Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
06. júla 2000
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Jak známo, první a největší planetka Ceres byla shodou okolností objevena v první noci 19. století a během téhož století nalezli astronomové celkem 300 planetek. K objevu první tisícovky planetek potřebovali pak úhrnem 124 let; tempo se však neustále zrychlovalo, takže pro druhou tisícovku stačilo jen 53 let a objev poslední tisícovky před dosažením zmíněné mety si vyžádal pouhých 7 měsíců! Nejúspěšnější observatoří se 1498 objevy za 45 let je americký Mt. Palomar; na neobyčejně skvělém 7. místě pak jihočeská Kleť s 387 objevenými planetkami za 21 let. Jak uvádí M. Carpino, v archivu centrály pro planetky bylo jen do r. 1996 uloženo jeden a čtvrt milionu pozorování planetek, z toho plných 13% pochází z posledně udaného roku.
Velká statistika dává také možnost zřetelně rozlišit následující třídy planetek v pořadí podle velikostí hlavních poloos:
S. Tabachnik a N. Wyn Evans dále uvedli, že existují také Trójané Marsu. První z nich byla planetka (5261) Eureka a druhým je těleso 1998 VF31. Další dvě tělesa, objevená r. 1998, se mohou stát Trójany Marsu během příštího půl milionu let. Mezi tělesy AAA budila loni mimořádnou pozornost planetka (433) Eros, objevená již r. 1898 a náležející k typu S. Její dráha křižuje dráhu Marsu, ale nikoliv Země, jak o tom svědčí dráhové elementy: a = 1,46 AU; e = 0,22; q = 1,13 AU; Q = 1,78 AU; i = 11deg; per 1,76 r. K Zemi byl Eros nejblíže v lednu 1975 ve vzdálenosti 0,15 AU.
Závada řídícího programu způsobila, že poněkud předčasně již 23. prosince 1998 proletěla kolem Erota kosmická sonda NEAR v minimální vzdálenosti 3827 km relativní rychlostí 965 m/s. Pořídila přitom 222 snímků dvou třetin povrchu planetky s rozlišením až 400 m. Podle J. Veverky aj. jde o planetku protáhlého nepravidelného tvaru s hlavními osami 40 x 14 x 14 km typu S s povrchem mladším než má Ida a rotační periodou 5 h 16 min. Největší krátery na povrchu planetky mají průměry 8,5 km resp. 6,5 km. Teploty na povrchu se pohybují v rozmezí od +100degC do -150degC. Planetka nemá žádnou družici s rozměry většími než 50 m; je asi 2,5x hustší než voda a její hmotnost určil D. Yeomans na 7 Tt. Jelikož se z technických důvodů nezdařilo plánované zaparkování sondy NEAR na oběžné dráze kolem Erota počátkem roku 1999, všichni odborníci po celý rok s napětím očekávali, zda se vydaří druhý pokus v polovině února r. 2000. S. Ostro a R. Scott Hudson oznámili výsledky radarového pozorování blízkého průletu křížiče (4179) Toutatis z přelomu listopadu a prosince 1996. V období let 1353-2562 se planetka nejvíce přiblíží k Zemi 29. září 2004 na vzdálenost 1,55 milionu km. Ačkoliv svou poloosou 2,5 AU zasahuje do hlavního pásu, neobvykle velká výstřednost dráhy 0,64 ji přivádí střídavě do blízkosti Venuše, Země i Marsu také proto, že se sklonem dráhy 0,5deg nejvíce přimyká k ekliptice. Při dnešních výkonech radarů lze sledovat planetky do vzdálenosti 0,04 AU (6 milionů km) od Země.
W. Bottke aj. studovali v srpnu a září 1994 radarem planetku (1620) Geographos a zjistili, že je extrémně protáhlá o rozměrech hlavních os 5 x 2 km, což je vůbec největší známá deformace tělesa ve sluneční soustavě. Autoři tvrdí, že jde o důsledek těsného setkání se Zemí a tedy slapového vlivu Země. Planetka rotuje v periodě 5,2 h a dost možná ztrácí na obou vnějších koncích hmotu, zejména pokud je tvořena "hromadou sutě". L. Benner aj. sledovali radarem v Goldstone planetku (2063) Bacchus v březnu 1996. Také tato drobná planetka je protáhlá s typickými rozměry 1,1 x 0,5 km a rotační periodou 15 h. Nejblíže Zemi (0,068 AU) byla 31. března 1996, což se nebude opakovat až do r. 2271. P. Mahapatrovi aj. se zdařilo sledovat týmž radarem křížič typu Apollo (1566) Icarus v červnu 1996; poprvé od r. 1968. Zatímco v r. 1968 proletěl Icarus ve vzdálenosti 0,10 AU od Země, v r. 1996 to bylo jen 0,043 AU od Země, takže ozvěny byly až 30x silnější. Elementy dráhy a = 1,08 AU; e = 0,83 (!); q =0,19 AU; i = 23deg znamenají, že těleso patří mezi planetky, jež se nyní nejvíce přibližují ke Slunci. Má rovněž třetí nejkratší rotační periodu 2,3 h mezi všemi měřenými planetkami. V principu se hodí k testování obecné teorie relativity lépe než Merkur. Icarus se znovu přiblíží k Zemi v červnu 2015 na vzdálenost 0,05 AU.
G. Sitarski počítal pohyb "kalamitní" planetky 1997 XF11, objevené 6. prosince 1997, jež v březnu 1998 pronikla do sdělovacích prostředků kvůli možnému riziku srážky se Zemí v říjnu 2028. Sitarski využil všech dostupných pozorování z let 1990-1998 k přesnému výpočtu dráhy s elementy: a = 1,44 AU; e = 0,48; q = 0,74 AU; i = 4,1deg; oběžná doba 1,73 let. Planetka se nejvíce přiblížila k Zemi v letech 1957 (na 0,015 AU) a 1971 (na 0,032 AU). V nejbližší budoucnosti bude blízko u Země 31. října 2002 ve vzdálenosti 0,064 AU a potom zejména 26. října 2028 ve vzdálenosti 0,006 AU (900 tisíc km), takže i tehdy nás bezpečně mine. V červenci r. 2042 projde uzlem své dráhy se Zemí a od té chvíle se počne od Země opět vzdalovat. Jiným potenciálně nebezpečným křížičem se stala planetka 1999 AN10, objevená 13. ledna loňského roku, jež se znovu vynořila v polovině května, což umožnilo A. Milanimu aj. spočítat její dráhu. Při elementech a =1,5 AU; e = 0,56; q =0,64 AU; i = 40deg; per 1,76 r a abs. magnitudě 18 vychází její průměr na minimálně 0,5 a maximálně 2,0 km. Planetka se nejvíce přiblíží k Zemi 7. srpna 2027, kdy proletí 37 tisíc km od Země a tudíž nás i tehdy bezpečně mine. Další křížič 1999 JM8 nalezl systém LINEAR 13. května a při těsném přiblížení k Zemi počátkem srpna 1999 se podařilo sledovat jej radarem. Těleso o průměru 3,5 km má extrémně pomalou rotaci s periodou 14 dnů a velmi starý povrch, pokrytý množstvím kráterů. V nejbližším tisíciletí se však už k Zemi nikdy nepřiblíží natolik jako právě loni. Vůbec největší nebezpečí pro Zemi představuje planetka (1036) Ganymed vinou svých velkých rozměrů. Proto se P. Michel aj. zaměřili na podrobný výpočet charakteru jeho dráhy pro následujících 10 milionů let. Ukázali, že souběžně se mění výstřednost a sklon dráhy, což v důsledku znamená, že vinou poruch od Jupiteru planetka nakonec spadne na Slunce, anebo opustí sluneční soustavu navždy.
