Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
14. mája 1999
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Doslova aférou roku se stalo sdělení B. Marsdena v cirkuláři IAU č. 6837 z 11. března 1998, v němž se odborné veřejnosti sdělovalo, že planetka 1997 XF_11, objevená J. Scottim v programu Spacewatch dne 6. prosince 1997, by se měla přiblížit k Zemi 26. října večer (UT) r. 2028 na vzdálenost pouhých 46 000 km, což při nejistotě výpočtu, založeného na oblouku dráhy za pouhých 88 dnů může znamenat také přímý zásah Země. Informace totiž ihned pronikla do sdělovacích prostředků a v části veřejnosti propukla v průběhu jediného dne docela solidní panika. Netrvala naštěstí dlouho, neboť elementy dráhy, vypočtené nezávisle čtyřmi astronomy, umožnily E. Helinové a T. Bowellovi dohledat planetku hned následující den na archivních snímcích ze Schmidtovy komory na Mt. Palomaru, jež byly pořízeny 22. března 1990. Velký odstup těchto pozorování umožnil výrazně zpřesnit dráhové elementy planetky, takže se ukázalo, že ono těsné přiblížení v říjnu 2028 nebude pro Zemi nijak nebezpečné, neboť planetka proletí asi 960 000 km od Země, tedy 2,5krát dále než obíhá Měsíc.
Příběh však ukázal, že je vskutku nesnadné počítat přesné dráhy křížičů na pouhá desetiletí dopředu z pozorování v krátkém (čtvrtletním) dráhovém oblouku. Znovu se tak potvrdilo, jak je životně důležité sledovat planetky - křížiče opakovaně při každém dalším návratu k Zemi. Ačkoliv byl B. Marsden jak novináři tak kolegy astronomy kritizován za předčasné zveřejnění provizorních údajů, hájil se tím, že šlo o elementy, nezávisle potvrzené čtyřmi odborníky a také vyzdvihl, že právě ono zveřejnění vedlo k rychlému dohledání planetky na archivních snímcích. Zarputilci, kteří se snaží veřejnosti neustále namlouvat, že zlotřilá NASA, popřípadě americké ministerstvo obrany, před veřejností důmyslně a soustavně tají nejrozmanitější astronomické údaje, však museli sami uznat, že astronomové jsou až sebevražedně otevření v publikaci nových byť ne zcela ověřených pozorování a výpočtů. Pokud se křížiči přiblíží k Zemi na dostatečně malou vzdálenost a víme o tom dopředu, lze jejich polohu a případně i tvar a rotaci určit radarem. To pak výrazně zlepší i přesnost výpočtu dráhových elementů, takže lze mnohem spolehlivěji na desítky let dopředu odhadnout případné riziko budoucí srážky se Zemí. To se povedlo J. Ostrovi aj. loni počátkem června, kdy získali na observatoři Goldstone v Kalifornii radarové ozvěny na frekvenci 8,5 GHz od planetky 1998 KY_26. Odtud odvodili, že průměr planetky je menší než 40 m a synodická rotační perioda činí jen 10,7 min. Mezi loni objevenými křížiči je také planetka s provizorním označením 1998 DK_36 s velmi protáhlou drahou prakticky v rovině ekliptiky, jež se v přísluní dotýká dráhy Merkuru a v odsluní dráhy Země při oběžné době 212 dnů.
G. Sitarski podrobně zkoumal budoucí dráhu proslulého křížiče (4179) Toutatis na základě pozorování z let 1934-1997. Ukázal, že těleso se pohybuje po silně chaotické dráze, takže spolehlivé předpovědi poloh jsou možné nanejvýš na tři století dopředu. Svého času se tvrdilo, že by se Toutatis mohl srazit se Zemí při velkém přiblížení 29. září 2004, ale toto nebezpečí určitě nehrozí, neboť v té době bude planetka asi 1,5 milionů km od Země. Autor dále ukázal, že případná srážka Toutatise se Zemí by byla při současné přesnosti dráhových elementů předpovězena s předstihem alespoň 11 let. Zhruba 7 let před srážkou by dokonce bylo možné vymezit dopadovou plochu s chybou 100x100 km. P. Pravec aj. získali od r. 1994 světelné křivky pro 26 křížičů s průměry 0,4--8 km. Odhalili periodické kolísání jejich jasnosti v intervalu 2,3--230 h ve 25 případech a usoudili, že ve 20 případech jde o projev rotace samotné planetky. Krátké periody rotace v rozmezí 2,3--3,3 h jsou v souladu s představou, že tyto planetky drží pohromadě jen taktak - jde o jakési kosmické hromady sutě. P. Pravcovi aj. se též podařilo objevit zákrytovou dvojplanetku 1991 VH s oběžnou dobou 1,4 dne a dvěma minimy na světelné křivce o trváních 0,1 dne. Poměr velikostí obou složek činí 0,4 a sekundární složka obíhá ve střední vzdálenosti rovné 5,4násobku poloměru primární složky, jež rotuje nesynchronně v periodě 0,11 dne. Titíž autoři odhalili rozborem světelné křivky planetky typu Apollo 1996 FG_3, že jde o dvojplanetku s rotačními periodami složek 0,67 a 0,15 dne. Podvojných planetek mezi křížiči zkrátka utěšeně přibývá a vše nasvědčuje tomu, že jejich podvojnost je následkem těsných přiblížení k Zemi, kdy se hromady sutě vlivem slapových sil snadno rozpadají. To by též vysvětlovalo případy dvojitých impaktních kráterů nalezených v poslední době na zemském povrchu. Máme tedy velmi dobré důvody se obávat nenadálé srážky s křížičem, jak to široké veřejnosti docela názorně připomněly filmy z loňské holywoodské produkce Armageddon a Drtivý dopad. Mimochodem dvě postavy ve filmu Armageddon - David Marsden a Brian Balam - připomínají odborné poradce filmu astronomy Briana Marsdena a Davida Balama, kteří se soustavně zabývají pozorováním planetek-křížičů a výpočtem jejich drah. Lze tedy jen uvítat iniciativu NASA, jež 14. července 1998 založila zvláštní Úřad pro objekty v blízkosti Země, kterému šéfuje D. Yeomans z JPL v Pasadeně. Úkolem Úřadu je vyvinout úsilí pro rozpoznání nejméně 90% těles - křížičů s průměrem nad 1 km do r. 2010. Pro první rok činnosti úřadu uvolnila NASA 3 miliony dolarů a počítá se se zapojením i mnoha zahraničních observatoří za podpory IAU. Zatím nejúspěšnějším programem pro vyhledávání křížičů je projekt NEAT, využívající metrového zrcadla s velkou maticí CCD 4k x 4k pixelů na Mt. Haleakala na Havaji ve výšce 3000 m n.m. Kamera zobrazí naráz zorné pole o ploše 2,6 čtverečního stupně a při půlminutové expozici dosahuje mezné hvězdné velikosti V = 19,5 mag, takže planetky jasnější než 18 mag zachytí s účinností 90%. Během jasné noci pokryje NEAT plochu 1000 čtverečních stupňů třikrát, takže do dubna 1998 již pokryli plochu 26000 čtverečních stupňů a zaznamenali přitom 23 tisíc planetek, z toho 28 nových křížičů Země.
