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 2005 (XL.) - díl B

Meziplanetární látka - Planetky, Komety, Meteorické roje a bolidy, Planetární soustava kdysi a dnes, Slunce

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Tento odstavec tradičně zahajuji výčtem "českých a slovenských"planetek, pojmenovaných v r. 2005: (1445) Konkolya, (6234)Sheilawolfman, (8382) Mann, (10577) Jihčesmuzeum, (11163)Milešovka, (11736) Viktorfischl, (16244) Brož, (20187)Janapittichová, (21754) Tvaruzkova, (22450) Nové Hrady, (29824)Kalmančok, (48785) Pitter, (58578) Žídek, (58579) Ehrenberg,(61404) Očenášek, (66934) Kálalová, (70936) Kámen. Zdůvodněnía další podrobnosti o těchto objektech lze nalézt na obvykléwebové adrese: planetky.astro.cz.

Mezinárodní tým vedený P. Pravcem z Ondřejova uveřejnil obsáhloustudii o planetkách, které nemají definovanou rotační osu, takžese při svém oběhu kolem Slunce převalují a vykazují proto zároveňdvě různé periody světelných křivek. Autoři nalezli pomocífotometrie již 13 převalovačů, jejichž prototypem je známýkřížič (4179) Toutatis s periodami převalování 5,4 a 7,35 d,a dále planetka (253) Mathilde s periodami 17,4 a 10,4 d. A.Morbidelli aj. vysvětlili pomocí někdejší rezonance 2:1 oběžnýchdob Saturnu a Jupiteru, proč jsou dráhy těchto obřích planetlehce výstředné (0,06, resp. 0,05) a skloněné k ekliptice (2,5°,resp. 1,3°). Současně se tak dá vysvětlit velký počet zachycenýchTrojanů v Lagrangeových bodech L4,L5 u Jupiteru jakoži těžké bombardování planet a měsíců sluneční soustavyplanetkami v čase 700 mil. roků po jejím vzniku. K témuž závěrudospěli též H. Levison aj., kteří vysvětlují dnešní poměroběžných dob Saturnu a Jupiteru 2,5 : 1 jako důsledek rychlérané migrace obou planet. Jak uvedl T. Sherill, prvního Trojanau Jupiteru objevil M. Wolf již r. 1906. Do r. 1966 přibylodalších 13 Trojanů, ale od té doby nabralo objevování planetekv Lagrangeových bodech soustavy Slunce - Jupiter řádně na tempu:koncem r. 2004 bylo známo už 1654 Trojanů! Naproti tomu Zemědosud nemá jediného Trojana a také u Neptunu byl v té době známpouze jediný Trojan 2001 QR322 o průměru 200 km. Přesto se E.Chiang a Y. Lithwick domnívají, že Neptun by mohl mít o řád víceTrojanů než Jupiter, protože stabilita tamějších drah je velmivysoká. Také u Marsu by dle výpočtů dynamické stability měly býtpodle H. Scholla aj. větší Trojani dlouhodobě stabilní, na rozdílod potenciálních Trojanů Saturnu a Uranu.

Událostí roku 2005 v planetkové astronomii se zcela jednoznačněstal objev planetky 2004 MN4 D. Tholenem aj. 19. červnapředešlého roku. Dodatečně se totiž ukázalo, že objekt bylzaznamenán také dalekohledem Spacewatch již 15. března 2004.Z těchto pozorování vyplynulo, že se tato planetka může srazitse Zemí v pátek 13. dubna 2029. Nová pozorování z konce roku2004 pravděpodobnost střetu spíše zvyšovala až téměř na 3%(poprvé byl dosažen stupeň 4 na desetidílné Turínské stupnicirizika impaktu!). Kdyby skutečně došlo k jejímu dopadu na Zemi,uvolnila by se při nárazu kinetická energie kolem 850 Mt TNT,čili asi 60krát větší než při výbuchu Tunguzského meteoritu!

Mimochodem, koncem r. 2004 byla upravena Turínská stupnice nabarevné zóny: bílá (rizikový stupeň 0); zelená (stupeň 1:budoucí pozorování obvykle vedou k přeřazení objektu do stupně0); žlutá (stupně 2-4: objekt vyžaduje dohled astronomů,protože riziko srážky přesahuje 1%); oranžová (stupně 5-7:riziko srážky vyžaduje pečlivé sledování a zpřesnění dráhy;veřejnost i vlády mají být upozorněny) a červená (stupně 8-10:střet je prakticky jistý a povede k lokální až globálníkatastrofě - varování veřejnosti i vlád je povinné).

Naštěstí se planetka o průměru něco přes 300 m přiblížila koncemledna 2005 k Zemi natolik, že ji mohl sledovat radar v Arecibu.Tak se parametry dráhy zlepšily natolik, že od té chvíle víme, žeplanetka, definitivně označená jako (99942) Apophis, prosvištítoho dne kolem Země a ve 21:45 h UT se ocitne v minimálnívzdálenosti (37 400 ±800) km od středu Země. Silné slapy Země jipodle D. Scheerese aj. naštěstí neroztrhají; pouze pozměníperiodu její rotace ze současných 30,6 h. Podle těchto výpočtůbudou moci pozorovat Apophis očima obyvatelé Evropy, Afrikyi Asie mezi souhvězdími Sextantu a Raka jako svítící zdrojo nepatrném úhlovém průměru maximálně 2arcsec, jasnosti až 3,3 maga úhlové rychlosti pohybu až 42°/h; zhruba v této vzdálenostiobíhají Zemi geostacionární družice.

V srpnu pozoroval radar v Goldstone křížiče 2005 OE3 o průměru150 m, který rotuje velmi pomalu s periodou větší než 100 h.Z těchto přesných pozorování bylo možné spočítat všechna jehopřiblížení k Zemi od r. 1462 do r. 2440; do konce intervalu se seZemí nesrazí. Na přelomu října a listopadu 2005 odhalil radarv Arecibu, že prototyp křížičů (1862) Apollo má ve vzdálenosticca 3 km malého průvodce o průměru asi 75 m.

V polovině září 2005 zaparkovala na oběžné dráze ve výšce 20 kmu planetky (25143) Itokawa japonská sonda Hajabusa (Sokol).Hlavním úkolem mělo být vyslat na povrch planetky modul Minervas kamerami a teploměry a získat vstřelením tantalových kuličekrychlostí 330 m/s do regolitu planetky vyvržený materiál, kterýměl být posléze přepraven na Zemi. Jednotlivé fáze pokusu všaknarazily na četné technické problémy a výsledek experimentu jezatím zcela nejistý. Podle T. Müllera aj. rotuje planetkao rozměrech 520 x 270 x 230 m v periodě 12 h. Její hmotnostdosahuje 45 Mt a patří k chondritickým planetkám typu Q neboS. S. Ostro aj. dokázali v Goldstone i v Arecibu získat radarovéodrazy od planetky při jejích přiblíženích v r. 2001 a 2004a odtud odvodili poněkud větší rozměry 594 x 320 x 288 m.

