ŽEŇ OBJEVŮ 2000 (XXXV.) - DÍL B; PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 09. júla 2001

Autor: Jiří Grygar

Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .

• 1.2. Meziplanetární látka
  • 1.2.1. Planetky
  • 1.2.2. Komety
  • 1.2.3. Meteorické roje
• 1.3. Historie i současnost sluneční soustavy
• 1.4. Slunce

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

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

V r. 1875 našel J. Palisa planetku (153) Hilda s velkou poloosou dráhy větší než 3,58 AU; r. 1898 G. Witt objevil prvního křížiče zemské dráhy - planetku (433) Eros a na přelomu XIX. a XX. století dosáhl počet katalogizovaných planetek bezmála čísla 500. Tehdy už došla zásoba starověkých bohyň a bohů, takže pravidla pro pojmenovávání planetek se postupně velmi uvolnila. V r. 1906 našel M. Wolf prvního Trójana - planetku (588) Achilles a r. 1920 objevil W. Baade prvního Kentaura - (944) Hidalgo. Konečně zásluhou D. Jewitta a J. Luuové byl v r. 1992 objeven objekt 1992 QB1 na periférii planetární soustavy, který patří do nové třídy transneptunských objektů v Edgeworthově-Kuiperově pásu. Podle mínění většiny astronomů patří do této třídy také Pluto, objevený jako devátá planeta již r. 1930, a jeho průvodce Charon, rozpoznaný r. 1978.

Koncem r. 1923 překročil počet objevených planetek první tisícovku, avšak na zdvojnásobení tohoto počtu stačilo jen dalších 37 let. Posledních dvacet let XX. stol. pak přineslo doslova explozi objevů, na nichž se především podílejí jak nové metody detekce planetek pomocí robotických dalekohledů, vybavených maticemi CCD tak podstatně zlepšený výkon počítačů, na nichž se počítají dráhy a udržují příslušné databáze. Je to ostatně patrné z následující tabulky:

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

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

V loňském roce byla též přidělena jména hlavním kráterům na planetkách zkoumaných zblízka kosmickou sondou NEAR. Krátery na planetce (253) Mathilde jsou pojmenovány podle uhelných pánví na zeměkouli: Damodar, Išikari a Kuzněck. Na planetce Eros dostaly největší krátery názvy Don Quijote, Kupid, Lolita a Psyché. Průvodce planetky (45) Eugenia o průměru 214 km se jmenuje Petit-Prince (průměr 13 km). Dalšího průvodce objevil S. Ostro aj. radarem v Arecibu a Goldstone u planetky 2000 DP107 při jejím přiblížení na 0,07 AU k Zemi na přelomu září a října loňského roku. Průměr hlavní složky vychází na 800 m a průvodce ve vzdálenosti 2,6 km má průměr 300 m. Střední hustota primární složky vychází na 1,6násobek hustoty vody. Obě složky se přitom pro pozorovatele na Zemi navzájem zakrývaly v oběžné periodě 1,76 d. Radarem byla též počátkem listopadu objevena další dvojplanetka 2000 UG11 s průměry složek 230 a 100 m a oběžnou dobou 19 h. Zákryty průvodcem byly pozorovány u planetek (3671) Dionysus a 1996 FG3.

Pozorování z dalekohledů Keck a CFHT v srpnu 2000 ukázala, že také planetka (90) Antiope s průměrem 80 km má stejně velké dvojče ve vzdálenosti 170 km s oběžnou dobou 0,67 d. To se dle W. Merlina aj. téměř nedá pochopit, podobně jako obdobný případ planetky (762) Pulcova, která má průměr 140 km a její průvodce 14 km. Potíže nastávají také, když máme vysvětlit, kde se vzal průvodce Eugenie, neboť jde o největší planetku příslušné rodiny planetek. Jedině dvojice Ida-Dactyl z planetkové rodiny Themis má zřejmý původ při dávné srážce planetek. A. Galád propočítal vzájemná přiblížení 7805 známých planetek na vzdálenost pod 3000 km během 6 tisíc dnů v intervalu 1. ledna 1987 - 10. června 2003. Ukázal, že taková sblížení nastávají v průměru jednou za měsíc a relativní rychlost průletů se pohybuje v rozmezí 1 -- 16 km/s. To indikuje možné rychlosti při srážkách planetek, které rozhodně ani dnes nejsou výjimečnou vzácností.

D. Vokrouhlický a P. Farinella studovali cesty, jimiž planetky opouštějí hlavní pás vinou resonancí oběžných dob s Jupiterem a Saturnem a tzv. Yarkovského efektu. Výsledkem jsou mimořádně protáhlé dráhy, které většinou vedou během řádově 10 milionů let k dopadu planetek do Slunce. Nicméně asi 0,5% takto "postižených" planetek končí dopadem na Zemi, takže Země tak ročně dostává v průměru 1000 tun hmoty v podobě meteoritů. Týmž efektem pro křížiče Země (q <= 1,3 AU a Q >= 0,983 AU) se zabývali W. Bottke aj. Zjistili, že v průměru po dobu 2 -- 6 milionů let bývá konkrétní křížič pro Zemi nebezpečný, než se dostane vlivem Yarkovského efektu na zcela odchylnou dráhu. Tvrdí, že nebezpečných křížičů s průměrem nad 1 km je v současné době asi 900; z toho asi 40% již bylo nalezeno. V populaci křížičů je daleko nejvíce planetek typu Apollo (65%), následuje typ Amor (29%) a Aten (6%); nejhůře se hledají křížiči s velmi protáhlou drahou a jejím vysokým sklonem.

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

Z tabulky vyplývá, že skutečnými křížiči v užším slova smyslu jsou jen planetky typu Apollo a Aten, neboť vzdálenost Země od Slunce se v průběhu roku mění právě v intervalu 0,983 -- 1,017 AU. Autoři pak spočítali dynamický vývoj drah 117 známých křížičů v nejbližších 60 milionech let a zjistili, že během tohoto intervalu 15% z nich se srazí se Zemí či s Venuší, kdežto 50% spadne do Slunce a dalších 15% opustí po hyperbole sluneční soustavu, takže jen pouhá pětina přežije zhruba na současné dráze. Jinými slovy, střední životnost křížičů činí pouhých 10 milionů let, a populace křížičů se tudíž musí průběžně doplňovat zejména z hlavního pásu planetek, ale možná i z oblasti komet.

Koncem září pozoroval havajský dalekohled CFHT planetku 2000 SG344, vyznačující se nápadným vlastním pohybem. Planetka dosáhla 6. listopadu 13,6 mag a o dva dny později proletěla v minimální vzdálenosti 2,4 milionů km od Země. Z oblouku dráhy vyplynulo, že by r. 2030 mohla trefit Zemi, ale vzápětí se ukázalo, že jde možná o poslední stupeň rakety Saturn IV-B na heliocentrické dráze, takže jasnost není dána velikostí tělesa, nýbrž lesklostí jeho povrchu, a pro Zemi žádné nebezpečí nepředstavuje. V polovině prosince však objevil teleskop LONEOS planetku 2000 YA o průměru asi 50 m, která 22. prosince proletěla pouhých 735 tisíc km od Země.

A. Galád počítal riziko srážky Země nebo Měsíce s křížiči o průměru nad 1 km na základě dráhových parametrů pro 246 křížičů, objevených do října 1998. Ukázal, že ke srážkám se Zemí dochází v průměru jednou za 180 tisíc let průměrnou rychlostí 13 km/s, kdežto pro Měsíc vychází interval 2,85 milionů let. V porovnání s planetkami představují komety minimální nebezpečí, s výjimkou dlouhoperiodických, jakou byla např. známá kometa Hjakutake v r. 1996.