Revizi statistického rizika srážek s křížiči ohlásil D. Rabinowitz na základě zpracování prvních tří let objevů křížičů teleskopem NEAT. V porovnání s původním odhadem z r. 1995, že potenciálně nebezpečných křížičů s průměrem těles nad 1 km je ve sluneční soustavě na 2000, se nyní toto riziko snižuje na polovinu. Autor rovněž soudí, že tři přístroje typu NEAT, rozmístěné na různých kontinentech by mohly odhalit 90% rizikových křížičů již do r. 2010.
J. Hilton odvodil hmotnosti velkých planetek v násobcích 10-^10 M_o: (1) Ceres (4,4); (2) Pallas (1,6) a (4) Vesta (1,7). Odtud pak plynou jejich hustoty po řadě 2,0; 4,2 a 4,3-násobek hustoty vody. Ceres se tak docela podobá planetce Mathilde. J. Veverka aj. uveřejnili výsledky měření planetky hlavního pásu (253) Mathilde při těsném průletu kosmické sondy NEAR 27. června 1997 ve vzdálenosti 1212 km. Celkem zpracovali 330 záběrů 60% povrchu tělesa a odtud dostali typické rozměry planetky 66 x 48 x 44 km (ekvivalentní koule by měla poloměr 26 km). Největší impaktní krátery na povrchu mají průměr 33 a 29 km a nasycenost povrchu krátery svědčí o stáří planetky alespoň 4 miliardy let. Planetka patří k typu C a vykazuje albedo 0,047, takže je dosti tmavá. Její střední hustota pouze (1,3+/-0,3)-násobku hustoty vody svědčí o značné porozitě tělesa, jež je tedy spíše "hromadou sutě".
Hustotami planetek a rovněž Marsových družic, jež se považují za zachycené planetky, se loni zabývali též L. Wilson aj., jak plyne z následující tabulky:
| Objekt | Rozpětí hustot | Poréznost |
|---|---|---|
| (voda = 1) | % | |
| Phobos | 1,5--2,2 | 6--35 |
| Deimos | 1,3--1,7 | 28--43 |
| Mathilde | 1,3 | 36--53 |
| Ida | 2,6 | 11--42 |
A. Storrs aj. využili HST k zobrazení planetek (9) Metis, (18) Melpomenne, (19) Fortuna a (624) Hektor. Všechny jeví oválnost; střední průměr Fortuny je 225 km a Hektor má hlavní rozměry 370 x 195 km. U žádné z planetek nenašli průvodce. To se naopak podařilo velkému týmu, vedenému W. Merlinem u planetky typu C (45) Eugenia s průměrem 215 km, kterou pozorovali v infračerveném oboru pomocí adaptivní optiky 3,6 m dalekohledu CFHT. Záběry, pořízené v listopadu 1998 a v lednu 1999, prokázaly přítomnost průvodce o průměru 13 km na kruhové dráze o poloměru 1190 km, obíhajícího v přímém směru podél rovníku planetky v periodě 4,7 d. Odtud pak vychází nízká hustota Eugenie, jen o 20% vyšší než hustota vody, čili opět jde buď o hromadu sutě, nebo o ledovou planetku.
F. Marchis aj. objevili v říjnu 1999 pomoci infračervené kamery 3,6 m dalekohledu ESO, že planetka (216) Kleopatra je dvojitá a rozmnožili tak seznam dvojplanetek, jež jsou zřejmě dosti běžné. Kosmická sonda nové generace s iontovým motorem Deep Space 1 proletěla koncem července 1999 relativní rychlostí 15 km/s ve vzdálenosti pouhých 26 km od planetky (9969) Braille, objevené r. 1992. Hlavní rozměry planetky, která rotuje v periodě 9,4 d, činí 2,2 x 1,0 km. Spektrálně se planetka podobá Vestě, takže není vyloučeno, že jde o její úlomek, který se za 4 tisíce let stane křížičem Země.
V září byl rozpoznán již 8. Kentaur v prostoru mezi drahou Saturnu a Neptunu s označením 1998 SG35. Počátkem roku bylo známo již více než 70 členů typu TNO, jež jsou pozorována od r. 1992, kdy D. Jewitt a J. Luuová na Havaji objevili prvního představitele - objekt 1992 QB1. Právě tito autoři objevili loni četné další TNO, mezi nimi i objekt 1999 CF119 s dosud nejdelší oběžnou dobou přes 1200 roků a afelem ve vzdálenosti plných 194 AU. Koncem roku přesáhl počet TNO hranici 200 kusů. R. Brownovi aj. se podařilo pořídit infračervené spektrum TNO 1996 TO66, jež naznačuje, že na povrchu objektu se vyskytují rozsáhlé plochy vodního ledu. W. Romanishin a S. Tegler odvodili z fotometrie, že rotační periody TNO se pohybují v rozmezí 6,0--10,4 h, což se velmi podobá periodám klasických planetek. E. Chinag a M. Brown využili Keckova teleskopu k "vlasové" prohlídce EKP. Sledovali plošku o výměře 0,01 čtverečního stupně po dobu 4,8 h a přitom nalezli 2 TNO ve vzdálenosti 33 a 44 AU od Slunce. Odtud usuzují, že EKP obsahuje asi 10 miliard jader komet, a že souhrnná hmotnost TNO v pásmu 30--50 AU dosahuje 0,2 hmotnosti Země (M_z).
To se vcelku shoduje se zjištěním W. Teplitze aj., kteří studovali rozložení hmoty v EKP pomocí údajů z družic IRAS a COBE. Odtud usuzují, že hustota látky v pásu začíná stoupat až ve vzdálenosti kolem 90 AU. Celková hmotnost drobného prachu v tomto pásu dosahuje stěží 10^-5 M_z, ale větší tělesa mají úhrnnou hmotnost 13 M_z v rozmezí vzdáleností 40--70 AU od Slunce; prakticky stejná hmotnost připadá i na pásmo 70--120 AU od Slunce. Zásluhou usilovných pozorovatelů planetek zejména z Kletě a z Ondřejova přibyla loni na obloze řada "domácích" planetek, z nichž vyjímám: (4405) Otava, (4671) Drtikol, (4691) Toyen, (4698) Jizera, (4702) Berounka, (4801) Ohře, (4823) Libenice, (4824) Stradonice, (5089) Nádherná, (5103) Diviš, (5122) Mucha, (5363) Kupka, (5719) Křižík, (5894) Telč, (5946) Hrozný, (5958) Barrande, (6060) Doudleby, (6064) Holašovice, (6441) Milenajesenská, (6539) Nohavica, (6550) Parléř, (6700) Kubišová, (6701) Warhol, (7328) Casanova, (7390) Kundera, (7440) Závist, (7496) Miroslavholub (7631) Vokrouhlický, (7739) Čech, (7799) Martinšolc, (7896) Švejk, (7999) Nesvorný, (8222) Gellner, (8336) Šafařík, (8719) Vesmír, (8740) (9008) Bohšternberk, (9028) Konrádbeneš, (9087) Neff, (9102) Foglar, (9551) Kazi (9665) Inastronoviny, (9884) Příbram, (10170) Petrjakeš, (10173) Hanzelkazikmund, (10205) Pokorný, (10207) Comeniana, (10213) Koukolík (10390) Lenka (Šarounová), (10395) Jirkahorn (10403) Marcelgrün, (10581) Jeníkhollan, (10626) Zajíc, (10634) Pepibican, (10872) Vaculík, (11118) Modra (11124) Mikulášek, (11126) Doleček, (11134) České Budějovice, (11167) Kunžak, (11325) Slavický, (11326) Ladislavschmied a (11333) Forman.