J. Richardson aj. a zkoumali následky dopadů planetek na známéhoobřího křížiče (433) Eros, na jehož povrchu panuje nepatrnágravitace pouhého promile gravitace na Zemi. Ukázali, že jižbalvan o průměru 2 m způsobí na Erotovi globálníplanetkotřesení a následkem toho degradují předešlé impaktníkrátery do 100 m průměru. Planetka o průměru 1 km už roztřesei povrchový regolit do hloubky několika desítek metrů, přičemždochází k jeho grafitizaci. Podle P. Thomase a M. Robinsonaimpaktní kráter o průměru 7,5 km vymaže seismickou energií,uvolněnou při svém vzniku, ostatní impaktní krátery do průměru0,5 km na 40% povrchu Erota.

A. Kovačevic aj. shrnuli údaje o dobře určených (s přesností na5%) hmotnostech planetek hlavního pásu, které v jednotkách10-10 M činí po řadě: Ceres - 4,8; Vesta - 1,2 a Pallas- 1,1. Nejhmotnější planetka Ceres tedy dosahuje jen 1,3%hmotnosti našeho Měsíce. P. Thomas aj. využili kamery ACS HSTk zobrazení planetky Ceres, která je nepatrně zploštělá(487 x 455 km) a rotuje v periodě 9,075 h. Z toho plyne, že senachází v hydrostatické rovnováze a při uvedené hmotnosti mástřední hustotu 2,1násobek hustoty vody, takže je zřejmědiferencovaná na kamenné jádro a ledový plášť. Nejhustší(3,4násobek hustoty vody) planetka Vesta je dokonce diferencovanána kovové jádro, olivínový plášť a tvrdou kůru, tvořenouregolitem, lávovými výlevy a plutonickými horninami.

F. Marchis aj. objevili v srpnu 2005, že planetka (87) Sylviamá dva průvodce, nazvané Romulus a Remus. Jejich průměry činí 18a 7 km a rotační periody 3,7 a 1,4 dne. Oba průvodci obíhajíkolem Sylvie po lehce výstředných drahách ve vzdálenostech 710a 1360 km v periodách 3,6 a 4,0 dnů. Vlastní planetka o rozměrech380 x 260 x 230 km má nízkou střední hustotu 1,2násobek hustotyvody. Při úhrnné hmotnosti 1,5.1019 kg tak zřejmě představujeporézní hromadu sutě. Tentýž tým objevil pomocí adaptivní optikyna dalekohledech VLT a Keck, že planetka (121) Hermioneo hmotnosti 5.1018 kg má průvodce, jenž obíhá kolem mateřskéhotělesa po kruhové dráze ve vzdálenosti 770 km v oběžné době 2,6dne.

Díky spolupráci českých, slovenských, amerických a kanadskýchastronomů se podařilo v dubnu 2005 odhalit podvojnost planetky(5905) Johnson. Obě složky kolem sebe obíhají v perioděnecelých 22 h a primární kulová složka rotuje v periodě 2,8 h.V říjnu 2005 pak tatáž skupina nalezla dvě různé fotometricképeriody 8,5 a 5,8 h (s rozdílnými amplitudami) pro planetku(3982) Kastel. Není však jasné, zda za to může podvojnostplanetky, anebo již citované převalování planetky na dráze kolemSlunce. Do třetice v polovině listopadu 2005 se jim podařiloodhalit podvojnost planetky (2006) Polonskaya pomocí mělkýchzákrytů v oběžné periodě 19 h. Poměr velikostí složek přesahuje0,22 a jednotlivé složky dvojplanetky rotují v periodách 3,1a 6,7 h.

S. Tegler aj. změřili pomocí světelného teleskopu VATT rozměrya další parametry Kentaura (5145) Pholus. Jde o oválné tělesos hlavními rozměry 310 x 160 x 150 km a albedu 4%. Odtud vyplýváprůměrná hustota jen 50% hustoty vody, čili jde o porézní hromadusutě. Těleso rotuje v periodě 10 h, takže jeho zploštění odpovídárychlosti rotace. Povrch během otáčení tělesa nevykazuje žádnébarevné změny. V. Jemeljaněnko aj. studovali rozloženíperihelů drah Kentaurů (5 -- 28 AU) a odtud odvodili, že velképoloosy jejich drah by měly mít hodnoty nižší než 60 AU. To jevšak v rozporu se skutečností, že mezi pozorovanými Kentaury jedesetkrát více objektů s poloosami vyššími než 60 AU, než kolikje Kentaurů pod touto hranicí. Odtud autoři usuzují, že existujepřídavný zdroj Kentaurů přímo v Oortově oblaku kometa pozorovaní Kentauři jsou směsí obou populací.

V červenci 2005 se poprvé podařilo určit základní dráhovéparametry tří jasných transneptunských objektů, 2003 EL61a UB313 a 2005 FY9, a to na základě sledování kamerou QUEST naMt. Palomaru. Největším z těchto objektů je zřejmě planetka2003 UB313, pozorovaná v rekordní vzdálenosti 97 AU od SlunceM. Brownem aj. (v této vzdálenosti se pohybuje v současné doběsonda Voyager 1), tedy v blízkosti odsluní! Přesto její jasnostdosahuje 19 mag, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost H =-1,1 (pro srovnání Pluto má H = -1,0), takže za předpokladustejného albeda by mělo jít o těleso větší než Pluto s teplotouasi 30 K na straně přivrácené ke Slunci. Díky této mimořádnéjasnosti je v září 2005 zaznamenal M. Lehký na hvězdárně v HradciKrálové 0,4 m reflektorem ve spojení s kamerou ST7 při třech90 s expozicích, což je výkon před érou polovodičových matic CCDnaprosto neslýchaný. Objekt UB313 projde přísluním ve vzdálenosti38 AU od Slunce až v lednu 2257, tj. jeho oběžná doba činí plných557 let při výstřednosti 0,44. Nápadný je také jeho sklonk ekliptice, dosahující 44°. V říjnu 2005 ohlásili M. Brown aj.objev průvodce UB313 24 mag v úhlové vzdálenosti 0,5arcsec od hlavníhotělesa. Odtud lze odhadnout průměry obou těles na 2 700 a 270 km.Objev dává dobrou naději, že se podaří určit hmotnost celésoustavy během několika málo roků.