Identifikace nebezpečných křížičů a předpověď jejich budoucích drah na desítky let dopředu je ovšem teprve počátkem strategické obrany před kosmickými projektily. Metoda, nabízená holywoodskými scénáristy, se totiž v praxi vůbec nehodí, jak ukázali E. Asphaug aj. Rozbíjení kamenných planetek náložemi - ať už konvenčními nebo jadernými - není totiž nijak snadné, jak ukázaly počítačové simulace. Pokud jsou křížiči podobni spíše hromadám sutě, jak nasvědčují mnohé nové výsledky, pak je takové rozbíjení dočista nemožné pro značný útlum rázových vln v porézním tělese křížiče. I. Giblinovi aj. se v r. 1992 podařilo realizovat impakty drobných projektilů takříkajíc laboratorně. Vstřelovali do betonových směsí koule o průměru 210 mm rychlostmi až 6 km/s. Z místa dopadu pak vyletovaly úlomky rychlostmi 4--20 m/s; výjimečně až 35 m/s.
D. Richardson aj. porovnali vzhled zblízka zobrazených planetek hlavního pásu, tj. Gaspry, Idy a Mathildy jakož i Marsovy družice Phobos, o níž se soudí, že je vlastně zachycenou planetkou. Poukázali na nápadnou podobnost všech těles, pokud jde o pokrytí povrchu velkými a hlubokými impaktními krátery. Tak např. na Phobosu s hlavními rozměry 27x22x19 km se nalézá obří kráter Stickney s průměrem 11 km, na Gaspře s rozměry 18x11x9 km se nachází 8 impaktních kráterů s průměry kolem 4 km a na Idě s rozměry 60x26x18 km má největší kráter průměr 23 km a pět dalších průměry 10 km. Konečně na Mathildě, který rotuje mimořádně pomalu s periodou celých 17 dnů, dosahují při typickém průměru planetky 53 km impaktní krátery rozměrů plných 20--30 km. Jelikož planetky tak mohutné nárazy přežily vcelku, znamená to, že jejich vnitřní struktura není souvisle tuhá, nýbrž porézní, s řadou dutin. Autoři proto oprašují dříve spíše zavrhovaný model planetek jako hromad sutě s průměrnou hustotou jen 1,3násobku hustoty vody (přitom planetky obsahují jen docela málo ledu, na rozdíl od kometárních jader).
Do výzkumu planetek se vcelku nečekaně zapojil i Hubblův kosmický teleskop, na základě kuriózní shody okolností, když K. Stapelfeldt přinesl v r. 1994 manželce domů na ukázku nějaké snímky z HST, jejichž zpracováním se zabýval. Paní Stapelfeldtová si záběry širokoúhlé kamery WFPC2 prohlížela na standardním PC a povšimla si na mnoha snímcích záhadných krátkých a křivých čárek. Její manžel společně s R. Evansem zjistili, že jde o náhodné záběry planetek, které během expozice procházely zorným polem kamery HST a rozhodli se pro soustavnou statistiku všech vhodných 28 tisíc snímků, které byly až dosud kamerou pořízeny. Prohlídka trvala 3 roky a vedla k odhalení 96 planetek v rozsahu magnitud V 16--24, mezi nimi tří křížičů Marsu o průměru kolem 1 km. Pozorování sice nestačí k určení dráhy planetek, ale hodí se pro zlepšení odhadu o počtu planetek s průměrem zhruba nad 2 km v hlavním pásu. Ze statistiky pak plyne, že hlavní pás obsahuje pro dráhy se sklonem do 25deg nejméně 300 tisíc takto velkých planetek, z nichž dosud známe jen něco kolem 10 tisíc. Hubblův teleskop také přispěl ke zlepšení údajů o hmotnostech a středních hustotách největších planetek hlavního pásu. Všechna tato tělesa mají hmotnosti pouhých zlomků hmotnosti našeho Měsíce (M_m), tj. Ceres 1,3%, Pallas 0,43 % a Vesta 0,41 % M_m. Jejich střední hustoty jsou po řadě 2,0; 4,2 a 3,9násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. R. Landis aj. uvedli, že Ceres má dokonale kulový tvar s průměrem 933 km a její rotační perioda činí 9,1 h. Podle B. Viateaua a M. Rapaporta představuje samotná Ceres asi polovinu hmotnosti hlavního pásu planetek, tj. 9,5.10^20 kg, takže veškerá hmotnost planetek hlavního pásu představuje pouze 2,6% M_m (osminu hmotnosti Pluta s Charonem), což by zajisté nestačilo ani na zhotovení i docela nepatrné planety. Konečně J. Bange vypočítal hmotnost planetky (20) Massalia na základě poruch dráhy planetky (44) Nysa při jejich těsném přiblížení. Vyšla mu hodnota 5.10^18 kg, což je zatím nejnižší hodnota pro nějakou planetku, spočítaná klasickými metodami nebeské mechaniky.
A. Ghosh a H. McSween počítali tepelný model pro planetku (4) Vesta na základě radiogenního ohřevu nitra při rozpadu radioizotopu 26^Al. Akrece planetky začala asi 2,6 milionu let po vzniku sluneční soustavy, ve stáří 4,6 milionu let bylo hotové její jádro a v 6,6 milionech let i kůra. Ohřev radioaktivním izotopem hliníku vystačil na geologickou aktivitu planetky po celých 100 milionů roků. Od té doby je planetka geologicky mrtvá, nepočítáme-li přirozeně vnější impakty.
Podle J. Donnisona a M. Wipera lze planetky na základě rychlostí rotace rozdělit na dvě samostatné skupiny různého původu s rozhraním pro průměr tělesa 32,5 km, tj. tělesa větší jsou většinou původní objekty, vzniklé akrecí v raných fázích vývoje sluneční soustavy, kdežto menší objekty jsou převážně úlomky z impaktů. Vůbec nejkratší zjištěnou periodu rotace má planetka-křížič (1566) Icarus, zatímco rekordně pomalu rotuje planetka hlavního pásu (288) Glauke s periodou 47,9 dne. R. Whiteley a D. Tholen se pokusili nalézt planetky v libračních bodech (L_4 s L_5) soustavy Slunce-Země; tedy jistou obdobu Trójanů v soustavě Slunce-Jupiter. Použili k tomu velké matice CCD se zorným polem o průměru 7,7arcmin u 2,2 m reflektoru na Mauna Kea, ale žádné objekty jasnější než R = 22,8 mag nenašli. Odtud odvodili, že v těchto libračních bodech se nenacházejí žádná tělesa s průměrem větším než 350 m.
R. Gomes studoval akutní problém migrace velkých planet, na nějž astronomy upozornily nedávné objevy obřích exoplanet velice blízko mateřských hvězd. Je totiž prakticky vyloučeno, aby v blízkosti hvězd vznikaly obří planety - spíše se tam dostaly postupným přibližováním z místa svého vzniku, což označujeme jako migrace. Autor soudí, že migrace postihla i obří planety sluneční soustavy a z toho důvodu kolem Saturnu, Uranu a Neptunu neexistují početné planetky v libračních bodech L_4 a L_5. Naproti tomu úhrnná hmotnost Jupiterových Trójanů je zhruba stejná jako hmotnost planetek hlavního pásu.