P. Pravec aj. objevili tři křížiče s mimořádně krátkými rotačními periodami od 2,5 do 18,8 min, což znamená, že jde o monolitní kameny s průměry od 60 do 120 m. Titíž autoři však také našli křížič 1999 GU3 s mimořádně pomalou rotací 9,0 d, jež podle radarových měření v Goldstone má průměr menší než 1 km. Podle G. Stokese aj. bylo v programu LINEAR během pouhých 18 měsíců v letech 1998-1999 objeveno 257 křížičů, 11 planetek s anomálními drahami a 32 komet. Odtud plyne, že křížičů s průměrem >= 100 m může být až 300 tisíc! P. Pravec a A. Harris shrnuli výsledky měření rotačních period pro 748 planetek hlavního pásu i křížičů. Ukázali, že rychlost rotace závisí na rozměru planetek v tom smyslu, že pro průměry planetek nad 40 km a pod 10 km pozorujeme přebytek velmi pomalých rotátorů; periody rotace kratší než 2,2 h jsou vzácné. Autoři soudí, že hlavně velké planetky představují často hromadu sutě, zatímco malé planetky jsou monolitní. Odhadují dále, že více než polovina křížičů jsou fakticky dvojplanetky.

Teoreticky mohou existovat i planetky uvnitř dráhy Merkuru (0,4 AU) - tzv. vulkanoidy, pokud mají kruhové dráhy s poloosami v rozmezí 0,07 -- 0,21 AU. Jelikož však sonda SOHO s meznou hvězdnou velikostí 8 mag dosud žádné takové těleso neobjevila, nemohou mít podle D. Durdy aj. průměr větší než 60 km. Jejich životnost je však beztak omezena srážkami s tělesy, jež do blízkosti Slunce neustále přilétají, na pouhých 10 milionů let.

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

V polovině března, když se sonda nacházela ve vzdálenosti 200 km od centra planetky, dostala druhé jméno na paměť amerického astronoma Eugena Shoemakera (1928-1997). V té době byl už znám nepravidelný tvar planetky o hlavních rozměrech 34 x 11 x 11 km a rotační perioda 5,27 h, její hmotnost 6,7.10^15 kg i hustota 2,67násobek hustoty vody. To svědčí pro kamennou planetku; určitě nejde o pouhou "hromadu sutě". Na povrchu planetky byly kromě početných impaktních kráterů o rozměru až 5,5 km pozorovány rýhy napříč krátery a nepravidelně rozházené velké balvany o průměru 30 -- 100 m. Malých impaktních kráterů je však méně, než se čekalo.

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

V průběhu dubna 2000 se dráha sondy NEAR změnila na kruhovou nejprve ve výši 100 a posléze dokonce jen 50 km od centra planety při oběžné rychlosti pouhých 5 km/h a oběžné periodě 28 h. V červenci se sonda spustila místy až na vzdálenost 20 km od povrchu planetky, což zvýšilo přesnost měření jejího tvaru laserovým altimetrem i průběhu gravitačního pole, jehož průměrná intenzita na povrchu planetky je 1500krát menší než na Zemi. Na vzdálených výběžcích planetky dosahuje proto podle D. Yeomanse aj. úniková rychlost pouhé 3 m/s a hlubokých údolích až 17 m/s. Koncem října se sonda spustila na vzdálenost jen 5 km od povrchu Erose, takže kamera dosáhla rozlišení až 0,7 m. Nedostatek malých impaktních kráterů se vysvětluje jako překrytí většími dopady. Rozházené kameny s rozměry nad 8 m pokrývají většinu povrchu, takže jejich celkový počet dosahuje milion - jejich hojný výskyt je značnou záhadou.

B. Hapke aj. zjistili, že měsíční regolit zvětrává působením slunečního větru, jenž vypařuje zrnka půdy a pokrývá je filmem usazenin železa o tloušťce několika nanometrů, jak ukázaly vzorky z výprav Apollo 16 a 17 pod elektronovým mikroskopem. Tím lze rovněž objasnit překvapivě načervenalý povrch některých oblastí na planetce Eros, bombardovaných meteority z planetek vnitřního pásu typu S, jež mají hodně kovů.

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

S. Ostrovi aj. se podařil husarský kousek, když získali radarovou ozvěnu od planetky (216) Kleopatra typu M (NiFe) ve vzdálenosti 171 milionů km od Země. To je stejný výkon, jako kdyby optický teleskop o průměru 8 mm v Los Angeles spatřil osobní auto v New Yorku! Radarová ozvěna přišla po plných 19 minutách a svědčí o kovovém charakteru planetky, jež má klasické jádro, plášť i kůru, jež je pokrytá drobnou sutí. Tvar planetky připomíná činku s hlavními rozměry 217 x 94 x 81 km, takže těleso zřejmě vzniklo v důsledku srážky. Rotační perioda činí 5,4 h a hustota dosahuje 3,5násobku hustoty vody. Takových kovových planetek typu M známe v hlavním pásu již 42 a jednou se mohou hodit jako zdroj kovů pro meziplanetární stanice...

Také Trójan (1437) Diomedes je podle I. Sata aj. protáhlý. Jeho tvar odvodili z průběhu zákrytu hvězdy HIPP 014402A na 284 x 126 x 65 km a periodu rotace na 1,02 dne. Na podivuhodnou schizofrenickou planetku (7968) Elst-Pizzaro upozornil I. Toth, neboť v r. 1996 byl za ní pozorován prachový chvost jako u komety, jenže příčinou jevu byla v tomto případě srážka s prachovou vlečkou jiné planetky - nejspíš (427) Galene. Velmi vzácný úkaz zákrytu hvězdy planetkou bylo možné sledovat na severozápadě severní Ameriky 20. listopadu 2000 v 11.45 UT. V té chvíli zakryla planetka (752) Sulamitis jasnou (2,9 mag) hvězdu mi Gem.

J. Luuová aj. sledovali v letech 1996-97 Kentaura (2060) Chiron pomocí infračerveného dalekohledu UKIRT na Mauna Kea. Když kometární aktivita zeslábla, byl vidět povrch tělesa, na němž byly zjištěny absorpce vodního ledu, takže albedo povrchu dosáhlo hodnoty 0,14. Autoři také určili rotační periodu Chironu na 6 h. Podle M. Barucciho aj. může být větších Kentaurů snad až 2000, i když dosud jich známe pouze 17, včetně komet 29P/Schwassmann-Wachmann 1 a 39P/Oterma.

Dosud největší přehlídku Kentaurů uskutečnili S. Sheppard aj. na ploše 1428 čtv. stupňů. Podle nich by mělo být asi 100 Kentaurů s průměrem nad 100 km, ač dosud známe pouze čtyři taková tělesa. Úhrnný počet Kentaurů s průměrem nad 1 km odhadli na 10 milionů a celkovou hmotnost této populace na 0,0001 hmotnosti Země. B. Marsden se domnívá, že většina Kentaurů jsou spící komety, jež uprchly v posledních milionech let z Edgeworthova-Kuiperova pásu; někdy se však změní v krátkoperiodické komety.

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

W. Romanishin a S. Tegler určovali barevnost 13 Kentaurů a transneptunských těles Keckovým desetimetrem. Zatímco Kentauři jsou převážně šedí, transneptunská tělesa jsou tmavě červená následkem velkého stáří a tudíž i dlouhodobého bombardování svých povrchů slunečním větrem a kosmickým zářením. Planetka (8405) má na svém povrchu bílou skvrnu - patrně velký impaktní kráter. Vůbec nejčervenějšími objekty sluneční soustavy jsou však Kentauři (5145) Pholus a (7066) Nessus.

