitouje nápadná podobnost oběžné doby Měsíce kolem Země a doby rotaceSlunce kolem své osy.

S. Sheppard a D. Jewitt shrnuli poznatky o nově objevenýchpřirozených družicích (měsících) obřích planet slunečnísoustavy. V říjnu 2003 totiž dosáhl úhrnný počet družic planet vesluneční soustavě čísla 135, z čehož naprostá většina (131)připadá na obří planety, především Jupiter a Saturn. Zásluhu natomto přírůstku mají kupodivu spíše pozemní dalekohledy nežkosmické sondy, protože současné dalekohledy střední třídy(průměr zrcadla kolem 4m) dokáží nalézt objekty až 24 mag, cožodpovídá u Jupiteru průměrům družic kolem 5 km a řekněme 20 kmu Neptunu. Ze statistiky vyplývají dvě základní skupiny drahdružic vůči dané planetě. První skupinu tvoří družice na přímých(prográdních) téměř kruhových drahách s malým sklonem k rovníkuplanety; to jsou prakticky určitě prvotní družice, vzniklézároveň s planetou v období vzniku sluneční soustavy. Druháskupina představuje jak prográdní tak zejména retrográdní dráhys vysokou excentricitou a sklonem až 55° k rovině rovníkuplanety. Jde o soubor tzv. mimořádných družic, jež bylyzachyceny později z pásma planetek, popř. vznikly srážkami užobíhajících družic. Jupiter a Uran mají dokonce víceretrográdních než prográdních družic.

V. Uralskaja rozlišuje dokonce tři skupiny přirozených družicplanet: vnitřní družice, které se nacházejí do vzdálenostitrojnásobku poloměru planety a vznikly srážkami nebobombardováním velkých družic planetkami; hlavní družices průměry do cca 4000 -- 5000 km ve vzdálenostech 3 -- 100 poloměrůplanety a v prográdních drahách, jež vznikly současně s mateřskouplanetou; vnější družice ve vzdálenostech nad 100 poloměrůplanety až do nějakých 25 mil. km od planety, které bylyzachyceny později. Saturn se navíc vyznačuje malými družicemi,jež librují v drahách hlavních družic.

F. Varadi aj. spočítali, jak se dlouhodobě mění dráhovéparametry planet sluneční soustavy a zjistili, že u vnitřníchplanet se objevují příznaky dráhového chaosu už po 4 milionechlet; tj. spolehlivé dráhy lze zpětně propočítat nanejvýš na 50mil. let. Naproti tomu obří planety nevykazují známky chaosu anipo 30 mil. let. E. Thomess a J. Lissauerr zjistili, že se planetyvinou chaosu navzájem vyhazují z původně koplanárních drah.

D. Whitmire a J. Matese se pozastavili nad důsledky zjištění J.Andersona aj. z r. 2002, že sondy Pioneer 10 a 11 vykázaly vevzdálenostech od Slunce 20 -- 70 AU anomální urychlení o hodnotěkolem 8.10-10 m/s2, protože tuto anomálii nepozorujeme u stejněvzdálených komet. Zejména tím padá možnost, že by pro tytovzdálenosti nebyl splněn gravitační zákon o úbytku přitažlivésíly s 2. mocninou vzdálenosti; spíše jde o dosud nerozpoznanývýběrový efekt.

Vůbec nejvzdálenějším umělým tělesem v kosmu je ovšem sondaVoyager 1, s níž se dosud udržuje radiové spojení. S. Krimigisaj. si všimli nápadného růstu počtu energetických částic v okolísondy od počátku srpna 2002, kdy byla sonda v ekliptikální šířce34° severně a ve vzdálenosti 85 AU od Slunce. V téže době dle F.McDonalda aj. výrazně vzrostl i tok energetických iontůa elektronů. Tyto změny naznačují, že se sonda blíží k rozmezírázové vlny nadzvukového proudění slunečního větru do okolníhomezihvězdného prostoru. Další pozorování během r. 2003 ukázala,že toto rozmezí je pohyblivé, protože sonda jím prošla znovuv červenci 2003. Patrně jde o poměrně tlustou přechodovou vrstvu(pouzdro), kterou bude sonda prolétat ještě asi 12 roků. L. Fiskse domnívá, že vzdálenost heliopauzy, za níž klesne rychlostproudění slunečního větru definitivně na podzvukovou, činí asi150 AU. Protože sonda se od Slunce vzdaluje tempem 3,5 AU/r,mohla by stihnout poslat o tom zprávu, protože plutoniovýgenerátor energie a zásoby paliva pro korekční raketové motorkyby měly vystačit až do r. 2020