L. Foschini aj. se zabývali výpočty heliocentrických drah pro 20 bolidů s jasností vyšší než -10 mag, pozorovaných v letech 1993-96. Zjistili, že jejich dynamické stáří se pohybuje kolem 10 milionů let. Při výpočtu budoucích drah (kdyby se byl bolid netrefil shodou okolností do Země) po dobu 5 milionů let se ukázalo, že 42% z nich by během sledovaného intervalu spadlo do Slunce a 17% by získalo hyperbolické rychlosti k opuštění sluneční soustavy, zatímco 10% se pohybuje po typicky kometárních drahách. Zbylá třetina by přežívala uvnitř sluneční soustavy. Pokud dopadá kamenný meteorit až na zem, nestačí se uvnitř ohřát, takže je sice po dopadu na povrchu teplý, jenže se rychle ochladí a pokryje na chvíli námrazou. Známý arizonský kovový meteorit měl průměr 50 m a vstoupil do atmosféry rychlostí 18 km/s. Při dopadu se uvolnila energie 20 Mt TNT (80 PJ). Dopad 100 m kamenného meteoritu, jenž do atmosféry vstoupí rychlostí 20 km/s, vyvolá na souši zemětřesení o magnitudu 12 Richterovy stupnice a v moři vlny cunami o výšce 1 km, postupující rychlostí 800 km/h.
L. Foschinimu se též podařilo kalibrovat údaje o tunguzském meteoritu pomocí bolidu Lugo, který vyvolal menší zemětřesení v Itálii po půlnoci 19. ledna 1993. Odtud plyne, že tunguzský meteorit byl malou kamennou planetkou o průměru 60 m, hmotnosti 400 kt a střední hustotě 3,5násobku hustoty vody, jež vstoupila do atmosféry rychlostí 16,5 km/s pod nepatrným sklonem k obzoru pouze 3deg. Explodovala naráz ve výši 8,5 km nad zemí, když dosáhla -29,4 mag, tj. byla nejméně šestkrát jasnější než Slunce! Energie exploze činila (12,5+/-2,5) Mt TNT (50 PJ). Naproti tomu V. Bronšten stále hájí názor, že šlo o kometu a uveřejnil revidovaný výpočet jejích dráhových elementů. Souhlasí sice s nízkým sklonem letu tělesa, ale tvrdí, že vstoupilo do atmosféry rychlostí 25--40 km/s.
J. Docobo a Z. Ceplecha využili šťastné náhody, že španělský bolid Galicia z pátku 14. června 1996 v pozdních večerních hodinách pohotově zaznamenal kameraman J. Quiroga, jenž zrovna filmoval taneční večírek na otevřené terase výškového domu v Santiagu de Compostela. Bolid letěl téměř vodorovně a podlehl silné fragmentaci, jak dosvědčili početní náhodní pozorovatelé vzdáleni od Santiaga až 100 km. Odtud se podařilo zjistit, že meteoroid měl při vstupu do atmosféry hmotnost 10 t a rychlost 15 km/s. Dráhové elementy ukázaly jednoznačně na planetkovou dráhu s velkou poloosou 1,12 AU; výstředností 0,27 a sklonem 11,5deg. Afel bolidu zasahoval tudíž až do blízkosti dráhy Marsu. M. Zolensky aj. popsali dopad páru meteoritů dne 22. března 1998 do městečka Monahans v Texasu. Meteority dopadly na hřiště, kde zrovna sedm dětí hrálo košíkovou. Šlo o obyčejné chondrity o stáří 4,6 miliard let, ohřáté na více než 700degC. Uvnitř menšího úlomku našli autoři vodu a sůl. Po skončení výzkumu byly úlomky vráceny košíkářům, kteří je prostřednictvím internetu rozprodali za plných 23 tisíc dolarů. O nesmírném štěstí může od 12. července 1998 vyprávět kanadský golfista Orville Delong, když při nedělním tréninku na hřišti u vesnice Doon (Kitchener) uslyšel zasvištění a těsně kolem hlavy mu proletěl kamenný meteorit o velikosti lidské pěsti a vyhloubil si vlastní jamku.
A. Poveda aj. počítali pravděpodobnosti srážky meteoritů s auty a letadly. Podle statistik bylo v r. 1994 na světě asi 480 milionů automobilů, zabírajících plošnou výměru 4800 km^2, tj. 3,1 miliontiny zemského povrchu. Podobně plocha všech fungujících letadel na světě dosahuje výměry 7,5 km^2, tj. asi 5 miliardtin zemského povrchu. Odtud lze odvodit, že meteorit o průměru nad 10 mm zasáhne nějaké auto v průměru jednou měsíčně a nějaké letadlo každých 30 let. U aut se takové škrábnutí většinou přehlédne - u letadel to však může mít fatální důsledky. Meteorit o průměru přes 100 mm zasahuje nějaké auto v průměru jednou za 16 let, což je vcelku ve shodě s dosud doloženými údaji: v říjnu r. 1992 dopadl 12 kg meteorit na zaparkovaný automobil v městečku Peekskill ve státě New York a v červnu 1994 poškodil 1,4 kg meteorit jedoucí automobil poblíž obce Getafe ve Španělsku. Vzrušená debata o případném výskytu mikrofosílií z Marsu v meteoritu ALH 84001 z Antarktidy nabrala nový směr, když L. Burckle a J. Delaney objevili v obyčejných chondritických meteoritech nasbíraných rovněž v Antarktidě pozemské mikrofosílie po mikroorganismech, jež vnikly trhlinami dovnitř chondritů.
Naproti tomu krátkoperiodické komety lze rozčlenit na dvě zřetelně oddělené skupiny: komety typu Halley s oběžnou dobou nad 20 roků a komety Jupiterovy rodiny s oběžnou dobou kratší než 20 let (perihel blíže než 5,2 AU). Komety Jupiterovy rodiny pocházejí z EKP. Podle J. Fernándeze obsahuje rodina asi 10 tisíc komet s absolutní hvězdnou velikostí jasnější než 18,5 mag. J. García-Sánchez aj. tvrdí, že Oortovo mračno je fakticky protáhlý sféroid s nejdelší osou, směřující k centru Galaxie. Jeho velká poloosa činí 100 tisíc AU pro přímé dráhy komet, 80 tisíc AU pro dráhy komet kolmé vůči směru rotace Galaxie a 120 tisíc AU pro retrográdní dráhy. Pokud se nějaká hvězda přiblíží ke Slunci na méně než 3 pc, projeví se to již měřitelnými poruchami kometárních drah. Nicméně ke vzniku nebezpečné kometární spršky do nitra sluneční soustavy je zapotřebí průniku hvězdy až k okraji Oortova mračna. Taková sprška by pak trvala až 3 miliony let.
Autoři se pak zabývali hledáním těsných přiblížení 1194 hvězd z přesných údajů o jejich paralaxách a vlastních pohybech, jak je změřila družice HIPPARCOS. Nejblíže ke Slunci se za 1,4 milionu let dostane trpasličí hvězda Gliese 710, a to na necelé 0,4 pc. V nejbližších 10 milionech hvězd se sice několik málo hmotných hvězd přiblíží do vzdálenosti 1 pc od Slunce, ale žádná z nich stav Oortova mračna příliš neovlivní. V minulosti se k nám před 7 miliony lety přiblížila známá zákrytová dvojhvězda Algol o úhrnné hmotnosti složek 5,8 M_o na 2,5 pc, jenže záznamy o kometách z té doby bohužel hominidé nezanechali.