S. Ida aj. se zabývali dráhovými parametry 120 transneptunských objektů, z nichž 50 se nachází v resonanci 3/2 s Neptunem, tj. patří k tzv. plutinům s velkou poloosou 39,5 AU. Další resonance 5/3 nastává pro tělesa s velkou poloosou 42,3 AU. V základní resonanci 2/1 s poloosou 47,8 AU však dosud žádná tělesa objevena nebyla. Podobně zcela chybí objekty s velkými poloosami 36,5 -- 39 AU a 40 -- 42 AU. Autoři dále soudí, že prvotní dráha Neptunu se nalézala blíže ke Slunci, takže Neptun migroval směrem pryč od Slunce za méně než 10 milionů let od svého vzniku.

Podle L. Allena aj. klesá výskyt drobných těles sluneční soustavy dramaticky za poloměrem 55 AU (8 miliard km) od Slunce. Podnikli totiž přehlídku objektů na periférii sluneční soustavy s meznou hvězdnou velikostí 25,8 mag, což by stačilo k nalezení těles o průměru 160 km do vzdálenosti 65 AU, ale nic takového nezpozorovali. Všech 24 nově nalezených objektů má vzdálenosti menší než zmíněných 55 AU. Podobně dopadla přehlídka C. Trujilla aj., kteří pomocí CFHT objevili 86 objektů rovněž vesměs blíže než 55 AU. Za posledních 8 let se tak podařilo najít přes 300 transneptunských těles ve vzdálenostech 30 -- 50 AU od Slunce, takže se v tmavočerveném opakuje historie objevování planetek hlavního pásu v XIX. stol.

D. Durda a S. Alan Stern studovali pravděpodobnost srážek v pásmech Kentaurů a transneptunských objektů. Podle jejich výpočtů se Kentauři nemusejí obávat impaktů od komet s poloměrem nad 1 km, neboť intervaly mezi dopady dosahují 60 miliard let, zatímco obdobná tělesa v Edgeworthově-Kuiperově pásu jsou zasažena v průměru každých 200 milionů let. Komety v tomto pásu jsou doslova poseté impaktními krátery, zatímco v Oortově mračnu jsou srážky velmi vzácné. To znamená, že dvojice Pluto-Charon je rovněž vystavena intenzívnímu bombardování transneptunskými tělesy i kometárními jádry.

O. Hainaut aj. zkoumali světelnou křivku velkého transneptunského objektu 1996 TO66 (R = 21,1 mag) v letech 1997-98 a určili jeho střední průměr na (652 ± 14) km s poměrem hlavní a vedlejší poloosy alespoň 1,12 : 1 a periodou rotace 6,25 h. N. Thomas aj. využili ke zkoumání transneptunských objektů 1993 SC a 1996 TL66 infračervené družice ISO, jelikož pro teploty povrchů těchto těles spadá maximum Planckových křivek do pásma 60 -- 100 microm. Odtud vyšel průměr planetky 1966 TL66 na 632 km. V březnu nalezl D. Rabinowitz plutino 2000 EB173 s magnitudou R = 19,3. Jeho velikost závisí ovšem na neznámém albedu, které při minimální možné hodnotě 0,04 značí, že průměr objektu může dosáhnout až 600 km. Autor odhaduje, že asi 35% všech transneptunských objektů tvoří právě plutina. Ještě větší transneptunské těleso 2000 WR106 objevili astronomové na monitoru dalekohledu Spacewatch koncem listopadu poblíž hvězdy epsilon Gem. Při vzdálenosti 43 AU vychází jeho průměr asi na 750 km. F. Roques a M. Moncuquet odhadují počet objektů Edgeworthova-Kuiperova pásu s průměrem nad 50 km na 70 tisíc a s průměrem nad 1 km na sto miliard, takže úhrnná hmotnost pásu dosahuje asi 20% hmotnosti Země (M_z). Naproti tomu v Oortově oblaku komet je podle odhadu L. Neslušana asi 80násobek M_z.

1.2.2. Komety

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

Největší výstřednost eliptické dráhy dosáhla velká lednová kometa C/1910 A1. Naopak nejmenší výstřednost 0,045 vykazuje kometa 29P_Schwassmann-Wachmann 1, jež prošla naposled perihelem r. 1989. Největší hyperbolickou dráhy s výstředností 1,057 se honosí kometa C/1980 E1 Bowell. Nejmenší hodnota velké poloosy patří Enckeově kometě - 2,21 AU stejně jako nejkratší perioda 3,28 r. Největší spočítanou velkou poloosu má kometa C/1992 J1 Spacewatch s hodnotou 85914 AU a oběžnou periodou 3,3 milionu let; v odsluní se tak vzdaluje až na plných 172 kAU. Nejmenší přísluní 0,0045 AU příslušelo kometě C/1981 V1 Solwind 4, kdežto rekord 8,45 AU drží kometa P95/Chiron. Pouze 25 komet, vesměs dlouhoperiodických - a z toho 20 s parabolickou drahou - má přísluní blíže, než činí Rocheova mez pro Slunce. Pouze u 9 komet byla pozorována vícenásobná jádra - poprvé u komety z r. 1760.

Pro dlouhoperiodické komety je rozložení sklonů dráhy k ekliptice izotropní, kdežto 87% krátkoperiodických komet má sklony menší než ±30°. Existenci krátkoperiodických komet způsobují planetární gravitační poruchy, především pak od Jupiteru. F. Whipple zjistil, že 93 pozorovaných komet pochází z Edgeworthova-Kuiperova (E-K) pásu, kdežto 77 z Oortova mračna; mezi nimi i 14 těles typu komety Halleyovy. Ve větších vzdálenostech od Slunce jsou opticky aktivnější komety z pásma E-K, což autor objasňuje tím, že tyto komety vznikly dále od Slunce při velmi nízkých teplotách, takže obsahují větší množství ledů, které mrznou až při extrémně nízkých teplotách. Jádra komet z tohoto pásma se posléze ohřála vnitřní radioaktivitou, čímž ztratila těkavější ledy a zbyl především vodní led.

Dlouhoperiodické komety s vysokými sklony vznikly v oblasti obřích planet v raném disku sluneční mlhoviny. Díky planetárním poruchám vzrostly jejich sklony, což ve svém důsledku vedlo ke vzniku kulového Oortova mračna. Jejich návraty do nitra planetární soustavy zapříčiňují spíše galaktické slapy než gravitační poruchy blízkých hvězd. G. Kuiper v r. 1951 ukázal, že další komety E-K pásu vznikly v blízkosti Neptunu, a ty se dnes projevují jako krátkoperiodické komety. R. Levison aj. se domnívají na základě počítačové simulace pro 28 tisíc kometárních jader, že komety typu Halley přicházejí spíše z vnitřních částí Oortova mračna ve vzdálenosti do 20 tisíc AU, a že tato část mračna je poněkud zploštělá. V simulaci započítali gravitační vliv Slunce a 4 obřích planet i slapové působení centra Galaxie a blízkých hvězd. Z výpočtů dále vyplývá, že v budoucnosti vzroste riziko bombardování Země kometami z Oortova mračna.

Moderní výzkum komet se datuje od objevu velké komety Gottfriedem Kirchem 4. listopadu r. 1680, Halleyovy předpovědi periodicity komety v r. 1705 a J. G. Palitzschova potvrzení Halleyovy předpovědi objevem komety 1P/1758 Y1 Halley. Průměrný roční počet objevů podstatně vzrostl jednak po nástupu fotografie, dále po zavedení matic CCD a nejnověji díky družici SOHO, jak patrno ze statistik: v intervalu let 1780-89 bylo objeveno 13 komet stejně jako během let 1840-49. V letech 1940-49 však bylo navzdory válečnému útlumu pozorování nalezeno již 47 komet; v období 1970-79 však už 71 a v desetiletí 1980-1989 dokonce 115 komet. Nejméně objevů připadá na květen a nejvíce na listopad. Mezi lovci komet mají vedoucí postavení E. Shoemaker s 32 objevy, následován J. Ponsem s 26 a D. Levy s 21 objevy.