L. Mayer aj. ukázali, že obří planety v zárodečnémcirkumstelárním disku do 20 AU od Slunce mohou díky gravitačnímnestabilitám vzniknout kosmogonicky bleskově, během cca 800 roků,tj. hroucením velkých zárodků spíše než slepováním planetesimál.R. Durisen aj. poukázali na to, že Jupiter se Saturnempředstavují plných 93% hmoty všech planet sluneční soustavya kdyby se měly utvořit až kondenzací na kamenná jádra, vznikláakumulací planetesimál, trvalo by to tak dlouho, že zárodečnýplyn by se mezitím rozplynul do mezihvězdného prostoru. Přímátvorba z protoplanetárního plynu by naopak vyžadovalanerealisticky velkou hmotnost zárodečného disku. Jejich simulaces 1 mil. částic disku však ukázaly, že gravitační nestabilityrychle "zhrudkovatí" a již za tisíc let z toho vzniknou 2 - 3obří planety ve vzdálenostech 3 -- 20 AU od Praslunce. Slabinouvýpočtů je neschopnost vysvětlit kruhové dráhy obřích planeta nemožnost migrace planet z oblasti vzniku dovnitř či vněsluneční soustavy, jak to vyplývá z pozorování hlavního pásuplanetek a existence Kentaurů a transneptunských těles.Pozorování mladých hvězdokup, v nichž se dosud tvoří hvězdy,naznačuje, že vlastní cirkumstelární disk má rovněž krátkouživotnost pouze několika málo milionů let - v té době se z něhoutvoří na dálku neviditelné, ale relativně velké planetesimály.

Zajímavý pokus uskutečnili P. Duggan aj., když v laboratořiozařovali synchrotronovým svazkem o energii 6 GeV granule sesložením podobným sluneční pramlhovině. Granule se přitomohřívaly až na 1400° C a roztavily a utuhly pak na chondrule,z nichž se nejspíš tvořila všechna velká tělesa slunečnísoustavy. Autoři se domnívají, že v zárodku sluneční soustavyproběhl tak pronikavý ohřev materiálu díky výbuchu velmi blízkéhozábleskového zdroje záření gama, což pak vedlo mj. i u utvořeníplanetární soustavy.

Nejpodrobnější výpočty klasického vzniku obřích planetpocházejí od S. Inaby aj. Astronomicky překotně vznikajíplanetesimály s poloměrem řádu 10 km. Během následujících 100tis. roků se spojí na planetární embrya o hmotnostech řádu 1024kg ve střední vzdálenosti 5,2 AU od Slunce. Embrya mají rozsáhléplynné obálky, které zabrzdí mnoho planetesimál či rozbitýchplanetek, takže hmotnost embrya dále rychle roste. Kamenné embryoJupiteru tak dosáhne za necelé 4 mil. roků hmotnosti 21 Mza další blesková akrece materiálu vede ke vzniku obří plynnéplanety. Podobně vznikl Saturn v původní vzdálenosti 7,3 AU odSlunce, který vlivem gravitačních poruchu Jupiterem se postupněvzdálil (migroval) na dnešních 9,5 AU. Podle K. Zahnleho se dáz počtu impaktních kráterů na velkých družicích Jupiteru, Saturnua Neptunu odhadnout, že Jupiter byl zpočátku vystaven těžkémubombardování kometárními jádry tempem jedna kometa za 200 let, narozdíl od Neptunu, kde převažovaly dopady kamennýchtransneptunských těles. Srážky planetárních embryí v blízkostiSlunce pak vytvoří během řádově 100 mil. roků terestricképlanety. Máme tedy v současné době dva naprosto rozdílnékonkurenční scénáře vzniku obřích planet a dosud není jasné,který scénář je pravděpodobnější.

