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 2000 -- díl druhý

Meziplanetární látka, planetky, komety, meteorické roje, historie i současnost sluneční soustavy, Slunce.

Ilustrační foto...1.2. Meziplanetární látka
1.2.1. Planetky
Na konci loňského roku přesáhl počet katalogizovaných planetekmagickou hranici 20000 -- prakticky přesně 200 let pohistorickém objevu italského astronoma Giuseppe Piazziho z 1.ledna 1801. Piazzi si tehdy zapsal do deníku, že "patrně objevilněco lepšího než je kometa", a vskutku se nemýlil. Již za 13měsíců přibyla k Cereře zásluhou H. Olberse planetka Pallasa v roce 1807 už byly známy čtyři planetky v příbuzných drahách.Pak po delší přestávce byla až roku 1845 objevena pátá planetka,ale od té doby se s novými planetkami doslova roztrhl pytel -- poroce 1847 přibyla každý rok alespoň jedna.

V roce 1875 našel J. Palisa planetku (153) Hilda s velkou poloosoudráhy větší než 3,58 AU; roku 1898 G. Witt objevil prvního křížičezemské dráhy -- planetku (433) Eros a na přelomu XIX. a XX.století dosáhl počet katalogizovaných planetek bezmála čísla500. Tehdy už došla zásoba starověkých bohyň a bohů, takžepravidla pro pojmenovávání planetek se postupně velmi uvolnila.V roce 1906 našel M. Wolf prvního Trójana -- planetku (588) Achillesa roku 1920 objevil W. Baade prvního Kentaura -- (944) Hidalgo.Konečně zásluhou D. Jewitta a J. Luuové byl v roce 1992 objevenobjekt 1992 QB1 na periférii planetární soustavy, který patří donové třídy transneptunských objektů v Edgeworthově-Kuiperověpásu. Podle mínění většiny astronomů patří do této třídy takéPluto, objevený jako devátá planeta již roku 1930, a jeho průvodceCharon, rozpoznaný roku 1978.

Koncem roku 1923 překročil počet objevených planetek prvnítisícovku, avšak na zdvojnásobení tohoto počtu stačilo jendalších 37 let. Posledních dvacet let XX. stol. pak přineslodoslova explozi objevů, na nichž se především podílejí jak novémetody detekce planetek pomocí robotických dalekohledů,vybavených maticemi CCD tak podstatně zlepšený výkon počítačů, nanichž se počítají dráhy a udržují příslušné databáze. Je toostatně patrné z následující tabulky:

Počet katalogizovaných planetek
Rok Celkový počet planetek
1980 2321
1985 3357
1990 4679
1995 6752
1996 7367
1997 8125
1998 9826
1999 12971
2000 cca. 20000

To znamená, že v průběhu posledního roku XX. století bylokatalogizováno bezmála tolik planetek jako za předešlých 199 let!Zdá se téměř neuvěřitelné, že v tomto katalogu se ani jednaplanetka neztratila, i když planetka (719) Albert, objevená J.Palisou roku 1911, měla opravdu namále -- nebyla totiž pozorována oddoby objevu až do 1. 5. 2000, kdy J. Larsen našel pomocídalekohledu Spacewatch v souhvězdí Panny planetku 22 mag2000 JW8. Když G. Williams ťukal do počítače zprávu o objevu,uvědomil si, že dráhové elementy odpovídají postrádanémuAlbertovi, takže cirkulář přepsal a sdělil, že poslední chybějícíplanetka je po 89 letech absence opět na světě.

Její nové elementy začínají průchodem přísluním 21. 7. 2001;velká poloosa činí 2,64 AU; výstřednost O,55; sklon dráhy 11,3°a oběžná doba 4,3 roku; patří tedy k typu Amor a pozoruje seobtížně právě kvůli své nešikovné oběžné době. Dodatečně byladohledána na snímku z 2. srpna 1988. G. Williamsovi ostatněvděčíme i za dohledání předposlední chybějící planetky (878)Mildred, objevené roku 1916 a dohledané roku 1991. K. Tsiganis a H.Varvoglis posléze ukázali, že dráha Alberta vykazuje prvky chaosujiž během 1,5 milionu let, takže nejpozději za 5 milionů buďspadne na Slunce, anebo opustí po hyperbole sluneční soustavu.Především zásluhou našich pilných lovců planetek na Kleti,v Ondřejově i v Modre přibyl za loňský rok i slušný počet"československých" planetek: (3366) Gödel, (3716) Petzval, (3727) Maxhell, (5804)Bambinidipraga, (5998) Sitenský, (6149) Pelčák, (6175) Cori,(6379) Vrba, (6508) Rolčík, (6516) Gruss, (6584) Ludekpesek,(6759) Brokoff, (6768) Mathiasbraun, (6774) Vladheinrich, (7532)Pelhřimov, (7791) Ebicykl, (7867) Burian, (9711) Želetava,(9821) Gitakresáková, (9822) Hajduková, (9823) Annantalová,(11128) Ostravia, (11144) Radiocommunicata, (11338) Schiele,(11364) Karlštejn, (11572) Schindler, (11830) Jessenius, (12409)Bukovanská, (12790) Cernan, (1283) Kamenný Újezd, (12835)Stropek, (13121) Tisza, (13390) Bouška, (14517) Monitoma,(14594) Jindřichšilhán, (14974) Počátky, (15053) Bochníček,(15374) Teta, (1539) Znojil, (15395) Rükl, (15425) Welzl,(15870) Obůrka.

V loňském roce byla též přidělena jména hlavním kráterům naplanetkách zkoumaných zblízka kosmickou sondou NEAR. Krátery naplanetce (253) Mathilde jsou pojmenovány podle uhelných pánvína zeměkouli: Damodar, Išikari a Kuzněck. Na planetce Erosdostaly největší krátery názvy Don Quijote, Kupid, Lolitaa Psyché. Průvodce planetky (45) Eugenia o průměru 214 km sejmenuje Petit-Prince (průměr 13 km). Dalšího průvodce objevil S.Ostro aj. radarem v Arecibu a Goldstone u planetky 2000 DP107při jejím přiblížení na 0,07 AU k Zemi na přelomu září a říjnaloňského roku. Průměr hlavní složky vychází na 800 m a průvodceve vzdálenosti 2,6 km má průměr 300 m. Střední hustota primárnísložky vychází na 1,6násobek hustoty vody. Obě složky se přitompro pozorovatele na Zemi navzájem zakrývaly v oběžné periodě1,76 dne. Radarem byla též počátkem listopadu objevena dalšídvojplanetka 2000 UG11 s průměry složek 230 a 100 m a oběžnoudobou 19 hodin. Zákryty průvodcem byly pozorovány u planetek (3671)Dionysus a 1996 FG3.

Pozorování z dalekohledů Keck a CFHT v srpnu 2000 ukázala, žetaké planetka (90) Antiope s průměrem 80 km má stejně velkédvojče ve vzdálenosti 170 km s oběžnou dobou 0,67 dne. To se dle W.Merlina aj. téměř nedá pochopit, podobně jako obdobný případplanetky (762) Pulcova, která má průměr 140 km a její průvodce14 km. Potíže nastávají také, když máme vysvětlit, kde se vzalprůvodce Eugenie, neboť jde o největší planetku příslušné rodinyplanetek. Jedině dvojice Ida-Dactyl z planetkové rodiny Themismá zřejmý původ při dávné srážce planetek. A. Galád propočítalvzájemná přiblížení 7805 známých planetek na vzdálenost pod3000 km během 6 tisíc dnů v intervalu 1. ledna 1987 -- 10. června2003. Ukázal, že taková sblížení nastávají v průměru jednou zaměsíc a relativní rychlost průletů se pohybuje v rozmezí 1 -- 16km/s. To indikuje možné rychlosti při srážkách planetek, kterérozhodně ani dnes nejsou výjimečnou vzácností.

D. Vokrouhlický a P. Farinella studovali cesty, jimiž planetkyopouštějí hlavní pás vinou resonancí oběžných dob s Jupiterema Saturnem a tzv. Yarkovského efektu. Výsledkem jsou mimořádněprotáhlé dráhy, které většinou vedou během řádově 10 milionů letk dopadu planetek do Slunce. Nicméně asi 0,5 procenta takto "postižených"planetek končí dopadem na Zemi, takže Země tak ročně dostáváv průměru 1000 tun hmoty v podobě meteoritů. Týmž efektem prokřížiče Země (q <= 1,3 AU a Q >= 0,983 AU) se zabývali W. Bottkeaj. Zjistili, že v průměru po dobu 2 -- 6 milionů let bývákonkrétní křížič pro Zemi nebezpečný, než se dostane vlivemYarkovského efektu na zcela odchylnou dráhu. Tvrdí, ženebezpečných křížičů s průměrem nad 1 km je v současné době asi900; z toho asi 40 procent již bylo nalezeno. V populaci křížičů jedaleko nejvíce planetek typu Apollo (65 %), následuje typ Amor(29 %) a Aten (6 %); nejhůře se hledají křížiči s velmi protáhloudrahou a jejím vysokým sklonem.

