Dátum:
14. apríla 1996
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Zevrubně sledovaným křížičem zemské dráhy se stává planetka (4179) Toutatis, která se 8. prosince 1992 přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,021 AU (3,2 milionů km). K. Noll aj. zjistili ze snímků, pořízených HST o dva dny později ze vzdálenosti 4,35 milionů km, že největší průměr planetky dosahuje 1,7 km, což odpovídá infračervené radiometrii planetky, avšak nesouhlasí s výsledky radarových měření. Podle J. Spencera aj. a S. Hudsona a S. Ostra vychází z rozboru světelné křivky i radarových měření, že Toutatis se místo pravidelné rotace převaluje s charakteristickou periodou 5,4 dne. Během této doby cestuje rotační pól po povrchu planetky, takže případný pozorovatel by se na planetce vůbec nevyznal v kolotání oblohy kolem sebe. Radarová pozorování z téhož přiblížení vykonaná na observatoři v Goldstone dávají typické rozměry Toutatise 4,7 x 2,4 x 1,9 km a odhalila na jeho povrchu impaktní krátery o průměru až 0,8 km. Náraz menšího tělesa v nedávné minulosti vyvolal zmíněné převalování, jež se dosud nestačilo utlumit vnitřním třením. Dne 29. září 2004 bude Toutatis jen 4krát dále než Měsíc od Země - mezi známými planetkami a kometami je to do r. 2060 vůbec největší přiblížení kosmického tělesa k Zemi.
S. Ostro aj. využili k radarovému sledování také mimořádného přiblížení planetky (1620) Geographos k Zemi dne 30/31. srpna 1994 na vzdálenost 0,034 AU, což je pro tuto planetku rekord pro nejbližší dvě století. Odhalili tak mimořádnou protáhlost planetky v poměru os 2,8 : 1, tj. rozměry 5,1 x 1,85 km a rotační periodu 5,2 h. Tak se stal Geographos nejprotáhlejším tělesem sluneční soustavy vůbec. Podle statistických údajů známe nyní asi 300 křížičů, avšak skutečný počet křížičů s typickým průměrem nad 1 km činí asi 1500 a křížičů s průměrem nad 100 m je asi 135 000.
Největší množství prací se týkalo studia planetky (243) Ida a jejího průvodce Dactylu v souvislosti s průletem sondy Galileo v blízkosti planetky v r. 1993. Pracovníci NASA s možností existence průvodců planetky předem počítali a z toho důvodu směrovali sondu do vzdálenosti plných 2400 km od Idy, aby se vyhnuli případnému střetu s průvodcem planetky. Tak velká vzdálenost však bohužel znemožnila určit hmotnost Idy ze změny dráhy sondy. Podle R. Binzela patří Ida k typickým planetkám typu S, kde hlavními složkami jsou olivín a pyroxen s příměsí kovů.
Podle C. Chapmana aj. byl Dactyl zachycen celkem na 47 snímcích Galilea a kromě něho tam již nenašli žádný další objekt o průměru nad 50 m do vzdálenosti 10 000 km od Idy. Celkový objem Dactylu představuje 1,4 km3 při rozměrech 1,6 x 1,4 x 1,2 km. Nejdelší osa Dactylu míří k Idě a nejkratší je kolmá k oběžné rovině. Dactyl obíhá Idu po kruhové dráze o poloměru 85 km rychlostí 6 m/s, tj. v oběžné době 24,7 h. Rotace je souhlasná s rotací Idy v periodě 4,63 h, ale opačná proti směru oběžného pohybu Idy vůči Slunci, přičemž rotační osy obou těles jsou prakticky rovnoběžné. Geometrické albedo povrchu Dactylu ve viditelném světle činí 0,20. Satelit byl zčásti osvětlen popelavým svitem Idy! Na jeho povrchu bylo rozpoznáno 29 impaktních kráterů.
Obě tělesa vznikla zároveň při rozpadu rodiny planetek Koronis před několika sty miliony let. Z pohybu Dactylu bylo nakonec možné odhadnout hmotnost Idy na (4,2 0,6).1016 kg, což při středním poloměru planetky 15,7 km resp. objemu 16 900 km3 dává střední hustotu 2,5násobek hustoty vody. Jelikož hustota obyčejných chondritů je vyšší (3,6násobek hustoty vody), musí být látka planetky velmi porézní; stupeň porozity se odhaduje na 23 - 48 %.
Objev průvodce Idy vyvolal znovu diskusi o tom, jak časté jsou páry planetek. Podle V. Prokofjevové aj. z 500 sledovaných planetek je nejméně 10% dvoj- a vícenásobných. Průvodci mají průměry od 1,5 do 150 km a obíhají ve vzdálenosti od těsného dotyku až do 1600 km od ústředního tělesa. Ke kontaktním planetkám patří např. (44) Nisa, (216) Kleopatra a (4179) Toutatis. K podvojným planetkám (2) Pallas, (6) Hebe, (9) Metis, (433) Eros a (532) Herculina. K planetce Eros má v r. 1999 doletět kosmická sonda NEAR a studovat její chemické složení zblízka. Všeobecně se má za to, že mezi planetkami dochází k prudkým a poměrně častým srážkám. Podle F. Marzariho aj. tak vznikly zejména rodiny planetek Koronis, Eos a Themis. Themis je ostatně vůbec největší planetka, která byla srážkou rozbita.
Kamery WFPC2 a FOC na HST pořídily na přelomu listopadu a prosince 1994 ze vzdálenosti 252 milionů km několik snímků planetky (4) Vesta s rozlišením od 80 do 55 km. Podle H. Hammelové a B. Zellnera aj. ukazují snímky, že jde fakticky o šestou terestrickou planetu (k nim totiž řadí také náš Měsíc), byť o průměru pouze 525 km. Na povrchu Vesty lze rozlišit vyvřelé horniny, stará lávová pole a impaktní pánve - plášť planetky, obsahující olivín, je zčásti odkryt a naznačuje, že nitro planetky bylo přetaveno, neboť obsahuje basalty. Příčinou tavení byl zřejmě radioaktivní rozpad izotopu 26Al, takže uvolněné teplo vyvolalo diferenciaci hornin. V r. 1970 byl v poušti v západní Austrálii nalezen meteorit, který tam dopadl v říjnu 1960. Jeho chemické složení naznačuje, že přiletěl právě z Vesty. G. Sitarski a B. Todorovic určili hmotnosti Vesty a Cerery z poruch při blízkém přiblížení jiných planetek v letech 1879 až 1995. Podle toho činí hmotnost Vesty 1,4.10-10 MO a Cerery 4,6.10-10 MO.