J. Zheng a M. Valtonen uvažovali o kometách - mezihvězdných nomádech, jejichž prostorovou hustotu odhadují až na 10 bilionů v krychlovém parseku. Vycházejí z předpokladu, že průměrná hmotnost jednoho kometárního jádra činí asi 4.10^12 kg, takže jenom z naší sluneční soustavy uniklo již 10^15 kg v podobě kometárních jader. Naopak přítok mezihvězdných nomádů do sluneční soustavy by měl způsobit asi 100 srážek nomádů se Zemí v průběhu posledních 4 miliard let. Tyto srážky jsou životu nebezpečné kvůli extrémně vysoké rychlosti nárazu (na Zemi přes 72 km/s). Z téhož důvodu autoři soudí, že nomádi se nehodí pro přenos života mezi jednotlivými planetárními soustavami.
A. Delsemme porovnával zastoupení deutéria v kometách a v pozemských mořích. Komety Halley, Hjakutake i Hale-Bopp obsahují dvakrát více deutéria než mořská voda, neboť vznikly ve vnějších oblastech planetární soustavy, kde si zachovaly původní interstelární zastoupení. Naproti tomu komety Jupiterovy rodiny bombardovaly Zemi a přinášely vodu do oceánu, jenže tato tělesa vznikla v oblasti velkých planet při teplotách od 230 K (Jupiter) po 50 K (Neptun). Při těchto teplotách se "polotěžká" voda HDO mění za přispění molekulárního vodíku na lehkou vodu H_2O a polotěžký molekulární vodík HD, což je příčina nižšího zastoupení deutéria v mořské vodě.
R. Mutel aj. se pokusili rozřešit stále ještě otevřenou otázku, zda do zemské atmosféry vstupuje nepřetržitě velký proud tzv. minikomet. Podle autora tohoto značně extravagantního názoru L. Franka by každou minutu mělo do atmosféry vletět nejméně 5 minikomet, každá o hmotnosti kolem 30 t. Frank tvrdí, že ledové minikomety se rozpadají již ve výšce kolem 10 000 km nad Zemí a odtud se bere vodní pára, pozorovaná ve vysoké atmosféře. Důkazy pro existenci minikomet spatřoval v tmavých skvrnách o rozměrech až 40 km, jež zjistil ultrafialovou kamerou družice Dynamic Explorer 1. Mutelův tým použili k testování domněnky robotického 0,5 m teleskopu v Arizoně, jenž v temných nocích mezi zářím 1998 a červnem 1999 pořídil přes 6000 snímků, z nichž bylo zatím zpracována 2700 záběrů. Do mezné hvězdné velikosti 16,5 mag nebyla autory nalezena ani jedna stopa po minikometě, ačkoliv podle Frankovy statistiky by jich měli najít na 80. Frank se však nevzdává a tvrdí, že v souboru našel 9 takových stop. Překvapením je nová analýza pozorování periodické komety 26P/Grigg-Skjellerup, vykonaných sondou Giotto v měkkém oboru záření gama při průletu 10. července 1992. Z pozorování plyne existence druhého, asi třikrát menšího jádra komety ve vzdálenosti 90 000 km od jádra primárního. P. Kamoun aj. využili přiblížení této komety k Zemi na jaře 1982 k úspěšnému pokusu získat radarový odraz od jejího jádra radioteleskopem Arecibo na frekvenci 2,4 GHz. Podle těchto měření je ovšem průměr jádra menší než 400 m. Týmž autorům se však nezdařilo získat ozvěny od jader komet Austin a Čurjumov-Gerasimenko, což přisuzují spíše rozdílům v aktivitě jader, než samotným rozdílům v geometrických rozměrech. Celkem bylo v letech 1980-1998 sledováno radarem při blízkých přiblíženích (0,03 -- 0,63 AU) k Zemi 7 komet a v 6 případech se podařilo získat ozvěny od jader komet buď radarem v Goldstone nebo v Arecibu. Největší ozvěnu dala kometa IRAS-Araki-Alcock v r. 1983, jež byla nejblíže k Zemi ze všech komet od r. 1770. Nicméně také poměrně vzdálená (0,63 AU) kometa Halley poskytla kvalitní odraz. Z měření vyplývají průměry všech jader v řádu několika kilometrů. Lze očekávat, že při stávající výkonnosti radarů získáme do r. 2018 dalších 12 radarových detekcí jader.
P. Lamy aj. sledovali pomocí HST kometu 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková v únoru 1996, kdy se přiblížila k Zemi na pouhých 0,17 AU. Zjistili, že jádro je protáhlé v poměru 1:1,3 se středním průměrem O,7 km a 11% jeho povrchu je aktivní, když uvolňovalo pouhý 1 kg materiálu za sekundu. H. Boenhardt aj. využili 3,5 m teleskopu na Calar Alto k pozorování jader komet 26P a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 v době, kdy byly daleko od perihelu (alespoň 3 AU od Slunce) a nejevily velkou aktivitu. Pro jádro komety 26P obdrželi průměr 3,0 km a pro jádro komety 73P průměr menší než 2,2 km. Obě jádra jsou z větší části pokryta nepropustnou kůrou. Průměr jádra komety 46P/Wirtanen odhadl D. Möhlmann na 1,5 km a usuzuje, že asi čtvrtina povrchu jádra je aktivní. Tato data jsou důležitá kvůli plánované kosmické sondě ROSETTA, jíž chce ESA vyslat k této kometě v r. 2003.
C. Lisse aj. určili průměr jádra komety C/1996 B2 (Hjakutake) na 4,8 km a teplotu jeho povrchu v blízkosti Země na 320 K. Jádro rotuje s periodou 6,3 h. Naproti tomu W. Altenhofovi aj. vyšel z radiových měření průměr jádra této komety menší než 2,1 km a hmotnost hala na 60 tisíc tun. Pro kometu C/1995 O1 (Hale-Bopp) však dostali průměr jádra 44 km a hmotnost hala 8 milionů tun. H. Weaver aj. snímkovali kometu pomocí HST poprvé až koncem srpna 1997 (předtím byla kometa již od listopadu 1996 úhlově příliš blízko ke Slunci a tudíž pro HST nedostupná) ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce. Další snímky aparaturou STIS pořídili v listopadu 1997 a únoru 1998. V komě nenašli žádné průvodce (satelity) hlavního jádra a dále ukázali, že kometa po průchodu perihelem snížila svou aktivitu a produkce prachu a plynu zřetelně klesá. N. Biver určil rotační periodu jádra na 11,33 h. Naproti tomu F. Marchis aj. ukázali z pozorování v listopadu 1997 a lednu 1998 pomocí 3,6 teleskopu ESO s adaptivní optikou, že kometa může mít dvojité jádro s pomalu se vzdalujícími složkami v projekčních vzdálenostech 550 resp. 1025 km. Podle mikrovlnných měření D. Jewitta a H. Matthewse uvolňovala kometa v perihelu až 2000 t prachu za sekundu a dodala při tomto návratu ke Slunci do meziplanetárního prostoru celkem 30 miliard tun prachu a kolem 5 miliard tun plynu. Zatímco dosavadní oběžná doba komety činila 4211 roků, vlivem poruch se nyní zkrátila na 2392 let. Naši potomci zažijí tedy r. 4389 báječné nebeské představení, neboť tato obří kometa proletí tehdy pouze 4 miliony km od Země!
