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 2006 B

Sluneční soustava - dokončení, Slunce...

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa a Kentauři

Rozhodnutí Mezinárodní astronomické unie (IAU) na srpnovémkongresu v Praze se projevuje v mírném přeorganizování odstavcůŽní objevů s tím, že údaje o trpasličí planetě Ceres (1)zůstanou geneticky v odstavci o planetkách hlavního pásu, zatímcopoznatky o Plutu (134340) a Eris (136199) budu zcela logickyzařazovat do odstavce o transneptunských tělesech (TNO)a Kentaurech. Reklasifikací Pluta nepochybně vzrostl význam TNOpro popis struktury sluneční soustavy, takže tento odstavec budenadále předcházet údaje před údaji o hlavním pásu a křížičích.

V únoru 2006 sledovala kamera ACS HST okolí Pluta a potvrdilatak existenci dvou nových družic trpasličí planety, objevenýchv r. 2005, o jasnostech cca 23 mag. Současně vyloučila až do mezecitlivosti kamery (V = 26,8 mag) případnou existenci družicdalších. S. Stern aj. ukázali, že obě družice, nazvané Nix(Pluto II = S/2005 P2) a Hydra (Pluto III = S/2005 P1), obíhajíkolem Pluta po kruhových drahách v téže rovině jako Charona jejich oběžné doby jsou v přibližném poměru 1:4:6 a tudíždlouhodobě stabilní. Průměr nových velmi světlých (albedo 35%)družic odhadli na 60 a 50 km. Nejpřesnější výsledky měřeníparametrů soustavy družic Pluta pomocí ACS HST uveřejnili M.Buie aj. Odtud vycházejí poloměr Pluta 1153 km a Charonu 604 km;hustoty Pluta 2,0 a Charonu 1,65 hustoty vody a hmotnost celésoustavy 1,5.1022 kg. Sklony téměř kruhových drah Charonu, Nixa Hydry jsou vesměs 96° (koplanární dráhy) a oběžné doby po řadě6,4; 24,9 a 38,2 d při vzdálenostech 19 571, 48 675 a 64 780 kmod Pluta.

Všechna tři obíhající tělesa vznikla zřejmě při jediné srážce;nebyla tedy zachycena při nějakém těsném průletu. M. Lee a S.Peale upozornili, že v pohybu družic Nix a Hydra se musíprojevit nápadné odchylky od Keplerova zákona, jelikož družiceCharon s hmotností ani ne o řád nižší než Pluto výrazně rušíjejich dráhy.

A. Gulbisová aj. a M. Person aj. využili pozemních pozorovánízákrytu hvězdy C313.2 (R = 15 mag) Charonem 11. července2005 na observatořích v Austrálii, Polynézii a v Jižní Americe kezlepšení hodnoty jeho poloměru na 606 km. Odtud vyplývá průměrnáhustota Charonu 1,7násobek hustoty vody, což znamená, že 63%hmotnosti Charonu tvoří horniny, zatímco zbytek je led (Plutoobsahuje 73% hornin). K podobným hodnotám dospěli na základěsledování zmíněného zákrytu pomocí HST také B. Sicardy aj.Obdrželi tak celkovou hmotnost soustavy Pluto-Charon 1,5.1022kg; z toho na Charon připadá osmina Pluta, tj. 1,6.1021 kg.

Charon na rozdíl od Pluta nemá žádnou měřitelnou atmosféru. Jakuvedl D. Tholen, je zcela překvapující, že v rozporu s předpovědíse rozsah atmosféry Pluta, tvořené převážně N2, zvětšujes rostoucí vzdáleností trpasličí planety od Slunce! PoloměrPluta je proto stále nejistý, v rozsahu 1 151 – 1 195 km. Napovrchu Pluta byl v r. 1976 identifikován led metanu a pozdějidusíku a CO. Počátkem r. 2006 klesla teplota povrchu Pluta na-230°C, zatímco na Charonu je -220°. Zdá se, že na objasněnímnoha nevyřešených otázek o stavu soustavy Pluto-Charon si budememuset počkat minimálně do července 2015, kdy kolem soustavyproletí kosmická sonda New Horizons, vypuštěná po mnohaodkladech 19. ledna 2006.

D. Stephens a K. Noll objevili díky spektrografu NICMOS HSTmezi 81 TNO celkem 11% binárních soustav, což znovu dokazuje,že dvojice srovnatelně hmotných objektů jsou v tomto pásu docelačasté. S. Kern a J. Elliot se domnívají, že většina těchto párůvznikla gravitačním zachycením spíše než společným vznikem nebosrážkou a odhadují, že v Edgeworthowě-Kuiperově pásu (EKP) senachází řádově 105 dvojic s velikostmi složek nad 100 km.Hmotnost všech těles celého EKP odhadují na 0,2 Mz. (K.Edgeworth uveřejnil již v r. 1943 svůj odhad, že na perifériiplanetární soustavy se bude nachází řádově desítky tisícplanetesimál.) Také M. Brown aj. upozornili, že mezi čtyřminejjasnějšími objekty EKP (Pluto, Eris, 2003 EL61 a 2005FY9) mají první tři své průvodce (Pluto dokonce tři a EL61 dva).

J. Licandro aj. ukázali, že nejpodobnějším protějškem Pluta meziTNO je právě objekt 2005 FY9, jehož průměr dosahuje(v závislosti na neznámém albedu) až 70% průměru Pluta a na jehožpovrchu byl v infračerveném spektru identifikován led metanu,N2 a CO a dokonce i komplexní organické molekuly. Objekt mápravděpodobně i svou vlastní atmosféru.

Největším konkurentem Plutu se stala trpasličí planeta 2003UB313, nazvaná nyní Eris, která má dokonce svého průvodce,jménem Dysnomia (Eris I). M. Brown aj. využili HST k odhadualbeda Eris a dostali neuvěřitelně vysokou hodnotu 86%, cožznačně zredukovalo očekávaný průměr tělesa na pouhé 2 400 km.Nicméně F. Bertoldi aj. obdrželi vyšší hodnotu 3 000 km, protožedíky měřením mikrovlnného radioteleskopu IRAM obdrželipřijatelnější hodnotu albeda 60%. Tím se Eris (19 mag) navzdorysvé současné rekordní vzdálenosti 96 AU od Slunce (odsluní máv 97 AU) a rekordní oběžné době 560 roků stala vůbec největšítrpasličí planetou a přirozeně i největším transneptunskýmtělesem jakož i 16. největším objektem sluneční soustavy.V perihelu za ocitne za více než 250 let, kdy se přiblíží keSlunci na 38 AU. G. Carraro aj. určili z vícebarevné fotometrie,že Eris rotuje v periodě cca 5 d.

J. Licandro aj. zjistili pozorováním v blízké infračervenéoblasti, že velké TNO vykazují vesměs silné spektrální rysyvodního ledu, takže jejich povrchy jsou vesměs světlé s albedemnad 40%. To přispívá k jejich snadnějšímu objevování i velmidaleko od Slunce. L. Jones aj. objevili podivuhodné těleso 2004XR190, provizorně nazývané Buffy, které podle L. Allena aj.obíhá po heliocentrické téměř kruhové (e = 0,08) dráze s hlavnípoloosou 57 AU a rekordním sklonem 47° v oběžné době 430 roků.Objekt se podle M. Beeche nikdy ani nedotkne vnějšího okrajeEKP, protože má přísluní ve vzdálenosti 52 AU. Podle R. Gomeseaj. lze výskyt TNO s velkou poloosou dráhy nad 50 AU a perihelemnad 40 AU pochopit jedině tak, že v hlubinách sluneční soustavyve vzdálenosti nad 2 kAU se nachází těleso o hmotnosti Neptunu,popřípadě ve vzdálenosti kolem 5 kAU těleso o hmotnosti Jupiteru.Protože tak vzdálená tělesa by měla jasnost kolem 25 mag, jetěžké je přímo objevit. Potíž je však v tom, že utvoření tělesatak velké hmotnosti na periférii sluneční soustavy naráží nanedostatek stavebního materiálu v době budování slunečnísoustavy.

P. Lacerda a J. Luuová určili rotační periody 10 objektůEKPz variací jejich světelných křivek. Odtud zjistili, že objektys průměrem nad 200 km mají střední rotační periodu 9,2 hv porovnání se střední rotační periodou 6,5 h pro planetkyhlavního pásu. Mezi zkoumanými tělesy EKP nejrychleji rotujeobjekt 2001 CZ31 s periodou jen 4,7 h. Vzápětí však S. Kerna J. Elliot objevili binární objekt EKP 2003 QY90, jenž obíhákolem společného těžiště v periodě 450 d a jehož hlavní složkarotuje v periodě 3,4 h. Vedlejší složka je o čtvrtinu menší,obíhá v minimální vzdálenosti 13 tis. km a rotuje v periodě 7,1h. V březnu 2006 nalezli K. Noll aj. pomocí ACS HST průvodce takéu Kentaura (42355) = 2002 CR46, vzdáleného od nás 17 AU.Vzájemná vzdálenost mezi hlavním tělesem o průměru 110 kma průvodcem (55 km), jenž je o 1,2 mag slabší, činí 2 700 km.Celkový počet Kentaurů s průměrem nad 50 km se odhaduje na 2tis., takže jde o docela vzácnou složku meziplanetární látky.