1.4. Slunce

Podle S. Solankiho pozorovali sluneční skvrny už starověcíČíňané, kteří o tom zanechali písemné zprávy počínaje počátkemnašeho letopočtu. Proměnlivosti výskytu skvrn si všestranný W.Herschel povšimnul již v r. 1796, když zjistil, že tržní cenaobilí v Anglii je nepřímo úměrná intenzitě sluneční činnosti;bezmála půlstoletí před objevem cyklu sluneční aktivity S.Schwabem. Nejmenší skvrny mají průměr 3500 km, největší až 60tis. km a vyskytují se téměř výhradně v heliografických šířkáchdo 30°; jen výjimečně až do 40°. Životnost skvrn se pohybuje odněkolika hodin po celé měsíce. Z hlediska relativního číslaslunečních skvrn byl nejvyšší 19. cyklus s maximem v r. 1958, cožbyl shodou okolností v době Mezinárodního geofyzikální roku1957/1958. Vnitřní struktura skvrn s vysokým úhlovým rozlišenímse začala studovat až v 90. letech XX. stol.; v r. 2003 dosáhl1m sluneční dalekohled SST na ostrově La Palma za použitíadaptivní optiky rekordního rozlišení 0,1arcsec, tj. lineárně 75 km.Dalekohled umožňuje u slunečního okraje zobrazit granulacitrojrozměrně.

V r. 1908 byla ve skvrnách rozpoznána velmi silná magnetickápole (dosahující v penumbrách slunečních skvrn indukce až 0,5T). Globální magnetické pole Slunce je ovšem velmi komplexnía skládá se téměř výhradně z mnoha lokálních polí. V lichýchcyklech sluneční činnosti má vedoucí skvrna na severní polokouliSlunce zápornou polaritu, stejnou jako okolí severního póluSlunce. V březnu 2000 se však jižní pól Slunce přepóloval naseverní a jižní pól migroval z jihu k rovníku a změnil sev široký pás, odkud se však již v květnu 2000 opět vrátil na jih.K úplnému přepólování magnetického dipólu Slunce došlo v r.2001. Podle N. Gopalswamyho aj. souvisí přepólování se zánikemkoronálních výtrysků ve vysokých heliografických šířkách, takžepolární filamenty zmizí a magnetické pole se otvírá. Koronálnívýtrysky totiž odnášejí sebou zbytky starých magnetických polía tím mohou na Slunci vznikat pole nová. Mechanismus je velmiúčinný, neboť běžný koronální výtrysk odnáší miliardy tun hmotyz koróny, takže kolektivní efekt koronálních výtrysků je prosluneční činnost dokonce významnější než výskyt skvrn a erupcí.Autoři to dokázali pro 21. cyklus sluneční činnosti na základěměření družice Solwind a pro 23. cyklus díky družici SOHO.Největším objektem na slunečním povrchu je tzv. proudovávrstva obklopující vlnovitě sluneční rovník, jež je tlustá asi10 tis. km. Okamžitý tvar proudové vrstvy ovlivňuje magnetickébouře na Zemi. Podle B. Lowa aj. dosahuje magnetické pole vesluneční koróně indukce do 1 mT a hmotnost klidných protuberancíaž 3.1014 kg. Pomocí dlouhodobých měření kosmické sondy Ulyssesse E. Smithovi aj. podařilo zmapovat trojrozměrnou strukturuheliosféry, která vytváří magnetický dipól s osou téměř kolmouk ose sluneční rotace!

N. Krivova aj. zkoumali vzhled magnetického pole na povrchuSlunce během 23. slunečního cyklu v letech 1996-2002. Autořiporovnali kolísání magnetického pole, měřené na družici SOHOaparaturou MDI, s přesnými měřeními proměnnosti zářivého tokuSlunce (sluneční "konstanty" v rozmezí 1364 -- 1367W/m2)radiometrem VIRGO a zjistili velmi dobrý souhlas obou křiveks korelačním koeficientem 0,96. Domnívají se proto, že příčinouzměn zářivého toku ze Slunce na stupnicích dnů až roků jsouopravdu změny magnetické indukce na povrchu Slunce.

I. Usoskin aj. zjistili rozborem historických pozorování, žev počítání slunečních cyklů byl koncem XVIII. stol. vynecháncyklus s minimem na přelomu let 1792/93 a maximem 1794/95.Současný 23. cyklus s maximem v dubnu 2000 udivil velkouaktivitou Slunce ještě v létě 2003, ale hlavní překvapení přišloaž koncem října 2003, kdy se na povrchu Slunce byly očimaviditelné skvrny a kdy v intervalu týdne vzplanula sérierekordních erupcí, z nichž poslední ze 4. listopadu bylaabsolutně největší v historii, takže zahltila všechny detektoryna družicích a následná gigantická koronální ejekce zasáhla(naštěstí jen svým okrajem) zemskou magnetosféru s dramatickýmiefekty v ionosféře i na palubě umělých družic Země (SOHO stačilitechnici preventivně vypnout). S. Duhau se pokusil jako prvnío tradiční odhady velikosti nadcházejícího 24. cyklu slunečníčinnosti na základě trendů od r. 1844 a vyšlo mu, že maximálnírelativní číslo dosáhne pouze (88 ±24), jenže takové předpovědinejsou příliš spolehlivé ani pokud jde o předpověď času maximav intervalu let 2009 až 2011, což je problém hlavně propilotovanou kosmonautiku.