Suverénně nejúspěšnějším lovcem komet všech dob se však stala sluneční družice SOHO, jež jich za pouhé 4 roky provozu našla už více než 100; z nich 92 patří do obří Kreutzovy rodiny, rozpoznané již koncem XIX. stol. H. Kreutzem. Patrně šlo o monumentální kometu z r. 372 př. n.l., zaznamenanou letopiscem Ephorem, jež se tehdy při průchodu přísluním rozpadla na dva kusy. Ty se možná vrátily kolem r. 1100 n.l. rozpadlé již na mnohem více úlomků a soudí se, že dnes se na jediné eliptické dráze nalézá nejméně 20 tisíc (!) větších úlomků. Patří k nim mj. velká zářijová kometa z r. 1882 i jasná kometa Ikeya-Seki z r. 1965.

Za nejnovější záplavu objevů může z velké části okolnost, že veškeré snímky z koronografu družice SOHO jsou ihned umístěny na internet, kde se nyní hledáním stop komet baví mnozí astronomové-amatéři. Tak se velmi často podaří dodatečně odhalit slabší komety, jež při první prohlídce záběrů unikly pozornosti. Velký počet objevů způsobil, že zprávy o pozorováních komet družicí SOHO musely být paradoxně vyřazeny z proslulých cirkulářů IAU a najdete je nadále pouze v elektronických cirkulářích Centra IAU pro planetky (!).

První, kdo si uvědomil, že velká statistika z družice SOHO představuje zlatý důl pro fyzikální výzkum rozpadů komet, byl náš krajan Z. Sekanina, jenž si položil otázku, co to vlastně znamená, že komety přilétají ke Slunci v intervalu několika hodin až desítek let? Jeho odpověď je překvapující: původní kometa se dosud drolí, a to dokonce i v odsluní, kde slapové síly Slunce nehrají žádnou úlohu. Bude zajímavé zjistit, jaké síly vyvolávají rozpad v mrazivých hlubinách sluneční soustavy, kde počáteční rychlost oddělení úlomků dosahuje jenom několika m/s. Fragmentace komety probíhá hierarchicky, jak o tom svědčí časté páry úlomků s odstupem jen několika hodin, což připomíná hierarchický rozpad komety Shoemaker-Levy 9, obíhající po spirále kolem Jupiteru. V další práci se autor zabýval vzhledem chvostů Kreutzovy rodiny komet. Jsou totiž nápadně přímé a velmi úzké, což nasvědčuje rychlosti vymršťování prachových částic z povrchu komet rychlostí pod 100 m/s. Jejich pozorovaná délka dosahuje v přísluní až 20násobku poloměru Slunce a tlak záření představuje méně než 60% sluneční přitažlivosti pro dané částice. Z toho lze usoudit, že prach je tvořen dielektrickými křemičitany.

Překvapující odolnost vykázala loni značně ztřeštěná domněnka L. Franka aj. o vysoké četnosti ledových minikomet, vstupujících do zemské atmosféry až 20x za minutu při individuální hmotnosti 100 t, takže Země by měla dostávat denně z kosmu příděl asi 1 Mt vody. Frankovi totiž nečekaně přispěchal na pomoc veterán kometárního a meteorického výzkumu V. Bronšten, který k ledovým kometám řadí i proslulý tunguzský meteorit! Tvrdí dále, že minikomety chrání před předčasnou sublimací povlak z organických materiálů - až 100 kg na každé jádro.

Proti tomu však rozhodně vystoupili M. Artěmjeva aj., kteří připomněli, že podobně by ledové minikomety musely přirozeně padat i na Měsíc, což by bylo ze Země pozorovatelné i v malých dalekohledech, neboť odpovídající světelný výkon by dosáhl při nárazu hodnoty 10^14 W po dobu 10 ms. Záblesky by byli z oběžné dráhy kosmických lodí Apollo zpozorovali snadno i astronauti prostým okem.

Z početných objevů a pozorování nových komet připomínám především kometu C/1999 S4 LINEAR, nejprve považovanou za planetku, jejíž kometární povaha se prokázala poprvé 27. září r. 1999. Nejblíže Zemi se ocitla 21. 7. 2000 ve vzdálenosti 0,37 AU a přísluním prošla o pět dnů později ve vzdálenosti 0,76 AU od Slunce. Kometa měla velmi příznivou polohu pro pozorovatele na severní polokouli, a očekávalo se, že dosáhne až 4 mag, jenže jak tomu u komet často bývá, nakonec bylo všechno jinak.

Po průchodu přísluním se v pohybu komety významně uplatnily negravitační síly, vyvolané nápadnými změnami v množství uvolňovaných plynů. 5. července ukázaly snímky z HST STIS, pořízené ze vzdálenosti 120 milionů km od komety, dramatický nárůst kometární aktivity během pouhých 4 hodin, po němž však následoval výrazný pokles. Poprvé v historii se podařilo zaznamenat, co se děje s rozpadajícím se kometárním jádrem - materiál kůry vystřikoval, jako když vyletí zátka šampaňského. Od jádra komety se oddělil úlomek, jenž směřoval rychlostí 10 km/h podél pohybu chvostu a byl sledován až do vzdálenosti 460 km od jádra. V porovnání s předešlými jasnými kometami uvolňovala kometa LINEAR mnohem méně CO.

Počínaje 23. 7. se jádro komety začalo zjevně rozpadat; centrální kondenzace se protáhla do tvaru slzy a její jasnost zeslábla trojnásobně. Celá kondenzace se 27. 7. natolik rozplizla, že nadále nebylo možné určovat polohu komety. O den později zmizely všechny emise s výjimkou CN. Ztratil se i plynný chvost a prachové částice unikaly rychlostí 40 m/s. Rentgenová družice Chandra odhalila v okolí jádra ionty kyslíku a dusíku - zřejmé důsledky srážky těchto atomů se slunečním větrem.

Podle Z. Sekaniny je celý úkaz svědectvím o tom, že pozorujeme opožděný úlomek mnohem hmotnější komety, která proletěla přísluním před několika staletími. Takové úlomky jsou pak náchylné k náhlému rozpadu. Ještě 26. 7. měla kometa jasnost 6,5 mag, ale o tři dny později již 7,9 mag a 2. srpna zeslábla na 9 mag. V té době už nebyla v komě vidět žádná nukleární kondenzace; samotná koma byla zřetelně ohraničená jen na straně přivrácené ke Slunci. Souběžně s těmito změnami poklesla počátkem srpna o řád produkce OH, CN i vody proti maximu v polovině července.