H. Chang aj. prohlédli všechna archivní data rentgenové družiceRXTE z let 1995-2001, týkající se rentgenové dvojhvězdySco X-1 (d = 2,8 kpc). Tento nejjasnější mimoslunečnírentgenový zdroj se nachází jen 6° od ekliptiky, takže je velkánaděje, že je často zakrýván tělesy EKP, přičemž detektory nadružici mají časové rozlišení pouhou 1 ms. V archivu takto našli58 zákrytů s minimálním rozměrem objektu EKP pouhých 100 m.Odtud odhadli, že v EKP se nachází asi 1015 TNO s toutominimální velikostí. Kontrolní měření jasností rentgenovéhozdroje v Krabí mlhovině nedalo žádné krátkodobé poklesy jasnosti.

F. Roques aj. se úspěšně pokusili o zachycení přechodůhektometrových objektů EKP přes hvězdy pomocí obří digitálnímatice ULTRACAM u 4,2m reflektoru WHT na Kanárskýchostrovech. Během dvou nocí pořídili téměř 2 miliony kratičkých(0,02 s) expozic ve dvou filtrech (480 a 770 nm). Pozorovali takdifrakční jevy o trvání 0,08 – 0,4 s při přechodech tří objektůo rozměrech 220 – 640 m ve vzdálenostech 15, 140 a 210 AU odZemě. G. Georgevits aj. spustili soustavný program sledovánítěchto přechodů u 1,2m komory UKST AAO. Měří naráz jasnostizhruba 100 hvězd s časovým rozlišením 10 ms a měli by tak býtschopni zaznamenat přechody 300m objektů EKP. Navzdory 7 tis.h celkové expozice však zatím nedostali žádné pozitivní detekce.

1.2.2. Ceres, planetky hlavního pásu a křížiči

J. Levison aj. využili snímků trpasličí planety (1) Ceres,které pořídila kamera ACS HST mezi prosincem 2003 a lednem2004 ve třech filtrech (535; 335 a 223 nm), k sestrojení albedovémapy povrchu s rozlišením 30 km. Průměrná albeda v těchto pásmechčiní po řadě 9, 6 a 4%. Nejmenší albedové skvrny mají rozměry 40km a největší 350 km. Jsou to přirozeně zatím nejlepší snímkypovrchu Ceresu, které máme k dispozici. A. Vitagliano a R. Stossvyužili těsného přiblížení planetky (50278) k velké planetcehlavního pásu (15) Eunomia na vzdálenost 55 tis. km v březnu2002 ke zpřesnění hmotnosti Eunomie. Výsledná hodnota3,25.1019 kg je o polovinu větší, než vycházelo z měření polohplanetky v letech 1950-2006.

S. Sheppard a C. Trujillo hledali pomocí obřího 6,5m reflektoruMagellan Trojany v okolí Lagrangeových bodů L4 aL5u Jupiteru, Saturnu a Uranu. Měli by nalézt všechny objektys průměrem větším než 100 km, ale neuspěli ani u Saturnu aniu Uranu. Naproti tomu u Neptunu našli celkem 3 Trojany, takžecelkový počet Trojanů u Neptunu dosáhl 4. Není tedy nakonecvyloučeno, že skutečný počet srovnatelně velkých Trojanůu Neptunu bude vyšší než u Jupiteru, kde je v současné doběznáma zhruba tisícovka objektů. F. Marchis aj. soudí, žeorbitální rezonance 2:1, kterou vykazuje Saturn vůči Jupiteru,zvýhodňuje zachycení těles EKP v Lagrangeových bodech soustavySlunce-Jupiter. Celkovou hmotnost Trojanů odhadli na 6.10-6Mz.

Jupiterův Trojan v bodě L5 (617) Patroclus byl zobrazenlaserovou adaptivní optikou Keckova dalekohledu v letech2004-05. Spolu se staršími měřeními během 4 let se tak F.Marchisovi aj. podařilo zpřesnit parametry binární soustavy,jejíž složky mají průměry 120 a 110 km, úhrnnou hmotnost1,4.1018 kg a hustoty jen 80% hustoty vody, takže jde převážněo ledová tělesa. Poněkud menší sekundární složka, objevená již r.2001, dostala jméno Menoetius. Obě složky kolem sebe obíhají pokruhové dráze v periodě 4,3 d ve vzájemné vzdálenosti 680 km.U téhož dalekohledu byl v červenci 2006 objeven průvodcei u prvního Trojana v bodě L4 (624) Hektora. Planetka sama jesilně zploštělá s rozměry 350 x 210 km a její průvodce vevzdálenosti 1 000 km má průměr jen 15 km.

R. Behrend aj. objevili podvojnost čtyř dalších planetek hlavníhopásu: (854) Frostia, (1089) Tama, (1313) Berna a (4492)Debussy. Poslední dvě jsou dokonce zákrytové! Ve všechpřípadech jeví složky rotaci synchronní s oběžnými periodami,které činí po řadě 38, 16, 25 a 27 h. Vesměs vznikly srážkami.První planetka s malým průvodcem (Dactyl) byla (243) Ida v r.1993. Od té doby je rozpoznáno studiem světelných křivek již asi50 párů v hlavních pásu, takže z této statistiky vyplývá, že asi6% planetek s průměry 10 – 50 km je binárních.

P. Pravec a A. Harris shrnuli údaje o binárních planetkách mezikřížiči i v hlavním pásu planetek, neboť jejich souhrnný početjiž přesáhl magickou hranici 100 a v současnosti přibývá jednapodvojná planetka měsíčně. Zastoupení binárních planetek v obouskupinách je stejné, což nasvědčuje společnému způsobu, jak tytopáry vznikají. Většinou jde o dvojice, které rotují rychlostíblízkou rozpadu tělesa odstředivou silou za přepodkladu, že jdeo struktury zvané "hromady sutě". Většina párů je však napůlasynchronních, tj. primární složka rotuje rychleji, kdežtosekundární synchronně s oběžnou periodou, přičemž rovina oběžnédráhy leží v rovině rovníku primární složky.

Výzkum binárních planetek přináší astronomům stejné výhody jakovýzkum dvojhvězd ve stelární astronomii. Pozorování světelnýchkřivek popřípadě radarová pozorování křížičů v blízkosti Zeměposkytují mimořádně cenné údaje o rozměrech a tvaru složeki jejich vzájemné vzdálenosti, sklonu a výstřednosti drah, popř.též o obecné precesi rotačních os složek, vyvolané Sluncem. K.Walsh a D. Richardson se zabývali modelováním vzniku těsnýchpárů u křižujících planetek a zjistili, že tyto páry velmipravděpodobně vznikají díky blízkým průletům dvou samostatnýchplanetek se strukturou hromad sutě. Téměř všechny modelové párymají pak výstřednost dráhy e > 0,1 a poměr velikostí v rozmezí0,1 – 0,2. Rotační periody primárních složek se pohybují mezi3,5 h a 6 h, zatímco sekundární složky nezřídka rotují mnohempomaleji (≈ 15 h a více). Primární složky mají rotační osupostavenou kolmo k oběžné dráze, kdežto rotační osy sekundárůjsou orientovány náhodně. Binární křížiči tudíž nevznikajíslapovým štěpením jediného objektu - takové páry by měly velkouvzdálenost složek a silně zploštělé primární složky.

P. Pravec aj. zjistili rozborem údajů o 17 binárních křížičíchs dobrými pozorovacími údaji, že poměry jejich velikostí sekoncentrují kolem hodnoty 0,18 ve shodě se zmíněnými modelovýmvýpočty. Primární složky však rotují ještě rychleji, než vyplýváz modelů, tj. v průměru během 2,5 h a jen ojediněle do 4 h. Tojsou hodnoty blízké kritické rotační rychlosti pro hromady sutěse střední hustotou dvojnásobku hustoty vody. Sekundární složkyobíhají v průměrných periodách > 11 h, a to většinou synchronně;synchronnost se však vytrácí u oběžných period > 20 h. Zhruba15% křížičů s rozměry většími než 3 km patří k binárním planetkáma tento poměr stoupá pro velmi rychle rotující planetky až na66%. Autoři odtud v protikladu k modelovým výpočtům odvozují, žeprávě rotační štěpení je hlavním mechanismem vzniku párůu blízkozemních planetek. Binární křížiči znamenají zvýšenériziko v případě jejich srážky se Zemí, protože se tím faktickyzvyšuje "účinný průřez" srážky a roste i nebezpečí, že se dvojiceslapově rozpadne s těžko vypočitatelnými změnami drah obousložek.

Podle T. Statlera a T. Watanabeho nejrychleji rotují osaměléplanetky s nejmenšími rozměry. Pro 40 miniplanetek o průměru< 150 m našli rotační periody < 2 h. Nejkratší změřené periodyčiní pouhou 1 min, což je důkaz, že jde o monolitní kamennátělesa. U větších objektů je rychlá rotace naopak vzácná a nadprůměrem planetek 200 m se už nevyskytuje vůbec.