D. Hughes a G. Cole zjistili, že odchylky od koule jsou zřetelné pro planetky s průměrem menším než 290 km. Planetky s průměrem menším než 140 km jsou již vesměs zcela nepravidelného tvaru. Jistou kuriozitou je odhalení, že proměnná hvězda TU Leo, klasifikovaná jako eruptivní proměnná typu U Gem, ve skutečnosti neexistuje! Byla zaměněna s planetkou (8) Flora při pozorování 26. 3. 1917. V posledních letech se vysoké tempo objevování nových planetek ustálilo: v r. 1991 bylo katalogizováno 333, v roce 1992 již 396 a v r. 1993 dalších 383 planetek. Na těchto počtech se stále významnější měrou podílejí pozorovatelé na jihočeské Kleti. To se odráží i ve velkém počtu českých a slovenských jmen pro očíslované planetky: (3490) Šolc, (3550) Link, (3571) Milanštefánik, (3636) Pajdušáková, (3645) Fabini, (3701) Purkyně,(3715) Štohl, (3716) Petzval, (3980) Hviezdoslav, (3981) Stodola, (3993) Šorm, (4018) Bratislava, (4054) Turnov, (4369) Seifert, (4552) Nabelek a (6076) Plavec. Počet očíslovaných planetek již podstatně překročil hranici 6000. Jubilejní 6000. planetka dostala název United Nations, neboť shodou okolností její předběžné označení znělo 1987 UN.
C) Kentauři a transneptunské objekty
Nejznámějším Kentaurem, tj. tělesem, jež se pohybuje v prostoru mezi drahami Saturnu a Uranu, se stal zajisté (2060) Chiron, který prošel v únoru 1996 přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU. Byl objeven r. 1977 a zhruba od r. 1988, kdy byl asi 12 AU od Slunce, vykazuje kometární aktivitu. Proto je nyní označován rovněž jako periodická kometa 95P/Chiron. Koma, skládající se zejména z CO, CH4 a N2, sahá až do vzdálenosti 300 000 km od jádra. Proto dle S. Sterna ji lze považovat za obří kometární jádro o hmotnosti 60tisíckrát vyšší než mají standardní komety, tj. asi miliontinu hmoty Země. Chiron obíhá kolem Slunce v periodě 51 let a v odsluní se dostává do vzdálenosti až 19 AU. J. Elliot aj. pozorovali v jižní Africe zákryt hvězdy Chironem dne 9. března 1994 a rozborem pozorování zjistili, že Chiron byl obklopen několika plynnými výtrysky, jež mají původ v gejzírech z povrchu tělesa, obdobně jako je tomu u Neptunovy družice Triton. Průměr Chironu je větší než 166 km a menší než 312 km.
Odhalování trasnneptunských těles se již od r. 1987 věnují D. Jewitt a J. Luuová pomocí 2,3 m teleskopu na Havajských ostrovech, vybaveného velkou maticí CCD. Snímky s expozicí 900 s se pořizují vždy kolem jarní a podzimní rovnodennosti, když je Měsíc v novu a neklid obrazu je lepší než 0,7". Zorné pole snímku má hranu 7Ý. Z rychlosti pohybu objektů, snímaných kolem opozice, lze pak odhadnout heliocentrickou vzdálenost. Objekty se hledají očima v blinkmikroskopu, neboť se ukázalo, že tato metoda je účinnější než jakékoliv výpočetní algoritmy. Testy s umělými objekty ukázaly, že člověk odhalí prakticky všechny pohybující se objekty jasnější než 24,5 mag, avšak žádné objekty slabší než 25,2 mag.
První úspěch se dostavil až po pěti letech marného hledání, když se autorům podařilo objevit těleso 1992 QB1 ve vzdálenosti 40 AU od Slunce. Do r. 1994 však nalezli již 17 trasneptunských těles o průměru 100 - 380 km a vzdálenostech 32 - 45,75 AU od Slunce. Autoři soudí, že celková hmotnost transneptunských těles s průměrem nad 100 km dosahuje asi 0,003 hmoty Země a je tudíž podstatně vyšší než hmotnost všech planetek hlavního pásu. Tělesa mají rozličné výstřednosti dráhy (až do e = 0, 32) i sklony (do i = 18,1 deg). Představují nejspíše nejbližší a největší tělesa Kuiperova disku, do něhož ovšem patří také dosud neobjevitelná kometární jádra. Tento názor dále podpořili A. Cochranová aj., když se jim zdařilo statistické sledování menších těles Kuiperova pásu pomocí HST. Mezi 21. a 23. srpnem 1994 sledoval HST oblast v souhvězdí Býka pomocí 10minutových expozic kamerou WFPC2 s meznou hvězdnou velikostí V = 28,6 mag. Našli tak dostatečný přebytek těles s průměrem řádu 10 km (při předpokládaném albedu 0,04), aby mohli odvodit, že na čtvereční stupeň oblohy v ekliptice připadá asi 60 000 trasnneptunských těles tohoto rozměru. To znamená, že v Kuiperově disku je alespoň 200 milionů kometárních jader do 28 mag, což postačí k objasnění četnosti krátkoperiodických komet ve vnitřních částech planetární soustavy. Největšími a nejhmotnějšími transneptunskými tělesy je zřejmě dvojice Pluto-Charon - ostatní tělesa jsou vesměs menší a nacházejí se v disku o tloušťce 12 deg souměrně podél ekliptiky a do vzdálenosti až 500 AU od Slunce. C. Ipatov studoval na počítači stabilitu drah v Kuiperově disku a ukázal, že životnost těles s průměrem pod 100 km je kratší, než stáří sluneční soustavy. Tělesa se nejprve dostávají na chaotické dráhy Kentaurů, kde setrvají nanejvýše milion let. Pak se stanou křížiči Jupiteru, popřípadě terestrických planet. Pokud je perihel či afel takto přetransformované dráhy poblíž Země, hrozí Zemi nebezpečí srážky. Tělesa s průměrem nad 1 km se srážejí se Zemí v průměru jednou za 100 000 let, i když je desetkrát pravděpodobnější, že křížič je vymrštěn ze sluneční soustavy spíše než aby se srazil se Zemí. Životnost křížičů Země však v žádném případě nepřevyšuje 10 milionů let.
H. Melosh, ukázal, že mnohoprstencová impaktní struktura Lise Meitner na Venuši o průměru 150 km má své obdoby na Zemi v podobě kanadského impaktu Sudbury a jihoafrického Vredefortu. Tyto obří struktury jsou přitom staré 1,9 miliardy let, takže je zázrak, že se dochovaly. G. Longo aj. analyzovali přes 7 tisíc prachových částeček v pryskyřici ze stromů v oblasti dopadu Tunguzského meteoritu a nalezli v nich přebytek železa, vápníku, hliníku, mědi, zlata, zinku a kyslíku. Odtud usuzují, že šlo o normální kamenný meteorit. Jak známo, meteorit vybuchl ve výši 8 km nad zemí a přitom se uvolnila energie ekvivalentní 15 Mt TNT. Podle Z. Sekaniny šlo o těleso typu Apollo s původním průměrem asi 140 m.
H. Hildebrand aj. stanovili rozměry ponořeného impaktního kráteru Chicxulub v Mexiku na 180 km. na základě měření gravitačních anomálií v celé oblasti. Odtud vyplývá, že průměr planetky Chicxulub byl asi 10 km a impaktní rychlost 20 km/s. Při dopadu se uvolnila energie řádu 1023 J, tedy asi o dva řády vyšší, než při dopadu jednotlivých úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v r. 1994.