B. Gladman aj. se zabývali vývoje populace planetek-křížičůZemě. Rozlišují přitom čtyři základní typy, jak uvádí tabulka:

Hlavní typy drah planetek - křížičů
Název Velká poloosa Hranice přísluní (q)
či odsluní (Q)
Amor a >= 1 AU 1,017 <= q <= 1,3 AU
Apollo a >= 1 AU q <= 1,017 AU
Aten a <= 1 AU Q >= 0,983 AU
Anon? a <= 1 AU Q <= 0,983 AU

 

Zatím nebyly objeveny žádné planetky označené Anon?; autoři všaknepochybují, že rovněž existují.

Z tabulky vyplývá, že skutečnými křížiči v užším slova smyslujsou jen planetky typu Apollo a Aten, neboť vzdálenost Země odSlunce se v průběhu roku mění právě v intervalu0,983 -- 1,017 AU. Autoři pak spočítali dynamický vývoj drah117 známých křížičů v nejbližších 60 milionech let a zjistili, žeběhem tohoto intervalu 15 % z nich se srazí se Zemí či s Venuší,kdežto 50 % spadne do Slunce a dalších 15 % opustí po hyperbolesluneční soustavu, takže jen pouhá pětina přežije zhruba nasoučasné dráze. Jinými slovy, střední životnost křížičů činípouhých 10 milionů let, a populace křížičů se tudíž musí průběžnědoplňovat zejména z hlavního pásu planetek, ale možná i z oblastikomet.

Koncem září pozoroval havajský dalekohled CFHT planetku2000 SG344, vyznačující se nápadným vlastním pohybem. Planetkadosáhla 6. listopadu 13,6 mag a o dva dny později proletělav minimální vzdálenosti 2,4 milionů km od Země. Z oblouku dráhyvyplynulo, že by roku 2030 mohla trefit Zemi, ale vzápětí seukázalo, že jde možná o poslední stupeň rakety Saturn IV-B naheliocentrické dráze, takže jasnost není dána velikostí tělesa,nýbrž lesklostí jeho povrchu, a pro Zemi žádné nebezpečínepředstavuje. V polovině prosince však objevil teleskop LONEOSplanetku 2000 YA o průměru asi 50 m, která 22. prosinceproletěla pouhých 735 tisíc km od Země.

A. Galád počítal riziko srážky Země nebo Měsíce s křížičio průměru nad 1 km na základě dráhových parametrů pro 246křížičů, objevených do října 1998. Ukázal, že ke srážkám se Zemídochází v průměru jednou za 180 tisíc let průměrnou rychlostí13 km/s, kdežto pro Měsíc vychází interval 2,85 milionů let.V porovnání s planetkami představují komety minimální nebezpečí,s výjimkou dlouhoperiodických, jakou byla např. známá kometaHjakutake v roce 1996.

P. Pravec aj. objevili tři křížiče s mimořádně krátkými rotačnímiperiodami od 2,5 do 18,8 min, což znamená, že jde o monolitníkameny s průměry od 60 do 120 m. Titíž autoři však také našlikřížič 1999 GU3 s mimořádně pomalou rotací 9,0 dne, jež podleradarových měření v Goldstone má průměr menší než 1 km. Podle G.Stokese aj. bylo v programu LINEAR během pouhých 18 měsícův letech 1998-1999 objeveno 257 křížičů, 11 planetek s anomálnímidrahami a 32 komet. Odtud plyne, že křížičů s průměrem >= 100 mmůže být až 300 tisíc! P. Pravec a A. Harris shrnuli výsledkyměření rotačních period pro 748 planetek hlavního pásui křížičů. Ukázali, že rychlost rotace závisí na rozměru planetekv tom smyslu, že pro průměry planetek nad 40 km a pod 10 kmpozorujeme přebytek velmi pomalých rotátorů; periody rotacekratší než 2,2 hodiny jsou vzácné. Autoři soudí, že hlavně velképlanetky představují často hromadu sutě, zatímco malé planetkyjsou monolitní. Odhadují dále, že více než polovina křížičů jsoufakticky dvojplanetky.

Teoreticky mohou existovat i planetky uvnitř dráhy Merkuru(0,4 AU) -- tzv. vulkanoidy, pokud mají kruhové dráhys poloosami v rozmezí 0,07 -- 0,21 AU. Jelikož však sonda SOHOs meznou hvězdnou velikostí 8 mag dosud žádné takové tělesoneobjevila, nemohou mít podle D. Durdy aj. průměr větší než60 km. Jejich životnost je však beztak omezena srážkami s tělesy,jež do blízkosti Slunce neustále přilétají, na pouhých 10 milionůlet.

S velkým zájmem sledovala loni odborná i laická veřejnostmimořádně úspěšnou činnost kosmické sondy NEAR, jež se na druhýpokus (první v prosinci 1998 nevyšel) stala historicky vůbecprvní umělou oběžnicí planetky. Po sérii manévrů, vypočítanýcha řízených R. Farquharem, počínajících 3. únorem 2000 se zbrzdilanatolik, že 14. února začala obíhat kolem planetky (433) Erospo polární dráze a v průběhu dalších měsíců opatrně sestupovalastále blíže k jejímu povrchu. Eros obíhá kolem Slunce po protáhlédráze s přísluním ve vzdálenosti 169 milionů km a odsluním 266milionů km ve sklonu 11° k ekliptice a s oběžnou dobou 1,76 roku.

V polovině března, když se sonda nacházela ve vzdálenosti 200 kmod centra planetky, dostala druhé jméno na paměť americkéhoastronoma Eugena Shoemakera (1928-1997). V té době byl už známnepravidelný tvar planetky o hlavních rozměrech 34 x 11 x 11 kma rotační perioda 5,27 h, její hmotnost 6,7.1015 kg i hustota2,67násobek hustoty vody. To svědčí pro kamennou planetku; určitěnejde o pouhou "hromadu sutě". Na povrchu planetky byly kroměpočetných impaktních kráterů o rozměru až 5,5 km pozorovány rýhynapříč krátery a nepravidelně rozházené velké balvany o průměru30 -- 100 m. Malých impaktních kráterů je však méně, než sečekalo.

Podle L. McFaddenové aj. patří Eros mezi běžné planetky typuS a skládá se z téhož materiálu jako obyčejné chondrity. J.Trombka aj. chemicky identifikovali křemík, hořčík, hliník,vápník, síru, železo, draslík, thorium a uran; z minerálů pyroxena olivín. Těmto měřením pomohla šťastná náhoda: po velké slunečníerupci 3. března začal povrch planetky světélkovat v rentgenovémpásmu, což významně zvýšilo citlivost rentgenového spektrometruna palubě sondy. Četnost počet kráterů svědčí o tom, že Eros,jenž vznikl v hlavním pásmu brzy po vzniku sluneční soustavy(před vznikem Země!) srážkou dvou planetek, se dostával na svousoučasnou dráhu -- kdy se může přiblížit či dokonce jednou snadi srazit se Zemí -- stovky milionů let.

V průběhu dubna 2000 se dráha sondy NEAR změnila na kruhovounejprve ve výši 100 a posléze dokonce jen 50 km od centra planetypři oběžné rychlosti pouhých 5 km/h a oběžné periodě 28 hodin.V červenci se sonda spustila místy až na vzdálenost 20 km odpovrchu planetky, což zvýšilo přesnost měření jejího tvarulaserovým altimetrem i průběhu gravitačního pole, jehožprůměrná intenzita na povrchu planetky je 1500krát menší než naZemi. Na vzdálených výběžcích planetky dosahuje proto podle D.Yeomanse aj. úniková rychlost pouhé 3 m/s a hlubokých údolích až17 m/s. Koncem října se sonda spustila na vzdálenost jen 5 km odpovrchu Erose, takže kamera dosáhla rozlišení až 0,7 m.Nedostatek malých impaktních kráterů se vysvětluje jako překrytívětšími dopady. Rozházené kameny s rozměry nad 8 m pokrývajívětšinu povrchu, takže jejich celkový počet dosahuje milion-- jejich hojný výskyt je značnou záhadou.