T. Ito a R. Malhotra se modelově zabývali následky rozbití velképlanetky v hlavním pásu srážkou. Obecně vzato vede takovákatastrofa k přílivu roje úlomků na terestrické planety. Naprotitomu však nestačí k objasnění těžkého bombardování Měsíce v časepřed 4,05 – 3,88 mld. roků, protože pravděpodobnost srážky úlomkůjediného tělesa s Měsícem činí jen 1 promile. K objasnění těžkéhobombardování bychom museli předpokládat rozpad obří planetkyo průměru 1 500 km, což není pravděpodobné. Buď tedy šlo o celousérii rozpadů menších těles v hlavním pásu, anebo mělo těžkébombardování Měsíce (a Země) nějakou jinou příčinu.

Podle D. Nesvorného aj. se před 2,5 mld. let rozpadlo mateřskétěleso velké rodiny planetek (158) Koronis, jehož průměrodhadli na 160 km. Jeden z úlomků z tohoto rozpadu o průměru33 km se před 5,8 mil. rok opět roztříštil na dnešní rodinu(832) Karin. Podle výpočtu autorů narazila na toto mateřskétěleso planetka o průměru necelých 6 km relativní rychlostí7 km/s.

D. Vokrouhlický aj. uvedli, že stáří třetí největší rodinyplanetek (221) Eos, která má dnes na 4 400 členů, dosahujeplných 1,3 mld. let před současností. Titíž autoři také studovalizvláštní případ vzniku rodiny planetek (847) Agnia, kdymateřské těleso o průměru 50 km bylo roztříštěno před cca100 mil. lety na úlomky, které mají většinou prográdní rotaci.

Z těchto statistik také vyplývá, že průměrný poločas rozpadu2km planetky v hlavním pásu je asi 700 mil. roků. Podle D.Nesvorného se největší srážka v posledních 100 mil. let odehrálav hlavním pásu před 8,3 mil. roků, když terčem srážky bylaplanetka o průměru asi 140 km. Vznikla tak rodina planetek (490)Veritas (průměr 115 km), která mj. produkovala i velké množstvímeziplanetárního prachu, jenž se vinou brzdění slunečním zářeními větrem nakonec dostal na Zemi. Stopy takových usazenin o stáří8,2 mil. roků našli K. Farley aj. na dvou místech mořského dna.Předešlé zvýšení toku meziplanetárního prachu odpovídá stáří35 mil. roků, ale najít k němu odpovídající rodinu planetek budepřirozeně mnohem obtížnější.

W. Bottke aj. se věnovali otázce, odkud vlastně pocházejíkovové meteority a dospěli k závěru, že vznikaly v pásmuterestrických planet, kde se posléze roztavily při rozpaduradioaktivních izotopů hliníku a železa. Jejich úlomky se takdostaly do hlavního pásu planetek ještě v rané epoše vývojesluneční soustavy. Prototypem kovových planetek je (4) Vesta,která je v tom případě fakticky vetřelcem v hlavním pásu. Odtudpak se jejich úlomky po četných srážkách zhruba od stáří 1 mld.let po vzniku sluneční soustavy opět vracejí vlivem srážek,dráhových rezonancí a Yarkovského efektu zpět do míst, kdepůvodně vznikly. Paradoxně tak pomocí kovových meteoritůpoznáváme původní materiál dnes zcela nedostupného nitra Země!

D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se dále zabývali rozpady planetekhlavního pásu během posledního milionu let. Příčinou srážekplanetek jsou v tomto období poruchy od Jupiteru, což pak vede kekatastrofickým srážkám vysokou vzájemnou rychlostí. Odhalilicelkem tři takové potenciální katastrofy, z nichž vznikly rodinyplanetek (14627) Emilkowalski, 1992 YC2 a (21509)Lucascavin. K rozpadům došlo po řadě před 220; 50 – 220 a 300– 800 tis. lety. Již dříve byla identifikována rodina (1270)Datura, která vznikla před 450 tis. lety. Tato četnost rozpadůběhem posledního milionu let dobře souhlasí s odhadem, žev hlavním pásu planetek dochází k roztříštění 10km planetkyv průměru jednou za 100 tis. roků.

D. Nesvorný odvodil, že v hlavním pásu se dnes nachází asimilion těles s průměrem alespoň 1 km. (Pro srovnání: v hlavnímpásu je jen 450 planetek s průměrem nad 100 km a jen 63 planeteks průměrem nad 200 km. Pouze 10 největších planetek má kulovýtvar.)

Koncem r. 2005 dospěla kosmická sonda Hayabusa vypuštěnájaponskou kosmickou agenturou JAXA k planetce (25143) Itokawaa koncem listopadu se pokusila o dvě měkká přistání na planetce,při nichž mj. vystřelila drobné projektily, které měly vniknoutpod povrch planetky. Kamera na sondě získala asi 1,5 tis. snímkůplanetky, na nichž je vidět kamenný povrch planetky prakticky bezvětších balvanů. Zatímco iontový motor sondy pracoval po celoudobu letu k planetce bezvadně, přistávací manévry byly jenčástečně úspěšné a celý experiment zápolil v r. 2006s technickými potížemi. Úniková rychlost na povrchu Itokawydosahuje jen 0,2 m/s, což paradoxně ztížilo přistávací manévr.Planetka sice křižuje dráhu Marsu, ale současně patří mezikřížiče typu Apollo, takže se v periodě 1,5 r přibližuje keSlunci na minimální vzdálenost 0,95 AU. Její střední hustotadosahuje 2,3násobku hustoty vody, takže jde o zploštělé kamennétěleso s rozměry 520 x 270 x 210 m. Křížiči obecně budí přirozeněstále větší pozornost, protože si už i širší veřejnost začínáuvědomovat, že vzácně leč nevyhnutelně se některý z nich se Zemísrazí.

Od konce r. 2004 je takovým favoritem planetka s příznačnýmjménem Apophis (99942) o průměru 320 m, která nás sice minev pátek 13. dubna 2029, ale teoreticky by mohla trefit Zemiv neděli 13. dubna 2036 rychlostí téměř 13 km/s. Pokud by dopadlana pevninu, vyhloubila by kráter o průměru 2 km a hloubce 500 m.Vedení Planetární společnosti proto navrhovalo využít těsnéhopřiblížení v r. 2029 k připevnění radiového responderuk planetce, což by výrazně zpřesnilo údaje o její budoucí drázea tak bychom získali v předstihu přesnou informaci o průběhu letuv onu kritickou neděli r. 2036. Nicméně v tuto chvíli jemožnost srážky se Zemí i v tomto případě již vyloučena.Rozhodla o tom radarová měření v Arecibu z počátku května 2006 navlnové délce 126 mm (2,4 GHz). Z kombinace těchto měřenís optickými pozorováními od března 2004 totiž vyplývá, že v r.2029 se Apophis přiblíží k Zemi na zcela bezpečnou minimálnívzdálenost 38 tis. km (s chybou ±600 km) a v r. 2036 planetkaproletí ve vzdálenosti 0,28 AU, daleko za kosmickými humny.

Počátkem července 2006 nás dle měření radaru v Goldstones parabolou o průměru 70 m minul ve vzdálenosti 400 tis. kmkřížič 2004 XP14 s průměrem 320 m, který mimořádně pomalu(≈ 20 d!) rotoval. Objekt opticky pozoroval J. Horne v SeverníKarolině jako rychle se pohybující objekt 11 mag. I takto malíkřížiči představují v případě srážky se Zemí velké riziko, takžeNASA se nyní rozhodla vyhledat aspoň polovinu všech křížičůs průměrem >140 m a 90% všech křížičů >300 m. Kilometrovíkřížiči jsou již zhruba ze 3/4 dohledáni. Dlouhodobě představujevětší riziko kamenná planetka (29075) = 1950 DA s průměrem něcopřes 1 km, která by se s pravděpodobností 3 promile mohla srazitse Zemí 16. března 2880.

G. Sitarski uvedl, že při oceňování rizika srážek křížičů se Zemíje výpočet mnoha možných drah na počítačích často tak zdlouhavý,že se vyplatí jej obejít použitím speciálních matic, zvanýchkrakoviany. Prakticky to dokázal pro výše zmíněné rizikovéplanetky a našel tak nové riziko srážky Apophise se Zemí v dubnu2053 jakož i možnost srážky křížiče (2340) Hathor se Zemív říjnu 2307. Současně R. Kahle aj. ukázali, že v případěobranného manévru je energeticky výhodnější, aby impuls kezměně dráhy křížiče směřoval kolmo ke směru letu, čímž se staneaž pětkrát účinnější, než kdyby působil ve směru či v protisměruletu planetky. Energeticky nejnáročnější by bylo změnit sklondráhy planetky k ekliptice, což by připadalo v úvahu jenv případě varování na poslední chvíli. Jinak je energetickymnohem výhodnější měnit buď výstřednost dráhy nebo délku velképoloosy.