Snímky komety, pořízené v prvních srpnové dekádě jednak HST a jednak VLT ESO, ukázaly asi 12 aktivních úlomků rychle se měnící jasnosti. Jasnost úlomků zeslábla na R = 24 kolem 10. srpna, když byla kometa vzdálena od Slunce 0,8 AU a od Země 0,7 AU. Zásluhou rychlé reakce týmů HST a VLT se tak podařilo zatím nejlépe zdokumentovat rozpad kometárního jádra. Vzhledem k tomu, že dle H. Weavera aj. se v přísluní rozpadá asi čtvrtina komet, jde vskutku o epochální pozorování. Navíc se pomocí rentgenové družice Chandra podařilo poprvé prokázat, že rentgenové záření komet, objevené poprvé zcela nečekaně v r. 1996 u komety Hjakutake, je vyvoláno interakcí mezi komou a elektrony ve slunečním větru. Výměna nábojů s vysoce ionizovanými jádry kyslíku a dusíku pak vede k rentgenovému záření iontů O, C a Ne. a Ne v komě

V poslední době se stává čím dál tím častěji, že vyhledávací programy nalézají tělesa, klasifikovaná zprvu jako planetky, avšak další pozorování často odhalí výskyt komy, což pak vede ke změně klasifikace. Na těchto zpřesněních se často podílejí naši astronomové především z Kletě. Dalekohled LINEAR tak objevil též planetku 2000 ET90, jejíž kometární povaha byla odhalena 4. dubna a z parametrů dráhy vyplynulo, že jde o periodickou kometu D/1984 H1 Kowal-Mrkos (1984n), považovanou za ztracenou. Ve skutečnosti se v mezidobí dráhové elementy komety drasticky změnily, což zavinil Jupiter, neboť kometa proletěla v březnu 1989 ve vzdálenosti jen 0,16 AU od této obří planety. Z téhož důvodu také nebyla spatřena při očekávaném návratu počátkem srpna 1991. Kometa prošla přísluním 2. července a její dráhové elementy doznaly proti r. 1984 těchto změn: velká poloosa vzrostla o 0,53 AU na 4,31 AU; výstřednost klesla o 0,07 na 0,41; sklon se zvýšil o 1,7° na 4,7° a oběžná perioda se prodloužila o 1,6 r na 8,95 let.

Jak už jsem se zmínil, řada komet v blízkosti Slunce se nyní dohledává na monitorech počítačů, které zobrazují z internetu snímky sluneční koróny, pořízené družici SOHO. J. Mäkinen aj. tak pomocí přehlídky SWAN družice SOHO dodatečně v květnu 2000 našli poměrně jasnou kometu C/1997 K2 11 mag, která prošla přísluním 26. června 1997 ve vzdálenosti 1,55 AU od Slunce, a přesto unikla pozornosti pozorovatelů, neboť se nacházela daleko na jihu, kde je lovců komet jako šafránu. Dále se pomocí 3,6 m teleskopu ESO podařilo koncem července znovuobjevit periodickou kometu P/1994 A1 Kušida (1994a), která přišla proti předpovědi v předstihu 0,1 d. V té době se už na obloze dala při svém 58. pozorovaném návratu dobře sledovat kometa s nejkratší známou periodou 2P/Encke, která měla 11,4 mag a v polovině srpna dokonce dosáhla 9,7 mag. Z pozorování při předešlém návratu v r. 1997 odvodili nyní Y. Fernández aj. poloměr jádra 2,4 km a jeho rotační periodu 15,2 h při albedu povrchu 0,05. Teplota povrchu ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce dosáhla 365 K. Při příštím návratu v listopadu 2003 má kometu studovat kosmická sonda CONTOUR.

Zařízení LINEAR objevilo 1. září periodickou kometu 97P/Metcalf-Brewington jako objekt 19 mag. Kometa se přiblížila k Jupiteru v r. 1993 na méně než 0,11 AU a proti předpovědi se tak opozdila o 3,5 d. Týž přístroj znovuobjevil periodickou kometu P/1991 T Shoemaker-Levy 5 (1991z) jako P/2000 R1 dne 6. září, kdy dosáhla 18,5 mag. Kometa prošla přísluním 17. srpna 2000 v předstihu 1,4 d ve vzdálenosti 1,99 AU od Slunce. Při výstřednosti dráhy 0,53 činí její oběžná doba 8,7 r. Koncem září dohledal systém LINEAR další periodickou kometu, považovanou za ztracenou: D/1984 W1 Shoemaker 2 = P/2000 S2. Kometa tehdy prošla přísluním 26. září 1984, ale nyní až 14. července 2000 - tedy se zpožděním 23,2 d proti původním elementům, což na obloze představuje úsek 7,5° ! Nové dráhové elementy činí 3,96 AU pro velkou poloosu; 0,68 pro výstřednost; 22° pro sklon a 7,9 roku pro oběžnou periodu. Vzápětí pak byla pomocí LINEAR dohledána periodická kometa P/1963 W1 Anderson jako objekt 2000 SO253, jež v srpnu 1961 a dubnu 1985 proletěla blízko Jupiteru. V přísluní se blíží na 2,0 AU ke Slunci a její oběžná doba činí 7,9 roku. Koncem listopadu se podařilo objevit v Plachtách kometu C/2000 W1 Utsunomiya-Jones 8,5 mag, jež v polovině prosince dosáhla 7 mag a koncem prosince prošla přísluním ve vzdálenosti 0,32 AU od Slunce, pohybujíc se retrográdně. Novozélandskému amatérovi Jonesovi bylo v době objevu 80 let a jelikož svou první kometu našel před 54 lety v srpnu 1946, ustavil tak zřejmě svérázný světový rekord v délce objevování komet týmž pozorovatelem

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

Koncem listopadu byla menším dalekohledům poprvé dostupná kometa C/1999 T1 McNaught-Hartley, již vysoký sklon 80° přivedl jako objekt 8 mag postupně do souhvězdí Kentaura, Hydry, Panny a Vah, takže počátkem roku 2001 byla pozorovatelná i na polokouli severní. Na přelomu listopadu a prosince dosáhla periodická kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák 10 mag a v polovině prosince dokonce 8,7 mag.

V dosahu menších dalekohledů jižní polokoule zůstává i nadále proslulá kometa C/1995 O1 Hale-Bopp, jež byla v lednu 2000 13,3 mag. T. Paulech ukázal na snímcích, pořízených na observatoři v Modre, že kolem přísluní v r 1997 vzrostla rychlost ejekce prachových zrnek o rozměrech 0,1 mm až na 360 m/s a rotace jádra činila 11,4 h. D. Bockelée-Morvanová aj. uveřejnili výsledky submilimetrových pozorování IRAM, při nichž byly u komety poprvé objeveny sloučeniny SO, SO_2, HC_3N, NH_2CHO, HCOOOH a HCOOCH_3. Těkavé látky v kometě se svým zastoupením prakticky neliší od obdobného složení interstelárního materiálu.

Také podobně skvělá kometa Hjakutake C/1996 B2 se znovu dostala na stránky vědeckých časopisů, když G. Jones aj. zjistili, že magnetometr na sluneční sondě Ulysses nalezl 1. května 1996 anomálie, které se teprve nyní podařilo vysvětlit tím, že sonda tehdy prošla zakřiveným a velmi protáhlým iontovým chvostem této komety. To se projevilo změnou směru magnetického pole slunečního větru, poklesem výskytu slunečních protonů, a naopak detekcí iontů těžších prvků jako je C, O, Ne, S aj. Podle těchto měření se kometární ionty ve chvostu pohybovaly rychlostí 750 km/s. V úrovni sondy ve vzdálenosti 3,8 AU od jádra komety měl chvost průřez větší než 7 milionů km! Jde s převahou o nejdelší pozorovaný kometární chvost v dějinách astronomie; předešlý rekord držela velká březnová kometa 1843 D1 s délkou chvostu 2 AU. Zakřivenost chvostu komety Hjakutake také objasňuje jeho rekordní pozorovanou úhlovou délku 100°.

M. Mumma aj. objevili v komě komet Hjakutake a Hale-Bopp velké množství etanu, na rozdíl od periodické komety 21P/Giacobini-Zinner. Vysvětlují to tím, že první dvě jmenované komety pocházejí z pásma obřích planet, takže v té době tam panovaly teploty 200 -- 40 K, kdežto kometa 21P vznikla v Edgeworthově-Kuiperově pásu při teplotě kolem 20 K, i když dnes patří s periodou 6,6 h do Jupiterovy rodiny komet. K témuž závěru pro kometu Hale-Bopp dospěli na základě pozorování v extrémní ultrafialové oblasti z konce března 1997 S. Alan Stern aj. Uvedli, že kometa musela vzniknout v prostoru mezi drahou Uranu a Neptunu. J. Nuth aj. uvedli, že objev olivínu ve spektru Halleyovy komety z r. 1989 svědčí o tom, že i tato kometa vznikla v prostoru obřích planet, kde se utvořila při ohřátí Sluncem krystalická zrnka prachu. Zde však nemohl vzniknout kometární led, takže kometa se pak musela odsunout do Oortova mračna, odkud se vrátila teprve nedávno přímo do nitra sluneční soustavy.