B. Hapke aj. zjistili, že měsíční regolit zvětrává působenímslunečního větru, jenž vypařuje zrnka půdy a pokrývá je filmemusazenin železa o tloušťce několika nanometrů, jak ukázaly vzorkyz výprav Apollo 16 a 17 pod elektronovým mikroskopem. Tím lzerovněž objasnit překvapivě načervenalý povrch některých oblastína planetce Eros, bombardovaných meteority z planetek vnitřníhopásu typu S, jež mají hodně kovů.

Loni počátkem července měli pozorovatelé hlavně v nižšíchzeměpisných šířkách výjimečnou možnost pozorovat planetku (4)Vesta očima na rozhraní Střelce a Kozoroha, když dosáhla 5,4mag. Byla to její nejvyšší jasnost mezi lety 1989 a 2007. G.Michalak shrnul dosavadní údaje o hmotnostech planetek hlavníhopásu, jež se většinou určují z gravitačních poruch pro méněhmotné planetky při vzájemných blízkých setkáních. Proto jsounejlépe určeny hmotnosti největších a i nejhmotnějších planetek,jak ukazuje tabulka:

Parametry největších planetek
Číslo Jméno Hmotnost Hustota Hlavní rozměry
(10-10 Mo) (voda = 1) (km)
1 Ceres 4,70 2,14 960 x 906
2 Pallas 1,21 3,2 524
4 Vesta 1,36 3,7 560 x 544 x 454

R. Viateau využil vzájemného přiblížení planetek hlavního pásu kestanovení hmotností planetek (16) Psyché a (121) Hermione.Vyšly mu po řadě hmotnosti 8,7 a 4,7 v jednotkách 10-12 Moa tomu odpovídají shodné střední hustoty 1,8násobek hustoty vody.Kosmická sonda Cassini proletěla 23. ledna 2000 ve vzdálenosti1,6 milionů km od planetky (2685) Masursky a C. Parcová aj.odtud určili její průměr na 15-20 km a typ S. C. Blanco aj.změřili rotační periody 18 planetek s průměrem do 170 km.Nejrychleji rotuje (231) Vindobona -- 5,55 h a nejpomaleji(509) Iolanda -- 16,6 h.

S. Ostrovi aj. se podařil husarský kousek, když získali radarovouozvěnu od planetky (216) Kleopatra typu M (NiFe) ve vzdálenosti171 milionů km od Země. To je stejný výkon, jako kdyby optickýteleskop o průměru 8 mm v Los Angeles spatřil osobní auto v NewYorku! Radarová ozvěna přišla po plných 19 minutách a svědčío kovovém charakteru planetky, jež má klasické jádro, plášťi kůru, jež je pokrytá drobnou sutí. Tvar planetky připomínáčinku s hlavními rozměry 217 x 94 x 81 km, takže těleso zřejměvzniklo v důsledku srážky. Rotační perioda činí 5,4 h a hustotadosahuje 3,5násobku hustoty vody. Takových kovových planetek typuM známe v hlavním pásu již 42 a jednou se mohou hodit jako zdrojkovů pro meziplanetární stanice...

Také Trójan (1437) Diomedes je podle I. Sata aj. protáhlý. Jehotvar odvodili z průběhu zákrytu hvězdy HIPP 014402A na284 x 126 x 65 km a periodu rotace na 1,02 dne. Na podivuhodnouschizofrenickou planetku (7968) Elst-Pizzaro upozornil I. Toth,neboť v roce 1996 byl za ní pozorován prachový chvost jakou komety, jenže příčinou jevu byla v tomto případě srážkas prachovou vlečkou jiné planetky -- nejspíš (427) Galene. Velmivzácný úkaz zákrytu hvězdy planetkou bylo možné sledovat naseverozápadě severní Ameriky 20. listopadu 2000 v 11.45 UT. V téchvíli zakryla planetka (752) Sulamitis jasnou (2,9 mag) hvězdumi Gem.

J. Luuová aj. sledovali v letech 1996-97 Kentaura (2060)Chiron pomocí infračerveného dalekohledu UKIRT na Mauna Kea.Když kometární aktivita zeslábla, byl vidět povrch tělesa, naněmž byly zjištěny absorpce vodního ledu, takže albedo povrchudosáhlo hodnoty 0,14. Autoři také určili rotační periodu Chironuna 6 hodin. Podle M. Barucciho aj. může být větších Kentaurů snad až2000, i když dosud jich známe pouze 17, včetně komet29P/Schwassmann-Wachmann 1 a 39P/Oterma.

Dosud největší přehlídku Kentaurů uskutečnili S. Sheppard aj.na ploše 1428 čtverečních stupňů. Podle nich by mělo být asi 100Kentaurů s průměrem nad 100 km, ač dosud známe pouze čtyři takovátělesa. Úhrnný počet Kentaurů s průměrem nad 1 km odhadli na 10milionů a celkovou hmotnost této populace na 0,0001 hmotnostiZemě. B. Marsden se domnívá, že většina Kentaurů jsou spícíkomety, jež uprchnuly v posledních milionech letz Edgeworthova-Kuiperova pásu; někdy se však změnív krátkoperiodické komety.

K nejzajímavějším Kentaurům patří podle infračervených měření S.Kerna aj. pomocí HST z června 1998 planetka 1995 GO = (8405)Asbolus s velkou poloosou dráhy 18 AU; výstředností 0,62;sklonem 18° a oběžnou dobou 76 let. V přísluní se totiž blížík dráze Jupiteru, zatímco v odsluní je téměř na úrovni Neptunu.Její průměr činí 74 km a rotační perioda 8,9 hodiny. Na jejím povrchuse nachází jak vodní led tak neznámé sloučeniny, vykazující silněproměnné absorpční pásy v blízké infračervené oblasti. Podobněobjevili na Kentaurovi (5145) Pholus ledy vody a metanolu,organické tholiny a olivín. Proměnnost světelné křivky naznačujeprotáhlost objektu.

W. Romanishin a S. Tegler určovali barevnost 13 Kentaurůa transneptunských těles Keckovým desetimetrem. Zatímco Kentauřijsou převážně šedí, transneptunská tělesa jsou tmavě červenánásledkem velkého stáří a tudíž i dlouhodobého bombardování svýchpovrchů slunečním větrem a kosmickým zářením. Planetka (8405) mána svém povrchu bílou skvrnu -- patrně velký impaktní kráter.Vůbec nejčervenějšími objekty sluneční soustavy jsou všakKentauři (5145) Pholus a (7066) Nessus.

S. Ida aj. se zabývali dráhovými parametry 120 transneptunskýchobjektů, z nichž 50 se nachází v resonanci 3/2 s Neptunem, tj.patří k tzv. plutinům s velkou poloosou 39,5 AU. Další resonance5/3 nastává pro tělesa s velkou poloosou 42,3 AU. V základníresonanci 2/1 s poloosou 47,8 AU však dosud žádná tělesa objevenanebyla. Podobně zcela chybí objekty s velkými poloosami36,5 -- 39 AU a 40 -- 42 AU. Autoři dále soudí, že prvotní dráhaNeptunu se nalézala blíže ke Slunci, takže Neptun migroval směrempryč od Slunce za méně než 10 milionů let od svého vzniku.

Podle L. Allena aj. klesá výskyt drobných těles sluneční soustavydramaticky za poloměrem 55 AU (8 miliard km) od Slunce. Podniklitotiž přehlídku objektů na periférii sluneční soustavy s meznouhvězdnou velikostí 25,8 mag, což by stačilo k nalezení těleso průměru 160 km do vzdálenosti 65 AU, ale nic takovéhonezpozorovali. Všech 24 nově nalezených objektů má vzdálenostimenší než zmíněných 55 AU. Podobně dopadla přehlídka C. Trujillaaj., kteří pomocí CFHT objevili 86 objektů rovněž vesměs blíženež 55 AU. Za posledních 8 let se tak podařilo najít přes 300transneptunských těles ve vzdálenostech 30 -- 50 AU od Slunce,takže se v tmavočerveném opakuje historie objevování planetekhlavního pásu v XIX. stol.

D. Durda a S. Alan Stern studovali pravděpodobnost srážekv pásmech Kentaurů a transneptunských objektů. Podle jejichvýpočtů se Kentauři nemusejí obávat impaktů od komet s poloměremnad 1 km, neboť intervaly mezi dopady dosahují 60 miliard let,zatímco obdobná tělesa v Edgeworthově-Kuiperově pásu jsouzasažena v průměru každých 200 milionů let. Komety v tomto pásujsou doslova poseté impaktními krátery, zatímco v Oortově mračnujsou srážky velmi vzácné. To znamená, že dvojice Pluto-Charon jerovněž vystavena intenzívnímu bombardování transneptunskýmitělesy i kometárními jádry.