T. Jopek si vybral 17 jasných fotografických bolidů s dobře určenými drahami ke studiu dynamické evoluce jejich drah během posledního milionu let před dopadem na Zemi. Ukázal, že bolidy s původním průměrem kolem 1 m pocházejí z téhož zdroje jako planetky-křížiči s průměrem kolem 1 km, tj. z vnitřní části hlavního pásma planetek. V. Kručiněnko si povšiml, že malé úlomky meteoroidů rotují při průletu atmosférou rychle, kdežto velké meteority pomalu. Rychlost rotace souvisí se srážkovým vznikem úlomků. Pokud je úlomek velký a rotuje příliš rychle, rozpadne se na menší části odstředivou silou.
Mezi meteorickými roji budí stále největší zájem Perseidy, zejména pro své mimořádně velké frekvence v posledních pěti letech. N. Harris aj. integrovali zpětně dráhu mateřské komety roje (Swift-Tuttle) za posledních 270 OOO let. Země se dotýká vnitřního okraje proudu meteoroidů, jehož jádro se nalézá ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce. Se Zemí se však mohou srazit jen Perseidy, které byly kometou vyvrženy během posledních 160 000 let. Pokud by ztráta hmoty komety byla stejná jako dnes (3.1011 kg na oblet, což je totéž, kolik nyní ztrácí Halleyova kometa), nestačilo by to k vytvoření tak bohaté populace Perseid (4,6.1013 kg). Je zřejmé, že dříve ztrácela kometa Swift-Tuttle relativně více hmoty než kometa Halleyova, což je ostatně pochopitelné, neboť průměr jádra je asi 30 km a hmotnost 34krát vyšší než u jádra Halleyovy komety. Hmotnost Perseid je ostatně asi 30krát vyšší než hmotnost obou rojů komety Halleyovy (*éta* Akvarid a Orionid.
Kometa Swift-Tuttle byla určitě pozorována již při návratu r. 69 př. n.l. a dále v letech 188, 1737, 1862 a 1992 n.l. Příště proletí přísluním 12. července 2126. V perihelu se pohybuje heliocentrickou rychlostí 42,2 km/s, tedy jen o 0,4 km/s méně než kolik činí rychlost úniková. To znamená, že mnohé meteoroidy, které se v přísluní uvolní, uniknou ze sluneční soustavy, neboť průměrná rychlost vyvržení z jádra dosahuje 0,6 km/s.
Podle radarových pozorování K. Suzukiho dosáhla frekvence Perseid v r. 1995 maxima 300 meteorů za hodinu pro délku Slunce 139,6 deg, tj. 12,75 UT. Četné byly zvláště dlouhé ozvěny, které překročily normál až osmkrát. J. Jones připomněl, že nebezpečí Perseid pro kosmonautiku nelze v době zvýšených maxim podceňovat. V r. 1993 byly v době maxima poškozeny sluneční panely kosmické stanice Mir 1 a kosmonauti slyšeli údery meteoroidů na plášť kosmické lodi. V tutéž dobu ztratila družice Olympus (ESA) orientaci po zásahu jednoho slunečního panelu Perseidou.
Z tohoto hlediska musíme též posuzovat předpovědi velkých meteorických dešťů v nejbližších letech. P. Jenniskens uvádí, že za poslední dvě století astronomové sledovali celkem 35 dešťů od 17 různých meteorických rojů. Navíc k dešťům dochází i tehdy, když je mateřská kometa daleko od perihelu. V nejbližších šesti letech může dojít až k šesti meteorickým dešťům - každý z nich bude ovšem trvat jen několik desítek minut, takže pravděpodobnost jejich spatření je omezena na malá území, kde může být navíc zrovna zataženo.
Nejdešťovitějším meteorickým rojem současnosti jsou evidentně listopadové Leonidy s mateřskou kometou 55P/Tempel-Tuttle (1866 I) o oběžné době 33,2 roku. Deště se v tomto případě dostavují v době, kdy je kometa méně než 1750 dnů od přísluní.V letech 902 - 1969 bylo zaznamenáno celkem 23 dešťů Leonid, zejména pak v letech 1799, 1833 a 1866. Vůbec největší déšť, či spíše průtrž Leonid, viděli pozorovatelé v severní Americe 17. listopadu 1966, kdy během 25 minut proletělo zorným polem jednoho pozorovatele přes 100 000 meteorů! Na snímku standardní fotografickou komorou o světelnosti f/3,5 bylo během 43 s zachyceno 43 meteorů. V současné době se Leonidy tváří jako by nic; loňská nejvyšší frekvence dosáhla 18. listopadu jen 30 meteorů za hodinu, ale před námi jsou léta mnohem tučnější. Na r. 1996 se předvídá maximální frekvence 300 meteorů.h-1. v r. 1997 již 1000 meteorů.h-1 a v dalších dvou letech dokonce 5000 meteorů.h-1. Teprve v r. 2002 se Leonidy opět vytratí z povědomí a zůstanou v klidu i při dalším návratu mateřské komety v letech 2029-2033.
Jestliže na deště Leonid si ještě počkáme, nečekaným překvapením loňského podzimu se stal nepravidelný meteorický roj -Monocerotid, jenž vykazuje vyšší frekvence obvykle jen jednou za 10 let. Podle předpovědí měl roj dosáhnout maxima v listopadu mezi 22,00 a 22,25 UT. To se báječně potvrdilo a patrně nejlepší podívanou zažili pracovníci hvězdárny v Rimavské Sobotě, kteří v čase 22,06 UT zaznamenali během hodiny více než 600 Monocerotid. Vysoké frekvence potvrdili též pozorovatelé v Ondřejově, Postupimi, Saské Kamenici a na Kanárských ostrovech.
Snad nejpodivněji se chová jiný standardní meteorický roj - dubnové Lyridy. Podle T. Artera a I. Williamse existují záznamy o činnosti roje již z r. 687 př. n. l. Jejich relativně velmi nízké frekvence výrazně stoupají po 12 letech nebo jejich násobcích. V posledních dvou stoletích se tak Lyridy prosadily v letech 1803, 1922, 1934, 1945, 1946 a 1982. S oběžnou dobou mateřské komety Thatcher (1861) to souviset nemůže, jelikož její oběžná doba činí 415,5 roku.
Vloni se ke Slunci vrátila řada periodických komet - hned v lednu tak byla nalezena kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák jako objekt 21 mag. V téže době dosáhla periodická kometa 19P/Borrelly 9,7 mag. Dne 23. ledna 1995 byla nejblíže Zemi kometa Schwassmann-Wachmann 2 za období let 1600-2400, neboť v r. 1997 změní přiblížení k Jupiteru její dráhu tak, že perihel se odsune z dosavadních 2,1 AU na 3,4 AU. Při druhém návratu se podařilo objevit kometu Shoemaker-Levy 4 (P/1991 C2) s oběžnou periodou 6,5 let, která projde přísluním v lednu 1997. Podobně byla loni znovu nalezena periodická kometa Parker-Hartley (P/1989 E1) s oběžnou periodou 8,9 let, jež projde přísluním 26. června 1996. V červenci 1995 dosáhla periodická kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenko jasnosti 17,1 mag. Koncem července objevil teleskop Spacewatch periodickou kometu P/1987 U2 (Mueller 1) s oběžnou dobou 8,4 roku, jež prošla přísluním v dubnu 1996. Týž teleskop objevil počátkem srpna 1995 kometu 32P/Comas Sola - obě komety byly v době objevu kolem 22 mag. V polovině srpna dosáhla periodická kometa 6P/dÝArrest maximální jasnosti 7,6 mag. Zároveň se nápadně až na 7,7 mag zjasnila kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák.