S poměrně překvapujícím návrhem uměle vyvolané srážky přišli T.Kasuga aj. Navrhli totiž, aby byla kosmickým projektilem zasaženaplanetka (3200) Phaeton, která je mateřským tělesem známéhometeorického roje - prosincových Geminid. Kdyby k zásahu došlo12. dubna 2022, budou naši potomci moci o 200 let pozdějipozorovat umělý meteorický roj!

Na konci odstavce připomeňme, že navzdory velkému pokrokupozorovací techniky na zemi i v kosmu není dosud prozkoumánookolí Slunce ve vzdálenostech 0,08 – 0,18 AU (při pohledu ze Zemějde o mezikruží do 10,5° od středu Slunce). Teoreticky se tammohou nacházet tělesa, souhrnně nazývaná vulkanoidy podle kdysipředpokládané planety Vulkán, která měla obíhat kolem Slunce vevzdálenosti menší než Merkur.

V samotném závěru pak připojuji tradiční poznámku, že díkyobjevům slovenských i českých astronomů přibyla na obloze v r.2006 mj. tato jména planetek: (20364) Zdeněkmiler, (21539)Josefhlávka, (24194) Paluš, (42849) Podjavorinská, (53910)Jánfischer, (59830) Reynek, (68779) Schöninger a (70679)Urzidil.

1.2.3. Komety

P. Weissman shrnul některé klíčové okamžiky v dějinách výzkumukomet od poloviny XX. stol. Tehdy se totiž objevily dvěstěžejní práce. J. Oort zjistil z rozložení převrácených hodnotvelkých poloos dlouhoperiodických komet, náhodných sklonů draha dynamické úvahy o nestabilitě drah pozorovaných komet, žeexistuje kulovitý kometární rezervoár ve vzdálenosti řádu 10tis. AU od Slunce. Prakticky současně přišel F. Whipples domněnkou o "špinavé sněhové kouli" jako podstatě kometárníhojádra. Tato domněnka umožnila vysvětlit existenci negravitačníchsil, které mají vliv na oběžné periody komet. Halleyova kometa,jejíž jádro rotuje prográdně, přichází vždy se zhruba 4dennímzpožděním proti předpovědi, založené na Keplerových zákonech.Naproti tomu Enckova kometa, jejíž jádro rotuje retrográdně, sesoustavně předbíhá proti předpovědi.

Mimořádný význam pro pochopení struktury kometárních jader mělopozorování dlouhého řetízku zhruba dvou tuctů jadérek kometyShoemaker-Levy 9 v letech 1993-1994. Existence jadérek umožnilaE. Asphaugovi a W. Benzovi odhadnout jejich průměrnou hustotu na60% hustoty vody. Pokud by byla hustota jadérek větší než 150%hustoty vody, tak by se totiž díky vzájemné gravitaci znovusložila na jedno velké jádro. Pokud by však tato hustota bylanižší než 30% hustoty vody, celá soustava by se rychle rozpadlaa proslulý řetízek bychom nepozorovali. Nezávisle vychází tatážhustota jadérek z jejich poměrně pomalé rotace delší než 6 h.

Nejnovějšími velkými úspěchy kometární astronomie se stalaprvotřídní funkce kosmických sond Stardust, která přinesla naZemi vzorky z okolí jádra komety 81P/Wild (2), když počátkemledna 2004 proletěla ve vzdálenosti jen 236 km od jádra a dálesondy Deep Impact, kdy téměř půltunový projektil narazilv červenci 2005 na jádro komety 9P/Tempel (1) a průletový modulsondy i další kosmické i pozemské přístroje sledovaly následky"drtivého dopadu". V nedaleké budoucnosti lze očekávat klíčovévýsledky od studia jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, k nížsměřuje kosmická sonda ROSETTA, jež se má stát v r. 2014 umělouoběžnicí komety.

Podle J. Triga-Rodrígueze a J. Llorcy lze odvodit strukturua hustotu kometárních jader studiem meteoroidů ve známýchmeteorických rojích. Vycházejí z toho, že maxima světelnýchkřivek meteorů odpovídají výškám, v nichž probíhá fragmentacemeteoroidu. Z těchto pozorování vyplývá, že "panenské" komety,které se dostaly na dráhy křižující Zemi poprvé, mají křehkáporézní jádra, kdežto periodické komety mají materiál jádra téměřo dva řády odolnější vůči fragmentaci v zemské atmosféře.Nejtužší jádra z houževnatého materiálu vykazují krátkoperiodickéslunečním větrem ošlehané komety, např. jádro komety 2P/Enckenebo (3200) Phaeton (mateřské těleso Geminid) S. Milam aj.nalezli ve spektru komety Hale-Bopp a dalších dvou komet z let2001-02 formaldehyd. Podle jejich názoru není však zdrojem tétozajímavé organické sloučeniny samotné kometární jádro, ale spíšezrnka prachu, která kromě silikátů obsahují povlaky organickýchlátek.

H. Hsieh a D. Jewitt tvrdí, že ke dvěma klasickým populacím komet(dlouhoperiodické a krátkoperiodické - Jupiterova rodina komet)lze nyní na základě četných pozorování přidat ještě třetípopulaci komet, která vzniká v hlavním pásu planetek a obsahujealespoň 300 členů. Jeví se nám ovšem jako planetky; jen 3 z nichza sebou "práší". Autoři se domnívají, že tyto komety vznikajípřímo v hlavním pásu a jejich kometární aktivita je důsledkemsrážek s jinými tělesy. Je pravděpodobné, že celkový početaktivních komet v tomto pásu dosahuje 150.

Díky výkonným přehlídkovým strojům přibývá nyní každoročně velkýpočet nově objevených komet. Suverénně nejúspěšnějšímautomatickým lovcem komet je již tradičně sluneční družiceSOHO, která objevuje v blízkosti Slunce na běžícím pásu úlomkyobrovité komety Kreutz (q < 0,01 AU, i = 144°), alei dalších (skupiny Kracht - q = 0,045 AU, i = 13°;Marsden - q = 0,048 AU; i = 27° a Meyer - q = 0,036 AU,i = 72°), popřípadě "sporadických" komet. Celkem bylo v r.2006 objeveno přes 200 komet. Koncem roku vzrostl početperiodických komet s dobře určenou drahou na 182.

Od počátku roku 2006 budila největší pozornost periodická kometa73P/Schwassmann-Wachmann (3), známá od r. 1930, kdy bylaobjevena zmíněnými astronomy jako objekt 9,5 mag necelý měsícpřed jejím těsným přiblížením k Zemi na vzdálenost jen 0,06 AU.Kometa s oběžnou periodou 5,4 r patří mezi krátkoperiodickékomety Jupiterovy rodiny, ale až do r. 1979 se jí nepodařiloznovu pozorovat. Tehdy se vynořila z hlubin kosmu se zpožděnímplných 5 týdnů proti předpovědi. Od r. 1995 jevila nápadnévýbuchy a první rozpady jádra na úlomky. Při návratu v r.2000-01 však byly podmínky pro její pozorování nepříznivé, takžetehdy se podařilo sledovat jen dva úlomky jádra.

Pozorovací podmínky návratu v r. 2006 však byly od počátku rokuvelmi příznivé. Kometa tak pokračovala v rozpadu jádra doslovav přímém přenosu. Od konce ledna jevila krátký chvost; koncemúnora, když byla ještě 1,65 AU od Slunce, přibyla ke dvěmasložkám jádra třetí. Ve spektru dvou hlavních složek bylapozorován hydroxyl, vodní pára a kyan, zatímco molekuly uhlíkubyly zastoupeny nepatrně. Počátkem března však měla kometa již7 úlomků a její rozpad rychle pokračoval, takže koncem březnajiž bylo vidět na dva tucty úlomků až 21 mag (nejjasnější úlomkydosahovaly 9 mag). Kometa se během dubna rozsypala na více než60 úlomků, jak to skvěle zachytil HST, avšak menší úlomky brzovětšinou zanikaly. V infračervených spektrech komety se objevilysilikáty, olivín a pyroxen; přibyly také metan, kyanovodík, etan,metanol a formaldehyd. Koncem dubna byla kometa již jen 1,1 AU odSlunce a její teplota vzrostla na 310 K. V polovině května 2006procházely úlomky komety v blízkosti Země ve vzdálenosti kolem11 mil. km a 7.-9. června měly projít perihelem ve vzdálenostilehce pod 1 AU. Zda aspoň některé úlomky tento průlet vůbecpřežily, se zřejmě dozvíme až někdy koncem r. 2011.

Další kometou, rozpadající se v této době, je dle Z. Sekaninyperiodická kometa 101P/Černych, objevená poprvé v r. 1977,která opět procházela perihelem po téměř 14 letech na Vánoce2005 ve vzdálenosti 2,4 AU od Slunce. Při předešlém návratu se odní oddělil menší úlomek ještě před průchodem perihelem počátkemdubna 1991, jenž však nepřežil průlet perihelem v lednu 1992. Připosledním návratu byl pozorován nový úlomek již počátkemlistopadu 2005, který přežil průchod perihelem a byl sledován aždo konce ledna 2006. Podle Sekaninova výpočtu se úlomek oddělilod jádra komety rychlostí asi 2 m/ ve vzdálenosti 9 AU od Sluncekoncem r. 1996, tedy prakticky poblíž odsluní dráhy komety.