O. Hainaut aj. zkoumali světelnou křivku velkého transneptunskéhoobjektu 1996 TO66 (R = 21,1 mag) v letech 1997-98 a určili jehostřední průměr na (652 ± 14) km s poměrem hlavní a vedlejšípoloosy alespoň 1,12 : 1 a periodou rotace 6,25 h. N. Thomas aj.využili ke zkoumání transneptunských objektů 1993 SCa 1996 TL66 infračervené družice ISO, jelikož pro teplotypovrchů těchto těles spadá maximum Planckových křivek do pásma60 -- 100 microm. Odtud vyšel průměr planetky 1966 TL66 na 632 km.V březnu nalezl D. Rabinowitz plutino 2000 EB173 s magnitudouR = 19,3. Jeho velikost závisí ovšem na neznámém albedu, kterépři minimální možné hodnotě 0,04 značí, že průměr objektu můžedosáhnout až 600 km. Autor odhaduje, že asi 35 % všechtransneptunských objektů tvoří právě plutina. Ještě většítransneptunské těleso 2000 WR106 objevili astronomové namonitoru dalekohledu Spacewatch koncem listopadu poblíž hvězdyepsilon Gem. Při vzdálenosti 43 AU vychází jeho průměr asi na750 km. F. Roques a M. Moncuquet odhadují počet objektůEdgeworthova-Kuiperova pásu s průměrem nad 50 km na 70 tisíca s průměrem nad 1 km na sto miliard, takže úhrnná hmotnost pásudosahuje asi 20% hmotnosti Země (Mz). Naproti tomu v Oortověoblaku komet je podle odhadu L. Neslušana asi 80násobek Mz.

1.2.2. Komety
S. Biswas shrnul zajímavé údaje, vyplývající z X. katalogukomet, který v roce 1995 vydali B. Marsden a G. Williams. Tehdybylo k dispozici již 1472 drah pro 878 individuálních komet,pozorovaných při 1444 návratech mezi lety 239 př. n.l. a 1994n.l., i když nejstarší čínské záznamy o kometách pocházejí jižz období kolem roku 1000 př. n.l. Z nich je 184 krátkoperiodických(do 200 let) a 694 dlouhoperiodických. Plných 91 procent komet má uzlysvé dráhy ve vzdálenosti pod 30 AU. Jednotlivé planety mají svékometární rodiny. Katalog obsahuje 987 eliptických a 348parabolických drah.

Největší výstřednost eliptické dráhy dosáhla velká lednová kometaC/1910 A1. Naopak nejmenší výstřednost 0,045 vykazuje kometa29P_Schwassmann-Wachmann 1, jež prošla naposled perihelem roku1989. Největší hyperbolickou dráhy s výstředností 1,057 se honosíkometa C/1980 E1 Bowell. Nejmenší hodnota velké poloosy patříEnckeově kometě -- 2,21 AU stejně jako nejkratší perioda 3,28 roku.Největší spočítanou velkou poloosu má kometa C/1992 J1 Spacewatchs hodnotou 85914 AU a oběžnou periodou 3,3 milionu let; v odsluníse tak vzdaluje až na plných 172 kAU. Nejmenší přísluní0,0045 AU příslušelo kometě C/1981 V1 Solwind 4, kdežto rekord8,45 AU drží kometa P95/Chiron. Pouze 25 komet, vesměsdlouhoperiodických -- a z toho 20 s parabolickou drahou -- mápřísluní blíže, než činí Rocheova mez pro Slunce. Pouze u 9 kometbyla pozorována vícenásobná jádra -- poprvé u komety z roku 1760.

Pro dlouhoperiodické komety je rozložení sklonů dráhy k eklipticeizotropní, kdežto 87 % krátkoperiodických komet má sklony menšínež ±30°. Existenci krátkoperiodických komet způsobují planetárnígravitační poruchy, především pak od Jupiteru. F. Whipplezjistil, že 93 pozorovaných komet pocházíz Edgeworthova-Kuiperova (E-K) pásu, kdežto 77 z Oortova mračna;mezi nimi i 14 těles typu komety Halleyovy. Ve většíchvzdálenostech od Slunce jsou opticky aktivnější komety z pásmaE-K, což autor objasňuje tím, že tyto komety vznikly dále odSlunce při velmi nízkých teplotách, takže obsahují větší množstvíledů, které mrznou až při extrémně nízkých teplotách. Jádra kometz tohoto pásma se posléze ohřála vnitřní radioaktivitou, čímžztratila těkavější ledy a zbyl především vodní led.

Dlouhoperiodické komety s vysokými sklony vznikly v oblastiobřích planet v raném disku sluneční mlhoviny. Díky planetárnímporuchám vzrostly jejich sklony, což ve svém důsledku vedlo kevzniku kulového Oortova mračna. Jejich návraty do nitraplanetární soustavy zapříčiňují spíše galaktické slapy nežgravitační poruchy blízkých hvězd. G. Kuiper v roce 1951 ukázal, žedalší komety E-K pásu vznikly v blízkosti Neptunu, a ty se dnesprojevují jako krátkoperiodické komety. R. Levison aj. sedomnívají na základě počítačové simulace pro 28 tisíc kometárníchjader, že komety typu Halley přicházejí spíše z vnitřních částíOortova mračna ve vzdálenosti do 20 tisíc AU, a že tato částmračna je poněkud zploštělá. V simulaci započítali gravitačnívliv Slunce a 4 obřích planet i slapové působení centra Galaxiea blízkých hvězd. Z výpočtů dále vyplývá, že v budoucnostivzroste riziko bombardování Země kometami z Oortova mračna.

Moderní výzkum komet se datuje od objevu velké kometyGottfriedem Kirchem 4. listopadu roku 1680, Halleyovy předpovědiperiodicity komety v roce 1705 a J. G. Palitzschova potvrzeníHalleyovy předpovědi objevem komety 1P/1758 Y1 Halley. Průměrnýroční počet objevů podstatně vzrostl jednak po nástupufotografie, dále po zavedení matic CCD a nejnověji díky družiciSOHO, jak patrno ze statistik: v intervalu let 1780-89 byloobjeveno 13 komet stejně jako během let 1840-49. V letech1940-49 však bylo navzdory válečnému útlumu pozorování nalezenojiž 47 komet; v období 1970-79 však už 71 a v desetiletí1980-1989 dokonce 115 komet. Nejméně objevů připadá na květena nejvíce na listopad. Mezi lovci komet mají vedoucí postavení E.Shoemaker s 32 objevy, následován J. Ponsem s 26 a D. Levy s 21objevy.

Suverénně nejúspěšnějším lovcem komet všech dob se však stalasluneční družice SOHO, jež jich za pouhé 4 roky provozu našlauž více než 100; z nich 92 patří do obří Kreutzovy rodiny,rozpoznané již koncem XIX. stol. H. Kreutzem. Patrně šloo monumentální kometu z r. 372 př. n.l., zaznamenanou letopiscemEphorem, jež se tehdy při průchodu přísluním rozpadla na dvakusy. Ty se možná vrátily kolem roku 1100 n.l. rozpadlé již namnohem více úlomků a soudí se, že dnes se na jediné eliptickédráze nalézá nejméně 20 tisíc (!) větších úlomků. Patří k nim mj.velká zářijová kometa z r. 1882 i jasná kometa Ikeya-Seki z roku1965.

Za nejnovější záplavu objevů může z velké části okolnost, ževeškeré snímky z koronografu družice SOHO jsou ihned umístěny naInternet, kde se nyní hledáním stop komet baví mnozíastronomové-amatéři. Tak se velmi často podaří dodatečně odhalitslabší komety, jež při první prohlídce záběrů unikly pozornosti.Velký počet objevů způsobil, že zprávy o pozorováních kometdružicí SOHO musely být paradoxně vyřazeny z proslulých cirkulářůIAU a najdete je nadále pouze v elektronických cirkulářích CentraIAU pro planetky(!).

První, kdo si uvědomil, že velká statistika z družice SOHOpředstavuje zlatý důl pro fyzikální výzkum rozpadů komet, byl náškrajan Z. Sekanina, jenž si položil otázku, co to vlastněznamená, že komety přilétají ke Slunci v intervalu několika hodinaž desítek let? Jeho odpověď je překvapující: původní kometa sedosud drolí, a to dokonce i v odsluní, kde slapové síly Sluncenehrají žádnou úlohu. Bude zajímavé zjistit, jaké síly vyvolávajírozpad v mrazivých hlubinách sluneční soustavy, kde počátečnírychlost oddělení úlomků dosahuje jenom několika m/s. Fragmentacekomety probíhá hierarchicky, jak o tom svědčí časté páry úlomkůs odstupem jen několika hodin, což připomíná hierarchický rozpadkomety Shoemaker-Levy 9, obíhající po spirále kolem Jupiteru.V další práci se autor zabýval vzhledem chvostů Kreutzovyrodiny komet. Jsou totiž nápadně přímé a velmi úzké, cožnasvědčuje rychlosti vymršťování prachových částic z povrchukomet rychlostí pod 100 m/s. Jejich pozorovaná délka dosahujev přísluní až 20násobku poloměru Slunce a tlak záření představujeméně než 60 % sluneční přitažlivosti pro dané částice. Z toho lzeusoudit, že prach je tvořen dielektrickými křemičitany.