Mimořádný úspěch českých hokejistů na zimních olympijských hrách v Naganu se vzápětí promítl i na oblohu, když ondřejovští astronomové pod vedením P. Pravce navrhli pojmenování planetky 1995 HC = (8217) jménem Dominikhašek. Planetka o průměru asi 5 km byla objevena v Ondřejově v červnu 1995 a definitivní číslo obdržela v lednu 1998. Dráhově patří do rodiny planetky Flora s velkou poloosou 2,25 AU, výstředností 0,17, sklonem 2,4deg a oběžnou dobou 3,4 roku. K Zemi se může přiblížit až na 0,85 AU a tehdy bývá asi 16 mag. Vzápětí se dostala do nebe i mytologická postava českých dějin XX. století, když planetka 1996 BG, objevená na Kleti v lednu 1996 Z. Moravcem obdržela definitivní číslo (7796) a název Járacimrman. Planetka o průměru asi 10 km má velkou poloosu dráhy 2,66 AU, výstřednost 0,15, sklon 13deg a oběžnou dobu 4,4 roku. K Zemi se však může přiblížit nanejvýš na 1,3 AU. Zásluhou J. Tiché se dostal svou planetku také nedávno zesnulý český imunolog a básník Miroslav Holub (1923-1998); planetka byla objevena na Kleti v listopadu 1995 a dostala definitivní označení (7496) Miroslavholub koncem r. 1998. Její velká poloosa dosahuje 3,1 AU, výstřednost dráhy 0,34 a sklon 15deg při oběžné době 5,5 roku. Její průměr se odhaduje na 15 km. Na Kleti objevili do konce r. 1997 již 327 planetek a z toho bylo pojmenováno 163. Podle M. Vondráčka je nyní mezi planetkami přinejmenším 165 českých jmen. Z iniciativy P. Pravce připravila skupina členů České astronomické společnosti zvláštní domovenku s názvem "Planetky z českých luhů a hájů", v níž lze nalézt všechny planetky, které mají dostatečně jasnou souvislost s českým resp. československým prostředím. Na WWW stránce http://planetky.astro.cz/ jsou zejména uvedeny české překlady oficiálních zdůvodnění jednotlivých jmen, jak je uvádí dokumenty IAU.
Do dubna 1998 bylo již očíslováno 8603 planetek a z nich je pojmenováno 5898. Mezi 167 observatořemi, na nichž byly až doposud objeveny planetky, zaujímá mimořádně lichotivé 6. místo Hvězdárna na Kleti s 345 objevenými planetkami a Ondřejov s 9 planetkami je na 81. místě. Na Kleti však do listopadu 1998 objevili již 371 planetek a zde je výběr některých nových jmen: (4176) Sudek, (5552) Studnička, (5668) Foucault, (5897) Novotná, (6540) Stepling, (6583) Destinn, (6586) Seydler, (6928) Lanna, (7226) Kryl, (7359) Messier, (7391) Strouhal, (7441) Láska, (7495) Feynman, (7498) Blaník, (7645) Pons, (7672) Hawking, (7695) Přemysl, (7711) Říp, (7846) Setvák, (8048) Andrle.
Neustále se rozrůstající skupina transneptunských objektů (TNO) čítala na jaře 1998 již 65 těles jasnějších než R = 24,6 mag. Podle S. Teglera a W. Romanishina rozpadá zatím na dvě skupiny - objekty nápadně červené a šedé. Mezi ony šedé patří dle J. Luuové a D. Jewitta také zatím nejvzdálenější TNO 1996 TL_66, jenž se vzhledem optického a infračerveného spojitého spektra podobá spíše Kentaurovi Chironu než Pholusu. Spektrum v celém sledovaném pásmu neobsahuje žádné absorpční čáry či pásy. Při nízkém albedu 0,04 a červené magnitudě 21 to odpovídá tělesu o průměru 500 km. Titíž autoři využili v letech 1994-96 k hledání nových TNO obřího 10 m Keckova teleskopu při červené mezné hvězdné velikosti 26,1 mag. Zjistili, že do této meze připadá na čtvereční stupeň oblohy v okolí ekliptiky 31 TNO, a jejich rozdělení podle jasnosti dobře navazuje na funkci svítivosti pro jasnější TNO, ale zcela evidentně nesouhlasí s funkcí svítivosti, odvozovanou z pozorování HST - v tomto případě jsou ovšem jisté pochybnosti o realitě objektů. Pozorování z Keckova teleskopu nasvědčují tomu, že ve vzdálenosti 30--50 AU od Slunce dosahuje úhrnná hmotnost TNO s individuálními rozměry nad 100 km překvapivě vysoké hodnoty kolem 10% hmotnosti Země - to je asi 250krát více, než činí celková hmotnost hlavního pásma planetek mezi Marsem a Jupiterem!
Realitu pozorování TNO pomocí HST v r. 1995 se snažili obhájit A. Cochranová aj., kteří odhadují meznou hvězdnou velikost své přehlídky na 28,4 mag v pásmu V. Při uvažovaném albedu 0,04 to pak odpovídá tělesům s průměrem nad 10 km. Autoři soudí, že počet nesprávných identifikací objektů poblíž hranice pozorovatelnosti HST nemá zásadní vliv na jimi odvozenou funkci svítivosti pro TNO. Není však zcela vyloučeno, že zmíněný nesoulad počtů způsobuje do značné míry volba odlišného fotometrického pásma V v porovnání s pásmem R, užívaným Luuovou a Jewittem. Celá situace se dále úspěšně zašmodrchala přehlídkou v úzkém svazku, kterou uskutečnili B. Gladman aj. pomocí palomarského Haleova pětimetru a 3,6 m CFHT do červené meze 25,9 mag. Objevili tak celkem 5 TNO, z čehož vyvozují průměrný počet 90 TNO na čtvereční stupeň oblohy do zmíněné meze, tedy asi 3x více než plyne z extrapolace pozorování jasnějších TNO. Autoři odhadují, že do R = 29 (tj. při albedu 0,04 a vzdálenosti 45 AU jde o TNO s rozměry nad 10 km) se v Kuiperově-Edgeworthově pásu nachází na 4 miliardy TNO. Ve vzdálenosti nad 50 AU pak těchto objektů nápadně ubývá, což nelze vysvětlit výběrovým efektem.
Na jižní polokouli využili P. Magnusson aj. k obdobné přehlídce 3,5 m reflektor NTT ESO. Během 4 nocí tak prohlédli 0,5 čtverečního stupně oblohy až do červené meze 24 mag. a odhalili přitom 1 Kentaura a 7 TNO. Z tříbarevné fotometrie jim vyšel Kentaur 1994 JQ_1 stejně červený jako Pholus. Pro TNO vychází do zmíněné meze 5,3 objektů na čtvereční stupeň v okolí ekliptiky. U dvou TNO (1997 SZ_10 a 1996 TR_66) byly odhaleny rezonance drah s Neptunem v poměru 1:2. Při délce velké poloosy kolem 48,3 AU, výstřednostech kolem 0,37 a sklonu drah kolem 12deg to znamená, že dráhy obou TNO jsou stabilní řádově po miliardy let. To by mohlo objasnit i zmíněný nápadný úbytek TNO pro velké poloosy nad 50 AU.