HST v té době snímkoval jádro komety 19P/Borelly a ze snímků vyplynulo, že jádro komety je protáhlé (hlavní rozměry 8,3 x 3,3 km) a rotuje v periodě 24,7 h. Asi 10% povrchu je vlivem ozáření Slunce aktivní. Koncem srpna byla pozorována kometa 81P/Wild 2 jako objekt 22 mag. a ještě před koncem měsíce byla znovunalezena kometa P/1989 E3 (Shoemaker-Holt) s oběžnou periodou 8,05 let. V září následovalo objevení komety 58P/Jackson-Neujmin jako objektu 13,5 mag. V říjnu pak byla znovuobjevena kometa P/1989 E3 (West-Hartley) s oběžnou dobou 7,6 roků a koncem téhož měsíce kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, když byla 21 mag. Všechny tyto objevy spadají na vrub teleskopu Spacewatch většinou zásluhou J. Scottiho. Kometa 45P s oběžnou periodou 5,2 let dosáhla největší jasnosti 6,8 mag až koncem prosince. Pozoruhodný je příběh komety 1995 S1, objevené v polovině září 1995 Japonci Nakamurou a Ucunomijou jako objekt 7 mag. Kometa byla v následujících týdnech na hranici viditelnosti očima (nejjasnější byla 1. října 1995, kdy dosáhla 5,4 mag) a vzápětí se ukázalo, že jde o periodickou kometu, kterou poprvé pozoroval r. 1846 de Vico (P/1846 D1). Její návrat ke Slunci počátkem července 1995 předpověděl R. Buckley již r. 1979, když při předešlém návratu v dubnu 1922 ji astronomové propásli. Podle nových měření prošla kometa přísluním 6. října 1995 ve vzdálenosti 0,66 AU od Slunce a její oběžná doba nyní činí 74,4 let. Díky velkému sklonu 85 deg byla i kolem přísluní pozorovatelná ze Země jako objekt až 5,4 mag a ještě počátkem listopadu byla jasnější než 7 mag. Počátkem dubna zjistil J. Scotti, že od komety 1994 G1 (Takamizawa-Levy) se odlouplo sekundární jádro. Podle Z. Sekaniny došlo k rozpadu hlavního jádra počátkem září 1994, tedy 105 dnů po průchodu komety přísluním. Periodická kometa Schwassmann-Wachmann 3 se radiově zjasnila v polovině září 1995, jak zjistili radioastronomové na observatoři Nancay v čáře OH. Kometa se výrazně zjasnila koncem září také opticky a počátkem října byla již 5,8 mag. Tyto výbuchy předznamenaly štěpení komety, k němuž podle Z. Sekaniny došlo nejprve koncem října rychlostí 1,3 m/s. Další štěpení nastalo koncem listopadu a znovu počátkem prosince rychlostí 4,6 m/s.
Nejvýznačnější kometu roku objevili 23. července Američané Alan Hale a Thomas Bopp (1995 O1) poblíže kulové hvězdokupy M70 v souhvězdí Střelce. V době objevu byla kometa 10,5 mag a zejména T. Bopp z Arizony si musel s oznámením objevu pospíšit z pouště k nejbližšímu telefonu celých 140 km. Ke zpřesnění předpovědi dráhy výrazně přispěl Australan R. McNaught, který dodatečně našel kometu na snímku z 27. dubna 1993, kdy byla 18,5 mag ve vzdálenosti 13 AU od Slunce. Tak se ukázalo, že kometa 1995 O1 se stane nejspíše jednou z nejjasnějších komet 20. století, neboť v době objevu byla vzhledem ke vzdálenosti 6,6 AU od Slunce již velmi jasná a v přísluní dne 1. dubna 1997 bude jen 0,92 AU od Slunce. Navíc má velký sklon k ekliptice 89 deg.
Podle všeho bude kometa Hale-Bopp viditelná očima již na podzim r. 1996 a optimální podmínky pro pozorovatele na severní polokouli nastanou na přelomu března a dubna 1996, kdy dosáhne +44 deg deklinace a jasnosti -1 mag. Po průchodu perihelem bude zase dobře vidět z jižní polokoule. Její oběžná doba kolem 3 800 let svědčí o tom, že nejde o novou kometu z Oortova mračna, ale ani to neusnadňuje spolehlivou předpověď jasnosti, která může být chybná o celé řády (od - 4 do + 6 mag). V druhé polovině roku 1995 bylo této kometě přirozeně věnováno nejvíce pozornosti. Kolem jádra byla pozorována spirální struktura a výtrysky, vedoucí až k odtržení úlomků jádra rychlostmi kolem 30 m/s. Kometa je viditelná i v pásmu mikrovln a radiových vln a zdá se, že vyniká spíše svou aktivitou než rozměry. Jde tedy o to, aby se předčasně nevyčerpala před zmíněným přiblížením do přísluní.
Po delší době ohlásil objev nové komety Australan W. Bradfield dne 17. srpna (1995 Q1) v souhvězdí Poháru. Další den dosáhla dokonce 5 mag. Je to již jeho 17. úlovek nové komety. Poslední jasnější kometu roku objevil na vánoce Japonec Y. Hjakutake (1995 Y1). Kometa prošla přísluním koncem února 1996 a těsně předtím dosáhla 8,5 mag.
Velké množství prací se ještě stále týká komety Shoemaker-Levy 9 a jejího zániku v atmosféře Jupiteru v červenci 1994. Podle L. Benera a W. McKinnona byla kometa uchvácena Jupiterem již na přelomu 19. a 20. stol. Od té doby podléhala dráha chaotickým změnám, kdy se střídaly dráhy s nízkých sklonem a vysokou výstředností s drahami opačných vlastností. T. Nakamura a M. Jošikava studovali blízká přiblížení k Jupiteru numerickými simulacemi pro 165 krátkoperiodických komet v intervalu 4400 let a dostali interval mezi srážkami s Jupiterem asi 950 let. Měli jsme tedy velké štěstí - jak poznamenal G. Shoemaker - že k pozorované srážce došlo v době, kdy k Jupiteru směřovala sonda Galileo, kdy byl opraven HST, existovala dobrá infračervená čidla a Kongres USA dosud podporoval základní výzkum.
K Jupiteru se v posledním století přiblížilo nejméně šest dalších komet a z nich se následkem těsného přiblížení tři rozpadly na více úlomků - vskutku šlo o případy, kdy se kometa ocitla nakrátko pod Rocheovou mezí. J. Solem ukázal, že hustota komety Shoemaker-Levy 9 před rozpadem činila asi 55% hustoty vody za normálních podmínek. Kdyby byla hustší, spojila by se jádra opět v jeden celek. Kdyby byla řidší, nevytvořily by se kompaktní úlomky. Při slapovém roztrhání se uvolnilo tolik prachu, že se jadérka natolik zjasnila, aby byla pozorovatelná ze Země. C. Shoemakerová popsala objevitelský snímek jako "pohled na kometu, kterou někdo rozšlápl".