Překvapující odolnost vykázala loni značně ztřeštěná domněnka L.Franka aj. o vysoké četnosti ledových minikomet, vstupujícíchdo zemské atmosféry až 20x za minutu při individuální hmotnosti100 tun, takže Země by měla dostávat denně z kosmu příděl asi 1 Mtvody. Frankovi totiž nečekaně přispěchal na pomoc veteránkometárního a meteorického výzkumu V. Bronšten, který k ledovýmkometám řadí i proslulý tunguzský meteorit! Tvrdí dále, žeminikomety chrání před předčasnou sublimací povlak z organickýchmateriálů -- až 100 kg na každé jádro.

Proti tomu však rozhodně vystoupili M. Artěmjeva aj., kteřípřipomněli, že podobně by ledové minikomety musely přirozeněpadat i na Měsíc, což by bylo ze Země pozorovatelné i v malýchdalekohledech, neboť odpovídající světelný výkon by dosáhl přinárazu hodnoty 1014 W po dobu 10 ms. Záblesky by byli z oběžnédráhy kosmických lodí Apollo zpozorovali snadno i astronautiprostým okem.

Z početných objevů a pozorování nových komet připomínám předevšímkometu C/1999 S4 LINEAR, nejprve považovanou za planetku, jejížkometární povaha se prokázala poprvé 27. září roku 1999. NejblížeZemi se ocitla 21. 7. 2000 ve vzdálenosti 0,37 AU a příslunímprošla o pět dnů později ve vzdálenosti 0,76 AU od Slunce. Kometaměla velmi příznivou polohu pro pozorovatele na severnípolokouli, a očekávalo se, že dosáhne až 4 mag, jenže jak tomuu komet často bývá, nakonec bylo všechno jinak.

Po průchodu přísluním se v pohybu komety významně uplatnilynegravitační síly, vyvolané nápadnými změnami v množstvíuvolňovaných plynů. 5. července ukázaly snímky z HST STIS,pořízené ze vzdálenosti 120 milionů km od komety, dramatickýnárůst kometární aktivity během pouhých 4 hodin, po němž všaknásledoval výrazný pokles. Poprvé v historii se podařilozaznamenat, co se děje s rozpadajícím se kometárním jádrem-- materiál kůry vystřikoval, jako když vyletí zátka šampaňského.Od jádra komety se oddělil úlomek, jenž směřoval rychlostí10 km/h podél pohybu chvostu a byl sledován až do vzdálenosti460 km od jádra. V porovnání s předešlými jasnými kometamiuvolňovala kometa LINEAR mnohem méně CO.

Počínaje 23. 7. se jádro komety začalo zjevně rozpadat; centrálníkondenzace se protáhla do tvaru slzy a její jasnost zesláblatrojnásobně. Celá kondenzace se 27. 7. natolik rozplizla, ženadále nebylo možné určovat polohu komety. O den později zmizelyvšechny emise s výjimkou CN. Ztratil se i plynný chvosta prachové částice unikaly rychlostí 40 m/s. Rentgenová družiceChandra odhalila v okolí jádra ionty kyslíku a dusíku -- zřejmédůsledky srážky těchto atomů se slunečním větrem.

Podle Z. Sekaniny je celý úkaz svědectvím o tom, že pozorujemeopožděný úlomek mnohem hmotnější komety, která proletělapřísluním před několika staletími. Takové úlomky jsou paknáchylné k náhlému rozpadu. Ještě 26. 7. měla kometa jasnost6,5 mag, ale o tři dny později již 7,9 mag a 2. srpna zeslábla na9 mag. V té době už nebyla v komě vidět žádná nukleárníkondenzace; samotná koma byla zřetelně ohraničená jen na straněpřivrácené ke Slunci. Souběžně s těmito změnami poklesla počátkemsrpna o řád produkce OH, CN i vody proti maximu v poloviněčervence.

Snímky komety, pořízené v prvních srpnové dekádě jednak HSTa jednak VLT ESO, ukázaly asi 12 aktivních úlomků rychle seměnící jasnosti. Jasnost úlomků zeslábla na R = 24 kolem 10.srpna, když byla kometa vzdálena od Slunce 0,8 AU a od Země 0,7AU. Zásluhou rychlé reakce týmů HST a VLT se tak podařilo zatímnejlépe zdokumentovat rozpad kometárního jádra. Vzhledemk tomu, že dle H. Weavera aj. se v přísluní rozpadá asi čtvrtinakomet, jde vskutku o epochální pozorování. Navíc se pomocírentgenové družice Chandra podařilo poprvé prokázat, žerentgenové záření komet, objevené poprvé zcela nečekaně v roce1996 u komety Hjakutake, je vyvoláno interakcí mezi komoua elektrony ve slunečním větru. Výměna nábojů s vysoceionizovanými jádry kyslíku a dusíku pak vede k rentgenovémuzáření iontů O, C a Ne. a Ne v komě

V poslední době se stává čím dál tím častěji, že vyhledávacíprogramy nalézají tělesa, klasifikovaná zprvu jako planetky,avšak další pozorování často odhalí výskyt komy, což pak vede kezměně klasifikace. Na těchto zpřesněních se často podílejí našiastronomové především z Kletě. Dalekohled LINEAR tak objevil téžplanetku 2000 ET90, jejíž kometární povaha byla odhalena 4.dubna a z parametrů dráhy vyplynulo, že jde o periodickou kometuD/1984 H1 Kowal-Mrkos (1984n), považovanou za ztracenou. Veskutečnosti se v mezidobí dráhové elementy komety drastickyzměnily, což zavinil Jupiter, neboť kometa proletěla v březnu1989 ve vzdálenosti jen 0,16 AU od této obří planety. Z téhoždůvodu také nebyla spatřena při očekávaném návratu počátkem srpna1991. Kometa prošla přísluním 2. července a její dráhové elementydoznaly proti roku 1984 těchto změn: velká poloosa vzrostlao 0,53 AU na 4,31 AU; výstřednost klesla o 0,07 na 0,41; sklon sezvýšil o 1,7° na 4,7° a oběžná perioda se prodloužila o 1,6 roku na8,95 let.

Jak už jsem se zmínil, řada komet v blízkosti Slunce se nynídohledává na monitorech počítačů, které zobrazují z internetusnímky sluneční koróny, pořízené družici SOHO. J. Mäkinen aj. takpomocí přehlídky SWAN družice SOHO dodatečně v květnu 2000 našlipoměrně jasnou kometu C/1997 K2 11 mag, která prošla přísluním26. června 1997 ve vzdálenosti 1,55 AU od Slunce, a přesto uniklapozornosti pozorovatelů, neboť se nacházela daleko na jihu, kdeje lovců komet jako šafránu. Dále se pomocí 3,6 m teleskopu ESOpodařilo koncem července znovuobjevit periodickou kometuP/1994 A1 Kušida (1994a), která přišla proti předpovědiv předstihu 0,1 dne. V té době se už na obloze dala při svém 58.pozorovaném návratu dobře sledovat kometa s nejkratší známouperiodou 2P/Encke, která měla 11,4 mag a v polovině srpnadokonce dosáhla 9,7 mag. Z pozorování při předešlém návratu v roce1997 odvodili nyní Y. Fernández aj. poloměr jádra 2,4 km a jehorotační periodu 15,2 hodin při albedu povrchu 0,05. Teplota povrchuve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce dosáhla 365 K. Při příštímnávratu v listopadu 2003 má kometu studovat kosmická sondaCONTOUR.