1.2.3. Meteorické roje

Meteorické astronomii stále udávají tón Leonidy, jež se podle P. Spurného aj. v Číně na základně 85 km vyznačovaly v noci 16./17. 11. 1998 velkou řadou (přes 150) jasných bolidů až -14,4 mag (jasnější než Měsíc v úplňku!). Bolidy začínaly svítit v překvapivě velké výšce 160 km nad zemí; tři nejjasnější dokonce už nad 180 km. Podle televizních pozorování měly svítící stopy difúzní strukturu, skládající se z čela, oblouku a chvostu. Kromě toho byly pozorovány boční výtrysky od čela s teplotou až 2200 K, jejichž povaha není jasná. Střední hustota meteoroidů dosahovala jen 0,7násobek hustoty vody, což svědčí pro velmi křehký a porézní materiál Leonid. M. Campbell aj. pozorovali týž roj pomocí zesilovačů obrazu na dvou stanicích v Mongolsku. Dostali tak údaje pro 79 meteorů jasnějších než 6 mag a odtud odvodili jejich střední hmotnost na pouhých 1,4 mg! Ještě 0,1 g meteoroid se jeví jako meteor +4,5 mag. Pozorované meteory začínaly svítit ve střední výšce 113 km a zhasínaly kolem 95 km; rekordní výška začátku však dosáhla 144 km.

R. Nakamura aj. pozorovali 17. 11. 1998 v 15 h UT na Mauna Kea slabou záři od prachové vlečky za mateřskou kometou Leonid 55P/Tempel-Tuttle, jež dosáhla až 3% intenzity zodiakálního světla a měla geometrický poloměr asi 1,5 milionu km. Jde zřejmě o rozptyl slunečního světla na submikronových částečkách prachu za kometou. Podobné úkazy by snad bylo možné pozorovat také při návratu mateřských komet Perseid, Kvadrantid, Orionid a Drakonid.

Podle J. Raa vyšla předpověď maxima v r. 1999 R. McNaughtovi a D. Asherovi vskutku báječně s chybou ±2 min. Maximum deště nastalo pro heliocentrickou délku Země 235,285° s přepočtenou zenitovou frekvencí 3500 met/h, přičemž vrchol trval asi 15 min a celé mimořádné představení trvalo od 1:20 do 2:45 h UT dne 18. 11. Šlo o shluky částic, uvolněné z komety při návratech v r. 1899, 1965 a 1932. Podobně C. Göckel a R. Jehn určili polohu maxima na heliocentrickou délku 235,29° , tj. 2:04 h UT a přepočtenou zenitovou frekvenci na 5400 met/h. Interval deště trval od 1.32 do 2.38 h UT.

Zhruba o 16 h později v heliocentrické délce 235,97° se dostavilo podružné maximum s četností 106 met/h. To přibližně odpovídá pozorování J. Watanaba aj., kteří studovali déšť Leonid na observatoři Nobejama v Japonsku. Určili tak polohu druhého maxima na 235,87° heliocentrické délky, tj. o 15 h později než hlavní maximum. W. Singer aj. zveřejnili výsledky videozáznamů a radarových měření Leonid ve Španělsku, Německu a Švédsku. Odhalili tak rychlé a velké změny četnosti v intervalech řádu 10 minut, což odpovídá prostorovým zhustkům o typickém rozměru 10 -- 30 tisíc km. Maximum roje nastalo 18. 11. ve 2:09 h UT a odpovídalo zhustku, vyvrženém z komety v r. 1899. Týž zhustek je odpovědný i za zatím nejlepší představení meteorického deště, jež se odehrálo v listopadu 1966, kdy zenitová frekvence dosáhla historického rekordu 85 tisíc met/h.

K pozorování deště uspořádala NASA v r. 1999 ve spolupráci s dalšími astronomickými institucemi velkolepou leteckou kampaň, která podle P. Jenniskense aj. přinesla znamenité výsledky. Zejména se potvrdilo, že proces ablace meteoroidů začíná v případě rychlých a velmi křehkých Leonid již ve výši 200 km nad zemí. Difúzní svítící stopy ve výškách nad 150 km se změní v klasické ostré stopy bolidů ve výšce kolem 130 km. Ukázalo se, že optické záření bolidu pochází z horké brázdy za vlastním tělískem, jehož rychlá rotace rozmetá brázdu všemi směry daleko od čela meteoroidu. Zdá se, že organické molekuly uvnitř meteoroidů se při rychlém průletu příliš neohřejí a zase vychladnou, takže chemické stavební kameny života mohou přežít průlet zemskou atmosférou.

J. Ortíz aj. a I. Bellot Rubio aj. popsali jedinečné pozorování Leonid dopadajících na Měsíc, uskutečněné 18. 11. 1999 na observatoři v Monterrey v Mexiku. Dalekohled o průměru zrcadla 0,2 m vybavený černobílou televizní kamerou s maticí CCD zaznamenal celkem pět 0,02 s záblesků 3 -- 7 mag na plošce 8arcminx 6arcmin centrované na temnou část Měsíce, tj. na Měsíci 0,9 milionů km^2, během 90 min. intervalu kolem 4:30 h UT. Podle výpočtu bylo centrum shluku Leonid uvolněných z komety r. 1899 nejblíže Měsíci ve 4:49 h UT. Podle výsledků pozorování lze odhadnout, že při dopadu meteoroidů na Měsíc se v optickém pásmu uvolní jen 0,2% kinetické energie částice.

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

Podle M. Gyssense se při pozorování Leonid v r. 2000 podařilo zaznamenat nejméně čtyři vrcholy, počínaje 17,25 listopadu (UT) a konče 18,30 listopadu, přičemž poslední vrchol dosáhl zenitové frekvence 400 met/h; šlo o shluky vymrštěné z komety při návratech v letech 1932, 1733 a konečně 1866, obsahující opět velkou řadu bolidů. C. Johannink studoval návrat Leonid pomocí ozvěn rádiových vln z televizního kanálu na frekvenci 55 MHz ve Španělsku. Odhalil tak celkem devět maxim mezi 16,1 a 19,5 listopadem, přičemž hlavní maximum připadlo na interval 18,1 -- 18,3 listopadu.

Koncem roku pak byla po dlouhé přestávce zaznamenána zvýšená aktivita velmi nepravidelného meteorické roje komety 8P/Tuttle, známého pod názvem Ursidy (někdy též Umidy). Maximum nastalo v čase 22,31 prosince se zenitovou frekvencí přesahující 50 met/h a odpovídalo zhustku, vyvrženému z komety r, 1405. Kometa má oběžnou periodu 13,6 roků, avšak vyšší frekvence se pozorují asi 6 let po průchodu komety přísluním, přičemž dráha komety se vůbec neprotíná se Zemí, takže by se mohlo zdát, že souvislost s uvedeným rojem je pochybná. Poruchový počet však prokázal, že gravitační poruchy vyvolané Jupiterem zanášejí k Zemi zmíněné zhustky během zhruba šesti století po uvolnění z komety a se Zemí se střetávají rychlostí 35 km/s. Ve XX. stol. byl roj předtím pozorován v letech 1916, 1945 (A. Bečvářem aj. na Skalnatém Plese) a r. 1986. Tehdy byly fakticky pozorovány zhustky, které opustily kometu v letech 1392 resp. 1378. Podle K. Larsenové se Ursidy projevily mohutnými meteorickými dešti v letech 1449, 1795 a 1799. Vůbec nejstarší zaznamenaný meteorický déšť však patří Lyridám, jak je pozorovali Číňané v r. 687 př. n.l. Lyridy byly naposledy mimořádně aktivní v r. 1803 - dnes patří k lehce podprůměrným rojům.