Na specializovaných konferencích v německém Garchingu v únoru 1995 a v americkém Baltimoru v květnu 1995 se docílilo značného pokroku v pochopení jevů, souvisejících s dopadem úlomků komety do Jupiterovy atmosféry. Větší úlomky pronikly do větších hloubek - maximálně k tlakové hladině 10 kPa - ale žádný asi neměl průměr větší než 1 km, i když většina byla obklopena sekundárními úlomky (meteority). Množství energie uvolněné při dopadu jednoho úlomku se proto odhaduje spíše jen na 1 Tt TNT (4.1021 J); úhrn tedy nedosáhl ani 1023 J.
Podle P. Leonarda začala světelná křivka při dopadu úlomku vždy nejprve slabou září, vyvolanou vzplanutím velkého množství meteorů, jež úlomek předcházely. Teprve pak vstoupil do atmosféry hlavní úlomek a začal se prudce zjasňovat jako mimořádně jasný bolid. Tato fáze netrvala déle než 10 s. O několik desítek sekund později úlomek po zabrzdění explodoval a vznikla žhavá ohnivá koule, která se rychle rozpínala a chladla, a současně stoupala v atmosféře planety vzhůru až nad hranici mraků. Vytvořil se klobouk explozívního hřibu, jenž ve všech případech dosáhl téže výšky asi 3300 km nad hranicí atmosféry. Odtud se pak kondenzované částice vracely zpět po balistické dráze do atmosféry a vyvolaly ještě jedno tepelné infračervené vzplanutí okrouhle čtvrt hodiny po původní explozi. Pokud byly světelné efekty pozorovány i ze Země resp. z HST současně se sondou Galileo, šlo zřejmě o odrazy na opožděné prachové vlečce úlomků nad atmosférou planety. Spektrální analýza v ultrafialovém, optickém, infračerveném i mikrovlnném oboru spektra prokázal výskyt sloučenin síry, vodu, křemík, hořčík a železo, tj. kombinaci látek z atmosféry Jupiteru a z komety. Názory, že snad mělo jít o rozpadlou planetku, byly jednoznačně vyvráceny. Nepříliš jasné je chemické složení tmavých skvrn, jejichž výdrž v atmosféře byla podstatně větší, než se čekalo. Odborníci hovoří o "hnědé břečce", obsahující jednoduché sloučeniny uhlíku a síry.
Na obou konferencích byl patrný neobyčejný teoretický pokrok ve výkladu nesmírného množství nejrozmanitějších pozorovacích dat. Přesto si mnozí autoři povzdechli, že by potřebovali sledovat ještě alespoň jeden další dopad komety na Jupiter, aby se objasnily všechny detaily - s ohledem na uvedené statistické výpočty však k něčemu podobnému hned tak nedojde. Na druhé straně G. Wetherill upozornil, že význam Jupiteru pro zachytávání a ničení přebytečných těles ve vnitřní části planetární soustavy nelze docenit. Téměř každá kometa, jež z Oortova mračna či Kuiperova disku směřuje dovnitř sluneční soustavy, je zachycena dříve či později Jupiterem popřípadě Saturnem, anebo odmrštěna na dráhu mimo sluneční soustavu. Kdyby nebylo tohoto ochranného mechanismu, dopadaly by komety na Zemi v průměru jednou za tisíc let a nebyla mi naděje, že by se zde život stihnul rozvinout!
Z komet, jež mohou ohrozit život na Zemi, je asi nejhrozivější již zmíněná kometa Swift-Tuttle, jejíž budoucí dráhu lze naštěstí počítat velmi přesně, jelikož známe dráhu za poslední dvě tisíciletí a navíc jsou u této komety negravitační síly zcela zanedbatelné. Kometa se k Zemi nejvíce přiblíží 15. září 4479 na vzdálenosti pouhých 6 milionů km. Uzel kometární dráhy se od Země nevzdálí na více než 0,1 AU v nejbližších 20 000 letech. Jelikož dráha komety je téměř kolmá k ekliptice, může však nakonec přejít na dráhu, kdy bude těsně míjet Slunce, a to ji zahubí spíše než málo pravděpodobná srážka se Zemí.
Zajímavý dráhový vývoj prodělala v posledních dvou stoletích také kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, objevená v říjnu r. 1948. Během zmíněného období se celkem desetkrát přiblížila k Jupiteru, nejblíže v r. 1935 na vzdálenost 0,079 AU. Tím se snížila vzdálenost perihelu o 0,6 AU, což přispělo k jejímu objevu. Vůbec nejblíže Zemi byla 4. února 1996 - pouze 0,164 AU. Toho využili japonští technici k navedení kosmické sondy Sakigake ke kometě 45P (sonda, jak známo, v r. 1986 zkoumala ze vzdálenosti necelých 7 milionů km kometu 1P/Halley). Sonda předtím proletěla v blízkosti Země v lednu 1962, červnu 1993, říjnu 1994 a říjnu 1995. Dne 3. února 1996 se sonda přiblížila k jádru komety 45P na vzdálenost pouhých 10 000 km. Kometa 45P má sice dlouhé jméno, ale nikoliv nejdelší; tím se může patrně už navždy pyšnit kometa 1994m (Nakamura-Nišimura-Machholz). Od r. 1995 dostávají totiž komety jména nanejvýš dvou prvních nezávislých objevitelů. Posledně jmenovaný Američan D. Machholz začal komety hledat v r. 1975. První úlovek získal až v září 1978, když neúspěšnému hledání komet věnoval již 1700 h. Na svou druhou kometu musel čekat až do r. 1985 dalších 1742 h. Teprve pak začala být tato nezměrná trpělivost lépe odměňována, takže celkem už našel 9 komet během 2500 nocí (!) a 5600 h pozorování, což představuje plných 622 h na jeden objev. Podobně už asi hned tak někdo nepřekoná rekord v celkovém počtu objevených komet, který drží od r. 1827 Francouz J. Pons. Za 27 let činnosti objevil 37 (dle jiných pramenů jen 35) komet. V poslední době se na něho silně dotahovala Američanka C. Shoemakerová, která v letech 1983 až 1994 objevila na Mt. Palomaru celkem 32 komet. Bohužel tento program, iniciovaný jejím manželem G. Shoemakerem, jenž přinesl úhrnem objevy 47 komet, skončil pro nedostatek finančních prostředků 3. prosince 1994. Komety lze ovšem lovit nejen na obloze, nýbrž i ve starobylých archivech. Touto cestou se vydali Japonci I. Hasegawa a S. Nakano studiem čínských, korejských a japonských archivů. Tak se jim loni podařilo identifikovat tři dlouhoperiodické komety. Kometa Pons-Gamart 1827 M1 byla ztotožněna s kometou 1110 K1 a dále kometa 1861 J1 s kometou 1500 H1. Navíc se podařilo ukázat na totožnost dvou středověkých komet 1337 M1 a 1468 S1. Nejnovější Marsdenův generální katalog komet s uzávěrkou ke 31. prosinci 1995 tak obsahuje údaje o 883 různých kometách při jejich 1470 návratech, z toho je 185 krátkoperiodických (oběžmé periody do 200 let). Také 291 dlouhoperiodických komet má vcelku kvalitně určené dráhy.