Zařízení LINEAR objevilo 1. září periodickou kometu97P/Metcalf-Brewington jako objekt 19 mag. Kometa se přiblížilak Jupiteru v roce 1993 na méně než 0,11 AU a proti předpovědi setak opozdila o 3,5 dne. Týž přístroj znovuobjevil periodickoukometu P/1991 T Shoemaker-Levy 5 (1991z) jako P/2000 R1 dne 6.září, kdy dosáhla 18,5 mag. Kometa prošla přísluním 17. srpna2000 v předstihu 1,4 dne ve vzdálenosti 1,99 AU od Slunce. Přivýstřednosti dráhy 0,53 činí její oběžná doba 8,7 roku. Koncem zářídohledal systém LINEAR další periodickou kometu, považovanou zaztracenou: D/1984 W1 Shoemaker 2 = P/2000 S2. Kometa tehdyprošla přísluním 26. září 1984, ale nyní až 14. července 2000-- tedy se zpožděním 23,2 dní proti původním elementům, což naobloze představuje úsek 7,5° ! Nové dráhové elementy činí3,96 AU pro velkou poloosu; 0,68 pro výstřednost; 22° pro sklona 7,9 roku pro oběžnou periodu. Vzápětí pak byla pomocí LINEARdohledána periodická kometa P/1963 W1 Anderson jako objekt2000 SO253, jež v srpnu 1961 a dubnu 1985 proletěla blízkoJupiteru. V přísluní se blíží na 2,0 AU ke Slunci a její oběžnádoba činí 7,9 roku. Koncem listopadu se podařilo objevitv Plachtách kometu C/2000 W1 Utsunomiya-Jones 8,5 mag, ježv polovině prosince dosáhla 7 mag a koncem prosince prošlapřísluním ve vzdálenosti 0,32 AU od Slunce, pohybujíc seretrográdně. Novozélandskému amatérovi Jonesovi bylo v doběobjevu 80 let a jelikož svou první kometu našel před 54 letyv srpnu 1946, ustavil tak zřejmě svérázný světový rekord v délceobjevování komet týmž pozorovatelem

Počátkem listopadu zaznamenali astronomové další výbuchperiodické komety 73P/Schwassman-Wachmann 3, která tehdydosáhla 13,2 mag a koncem listopadu už byla 10,4 mag. Kometa senyní skládá z pěti úlomků, které většinou pocházejí z výbuchuv roce 1995, kdy se podle Z. Sekaniny oddělily 11. 12. 1995 složkaC od B a v polovině prosince úlomek E od složky C rychlostmi1,7 m/s resp. pod 1 m/s. Koncem prosince 2000 dosáhla složkaC 9,9 mag. Kometa prošla přísluním 27. ledna 2001.

Koncem listopadu byla menším dalekohledům poprvé dostupná kometaC/1999 T1 McNaught-Hartley, již vysoký sklon 80° přivedl jakoobjekt 8 mag postupně do souhvězdí Kentaura, Hydry, Panny a Vah,takže počátkem roku 2001 byla pozorovatelná i na polokouliseverní. Na přelomu listopadu a prosince dosáhla periodickákometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák 10 mag a v polovině prosincedokonce 8,7 mag.

V dosahu menších dalekohledů jižní polokoule zůstává i nadáleproslulá kometa C/1995 O1 Hale-Bopp, jež byla v lednu 200013,3 mag. T. Paulech ukázal na snímcích, pořízených naobservatoři v Modre, že kolem přísluní v roce 1997 vzrostla rychlostejekce prachových zrnek o rozměrech 0,1 mm až na 360 m/s a rotacejádra činila 11,4 h. D. Bockelée-Morvanová aj. uveřejnilivýsledky submilimetrových pozorování IRAM, při nichž bylyu komety poprvé objeveny sloučeniny SO, SO2, HC3N, NH2CHO,HCOOOH a HCOOCH3. Těkavé látky v kometě se svým zastoupenímprakticky neliší od obdobného složení interstelárního materiálu.

Také podobně skvělá kometa Hjakutake C/1996 B2 se znovu dostalana stránky vědeckých časopisů, když G. Jones aj. zjistili, žemagnetometr na sluneční sondě Ulysses nalezl 1. května 1996anomálie, které se teprve nyní podařilo vysvětlit tím, že sondatehdy prošla zakřiveným a velmi protáhlým iontovým chvostem tétokomety. To se projevilo změnou směru magnetického pole slunečníhovětru, poklesem výskytu slunečních protonů, a naopak detekcíiontů těžších prvků jako je C, O, Ne, S aj. Podle těchto měřeníse kometární ionty ve chvostu pohybovaly rychlostí 750 km/s.V úrovni sondy ve vzdálenosti 3,8 AU od jádra komety měl chvostprůřez větší než 7 milionů km! Jde s převahou o nejdelšípozorovaný kometární chvost v dějinách astronomie; předešlýrekord držela velká březnová kometa 1843 D1 s délkou chvostu2 AU. Zakřivenost chvostu komety Hjakutake také objasňuje jehorekordní pozorovanou úhlovou délku 100°.

M. Mumma aj. objevili v komě komet Hjakutake a Hale-Bopp velkémnožství etanu, na rozdíl od periodické komety21P/Giacobini-Zinner. Vysvětlují to tím, že první dvě jmenovanékomety pocházejí z pásma obřích planet, takže v té době tampanovaly teploty 200 -- 40 K, kdežto kometa 21P vzniklav Edgeworthově-Kuiperově pásu při teplotě kolem 20 K, i když dnespatří s periodou 6,6 hodiny do Jupiterovy rodiny komet. K témuž závěrupro kometu Hale-Bopp dospěli na základě pozorování v extrémníultrafialové oblasti z konce března 1997 S. Alan Stern aj.Uvedli, že kometa musela vzniknout v prostoru mezi drahou Uranua Neptunu. J. Nuth aj. uvedli, že objev olivínu ve spektruHalleyovy komety z roku 1989 svědčí o tom, že i tato kometavznikla v prostoru obřích planet, kde se utvořila při ohřátíSluncem krystalická zrnka prachu. Zde však nemohl vzniknoutkometární led, takže kometa se pak musela odsunout do Oortovamračna, odkud se vrátila teprve nedávno přímo do nitra slunečnísoustavy.

1.2.3. Meteorické roje
Meteorické astronomii stále udávají tón Leonidy, jež se podleP. Spurného aj. v Číně na základně 85 km vyznačovaly v noci16./17. 11. 1998 velkou řadou (přes 150) jasných bolidů až-14,4 mag (jasnější než Měsíc v úplňku!). Bolidy začínaly svítitv překvapivě velké výšce 160 km nad zemí; tři nejjasnější dokonceuž nad 180 km. Podle televizních pozorování měly svítící stopydifúzní strukturu, skládající se z čela, oblouku a chvostu. Kromětoho byly pozorovány boční výtrysky od čela s teplotou až2200 K, jejichž povaha není jasná. Střední hustota meteoroidůdosahovala jen 0,7násobek hustoty vody, což svědčí pro velmikřehký a porézní materiál Leonid. M. Campbell aj. pozorovali týžroj pomocí zesilovačů obrazu na dvou stanicích v Mongolsku.Dostali tak údaje pro 79 meteorů jasnějších než 6 mag a odtudodvodili jejich střední hmotnost na pouhých 1,4 mg! Ještě 0,1 gmeteoroid se jeví jako meteor +4,5 mag. Pozorované meteoryzačínaly svítit ve střední výšce 113 km a zhasínaly kolem 95 km;rekordní výška začátku však dosáhla 144 km.

R. Nakamura aj. pozorovali 17. 11. 1998 v 15 h UT na Mauna Keaslabou záři od prachové vlečky za mateřskou kometou Leonid55P/Tempel-Tuttle, jež dosáhla až 3 % intenzity zodiakálníhosvětla a měla geometrický poloměr asi 1,5 milionu km. Jde zřejměo rozptyl slunečního světla na submikronových částečkách prachuza kometou. Podobné úkazy by snad bylo možné pozorovat také přinávratu mateřských komet Perseid, Kvadrantid, Orionid a Drakonid.

Podle J. Raa vyšla předpověď maxima v roce 1999 R. McNaughtovia D. Asherovi vskutku báječně s chybou ±2 min. Maximum deštěnastalo pro heliocentrickou délku Země 235,285° s přepočtenouzenitovou frekvencí 3500 met/h, přičemž vrchol trval asi 15 mina celé mimořádné představení trvalo od 1:20 do 2:45 h UT dne 18.11. Šlo o shluky částic, uvolněné z komety při návratech v roce1899, 1965 a 1932. Podobně C. Göckel a R. Jehn určili polohumaxima na heliocentrickou délku 235,29° , tj. 2:04 h UTa přepočtenou zenitovou frekvenci na 5400 met/h. Interval deštětrval od 1.32 do 2.38 h UT.

Zhruba o 16 hodin později v heliocentrické délce 235,97° se dostavilopodružné maximum s četností 106 met/h. To přibližně odpovídápozorování J. Watanaba aj., kteří studovali déšť Leonid naobservatoři Nobejama v Japonsku. Určili tak polohu druhého maximana 235,87° heliocentrické délky, tj. o 15 hodin později než hlavnímaximum. W. Singer aj. zveřejnili výsledky videozáznamůa radarových měření Leonid ve Španělsku, Německu a Švédsku.Odhalili tak rychlé a velké změny četnosti v intervalech řádu10 minut, což odpovídá prostorovým zhustkům o typickém rozměru10 -- 30 tisíc km. Maximum roje nastalo 18. 11. ve 2:09 h UTa odpovídalo zhustku, vyvrženém z komety v roce 1899. Týž zhustekje odpovědný i za zatím nejlepší představení meteorického deště,jež se odehrálo v listopadu 1966, kdy zenitová frekvence dosáhlahistorického rekordu 85 tisíc met/h.