Mikrovlnná pozorování planetky/komety 95P/Kowal (2060 Chiron) z února 1999 při vzdálenosti tělesa 9,3 AU od Slunce odhalilo stále poměrně značnou produkci CO a HCN, přestože těleso se již vzdaluje od přísluní do hlubin planetární soustavy. Loni v létě byla na hranici viditelnosti očima kometa C/1999 H1 (Lee), když koncem července dosáhla 6,1 mag. Kometa prošla přísluním 11. července 1999 ve vzdálenosti 0,71 AU. Pohybuje se retrográdně se sklonem 149deg a její původní oběžná doba se odhaduje na 21 tisíc let. Infračervená a mikrovlnná pozorování odhalila výskyt vodní páry, hydroxylu, metanolu, metanu a etanu, sirouhlíku, oxidu uhelnatého a aktivitu srovnatelnou s kometou Hale-Bopp. Kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) je stále v dosahu dalekohledů na jižní polokouli. V březnu 1999 překročila 11 mag a plynule slábla, takže v polovině července dosáhla 12,4 mag a koncem října se přiblížila 13 mag ve vzdálenosti 9,7 AU od Slunce. V té době se v jejím jádru objevila jasnější kondenzace dosahující 14 mag. V polovině července byla na jižní polokouli objevena poměrně jasná kometa C/1999 N2 (Lynn), jež dosáhla 6,8 mag. Počátkem srpna nalezl R. McNaught kometu C/1999 P1 jako hvězdný objekt 20,8 mag, jež se ukázala totožnou s rozpadající se kometou Machholz 2, poprvé pozorovanou jako 1994o = 1994 XXVI resp. C/1994 P1. Podle všeho šlo o složku A tehdy pozorované komety, a to umožnilo vypočítat elementy dráhy. Složka dosáhla 11,6 mag před průchodem přísluním 9. prosince 1999 a její oběžná perioda činí 5,22 roku. Délka velké poloosy dosahuje 3 AU při výstřednosti 0,75 a sklonu 13deg. Kometa tak dostala označení 141P/Machholz 2. V říjnu byla nalezena i další překvapivě jasná složka této komety, v r. 1994 označená jako složka D. Koncem listopadu 1999 byla jasnější než 9 mag. Vcelku se tak velmi dobře potvrdily výpočty Z. Sekaniny, jenž poukázal na posloupnost čtyř úrovní rozpadu komety, poprvé již r. 1987, dále pak těsně před průchodem perihelem v r. 1989, o 600 dnů po průchodu v r. 1991 a konečně těsně po průchodu perihelem v r. 1994. Kometa patrně skončí podobně jako slavná kometa 3D/Biela naprostým rozpadem. V polovině září byla objevena kometa C/1999 R2 jako objekt 20 mag, jež byla ztotožněna s kometou 1988o = 1988 VIII (Spacewatch) resp. C/1988 V1. Jde tedy rovněž o krátkoperiodickou kometu s oběžnou dobou 11,2 roku při délce velké poloosy 5 AU, výstřednosti 0,5 a sklonu 12deg. Koncem září byla rozpoznána kometární aktivita objektu původně klasifikovaného jako planetka, C/1999 S4 (LINEAR). Ačkoliv jádro komety mělo tehdy 17 mag, retrográdní dráha komety se sklonem 150deg a průchodem přísluním až 26. července 2000 ve vzdálenosti 0,77 AU znamená, že kometa bude koncem července 2000 viditelná očima, zejména při zatmění Měsíce 16. 7., bohužel u nás nepozorovatelného.
Na objevech nových komet se v r. 1999 již tradičně podílela také sluneční sonda SOHO, jež téměř jako na běžícím pásu objevuje komety v těsné blízkosti Slunce, většinou členy obrovské rodiny Kreutzových komet. Jinak jsou dnes komety objevovány hlavně při automatických přehlídkách oblohy zvláště systémem LINEAR. Často se přitom stává, že těleso je původně klasifikováno pro svůj hvězdný vzhled jako planetka, a teprve při ověřování objevů většími přístroji se ukáže, že jde o kometu. Na těchto dohledávacích operacích se velmi často podílejí naše observatoře na Kleti, v Ondřejově a v Modre.
Nejnovější 13. vydání katalogu kometárních drah obsahuje všechny komety, pozorované od starověku do 28. července 1999. Poprvé v něm počet různých objevených komet překročil magickou hranici 1000, takže k tomu datu bylo známo 1036 rozličných komet, pozorovaných při 1688 návratech. Z toho je jen 140 číslovaných (periodických) komet a pro 133 z nich jsou vypočteny oskulační elementy pro období od července 1999 do dubna 2001. Z toho má 58 komet oběžné periody kratší než 30 let a jen 13 komet periody v rozmezí od 30 do 200 let. Nejúspěšnější lovci komet XX. století - nepočítáme-li sondu SOHO - se umístili v tomto pořadí: 1. C. Shoemakerová (32 objevů); 2. D. Levy (21); 3. W. Bradfield (17); 4.-5. M. Hartley a A. Mrkos (po 13 objevech). Nejvíce nových komet (36) bylo nalezeno v r. 1998.
M. Šimek a P. Pecina uveřejnili souhrnné výsledky radarových pozorování Perseid v Ondřejově na frekvenci 37,5 MHz v letech 1958-1996. Zjistili, že maxima roje pro různé trvání radarových ozvěn (meteoroidy různých hmotností?) nastávají v rozličných ekliptikálních délkách Slunce v rozmezí 2,5deg. Celkové maximum roje odpovídá ekliptikální délce (139,17deg--0,06deg). Meziroční kolísání maximální frekvence roje dosahuje poměru 1:2,2. Titíž autoři uveřejnili dále podobný souhrn pro prosincové Geminidy v letech 1958-1997, což představuje plných 120 000 ozvěn. Z pozorování vyplývá, že průřez roje je asymetrický, tj. uprostřed se nacházejí slabší a méně hmotné částice, zatímco větší a hmotnější částice jsou rozprostřeny ve vnějších částech rojové trubice. Roj vykazuje periodicitu 2,6 roku, souhlasnou s oběžnou dobou mateřské planetky (3200) Phaeton. Autoři dále zjistili, že sporadické pozadí kolísá v rytmu sluneční činnosti, tj. že maximum četnosti sporadických meteorů nastává zhruba jeden rok po maximu sluneční činnosti. Do třetice stejní autoři pozorovali r. 1998 radarem meteorickou přeháňku Giacobinid od komety 21P v trvání pouhých 3 h. Maximum roje nastalo v ekliptikální délce 194,82deg.
Velkým překvapením byla obnovená činnosti řadu desetiletí dřímajícího meteorického roje Bootid dne 27. června 1998. Roj s radiantem v poloze alpha = 14,94 h; delta = +47,8deg byl v činnosti nejméně po 12 h a maximální frekvence dosáhla téměř 100 met/h v ekliptikální délce Slunce 95,7deg; podobně jako v letech 1916 a 1927. Příčinou obnovení aktivity byla dle R. Arlta aj. dráhová rezonance 2:1 mateřské komety s Jupiterem. L. Neslušan zkoumal původ meteorického proudu alpha-Capricornid a zjistil, že má hned dvě mateřské komety: 14P/Wolf a D/1892 T1. Proud je rozdělen na dvě větve planetárními poruchami Jupiteru. Podobně M. Beech aj studovali dráhovou historii komety 15P/Finlay, poprvé pozorovanou v září 1866, s oběžnou dobou 6,6 let a délkou hlavní poloosy 3,57 AU. Při výstřednosti dráhy 0,71 a sklonu jen 3,7deg by se dalo očekávat, že budeme pozorovat její meteorický roj, ale ten patrně míjí Zemi následkem poruch od Jupiteru. Samotná kometa byla nalezena jen při 10 návratech ze 17 a zdá se, že je velmi málo aktivní, takže se často podobá spíše planetce. Stejně tak se nepodařilo koncem října či počátkem listopadu 1999 opticky pozorovat avizovaný meteorický roj Linearid od komety C/1999 J3 (LINEAR), která procházela podle výpočtu J. Raa 11. listopadu jen 600 000 km od průsečíku s drahou Země. Aktivitu roje však zaznamenali na radaru v Ondřejově.