Podle P. Weissmanna slaví v těchto letech znovuvzkříšení názor, s nímž přišli na počátku padesátých let K. Edgeworth a G. Kuiper, že kometární jádra - budoucí krátkoperiodické komety - se skladují v hypotetickém pásmu za drahou planety Neptun, kde je již dostatečně malá hustota látky na tvorbu velkých planet. Krátkoperiodických komet je totiž příliš mnoho a jejich sklony zdaleka nejsou rozloženy vůči ekliptice náhodně, jak je tomu u dlouhoperiodických komet, přicházejících z mnohem rozsáhlejšího a kulově souměrného Oortova kometárního mračna. Oortovo mračno obsahuje asi bilion komet ve vzdálenosti 10 - 100 tisíc AU od Slunce. Tyto ledové planetesimály byly podle názoru M. Duncana aj. vyvrženy poruchami od velkých planet z vnitřních oblastí sluneční soustavy na periférii. Naproti tomu v Kuiperově disku se nacházejí původní tělesa. Vnitřní hrana disku se nalézá ve vzdálenosti 39 AU od Slunce, kdežto vnější hrana sahá zhruba do 1000 AU. Podle H. Levisona a M. Duncana obsahuje Kuiperův disk asi 10 miliard komet - tím lze zabezpečit stálý přísun krátkoperiodických komet k Zemi. Úhrnnou hmotnost těles v tomto disku autoři odhadují na 8% hmotnosti Země. Obdobné disky kometárních jader velmi pravděpodobně obklopují většinu hvězd hlavní posloupnosti, jak prokázala infračervená měření družice IRAS v r. 1983 a souvisí úzce s procesem vzniku zejména osamělých hvězd.
Infračervená měření družice IRAS naznačila, že uvnitř planetární soustavy se nachází prachový prsten, vzniklý drcením planetek při srážkách. Podle W. Reache aj. byla existence prstenu potvrzena aparaturou DIRBE na družici COBE. Mapa celé oblohy v pásmu vlnových délek 1,25 - 240 m ukazuje prstenec naprosto zřetelně.
Kosmické sondy Pioneer 10 ve vzdálenosti 61 AU od Slunce a Voyager 1 v 58 AU zjistily podle F. McDonalda aj. anomálně vysoké zastoupení jader vodíku a hélia v kosmickém záření. E. Christian aj. porovnali údaje o anomálním výskytu těchto jader v letech 1993-4 s obdobnými údaji pro r. 1987 a odtud odvodili, že se sondy výrazně přiblížily k obloukové rázové vlně slunečního větru a mezihvězdného magnetického pole, tj. k tzv. magnetopauze. J. Anderson aj. využili telemetrických údajů o poloze a rychlostech zmíněných sond k odhadu množství neviditelné látky ve vnějších oblastech planetární soustavy. Za předpokladu, že skrytá látka je rozložena kulově souměrně, dospěli k závěru, že do poloměru dráhy Uranu činí skrytá hmota méně než šestinu hmoty Země a do poloměru dráhy Neptunu pak méně než jednu hmotu Země. S. Ragnarsson přišel se zajímavou alternativou klasického Titiusova-Bodeova zákona o posloupnosti vzdáleností planet od Slunce. Zatímco pro Titiusovo-Bodeovo pravidlo nebylo nikdy nalezeno přijatelné genetické vysvětlení, Ragnarssonova formule klade za základ vzdálenost Jupiteru od Slunce (5,2 AU). Vzdálenosti ostatních planet jsou pak ve formuli závislé na vzdálenosti od Jupiteru, a to má svou genetickou logiku. Jupiter byl zřejmě první a současně nejhmotnější planetou sluneční soustavy. Proto nová formule prostě odráží skutečnost Jupiterovy nadřazenosti a poukazuje na stabilní "povolené" dráhy ostatních planet vůči dráze Jupiteru. Proto též dává lepší souhlas s pozorováním než formální Titiusovo-Bodeovo pravidlo. Ragnarsson zároveň objasňuje, proč selhaly pokusy najít podobná pravidla pro planety s početnými družicemi. Mezi přirozenými družicemi planet totiž nikde nevzniklo takové ústřední dominující těleso.
B. Zuckerman aj. vskutku ukázali pomocí numerických simulací raného vývoje sluneční soustavy, že jádro Jupiteru o hmotnosti kolem 100násobku hmoty Země muselo vzniknout rychle (za méně než 1 milion let) a dále přibíralo plyn ze sluneční pramlhoviny po dobu kratší než 10 milionů let, podobně jako zárodek Saturnu. Porovnání s 20 mladými blízkými hvězdami o stáří jednoho milionu let ukazuje, že pokud masivní planety nevzniknou rychle, tak už nevzniknou vůbec. Přitom role masivních planet pro ochranu planet zemského typu před příliš četnými dopady kosmických těles je klíčová. Lze říci, že obří planety slouží doslova jako kosmické vysavače pro likvidaci přebytečného smetí v zárodečném planetárním systému. Obří planety též zařídí odklizení ledových planetesimál do Oortova mračna a naopak mnohé navrátilce z Oortova mračna vymetou ze sluneční soustavy definitivně na hyperbolické dráhy. Proto je poněkud překvapující, že sluneční soustavu jen vzácně navštěvují interstelární komety - opět to nepřímo naznačuje, jak vzácná je tvorba obřích planet u hvězd hlavní posloupnosti.
A. Cameron dává do souvislosti vznik sluneční soustavy s výbuchem supernovy typu Ib s hmotností přes 40 MO ve vzdálenosti nanejvýš 10 pc od molekulového mračna, z něhož se naše soustava vytvořila. Takto masivní supernova evidentně skončila jako černá díra, takže je dnes nemožné ji odhalit. Supernova vstřikla do mračna radioaktivní jádra 26Al, jejichž dceřinné produkty byly nalezeny v meteoritech a nejstarších horninách. Podle A. Bosse měla vnitřní část sluneční pramlhoviny do vzdálenosti 3 AU od Praslunce teplotu vyšší než 1200 K.
V loňském roce skončila sonda ULYSSES první etapu výzkumu polárních oblastí Slunce, když 31. července 1995 dosáhla 80 deg severní heliografické šířky ve vzdálenosti 1,9 AU od Slunce. Severní průlet započal loni v dubnu ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce a trval do listopadu 1995. Z dosud publikovaných výsledků obou polárních průletů je asi nejvýznamnější důkaz těsné interakce mezi slunečním magnetickým pole a slunečním větrem L. Lanzerottim aj. Do meziplanetárního prostoru se tak dokonce přenášejí oscilace slunečního povrchu, a to v širokém rozmezí period, od klasických 5-minutových oscilací až po oscilace s periodou 3 h. Ty se zvláště hodí k průzkumu nejhlubších oblastí slunečního nitra. V polárním směru je vítr až dvakrát rychlejší (800 km/s) než ve směru slunečního rovníku, ale obsahuje méně částic, takže jeho energetická hustota je stejná jako na rovníku. Ve středních šířkách se nachází přechodná turbulentní zona a ve vyšších šířkách stoupá intenzita interstelárního kosmického záření - roste však méně, než se čekalo. Kromě slunečního větru proudí ze Slunce také volné elektrony rychlostmi až 100 000 km/s, takže již po 20 min byly zaznamenány u Země. Zásluhou sondy Ulysses získáváme zkrátka mnohem plastičtější trojrozměrný obraz o vztahu Slunce k meziplanetárnímu prostředí. Ulysses byl vypuštěn z raketoplánu Discovery v říjnu 1990 a zprvu putoval k Jupiteru, jenž mu udělil potřebnou energii k odpoutání od roviny ekliptiky. Na palubě nese devět přístrojů pro studium slunečního větru, magnetického pole, částic kosmického záření a analýzu plazmatu ve sluneční atmosféře, koróně a meziplanetárním prostředí. V současné době směřuje Ulysses opět k Jupiteru, k němuž se nejvíce přiblíží v dubnu 1998. Odtamtud zamíří zpět ke Slunci, kde by mohl případně celý manévr s polárními průlety zopakovat počínaje zářím r. 2000. Jelikož dosavadní měření probíhala v době minima sluneční činnosti, bylo by jistě nesmírně cenné doplnit údaje o stavu Slunce a jeho okolí v období příštího maxima sluneční činnosti.