K pozorování deště uspořádala NASA v roce 1999 ve spoluprácis dalšími astronomickými institucemi velkolepou leteckoukampaň, která podle P. Jenniskense aj. přinesla znamenitévýsledky. Zejména se potvrdilo, že proces ablace meteoroidůzačíná v případě rychlých a velmi křehkých Leonid již ve výši200 km nad zemí. Difúzní svítící stopy ve výškách nad 150 km sezmění v klasické ostré stopy bolidů ve výšce kolem 130 km.Ukázalo se, že optické záření bolidu pochází z horké brázdy zavlastním tělískem, jehož rychlá rotace rozmetá brázdu všemi směrydaleko od čela meteoroidu. Zdá se, že organické molekuly uvnitřmeteoroidů se při rychlém průletu příliš neohřejí a zasevychladnou, takže chemické stavební kameny života mohou přežítprůlet zemskou atmosférou.

J. Ortíz aj. a I. Bellot Rubio aj. popsali jedinečné pozorováníLeonid dopadajících na Měsíc, uskutečněné 18. 11. 1999 naobservatoři v Monterrey v Mexiku. Dalekohled o průměru zrcadla0,2 m vybavený černobílou televizní kamerou s maticí CCDzaznamenal celkem pět 0,02 s záblesků 3 -- 7 mag na plošce 8'x 6'centrované na temnou část Měsíce, tj. na Měsíci 0,9 milionůkm2, během 90 min. intervalu kolem 4:30 h UT. Podle výpočtu bylocentrum shluku Leonid uvolněných z komety roku 1899 nejblíže Měsícive 4:49 h UT. Podle výsledků pozorování lze odhadnout, že přidopadu meteoroidů na Měsíc se v optickém pásmu uvolní jen 0,2 %kinetické energie částice.

Pro rok 2000 předpověděli R. McNaught a D. Asher maximum na ranníhodiny UT 18. 11. a pro rok 2001 další mohutný meteorický déšť,jenž připadne na večerní hodiny UT opět 18. 11., takže úkaz byměl pozorovatelný jedině v Austrálii a Asii. Poslední opakovánídešťů Leonid se pak má odehrát v ranních a dopoledních hodináchUT dne 19. 11. 2002, kdy však bude velmi rušit Měsíc v úplňku.

Podle M. Gyssense se při pozorování Leonid v roce 2000 podařilozaznamenat nejméně čtyři vrcholy, počínaje 17,25 listopadu (UT)a konče 18,30 listopadu, přičemž poslední vrchol dosáhl zenitovéfrekvence 400 met/h; šlo o shluky vymrštěné z komety přinávratech v letech 1932, 1733 a konečně 1866, obsahující opětvelkou řadu bolidů. C. Johannink studoval návrat Leonid pomocíozvěn rádiových vln z televizního kanálu na frekvenci 55 MHz veŠpanělsku. Odhalil tak celkem devět maxim mezi 16,1 a 19,5listopadem, přičemž hlavní maximum připadlo na interval18,1 -- 18,3 listopadu.

Koncem roku pak byla po dlouhé přestávce zaznamenána zvýšenáaktivita velmi nepravidelného meteorické roje komety 8P/Tuttle,známého pod názvem Ursidy (někdy též Umidy). Maximum nastalov čase 22,31 prosince se zenitovou frekvencí přesahující50 met/h a odpovídalo zhustku, vyvrženému z komety roku 1405.Kometa má oběžnou periodu 13,6 roků, avšak vyšší frekvence sepozorují asi 6 let po průchodu komety přísluním, přičemž dráhakomety se vůbec neprotíná se Zemí, takže by se mohlo zdát, žesouvislost s uvedeným rojem je pochybná. Poruchový počet všakprokázal, že gravitační poruchy vyvolané Jupiterem zanášejík Zemi zmíněné zhustky během zhruba šesti století po uvolněníz komety a se Zemí se střetávají rychlostí 35 km/s. Ve XX. stol.byl roj předtím pozorován v letech 1916, 1945 (A. Bečvářem aj. naSkalnatém Plese) a roku 1986. Tehdy byly fakticky pozoroványzhustky, které opustily kometu v letech 1392 resp. 1378. Podle K.Larsenové se Ursidy projevily mohutnými meteorickými deštiv letech 1449, 1795 a 1799. Vůbec nejstarší zaznamenanýmeteorický déšť však patří Lyridám, jak je pozorovali Číňané v roce687 př. n.l. Lyridy byly naposledy mimořádně aktivní v roce 1803-- dnes patří k lehce podprůměrným rojům.

1.3. Historie i současnost sluneční soustavy
A. Meiborn aj. tvrdí, že sluneční pramlhovina prodělala silnýohřev, jak vyplývá z nálezu kovových zrnek Fe-Ni v nejranějšíchmeteoritech. Tyto kovy se musely ohřát na 1270 -- 1370 K, načežrychle vychladly tempem 0,2 K/h. A. Boss se domnívá, že zesluneční pramlhoviny mohou rychle vzniknout obří plynnéplanety buď akrecí na kamenné jádro nebo v důsledku nestabilitv rotujícím protoplanetárním disku. První proces zabere několikmilionů let, kdežto druhý to stihne za stovky roků! Přitomk úspěšné tvorbě obřích planet postačí hmotnost mlhoviny či diskupouhých 0,09 Mo rozprostřených do vzdálenosti 20 Mo od hvězdy.Problémem je, že zárodečná zhuštění mají obvykle velmi protáhlédráhy, takže se musejí rychle smrštit, aby nebyl rozbitaslapovými silami při průchodu periastrem.

Nedávný objev hmotných exoplanet v malé vzdálenosti od mateřskýchhvězd vyvolal úvahy o mechanismech migrací planet napříčplanetární soustavou. W. Kleg se zabýval migrací protoplanetnásledkem diferenciální rotace zárodečného plynného disku namodelu dvou planet s hmotností 1 Mj, původně obíhajících pokruhových drahách ve vzdálenosti 5 a 10 AU. Během 2500 oběhů sepoloměr dráhy vnitřní planety nezmění, ale její hmotnost vzrosteakrecí na 2,3 Mj, zatímco vnější planeta migruje směrem dovnitřa její hmotnost vzroste dokonce na 3,2 Mj. Nakonec však prudcevzroste výstřednost jejích drah a celá soustava se stanenestabilní.

E. Thommes a M. Duncan soudí, že migrace planet může probíhattaké opačným směrem, neboť podle jejich simulací vznikl Urani Neptun blíže ke Slunci, a do dnešních vzdáleností je odsunulagravitace Jupiteru a Saturnu. S. Colander-Brown aj. se zabývaligravitačními poruchami hypotetické planety X na tělesaEdgeworthova-Kuiperova pásu, jak to v roce 1999 navrhl J. Murrayjako nepřímý důkaz existence planety. Ve skutečnosti však takovývliv neexistuje a planeta X někde na periférii planetárníhosystému je čím dál méně pravděpodobná.

Sluneční sonda Ulysses sbírá během svého křižování slunečnísoustavou mimo jiné údaje o jemném rozptýleném prachu. Jakukázali M. Landgraf aj. na základě údajů, pořízených v letech1992 -- 1996, soustřeďuje se interplanetární prach v roviněekliptiky, zatímco interstelární prach přichází z jiných směrůa odlišuje se vysokou rychlostí. Některé části sluneční soustavyvšak o svůj prach přicházejí vlivem výběrového efektu tlakusluneční záření, což je zejména pásmo ve vzdálenosti 2 -- 4 AU odSlunce. S. Messenger zjistil, že některé prachové částicev zemské stratosféře mají poměry D/H a 15N/14N shodné s týmižpoměry pro interstelární molekulová mračna, takže fakticky mámelaboratorní vzorky tohoto zdánlivě nedostupně vzdálenéhomateriálu.