Jestliže rok 1997 byl doslova ve znamení komet, pak loňský rok byl pro změnu rokem meteorických rojů. I. Williams a S. Collander-Brown se pokusili identifikovat mateřské těleso lednových Kvadrantid, které patří mezi značně nepravidelné roje s velmi krátkou dobou činnosti. Ukázali, že mateřskou kometou nemůže být ani kometa 1491 I ani 96P (Machholz), ale spíše planetka (5496) = 1973 NA, jež je sama nejspíš odrobeným úlomkem jiného tělesa. Kvadrantidy byly poprvé pozorovány až r. 1835 a jejich zenitové frekvence často dosahují až 100 met/h. V r. 1998 se objevily v ranních hodinách 4. ledna a celý úkaz trval pouhých 8 hodin.
S ohledem na návrat komety 21P/Giacobini-Zinner se očekávala zvýšená činnost jejího roje - říjnových Drakonid (Giacobinid). Ve shodě s očekáváním se roj projevil optickou frekvencí až 45 met/h a podle radarových měření J. Borovičky aj. dosáhl maxima v čase 8,6 UT října 1998.
Neobyčejně pozoruhodnou souvislost pro pravidelný roj Lyrid a nepravidelný meteorický roj alfa-Monocerotid nalezli P. Jenniskens a G. Docters van Leuwen. Jak známo, 22. listopadu 1995 se ve shodě s předpovědí projevil zcela nápadně frekvencemi až 500 met/h vzácný meteorický roj alfa-Monocerotid. Podle všeho jsme se totiž potkali s prachovou vlečkou komety C/1861 G1 (Thatcher), jež je mateřskou kometou dubnových Lyrid. Lyridy jsou totiž vůbec nejstarším doloženým případem meteorického deště, který zaznamenali čínští astronomové již 23. března r. 687 př. n. l. Jak ukázal v r. 1947 V. Guth, déšť Lyrid se dostavuje tehdy, když je Jupiter či Saturn v konjunkci s uzlem dráhy roje - tedy nikoliv v době, kdy je samotná kometa v přísluní. Mimořádná aktivita alfa-Monocerotid v r. 1995 proto nejspíše vskutku představovala setkání s prachovou vlečkou komety, kterou planetární poruchy zanesly přímo do dráhy Země.
P. Brown a J. Jones se věnovali dráhovému vývoji známého pravidelného meteorického roje Perseid, jenž - jak známo - jevil mimořádně silnou aktivitu na konci 80. a počátkem 90. let tohoto století. Autoři ukázali, že částice vyvržené z jádra mateřské komety 109P/Swift-Tuttle, mají velmi nízké hustoty od 0,1 do 0,8 násobku hustoty vody za běžných podmínek. Za zvýšenou aktivitu v letech 1988-1990 mohly částice roje, uvolněné při návratech komety 109P v letech 1610 a 1737, kdežto aktivitu v letech 1991-94 způsobily částice z návratů 1862 a 1610. Konečně zvýšení v letech 1995-97 pochází z doslova starobylých návratů komety v letech 1479 a 1079. I v tomto případě jsou hlavní příčinou takto zvýšené aktivity roje poruchy Jupiteru a Saturnu, které posouvají uzly dráhy roje směrem dovnitř sluneční soustavy. K tomu dále přispěl i nejnovější návrat komety 109P v r. 1992. Podle autorů jsou hlavní složkou Perseid částice, které opustily jádro komety před 25 tisíci lety, přičemž celkové stáří roje se odhaduje na 100 tisíc let.
V loňském roce jsme zaznamenali mimořádnou aktivitu meteorického roje Bootid, jenž se nečekaně projevil 27,60 UT června. Opticky byl sledován zejména v Japonsku a České republice, radarově v Kanadě. Podle P. Browna a W. Hockinga měly Bootidy velmi difúzní radiant a zcela nepochybně souvisely s mateřskou kometou 7P/Pons-Winnecke. To nezávisle dokázali na základě snímků jasného bolidu -7,9 mag P. Spurný a J. Borovička. Bolid se objevil ve 27,89 UT června, kdy vstoupil do naší atmosféry rychlostí 17,9 km/s při počáteční hmotnosti 0,14 kg a pohasl ve výši 72 km nad Zemí. Velká poloosa jeho dráhy 3,3 AU, výstřednost 0,69 a sklon 18deg jednoznačně prokázaly, že jde o úlomek komety 7P. V souvislosti s očekávanými deši Leonid přibylo odhadů, jakým rizikem se mohou stát pro umělé družice Země. Za předpokladu, že družici může poškodit každý meteoroid, jenž je opticky jasnější než 1 mag, vychází riziko poškození alespoň jedné družice na 1%. M. Beech připomněl, že již při dešti Leonid r. 1833 tvrdili pozorovatelé, že slyší praskot a svištění bezprostředně během optického jevu, což vypadalo velmi nepravděpodobně. Nicméně r. 1989 prokázal C. Keay, že jev má objektivní příčinu v podobě místní transdukce rádiových vln velmi nízkých frekvencí (nejspíše ve vlasech samotných pozorovatelů), šířících se od ionizované stopy meteoru ve vysoké atmosféře přirozeně rychlostí světla. Podle něj se akustické jevy vyskytují u meteoroidů s počátečním průměrem nad 1,2 metrů, tj. s hmotností alespoň 800 kg. Je jistě dobré připomenout, že právě roku 1833 byla mateřská kometa roje 55P/Tempel-Tuttle nejblíže k Zemi za celé poslední tisíciletí. Jelikož při největším dešti Leonid r. 1966 zprávy o těchto zvucích chyběly, lze z toho usoudit, že tehdy šlo o méně hmotné meteoroidy.
Již r. 1996 byly podle P. Browna aj. Leonidy na vzestupu a při délce Slunce 235,2deg dosáhly zenitové frekvence až 86 met/h, přičemž tato složka maxima se vyznačovala mimořádně jasnými bolidy. S ohledem na předpovědi času maxima v r. 1998 uspořádaly četné skupiny meteorářů expedice do východní Asie a Leonidy zde byly studovány vskutku komplexně všemi dostupnými pozorovacími technikami ze země i z letadel (Okinawa). Nakonec však vše bylo trochu jinak, neboť Leonidy si oproti předpovědím o více než půl dne přispíšily a tak optimální pozorovací podmínky měla střední a západní Evropa - zdá se, že podobně tomu bude i r. 1999. I když četnost Leonid nedosáhla parametrů meteorického deště, podívaná to byla vskutku náramná, jelikož v roji během tohoto vlastně podružného maxima převažovaly mimořádně jasné bolidy pod -8 mag. Nejvyšší zenitové frekvence byly pozorovány v čase 17,19 UT listopadu a dosáhly až 500 met/h. Jedinečný snímek 156 (!) Leonid celooblohovou komorou se zdařil pozorovatelům v Modre - záběr doslova obletěl celý astronomický svět.
A. Wehry a I. Mann se zabývali tzv. meteoroidy beta, jež jsou definovány tak, se pohybují sluneční soustavou po neuzavřených drahách ve směru pohybu Slunce. Meteoroidy tohoto typu mají většinou prográdní dráhy a pokud tlak slunečního záření je srovnatelný s působením sluneční přitažlivosti na tyto částice, mohou nakonec opustit sluneční soustavu a stát se mezihvězdnými cestovateli. První takové částice nalezly kosmické sondy Pioneer 8 a 9 r. 1973 a 1975. Nejnověji je sledovala sluneční sonda Ulysses jednak na počátku své mise v ekliptice ve vzdálenostech do 1,6 AU od Slunce a jednak během obou polárních průletů. Sonda zaznamenala úhrnem 48 částic s hyperbolickými drahami, jejichž perihel se nalézal blíže než 0,5 AU od Slunce.