M. Beech a S. Nikolova se zabývali zprávami o meteorických deštích Lyrid, jejichž mateřskou kometou je C/1861 (Thatcher) s oběžnou periodou 415 let a perihelem ve vzdálenosti 0,98 AU. Poloměr jádra komety se odhaduje na 5,5 km. Lyridy byly patrně sledovány již r. 687 př. n.l. a zcela určitě 22. dubna 1803, kdy dosáhly maximální frekvence 900/h. Běžné roční návraty dosahují ovšem maxim na úrovni pouhých 10/h. Frekvence kolísají v 12tiletém rytmu, což souvisí s přiblížením dráhy komety k Jupiteru. V. Porubčan aj. zjistili, že drobení komety do meteorického roje začalo před méně než 14 tisíci lety, takže v meteorickém proudu je řada poměrně velkých a hmotných meteoroidů, což souhlasí s faktem, že při deštích hlásí pozorovatelé akustické svisty během přeletu.
Podle C. Keaya jsou tyto elektrofonické úkazy buď důsledkem zachycení a zamotání siločar magnetického pole Země v turbulentním plazmatu kolem meteoroidu (dlouhé svisty), anebo "vyždímáním" energie magnetického pole Země podél rázové vlny v plazmatu kolem letícího meteoroidu (krátkotrvající praskoty). Při návratu magnetického pole Země do klidu se pak energie vyzáří jako elektromagnetické vlny o velmi nízké frekvencí a jeho transdukce v blízkosti pozorovatele vyvolává zmíněné elektrofonické úkazy. Podle příslušných výpočtů je při vstupní rychlosti Lyrid 48 km/h zapotřebí minimální velikosti meteoroidu přes 1 m a jeho hmotnosti alespoň 325 kg, aby mohl pozorovatel něco slyšet. To odpovídá minimální jasnosti bolidu -14 mag. Je otázka, zda tak velké a hmotné úlomky dokáže jádro komety vskutku uvolnit. Beech a Nikolova počítali podmínky pro elektrofonické bolidy také v případě Perseid a zjistili, že minimální hmotnost meteoroidu musí v tom případě dosáhnout dokonce 495 kg, přičemž již 0,75 kg meteoroid se projeví jako bolid -10 mag.
Největšímu zájmu se ovšem těšil očekávaný meteorický déšť Leonid. Podle J. Watanaba aj. byly Leonidy zaznamenány poprvé již r. 902 n.l. Jak uvedl P. Brown, návrat deště 13. listopadu 1833 prakticky odstartoval rozvoj meteorické astronomie, neboť tehdy byl doslova "definován" radiant meteorického roje. Podle D. Ashera aj. došlo k rezonanci 5/14 s Jupiterem při průchodu mateřské komety Tempel-Tuttle perihelem v r. 1333. Běžný roj Leonid má maximum asi o 0,25deg ekliptikální délky později než meteorický déšť a maximum deště je zase o 0,75deg ekliptikální délky opožděno proti maximu jasných bolidů (meteoroidy s průměrem nad 10 mm).
Tím lze objasnit, proč ohňostroj bolidů v listopadu 1998 přišel o plných 16 h dříve než maximum samotného deště. Zmínění autoři předpověděli, že maximum deště v r. 1999 se odehraje 18. listopadu kolem 2.20 UT, zatímco standardní rojové maximum bude o několik hodin opožděno. I. Ferrin předpověděl, že maximální frekvence deště dosáhne hodnoty 3,5 tisíce met/h a v r. 2000 dokonce 5--20 tisíc m/h (!). N. McBride a J. McDonnell se věnovali odhadům pravděpodobnosti poškození družic Leonidami, jež jsou mimořádně nebezpečné hlavně pro svou rekordně vysokou rychlost 71 km/s. Mohou proto snadno prorazit hliníkový plech o tloušťce do 10 mm a proto se během trvání deště zvyšuje riziko poškození družic o několik řádů.
V r. 1998 Leonidy naznačily, co umějí. Příval jasných meteorů a bolidů se dostavil v předstihu, takže optimální pozorovací podmínky měli pozorovatelé v Evropě a na Blízkém východě, zatímco většina expedicí směřovala do východní Asie. Na observatoři v Modre získali vskutku trofejní snímek 156 bolidů na jediném políčku celooblohové kamery. Nicméně z důvodu nedostatku finančních prostředků v tu chvíli nebyla ve vzduchu letadla NASA, vybavená jedinečnou baterií přístrojů z několika center meteorické astronomie v 7 zemích světa. Přesto J. Borovička získal během letecké expedice nad Okinawou v noci po prvním maximu celkem 119 spekter jasných (-4 -- +3 mag) Leonid o hmotnostech 1 g -- 1 mg. Spektroskopie prokázala, že částečky Leonid tvoří křehké porézní prachové kuličky z malých zrníček křemíku, slepených molekulárním lepidlem těkavého sodíku s nízkým bodem tání. Toto lepidlo se odtavuje již ve výšce 125 km nad Zemí, načež se začnou tavit samotná křemíková zrnéčka ve výškách nad 110 km. V téže výpravě byly pro studium meteorického roje poprvé využity infračervené spektrometry. Nejvyšší frekvence 310 met/h nastala pro ekliptikální délku 234,3deg.
D. ReVelle a R. Whitaker zpracovali pozorování bolidu z Leonid, jenž přeletěl 17. listopadu 1998 nad Novým Mexikem jako objekt -13 mag, a byl shodou okolností zaznamenán 6 infrazvukovými čidly vojenské sítě pro monitorování podzemních nukleárních výbuchů. Odtud se podařilo odvodit, že bolid zazářil ve výši 93,5 km nad zemí po dobu 4 s a jeho explozí se uvolnila energie odpovídající 1,1 t TNT, tj. 4,8 GJ. V atmosféře se téměř zastavil z rychlosti 70,7 km/s na pouhé 3 km/s. S. Smith aj. zjistili, že Leonidy se v r. 1998 projevily i na Měsíci, neboť pomocí celooblohové komory odhalili za Měsícem jakýsi kometární chvost sodíkových atomů dlouhý 1 milion km. Autoři své pozorování vysvětlují četnými dopady mikrometeoroidů z Leonid na Měsíc, čímž se z povrchu vyrážejí mj. atomy sodíku, jež jsou odfouknuty tlakem slunečního záření do zmíněného chvostu.
Pod dojmem těchto výsledků není divu, že již počátkem listopadu loňského roku zachvátila světovou meteorickou obec cestovní horečka. Každý dle svých finančních možností - a také dle stupně důvěry v rozličné předpovědi - se někam chystal. Obdobné manévry patrně meteoráři nepamatují. Americká NASA zopakovala výpravu dvou po zuby vyzbrojených letadel tentokrát v obdivuhodném stylu a ve 4 nocích kolem očekávaného maxima na trase: Kalifornie - V.Británie - Itálie - Izrael - Řecko - Azory - Florida. Na palubách obou strojů se nacházelo celkem 30 astronomů z 8 zemí včetně ČR. Během letu ve výškách přes 11 km udržovaly oba stroje příčný odstup kolem 150 km, což umožnilo stereoskopická měření. Nakonec vše dopadlo nad očekávání skvěle. V noci maxima napočítali na palubách obou letadel během 6 h letu celkem 15 251 meteorů.
