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 2004 - díl B

Planetky (dokončení) Komety. Meteorické roje a bolidy. Planetární soustava kdysi a dnes. Slunce.

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M, L, R.

1.2.1. Planetky (dokončení)

Patrně největší pokrok roku ve výzkumu planetek představujerozpoznávání jejich podvojnosti, resp. objevy průvodců (družic)mnohých planetek ve všech hlavních subsystémech (blízkozemníplanetky; hlavní pás; Kentauři i transneptunské objekty). PodleJ. Burnse jsou největší záhadou páry transneptunských objektů(TNO). Autor odhaduje, že v Edgeworthově-Kuiperově pásu se nalézána 100 tis. planetek s průměry většími než 200 km, a z tohominimálně 7% představují páry, jejichž vznik není příliš jasný.V únoru 2004 byl díky NICMOS HST odhalen průvodce TNO 2000 CQ114 ve vzdálenosti minimálně 6 tis. km od primární složky a asio 0,4 mag slabší než primární složka. V době pozorování byladvojplanetka vzdálena od Země 46 AU. Další pár našli K. Noll aj.pomocí HST a obřích teleskopů Magellan u planetky (58534) = TNO1997 CQ29. Obě složky mají průměr kolem 80 km, úhrnnou hmotnost400 Zg (1/35000 hmotnosti páru Pluto-Charon) a obíhají kolem sebepo výstředné dráze (e = 0,45) v periodě 312 d a ve střednívzdálenosti 8 tis. km. Odtud vyplývá průměrná hustota složekrovná hustotě vody v pozemských podmínkách. Titíž autoři objevilitéž průvodce planetky (66652) = TNO 1999 RZ253. Planetka máopět výstřednou dráhu (e = 0,46), úhrnnou hmotnost 4 Zga střední hustotu 1,0 vody. Složky kolem sebe obíhají v minimálnívzdálenosti 4700 km v oběžné době 46 d. Autoři dále uvedli, že dokonce r. 2003 bylo známo již 14 binárních TNO, a dále, žeseparace průvodců od hlavních složek párů činí pokaždé asi 2,8%Hillova poloměru, a to nejenom pro TNO, ale také pro Trojanya páry hlavního pásu planetek. Podle jejich názoru to svědčío jednotném mechanismu vzniku párů resp. družic planetek.

T. Michalowski aj. studovali světelné křivky binární planetky(90) Antiope, pořízené během kampaně na přelomu r. 2002 a 2003na 7 observatořích. Ukázali, že obě složky jsou zhruba stejněvelké s průměrem 85 km, obíhají ve střední vzdálenosti 170 kma rotují synchronně s oběžnou dobou 16,5 h. R. Behrend aj.objevili z rozboru světelných křivek planetky (4492) Debussy odříjna 2002 do května 2004, že jde o pár těles, vykazujícíchvzájemné zákryty o trvání 2,5 h a poklesu jasnosti 0,6 mag.Tělesa kolem sebe obíhají v periodě 1,1 d. Zákrytovoudvojplanetkou je i (854) Frostia, kde zákryty o hloubce 0,7 magtrvají 3,7 h a oběžná doba složek činí 1,6 d.

P. Pravec aj. shrnuli údaje o 16 párech blízkozemních planetek(NEO), odhalených většinou z periodických změn jasnosti soustav,popř. z radarových pozorování. Hlavní složky párů rotují obvykleo něco rychleji než synchronně s průměrnou rotační periodou kolem2,5 h. Naproti tomu průvodci hlavních složek rotují synchronněs minimální oběžnou dobou 12 h. Jejich průměry činí polovinu ažpětinu rozměru hlavní složky. D. Durda aj. ukázali pomocí 160modelových výpočtů, že průvodci (družice) planetek mohouvznikat následkem srážek velkých (řádově 100 km) kamenných(hustota 2,7; hmotnost řádu 1018 kg) planetek se středně velkými(30 km) kamennými projektily při rychlostech srážky kolem 3km/s. Při takovém nárazu se velká planetka rozbije a některýz menších úlomků je poměrně snadno gravitačně zachycen největšímúlomkem.

Zcela bizarní je případ planetky hlavního pásu (121) Hermione,jež byla pozorována počátkem prosince 2003 v blízkéminfračerveném pásmu adaptivní optikou obřího Keckova teleskopu.Ukázalo se, že planetka má vzhled burského oříšku se dvěma jádryo poloměrech 60 a 50 km, které jsou spojené mostem o délce 120 kma šířce 80 km, popř. jde o "sněhuláka" s poloměry hrud 90 a 60km, jejichž centra jsou vzdálena 115 km. Objekt rotuje v periodě5,55 h a doprovází ho družice v minimální vzdálenosti 790 kms oběžnou dobou 1,6 d. Podobně podivná je i planetka (1089)Tama, jejíž světelná křivka získaná na přelomu r. 2003 a 2004prozrazuje zřetelnou podvojnost objektu. Větší složka je protáhláa vykazuje synchronní rotaci v periodě 0,69 d. Poměr poloměrůobou složek činí 0,7 a jsou od sebe 20 km daleko. Také planetka(1313) Berna je podvojná a dokonce zákrytová planetka s oběžnouperiodou složek 1,06 d. Obě složky mají přibližně stejné rozměrya také v tomto případě je větší složka protáhlá a jeví synchronnírotaci.

Obří dalekohled VLT ESO našel průvodce 8 km planetky (4764)Pauling v minimální vzdálenosti 250 km od hlavní složky. Velmimalou planetku s družicí zachytil HST na snímku z konce července2003. Má označení (22899) = 1999 TO14 a průměr 4,5 km. Jejíprůvodce v minimální vzdálenosti 170 km (úhlově jen 0,14arcsec) máprůměr 1,5 km. Dalšího průvodce odhalila kamera ACS HST počátkemledna 2004 v minimální vzdálenosti 230 km od planetky (17246)o průměru 4,5 km; průvodce má průměr 2 km. Obě soustavy patří dorodiny planetek Koronis, skládající se z nejméně 300 členů,vzniklých při rozpadu 250 km planetky před necelou miliardou let.Ještě drobnější planetku 2003 YT1, nalezenou v prosinci 2003 naobservatoři Catalina v Arizoně, rozpoznali M. Nolan aj. optickyi radarem při jejím průletu v blízkosti Země (0,013 AU) napřelomu dubna a května 2004 jako 22. pár mezi blízkozemnímiplanetkami. Tělesa o průměru 1 km a 180 m kolem sebe obíhajív periodě = cca.30 h a jejich rotační periody činí 2,3 a <6 h. KonečněM. Pravec aj. odhalili podvojnost planetky 1999 DJ4 typu Apolloběhem fotometrických měření v únoru a březnu 2004. Světelnákřivka planetky totiž vykazovala zákryty v periodě 17,7 h a odtudse podařilo určit poměr poloměrů obou složek 0,5 a rotačníperiodu hlavní složky 2,5 h. V dubnu podvojnost soustavypotvrdila radarová měření z Areciba, jež dala průměry složek 420a 200 m a minimální vzájemnou vzdálenost 700 m.