Patrně nejvýznamnější vědecké výsledky roku v kometárním výzkumupřinesla kosmická sonda Stardust, která odstartovala z Floridy7. února 1999, aby po sedmileté oklice dlouhé 4,6 mld. kmvstoupila 16. ledna 2006 do zemské atmosféry rekordní rychlostí12,9 km/s nad Utahem. Návratové pouzdro s cenným nákladem 100 mgvzorků meziplanetárního a kometárního prachu vzápětí úspěšněměkce přistálo v utažské poušti. Jak známo, pouzdro obsahovalo ve132 oddělených blocích prachové částice, úspěšně zabrzděnénavzdory relativní rychlosti střetávání 6 km/s ve speciálnímaerogelu mj. během průletu sondy kolem jádra komety 81/Wild (2)počátkem ledna 2004.

Kometa sama se po miliardy let nepřiblížila ke Slunci více nežUran, když obíhala v mrazivě chladné části planetární soustavy potéměř kruhové dráze. Teprve dráhové poruchy postupně zmenšovalyvzdálenost jejího přísluní, až ji v r. 1974 svou gravitacízachytil Jupiter a změnil její dráhu na krátkoperiodickou (6,4 r)s přísluním ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce. Podle B. Davidssonaa P. Gutiérreze lze prográdně rotující jádro komety 81P/Wild(2) modelovat jako trojosý elipsoid s hlavní osou 5 km,průměrnou hustotou 70% hustoty vody a horní mezí hmotnosti2.1013 kg.

První inspekce 30 vzorků odhalila dle D. Brownleeho aj. na 50zrnek mezihvězdného původu a dále inkluze vápníku a hliníku,jež vznikly při teplotě 1 100 K. Původní předpoklad, že jádrakomet obsahují pouze prvotní stavební materiál sluneční soustavy,vzniklý za studena, tak vzal za své. Počet zachycených zrnekpřekonal nejméně desetkrát i ty nejoptimističtější odhady.Studium vzorků je pochopitelně časově náročné; komplexní výzkumkaždého zrnka představuje asi roční práci jednoho odborníka.

Proto si astronomové vypomáhají dobrovolníky díky počítačovémuprogramu Stardust@Home a uvažují o tom, že budou zrnkapojmenovávat. Podrobnější průzkum tak odhalil v aerogelu tisícečásteček s průměrem nad 50 μm; z toho je 45 zrnek viditelnýchočima a bloky navíc obsahují dokonce i četné submikronovéčástice. Do vědeckých laboratoří po celém světě rozeslala NASA150 vzorků k dalšímu podrobnému průzkumu, na němž se podílí asi180 specialistů. Již prozkoumaná zrnka z prvních 10 blokůobsahují minerály olivín, spinel, anortit, forsterit a pyroxen.Ve vzorcích byl dále zjištěn neočekávaně velký přebytek barya(o plné čtyři řády proti jeho zastoupení v meteoritech) jakoži organické látky. Prvních sedm prací o výsledcích studia vzorkův projektu Stardust vyšlo v americkém vědeckém týdeníkuScience již před koncem r. 2006.

Mezitím pokračoval výzkum komety P9/Tempel (1), jejíž jádrobylo počátkem července 2005 zasaženo zešikma projektilem kosmickésondy Deep Impact, přičemž se dle M. A°prime;Hearna uvolnila kinetickáenergie 19 GJ. Místo dopadu se zřejmě příliš neohřálo, takže vevyvrženém materiálu byl silně zastoupen plynný CO2 a organickélátky jakož i neidentifikované chemické sloučeniny. Kometárníjádro má velmi pestrou geologii a je silně porézní. R. Schulzováaj. objevili těsně po dopadu v okolí komety kýžená ledová zrnkas krátkou životností díky pozorováním v rentgenovéma ultrafialovém oboru spektra. R. Willingale aj. využilirentgenové družice Swift ke sledování okolí komety o průměru 100tis. km v měkkém rentgenovém pásmu po dobu 12 dnů od impaktu.Zjistili, že mrak plynu a prachu se rozpínal rychlostí 7 – 10km/s a impakt uvolnil celkem 200 tis. t vody anebo 400 tis.t CO2 (ve skutečnosti se na této bilanci podílely obě složkyv neznámém poměru). Hmotnost jádra komety odhadli na 7.1013 kga jeho hustotu na 40% hustoty vody. Podle D. Hughese má jádrokomety průměr 7,5 km a jen 0,6% jeho povrchu jeví kometárníaktivitu. Prach vyvržený při nárazu projektilu má rozděleníčásteček podle velikosti odlišné od běžného prachu v komě.

Samotná kometa prodělala dramatický vývoj dráhy vinou blízkýchpřiblížení k Jupiteru v letech 1881, 1941 a 1953. Poprvé jipozoroval astronom amatér E. Tempel v r. 1867; pak však bylanadlouho ztracena a znovu objevena až r. 1967 na základě zlepšenéefemeridy B. Marsdena. V současné době je kometa typickým členemJupiterovy rodiny komet s přísluním ve vzdálenosti 1,5 AU,sklonem dráhy 11°, výstředností 0,5 a oběžnou dobou 5,5 r. Byladobře pozorovatelná při návratech v letech 1983 a 1994, což jipředurčilo pro zacílení v projektu Deep Impact.

J. Vaubaillon aj. odhadli z pozemních pozorování prachové komy,že během přibližování sondy k jádru komety na vzdálenost pouhýchstovek km by se sonda mohla srazit s tisíci mikrometeoroidyo průměru řádu 0,1 mm. Jelikož však sonda nebyla při těsnémprůletu nijak poškozena, znamená to, že žádná částice nemělaprůměru 10 mm a výše, což by sondu patrně zničilo. Zato vlastnímísto dopadu projektilu bylo okamžitě zahaleno oblakem vyvrženéhoprachu, takže se nepodařilo změřit rozměry impaktního kráteruna povrchu jádra. Odhady se pohybují v rozmezí 100 – 250 m.

E. Jehin aj. zveřejnili pozorování průběhu impaktu obřímidalekohledy Keck a VLT během 15 nocí po dopadu. Zaznamenaliproměny toku molekul CN a NH s periodou 1,7 d a rychlosti únikumolekul 400 m/s a prachu 150 m/s. Poměr izotopů uhlíku a dusíkuve vyvrženém prachu se shodoval s obdobným poměrem pro povrchjádra komety. C. Lisse aj. zjistili pozorováním jádra kometypomocí Spitzerova kosmického teleskopu, že kromě krystalkůvodního ledu obsahuje koma také amorfní i krystalickékřemičitany, které vznikly v rané fázi vývoje sluneční soustavypři vysoké teplotě a byly tedy dosud neznámým procesem přemístěnydo chladné části sluneční soustavy, kde vzniklo smícháním se"studeným" materiálem jádro komety Tempel 1. Při dopaduprojektilu se uvolnilo asi 1 tis. t. prachu, který se rozptylovaltak ohleduplně, že si zachoval původní mineralogické složenípovrchu jádra komety.

R. Branham ukázal, že kometa C/1853 E1 Secchi s přísluním 1,1AU a sklonem dráhy 155° má zřetelně hyperbolickou dráhus výstředností e = 1,011, což je druhá nejvýraznější hyperbolapo kometě C/1980 E1 Bowell (e = 1,057). H. Levison aj.hledali příčiny neobvyklé dráhy komety 2P/Encke, neboť jejíodsluní 4,1 AU se nachází uvnitř dráhy Jupiteru. Modelové výpočtynaznačují, že za tuto neobvyklou dráhu mohou gravitační poruchyplanet a jiných komet, jenže změna dráhy je asi dvěstěkrátpomalejší než doba průměrné kometární aktivity. Podle všeho toznamená, že kometa Encke dlouho "spala". Jádro komety v odslunípozorovali kosmickým teleskopem SST M. Kelley aj., kteří ukázali,že jeho povrch je pokryt zrnky amorfního uhlíku o typickýchprůměrech 0,4 μm.

Dalším podivuhodným objektem je dle D. Jewitta kometa D/1819 Wl(Blanpain), která byla po krátkém pozorování na přelomu 1819-20považována za ztracenou, protože přes příznivé pozorovacípodmínky a krátkoperiodickou dráhy nebyla již nikdy znovupozorována. Až v r. 2003 byla objevena planetka, křižujícízemskou dráhu (2003 WY25), která má tak shodnou dráhu, že jilze považovat za úlomek zmíněné komety, zejména proto, že jevíslabou kometární aktivitu (ztrátu hmoty tempem 10 g/s). Objekt máa = 3,1 AU; e = 0,6; i = 6° a průměr jen 300 m, takže jdeo vůbec nejmenší známé kometární jádro.