Minimum 22. cyklu totiž zřejmě nastane v nynějším roce. Průměrné relativní číslo klesalo v průběhu roku 1995 z R = 24 na R = 12 (maximum 22. cyklu v r. 1989 mělo R = 158) a v květnu minulého roku se již objevily první skvrny 23. cyklu. Zajímavé údaje o sluneční koroně v blízkosti minima byly získány při úplném zatmění Slunce 24. října 1995, viditelném zejména v jihovýchodní Asii, kde pobývaly rovněž slovenské i české výpravy. R. Ulrich a L. Bertello objevili závislost poloměru Slunce na slunečním cyklu, neboť podle magnetické aktivity Slunce kolísá též zářivý výkon Slunce. S. Baliunasová tvrdí, že v polovině 21. stol. klesne sluneční zářivý výkon o 0,4 % v důsledku nižší magnetické aktivity, což se projeví snížením průměrné teploty Země o 1 deg C a malou ledovou dobou na severní polokouli.
Podle V. Obridka a J. Rivina se změny slunečního magnetického pole podepisují i na nečekané korelaci se změnami neutrinového toku Slunce. R. McNutt totiž ukázal na základě 19 let trvajících měření intenzity slunečního větru z družic, že existuje souvislost mezi změnami intenzity slunečního větru a příslušným tokem neutrin. Naproti tomu D. Morrison soudí, že takové korelace netřeba brát vážně, a že ani dlouholetý problém deficitu slunečních neutrin v porovnání s předpověďmi modelu termonukleárních reakcí ve Slunci už není akutní. W. Dziembowski aj. dotvrzují porovnáním s údaji o slunečním nitru, jak je poskytuje helioseismologie, že astrofyzikální údaje o Slunci jsou s teorií termonukleárních reakcí v naprostém souladu, takže pokud má problém deficitu řešení, musí se o ně postarat částicová fyzika.
J. Bahcall tvrdí, že deficit slunečních neutrin je na základě dosavadních čtyř neutrinových experimentů jasně prokázán, jak ukazuje následující tabulka:
Měření toku slunečních neutrin
--------------------------------------------------------------
Název experimentu | Průměrná hodnota | Pozorování/Teorie
| SNU | %
--------------------------------------------------------------
Homestake (R. Davis)| 2,55 0,25 | 33
Kamiokande (Jap.) | jednotlivá neutrina| 50
GALLEX (Itálie) | 79 12 | 60
SAGE (Kavkaz) | 74 14 | 56
--------------------------------------------------------------
P. Anselmann aj. ověřili spolehlivost experimentu GALLEX
ozářením galliového detektoru 40 kg radionuklidu 51Cr, jenž
dodával neutrina o energii 0,75 MeV po dobu tři měsíce.
Podle výpočtů by měl detektor zachytit 62 SNU a ve
skutečnosti zachytil 64 SNU, což je výtečný souhlas a důkaz,
že experiment nevykazuje žádné systematické chyby.
V příštích letech by se měly rozběhnout experimenty,
jejichž cílem bude najít příčinu deficitu slunečních
neutrin. Nejpokročilejší je kanadský experiment v dole
Sudbury s 1000 t těžké vody jako detektorem. Kromě toho se
připravuje 100 t jódový detektor. Neutrina o vysokých
energiích bude možné zachytit také ve scintilačních
detektorech v jezerní a mořské vodě či ledu (experimenty
DUMAND, AMANDA, NESTOR aj.)
Pro výpočet slunečního neutrinového toku v jednotkách SNU je klíčová hodnota centrální teploty Slunce Tc, neboť na ní velmi citlivě závisí produkce neutrin v termonukleárních reakcích. Podle H. Antiy a S. Chitra kombinace laboratorních údajů o opacitě v tabulkách OPAL a helioseismických měření dává hodnotu Tc = (15,6 0,4) MK. Y. Elsworth aj. zjistili na základě helioseismologických údajů, že jádro Slunce rotuje jako tuhé těleso podstatně pomaleji, než přechodová oblast konvektivní zóny a povrch Slunce. S. Tomczyk aj. odvodili rotační profil Slunce pro poloměry 0,2 - 0,85 RO s přesností lepší než 5%.
Helioseismologie je schopna vbrzku poskytnout ještě kvalitnější údaje, neboť koncem r. 1995 se již naplno rozběhl program soustavného nepřetržitého sledování slunečních oscilací GONG na 6 observatořích podél celé zeměkoule. Kromě toho oscilace bude měřit také kosmická sonda SOHO, jež se počátkem prosince 1995 začala přemisťovat do bodu L1 soustavy Slunce-Země, kde se tato měření uskuteční.
1.5. Exoplanety a hnědí trpaslíci
Počátkem října 1995 se konala ve Florencii mezinárodní astronomická konference, na níž švýcarští astronomové M. Mayor a D. Queloz oznámili užaslé odborné veřejnosti, že se jim podařilo objevit první exoplanetu u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Pegasi (5,6 mag, sp. G3 V, vzdálenost 17 pc, rotační perioda 30 d). Šlo o výsledek systematického hledání planetárních průvodců u 142 trpasličích hvězd tříd G a K, které autoři zahájili v dubnu r. 1994 pomocí ešeletového vláknového spektrografu ELODIE u 1,9 m teleskopu na observatoři Haute Provence ve Francii. Spektrograf umožňuje měřit radiální rychlosti hvězd do 9 mag s přesností 13 m/s během půlhodinové expozice.
Autoři zjistili, že radiální rychlost 51 Peg sinusoidálně kolísá s amplitudou 59 m/s v periodě 4,22 dne. Poněvadž se podařilo vyloučit jiná vysvětlení, je prakticky jisté, že zmíněné variace způsobuje objekt s minimální hmotností 0,5 hmoty Jupiteru (MJ) ve vzdálenosti 0,05 AU od mateřské hvězdy, což značí, že povrchová teplota této exoplanety dosahuje 1000 deg C. Objev byl během několika týdnů nezávisle potvrzen G. Marcym a P. Butlerem a dále R. Noyesem aj. G. Burki aj. ukázali, že jasnost 51 Peg je konstantní s přesností alespoň 0,004 mag a během 17 dnů měření nenašli příznaky nějakého zákrytu. To značí, že sklon dráhy průvodce k tečné rovině je menší než 90 deg, ale na druhé straně je větší než 24 deg, což dává horní mezi hmotnosti průvodce 1,2 MJ.