A. La Spina aj. zjistili, že blízkozemní planetky vznikajíz planetek hlavního pásu dynamickou rezonancí následkem efektuJarkovského. Tento efekt, související s tepelnou setrvačnostíohřívané, resp. chladnoucí části povrchu planetky, se významněuplatňuje u malých planetek s průměrem od cca 0,1 m do 10 km.Výpočty totiž předpovídají, že takto vzniklé planetky budourotovat převážně retrográdně, což se nyní podařilo potvrditpozorováním stovky blízkozemních planetek. Platí totiž obecnépravidlo, že při retrográdní rotaci planetky působí Jarkovskéhoefekt pozvolné přibližování planetky ke Slunci, kdežto připrográdní rotaci se planetka od Slunce dlouhodobě vzdaluje.

S. Mikkola aj. odhadli, jak asi vznikl kvazisatelit Venuše- planetka 2002 VE68. Původně šlo o blízkozemní planetku, kterábyla Zemí vyvržena na novou dráhu zhruba před 7 tis. lety.Planetka teď opisuje vůči Venuši komplexní retrográdní dráhu meziafelem Merkuru a perihelem Země s oběžnou dobou vůči Sluncishodnou s oběžnou dobou Venuše, s velkou poloosou 0,72 AU,výstředností 0,4 a sklonem 9°. Současná komplexní dráha zůstanezachována ještě asi 500 roků - pak dojde k novému těsnémupřiblížení planetky k Zemi a dráha se změní na "podkovu" vůčiVenuši. Podobnou podkovu vůči Zemi má planetka 2002 AA29, kdedojde podle R. Brassera aj. k obrácenému přechodu nakvazisatelitní dráhu po 190 letech. Tito autoři odhalili dalšíkvazisatelit Venuše (2001 CK32) jakož i planetku 2001 GO2 nazemské podkovovité dráze, která se za 200 let změní nakvazisatelitní, a planetku 2003 YN107, která podle M. Connorseaj. od r. 1997 do r. 2006 obíhá kolem Země ve vzdálenosti 0,1 AU,načež přejde na podkovovitou dráhu trvající 123 roků. Ta se změnípo těsném průchodu u Země na kruhovou dráhu. Přechody mezirůznými typy drah se u těchto těles neustále opakují; jdeo pozoruhodný důsledek dráhového chaosu. Nejnovějším přírůstkemdo této skupiny kvazisatelitů Země se stala planetka 2004 GU9.

Největší rodinu Trojanů, tj. planetek trvale usazených v okolíLagrangeových bodů L4,5 soustavy Slunce - planeta, má Jupiter(cca přes 1560 planetek); s velkým odstupem následuje Mars (6planetek) a jednoho Trojana má i Neptun (2001 QR322). Podle R.Brassera aj. se k této skupině dá přiřadit i "zemská" planetka(3753) Cruithne. Zdá se, že Trojané se z dynamických důvodůnemohou vyskytovat u Merkuru, Saturnu a Uranu.

Významné výsledky, týkající se planetek, se nyní daří získávati obřími přístroji, které jsou přednostně určeny pro pozorováníhlubokého vesmíru. Přehlídka SDSS totiž umožnila takříkajícmimochodem změřit barvy povrchu 28 tis. planetek, z nichž téměř8,5 tis. patří ke známým rodinám planetek. Tyto rodiny majírůzné stáří, odpovídající době, kdy se původní těleso srážkourozpadlo na rodinu. Tak se podařilo objevit závislost barvyplanetek na jejich stáří, počítaném od okamžiku, kdy příslušnárodina vznikla. R. Jedicke aj. tak potvrdili, že povrch planetekhlavního pásu třídy S zvětrává s časem a mění tak barvuv intervalu od 50 tis. do 100 mil. let.

Nejmladší je rodina planetek Karin - podle F. Yoshidy aj.vznikla srážkou před 5,8 mil. let - kdežto k nejstarším (řádově1 mld. let) patří rodiny Koronis a Eunomia. Podle B. Clarkovétak lze vysvětlit i odchylnou barvu meteoritů - obyčejnýchchondritů, protože po dopadu na Zemi již nejsou vystavenykosmickému zvětrávání, tj. působení kosmického záření, implantaciiontů ze slunečního větru a impaktní erozi, na rozdíl od jejichmateřských planetek, pohybujících se dosud v kosmickém prostoru.J. Richardson aj. nalezli na snímcích planetky Eros, pořízenýchsondou NEAR degradaci malých dopadových kráterů seismickýmiotřesy, jež vznikají po impaktech projektilů dostatečné ráže naplanetku. R. Binzel využil barevných měření v blízké infračervenéoblasti spektra pro klasifikaci 252 blízkozemních planetek,pozorovaných v letech 1994 - 2002. Zjistil, že 14% těchto objektůjsou fakticky vyhaslá jádra komet. Pro objevování planetekzejména mimo rovinu ekliptiky se výborně osvědčuje infračervenýkosmický teleskop SST, jenž bude patrně funkční až do r. 2008,a pro zpřesňování drah planetek též kamera ACS na HST, kde seplanetky na snímcích snadno prozradí vlastním pohybem běhemexpozice.

Podle E. Asphauga je budoucí výzkum planetek závislý na pokrokukosmické techniky, neboť se rýsují možnosti odběru vzorkůz povrchu či dokonce podpovrchu planetek a rozlišení povahykonkrétních planetek - v mnoha případech jde o hromady sutěs nízkou střední hustotou srovnatelnou s hustotou vodyv pozemských podmínkách, zatímco jiné planetky jsou kamenné,popř. mají železoniklová jádra. Měkké přistání výzkumných modulůna planetkách komplikuje skutečnost, že úniková rychlostz planetek je nepatrná, např. při průměru planetky 500 m činíjen 200 mm/s. Proto se uvažuje o připoutání modulů k povrchupomocí harpuny. Tyto studie budou mít klíčový význam pro návrhvhodných metod odklonu potenciálně nebezpečných planetek-křížičůod kolizní trajektorie se Zemí.

C. McInnes navrhl využít pro změnu trajektorie nebezpečnéhokřížiče impaktního projektilu, navedeného pomocí slunečníplachty na vstřícnou dráhu proti směru pohybu planetky, čímž sev přísluní zvýší rychlost střetu projektilu s planetkou až na 60km/s, což v porovnání s klasickým manévrem zvýší kinetickouenergii nárazu 40krát, takže hmotnost projektilu lze snížito 95%. Kamennou planetku o průměru 2 km by pak dokázal dostatečněodklonit projektil o hmotnosti pouhých 650 kg. Startovní hmotnostzařízení by činila jen 3,4 t; z toho na složenou sluneční plachtuby připadlo pouze 0,55 t. Plachta by měla po rozvinutí v kosmuprůměr 330 m a při nárazu projektilu na planetku by se uvolnilakinetická energie, odpovídající 1,25 Mt TNT! Autor odhadujenáklady na projekt včetně startu a ceny sluneční plachty na 150mil. dolarů.