Také objekt 2003 EL61 je nyní velmi daleko od Slunce, protožepřísluním ve vzdálenosti 35 AU projde teprve v prosinci 2133 přioběžné době 285 let. Má rovněž značnou výstřednost 0,19 a sklon28° a rychle rotuje v periodě 3,9 h. Jelikož je dle M. Browna aj.doprovázen družicí ve vzdálenosti 50 tis. km a s oběžnou dobou49 d, lze odtud určit hmotnost soustavy na necelou třetinuhmotnosti soustavy Pluto-Charon. Tým M. Browna oznámil navícpočátkem prosince 2005 objev druhé družice planetky EL61, kteráobíhá ve vzdálenosti 39 tis. km v periodě 34 d. Její kruhovádráha je však skloněna ke dráze první družice pod úhlem 40°!(Kolem samotného objevu planetky 2003 EL61 se strhla v září 2005mediální přestřelka mezi nezávislými objeviteli M. Brownem aj.a J. Ortizem aj., když první tým obvinil druhý, že mu z interníwebové stránky přečetl nepublikovaná data. Jak patrno, vzdálenádrobná tělesa sluneční soustavy jsou toho času opravdu vysokov kurzu, když to objevitelům stojí za takové invektivy.) Konečněplanetka 2005 FY9 projde přísluním ve vzdálenosti 39 AU v září2130 při oběžné době 309 let, výstřednosti dráhy 0,15 a sklonu28°. Její průměr se odhaduje na 1 800 km.

Naproti tomu již dříve objevená planetka (20000) Varuna obíhápo lehce protáhlé (e = 0,05) dráze ve střední vzdálenosti 43 AUpři sklonu 17° a oběžné době 283 let. Těleso je však výraznězploštělé s poměrem hlavní a vedlejší osy 1,5 díky rychlé rotaciv periodě 6,3 h, neboť při střední hustotě rovné hustotě vody jdezajisté opět o hromadu sutě. Nejvzdálenějším objektem, předběžněpřiřazeným do pásma TNO, je planetka (90377) Sedna (= 2003VB12) s velkou poloosou dráhy 501 AU (!) a oběžnou periodou10,5 tis. roků. Přísluním ve vzdálenosti 76 AU projde v r. 2075.V současné době je vzdálena 89 AU od Slunce. B. Scott Gaudi aj.odhadli její rotační periodu na 10 h. M. Barucci aj. využilisouběžně dvou teleskopů VLT v optické a blízké infračervenéoblasti k vícebarevné fotometrii Sedny, která má v pásmu V =21,3 mag. Při albedu 15% však jeho H = 1,8 a její průměrdosahuje 1 500 km, tj. je větší než Charon. Podle autorů všaksvými barvami docela připomíná Neptunovu družici Triton, neboť jepokryta ledem dusíku a metanu. C. Trujillo aj. odhadli, ženanejvýš 60% povrchu Sedny pokrývá led metanu. Titíž autořipodobně zkoumali i planetku (90482) Orcus (= 2004 DW), kde méněnež polovinu povrchu pokrývá vodní led.

Počet objevených těles v transneptunském(Edgeworthově-Kuiperově) pásu (dále jen TNO) přesáhl v r. 2005tisícovku, ale úhrnná hmotnost těchto těles bude asi o řádnižší, než se zprvu očekávalo, protože z měření albeda jejichpovrchu pomocí infračerveného Spitzerova teleskopu vyplývá, žejde v průměru o dosti světlá tělesa s odrazivostí 12%. Planetka(55565) = 2002 AW197 má podle D. Cruikshanka aj. zatím nejvyššízměřené albedo 17%, takže je téměř určitě pokryta vodním ledem.Obíhá kolem Slunce po dráze o velké poloose 47,5 AU, výstřednosti0,13 a sklonu 24°. Odtud vyplývá její lineární průměr 700 km.

S. Astakhov aj. zjistili, že asi 10% TNO jsou páry s poměremhmotností složek blízkým 1, ale s velmi výstřednými oběžnýmidrahami vůči těžišti soustavy. Těmito vlastnostmi se liší odkřížičů i od planetek hlavního pásma. Autoři ukázali, že původněgravitačně slabě vázané dvojice těles se na periférii planetárnísoustavy sbližují díky slunečním slapům. Následná těsná setkánís třetími tělesy o nevelké hmotnosti svazují původní pár čím dáltím těsněji, čímž lze vysvětlit jak četnost párů tak i jejichprotáhlé dráhy. Jak uvedli M. Brown aj., průměrná hmotnostobjevených TNO se pohybuje kolem 4.1019 kg a jejich hlavníprůvodci mají dráhy v rozmezí výstředností 0,3 -- 0,8a s periodami 7 -- 900 dnů.

H. Kobajaši aj. odhadli na základě numerických simulací celkovouhmotnost těles TNO na 10% hmotnosti Země, což je padesátkrátméně, než by se dalo čekat z odhadované hmotnosti slunečnípramlhoviny. Jelikož v tomto pásu se nacházejí minimálně dvěrůzné populace těles ("horká" složka s velkými sklonya "chladná" složka s malými sklony drah k ekliptice), autořisoudí, že za tento deficit je odpovědné těsné setkání s cizíhvězdou v rané fázi vývoje sluneční soustavy. Pokud podlesimulací hvězda proletěla ve vzdálenosti 90 AU od Slunce vesklonu 60° k ekliptice, vyvolala gravitačními poruchami migraciperihelů těles z Oortova oblaku směrem ke Slunci, přičemž sevětšina materiálu ze sluneční soustavy poztrácela a zbytekvytvořil dnešní horkou složku pásu TNO.

W. Altenhoff aj. využili faktu, že mezi TNO je tolik dvojic,k odhadu průměrné hustoty těles TNO na pouhých 20% hustotyvody, což dosti dobře odpovídá hustotě jádra Halleyovy komety(29%) Pokud by byl tento odhad správný, dosáhla by celkováhmotnost planetek TNO jen 1023 kg, tj. necelá 2% hmotnosti Země.

1.2.2. Komety

Počátek r. 2005 byl ve znamení komety C/2004 Q2 Machholz, kterábyla od konce r. 2004 již viditelná očima a kolem Tří králů 2005navíc procházela v blízkosti Plejád, takže se stala vděčnýmobjektem pro půvabné snímky. V té době vykazovala vějířovýprachový chvost a ze změn směru výtrysků se zdařilo určit rotacijádra v periodě 0,4 d. Největší jasnosti 3,4 mag dosáhla 9.ledna. Očima byla pozorovatelná až do poloviny března.