Podle G. Walkera tkví úspěch Mayora a Queloze v tom, že nepodlehli všeobecnému předsudku, že planety o hmotnosti Jupiteru budou od mateřské hvězdy vzdáleny nejméně 0,5 AU nebo spíše 5 AU - zhruba jako Jupiter vůči Slunci. V takovém případě by však amplituda radiálních rychlostí byla právě srovnatelná se střední chybou měření a tedy stěží zjistitelná. Tak lze též vysvětlit, proč všechny přehlídky hvězd slunečního typu skončily dosud bezvýsledně. A. Burrows a J. Lunine mezitím ukázali, že navzdory značnému ozáření se exoplaneta u 51 Peg nevypaří během trvání soustavy. Podle jejich výpočtu ztratí exoplaneta během 10 miliard let nanejvýš 1% své hmoty odpařením.
Mezitím T. Šabanovová shrnula výsledky radioastronomických pozorování pulsaru B0329+54 v souhvězdí Žirafy v letech 1968-1994. Pulsar se střední délkou impulsní periody 0,71 s patří v pásmu 103 MHz k nejjasnějším na obloze. Z měření příchodu impulsů vyplývá kvazisinusová variace v periodě 16,9 let, což lze nejsnadněji vysvětlit přítomností planetárního průvodce o hmotnosti vyšší než dvojnásobek hmoty Země, jenž obíhá v uvedené periodě po dráze s velkou poloosou 7,3 AU a výstředností e = 0,23 kolem neutronové hvězdy-pulsaru.
Je vysoce pravděpodobné, že zmíněné objevy exoplanet znamenají průlom v detekci dalších planetárních těles obdobnými technikami. Přitom ovšem existence planet v okolí neutronových hvězd, jež vznikly výbuchem supernov, je naprosto záhadná. Nyní k tomu přibývá další záhada, kde se berou velmi hmotné exoplanety v těsné blízkosti hvězd hlavní posloupnosti. Nové objevy jsou nové mimo jiné proto, že jsou v rozporu s tím, co předem očekáváme. Nejspíš proto si astronomové stále nejsou jisti, zda již objevili dávno předpokládané hnědé trpaslíky - tělesa s hmotnostmi nižšími než klasické hvězdy (0,08 MO), ale vyššími než obří planety (0,01 MO). To značí, že v nich nikdy neproběhly termonukleární reakce, takže v jejich spektru by mělo být objeveno lithium. Podle modelů mají mladší hnědí trpaslíci vlivem pokračujícího gravitačního hroucení svítivost řádu 0,001 LO a povrchovou teplotu kolem 2 800 K, tj. spektrum M9 nebo pozdější. Jejich poloměry jsou přitom dle S. Stephensové srovnatelné s poloměrem Jupiteru a s rostoucí hmotností spíše klesají! Přibližně půl tuctu kandidátů na hnědé trpaslíky nalezli R. Rebolo aj. v hvězdokupě Plejády, jejíž stáří se odhaduje zhruba na 100 milionů let. V téže hvězdokupě nalezli pomocí Keckova teleskopu R. Stauffer aj. objekt PPl 15, v jehož spektru poprvé prokázali lithium. T. Nakajima aj. oznámili na základě přehlídky zhruba 100 hvězd Halovým dalekohledem na Mt. Palomaru objev velmi chladného průvodce hvězdy Gliese 229A v souhvězdí Zajíce, vzdálené od nás 5,7 pc. Svítivost průvodce Gl 229B je nižší než 10% svítivosti nejslabších hvězd a povrchová teplota nedosahuje ani 1000 K, což naznačuje hmotnost 0,02 MO. Průvodce se nalézá v úhlové vzdálenosti 7,8" od trpasličí hvězdy spektrální třídy M, tj. v promítnuté vzdálenosti 44 AU. Podle S. Kulkarniho aj. má průvodce B hmotnost 0,02 - 0,05 MO a maximální svítivost 4.10-5 LO. Spektrum průvodce silně připomíná spektrum obřích plynných planet sluneční soustavy, takže úhrnem jde bezpochyby o vůbec nejnadějnějšího uchazeče o hrdý titul prvního známého hnědého trpaslíka. Hnědí trpaslíci mohou mít na rozdíl od obřích planet výrazně eliptické dráhy, jelikož vznikají rozpadem prvotního plynného mračna spíše než jako planety akumulací prachových zrnek ve zploštělém zárodečném disku kolem mateřské hvězdy. Takový disk byl již před časem objeven družicí IRAS u blízké hvězdy Pic a nejnověji potvrzen snímky z HST. Podle nich je disk natočen hranou k Zemi a čtyřikrát tenčí, než se myslelo - jeho tloušťka nepřesahuje 600 milionů km. Disk obsahuje zejména kometární jádra, ale možná také planety. D. Saumon aj. počítali modely obřích exoplanet s hmotností od 0,3 do 15 MJ. Dostali poloměry exoplanet od 80 000 do 100 000 km a efektivní teploty 300 - 900 K pro hmotnosti v rozmezí 1 - 10 MJ. Tyto hmotnosti nestačí na zapálení deuteria v rané fázi vývoje obří exoplanety, zatímco deuterium hoří u mladých hnědých trpaslíků po dobu řádově 10 milionů let a přispívá ke zvýšení jejich svítivosti. Proto lze objevit hnědé trpaslíky snáze ve vzdálenější hvězdokupě Plejády, staré 100 milionů let, a nikoliv v bližších Hyádách, starých 600 milionů let. Podle F. Allarda by na každou hvězdu slunečního typu mělo připadat asi sto tisíc hnědých trpaslíků! Zmínění autoři odhadli též možnosti přímého nalezení exoplanet ve slunečním okolí ve vzdálenosti do 10 pc. V tomto prostoru se nalézá 21 trpaslíků třídy G a 4 hvězdy třídy A (Sirius, Vega, Altair a Fomalhaut). (Mnohem početnější trpaslíci třídy M ozařují své planety příliš málo, než abychom je mohli ze Země spatřit.) Osvětlení planety mateřskou hvězdou začíná totiž hrát roli teprve od spektrální třídy G a ranější. Hlavní potíž při spatření exoplanety představuje velký nepoměr v jasnosti mateřské hvězdy a exoplanety, až řádu 1:109 při úhlové vzdálenosti kolem 0,5". Nepomůže ani umístění dalekohledu na oběžné dráze, neboť k jasu pozadí přispívá zodiakální světlo v naší sluneční soustavě.
Přesto by snad měly být obří exoplanety v dosahu vylepšeného HST po r. 1997 stejně jako 6,5 m MMT v Arizoně jakož i družic ISO a SIRTF. Podle výpočtu S. Stahla a D. Sandlera by měl teleskop MMT, doplněný o systém adaptivní optiky, zobrazit protějšek Jupiteru u hvězdy slunečního typu ve vzdálenosti 8 pc od Země během 5 h expozice. K obdobnému závěru dospěli též A. Burrows aj., kteří tvrdí, že exoplanety budou zobrazeny pozemními teleskopy příští generace na přelomu století. A. Labeyrie připomněl, že zobrazení exoplanet bude hračkou pro optické interferometry o základnách 10 - 100 km, jež by mohly být postaveny na Zemi či v kosmu již v první čtvrtině příštího století.
Last update: November 14, 1996