Ostatně Nadace B612 (označení planetky, kterou podle A. SaintExupéryho objevil turecký astronom v novele Malý princ), založenáamerickými astronomy a astronauty v říjnu 2002, zamýšlí podlesvého předsedy D. Durdy zkušebně odklonit vhodnou planetku jižv r. 2015 (podrobnosti na webové adrese:www.b612foundation.org). Kromě toho let k blízkozemní planetcenení energeticky o mnoho náročnější než let na Mezinárodníkosmickou stanici, takže podle názoru Nadace jde o mnohemvhodnější pilotovaný kosmický projekt než let na Měsíc či naMars.

K podpoře objevů nových křížičů astronomy-amatéry schválilamerický kongres odměnu 3 tis. dolarů za každý takový objev. Dne18. března 2004 proletěla ve vzdálenosti pouhých 43 tis. km odZemě planetka 2004 FH o průměru cca 30 m, takže její hmotnostpředstavuje asi desetinu hmotnosti tunguzského meteoritu. Tutominiaturní planetku objevil automatický dalekohled LINEAR - zesvětelné křivky vyplynula rotační perioda balvanu pouhých 90 s.Těleso se přitom šinulo po obloze úhlovou rychlostí až 10arcsec zasekundu! M. di Martino aj. využili těsného přiblížení (0,0125 AU)planetky č. 33342 (1998 WT24) k Zemi v polovině prosince 2001k bistatickým radarovým měřením na stanicích Goldstonev Kalifornii, Medicina v Itálii a Jevpatorija na Krymu, abyzpřesnili její dráhové parametry: přísluní 0,42 AU; odsluní 1,02AU; e = 0,42; i = 7°, oběžná doba 222 d - planetka patřík typu NEO Aten. Její rotační perioda činí 3,7 h.

Planetku s nejmenší drahou objevila aparatura LONEOS 10. května2004 jako těleso 19 mag s předběžným označením 2PP4 JG6.Planetka je menší než 1 km, oběhne Slunce za pouhých 6 měsícůa přísluní její dráhy se nalézá uvnitř dráhy Merkuru, zatímcoodsluní je uvnitř dráhy Země. Koncem září 2004 proletěla poměrněvelká (5 x 2 km) planetka (4179) Toutatis v minimálnívzdálenosti 1,5 mil. km od Země mezi souhvězdími Teleskopu,Kentaura a Kozoroha, když se pohybovala úhlovou rychlostí až30°/d (v největším přiblížení až 1,5arcmin/min) a dosáhla maxima 9mag. Bylo to její největší přiblížení k Zemi mezi léty 1353a 2562.

A. Boattini shrnul údaje o blízkozemních planetkách do koncelistopadu 2003. Celkem jich bylo v té chvíli známo 2250v intervalu průměrů od 10 m do 30 km. Počet objevů NEO prudceroste od r. 1997, kdy započaly automatické přehlídky oblohys detektory CCD. Naneštěstí většina přehlídek probíhá na severnípolokouli - jižní polokoule trpí nedostatkem přehlídkovýchstrojů. J. Stuart a R. Binzel shrnuli nejnovější údajeo populaci blízkozemních planetek s průměrem nad 1 km, jichžbylo do poloviny r. 2004 objeveno již 1090 - autoři odhadují, žeje to něco málo přes polovinu všech takových těles. Třetinaz nich patří k planetkám typu X, 22% k typu S, 17% k typuD a 14% k typu Q. Průměrná hustota blízkozemních planetekdosahuje dvojnásobku hustoty vody; extrémy jsou 1,4a 2,7-násobky. Průměrné intervaly mezi srážkami s tělesykalibru tunguzského meteoritu (energie 60 PJ) činí asi 2,5 tis.let; s tělesy o průměru 200 m (4 EJ) asi 56 tis. let, s tělesyo průměru 1 km (1 ZJ) asi 600 tis. let a s tělesy o průměru 3 km(40 ZJ) jednou za 10 mil. roků. Impakt Chicxulub (průměr planetky10 km) před 65 mil. lety uvolnil energii řádu 1 YJ. Dlouhodobáprůměrná úmrtnost na následky impaktů planetek se odhaduje na100 osob ročně.

B. Burattiová aj. zkoumali blízké infračervené spektrum povrchuplanetky hlavního pásu (9969) Braille, kterou v červenci 1999navštívila experimentální sonda Deep Space 1. Planetka obíháv periodě 3,6 r po dráze s velkou poloosou 2,3 AU, sklonem 29°a výstředností 0,43. Jde o vejčité těleso s hlavními rozměry2,1 x 1 x 1 km, které má mimořádně pomalou rotaci - 9,4 d.Autoři se domnívají, že to je důkaz vzniku objektu po mohutnékosmické srážce, k níž podle zbarvení povrchu došlo relativněnedávno. Spektrálně patří planetka k typu Q a na povrchu obsahujepyroxeny a olivín.

V hlubinách sluneční soustavy bylo v polovině r. 2004 známo jižvíce než 130 Kentaurů mezi Jupiterem a Neptunem a 1000transneptunských objektů (TNO). Není divu, že rostoucí početobou typů těles přináší řadu zajímavých zjištění i objevů. O.Groussin aj. shrnuli spektrální a fotometrická pozorováníKentaurů (2060) Chiron a (10199) Chariklo za léta 1969- 2001, z nichž vyplývá, že Chiron (a = 13 AU; per 51 r) mátéměř kulový tvar o průměrném poloměru 71 km a albedu 0,11. Jehopovrch je ze 30% pokryt vodním ledem a zbytek představují tuházrnka. Planetka Chariklo, objevená teprve r. 1997 (a = 16 AU;per 63 r), je tmavší (albedo 0,07), protože tuhá zrnka pokrývají80% povrchu; zbytek je vodní led. Její poloměr dosahuje 118 km.

Mezi nově objevenými objekty TNO vzbudil mimořádnou pozornostobjekt 2003 VB12, nalezený M. Brownem aj. v polovině listopadu2003 pomocí kamery QUEST (170 Mpix) u Schmidtovy komory na Mt.Palomaru. Protože se brzy po objevu podařilo objekt dohledat naarchivních snímcích z let 1990 - 2002, dala se spočítat dráhatělesa ve sluneční soustavě, která až do té doby neměla obdoby.V době objevu bylo těleso nazvané (90377) Sedna plných 89 AU odSlunce a přísluním projde teprve r. 2075 ve vzdálenosti 76 AU.Při nezvykle velké výstřednosti 0,86 se pak dostane v odsluní zavíce než 5,5 tis. roků do vzdálenosti 950 AU od Slunce (z tétovzdálenosti se Slunce jeví jako objekt -3 mag!) - plná oběžnádoba totiž činí 11,5 tis. roků. Průměr Sedny se dá jen přibližněodhadnout na cca 1500 km (je větší než Plutův průvodce Charon)a teplota na jeho povrchu dosahuje pouhých 33 K - v odslunídokonce jen 20 K.