Asherova a McNaughtova předpověď času maxima meteorického deště se vyplnila s přesností na +/- 5 minut, což kromě optických pozorování potvrdil také ondřejovský radar, a pozorované zenitové frekvence se za optimálních pozorovacích podmínek na pozemních stanicích ve Španělsku, Portugalsku i Francii vyšplhaly až někam k 5 tisícům met/h. Podle P. Rapavého aj. nastalo vizuální maximum ve 2.08 UT 18. listopadu s přepočtenou frekvencí až 8 tisíc met/h. Po 20 minut kolem maxima činila přepočtená frekvence přes 5 tisíc met/h. a po dobu celé hodiny byla v průměru vyšší než 1 tisíc met/h - prostě meteorický déšť jako z partesu! Jeho skupina zaznamenala celkem 13 tisíc meteorů. O 16 h později se dostavilo standardní maximum Leonid s frekvencí až 300 met/h, pozorované na Havajských ostrovech, v Japonsku a Číně.
Podle T. Reichhardta se o déšť postaraly ty meteoroidy, jež se z mateřské komety uvolnily při jejím návratu v r. 1899. V r. 2000 nás pak navštíví meteoroidy z vláken, uvolněných při návratech v letech 1733 a 1866. Do takových podrobností lze nyní sledovat průběhy setkání s meteorickým rojem Leonid. Kromě toho ohlásil B. Cudnik, že několik pozorovatelů spatřily záblesky na temném disku Měsíce, vyvolané nepochybně dopady Leonid na povrch našeho souputníka. Celkem 5 záblesků bylo potvrzeno i na snímcích videokamerami. Vesměs šlo o kratičké záblesky 3--7 mag, jež během expozice půlsnímku 1/60 s zeslábly o 1--5 mag. Všechny záblesky se odehrály 18. listopadu v ranních hodinách světového času, kdy podle výpočtu D. Ashera procházelo vlákno Leonid ve vzdálenosti pouhých 30 tisíc km od Měsíce (minimální vzdálenost centra vlákna od Země činila 105 tisíc km).
W. Dziembowski aj. odvodili z helioseismologie stáří sluneční soustavy (4,66+/-0,11) miliard let, zatímco z meteoritů vychází horní mez stáří 4,57 miliardy let, což lze označit za výbornou shodu. J. Hahn a R. Malhotra studovali vývoj planetárních drah, vnořených do disku planetesimál od chvíle, kdy se už utvořily obří planety, jejichž tuhá jádra dosahovala hmotností kolem 10 M_z. Jejich dráhy byly původně kompaktnější, avšak migrací v disku planetesimál se Jupiter přiblížil ke Slunci, zatímco Saturn, Uran a Neptun se od Slunce vzdálily. To znamená, že hmotnost reziduálního disku planetesimál činila tehdy snad až 100 M_z. Tento názor podpořili také T. Owen aj., když analyzovali údaje o atmosféře Jupiteru ze sestupného modulu sondy Galileo. Z relativně vysokého zastoupení vzácných plynů Ar, Kr a Xe se dá usoudit, že při vzniku planety byla teplota atmosféry velmi nízká, nanejvýš 30 K. To lze nejlépe vysvětlit právě tak, že Jupiter se tehdy nacházel dále od Slunce než dnes.
Z disku planetesimál se v průběhu migrace obřích planet přesunulo do Oortova mračna asi 12 M_z; úhrnná hmotnost Oortova mračna však může být až 100 M_z. EKP měl původně nejméně 35 M_z, ale dnes tam zbylo již jen 0,26 M_z. S. Kenyon a J. Luuová posuzovali procesy akrece a štěpení v EKP, kde se podle jejich odhadu nachází na 100 tisíc objektů s průměrem nad 100 km. Menší tělesa byla již ze sluneční soustavy srážkami převážně vymetena. Větší objekty vznikly nejpozději během 40 milionů let po vzniku sluneční soustavy.
Současný popis periférie sluneční soustavy shrnuli A. Del Popolo aj. tak, že EKP ve tvaru disku o krajních poloměrech 40 a 1000 AU obsahuje nejméně 10 miliard komet. Kamenná tělesa v EKP o průměrech 100--800 km se díky rezonancím houfují ve vzdálenostech 39,4 AU a 47,8 AU od Slunce a jejich sklony nepřesahují 30deg. Z disku též pocházejí velmi krátkoperiodické komety (per < 30 let). Na něj navazuje vnitřní Oortovo mračno s krajními poloměry 1 a 20 kAU, obsahující nejméně 10 bilionů kometárních jader. Odtud se rekrutují krátkoperiodické komety typu Halley (30 let < per < 200 let) a dále komety dlouhoperiodické. Na něj navazuje vnější kulovité Oortovo mračno, sahající až do vzdálenosti 200 kAU od Slunce. Ačkoliv obsahuje kolem bilionu komet, málokterá se dostane do naší blízkosti. J. Matese aj. oprášili domněnku, že ve vnějším Oortově mračnu se nalézá osamělý hmotný objekt (planeta X?). Usuzují tak z anomálního rozdělení dráhových elementů pro 82 komet, které odtud přišly. Podle jejich odhadu má planeta X hmotnost třikrát vyšší než Jupiter a poloměr dráhy 25 kAU. Nicméně většina astronomů zůstává v tomto ohledu skeptická a náznak důkazu nepovažuje za přesvědčivý. F. Namouni a C. Murray zjistili, že kdybychom z vnitřní části sluneční soustavy odstranili soustavu Země-Měsíc, porušila by se stabilita dalších vnitřních planet, zejména by začala výrazně kolísat výstřednost dráhy Merkuru. Pokud odstraníme i Merkur, začne pak silně kolísat i výstřednost dráhy Venuše.
Zcela mimořádnou pozornost veřejnosti vzbudilo dlouho očekávané úplné zatmění Slunce 11. srpna 1999 s pásem totality, probíhajícím napříč Evropou od Velké Británie po Rumunsko a Bulharsko; poslední úplné zatmění XX. století. Slunce bylo v té chvíli na rozhraní souhvězdí Lva a Raka; pás totality dosáhl délky 14 000 km a největší šířky asi 120 km, takže pokryl 0,2% povrchu zeměkoule. Na našem území se poslední úplné zatmění odehrálo 12. května 1706 a další nastane až 7. října 2135. V posledních desetiletích jsme měli možnost pozorovat doma jedině částečná zatmění, zejména pak 30. 6. 1954 (maximálně 85%); 30. 5. 1984 (40%) a 12. 10. 1996 (65%). Totéž přesně vzato platilo i pro loňské zatmění, kde maximální fáze zatmění dosáhla nanejvýš 98%. Ve XX. stol. se odehrálo na zeměkouli celkem 66 zatmění úplných, 11 smíšených (zčásti úplná, zčásti prstencová), 77 prstencových a 84 jenom částečných.
G. Gonzales upozornil, že zatímco úhlový průměr Slunce 32arcmin09arcsec na pozemské obloze kolísá nevýznamně, u Měsíce je to patrné i očima. Měsíc v přízemí dosahuje průměru 35arcmin11arcsec, kdežto v odzemí jen 28arcmin47arcsec - to je důvod, proč je tolik zatmění prstencových či smíšených. Situace se navíc pomalu, leč jistě zhoršuje, jelikož na jedné straně se Měsíc sekulárně vzdaluje od Země o 38 mm/rok a na druhé straně následkem vývoje na hlavní posloupnosti se rozměry Slunce zvětšují o 60 mm/rok. To znamená, že nejpozději za 250 milionů let budou všechna sluneční zatmění na Zemi prstencová! V každém případě je Měsíc jako totální stínítko Slunce pro pozorovatele na povrchu planety Země v celé sluneční soustavě naprostou výjimkou.