Automat LINEAR znovunalezl v červnu 2006 kometu P/1889 M1(Barnard) jako objekt 17 mag na základě Marsdenovy efemeridy.Kometa prošla přísluním 28. srpna 2006 a dostala tak definitivníoznačení 177P/Barnard. Její dráhové parametry činí: e =0,05; q = 1,1 AU; a = 24 AU; i = 31° a oběžná doba 120roků. P. Lamy aj. využili v březnu r. 2003 kamery WFPC2 HSTk zobrazení jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež se v tédobě nacházela ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce a k níž v r. 2014doletí evropská kosmická sonda ROSETTA. Zjistili, žeelipsoidální jádro o s osami 4,6 x 3,8 x 3,4 km rotuje prográdněv periodě 12,4 h a uvolňuje prach tempem 4 kg/s. Kometu sledovaliv odsluní M. Kelley aj. pomocí infračerveného kosmickéhodalekohledu SST, kteří i v této vzdálenosti pozorovali komu kolemjádra komety. Kometa s oběžnou dobou 6,6 r, velkou poloosou dráhy3,5 AU a přísluním ve vzdálenosti 1,3 AU patří do Jupiterovyrodiny komet. Y. Fernández aj. zjistili, že kometa 162P/SidingSpring (=P/2004 TU12), pozorovaná ve středním infračervenémpásmu v prosinci 2004, má velmi nízké albedo 6% a odtud vyplýváprůměr jejího jádra (12± 2) km, což je nový rekord pro kometyJupiterovy rodiny.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

P. Koten aj. se podrobně zabývali nedávno objevenými meteorys mimořádně vysokými začátky svítivé dráhy v atmosféře. Mělik dispozici dvojstaniční pozorování celkem 164 meteorů s výškamizážehu nad 130 km nad zemí; rekord je 195 km. Nejvíce z nich serozzářilo již ve výškách do 150 km, kdežto začátky svícení nad160 km se vyskytují vzácně. Světelné křivky nad 130 km jevímimořádně silné variace jasnosti a náhlé změny, způsobené patrněodprýskáváním částeček z povrchu meteoroidu. Teprve ve výškáchpod 130 km dochází k regulární ablaci povrchu meteoroidu.

Podle M. Campbella-Browna aj. došlo 8. října 2005 k nečekaněvysoké aktivitě meteorického roje Drakonid, když po dobou tříhodin stoupla frekvence radarových meteorů až na 150 a optickýchna 40 met/h, takže v roji se v té době vyskytovaly převážnědrobné meteoroidy. Maximum činnosti roje nastalo v 16 h UT(geocentrická délka Slunce 195,42°) a souviselo nepochybněs návratem mateřské komety roje 21P/Giacobini-Zinner dopřísluní 2. července 2005.

P. Koten aj. analyzovali dvojstaniční pozorování a spektrálníúdaje o 51 meteorech roje Kvadrantid (název pochází od dnes užzrušeného souhvězdí Quadrans Murales - Zední kvadrant, které sestalo součastí souhvězdí Bootes). Některé charakteristikymeteoroidů roje jsou typické pro kometární roje, ale jiné seblíží spíše Geminidám, jejichž mateřským tělesem je planetkaPhaethon. Autoři připomínají, že přísluní Kvadrantid se předdvěma tisíciletími nalézalo ve vzdálenosti jen 0,1 AU od Slunce,takže tehdy z meteoroidů roje unikla většina těkavých látek.Stáří jádra roje se odhaduje na pouhých 200 roků a jeho mateřskýmobjektem je planetka 2003 EH1, což je podobně jako Phaethonspící kometa. P. Jenniskens odhadl celkovou hmotnost Kvadrantidna 1.1013 kg, což je asi desetinásobek hmotnosti mateřsképlanetky. Z toho lze usoudit, že roj vznikl rozpadem nějakéhovětšího tělesa a planetka je jeho největší úlomek.

H. Ohtsuka aj. ukázali, že planetka typu Apollo 2005 UD jeúlomkem mateřského objektu meteorického komplexuPhaethon-Geminidy o průměru 1 km. Jak známo mateřské tělesoGeminid, objevené v r. 1983, nejeví kometární aktivitu, ačkolivjeho parametry (a = 1,27 AU; e = 0,9; q = 1,14 AU; i =22°) se dobře shodují s parametry dráhy tohoto nejbohatšíhopravidelného meteorického roje. Ke komplexu dále patří meteorickéroje Sextantidy a Canis Minoridy. R. Arlt a J. Rendtel zpracovali29 tis. vizuálních pozorování Geminid během 612 h v prosinci2004 a zjistili, že roj vykázal dvě maxima s frekvencemi 126a 134 met/h pro geocentrické délky Slunce 262,16° a 262,23°.Meteoroidy pozorované během druhého maxima měly o něco většírozměry než meteoroidy v maximu prvém. Ještě vyšší frekvenci 257met/h pro 13,85.prosince 2004 ohlásili indičtí pozorovatelé K.Chenna Reddy aj. S kuriózním nápadem přišli T. Kasuga aj., totižvyrobit umělý meteorický roj nárazem projektilu na planetku(3200) Phaethon, jenž by se měl uskutečnit 12. dubna 2022.Meteorický roj vzniklý nárazem by se potkal se Zemí o 200 rokůpozději...

D. Kumar aj. objevili pomocí indického meteorického radaru, že11. srpna 2004 prošla Země anomálním prachovým vláknemmeteorického roje Perseid. Během 27 h měření pozorovali téměř3 tis. radarových ozvěn ve výškách 80 – 120 km. Radarové maximumroje nastalo pro geocentrickou šířku Slunce 140,6°, kdy radarováfrekvence dosáhla 250 ozvěn/h. D. Jones aj. studovali komplexmeteoroidů κ Cygnidy, jež byly poprvé pozorovány v r.1874 těsně po maximu srpnových Perseid. Podle autorů jsoumateřskými tělesy komplexu planetky 2001 MS1 a 2004 LA12, ježjsou ovšem pouhými úlomky většího rozpadlého tělesa.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

S. Maret aj. si všimli zákonitostí zastoupení dusíku - pátéhonejhojnějšího prvku ve vesmíru - v mezihvězdném prachu,molekulových mračnech, kometách a meteoritech. V molekulovýchmračnech totiž převažuje atomární dusík nad molekulami dusíku,neboť molekuly jsou rozkládány ultrafialovým zářením vznikajícíchhvězd. Komety a meteority jsou tvořeny agregáty zrnekmezihvězdného prachu, které přežily vznik sluneční pramlhovinya to umožňuje vysvětlit nízké zastoupení molekul dusíku i nižšípodíl atomárního dusíku v kometách a meteoritech v porovnáním seSluncem. Také relativní zastoupení izotopů 15N/14Nv meteoritech je vyšší než v mezihvězdném prachu.

I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15mladých hvězd podobných Slunci, které mají teplé (100 – 300 K)prachové disky, viditelné ve středním infračerveném spektrálnímpásmu. Ukázali, že do vzdálenosti 10 AU od hvězdy nepřesahujehmotnost plynné složky disků 12 Mz a v pásmu 10 – 40 AU je plynuméně než 2 Mz. To znamená, že už 30 mil. roků po vznikuplanetární soustavy je plynná složka disku rozptýlena a v těchtovzdálenostech se mohou nacházet jedině hotové planety o hmotnostiUranu. Terestrické planety na kruhových drahách poblíž mateřskéhvězdy musí vzniknout rychle, aby zbylý plyn stačil jejich dráhyupravit na kruhové. I když je pravděpodobné, že většina hvězdvzniká souběžně s cirkumstelárními disky, je vývoj disků takrychlý, že jen málokdy umožní vznik terestrických planeta planetárních soustav podobných naší.

J. Cuzzi a C. Alexander se zabývali otázkou, jak vzniklymilimetrové silikátové chondrule, nalézané v nejstaršíchmeteoritech. Domnívají se, že v hlavní rovině protoplanetárníhodisku se vyskytovaly zhuštěniny, ohřáté na vysokou teplotua tudíž roztavené. Těkavé látky z disku přitom uniklya ochlazením tuhých zbytků vznikly zmíněné chondrule.

E. Asphaug aj. studovali dynamické děje ve velmi rané slunečnísoustavě, která obsahovala po miliony let stovky planetárníchembryí o rozměrech Měsíce až Marsu. Embrya získávala náhodnérychlosti díky gravitačním setkáváním a dráhovým rezonancím jakmezi sebou tak také s Jupiterem. Následkem toho se embryanejčastěji tečně srážela a ze srážek odcházela pošramocená, tj.silně deformovaná, roztočená na vysoké obrátky, obraná o vnějšívrstvy pláště a často i roztrhaná na více úlomků. Původní pásplanetek obsahoval více těles s rozměry nad 1 tis. km. Výsledkemčinnosti této protoplanetární mlýnice v necelé první stovcemilionů let od vzniku sluneční soustavy jsou zejména terestricképlanety, planetky hlavního pásma a meteority, dopadající naterestrické planety, Měsíc i družice Marsu.