Po delší době byl na povrchu Země nalezen skutečně solidně velký meteorit bezprostředně po dopadu. Střet se Zemí se odehrál 20. června 1998 poblíž osady Kunja Urgneš, 100 km od Tašuze v Turkmenistanu ve střední Asii. Meteorit vyhloubil kráter o šířce 6 m a hloubce 4 m. Na dně kráteru se nacházel kamenný chondrit o průměru 0,8 m a hmotnosti 820 kg. Zato u nás se nepodařilo nalézt zbytky po dopadu bolidu Benešov EN 070591, jenž podle J. Borovičky aj. měl při průletu až -19,5 mag při vstupní rychlosti 21 km/s a hmotnosti 4000 kg a hustotě 2,0násobku hustoty vody. Již ve výšce kolem 55 km se rozpadl na desítky úlomků s hmotnostmi do 300 kg a prudce se brzdil ve výškách pod 50 km, což vedlo k dalším rozpadům ve výškách pod 40 km a definitivnímu rozbití ve 24 km nad Zemí. Teplota bolidu dosáhla teploty na povrchu Slunce, tj. asi 5 kK a uvolněná energie činila 0,2 kt TNT (1.10^12 J).
Revidované údaje o proslulém železném meteoritickém dešti v ruském pohoří Sichote-Alin na Dálném východě z 12. února 1947 uveřejnil V. Světcov. Nové údaje o azimutu se liší asi o 10deg od dříve publikovaných a také směr příletu meteoritů vůči vertikále byl jen 30deg a nikoliv 45deg. Původní rychlost vstupu meteoritů do ovzduší 6,8 km/s se během průletu snížila na 5,1 km/s a vstupní hmotnost úlomků v rozmezí 800 kg až 2 tuny klesla na méně než 1,3 t. Jednotlivé krátery na místě dopadu měly průměr až 12 m a hloubku až 2,8 km.
V r. 1996 se v italské Boloni konalo specializované kolokvium, věnované meteoritické události století, jíž je zřejmě pád tunguzského meteoritu 30. června 1908. Kolokvia se účastnilo na 100 odborníků ze 13 zemí. V publikovaných materiálech z kolokvia se většina z nich shodla na tom, že energie exploze meteoritu dosáhla hodnoty 15 Mt TNT, tj. řádu 10^17 J, a rázová vlna zničila 2150 km^2 sibiřské tajgy. Požár lesa, vzniklý tepelnou a světelnou vlnou výbuchu, byl o něco pomalejší rázovou vlnou však uhašen. Vlastní těleso meteoritu byla zcela nepochybně kamenná planetka o původním průměru něco přes 60 m a hmotnosti pod 10^10 kg. Při svislém dopadu takového tělesa vstupní rychlostí 17,5 km/s dokáže zemská atmosféra absorbovat asi polovinu kinetické energie kamenných projektilů do průměru 230 m a železných meteoritů do průměru 50 m a při šikmém dopadu tato ochranná schopnost zemské atmosféry ještě roste a fakticky odizoluje účinky nárazu kosmického tělesa až pro průměry 360 m resp. 70 m. Průměrný interval mezi dopady obdobně velkých planetek se nyní odhaduje na 400 let. Teprve tělesa s původním rozměrem nad 3 km vyvolávají celosvětovou katastrofu. K opravdu ničivému úkazu proto došlo např. na rozhraní geologického období jury a křídy před 145 miliony lety, kdy vznikl jihoafrický kráter Morokweng - energie tohoto úkazu byla o řád vyšší než u dnes už proslulejšího mexického kráteru Chicxulub. Další velké krátery byly objeveny na Sibiři (Popigaj) a v Kanadě (Chesapeake Bay) - jejich stáří činí jen 36 milionů let.
Koncem r. 1997 proběhla sdělovacími prostředky pozoruhodná zpráva o explozi velkého meteoritu nad Grónskem s tím, že na místě dopadu byly pozorovány významné atmosférické úkazy a sesuvy půdy pomocí umělých družic Země. Jak uvádí J. Tate, bolid explodoval poblíž osady Qaqortoq 9. prosince 1997, 50 km severně od městečka Narsarsuaq. Nejlepší data poskytla automatická bezpečnostní kamera na hlídaném parkoviště, jež zaznamenala odlesk exploze bolidu na lesklých karosériích automobilů. Odtud je znám přesný čas exploze a proto lze vyloučit jakoukoliv souvislost s atmosférickými úkazy zaznamenanými družicí NOAA ve výši kolem 7 km nad zemí. S explozí bolidu v atmosféře však souvisí rázová vlna, zaznamenaná na Špicberkách. Zdá se téměř jisté, že meteorit nedopadl na zemi, ale rozprášil se výbuchem v atmosféře, takže o jeho povaze není nic známo. Příroda jako by těmito atmosférickými výbuchy chtěla úspěšně zahladit stopy po kosmických projektilech, dopadajících na Zemi v hojnějším počtu, než by z nálezů meteoritů vyplývalo.
Proto mají dle I. Němčinova aj. tak velký význam údaje, získávané špionážními družicemi především v infračerveném pásmu. Jakkoliv jsou technické parametry družic tajné, údaje o explozích bolidů se občas daří uvolnit pro astronomické účely. V letech 1994-96 se podařilo získat údaje, odpovídající souhrnné době 22 měsíců, během nichž bylo pozorováno 51 bolidů. V přepočtu na energie exploze to značí asi 25 výbuchů za rok v energetickém pásmu 0,25--4 kt TNT. Exploze na úrovni 1 Mt TNT se v atmosféře Země odehrají v průměru jednou za čtvrtstoletí - zatím byl špionážními družicemi za 12 let souvislého provozu pozorován jeden takový případ. Hmotnosti registrovaných bolidů se pohybují v rozpětí 1--1000 t a průměrné rychlosti vstupu do zemské atmosféry 15--20 km/s. Nicméně ani tyto údaje nejsou prosty soustavných chyb, neboť uvedená čísla jsou asi 2x nižší, než by odpovídalo extrapolaci údajů o četnosti kráterů na Měsíci. Důvody soustavného podcenění četnosti spočívají hlavně v tom, že špionážní družice jsou programovány na soustavné sledování naprosto odlišných úkazů a většina vojensky nezajímavých dat se nearchivuje.
Novým rýžovištěm pro meteority se stala překvapivě Sahara, kde podobně jako v Antarktidě zřejmě platí, že co kámen, to mimozemského původu. Nepočítáme-li Antarktidu, pak bylo na zemském povrchu nalezeno loni 453 meteoritů, a z toho plných 401 na Sahaře! Poblíž oázy Dar al Gani v centrální Libyi byl loni mj. objeven meteorit č. 400, jenž pochází z Měsíce a je již 14. meteoritem z Měsíce v pozemských sbírkách. Je z dosud nalezených měsíčních meteoritů i nejhmotnější - 1,4 kg. Na témže nalezišti byl objeven i meteorit č. 476 o průměru 0,15 m, jenž je 13. meteoritem z Marsu. Na Saharu dopadl před 30 tisíci lety a z Marsu byl katapultován asi před milionem let. Podle B. Gladmana se meteority z Marsu pohybují po chaotických drahách v meziplanetárním prostoru v průměru po 15 milionů let dříve než buď spadnou na Slunce, anebo se srazí a zničí při srážce s jiným kosmických projektilem. Pouze 5% z nich má naději, že se střetne se Zemí.