Tentýž tým objevil na Mt. Palomaru v únoru 2004 objekt 2004 DWs absolutní hvězdnou velikosti 2,2, což ho řadí podle jasnosti nadruhé místo mezi TNO, hned po Plutu. Jeho dráhové parametry hoostatně odpovídají tzv. plutinům. Ve vzdálenosti 40 AU od Sluncebyl B = 20 mag. Podle S. Fornasiera aj. je jeho průměr 1600 kma v blízké infračervené oblasti má spektrální pásy vodního ledu.Kde se vzaly objekty typu Sedna ve sluneční soustavě, je naprostonejasné. A. Morbidelli s H. Levisonem a nezávisle S. Kenyon s B.Bromleyem dospěli ke shodnému závěru, že v úvahu připadají dvěmožnosti, obě související s průchodem cizí hvězdy v blízkostiOortova mračna. Poruchové působení cizí hvězdy usměrnilo objektz Oortova mračna do EKP, anebo poruchové působení Slunce vytrhloz oblaku planetesimál kolem cizí hvězdy některá tělesa, která setak stala cizokrajnými vetřelci v naší sluneční soustavě (prvnímechanismus je asi o řád účinnější).

G. Bernstein aj. využili výkonné kamery ACS HST k prohlídceplošky 0,02 čtv. stupně do mezní hvězdné velikosti 29,2 mas cílem najít tam nové objekty sluneční soustavy vevzdálenostech nad 25 AU od Slunce. Objevili tak 3 nové objektyzhruba o 3 mag slabší než je mez ostatních (pozemních) přehlídek.To odpovídá přibližnému průměru nových objektů 25 km. Odtud pakodhadli, že celková hmotnost těles v hlavnímEdgeworthově-Kuiperově pásu (EKP) nepřevyšuje 1% hmotnostiZemě, a že jedině tzv. excitované objekty EKP mají souhrnnouhmotnost asi o řád větší. Autoři uvedli, že ačkoliv mezdohlednosti přehlídky pro tělesa větší než 40 km byla určitěpřinejmenším 60 AU, ve skutečnosti všechna objevená tělesa bylablíže než 43 AU od Slunce - tento neočekávaně blízký vnější okrajEKP vysvětluje, proč je úhrnná hmotnost těles EKP poněkud nižší,než se zprvu čekalo. J. Stansberry aj. využili dalekohledu SSTk měření albeda objektů EKP a dostali tak střední hodnotu 12%,což znamená, že tyto objekty jsou o něco světlejší, než se dosudusuzovalo. Tím se ovšem zmenšují odhady rozměrů TNO, založené napozorované jasnosti ve vizuálním a infračerveném pásmu a i tovede ke snížení odhadované hmotnosti EKP.

1.2.2. Komety

V. Jemeljaněnko aj. usuzují, že TNO s vysokými dráhovýmivýstřednostmi jsou zdrojem nových komet Jupiterovy rodiny.Jelikož životní doba komet Jupiterovy rodiny je maximálně 200oběhů (< 2 tis. let), musíme umět vysvětlit, odkud se neustáleberou její noví členové. Autoři považují za příslušnou zásobárnuobjekty TNO s vysokými výstřednostmi. Tato populace objektů bylav době vzniku sluneční soustavy asi 20krát početnější než nyní,takže zachycování jejích objektů Jupiterem ji postupně decimuje.E. Pittich aj. ukázali, jak negravitační síly a dráhové rezonanceod všech planet postupně zkracují oběžné periody kometyJupiterovy rodiny, čímž vznikají kometární dráhy podobné drázekrátkoperiodické Enckeovy komety. J. Matese a J. Lissauerstudovali časové změny přísluní pro nové komety, přicházejícíz Oortova mračna, tj. s velkými poloosami drah a >10 tis. AU.Odtud vyplývá, že většina těchto komet byla z Oortova mračnavymrštěna do nitra sluneční soustavy díky slapům jádra Galaxiea dostala se na současné dráhy relativně nedávno.

Sluneční družice SOHO si neustále upevňuje své postavenínejúspěšnějšího přístroje na objevování komet v historiiastronomie. Dík koronografům na palubě družice totiž do polovinyr. nalezla již 800 komet - téměř čtyři pětiny objevů přitompřipadá na astronomy-amatéry, kteří pečlivě prohlížejí družicovésnímky slunečního okolí na internetu. J. Crovisier aj. nalezliv archivu radioteleskopu IRAM jasné komety C/1995 O1(Hale-Bopp) zřetelné spektrální pásy molekuly glykoletylénu(HOCH2CH2OH), jejichž frekvence byly teoreticky předpovězeny ažv r. 2003. Jde přitom o nejběžnější organickou molekuluv kometárních ledech.

R. Nelson aj. popsali hlavní výsledky těsného setkání sondy DeepSpace 1 s kometou 19P/Borrelly v září 2001. Kometa sama patřído Jupiterovy rodiny komet - byla objevena r. 1904. Porucha dráhyJupiterem v r. 1972 změnila její dráhu tak příznivě, že se stalavhodným cílem experimentální sondy DS-1. Průlet sondy se odehrálrelativní rychlostí 16,5 km/s a nejlepší snímky jádra mělylineární rozlišení 47 m. Povrch podlouhlého jádra je mimořádnětmavý (albedo 0,01 -- 0,03) a z jeho povrchu směřují dovzdálenosti až 5 km výtrysky prachu a plynu o šířce až 0,5 km.

Počátkem ledna 2004 proletěla kosmická sonda Stardust v ceně 168mil. dolarů ve vzdálenosti 236 km od jádra komety 81P/Wild 2vzájemnou rychlostí 6 km/s ve vzdálenosti 389 mil. km od Země.Pořídila přitom 72 snímků jádra komety s lineárním rozlišenímlepším než 20 m. Z jádra, pokrytého četnými velkými impaktnímikrátery, vychází alespoň 20 usměrněných výtrysků plynu a prachu.Podle H. Weavera je jádro tuhé a husté; má tvar trojoséhoelipsoidu o rozměrech 5,5 x 4,0 x 3,3 km. Kometa, která teprvenedávno přiletěla z Edgeworthova-Kuiperova pásu, prodělalanásledkem těsného přiblížení k Jupiteru v září 1974 drastickouzměnu své dráhy - její oběžná doba se zkrátila ze 40 let na 6,4roku a celá dráha se od té doby vejde dovnitř dráhy Marsu. Tousnadnilo navedení sondy, která nesla na své palubě speciálníkřemičitý aerogel, vhodný pro zachycení mikrometrových zrnek,vyvržených z jádra komety. Sonda též zachycovala na jaře 2000a na podzim 2002 mikrometeority, event. i mezihvězdného původu,a celý tento vzácný náklad dopravila počátkem r. 2006 bezpečně naZemi.