S. Raynmond aj. simulovali závěrečnou fázi vzniku terestrickýchplanet z několika desítek planetárních embryí o průměrech řádu1 tis. km a dále miliard planetesimál s průměry 1 – 10 km. Pětrůzných simulací dalo pokaždé 2 - 4 terestrické planetys hmotnostmi 0,4 – 2,6 Mz o výstřednostech drah kolem 0,05. Voduna terestrické planety však přinesla tělesa ze vzdáleností nad2,5 AU. Hlavní pásmo planetek mělo tehdy asi stokrát většíhmotnost než dnes, ale vinou rezonancí s Jupiterem a rozptylemdrah při těsných přiblížení naprostá většina těles buď zanikla veSlunci anebo opustila sluneční soustavu.

R. Strom aj. našli pravděpodobnou příčinu těžkého bombardováníMěsíce (jakož i všech terestrických planet) před 3,8 mld. letv tělesech, které se tehdy nacházely v hlavním pásu planetek.Podle jejich modelových výpočtů vznikl Jupiter dále od Sluncenež je dnes a postupně migroval směrem ke Slunci, čímžgravitačně rušil dráhy velkých těles v pásmu planetek a ty se pakdostaly na kolizní dráhy s terestrickými planetami. Díky impaktůmna Měsíci pak máme celou epizodu těžkého bombardování doslova nadlani.

M. Lecar aj. revidovali vzdálenost tzv. sněhové čáry od Slunce,tj. rozhraní, za nímž už může být voda pouze v tuhém skupenství.Dosud se myslelo, že sněhová čára se nachází v průměrnévzdálenosti 2,7 AU, tedy na vnitřním okraji hlavního pásmaplanetek. Autoři však dokázali, že sněhová čára leží těsně zadrahou Marsu ve vzdálenosti 1,7 AU.

R. Canupová a W. Ward si všimli, že planety sluneční soustavy,které mají větší soustavy přirozených družic (měsíců), jsou vždyasi o 4 řády hmotnější než kolik činí souhrnná hmotnost jejichměsíců. Modelové výpočty ukázaly, že tento poměr je zákonitýmdůsledkem protichůdných vývojových tendencí: z okolníhomeziplanetárního prostředí se stahuje materiál pro tvorbu družica současně prográdně rotující družice ztrácejí odporemv prachoplynovém prostředí energii a padají na mateřskou planetu.Jinými slovy, většina zejména velkých družic se utvořila u každéplanety, ale dokud se prostor v okolí planety dostatečněnevyčistil, družice opět zanikaly následkem brzdění a spirálovéhosestupu na mateřskou planetu. Dnešní stav soustav družic je tedyposledním epizodou jejich tvorby - prostor kolem mateřskýchplanet je už dostatečně vyčištěn, aby k dalším pádům nedocházelo.Výjimkami ve sluneční soustavě jsou Triton u Neptunu, který bylzachycen později, a náš Měsíc, jenž vznikl tečnou srážkouvelkého tělesa se Zemí.

Nejvzdálenějším umělým tělesem sluneční soustavy je stále funkčníkosmická sonda Voyager 1, která se nyní promítá do souhvězdíHadonoše a v červenci 2006 překročila magickou hranici 100 AU odSlunce, když přitom stále sleduje vlastnosti slunečníheliosféry. Rychlost slunečního větru v této vzdálenostipodstatně klesla na osminu předchozí hodnoty, což je známkaprůletu sondy terminální rázovou vlnou slunečního větru. Sonda senyní nachází v tzv. heliomagnetickém pouzdře, oddělujícímheliosféru od interstelárního větru a magnetického pole. Počításe s tím, že pouzdro opustí asi kolem r. 2015, kdy je ještěnaděje, že bude vysílat vědecké údaje. M. Opher aj. ukázali, žeprůchod kosmické sondy Voyager 1 terminální rázovou vlnouslunečního větru naznačil severojižní nesouměrnostinterplanetárního magnetického pole vůči interstelárnímu větru,z čehož lze odvodit, že sluneční soustava se pohybuje vůčiinterstelárnímu prostředí rychlostí 26 km/s. Údaje o tomtopohybu se podaří zpřesnit, jakmile touto terminální vlnou proletísonda Voyager 2.

V. Kuzmičev a V. Tomanov studovali dráhové parametry 792 komets oběžnými dobami nad 200 roků s cílem zjistit pomocí koncentraceuzlů jejich drah případnou existenci větších transneptunskýchplanet. Je zajímavé, že plných 86% těchto komet má přísluníblíže než 3 AU od Slunce, což téměř určitě poukazuje na ovlivněníjejich drah kolektivním gravitačním působením terestrickýchplanet. Žádné indicie však nenaznačují, že by se za Neptunemnacházely hmotnější planety třídy Uran/Neptun.

Největší mediální rozruch roku 2006 však nepochybně způsobilavzrušená debata odborníků o tom, co vlastně lze považovat zaplanetu sluneční soustavy. Mezinárodní astronomická unie totižjiž v r. 2005 ustavila komisi, která měla takovou definiciustavit, jelikož díky novým objevům transneptunských těles sehranice mezi planetami a planetkami naprosto rozmazala, podobnějako se to již v historii stalo v první polovině XIX. stol. poobjevu prvních dvaceti planetek hlavního pásu. (V r. 1851astronomové považovali za planety celkem 23 objektů včetněNeptunu a všech tehdy známých planetek. Teprve v šedesátýchletech XIX. stol. se počet planet zredukoval na 8). Když prvníkomise nedospěla ke společnému názoru, byla výkonným výborem IAUzřízena druhá tzv. Gingerichova komise, která se shodla nadefinici, že planeta sluneční soustavy má mít průměr nad 800 kma hmotnost nad 5.1020 kg, což by mimochodem vrátilo mezi planetytaké planetku Ceres, jenž na počátku XIX. stol. byla za planetuskutečně považována.

Na XXVI. kongresu IAU v Praze byla však v srpnu 2006 přijatavelkou převahou hlasů členů IAU zcela odlišná definice,vycházející z hydrostatické rovnováhy tělesa (přibližně kulovýtvar) a dráhy výhradně kolem Slunce (tím byly vyloučeny obřídružice jako Ganymed atd.), přičemž třetí podmínka gravitačnídominance ve svém okolí vyloučila Pluto. Současně byla zavedenanová třída těles sluneční soustavy - trpasličí planety, meziněž byly zařazeny Ceres, Pluto a Eris. "Demontáž" Plutavzbudila velké pobouření zejména mezi americkými astronomy, kteřípodepisovali koncem roku protestní petici, žádající revizidefinice na XXVII. kongresu IAU v Riu v r. 2009.

Poměrně podrobně shrnul problémy první závazné definiceplanety sluneční soustavy S. Soter. Ten považuje za planetukonečný produkt akrece v disku primární hvězdy nebo hnědéhotrpaslíka. Výhodou nové definice je dynamická dominance tělesave svém okolí, což se dá určit z pozorování snadno, na rozdíl odstanovení hmotnosti tělesa. Takto definovaných 8 planet slunečnísoustavy skutečně dominuje svému okolí na úrovni nejméně o 4 řádyvyšší než je tomu u planetek či komet. (Pluto sám je menší než7 měsíců planet sluneční soustavy.) Podmínka hydrostatickérovnováhy je však pochybná, protože např. Vesta s průměrem 540km je zřetelně nekulová, zatímco Mimas s průměrem 400 km jekulový. Kromě planet a jejich družic je nejvýznamnější hmotnousložkou sluneční soustavy Oortův oblak komet, obsahují asi 500mld. komet s úhrnnou hmotností 2 – 40 Mz. Na druhém místě je pakEdgeworthův-Kuiperův pás transneptunských těles, v němž senachází cca 600 mil. objektů s průměry nad 10 km, a jehožhmotnost činí 30 mMz. Teprve pak následuje hlavní pásplanetek s více než 1 mil. těles o průměru nad 1 km a úhrnnéhmotnosti 0,6 mMz. Těsně za ním se umístili Kentauři meziSaturnem a Neptunem, jichž je asi 10 mil. o celkové hmotnosti0,5 mMz. Planetky křižující dráhu Marsu mají úhrnnou hmotnost20μMz, kdežto planetky křižující zemskou dráhu mají jen 600nMz, těsně následovány dlouhoperiodickými kometami s příslunímdo 50 AU s úhrnnou hmotností 500 nMz. Bilanci uzavírajíkrátkoperiodické komety s úhrnnou hmotností 50 nMz.

1.4. Slunce

Pozorovatelskou událostí roku 2006 se stalo nepochybně úplnézatmění Slunce dne 29. března, které bylo pozorovatelné v úzkémpásu o šířce 126 – 189 km a délce 14,5 tis. km, od východníBrazílie, přes Atlantik, Ghanu, Niger, Libyi, Egypt, Turecko,Černé moře, Gruzii, Kavkaz, Kaspické jezero, Kazachstána Mongolsko. Nejdelší trvání 4:07 min mělo zatmění v Libyiv 10:11 h UT ve výši 67° nad obzorem, kde byla také největšípravděpodobnost jasného počasí. Také slovenští a češtíprofesionální i amatérští pozorovatelé uspořádali řaduindividuálních i kolektivních výjezdů zejména do Libye, Egyptaa Turecka a přivezli odtamtud skvělé záběry, jimž jako obvyklev posledních letech vévodily jedinečné snímky koróny, pořízenébrněnským matematikem prof. M. Druckmüllerem a jeho rodinou.