Velmi kvalitní údaje o koronálním výtrysku z 21. dubna 2002získalo trio slunečních družic RHESSI, TRACE a SOHO. První z nichzaznamenala rentgenové záření z okamžiku startu výtrysku zesluneční koróny rychlostí 2200 km/s, TRACE registrovala jehoextrémní ultrafialové záření a SOHO zobrazila výtrysk opouštějícíSlunce. Příčinou celého úkazu je náhlé rozevření magnetickéhopole v aktivní oblasti na Slunci při tzv. magnetickém zkratu(rekonexi). Otevřené siločáry dodávají energii erupcími koronálnímu výtrysku. G. Share aj. zpracovali údaje z družiceRHESSI při velké sluneční erupci z 23. července 2002, v jejímžspektru se vyskytla anihilační čára 511 keV, svědčící o vznikupozitronů během energetické fáze erupce. G. Hurford aj. a L.Smith. aj. našli v týchž datech jaderné čáry C, O, Ne, Mg, Sia Fe v pásmu měkkého záření gama v rozsahu 2,2 -- 6,5 MeV. Jelikožse takto poprvé podařilo zobrazit sluneční erupci v oboru gama,není divu, že úkazu bylo věnováno celé číslo prestižního časopisuThe Astrophysical Journal Letters, obsahující 15 pracío jedinečné erupci, klasifikované intenzitou X4.8.

A. Klassen aj. objevili v radiových vzplanutích typu III vesluneční koróně "nadsvětelné" rychlosti pohybu relativistickýchelektronů, dosahující hodnoty až 2,5c. Podobně jakou vzdálených kvasarů, i zde jde o iluzi, vzniklou rychlým pohybemelektronů ve směru k pozorovateli. S. Solanki aj. zkoumalitrojrozměrnou strukturu magnetického pole sluneční korónyinfračerveným polarimetrem vakuového věžového slunečníhoteleskopu VTT na observatoři Izaňa na ostrově Tenerife a odhalilitak mechanismus výrazného ohřívání sluneční koróny na teplotyřádu MK. Podle R. Walshe a J. Irelanda se koróna ohřívá interakcímagnetických polí a slunečního plazmatu, tj.magnetohydrodynamicky.

E. Neto aj. zpracovali více než 9 tis. přesných měření úhlovéhoprůměru Slunce v letech 1998-2000 a zjistili, že Slunce jezploštělé o (13 ±4) mas, a že jeho střední průměr kolísáv periodě 515 d s amplitudou 60 mas. I. Lopes a J. Silk odvodiliz helioseismologie poměrně vysokou centrální teplotu Slunce 15,8MK.

Na kanadské neutrinové observatoři SNO rozpustili v nádrži s 1 kttěžké vody 2 t soli, což zvedlo účinnost aparatury třikrát. S.Ahmedovi aj. se tak podařilo změřit celkový tok neutrin (bezohledu na jejich vůni) z větve 8B pro energie neutrin nad 2,2MeV mezi červencem 2001 a říjnem 2002, a to na základě pozorování3055 neutrin v podzemní nádrži. Výsledek je ve výborném souhlases hodnotou toku bórové větve produkce neutrin ve slunečním nitrua svědčí o oscilacích neutrin, což dává hodnotu rozdílu hmotnostíneutrin různých vůni kolem 0,008 eV/c2 a velikost tzv.mixážního úhlu 32,5°. P. Sturrock nalezl periodu 13,75d v kolísání intenzity neutrinového toku ze Slunce v údajíchz experimentu Kamiokande, což odpovídá poloviční perioděsynodické rotace Slunce vůči Zemi. Jelikož také integračníexperimenty Homestake a GALLEX vykazují modulaci s periodou,odpovídající rychlosti rotace ekvatoreálních oblasti Slunce,autor odtud vyvozuje nečekaný závěr, že produkce neutrin veSlunci je modulována jeho rotací.

(Pokračování)
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Jiří Grygar

 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
Čekání na Venuši II
Ilustrační foto...
Odyssey u cíle!
Ilustrační foto...
Meziplanetární Internet
Ilustrační foto...
Merkur s Měsícem
Ilustrační foto...
Jedenáctiměsíční Chandra
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