Jednu z nejjasnějších komet roku objevila 3. května v těsné blízkosti Slunce neúnavná sluneční družice SOHO jako kometu 1998 J1; v době objevu byla 0 mag!. Kometa prošla přísluním 8. května ve vzdálenosti 0,15 AU. Velký sklon dráhy 63deg usnadnil její sledování po průchodu přísluním, ale jen na jižní polokouli, kde byla 17. května vidět jako objekt 2,8 mag a 19. května jevila plynný chvost o délce 10deg. Ačkoliv koncem května přestala být kometa viditelná očima, překvapivě se znovu zjasnila a 1. června dosáhla 3,4 mag. Optické zjasnění bylo doprovázeno zesílením čar OH v rádiovém oboru spektra. Pak však opět rychle zeslábla. Téhož dne odhalila SOHO další dvě jasné komety, mířící do Slunce - byly to už 54. a 55. komety objevené družicí. Úkaz vzbudil mimořádnou pozornost také proto, že těsně po dopadu první z komet do Slunce se za jihozápadním okrajem Slunce objevila koronální kondenzace hmoty a eruptivní protuberance - to však s dopadem komety nijak nesouviselo. Během června pak SOHO našla ještě dalších 9 komet v blízkosti Slunce - většinou příslušnic známé Kreutzovy skupiny komet, otírajících se doslova o Slunce. Pak však nastala dlouhá přestávka vinou poruchy orientace družice. Dne 2. června se podařilo znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy 2 (1998 K6), poprvé pozorovanou jako objekt 1990 UL_3 koncem r. 1990. Jde tedy o první pozorovaný návrat komety, což umožnilo zpřesnit elementy dráhy tak, že průchodu přísluním nastane 6. února 2000 při velké poloose dráhy 4,45 AU, výstřednosti 0,58, sklonu 5deg a oběžné periodě 9,4 roku. Podobně se 25. července podařilo dalekohledem Spacewatch znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy 7 (1998 O1), poprvé pozorovanou koncem r. 1991. V době nového objevu měla nepatrnou komu o průměru 6arcsec a chvost o délce 0,5arcmin. Kometa prošla znovu přísluním loni 24. srpna ve vzdálenosti 1,7 AU a při výstřednosti 0,53 a sklonu dráhy 10deg obíhá v periodě 6,9 let.
Mateřská kometa meteorického roje Leonid 55P/Tempel-Tuttle byla dle O. Hainauta aj. objevena pomocí dalekohledu NTT ESO již 10. května 1994 ve vzdálenosti 10,8 AU od Slunce, kdy její červená magnituda byla slabší než 24,5 mag. Od té doby byla pozorována již každoročně kolem opozice se Sluncem a ještě v červnu r. 1997 ve vzdálenosti 3,5 AU nejevila žádnou kometární aktivitu. Odtud se dal dobře určit střední poloměr jejího silně protáhlého jádra na 1,8 km. Kometa se 17. ledna 1998 přiblížila k Zemi na 0,36 AU, což je nejblíže za posledních 132 let, a z toho lze nepřímo usoudit, že Leonidy by mohly příjemně překvapit právě v r. 1999. V té době změřili 5 m Haleovým reflektorem na Mt. Palomaru poloměr jejího jádra 2 km, což je rovněž v dobré shodě s měřením HST, odkud vychází poloměr 1,8 km. Podle infračervených pozorování IRTF měla kometa 8. února ekvivalentní teplotu povrchu plných 330 K, tj. o 60 K nad rovnovážnou teplotou záření černého tělesa v dané vzdálenosti (1,0 AU) od Slunce a spektrum vykazovalo emise křemíku. Počátkem března dosáhla maximální jasnosti pod 8 mag.
Mezitím se k nám přiblížila i další mateřská kometa meteorického roje Drakonid 21P/Giacobini-Zinner, jež dosáhla koncem května 1998 15 mag, počátkem srpna 13 mag, v polovině října byla jasnější než 10 mag a od konce října do konce listopadu měla 9 mag. Koncem října pak byla objevena kometa 1998 U5 (LINEAR) jako objekt 14 mag, jenž se však již počátkem listopadu zjasnila na 10 mag a v polovině listopadu dokonce na 7,6 mag, aby pak do konce roku rychle zeslábla na bezmála 11 mag. Kometa prošla přísluním po retrográdní dráze ve vzdálenosti 1,23 AU těsně před vánoci.
R. Tucker ohlásil 13. září objev planetky QP_54, avšak J. Tichá a L. Šarounová zjistili, že "planetka" má komu i chvost, takže jde o kometu, která prošla přísluním loni 6. října ve vzdálenosti 1,9 AU. Velká poloosa dráhy dosahuje 4,2 AU a sklon 18deg - kometa prošla blízko Jupiteru počátkem r. 1992 a obíhá nyní kolem Slunce v periodě 8,6 roků. Podobně J. Muellerová objevila 17. října kometu 1998 S1, jež se na snímku z 26. září ještě jevila jako planetka. Také toto těleso se těsně přiblížilo k Jupiteru r. 1992 a prošlo přísluním 3. listopadu 1998 ve vzdálenosti 2,6 AU při výstřednosti dráhy 0,4, sklonu 11deg a oběžné době 9,1 let. Do třetice se totéž stalo s kometou 1998 U1, kterou objevili 18. října jako planetku, avšak ihned po objevu ji P. Pravec rovněž identifikoval jako kometu, jež prošla přísluním 1. června 1998 ve vzdálenosti 4,1 AU a pohybuje se po retrográdní parabolické dráze se sklonem 156deg.
Do této série vlastně zapadá i pozorování planetky 1939 TN, kterou objevili 7. října 1939 finští astronomové Y. Vaisala a L. Otermová. Teprve r. 1979 však uveřejnili její dráhu, která byla zřetelně kometární. Vloni v polovině listopadu těleso zobrazil veleúspěšný vyhledávací program LINEAR a prosincový snímek 1,8 m kanadským teleskopem na DAO ukázal, že zatímco dráha finských astronomů je naprosto přesná (odchylky proti tak staré efemeridě činily jen 4 obl. minuty), jde zcela určitě o kometu, vyznačující se jak komou tak chvostem. Kometa 1998 WG_22 prošla přísluním 27. září 1998 ve vzdálenosti 3,39 AU při výstřednosti dráhy 0,25m sklonu 2deg a oběžné periodě 9,6 roku. V polovině prosince 1998 se zdařilo G. Williamsovi znovuobjevit periodickou kometu 1983 C1/Bowell-Skiff jako nepatrné tělísko 19 mag, které se proti efemeridě předběhlo o plných 17 d, takže prošlo přísluním 14. května 1999 ve vzdálenosti 2,0 AU při výstřednosti dráhy O,7. Kometa 1998 X2 má při sklonu dráhy 4deg oběžnou dobu 16,2 roku.