Jak známo, hlavním problémem záběrů zatmění je nesmírný nepoměrjasností vnějších částí Slunce, neboť sluneční fotosféra jeřádově tisíckrát jasnější než chromosféra a dokonce milionkrátjasnější než koróna. Přitom teplota fotosféry dosahuje necelých6 tis. K; chromosféra má asi 10 tis. K a koróna až několik MK.Koróna je ovšem u své paty asi stomiliardkrát řidší než zemskáatmosféra u povrchu Země. Jedinečný přírodní úkaz úplnýchzatmění Slunce je navíc dočasný: vlivem soustavného vzdalováníMěsíce od Země tempem téměř 4 cm ročně přestanou být úplnázatmění ze zemského povrchu pozorovatelná za 600 milionů let! Užbrzy se dočkáme nejdelšího úplné zatmění Slunce celého XXI.stol., které bude viditelné 22. července 2009 především z Indiea Číny a nad Pacifikem dosáhne trvání 6:39 min.

J. Kiener aj. zveřejnili údaje o záření gama, které provázelogigantickou sluneční erupci z 28. října 2003, jež sek všeobecnému překvapení odehrála plné 3,5 roku po maximu 23.cyklu sluneční činnosti. Erupce klasifikovaná jako X17.2vykazovala tři spektrální čáry o energiích 2,2; 4,4; a 6,1 MeV,které jsou důkazem jaderných reakcí urychlených iontů ve slunečníatmosféře, jež tam probíhaly plných 15 min. Podle K. Watanabehodoletěly k Zemi z této erupce také neutrony o 45 min později, cožznamená, že musely být urychleny na vysoce relativistickérychlosti, protože v klidu je poločas rozpadu volných neutronůnecelých 15 min. Neutrony z ještě mohutnější erupce ze 4.listopadu téhož roku, klasifikované jako X28, dospěly k Zemidokonce již za 13 min.

Pro srovnání téměř stejně hmotným ale stabilním protonům trvá postandardních erupcích cesta k Zemi několik hodin a jen výjimečně(u erupcí z 23. února 1956; 29. září 1989; výše zmíněných erupcíz r. 2006 a z 20. ledna 2005) desítky minut. Nebezpečí těchtovýjimečných erupcí nelze podceňovat právě též pro jejichnepředvídatelnost. Zejména by mohly ohrozit astronauty, kteří byletěli kamkoliv za hranici zemské magnetosféry. Přitom až do 1.září 1859 astronomové o existenci erupcí na Slunci neměli anitušení. Teprve tehdy viděl očima po dobu téměř pěti minutprvní sluneční erupci při měření slunečních skvrn na projekčnímstínítku známý britský astronom R. Carrington. O něco pozdějizaznamenali geofyzikové mohutnou magnetickou bouři a v noci bylaviditelná úžasná polární záře. Tím začala epocha výzkumu vztahůSlunce-Země, která nám od té doby přináší neustále novémimořádně důležité poznatky.

Během erupcí se totiž uvolňuje nesmírná energie v podobě částicslunečního větru, jak je dnes dobře patrné díky řadě kosmickýchsond a umělých družice Země, zaměřených na projevy slunečníčinnosti. Příčinou těchto hrozivých úkazů je reorganizacemagnetických siločar v plazmatu, které se říká magnetickárekonexe. V podstatě jde o uvolnění magnetické energie veprospěch urychlovaných částic jako jsou protony a elektrony.Rekonexi přímo poprvé pozorovali T. Phan aj při erupci z 2. února2002. Měla ve slunečním větru podobu písmene X o délce 2,5 mil.km trvání přes 2,5 h. Jde fakticky o linii, podél níž sepřepojují opačně směřující magnetické siločáry.

A. Egidi aj. měřili při letech stratosférických balónů v r.1992, 1994 a 1996 úhlový průměr Slunce (v přepočtu navzdálenost přesně 1 AU) a zjistili, že průměr kolísá v nepříméúměrnosti se sluneční činnosti mezi hodnotami 959,5 – 959,7″. Vestejném rytmu se mění také sluneční zploštění v rozmezí(4 – 10).10-6. Tyto výsledky však jsou v rozporu s měřeními S.Lefebvra aj., konaných soustavně na věžovém dalekohledu na Mt.Wilsonu v Kalifornii v letech 1974 - 2005. Ačkoliv normalizovanýsluneční průměr 959,49″ kolísal za tu dobu o plnou 1″, autořinenašli žádnou korelaci se sluneční činností. Zato objevilimalou výduť ve tvaru Slunce mezi 20 – 30° heliografické šířky.Pro tvar Slunce tak zavedli název helioid (podle vzoru geoidupro Zemi).

V r. 2006 bylo uveřejněno několik odhadů, kdy započne 24. cyklussluneční činnosti: mělo to být někdy mezi začátkem posledníhočtvrtletí r. 2007 až koncem I. čtvrtletí r. 2008. Maximum cykluby mělo být o 25 – 40% vyšší, než tomu bylo u poměrně slabého 23.cyklu (R ≈ 120 v dubnu 2001). N. Krivovová aj. zkoumali změnyslunečního ozáření Země během právě uplynulého cyklu a zjistili,že zatímco celkové ozáření Sluncem kolísalo jen o 1 promile,v ultrafialovém oboru v okolí čáry Ly-α dosahoval rozkmit 50– 100%! Podle názoru autorů to může silně ovlivňovat produkci čidestrukci ozónu ve stratosféře a i celkové klima na Zemi.

Tyto změny jsou ovšem nicotné v porovnání s tím, co se odehrávalove vztahu mezi Sluncem a Zemí v dávné minulosti a co čeká Zemiv daleké budoucnosti za nějakých 6-7 mld. roků. Podle J.Birrielové, I. Sackmannové a A. Boothroyda totiž mělo mít ranéSlunce o třetinu nižší zářivý výkon než dnes, pokud mělo v tédobě stejnou hmotnost jako dnes. Jelikož roční ztráta hmotySlunce činí v průměru jen 3.10-14 M , byl by předpoklad o stáléhmotnosti splněn s přesností řádu 10-4 a jediné kloudnévysvětlení, proč Země tehdy nezamrzla, dává domněnka o silněskleníkové prvotní atmosféře Země. Doklady pro silný počátečnískleník však nejsou v souladu s geologickými nálezy vzorkůatmosféry z té doby.

"Naštěstí" se nedávno našly dobré důvody pro domněnku, že Sluncezprvu rozhazovalo svou hmotu do prostoru mnohem marnotratněji,takže jeho původní hmotnost činila 1,03 M , a to bylo napočátečním zářivém výkonu znát. Háček spočívá v tom, že podlepozorování mladších hvězd slunečního typu jeví tyto hvězdygigantické erupce v první miliardě let své existence, což najedné straně vysvětluje, proč Země v té době nezamrzla, ale nadruhé straně klade silná omezení na možnost vzniku a vývoježivota na Zemi v rané etapě její existence. Je ovšem takémyslitelné, že raná Země byla ke Slunci o něco blíže než dnesa do dnešní vzdálenosti postupně migrovala působením poruch odobřích planet sluneční soustavy.

Jak patrno, jde většinou o domněnky vymyšlené ad hoc, takže lzeočekávat, že se v budoucnu o minulosti Země a Slunce leccosnečekaného a překvapujícího. Podobně neurčité jsou i odhadybudoucího vývoje Slunce ve vztahu k existenci Země. Podle K.Rybického za necelých 7 mld. roků, kdy Slunce přejde z pásmahvězd hlavní posloupnosti mezi červené obry, stoupne energieslunečního větru v okolí Země proti současnosti o pět řádů,celkové ozáření Země o tři řády a měkké rentgenové a tvrdéultrafialové ozáření Země stokrát. Následky si těžko lzepředstavit; pro život na Zemi to bude téměř jistě znamenat soudnýden.

Na závěr odstavce o výzkumech Slunce připojuji zmínku o studii B.Camerona Reeda, založenou na měření spektroskopických paralax2,5 tis. žhavých hvězd tříd O a B do vzdálenosti 1,2 kpc odSlunce. Odtud totiž vyplývá, že Slunce se nenachází úplně přesněv hlavní rovině disku Galaxie, ale je od ní vysunuto o 20 pc.

(Pokračování)

Jiří Grygar

| Zdroj: Kozmos IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Saturn jako lampion
Ilustrační foto...
Mir: Game over
Ilustrační foto...
Další výsledky solargrafů
Ilustrační foto...
Evropa na Marsu
Ilustrační foto...
Oslavy 35. výročí založení Hvězdárny Fr. Pe
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