Dne 19. května 2005 byla objevena kometa 19 mag C/2005 K2LINEAR, z níž se dle Z. Sekaniny již koncem dubna oddělilrychlostí menší než 1 m/s průvodce, který však brzy zanikl. Jádrokomety se znovu zjasnilo 9. června na 9 mag a vzápětí se rozpadlona dvě složky. Kometa prošla přísluním koncem června 2005 vevzdálenosti 0,7 AU od Slunce při lehce retrográdním sklonu dráhy94°.

Největší událostí roku v kometární astronomii se ovšem stalexperiment Deep Impact (Drtivý dopad), při němž na protáhlé(14 x 4 x 4 km) jádro periodické komety 9P/Tempel 1 narazil 4.července 2005 rychlostí 10 km/s pod úhlem 25° k povrchu měděnýprojektil jako nestvůrné "geologické kladivo" o hmotnosti 370 kgs kinetickou energií 20 GJ. Vyvolalo tak rychlé zjasnění vnitřníkomy o více než 2 mag, které dosáhlo maxima asi 15 min. posrážce. Sonda ROSETTA zaznamenala až sedminásobné zjasnění velmijemného prachu kolem jádra v první půlhodině po impaktu, kterépřetrvávalo alespoň 8 h. Prachová obálka se rozpínala rychlostíaž 250 m/s. Zjasnění komy o čtvrtinu během 2 h pozoroval takéinfračervený teleskop SST v pásmu 5 -- 35 µm a HST, jenžzaznamenal největší rozsah zjasnění až téměř 5 h po dopaduprojektilu. Zpracování pozorovací kampaně probíhalo velmi rychlea již v říjnu 2005 byla publikována první série vědeckých prací,věnovaných výsledkům tohoto odvážného a přitom zcela zdařiléhopokusu. Podle M. AarcminHearna aj. byly na povrchu jádra kometyzaznamenány četné impaktní krátery i příznaky mladého i staréhoterénu, svědčící o geologické aktivitě v nitru, kde se zřejmědosud nacházejí také organické látky. Podle M. Küpperse aj. sepři nárazu uvolnilo 4 500 t vody, ale energie nárazu zdalekanestačila na její vypaření.

M. Micheli nalezl shodu drah zaniklé komety D/1819 W1 Blanpains planetkou 2003 WY25, která proletěla v polovině prosince2003 ve vzdálenosti necelé 4 mil. km od Země. Navzdory velkéblízkosti se však stále jevila jen jako svítící bod. Její dráhovéparametry: a = 3,1 AU; e = 0,7; i = 9°; q = 1,0 AU;oběžná doba 5,4 r; se však velmi dobře shodují jednak s drahoukomety Blanpain a jednak s parametry nečekaného meteorického rojePhoenicid, který byl v činnosti 5. prosince 1956 a dosáhlmaxima 300 met/h.

P. Gronkowski přišel s novým vysvětlením pro výbuchy periodickékomety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, která se pohybuje po téměřkruhové dráze ve vzdálenosti 6 AU od Slunce a přitom jeví jednouaž dvakrát ročně nápadná zjasnění z klidové jasnosti 18 mag ažo 8 mag! To odpovídá výbuchům s uvolněnou energií až 1 TJ, čilináhlé ztrátě až 1 Mt látky. Autor soudí, že za tyto výbuchy můžekombinace rotace velkého jádra komety a polohy dráhy komety naokraji zóny krystalizace vodního ledu ve sluneční soustavě.Tepelná vodivost v krystalickém ledu je totiž o několik řádůvyšší než u amorfního ledu a fázový přechod mezi oběma stavyledu vyvolává zmíněné výbuchy.

Koncem října 2005 se podařilo znovunalézt periodickou kometu73P/Schwassmann-Wachmann 3 jako objekt 19 mag, který sepředběhl o 10 h proti předpovědi. Přísluním pak prošla 6. června2006 s parametry oběžné dráhy: a = 3,1 AU; e = 0,7; i=11°; q = 0,9 AU a periodou 5,8 r. Jádro komety bylo již dříverozštěpeno na 3 složky, z nichž se podařilo dohledat složku C,která pak v květnu 2006 prošla ve vzdálenosti jen 12 mil. km odZemě.

J. Harmon a M. Nolan zpracovali radarová pozorování periodickékomety 2P/Encke během jejího přiblížení k Zemi v listopadu2003. Kometa tehdy proletěla v minimální vzdálenosti 40 mil. kmod Země, takže se stala cílem radarového zkoumání na observatořiArecibo již podruhé jako zatím jediná kometa sluneční soustavy- poprvé se to zdařilo v listopadu 1980, kdy však byla o 9 mil.km dále. Tak se potvrdilo, že její jádro je oválné s nejdelšíosou dlouhou 9 km, a že rotuje v periodě 11 h. Hustotapovrchového regolitu kolísá od 05 do 1,0 násobku hustoty vody.V téže době sledovala kometu též družice Chandra, která dle C.Lisseho aj. získala rentgenové čárové spektrum komety s emisemijader C, O, N a Ne na sluneční straně komy, na níž narážísluneční vítr rychlostí až 600 km/s.

D. Jewitt upozornil na výskyt tzv. spících komet, jejichžprototypem je planetka (5335) Damocles, objevená v r. 1991. Jdevesměs o neaktivní členy rodiny Halleyovy komety a v současnédobě je známo již tucet členů rodiny. Spící komety mají poloměry2 -- 70 km, ale s mediánem pouhých 8 km. Vyznačují se tmavýmpovrchem s albedem 4%, což je dáno vysokým zastoupením uhlíkatýchsloučenin v jejich regolitu.

T. Hoffman a B. Marsden připomněli historii komet, které svýmidrahami "olizují" Slunce. První těleso, patřící do tétopozoruhodné třídy komet, bylo pozorováno od února do dubna 1843a je známo jako Velká březnová kometa 1843 (formálně označenájako C/1843 D1 nebo 1843 I). Proletěla přísluním 27. února vevzdálenosti pouhých 830 tis. km od Slunce a byla v té doběviditelná očima i ve dne v úhlové vzdálenosti jen 1° odslunečního kotouče! Velká poloosa její retrográdní dráhy dosahuje64 AU a v odsluní se vzdaluje na 129 AU, takže její oběžná dobačiní více než 500 roků. Jak se později ukázalo, patří do prosluléKreutzovy rodiny komet, která podle Marsdena vznikla rozpademobří komety o průměru jádra cca 100 km při jejím průletupřísluním v r. 372 BC. Rozpad této jasné komety na dvě částitotiž zaznamenal soudobý řecký astronom Ephorus.