1.3. Historie i současnost sluneční soustavy

A. Meiborn aj. tvrdí, že sluneční pramlhovina prodělala silný ohřev, jak vyplývá z nálezu kovových zrnek Fe-Ni v nejranějších meteoritech. Tyto kovy se musely ohřát na 1270 -- 1370 K, načež rychle vychladly tempem 0,2 K/h. A. Boss se domnívá, že ze sluneční pramlhoviny mohou rychle vzniknout obří plynné planety buď akrecí na kamenné jádro nebo v důsledku nestabilit v rotujícím protoplanetárním disku. První proces zabere několik milionů let, kdežto druhý to stihne za stovky roků! Přitom k úspěšné tvorbě obřích planet postačí hmotnost mlhoviny či disku pouhých 0,09 M_o rozprostřených do vzdálenosti 20 M_o od hvězdy. Problémem je, že zárodečná zhuštění mají obvykle velmi protáhlé dráhy, takže se musejí rychle smrštit, aby nebyl rozbita slapovými silami při průchodu periastrem.

Nedávný objev hmotných exoplanet v malé vzdálenosti od mateřských hvězd vyvolal úvahy o mechanismech migrací planet napříč planetární soustavou. W. Kleg se zabýval migrací protoplanet následkem diferenciální rotace zárodečného plynného disku na modelu dvou planet s hmotností 1 M_j, původně obíhajících po kruhových drahách ve vzdálenosti 5 a 10 AU. Během 2500 oběhů se poloměr dráhy vnitřní planety nezmění, ale její hmotnost vzroste akrecí na 2,3 M_j, zatímco vnější planeta migruje směrem dovnitř a její hmotnost vzroste dokonce na 3,2 M_j. Nakonec však prudce vzroste výstřednost jejích drah a celá soustava se stane nestabilní.

E. Thommes a M. Duncan soudí, že migrace planet může probíhat také opačným směrem, neboť podle jejich simulací vznikl Uran i Neptun blíže ke Slunci, a do dnešních vzdáleností je odsunula gravitace Jupiteru a Saturnu. S. Colander-Brown aj. se zabývali gravitačními poruchami hypotetické planety X na tělesa Edgeworthova-Kuiperova pásu, jak to v r. 1999 navrhl J. Murray jako nepřímý důkaz existence planety. Ve skutečnosti však takový vliv neexistuje a planeta X někde na periférii planetárního systému je čím dál méně pravděpodobná.

Sluneční sonda Ulysses sbírá během svého křižování sluneční soustavou mimo jiné údaje o jemném rozptýleném prachu. Jak ukázali M. Landgraf aj. na základě údajů, pořízených v letech 1992 - 1996, soustřeďuje se interplanetární prach v rovině ekliptiky, zatímco interstelární prach přichází z jiných směrů a odlišuje se vysokou rychlostí. Některé části sluneční soustavy však o svůj prach přicházejí vlivem výběrového efektu tlaku sluneční záření, což je zejména pásmo ve vzdálenosti 2 -- 4 AU od Slunce. S. Messenger zjistil, že některé prachové částice v zemské stratosféře mají poměry D/H a 15^N/14^N shodné s týmiž poměry pro interstelární molekulová mračna, takže fakticky máme laboratorní vzorky tohoto zdánlivě nedostupně vzdáleného materiálu.

Připadá mi až neuvěřitelné, jak mocnou odezvu ve sdělovacích prostředcích měla loni v podstatě banální velká konstelace očima viditelných planet, Slunce a Měsíce, jež se odehrála 5. května 2000. Málokdo si totiž uvědomoval fakt, že právě tehdy byly všechny planety neobvykle daleko od Země (za Sluncem), takže pokud vůbec stojí za to uvažovat jejich silové působení, pak jedině tak, že bylo mimořádně malé. Stejně tak nebylo správné tvrzení, že při této konstelaci budou ležet všechny planety, Slunce i Měsíc v jedné přímce. Něco takového se navíc v dosavadní historii sluneční soustavy určitě nestalo. Výpočty naznačují, že zmíněná tělesa by se ocitla v přímce až po uplynutí 10^22 roků!

Konstelaci spočítal již v prosinci 1961 belgický astronom-amatér J. Meeus, ale i podle těchto výpočtů nešlo o nic výjimečného. Podobné konstelace se odehrály např. v únoru 1962 (vrcholový úhel tehdy dosáhl jen 16°) a v březnu 1982 - a i tehdy se navzdory různým pomateným varováním vůbec nic mimořádného neodehrálo. Příští velká konstelace pak nastane už v r. 2040. Vůbec nejmenší vrcholový úhel 6° měla konstelace očima viditelných planet v r. 710 n.l. D. Olson a T. Lytle si dali tu práci, že spočítali slapové síly, jimiž působily planety na Zemi i na Slunce onoho 5. května 2000 a zjistili, že jenom v průběhu let 1999-2000 v 16 případech dosáhly souhrnné slapy planet na Zemi vyšší hodnoty než při velké konstelaci! Nejvyšší slapy na Zemi působily 22. prosince 1999 - a nikdo z celé roty šarlatánů to nijak nekomentoval.

Pokud jde o souhrnné slapy planet na Slunce, což by údajně mohlo ovlivnit sluneční činnost a potažmo pak i katastrofy na Zemi, tak rekordní hodnoty 7,65 (měřeno v jednotkách slapového působení Země s Měsícem ze vzdálenosti 1 AU) dosáhly planetární slapy 14. 11. 1703, a na druhém místě se pak umístilo datum 8. 5. 1941. Celkem šestkrát za poslední 4 století byly souhrnné slapy planet na Slunci vyšší než v květnu 2000 - a opět si toho nikdo nikdy vůbec nevšiml. V loňském roce se však poprvé podařilo velkou konstelaci spatřit - jelikož mezi zmíněnými tělesy je Slunce, odehrává se totiž celý úkaz za bílého dne. To však nevadilo proslulé družici SOHO, která 17. května zachytila v okolí Slunce čtyři planety uvnitř zorného pole 15° pomocí koronografu LASCO - historický snímek si můžete prohlédnout v archivu na internetu.

Může-li Zemi z kosmu něco ohrozit, tak by to snad mohla být těsná setkání Slunce s jinou hvězdou, při nichž by byly poruchami vymrštěny početné komety z Oortova mračna a následně bombardovaly Zemi. Právě těmito výpočty se loni zabýval J. García-Sánchez, když využil nových přesných údajů o vzdálenosti a pohybech hvězd z družice HIPPARCOS. Odtud vyplývá, že za 1,36 milionu let se ke Slunci nejvíce přiblíží trpasličí hvězda Gliese 710 (HD 168442) spektrální třídy dK7 , jež se nyní nachází v souhvězdí Serpens Cauda a má 9,7 mag. Její vzdálenost tak klesne na 1 světelný rok a jasnost se zvýší na 1 mag. To znamená, že se ocitne uprostřed Oortova mračna (s poloměrem 2 světelné roky) a vyvolá tam silné gravitační poruchy, takže přítok komet do nitra planetární soustavy vzroste téměř o čtvrtinu. V témže poměru vzroste riziko srážky komety se Zemí, ale to je i tak zanedbatelné.