K. Meechová aj. shrnuli údaje o 21 jádrech komet, pozorovanýchpoblíž odsluní (> 20 AU) jednak HST a jednak Keckovýmdalekohledem. Jádra krátkoperiodických komet mají poloměry od0,3 do 15 km (medián je 1,6 km). Dlouhoperiodické komety mají dleočekávání větší jádra s poloměry v rozmezí 4 -- 56 km. M.Zamaraškinová a J. Medvěděv popsali pravděpodobný průběhfragmentace komety Shoemaker-Levy 9 při jejím těsném průletu(92 tis. km od planety) u Jupiteru dne 7. července 1992. Pozdějšíúlomek H představuje hlavní část původního jádra komety o průměru4 km a rotační periodě 54 h. Štěpení ledové sutě, tvořící původníjádro, započalo asi hodinu před průletem perijovem a největšíúlomky po štěpení měly rozměry až 1,6 km. K objevu řetízku asidvou tuctů těchto úlomků, jež směřovaly do posledního apojova,pak došlo koncem března 1993. Úlomky proletěly apojovem 13.července 1993 a pak se celý rok řítily čím dál vyšší rychlostí až60 km/s vstříc záhubě v Jupiterově atmosféře. Byl to prvnípřípad v dějinách astronomie, kdy jsme mohli sledovat srážku dvoutěles sluneční soustavy doslova v přímém přenosu a výsledkypozorování jsou dodnes epochální.

Jaro 2004 přineslo astronomům podívanou hned na tři jasné komety,z nichž dvě byly objeveny už v předešlých letech, takže se najejich představení s předstihem čekalo. Koncem března 2004 počalybýt očima viditelné komety C/2001 Q4 NEAT a C/2002 T7LINEAR. První z nich prošla přísluním (0,96 AU) 16. května2004, když předtím 7. května byla nejblíže Zemi (0,3 AU) - právětehdy dosáhla v Jednorožci 3 mag. Očima byla viditelná do koncekvětna, kdy opouštěla souhvězdí Rysa. Druhá kometa však jižkoncem března přecházela na jižní polokouli a přísluním prošla23. 4. 2004 ve vzdálenosti 0,6 AU od Slunce. Teprve 19. 5. sepřiblížila k Zemi na necelé 0,3 AU a tehdy dosáhla v souhvězdíchEridanu a Zajíce největší jasnosti 2,4 mag, ale to už vlivemplanetárních poruch letěla po hyperbolické dráze, takže slunečnísoustavu navždy opustí. Očima byla vidět do poloviny června.

Předtím již 23. března 2004 objevil ve věku 76 let proslulýaustralský lovec komet W. Bradfield v souhvězdí Velryby svou 18.kometu 2004 F4 jako mlhavý obláček 8 mag. Kometa se pak rychlezjasňovala a od 8. dubna byla vidět očima; maxima 1 mag dosáhla17. dubna, kdy prošla přísluním ve vzdálenosti 0,17 AU a bylapřitom pozorována družicí SOHO. Její chvost se nejvíce protáhl28. dubna - úhlově na 8° a lineárně na 22 mil. km. Očima bylakometa vidět v souhvězdí Ryb až do konce dubna. Koncem června2004 byla znovuobjevena periodická kometa Hartley-IRAS (1983V1 = 1984 III) jako objekt 2004 V2 (19 mag). Proti předpovědi sena své 21,5 r dlouhé oběžné dráze předběhla téměř o 5 dnů.

Koncem srpna objevil kalifornský astronom-amatér D. Machholzv Eridanu svou jubilejní 10. kometu 2004 Q2 jako mlhavouskvrnku 11 mag. Od objevu předešlé 9. komety strávil neúspěšnýmhledáním 1457 h během 10 roků. Celkem tak od r. 1975 věnovalhledání komet již 7047 h! Machholzova 10. kometa se všakobjeviteli odměnila tím, že od konce listopadu začala býtviditelná očima v souhvězdí Býka a stala se doslova Tříkrálovoukometou počátkem ledna 2005, když 5. ledna byla nejblíže k Zemi(51 mil. km) a vzápětí minula Plejády. Tehdy dosáhla 3,5 mag.Přísluním ve vzdálenosti 180 mil. km od Slunce prošla 24. ledna2005.

1.2.3. Meteorické roje a bolidy

Prvním silným (maximální frekvence 50 -- 200 met/h) meteorickýmrojem roku jsou teprve od r. 1835 Kvadrantidy s několik hodintrvajícím maximem činnosti kolem 3. ledna. Souhvězdí Zedníhokvadrantu však už v moderních astronomických atlasech nenajdeme,ale název se zachoval, protože přesněji určuje polohu radianturoje, který se nachází na okraji souhvězdí Pastýře poblížrozhraní s Drakem a Herkulem. Donedávna to byl jediný význačnýmeteorický roj, jehož mateřské těleso (kometa?) nebylo známo, aleto se změnilo díky přehlídkovému teleskopu LONEOS ve Flagstaffuv Arizoně, jímž byla mj. objevena planetka 2003 EH1. I.Williams aj. ukázali o rok později, že kolem r. 1500 n.l. bylytehdejší elementy dráhy této planetky shodné s elementyKvadrantid. Těsně předtím byla spatřena jasná kometa C/1490 Y1s podobnou drahou, takže je vysoce pravděpodobné, že planetka jeúlomkem kometárního jádra. Dráha roje i planetky se výrazně měnívinou planetárních poruch a to je důvod, proč se Kvadrantidyobjevily teprve v XIX. stol. Krátké ostré maximum frekvence rojesvědčí o jeho relativním mládí pouhého půl tisíciletí.

P. Koten aj. zpracovali dvojstaniční pozorování vizuálníchmeteorů pomocí videokamer pro hlavní meteorické roje běhemroku. Podařilo se jim zaznamenat dráhy a světelné křivky pro 496meteorů s absolutní jasností od -2,1 do +4,7 mag, což odpovídáintervalu hmotností meteoroidů od 0,1µg do 0,1 ng. Typickékometární roje Perseid, Leonid a Orionid byly porovnány s téměřdvakrát pomalejšími Geminidami a Tauridami. Pomalé meteoroidy sevyznačují souměrnou světelnou křivkou s maximem jasnostiuprostřed svítící dráhy. Bez ohledu na hmotnost meteoroiduzačínají svítit v téže výši. Naproti tomu výška zážehukometárních meteoroidů roste s jejich vstupní hmotností.

M. Campbell-Brown podal zprávu o silném denním meteorickém rojiArietid, jenž byl pozorován vždy kolem 9. června v letech2001-2003 kanadským radarem CMOR v Ontariu na frekvenci 29 MHz.Geocentrická rychlost meteoroidů činí 38 km/s a maximálnípřepočtená frekvence až 200 met/h! Zatím lze jen spekulovato mateřském tělesu tohoto roje, protože radarová data vykazujíněkteré nejasnosti.

D. Galligan a W. Baggaley zpracovali údaje o meteorech,pozorovaných v letech 1995-99 pomocí novozélandského radaru AMOR.Mezní hvězdná velikost radaru odpovídá optickým meteorům 14 mag,tj. o hmotnosti jen 0,3 pg resp. průměru meteoroidů 40µm.Celkem získali údaje o půl milionu radarových meteorůa rozdělení jejich drah ve vzdálenosti 1 AU od Slunce- v záznamech je patrný vliv planetek typu Apollo a Aten nastrukturu prachové složky sluneční soustavy.