Počátkem února 1998 se na Tenerifě uskutečnila mezinárodní konference, věnovaná komplexními sledování slavné komety 1995 O1 (Hale-Bopp), která byla v té době ještě stále v dosahu triedrů na jižní polokouli. Teprve koncem února 1998 zeslábla totiž pod hranici 8,5 mag, koncem března k 9 mag, koncem června k 10 mag, ale ještě v polovině září byla 10,2 mag. Těsně před vánoci však astronomy překvapila zjasněním jádra o 3 mag proti efemeridě, čímž se přiřadila ke kometám, které nečekaně zvýšily svou jasnost ve velké heliocentrické vzdálenosti. Následkem toho měla na konci roku stále ještě 11 mag.
Jak uvádí W. Hübner, při svém příletu ke Slunci kometa Hale-Bopp překročila již ve vzdálenosti 7,2 AU překročila kometa magickou hranici jasnosti 10 mag a v době kolem průchodu perihelem 1. dubna 1997 ji sledovalo vše, co mělo čidla a nohy. Kometa se tak stala nejdéle a nejkomplexněji sledovanou kometou díky své výjimečné jasnosti, ačkoliv HST si kolem perihelu vinou blízkosti objektu ke Slunci ani neškrtl. Přiblížení ke Slunci zkrátilo oběžnou dobu komety Hale-Bopp z původních 4211 let (minulý průchod přísluním se odehrál 7. června 2215 př. n.l.) na pouhých 2392 let - za tuto "poruchu" může ovšem především Jupiter. Již v 7 AU započala měřitelná produkce CO z povrchu jádra komety, jehož průměr činí alespoň 50 km a jež podle J. Licandra aj. rotuje v periodě 11,34 h. V komě bylo asi 20krát více plynu a 150krát více prachu než v komě Halleyovy komety, a vynikalo nadto "dikobrazím" vzhledem. V době, kdy byla kometa právě 1 AU od Slunce, uvolňoval se prach z jádra rychlostí 4.10^5 kg/s. Těsně po průchodu perihelem odhalil mikrovlnný radioteleskop JCMT v jejím spektru pásy molekuly HDO (napůl těžké vody), a odtud se podařilo určit poměr izotopů D/H = cca. 3,3.10^-4, jenž naznačuje, že komety typu Hale-Bopp mohly přinést v minulosti vodu pro pozemské oceány, v nichž je poměr obou izotopů velmi podobný. Z. Sekanina překvapil i odborníky tvrzením, že kometa je podle snímků HST pravděpodobně vícečetná a že satelity komety dosahují průměru až 40 km. Nakonec dospěl k názoru, že kometa má ve skutečnosti dvě jádra, vzdálená od sebe navzájem necelých 200 km. Rovník hlavního jádra je skloněn pod úhlem 75deg k oběžné rovině komety. Sekanina tak usoudil z chování pozoruhodných koncentrických hal prachu v komě. Tyto nápadné obloukovité útvary se vzhledově podobaly známým zakresleným halům jasné komety 1858 L1 (Donati). Autor též tvrdí, že hlavní jádro komety se vyznačuje jediným izolovaným zdrojem prachu na svém povrchu. Kromě prachového chvostu se kometa pyšnila chvostem iontovým z iontů CO^+ a dvěma chvosty sodíkovými. S výjimkou poměru D/H se poměrné zastoupení ostatních izotopických párů ukázalo totožné se slunečním. Ve spektru komety Hale-Bopp byly zaznamenány pásy uhlovodíků a sloučenin dusíku a síry.
Její o něco méně nápadná družka C/1996 B2 (Hjakutake) má podle D. Schleichera aj. synodickou rotační periodu jádra 6,23 h. Souhrnné údaje o kometách, pozorovaných v Číně v letech 146 př. n.l. a 1760 n. l. uveřejnili H. Žou aj. Katalog obsahuje 363 pozorování 88 různých komet. T. Nakamura a H. Kurahaši počítali pravděpodobnost srážky periodických komet s oběžnou dobou kratší než jedno tisíciletí s planetami Venuše až Neptun. Využili k tomu kometárních drah, vypočtených pro 228 komet a sledovali vývoj drah na 30 tisíc let do budoucnosti i do minulosti. Výpočet potvrdil dříve udávané četnosti srážek kometárních jader s obřími planetami sluneční soustavy, zatímco četnost srážek s Venuší a Marsem se dosud přeceňovala. Kometa s poloměrem jádra nad 1 km se sráží s Jupiterem každých 500--1000 let, kdežto se Zemí jen jednou za 2--4 miliony let. I tak je překvapující, jak dobře život na Zemi takové katastrofy překonává.
Neobyčejným překvapením byl fantastický výbuch periodické komety 52P/Harrington-Abell, jež 21. července zářila jako objekt 12 mag a o den později dokonce jako 11 mag, ač příslušná efemerida očekávala pouze 21 mag. V září se pak pokorně vrátila na 12,4 mag a od té doby až do konce roku se souběžně s přibližováním ke Slunci zjasnila až na 10,6 mag kolem vánoc. Obecně se problémem nápadných zjasnění komet ve velkých heliocentrických vzdálenostech zabývali P. Gronkowski a J. Smela. Tvrdí, že na výbuších se podílí kombinace exotermních procesů v kometárních jádrech, tj. především polymerace HCN, krystalizace amorfního vodního ledu a sublimace CO resp.CO_2. Typickými příklady takových explozí byly komety Ikeya-Seki, Schwassmann-Wachmann 1 a Halley.
Díky HST se konečně úspěšně daří rozlišit jádra mnoha komet, jež se v posledních letech přiblížily k Zemi a byly přitom ještě dostatečně daleko od Slunce, aby neměly příliš vyvinou komu. H. Boenhardt aj. rozlišili jádro krátkoperiodické komety 26P/Grigg-Skjellerup v září 1993 a určili jeho poloměr na 1,5 km. Pro další krátkoperiodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann stanovili v prosinci 1994 pouze horní mez poloměru jádra na 1,1 km. P. Lamy aj. oznámili, že na snímku HST z konce listopadu 1994 se jim podařilo v siluetě spatřit jádro komety 19P/Borrelly, jež byla objevena již r. 1904 a počátkem listopadu 1994 znovu procházela perihelem. Protáhlé jádro má rozměry 4,4 x 1,8 km a rotuje v periodě 25 h. Jen 8% povrchu jádra vykazuje kometární aktivitu. Titíž autoři využili širokoúhlé kamery HST v srpnu 1996 ke sledování jádra krátkoperiodické komety 46P/Wirtanen. Při předpokládaném albedu 0,04 činí poloměr jádra této komety 0,6 km a rotační perioda 6,0 h. Kometa, objevená r. 1948, patří do bohaté Jupiterovy kometární rodiny a prošla naposledy přísluním 14. března 1997. Přitom vydávala do prostoru asi 4 kg prachu za sekundu. Do třetice v prosinci 1997 sledovali pomocí HST jádro komety 9P/Tempel v době, kdy byla kometa vzdálena 3,5 AU od Země a 4,5 AU od Slunce. I toto jádro je protáhlé s rozměry 3,9 x 2,8 km a rotační periodou 25 h. M. Fulle aj. se zabývali pozorovaným zánikem komety 1996 Q1/Tabur v říjnu 1996, kdy přestalo být viditelné jádro, zatímco chvost ještě zářil. Autoři soudí, že spíše než o rozpad se jednalo o zalepení průduchů na povrchu jádra, jež se tak stala vyhaslou kometou.