Připadá mi až neuvěřitelné, jak mocnou odezvu ve sdělovacíchprostředcích měla loni v podstatě banální velká konstelaceočima viditelných planet, Slunce a Měsíce, jež se odehrála 5.května 2000. Málokdo si totiž uvědomoval fakt, že právě tehdybyly všechny planety neobvykle daleko od Země (za Sluncem), takžepokud vůbec stojí za to uvažovat jejich silové působení, pakjedině tak, že bylo mimořádně malé. Stejně tak nebylo správnétvrzení, že při této konstelaci budou ležet všechny planety,Slunce i Měsíc v jedné přímce. Něco takového se navíc v dosavadníhistorii sluneční soustavy určitě nestalo. Výpočty naznačují, žezmíněná tělesa by se ocitla v přímce až po uplynutí 1022 roků!

Konstelaci spočítal již v prosinci 1961 belgický astronom-amatérJ. Meeus, ale i podle těchto výpočtů nešlo o nic výjimečného.Podobné konstelace se odehrály např. v únoru 1962 (vrcholový úheltehdy dosáhl jen 16°) a v březnu 1982 -- a i tehdy se navzdoryrůzným pomateným varováním vůbec nic mimořádného neodehrálo.Příští velká konstelace pak nastane už v roce 2040. Vůbec nejmenšívrcholový úhel 6° měla konstelace očima viditelných planet v r.710 n.l. D. Olson a T. Lytle si dali tu práci, že spočítalislapové síly, jimiž působily planety na Zemi i na Slunce onoho5. května 2000 a zjistili, že jenom v průběhu let 1999-2000 v 16případech dosáhly souhrnné slapy planet na Zemi vyšší hodnoty nežpři velké konstelaci! Nejvyšší slapy na Zemi působily 22.prosince 1999 -- a nikdo z celé roty šarlatánů to nijaknekomentoval.

Pokud jde o souhrnné slapy planet na Slunce, což by údajněmohlo ovlivnit sluneční činnost a potažmo pak i katastrofy naZemi, tak rekordní hodnoty 7,65 (měřeno v jednotkách slapovéhopůsobení Země s Měsícem ze vzdálenosti 1 AU) dosáhly planetárníslapy 14. 11. 1703, a na druhém místě se pak umístilo datum 8.5. 1941. Celkem šestkrát za poslední 4 století byly souhrnnéslapy planet na Slunci vyšší než v květnu 2000 -- a opět si tohonikdo nikdy vůbec nevšiml. V loňském roce se však poprvé podařilovelkou konstelaci spatřit -- jelikož mezi zmíněnými tělesy jeSlunce, odehrává se totiž celý úkaz za bílého dne. To všaknevadilo proslulé družici SOHO, která 17. května zachytilav okolí Slunce čtyři planety uvnitř zorného pole 15° pomocíkoronografu LASCO -- historický snímek si můžete prohlédnoutv archivu na internetu.

Může-li Zemi z kosmu něco ohrozit, tak by to snad mohla být těsnásetkání Slunce s jinou hvězdou, při nichž by byly poruchamivymrštěny početné komety z Oortova mračna a následně bombardovalyZemi. Právě těmito výpočty se loni zabýval J. García-Sánchez,když využil nových přesných údajů o vzdálenosti a pohybech hvězdz družice HIPPARCOS. Odtud vyplývá, že za 1,36 milionu let se keSlunci nejvíce přiblíží trpasličí hvězda Gliese 710 (HD 168442)spektrální třídy dK7 , jež se nyní nachází v souhvězdí SerpensCauda a má 9,7 mag. Její vzdálenost tak klesne na 1 světelný roka jasnost se zvýší na 1 mag. To znamená, že se ocitne uprostředOortova mračna (s poloměrem 2 světelné roky) a vyvolá tam silnégravitační poruchy, takže přítok komet do nitra planetárnísoustavy vzroste téměř o čtvrtinu. V témže poměru vzroste rizikosrážky komety se Zemí, ale to je i tak zanedbatelné.

1.4. Slunce
M. Emilio aj. zjišťovali případné změny lineárního průměruSlunce z přesných měření družicemi za poslední tři roky. I kdyžněkteří astronomové usuzovali, že průměr Slunce mírně kolísáv závislosti na magnetické aktivitě Slunce, nové výsledky svědčíspíše o jeho krátkodobé neproměnnosti. Probíhající maximum 23.cyklu sluneční činnosti se projevilo řadou skvrn, viditelných napovrchu Slunce očima. K nejlepším patřila skvrna, rozpoznaná 3.3. 2000 a další, zpozorovaná 22. 9. Dne 14. 7. 2000 v 10:24 UTvzplanula na Slunci nejmocnější erupce (klasifikace X6) odbřezna 1989, jež o necelé 3 dny později způsobila díky koronálníkondenzaci směřující k Zemi nápadné efekty v zemské atmosféřea magnetosféře.

Zejména pak oslepila dočasně detektory družice ACE a roztočilajaponskou rentgenovou družici ASCA tak, že se stala trvalenepoužitelnou. I mnohé další družice včetně systému GPS přestalyna několik hodin pracovat a magnetická bouře intenzity G5trvala na Zemi plných 9 hodin. Doprovodná polární záře bylapozorovatelná v USA až v Texasu. Na mnoha místech v USA a Kanadědošlo k poruchám dálkových elektrických vedení. Podle všeho toznamená, že maximum 23. slunečního cyklu nastalo v létě činejpozději na podzim loňského roku a vyhlazené maximálnírelativní číslo dosáhlo poměrně nízké hodnoty R = 120.

Připomeňme, že o objev periodicity slunečních skvrn se přičinilněmecký lékárník S. Schwabe v roce 1843. O šest let později zavedlšvýcarský astronom R. Wolf relativní čísla jako index výskytuskvrn na Slunci a propočítal je pozpátku až do roku 1749. V roce1853 zavedl anglický astronom R. Carrington měření polohslunečních skvrn vůči slunečním souřadnicím a odtud pak odvodilaanglická astronomka A. Maunderová roce 1922 proslulý motýlkovýdiagram změny průměrné šířky skvrn v závislosti na fázislunečního cyklu.

Předvídání okamžiku a výšky maxima patří k oblíbeným sportůmslunečních statistiků se stále velmi mizernými výsledky. Podle P.Verdese aj. se pohybovalo odhady relativního čísla pro maximum23. cyklu v rozmezí 115 -- 203. Podobně J. Boger aj. vyvrátilidlouho diskutovanou korelaci mezi sluneční činnostía proměnností toku slunečních neutrin v dlouhodobém experimentuHomestake. Ukázali, že jde o chybné využití statistiky přizpracování zprůměrovaných údajů, neboť vyhlazená data nejsounezávislá. K témuž závěru došel z rozboru 108 integrací tokuslunečních neutrin v letech 1970-1994 rovněž R. Wilson. Tokslunečních neutrin je prakticky konstantní se střední hodnotou2,6 SNU pro neutrina s energiemi nad 0,81 MeV. Jelikož podleteorie závisí tok neutrin na 25. mocnině teploty v centru Slunce,lze i z hrubého měření neutrinového toku určit teplotu v nitruSlunce s přesností kolem 1 procento na 15,6 MK.

Poněkud zajímavěji se vyvíjí další věčné téma, totiž vlivsluneční činností na podnebí na Zemi. Podle T. Serrea a E.Nesmeové-Ribesové klesá v minimu činnosti zářivý výkon Slunceo 0,1 % oproti maximu, což je mnohem méně než u jiných hvězdslunečního cyklu, kde se pozorují amplitudy až 2 %. Příčinou jeřádové snížení rychlosti konvekce z 10 m/s v maximu činnosti.Nicméně i tato nepatrná změna se mohla podepsat na zvýšeníprůměrné teploty na severní polokouli ve 12. století, a naopak najejím snížení na konci 16. a v druhé polovině 17. století.

V roce 1887 si F. Spörer povšiml, že v posledně jmenovaném obdobíbylo na Slunci mimořádně málo skvrn. Tentýž úkaz popsal znovu E.Maunder roku 1894 a 1922. Americký astronom J. Eddy se k problémuvrátil v roce 1976 a toto neobvyklé dlouhé minimum nazval chybněMaunderovým, jenže název se ujal, takže na Spörera v tétosouvislosti málokdo vzpomene. Nejnověji se celou záležitostiv širším kontextu zabýval V. Letfus, jenž publikoval graf skvrnviditelných očima v letech 1100-1900 a našel v něm tři dlouháminima: 1250-1350; 1420-1520 a období kolem r. 1700. To svědčío dlouhodobých vymizeních slunečních skvrn, ale nikolivo vymizení cyklu sluneční činnosti, neboť i v těchto mini

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
Dvě stě vzdálených balvanů aneb dvě stě tr
Ilustrační foto...
O svícení 19 - Těšínská hvězdárna
Ilustrační foto...
Expedice Úpice 2001 - díl jedna
Ilustrační foto...
Instantní pozorovatelna 83
Ilustrační foto...
Od komety přes sodík až k adaptivní optice
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