Do této rodiny patří též kometa C/1882 R1, známá jako Velkázářijová kometa 1882 a další jasná kometa Ikeya-Seki C/1965S1, rovněž viditelná očima ve dne. Naprostý převrat ve zkoumáníKreutzovy rodiny komet však přinesla až sluneční družice SOHO,která 5. srpna 2005 nalezla již tisící kometu, lízající Slunce.Valná část z první tisícovky patří do Kreutzovy rodiny, která sedále štěpí na nové podsložky, jak ukázal Z. Sekanina. Mimochodem,při hledání těchto komet sehráli nenahraditelnou úlohuastronomové amatéři, kteří pečlivě prohlížejí snímkyz koronografu LASCO na webových stránkách družice SOHOa v pohodlí na obrazovkách svých počítačů objevují často velminepatrné komety, které jsou spíše shluky drobných částic slabědržících pohromadě a ničených Sluncem v přísluní.

D. Hutsemékers aj. zkoumali zastoupení izotopů12C/13Ca 14N/15N jak v kometách Jupiterovy rodiny tak v těch, ježpocházejí z Oortova oblaku komet. Zjistili, že tyto poměry jsouv obou skupinách tytéž, což je jistým překvapením protože kometyJupiterovy rodiny mají svůj původ v dalekémEdgeworthově-Kuiperově pásu, zatímco komety Oortova mračnavznikaly paradoxně mnohem blíže, ve vzdálenostech 5 -- 30 AU odSlunce. P. Francis studoval rozložení perihelů dlouhoperiodickýchkomet v souvislosti s jejich absolutní hvězdnou velikostí.Především ukázal, že tok komet vnitřní částí sluneční soustavyje menší, než se dosud uvádělo, protože počet komet se slabšímiabsolutními magnitudami dostatečně neroste. Rovněž tak nerostepočet komet s delšími perihely. To tedy znamená, že Oortůvoblak komet obsahuje jen asi 500 mld. komet do H = 17 maga jen 200 mld. komet do H = 11 mag. Jeho úhrnná hmotnostdosahuje nanejvýš 40 Mz, ale spíše až o řád méně. To tedyznamená, že i ty nejmenší komety z Oortova oblaku se trefí doZemě nanejvýše jednou za 40 mil. roků, a že prostorová hustotainterstelárních komet je zanedbatelná. Největší kometární jádramají hmotnosti řádu 1 Tt, ale průměrné hmotnosti se pohybujíkolem 50 Gt. Lze však očekávat, že tyto statistiky budou brzypřekonány díky chystaným zevrubným přehlídkám oblohy, kteréproběhnou během nejbližších deseti let.

M. Jura se zabýval otázkou, zda lze budoucími astronomickýmidružicemi typu TPF nebo Darwin zaznamenat extrasolární kometyu cizích hvězd. Jelikož např. Westova kometa rozptylovala víceslunečního světla, než naše Země a prachový chvost kometyHale-Bopp byl zhruba stejně svítivý jako Země, není to takfantastické, jak by se na první pohled zdálo. V naší slunečnísoustavě se totiž po 1% doby vyskytují komety stejně svítivé jakokometa Hale-Bopp a vzácněji i komety stokrát svítivější nežZemě. Podobné komety u cizích hvězd by teď mohly být zobrazenypomocí TPF. Mimochodem, kometa C/1995 01 Hale-Bopp je stáleještě v dosahu pozorování ze Země: 8. ledna 2005 ji zobrazil6,5 m Clayův teleskop v Chile jako objekt 20 mag, jenž má dosudchvost o úhlové délce 10arcsec. O měsíc později se kometa zjasnila na18,5 mag, ač v té době byla již plných 21 AU od Slunce!

1.2.3. Meteorické roje a bolidy

Z. Ceplecha a D. Revelle uveřejnili stěžejní práci, popisujícíhypersonický průlet meteoroidů zemskou atmosférou. Ukázali, jakse původní tělísko rozpadá na větší úlomky a shluky malýchúlomků, jak meteoroid ztrácí při průletu hmotu a jak září.Výsledky řešení diferenciální rovnice pro jedno tělesokalibrovali pomocí dat pro bolidy Lost City, Innisfree a Benešov.Jde o jedinečné a komplexní řešení, protože příslušné pásmohypersonických rychlostí nelze testovat žádnými pozemskýmiexperimenty. J. Borovička aj. analyzovali soubor 97 spektermeteorů s pozorovanými jasnostmi od +3 do -1 mag, tj. prometeoroidy s průměrem 1 -- 10 mm. Ze vzhledu spekter lze rozlišittři typy populací: I. železo-niklové meteoroidy s planetkovými(Apollo) drahami; II. dráhy s perihely pod 0,2 AU od Slunce; III.dráhy podobné dráze komety Halley. Speciálním případem jsouGeminidy, u nichž se projevuje kolísání v zastoupení sodíku. H.Hsieh a D. Jewitt hledali marně jakýkoliv náznak kometárníaktivity u planetky (3200) Phaeton, jejíž dráha souhlasís drahou Geminid, jak ukázal již v r. 1983 F. Whipple.

P. Wiegert aj. připomněli aktivitu meteorického roje tauHerkulid dne 9. června 1930, kdy jeho ZHR dosáhla 60. Těsněpředtím byla objevena mateřská kometa tohoto nepravidelného roje73P/Schwassmann-Wachmann 3, která se tehdy přiblížila k Zemi na9 mil. km a byla na hranici viditelnosti očima. Kometa patří doJupiterovy rodiny komet s oběžnou dobou 5,5 r. Znovu však bylanalezena až při návratu ke Slunci v r. 1979 a do třetice v r.1990. Při dalším návratu v září 1995 se začala rozpadat.Herkulidy by se dle výpočtů mohly opět objevit v r. 2022 a 2049.J. Vaubaillon aj. prozkoumali okolnosti mimořádné aktivitynepravidelného meteorického roje Bootid dne 23. června 2004,který po dobu 7 h jevil ZHR až 30. Předtím se projevil v letech1916. 1927 a 1998, kdy dosáhl ZHR až 100! Mateřskou kometou rojeje periodická kometa P7/Pons-Winnecke s poloměrem jádra 2,6 km,která projde přísluním ve vzdálenosti 1,25 AU dne 27. září 2008.P. Wiegert a P. Brown uvedli, že známé lednové Kvadrantidy bylypoprvé pozorovány teprve v r. 1835. Vyznačují se ostrým maximema krátkým trváním pouhých 12 h. Z mateřského tělesa 2003 EH1 bylyvyvrženy někdy kolem r. 1800. Postupně se však ukázalo, že jsousoučástí velkého proudu meteoroidů, jehož zdrojem je nejméně pětrůzných komet a nejméně 10 planetek, křižujících zemskou dráhu.Minimální stáří proudu činí 3 500 roků. Jeho střední dráhovéelementy jsou: a = 3,34; e = 0,67; q = 0,98; i = 71°;v = 41 km/s.