P. Pecina a D. Pecinová zpracovali ondřejovská radarová měřeníLeonid v letech 2000-2002. Aktivita roje trvala v letech 2000a 2001 přes 2 dny a frekvence rychle kolísala. Naproti tomu v r.2002 bylo vidět jen hlavní a vedlejší maximum v intervaluněkolika málo hodin - zato v porovnání s předešlými lety bylyv roji více zastoupeny slabší meteory. Standardně se opakujemaximum pro délku Slunce 236,11°. Nečekaně vysoká aktivitanastala 19.11. 2001; zatím pro ni neexistuje kloudné vysvětlení.

P. Jenniskensovi aj. se zdařilo 12. 2. 2002 pořídit šťastnounáhodou rozostřené optické a blízké infračervené spektrummeteorické stopy pomocí spektrografu FORS-1 u jednohoz největších dalekohledů světa - VLT v Chile. Stopa ve výšce 100km nad zemí pocházela od bolidu -8 mag a v jejím spektru bylynalezeny čáry atomárního i molekulárního dusíku a kyslíku.Excitační teplota ve stopě přesahovala 4300 K.

T. Kasuga aj. získali 23. 6. 2004 pomocí kamery HDTV spektrumBootidy 5 mag v pásmu 360 -- 620 nm. Ve spektru jsou patrnéemise Mg I, Fe I a Na I. Poměry těchto prvků se liší od jejichzastoupení na Slunci; excitační teplota dosáhla 3900 K. Bootidybyly předtím aktivní jen v letech 1916, 1927 a 1998. Jejichmateřskou kometou je 7P/Pons-Winnecke, takže dráha roje je silněrušena Jupiterem. Rychlost střetu meteoroidů se Zemí je mimořádněnízká - jen 18 km/s. V r. 2004 překvapily Perseidy, které dlepředpovědi E. Lyytinena a T. van Flanderna měly mít 15 h předhlavním maximem ostrý vrcholek na frekvenční křivce, díkymeteoroidům, uvolněným z mateřské komety Swift-Tuttle při jejímnávratu ke Slunci v r. 1862. Předpověď se báječně vyplnila vekolem 21 h UT dne 11. 8. (ekliptikální délka Slunce 139,4°), kdyse vyskytlo mnoho bolidů až -7 mag.

F. Selsis aj. zjišťovali, které meteorické roje by mohly býtv činnosti v okolí ostatních planet sluneční soustavy.U Merkuru by to mohl být roj komety 2P/Encke, kdežto u Venušezejména roj komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, která sek planetě přibližuje na pouhých 240 tis. km. Pro Mars připadáv úvahu hned pět známých komet a pro Jupiter opět kometa 45Pa dále 4P/Faye. Nejnadějnější je v tomto směru zřejmě Mars, kdeve větších výškách nad planetou je atmosféra dokonce hustší nežpozemská.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

O. Gingerich připomněl, že již Ptolemaios a Kopernik se pokoušelio odhad vzdálenosti Země od Slunce a vyšlo jim, že 1 AU serovná 1210 Rz, takže tuto vzdálenost podcenili 20krát. Kepler nazákladě Tychonova neúspěšného pokusu nalézt geocentrickouparalaxu Marsu však usoudil, že tato vzdálenost je alespoň 3krátvětší, jenže z dalších úvah dospěl k ještě horší hodnotě pouhých360 Rz. Proto též při výpočtu data přechodu Venuše přes Sluncesoudil, že Venuše přitom zakryje téměř čtvrtinu slunečníhodisku!

A. Boss připomněl, že až do r. 1995 se při modelování vznikuobřích planet uvažovala pouze akrece zbytků ochlazeného plynnéhoprotoplanetárního disku na tuhá jádra o hmotnostech řádu 10 Mz.Odtud vyplýval poměrně pomalý vznik obřích planet po mnohamilionech let. Od té doby se však přišlo na to, žeprotoplanetární disky se mohou rychle ochladit konvekcí a pakvznik planet proběhne mnohem rychleji (během tisíců let) díkygravitačním nestabilitám v ochlazeném disku, jak dokazujímodelové výpočty. Podle O. Hubického aj. má Jupiter kamenné jádroo hmotnosti v intervalu 0 -- 10 Mz, kdežto Saturn v intervalu 6-- 15 Mz. Obě planety však mají přinejmenším o půl řádu více kovůnež Slunce. Uran a Neptun jsou z větší části kamenné planety,obklopené plynem o hmotnosti 2 -- 4 Mz.

W. Rice aj. využili hydrodynamické simulace k odhalenípravděpodobných následků rozpadu nestabilního protostelárníhodisku o hmotnosti 10% hmotnosti mateřské hvězdy. Zjistili, žejiž za 12 tis. let se v okolí hvězdy objeví díky gravitačnímihroucení zhustků v rozpadajícím se disku a následné akreciokolního plynu 83 substelárních (do hmotnosti 0,01 M)a protoplanetárních (s hmotností = cca. 0,001 M) objektů, z nichžvšak 74 během následujících 21 mil. let mateřskou hvězdu opustía stane se interstelárními nomády, z toho 19 planet o hmotnostiblízké Jupiteru. Dalších 7 objektů se rovněž odporoučí následkemblízkých setkání s okolními hvězdami a jeden se zřítí namateřskou hvězdu. Zbude tedy jen jeden objekt trvale gravitačnívázaný k mateřské hvězdě. Galaxie by tedy měla být vyplněnaspoustou osamělých hnědých trpaslíků a obří planet, jež se všakobtížně hledají.

Také S. Oxley a M. Woolfson ukázali pomocí hydrodynamickýchsimulací, že v hustých hvězdokupách mohou snadno vznikatosamělé exoplanety rovnou, díky interakci jichž vzniklýchprahvězd a okolních zhustků prachu a plynu. Takto vznikajícíplanety obíhají zprvu po velmi protáhlých drahách s výstřednostíaž 0,9 a o poloosách dlouhých až 2000 AU; odtud je jen krůčekk jejich osamostatnění. Modelové výpočty pro hvězdy slunečníhotypu naznačují, že asi 7% těchto hvězd má mít exoplanety typujupiter, což je v souladu s pozorováním. R. van Boekel aj.zkoumali vnitřní 2 AU u protoplanetárních disků tří Herbigovýchhvězd třídy Ae pomocí interferometru VLT se základnou 103 m, čímždocílili úhlového rozlišení 20 mas v infračerveném pásmu 7.5 --13,5 µm. Zjistili, že disky obsahují jak amorfní zrnka taki krystalky křemičitanů, což souhlasí se složením meteoritůa naznačuje, že právě takový materiál tvoří stavební kamínky přivzniku planet sluneční soustavy.