Řada autorů upozornila na pozoruhodnou lineární závislost mezi magnetickým momentem (v jednotkách A.m^2) a momentem hybnosti pro řadu těles sluneční soustavy (Merkur, Ganymed, Ió, Země, Uran, Neptun, Saturn a Jupiter). Naproti tomu velmi nízké magnetické momenty mají tak různá tělesa jako Měsíc, Callistó, Europa, Venuše a Mars. Podrobně se vlastními magnetickými poli planet a jejich družic zabýval L. Ksanfomaliti. Nejlépe je přirozeně prozkoumáno magnetické pole Země, jež je nesouměrné, skloněné a vyosené. Indukce magnetického pole dosahuje na rovníku 31 microT, na severním pólu 58 microT, ale na jižním dokonce 68 microT. V zásadě dipólové pole má však i svou kvadrupólovou a oktupólovou složku. Na geograficky severní zemské polokouli se však nalézá jižní magnetický pól v poloze 78,6deg s.š. a 70,1deg v.d. a osa magnetického dipólu je skloněna k rotační ose pod úhlem 11,5deg. Poloha magnetického pólu relativně rychle driftuje o 0,4deg/10 let. Vůči středu Země je magnetická osa vyosena o 450 km. Velikost indukce magnetického pole Země v poslední epoše klesá v relativní míře tempem 5.10^-4/rok, tj. asi o 30% za posledních 1600 let. Magnetická osa dále podléhá precesi v periodě 9000 let. V posledních 70 milionech let dochází v průměru 3krát za milion roku k přepólování zemského magnetického dipólu.
V porovnání se Zemí je magnetické pole Merkuru nicotné, neboť dosahuje na pólech indukce jen 700 nT - má však prakticky týž sklon magnetické a rotační osy planety 12deg. Neměřitelně slabé ( < 2 nT ) je magnetické pole Venuše, což nejspíše souvisí s její extrémně pomalou rotací. Také magnetická osa Marsu svírá s jeho rotační osou ostrý úhel 15deg, avšak orientace magnetických pólů je opačná proti Zemi (na severu je tam i severní magnetický pól). Sonda MGS ujistila, že indukce magnetického pole Marsu dosahuje v průměru 40 nT, ale místy se vyskytují lokální maxima až o řád vyšší. Stejnou orientaci jako u Marsu má i magnetické pole Jupiteru s nejvyšším hodnotami magnetické indukce u severního pólu planety - 1, 44 mT. Magnetická osa je zde skloněna pod úhlem 10deg k ose rotační a je vyosena vůči centru planety o plných 70 000 km. Jedině Saturn má pole souosé s indukcemi až 84 microT u severního pólu planety. Naproti tomu Uran má doslova zkřížené magnetické pole s indukcí až 228 microT, jež je vyoseno o plných 8000 km od centra planety a skloněno pod úhlem 59deg k rotační ose (ta však - jak známo - svírá úhel 98deg s s normálou k oběžné rovině). Podobně je na tom i Neptun, kde vyosení magnetického pole dosahuje 55% poloměru planety (13 600 km) a vzájemný sklon os 47deg při maximální indukci 13,3 microT. Největší magnetické pole mezi družicemi planet vykazuje Jupiterův Ganymed - 0,75 microT s vzájemný sklonem os 10deg a nejslabší dosud změřené pole má náš Měsíc - do 30 nT. Autor soudí, že potenciálními kandidáty na měřitelné magnetické pole jsou ještě Saturnův Titan a Neptunův Triton.
D. Richardson se pokusil o rozsáhlou simulaci vzniku planet sluneční soustavy na superpočítači Cray T3E, kdy sledoval dráhový a srážkový vývoj milionu planetesimál po dobu jednoho milionu let. Zdá se, že tudy vede cesta k pochopení, proč planetární soustava vypadá tak jak vypadá. A. Frank na základě rozsáhlých výpočtů dráhového chaosu soudí, že v průběhu vývoje naší planetární soustavy některé planety už dávno zmizely, a že tento trend ještě neskončil - dalšími kandidáty smrti jsou prý Merkur a Mars. Nicméně příčina chaosu planetárních drah není ani deset let po objevu tohoto fenoménu zřejmá.
J. Frogel a A. Gould se zabývali otázkou, zda v dohledné době vlivem náhodných pohybů se dostane některá sousední hvězda do takové blízkosti ke sluneční soustavě, aby vyvolala dráhové poruchy v Oortově mračnu komet. Využili k tomu přesných údajů o prostorových vlastních pohybech hvězd, jak se dají odvodit z přesných měření družice HIPPARCOS a s potěšením konstatovali, že v nejbližším půl milionu let se žádná hvězda nepřiblíží do vzdálenosti řádu 10 000 AU od Slunce, takže případná smrtící kometární přeháňka Zemi nehrozí po dobu nejméně 700 000 let. Konečně M. Duncan a J. Lissauer studovali efekty výrazné ztráty hmoty Slunce v budoucí fázi červeného obra na stabilitu planetární soustavy. Ukázali, že terestrické planety budou mít pak po dobu další miliardy let dráhy stabilní (pokud přežijí to horko!), a obřích planet se změna hmotnosti Slunce vůbec nedotkne. Na tento vývoj Slunce však doplatí Pluto, jenž se prostě ztratí v hlubinách kosmického prostoru.
D. Hamilton studoval akreci planetesimál v rané epoše vzniku sluneční soustavy a ukázal, že vzájemná přitažlivost planetesimál urychluje tempo akrece a dává vyniknout nejhmotnějším planetesimálám. Proto se obři planety Jupiter a Saturn dostavěly nejrychleji již během několika milionů let, pokud mají kamenná jádra. Jestliže vznikly převážně jako plynné koule, pak jim k tomu stačilo jen pár set let! Jupiter však vznikl dále od Slunce, než je dnes a na svou současnou dráhu se přemístil během první stovky milionů let po svém vzniku. V simulaci sledoval autor vývoj 50 protoplanet po dobu sto milionů let a vskutku obdržel realistické rozložení terestrických planet sluneční soustavy, avšak s výstřednostmi a sklony drah k ekliptice až o řád většími, než má dnes Venuše a Země. Je proto dodnes záhadné, proč tyto planety obíhají v podstatě po kruhových drahách s malými sklony. Stejně tak není úplně jasné, proč všechny planety sluneční soustavy obíhají kolem Slunce ve stejném směru.
Tento problém však patrně z větší části vyřešili trojrozměrnými simulacemi vývoje planetární soustavy J. Chambers a G. Wetherill. Původní prach v hlavní rovině souměrnosti protoplanetární mlhoviny se při malých rychlostech slepuje a tak vznikají až 10 km planetesimály. Při tomto rozměru začíná hrát gravitace planetesimály slepovací úlohu a vznikají planetární embrya o průměru až 3000 km. Jelikož největší embrya mají nízké sklony a malé excentricity, jsou nejúčinnějšími lapači dalšího materiálu. Zbylý plyn v pramlhovině přispívá ke zkruhovění protáhlých eliptických oběžných drah planetárních embryí. Takto zbytnělá embrya začnou silně rušit dráhy okolních embryí a dochází k obřím impaktům, takže během 300 milionů let po zahájení akrečního procesu jsou terestrické planety na dnešních drahách dostavěny.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 12. júla 1999