Jak shrnul J. Rao, je dubnový meteorický roj Lyrid s mateřskoukometou C/1861 G1 Thatcher vůbec nejstarším doloženým meteorickýmrojem, byť obvykle nevyniká zvláštní aktivitou, když maximálnízenitové frekvence (ZHR) dosahují stěží 20 met/h. Podle čínskýchkronik se totiž tento nenápadný roj projevil jako meteorický déšťuž v letech 687 a 15 př. n.l. Další déšť Lyrid zaznamenalykorejské kroniky v r. 1136 n.l. Lyridy též překvapily obyvateleRichmondu, Va. v USA v r. 1803 dvouhodinovým "ohňostrojem"a znovu byly aktivní v letech 1922 a 1982 - tehdy činily ZHR až90. Mateřská kometa roje vyniká mimořádně dlouhou oběžnou dobou415 roků a velkým sklonem dráhy k ekliptice 79°. Zvýšená aktivitaLyrid však vůbec nesouvisí s průchodem komety přísluním jakou jiných "dešťových" rojů. P. Jenniskens ukázal již před několikalety, že jde o důsledek kolísání polohy barycentra slunečnísoustavy, za něž jsou odpovědné téměř výhradně čtyři obří planetysluneční soustavy, především Jupiter a Saturn. Tím se totiž běhemdoby poněkud posouvá i poloha Země vůči centrální linii rojeLyrid, a to pak vede ke zmíněným dešťům nezávisle na polozekomety Thatcher na její protáhlé dráze, když v přísluní sedostává do vzdálenosti jen 0,9 AU od Slunce, kdežto v odsluní navíce než 110 AU.

P. Jenniskens a E. Lyytinen uvedli, že zdrojem meteorických dešťůAndromedid v letech 1872 a 1885 (ZHR až 10 000) byla kometa3D/Biela, objevená v r. 1826 v Josefově a dále pozorovaná v r.1832. Při dalších pozorovaných návratech v letech 1846 a 1852 sepostupně rozpadala a zanikla. Podobně dopadla už zmiňovaná kometaD/1819 Blanpain, po níž zbyl úlomek v podobě 400 m planetky2003 WY25 a nepravidelný meteorický roj Phoenicid. (J. Watanabeaj. předpověděli, že Phoenicidy se opět dostaví v prosinci2014.) Třetím takovým případem je dodnes velmi bohatýa krátkotrvající roj Kvadrantid s mateřskou kometou C/1490 Y1a pozůstalou planetkou 2003 EH1. Také silný červnový dennímeteorický roj Arietid má dokonce celou mateřskou rodinu kometlízajících Slunce s oběžnými periodami 5,5 roku, jak ukázal B.Marsden. Když k tomu přidáme neméně bohaté Geminidy s mateřskouplanetkou (3200) Phaeton, poprvé pozorované teprve v r. 1862,vyplývá odtud zřejmý závěr, že vydatné, avšak silně nehomogenní,krátkoperiodické meteorické roje jsou důsledkem relativněnedávných rozpadů komet.

J. Vaubaillon aj. vyvinuli nové metody pro určení pravděpodobnýchčasů mimořádných maxim meteorických rojů i jejich ZHR díkyshlukům částic, uvolněných během epizod zjasnění z mateřskékomety. Metody vyzkoušeli na některých historických kometáchs dobrým výsledkem a tak se pokusili předpovědět příštímeteorický déšť Leonid na listopad 2034. K. Merz aj sledovaliradarem TIRA čelní ozvěny Leonid při deštích v r. 1999 a 2001.Ukázali, že mezi teleskopickými meteory se zvýšení četnostiLeonid v poměru ke sporadickým meteorů projevilo jen nepatrně,čili že drobnější částice v roji prostě chybějí. To je příznivázpráva pro okolozemní kosmonautiku, protože se tím zmenšujenebezpečí srážky umělých objektů s meteoroidy tohoto roje.

D. Galligan a W. Baggaley uveřejnili výsledky zpracování drah500 tis. radarových meteorů, získaných radarem AMOR na NovémZélandě mezi květnem 1995 a říjnem 1999. Vysoká citlivostzařízení na meteorické mikročástice s rozměry nad 40 µmumožnila u sporadických meteorů odlišit tři složky pozadí:helion, antihelion a apex. Odečtením těchto vlivů pak mohliautoři zkoumat skutečné rozložení meteorů v okolí Země. J. Jonesaj. podali první zprávu o výsledcích kanadského radarovéhosystému pro pozorování meteorů CMOR, který pracuje od r. 2001na třech stanicích v okolí města Tavistock v Ontariu na souměrnéseverní zeměpisné šířce k novozélandskému radaru AMOR. Kanadskéradary vysílají signály na frekvenci 30 MHz. V nepřetržitémprovozu získávají asi 1500 drah radarových meteorů denněs přesností určení jejich směru na 6° a lineární rychlosti na10%.

K. Hill aj. dokázali kombinací radarových pozorování meteorůs videozáznamy a s pozorovanými impakty mikrometeoroidů na pláštěumělých družic Země, že k nám přilétají také intestelárnímeteoroidy, vyznačující se podstatně vyššími rychlostmi střetunež je hraničních 72 km/s pro objekty ze sluneční soustavy.Tyto objekty dosahují rychlostí až 500 km/s a podle modelovýchvýpočtů mají hmotnosti v rozmezí od 1 µg do 0,1 pg. Meteoroidyo hmotnosti 1 ng a rychlosti 300 km/s dosahují maximální jasnosti+8,5 mag již ve výšce 190 km nad zemí.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

B. McBreen aj. se domnívají, že příčinou vzniku chondrulí- zaoblených zrnek, která nalézáme v meteoritech, mohly býtgigantické blesky ve sluneční pramlhovině, vyvolané blízkýmizábleskovými zdroji záření gama (GRB). Energie těchto bleskůtotiž mohla být až bilionkrát vyšší než jsou současné bleskyv zemském ovzduší. Elektrická bouře, vyvolaná blízkými GRB čimagnetary, mohla trvat i týden a způsobila při tomto relativněkrátkém trvání, že chondrule napříč celou sluneční soustavou majítýž rozměr řádu 1 mm.