C. Agnor a E. Asphaug ukázali, že v zárodečné slunečnísoustavě se 1 km planetesimály sbalily během 100 -- 10 000 leta 1000 km zárodky během 100 tis. až 1 mil. roků. Pak se buďnavzájem začnou srážet, anebo vytvoří vnitřní část slunečnísoustavy. Pokud dojde k čelní srážce dvou protoplanetárníchembryí o hmotnosti 0,1 Mz nízkou rychlostí, embrya se spojí. Přitečné srážce se vytvoří těsný pár embryí, která posléze rovněžsplynou. Jenže při vyšších rychlostech se tělesa od sebe odrazía vypadnou ze sluneční soustavy - právě polovina srážek končísplynutím a druhá polovina vymrštěním. S. Raymond aj.propočítali 44 modelů gravitačních nestabilit v horkém diskusluneční pramlhoviny a zjistili, že ke vzniku planetesimáldochází jak akrecí tak gravitačními nestabilitami. Jakmile začnouplanetesimály splývat, je vyhráno - v jednotlivých modelechdostali 1 -- 4 protoplanety terestrického typu, obíhající blíženež 2 AU k Praslunci. Problémem zůstává, odkud tyto původněsuché protoplanety získají vodu.

L. Neslušan přišel s domněnkou, že z posloupnosti vzdálenostiplanet podle Titiusova-Bodeova pravidla by měla být vyňata Země,která podle jeho názoru vznikla v oblasti hlavního pásma planeteka do dnešní vzdálenosti se dostala planetární migrací. R. Gomesaj. zjistili, že migrace může také probíhat opačným směrem, jakdokázali na případu Neptunu, který podle jejich názoru vznikl vevzdálenosti 22 AU od Slunce. V té době sahal plynnýprotoplanetární disk do vzdálenosti 30 AU od Slunce a Neptunpodléhal neustálým výměnám energie a momentu hybnosti s okolnímiplanetesimálami. Tím se posouval až k vnějšímu okraji disku, kdeinterakce ustaly, takže v této vzdálenosti zůstal dodnes. Titížautoři zjistili, že příčinou migrace Neptunu i Uranu byl faktickySaturn, jenž směřoval k rezonanci oběžných dob 2 : 1 s Jupiterema přitom si vyměňoval energii s planetkami, které naváděl naoběžné dráhy směrem k Zemi - právě tím též destabilizoval původnídráhy Uranu a Neptunu. Neptun tak zase narušoval pohyby tělesTNO, která po dobu asi 100 mil. let bombardovala Zemi a Měsíc- četnost velkých impaktů na Měsíci byla tehdy asi o tři řádyvyšší než dnes. Tehdejší období těžkého bombardování před vícenež 3,8 mld. let však mohlo Zemi opatřit kýženou vodu.

G. Ogilvie a D. Lin hledají příčinu migrace obřích exoplanet doblízkosti mateřských hvězd ve výměně momentu hybnosti exoplanetyse zárodečným akrečním diskem kolem mateřské hvězdy. Slapovádisipace pak způsobí, že původně výstředné dráhy exoplanet senutně změní na kruhové po dokončení migračního manévru. S tímsouhlasí též I. Dobbs-Dixon aj., kteří ukázali, že všechnyexoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 d mají skutečně kruhovédráhy. Exoplanety s oběžnými dobami 7 -- 21 d právě prodělávajízmíněný přechod z excentrické dráhy na kruhovou díky slapům.

1.4. Slunce

Slunce je úžasný a neobyčejně stabilní zdroj bezmála nehmotnýchneutrin: podle M. Weisskopfa jich uvolní každou sekunduneuvěřitelných 2.1039! Pro srovnání: týž počet atomů byobsahovala krychlová kostka tuhy o hraně 1 km. Jak známo, kvůlinepatrnému účinnému průřezu je technicky mimořádně obtížnézachytit sluneční neutrina na Zemi. Poprvé se to zdařiloamerickému chemikovi R. Davisovi v proslulém experimentu v doleHomestake v Jižní Dakotě, jenž trval od r. 1967 do r. 1992.Jeden z nejdelších pokusů v dějinách astrofyziky byl založen nazachycování neutrin jádry atomů chlóru, jak to teoretickypropočítal italský fyzik B. Pontecorvo již v r. 1946. Davis běhemčtvrtstoletí uskutečnil 108 cyklů měření toku slunečních neutrintak, že vždy po čtvrtroce změřil počet radioaktivních atomů37Ar, které v podzemní nádrži s perchloretylénem vznikly díkyPontecorvově reakci. Celkem tak získal pouhých 2200radioaktivních atomů (třikrát méně, než se všeobecně čekalo), cožmu v r. 2002 vyneslo Nobelovu cenu za fyziku.

Právě tehdy se ukázalo, že pozorovaný deficit lze objasnit díkyoscilacím neutrin, které intuitivně předvídal týž Pontecorvojiž v letech 1957-8 (v mezidobí musel Pontecorvo, podezřelýz atomové špionáže pro Sovětský svaz, uprchnout z kanadskéatomové laboratoře Chalk River do SSSR, kde byl zvolen akademikempod jménem Pontekorov). Jak známo, neutrina díky svémuzanedbatelnému účinnému průřezu nás informují o okamžitém stavuslunečního nitra, zatímco elektromagnetické záření se z nitraSlunce na jeho povrch prodírá plných 10 mil. roků průměrnourychlostí 10 mm/h.

Nevýhodou Davisova experimentu byla malá časová rozlišovacíschopnost. Nyní se podařilo tuto slabinu odstranit zásluhouměření z japonské podzemní aparatury Superkamiokande v letech1996,5 - 2001,3. Pro každé zachycené neutrino totiž známe přesnýčas příletu. Jak zjistil T. Shirai, naměřené kolísání průměrnýchhodnot toku slunečních neutrin o 7% během roku vyplýváz výstřednosti dráhy Země kolem Slunce. Přes tuto očekávanouzměnu se však překládá překvapivé sinusové kolísání toku o 13%v periodě 30 měsíců, které nikterak nesouvisí s kolísánímsluneční činnosti, takže jeho příčina není zatím známa.

Pro rychlejší poznání stavby a vývoje Slunce má velký významnalézání tzv. slunečních analogů mezi jasnými hvězdami. To senyní zdařilo C. Soubiranovi a A. Triaudovi, kteří porovnávalispektrum Slunce ve světle, odraženém od Měsíce a planetky Ceres,s kvalitními spektry jasných hvězd, pořízenými pomocíspektrografu ELODIE u 1,9 m reflektoru observatoře v HauteProvence. Našli tak celkem 10 dobrých slunečních analogů, jímžjednoznačně vévodí hvězda 18 Sco (HD 146233; 5,5 mag; 14 pc).Je však o 0,4 mld. let starší a následkem toho o 5% svítivějšínež Slunce; má též o 90 K nižší efektivní teplotu. Porovnáníchemického složení 15 slunečních analogů A. Galejevem aj.ukázalo, že k nalezení dobrých analogů nestačí pouhá vícebarevnáfotometrie; musí se vzít v úvahu i poměrné zastoupení chemickýchprvků v jejich atmosférách. Právě toto kritérium potvrdilovýjimečné postavení hvězdy 18 Sco. Ze zmíněných 15 analogů má jen6 totožné chemické složení jako Slunce, zatímco 4 analogyvykazují přebytek a 5 analogů deficit některých prvků v porovnáníse Sluncem - mezi nimi jsou i 2 podobři.