Nejstaršími zprávami o zatměních Slunce se v této souvislosti zabýval M. Zawilski. Spolehlivý se jeví zápis pomocí klínového písma v Asýrii, jenž popisuje zatmění z 15. 6. 762 př. n.l., pozorované patrně v Ninive. Nejstarší věrohodný údaj o pozorování zatmění v Číně pochází teprve z 22. 2. 719 př. n.l. Pověstné čínské zatmění Hi a Ho se mohlo odehrát v rozličných datech; tj. 2136 př. n.l, nebo r. 2109 př. n.l. či dokonce r. 1875 př. n.l. Další zatmění bylo pozorováno na ostrovech Paros a Thasos v Egejském moři 6. 4. 647 př. n.l. Zatmění, jež předčasně ukončilo bitvu Lýdů a Médů u řeky Halys ve středním Turecku, se odehrálo 28. května 548 př. n.l. Atéňané pozorovali zatmění 3. 8. 460 př. n.l. Babyloňané zanechali nejstarší zprávu o pozorování úplného zatmění Slunce až z 15. 4. 135 př. n.l. Hipparchos využil zatmění 20. 11. 128 př. n.l., jež bylo na Hellespontu úplné, kdežto v Alexandrii částečné, k dobrému měření vzdálenosti Měsíce - vyšlo mu 67,3 poloměru Země - jen o 12% více než je skutečná hodnota. Kupodivu se nedochovaly žádné údaje o zatměních v egyptských hieroglyfech a ani v mayské kultuře. R. Altrock aj. určili z kombinace optických, radiových i spektrálních měření minimum sluneční činnosti na rozhraní 22. a 23. cyklu na květen 1996. K. Li a X. Gu předpověděli maximum 23. cyklu na srpen 2001 s relativním číslem R = 151. Ostatní předpovědi udávají spíše ranější dobu maxima (po srpnu 1997) a relativní čísla v rozmezí 149--214. Jelikož v říjnu 1999 byly na Slunci pozorovány (pohodlně i prostým okem) vůbec největší skvrny za poslední půlstoletí, lze očekávat maximum sluneční činnosti již v průběhu r. 2000.
M. Lockwood aj. zjistili, že v průběhu posledního století zesílilo magnetické pole Slunce 2,3krát, z toho od r. 1964 až dosud 1,4krát. Také počet slunečních skvrn se v průběhu století zvýšil na dvojnásobek. Podle J. Costy aj. je poloměr Slunce na rádiové frekvenci 48 GHz úměrný zářivému výkonu Slunce, takže se zmenšuje s klesající sluneční činností; v minimu o plných 8arcsec. V maximu roste úměrně celkové ploše slunečních skvrn. F. Chjollet a V. Sinceac měřili optický poloměr Slunce astrolábem observatoře Calern v letech 1978-1988 a obdrželi střední hodnotu (959,64+/-0,02)arcsec, jež byla v daném intervalu stálá. Obnovená funkce sluneční sondy SOHO 2. února 1999 (po výpadku posledního gyroskopu 21. prosince 1998) se projevila dalšími novými objevy. D. Hasslerovi aj. se podařilo vysvětlit původ rychlé složky slunečního větru, když zjistili, že dno koronálních děr představuje řešeto hranic podpovrchových konvektivních buněk, v jehož mezerách se dere rychlý sluneční vítr ven. Horký plyn je v silném magnetickém poli urychlován až na více než 900 km/s, což je dvojnásobek rychlosti pomalého slunečního větru. Urychlování lze přirovnat k jakémusi surfování elektricky nabitých částic na magnetických vlnách ve vnější atmosféře Slunce. Přitom se ionty pohybují po spirálách a jejich rychlost je tím vyšší, čím vyšší je jejich protonové číslo. Sonda SOHO je schopna sledovat i děje na odvrácené straně Slunce díky ultrafialovému záření z povrchu, jež se odráží od vodíkového hala Slunce. Sonda též výtečně asistovala při pozorování úplného zatmění Slunce 11. srpna, když v době zatmění snímkovala nezakrytý kotouč Slunce v pásmu EUV a rentgenového záření, což umožnilo skvělé navázání na kvalitní zobrazení okolní sluneční koróny z pozemních přístrojů
M. Chaussidon a F. Robert se snažili určit mechanismus vzniku lithia ve Slunci na základě poměru nuklidů 7^Li/6^Li ve slunečním větru. Lithium je ve fotosféře 140krát vzácnější než v meteoritech, a jelikož při nižších teplotách se výběrově ničí nuklid 6^Li, měl by být zmíněný poměr ve slunečním větru řádu 10^6:1. Ve skutečnosti byl v měsíčním regolitu, jenž je slunečním větrem dlouhodobě bombardován, nalezen poměr 31:1. To znamená, že lithium musí vznikat při slunečních erupcích, kdy energetické protony vyvolají příslušné jaderné reakce s 12^C a 16^O ve fotosféře.
D. Basu se domnívá, že s intenzitou slunečního větru se mění i tok slunečních neutrin, pro což se ovšem těžko hledá kloudné vysvětlení. G. Walther rovněž vyvrátil souvislost mezi tokem slunečním neutrin a fází cyklu sluneční činnosti. H. Schattl aj. studovali deficit slunečních neutrin ve světle pravděpodobného objevu neutrinových oscilací, navržených již r. 1978 Wolfensteinem a nezávisle r. 1985 Mišejevem a Smirnovem. Ukázali, že nejnovější výsledky struktury slunečního nitra na základě helioseismologie vylučují, že by příčina deficitu spočívala v chybném modelu Slunce. S. Turck-Chieze připomíná, že experiment Homestake dává deficit až 2,8krát a Superkamiokande 2,0x. Galiové experimenty navzájem souhlasí, avšak i ony vykazují deficit faktorem 1,6x. Nezbývá než věřit, že problém vyřeší budoucí experimenty SNO a BOREXINO.
W. Chaplin aj. studovali rotaci nitra Slunce na základě 32 měsíců trvajících nepřetržitých helioseismologických měření v programech BISON a LOWL. Zdá se tak, že nitro Slunce rotuje stejnou rychlostí jako jeho povrch. R. Canfield aj. nalezli při pozorování Slunce japonskou družici Jókó tzv. sigmoidy, což jsou zakroucené siločáry magnetických polí. Z nich pak po několika dnech vystartuje rychlostí až 900 km/s elektricky nabitá koronální kondenzace o hmotnosti až miliardy tun. V. Borovik aj. měřili kruhovou polarizaci rádiového záření ve spodní koróně během celé sluneční otočky v říjnu a listopadu 1996 pomocí obřího radioteleskopu RATAN-600. Zjistili, že polarizace v decimetrovém pásmu vzrůstá až na 4% s přibývající vlnovou délkou. To svědčí o přítomnosti magnetických polí v koróně, jejichž podélná složka roste s výškou až na 1 mT. Magnetická pole se soustřeďují v koronálních dírách, jež jsou řidší a chladnější než okolní sluneční plazma. Z nich pak vyvěrá již zmíněný vysokorychlostní sluneční vítr, ovlivňující i zemskou magnetosféru.
B. Schaefer pozoroval u 9 hvězd podobných Slunci obří erupce s energiemi až tisíckrát většími než největší erupce na Slunci. Pokud k takovým maxierupcím dochází - byť vzácně - i na Slunci, znamenalo by to katastrofální ohrožení ozonové vrstvy na Zemi.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 07. júla 2000