Na povrchu mnoha malých těles sluneční soustavy (přirozenýchdružic obřích planet, Kentaurech a TNO), vyznačujících senápadně červeným odstínem, se podle starší domněnky C. Sagananalézá tholin, což je směs metanu a dusíku v červeném dehtu.Tholin lze považovat za mimořádně vhodný prebiotický materiála jeho hojnost je dobrým příslibem pro budoucí hledání stopživota ve sluneční soustavě i mimo ni. M. Drake se zabývalotázkou, kde se vzala voda na terestrických planetách, najměpak na Zemi. Tvrdí, že bombardování Země kometami a planetkami nato nemohlo stačit, a že vnitřní planety získaly vodu zcela jinoucestou. V rané fázi svého vývoje se totiž zárodečná prachovázrnka nacházela v řídkém plynném oblaku, jehož hlavní složky bylyH2, He, H2O a CO2. Prachová zrnka v oblaku adsorbovalamolekulární vodík a vodu na svém povrchu a když se poslézesbalila do planet, stačilo to bohatě i na nejvodnatější pozemskýoceán. Podobně jsou vodnaté dokonce i planetky ve vnější částihlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Merkur a a Měsíc všako "svou" vodu přišly při impaktech velkých planetek, kteréstačily tuto vodu odpařit. Venuše ztratila vodu fotodisociacímolekul na hranici své atmosféry vinou silného ultrafialovéhozáření Slunce.

R. Greenwood aj. ukázali, že rychlá akrece na menší tělesasluneční soustavy v rané fázi jejího vývoje způsobovala částečnéi úplné roztavení těchto těles energií četných nárazů. Zejménase tavila ta tělesa, která jsou diferencovaná na jádro a plášť,což se týká i terestrických planet, které byly nataveny během 15-- 33 mil. let po svém vzniku. G. Wurm aj. uskutečnili pozoruhodnýpokus při němž vrhali milimetrová prachová zrnka SiO2 protipevnému centimetrovému terči. Při rychlostech nárazu pod 13 m/sse zrnka buď odrazila, anebo částečně rozdrtila. Při vyššíchrychlostech se však až polovina hmotnosti zrnka přilepilak terči, což je přesvědčivý důkaz, že planetesimály mohou přivzájemných srážkách růst.

I. Song aj. si všimli okolnosti, že kolem některých hvězd hlavníposloupnosti se kromě studeného prachu v podobě "Kuiperovýchpásů" vyskytuje také teplý prach o teplotách nad 120 K. Poprvébyla jeho existence prokázána ve středním infračerveném pásmu přiměřeních družice IRAS, ale nyní se zjistilo díky infračervenýmpozorování Keckova teleskopu, že se vyskytuje i v okolí hvězdyslunečního typu BD+20 30, vzdálené od nás 90 pc. Oblak prachuo teplotě 650 K obklopuje hvězdu ve vzdálenosti 0,25 AU. Autořise domnívají, že teplý prach vzniká při častých srážkáchplanetesimál, což se mohlo dít i na počátku vývoje našíplanetární soustavy - dnešním pozůstatkem je pak známézodiakální světlo.

Kosmická sonda Voyager 1 překonala definitivně po 27 letech letuv květnu 2005 rozhraní terminální rázové vlny ve vzdálenosti94 AU od Slunce, takže předešlé zprávy o překročení této hranicejiž v r. 2002 byly mylné. Projevilo se to skokovou změnourychlosti slunečního větru z nadzvukové na podzvukovou a takéskokem v indukci meziplanetárního magnetického pole. Sonda senyní pohybuje v heliomagnetické pochvě a během příští dekádyzřejmě dospěje k heliopauze, kde je sluneční vítr zabrzděninterakce s mezihvězdným plazmatem.

E. Pitěvová uveřejnila velmi přesné efemeridy poloh planeta Měsíce a hodnoty příslušných astronomických konstant na základě317 tis. měření jejich poloh opticky i radarem v letech1913-2003. Do výpočtů zahrnula korekce obecné teorie relativityi gravitační poruchy 300 nejhmotnějších planetek. Počítala přitomse zploštěním Slunce 2.10-7 a s délkou astronomické jednotky(AU) 149 597 870,696 0 km. Celkový počet přirozených družic(měsíců) obřích planet dosáhl v r. 2005 úctyhodných 152 položek(Jupiter 63, Saturn 50, Uran 26 a Neptun 13).

V. Bhalerao a M. Vahia odhadli úhrnnou hmotnost Oortova oblakukomet na 0,12 -- 0,95 Mj. Současně vyloučili existenci hvězdnéhosouputníka Slunce, který má způsobovat údajné globální vymíráníživota na Zemi v periodě 27 mil. roků, obvykle označovaného jakoNemesis. Jako horní mez hmotnosti případného dosud neobjevenéhotělesa v Oortově oblaku uvedli 44 Mj, což odpovídá nanejvýšhnědému trpaslíku. Podobně N. Zakamská a S. Tremaine odvodilihorní mez urychlení barycentra sluneční soustavy vůči soustavěmilisekundových pulsarů a pulsujících bílých trpaslíků. Odtudvychází, že do vzdálenosti 200 AU od Slunce se nenachází žádnéneodhalené těleso s hmotností větší než 1 Mj a do 400 AU většínež 4 Mj.

Koncem září 2005 ztroskotal první pokus Mezinárodní astronomickéunie (IAU) o oficiální definici planety sluneční soustavy.Příslušná pracovní komise, ustavená IAU, oznámila ústy svéhopředsedy I. Williamse, že se nedohodla na všeobecně přijatelnédefinici. Jak známo, už delší dobu panují mezi mnoha odborníkypochybnosti, zda je správné řadit Pluto mezi planety. Celousituaci ještě více zkomplikoval objev TNO 2003 UB313, o němž sev r. 2005 podařilo ukázat, že je o něco větší než Pluto, neboťje tím pravděpodobnější, že během času bude v pásmu TNO objevenomnohem více srovnatelně velkých objektů.

1.4. Slunce

Teprve v r. 2005 se objasnil rozpor mezi helioseismologickýmurčením hloubky konvektivní zóny ve Slunci a výpočtem nazákladě dosavadních hodnot zastoupení prvků C,N,O ve slunečnímnitru. Jak uvedli J. Drake a P. Testa, díky družici Chandra sepodařilo změřit relativní zastoupení neonu vůči kyslíkuz rentgenových spekter 21 hvězd, vzdálených méně než 100 pc odnás. Odtud vyplynulo, že ve Slunci bych chybně určeno množstvíneonu a to pak nepříznivě ovlivnilo i zastoupení skupiny CNO veslunečním nitru, které bylo o celou třetinu přeceněno. Jakmile sepro výpočet hloubky sluneční konvektivní zóny použije "hvězdných"poměrů zmíněných prvků, dostaneme tutéž hodnotu jakoz helioseismologie.