M. Ogurtsov srovnal údaje o sluneční činnosti, získaná jednakpomocí relativních (Wolfových) čísel za léta 1700-2000 a jednaknepřímo za období 1090 - 1700, s údaji radiouhlíkové metody zaobdobí 8005 př. n.l. - 1895 n.l. Zjistil tak, že za celou tudobu se intenzita a periodicita sluneční činnosti nezměnila. D.Hathaway a R. Wilson soudí, že za posledních 400 let se počtyskvrn hodí jako indikátor sluneční činnosti, který je korelovánjak s decimetrovým radiovým šumem Slunce tak s počtema intenzitou rentgenových erupcí, s úrovní geomagnetické činnostii s tokem galaktického kosmického záření. Dobrá data máme zaposledních 27 cyklů sluneční činnosti, pro něž vychází průměrnáperioda (10,9 ±1,2) roku. Amplituda slunečních cyklů kolísáv 90tileté periodě. Při větší amplitudě cyklu má předešlý cyklusvysokou úroveň během minima a interval od minima do maxima jekratší. Pro 24. cyklus předpovídají maximální R = (145 ±30)v r. 2010, kdežto 25. cyklus by měl vrcholit až v r. 2023. K. Lia H. Wang předpokládají, že příští 24. cyklus sluneční činnostizapočne v prosinci 2006 a dosáhne maxima v březnu 2011s maximální relativním číslem R = cca. 140 -- 190. Alternativně všakprý může nový cyklus začít až v červnu 2008 a pak by dosáhlmaxima v únoru 2013, přičemž maximální R = cca. 80 -- 137. Zdá se, žeautoři se pojistili pro všechny možnosti: něco z tak nejistépředpovědi vyjde téměř určitě...

Jak uvedl L. Schmied, je však hlavní maximum sluneční činnostidáno spíše četností než velikostí skvrn. Starší pozorování pouzevětších skvrn znamenají, že cykly činnosti vypadají souměrněji,jelikož největší skvrny mají vlastní maximum posunuté asi o 2roky po maximu hlavním. J. Vaquero upozornil na Galileovopozorování z 19-21. srpna 1612, kdy viděl na Slunci skvrnupouhým okem. G. Chapman aj. varovali, že podle měření z družiceSOHO byl uplývající 23. cyklus anomální, jelikož svítivostSlunce nebyla téměř vůbec závislá na sluneční činnosti, na rozdílod předešlého 22. cyklu. Počet slunečních skvrn tudíž není přílišdobrým indikátorem sluneční činnosti.

C. Selhorst aj. měřili pomocí radioheliografu na observatořiNobejama v Japonsku na frekvenci 17 GHz kolísání rovníkovéhoi polárního poloměru Slunce během let 1992-2003. Zjistili, žepoloměr Slunce kolísá přímo úměrně počtu slunečních skvrn- polární o 1arcsec a rovníkový o 3arcsec během slunečního cyklu. Průměrnáhodnota polárního poloměru činí 974,4arcsec. Naproti tomu J. Kuhn aj.odvodili z Dopplerova interferometru MDI na družici SOHOv intervalu od února 1996 do ledna 2003 střední poloměr Slunce(959,6 ±0,5)arcsec, čemuž odpovídá lineární střední poloměr Slunce(695 740 ±110) km. Přesnost úhlových měření dosáhla 0,007arcseca žádná kolísání nad dvojnásobkem této hodnoty nenalezli.

Naproti tomu kolísá podle P. Foukala aj. sluneční konstantao 0,08% během jedenáctiletého cyklu sluneční činnosti. Sluncevšak nesvítí úplně izotropně, protože během jedné otočky kolísásluneční konstanta až o 0,2%. Během erupcí roste slunečníkonstanta krátkodobě až o 0,015%. Takto přesná měření lzepřirozeně uskutečnit pouze z družic, tj. od r. 1978. Středníhodnota sluneční konstanty činí dle J. Passachoffa aj. 1365,9kW/m2.

R. Lin aj. zjistili, že při mimořádně energetické slunečníerupci z 23. 7. 2002, kdy bylo poprvé pozorováno i záření gama,se elektrony a ionty pohybovaly po obloucích magnetických siločarodděleně, ve vzájemné vzdálenosti tisíce km od sebe - připomínáto dvojité oblouky v logu restaurací McDonaldarcmins, ale fyzikálnípříčina rozdvojení není jasná. K překvapení všech se však naSlunci odehrály mezi 28. říjnem a 4. listopadem 2003 v aktivníoblasti 10486 gigantické erupce o rekordní intenzitě až X45,přestože Slunce bylo již 3,5 r po maximu posledního 23. cyklusluneční činnosti. Nejsilnější erupce překonala svou intenzitouvšechny, které byly kdy zaznamenány v rentgenové oblastispektra. Erupce vyřadila z činnosti japonskou komunikačnídružici JAXA a aparaturu MARIE na americké sondě Mars Odyssey.Příslušná koronální ejekce hmoty dosáhla rekordní rychlosti 2800km/s, ale Zemi naštěstí jenom "olízla".

T. Moran a J. Davila využili aparatury LASCO na družici SOHOk trojrozměrným polarimetrickým měřením struktury dvoukoronálních ejekcí v době minima sluneční činnosti (říjena listopad 1998), díky faktu, že Slunce včetně ejekcí rotuje.Počítačová tomografie tak umožnila zobrazit komplexní strukturuejekcí, které měly odstředivé rychlosti až 250 km/s a jejichžsmyčky se rozpínaly do koróny. Autoři odhadli hmotnost ejekcí na100 Gt.

B. de Pontieu aj. studovali sluneční spikule, objevené jako"vlásky" dlouhé tisíce km již r. 1877. Sluneční povrch pokrýváneustále koberec asi stovky tisíc spikulí, jejichž životnost bývájen několik minut. Díky družici TRACE se podařilo zjistit, žetzv. módy p obřích akustických vln na povrchu Slunce majíperiodu 5 min - tatáž perioda platí i pro vlny koronální. Obajevy spolu souvisejí, tj. na povrchu Slunce vznikají magnetickétrubice, které slouží jako vodicí kanály pro horký plyn spikulí,jenž se v trubicích pohybuje rychlostí 20 km/s.

(Pokračování)

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
Jak věci pracují aneb mají Iridia zpoždění?
Ilustrační foto...
Radiové krysy
Ilustrační foto...
Budu jasnou, jasnější až se stanu nejjasnějš
Ilustrační foto...
Skupina galaxií v Panně se stále utváří
Ilustrační foto...
Týden s vesmírem 20
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