Navzdory úžasnému pokroku v rozlišovací schopnosti při pozorováníSlunce umělými družicemi Země i pozemními dalekohledy s adaptivníoptikou není stále zodpovězena otázka, odkud se bere přinejmenšímdvěstěkrát vyšší teplota sluneční koróny oproti fotosféře. Jakuvedl R. Walsh, z kombinace pozorování družicemi SOHO a TRACEsice vyplývá, že klíčovou úlohu při ohřevu mají slunečnímagnetická pole; rozličné navržené modely přenosu energie dokoróny však stále spíše selhávají, anebo nemohou být dostatečněúčinné. D. Tsiklauri se domnívá, že Slunce funguje jakomagnetohydrodynamický generátor energie a vypočítává pětzákladních možných mechanismů: 1) Silný stejnosměrný elektrickýproud a magnetická rekonexe v koróně; 2) Ohřev koróny střídavýmelektrickým proudem; 3) Ohřev zvukovými vlnami z chromosféry; 4)Magnetická rekonexe v chromosféře; 5) Výběrová filtrace vysokýchrychlostí.

A. Fossumová a M. Carlosson sice díky družici TRACE našliočekávané vysokofrekvenční zvukové vlny o frekvencích 10 -- 50mHz, ale ty přenášejí zcela nedostatečné množství očekávanéenergie ze spodní chromosféry. Zdá se, že střední a horníchromosféru ohřívají magnetická pole, ale i tam jsou problémy,jak ukázali H. Isobe aj. při sledování ohřevu a urychlování vefilamentech a jejich okolí. Obrazně řečeno je potřebí vysvětlit,jak může být těžká hustá kapalina urychlována a silně ohřívánalehkou řídkou tekutinou.

Docela překvapivě se při zobrazování sluneční koróny běhemúplných zatmění Slunce prosazuje outsider - brněnský matematik M.Druckmüller, který se už řadu let soustavně věnuje systematickémudigitálnímu snímání změn v koróně během všech dostupných úplnýchzatmění. Snímky pak skládá a zpracovává moderními matematickýmimetodami zpracování obrazů a jejich kvalita dává nové možnostistudia koróny a její časové proměnnosti, jak o tom v srpnovémúvodníku z r. 2005 napsal šéfredaktor časopisu Sky and TelescopeR. Fienberg.

Koncem ledna 2005 vzplanula ve skupině slunečních skvrn NOAA 720na severozápadním okraji Slunce jedna z největších slunečnícherupcí v historii, srovnatelná jedině z úkazy z r. 1956 a 1989.Zemi totiž již po 15 minutách od rentgenového signálu z erupcezasáhly protony a neutrony o energiích řádu 1 GeV, které putovalypřímo z nitra erupce, nikoliv z rázové vlny v koróně. Erupce sepřitom odehrála hluboko v sestupné fázi cyklu sluneční činnostia představuje tak velké varování pro všechny pilotované kosmickélety za hranice radiačních pásů Země, protože v takovýchpřípadech by astronautům hrozila nemoc z ozáření. I. Veselovskijaj. komplexně analyzovali pozorování Slunce v období výjimečnéaktivity na přelomu října a listopadu 2003, kdy koronální ejekcehmoty odnášely rekordní energie podobně jako propukající sérieslunečních erupcí. Autoři odtud vyvozují, že zdroj anomálníaktivity ležel dokonce pod fotosférou a příval energie pak jakovelká voda bral po cestě ven všechno, co mu stálo v cestě.

V učebnicích se většinou traduje, že objevitelem slunečníchskvrn byl Galileo Galilei v r. 1610, a že dokonce vznikl sporo prioritu tohoto objevu s dalšími pozorovateli z téže doby, tj.J.a D. Fabriciusovými a C. Scheinerem. Ve skutečnosti již r.1607 pozoroval sluneční skvrnu v Praze J. Kepler škvírou mezistřešními taškami, která posloužila jako camera obscura; domnívalse však chybně, že vidí přechod Merkuru přes Slunce. Jak všakuvádí A. Van Helden, celá řada anonymních pozorovatelů v Evropěviděla sluneční skvrny očima už mnohem dříve (i několik dnů posobě, jako např. v r. 807 n.l.), ale většinou je rovněžpovažovali za přechody Merkuru. Pouze Marco Polo během svéexpedice v Číně pozoroval vědomě sluneční skvrny během písečnýchbouří a svá pozorování publikoval v r. 1319. Nejstarší čínskézáznamy o skvrnách na Slunci ovšem pocházejí již z r. 28 př. n.l.

C. de Jager uveřejnil významnou práci o vztahu sluneční činnostia pozemského klimatu s ohledem na okolnost, že ve druhé poloviněXX. stol. bylo Slunce nejaktivnější za posledních 1150 roků.Především tvrdí, že občas nadhazovaný vztah mezi klimatema polohou barycentra sluneční soustavy vůči středu Slunce nemůžeexistovat, protože rychlost pohybu Slunce vůči barycentru jeo tři řády menší než relativní rychlosti pohybů hmot uvnitř i napovrchu Slunce. Jinými slovy, pokud má Slunce vliv na klima, takje příčinou změn Slunce samo. Jelikož celkový zářivý výkon Slunceje mimořádně stálý s výkyvy na úrovni zlomků promile, lze hledatkauzální souvislosti spíše s extrémně energetickými projevysluneční činnosti, tj. koronálními ejekcemi hmoty nebo změnamirychlosti a hustoty slunečního větru a změnami v toku slunečníhokosmického záření. E. Pallé aj. sice tvrdí, že zvýšení tokukosmického záření zvyšuje celkovou oblačnost na Zemi, což by mělozajisté i vliv na klima už proto, že v podstatě světlá oblakazvyšují albedo Země. Jenže ve druhé polovině XX. stol. celkovéalbedo Země klesalo, a začalo stoupat až po r. 2000, takže tovůbec nehraje dohromady. Zdá se, že dostatečně přesné údajeo sluneční činnosti, oblačnosti a albedu Země i intenzitěkosmického záření pocházejí zatím z příliš krátkého období, nežabychom je mohli navázat na mnohem delší dosti věrohodné údajeo kolísání zemského klimatu.

(Pokračování)

Tvorca HTML: Richard Komžík

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
Tisícročná haluška -- díl druhý
Ilustrační foto...
Voda na Marsu
Ilustrační foto...
Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas
Ilustrační foto...
Podkrkonošské dělo
Ilustrační foto...
Léto na konci vesmíru
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