1.4. Slunce

M. Emilio aj. zjišťovali případné změny lineárního průměru Slunce z přesných měření družicemi za poslední tři roky. I když někteří astronomové usuzovali, že průměr Slunce mírně kolísá v závislosti na magnetické aktivitě Slunce, nové výsledky svědčí spíše o jeho krátkodobé neproměnnosti. Probíhající maximum 23. cyklu sluneční činnosti se projevilo řadou skvrn, viditelných na povrchu Slunce očima. K nejlepším patřila skvrna, rozpoznaná 3. 3. 2000 a další, zpozorovaná 22. 9. Dne 14. 7. 2000 v 10:24 UT vzplanula na Slunci nejmocnější erupce (klasifikace X6) od března 1989, jež o necelé 3 dny později způsobila díky koronální kondenzaci směřující k Zemi nápadné efekty v zemské atmosféře a magnetosféře.

Zejména pak oslepila dočasně detektory družice ACE a roztočila japonskou rentgenovou družici ASCA tak, že se stala trvale nepoužitelnou. I mnohé další družice včetně systému GPS přestaly na několik hodin pracovat a magnetická bouře intenzity G5 trvala na Zemi plných 9 h. Doprovodná polární záře byla pozorovatelná v USA až v Texasu. Na mnoha místech v USA a Kanadě došlo k poruchám dálkových elektrických vedení. Podle všeho to znamená, že maximum 23. slunečního cyklu nastalo v létě či nejpozději na podzim loňského roku a vyhlazené maximální relativní číslo dosáhlo poměrně nízké hodnoty §R§ = 120.

Připomeňme, že o objev periodicity slunečních skvrn se přičinil německý lékárník S. Schwabe v r. 1843. O šest let později zavedl švýcarský astronom R. Wolf relativní čísla jako index výskytu skvrn na Slunci a propočítal je pozpátku až do r. 1749. V r. 1853 zavedl anglický astronom R. Carrington měření poloh slunečních skvrn vůči slunečním souřadnicím a odtud pak odvodila anglická astronomka A. Maunderová r. 1922 proslulý motýlkový diagram změny průměrné šířky skvrn v závislosti na fázi slunečního cyklu.

Předvídání okamžiku a výšky maxima patří k oblíbeným sportům slunečních statistiků se stále velmi mizernými výsledky. Podle P. Verdese aj. se pohybovalo odhady relativního čísla pro maximum 23. cyklu v rozmezí 115 -- 203. Podobně J. Boger aj. vyvrátili dlouho diskutovanou korelaci mezi sluneční činností a proměnností toku slunečních neutrin v dlouhodobém experimentu Homestake. Ukázali, že jde o chybné využití statistiky při zpracování zprůměrovaných údajů, neboť vyhlazená data nejsou nezávislá. K témuž závěru došel z rozboru 108 integrací toku slunečních neutrin v letech 1970-1994 rovněž R. Wilson. Tok slunečních neutrin je prakticky konstantní se střední hodnotou 2,6 SNU pro neutrina s energiemi nad 0,81 MeV. Jelikož podle teorie závisí tok neutrin na 25. mocnině teploty v centru Slunce, lze i z hrubého měření neutrinového toku určit teplotu v nitru Slunce s přesností kolem 1% na 15,6 MK.

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

V r. 1887 si F. Spörer povšiml, že v posledně jmenovaném období bylo na Slunci mimořádně málo skvrn. Tentýž úkaz popsal znovu E. Maunder r. 1894 a 1922. Americký astronom J. Eddy se k problému vrátil v r. 1976 a toto neobvyklé dlouhé minimum nazval chybně Maunderovým, jenže název se ujal, takže na Spörera v této souvislosti málokdo vzpomene. Nejnověji se celou záležitosti v širším kontextu zabýval V. Letfus, jenž publikoval graf skvrn viditelných očima v letech 1100-1900 a našel v něm tři dlouhá minima: 1250-1350; 1420-1520 a období kolem r. 1700. To svědčí o dlouhodobých vymizeních slunečních skvrn, ale nikoliv o vymizení cyklu sluneční činnosti, neboť i v těchto minimech byly pozorovány polární záře, čili na Slunci probíhaly cyklicky protonové erupce.

K studiu proměnnosti Slunce během cyklu aktivity zajisté ještě přispěje evropská sonda Ulysses, jež zkoumala jižní pól Slunce v minimu v září 1994 a nyní znovu v maximu koncem listopadu 2000 ze vzdálenosti 2,3 AU. Během té doby poklesla v polárním směru rychlost slunečního větru ze 750 na 600 km/s. Ulysses má dokončit svou misi přeletem nad severním pólem Slunce v říjnu 2001.

Sluneční družice SOHO prokázala své výjimečné schopnosti mimo jiné tím, že měřením zvukových vln, procházejících slunečním nitrem z přivrácené na odvrácenou stranu a zpět, dokáže odhalit aktivní oblasti ze Země neviditelné. C. Lindsey a D. Braun totiž ukázali, že silné magnetické pole aktivních oblastí prohne povrch Slunce o stovky km a tím zkrátí cestu odraženým zvukovým vlnám asi o 12 s při okružní době kolem 6 h. Tak se podařilo odhalit koncem března 1998 na odvrácené straně Slunce aktivní oblast, jež se teprve o 10 d později vynořila na východním okraji Slunce v podobě velké skupiny slunečních skvrn. K monitorování dějů na odvrácené straně Slunce stačí pozorování trvající pouhých 24 h.

Podle R. Howeové aj. se z měření družice SOHO a pozemní helioseismické sítě GONG podařilo prokázat pulsující proudy plynu ve Slunci s periodou 16 měsíců. Mezi květnem 1995 a prosincem 1999 se zdařilo sledovat již plné tři cykly pulsací, které jsou ve vyšších šířkách o něco rychlejší než na rovníku. Příčinu pulsací spatřují ve změnách proudění, k nimž dochází v oblasti magnetického dynama asi 225 tisíc km pod slunečním povrchem. Zde se totiž stýká vnější konvektivní a turbulentní zóna s vnitřní zónou zářivou a rychlosti plynu se skokem mění. E. Gavrjuseva aj. určovali změnu rychlosti sluneční rotace s hloubkou pomocí 1260 d dlouhého měření ze sítě GONG a zjistili, že nitro Slunce rotuje rychleji než povrch. Na vnější hraně jádra však rotuje Slunce vůbec nejpomaleji. J. Kuhnovi aj. se podařilo z měření družic SOHO a MIDI odhalit na povrchu Slunce stojaté vlnění v podobě tzv. Rossbyho vln. Vlny dosahují výšky 100 m a jednotlivá maxima jsou od sebe vzdálena 90 tisíc km, přičemž po povrchu Slunce pomalu putují, podobně jako již dříve objevené Rossbyho vlny na hladině Pacifiku.

M. Aschwanden aj. využili měření z družice TRACE pro studium vývoje koronálních smyček, jež vznikají ve výšce zhruba 15 tisíc km nad slunečním povrchem, a odtud vysílají fontánové oblouky vysoké až stovky tisíc km do sluneční koróny. Takových smyček se na povrchu Slunce nachází neustále několik milionů a každá smyčka je tvořena miliony tenkých vláken. Plyn ve smyčkách se ohřívá na jejich základně a předává pak tepelnou energii koróně, což vysvětluje, proč je koróna tak horká. J. Li aj. studovali pomocí SOHO a japonské družice Jókó polární paprsky, jež byly nejprve objeveny již před sto lety během úplných slunečních zatmění. Ukázalo se, že jejich teplota dosahuje 2,6 MK a souvisí s aktivními oblastmi na Slunci - nikoliv tedy s polárními děrami, jejich teplota dosahuje jen 0,7 MK. S těmi však souvisejí chladnější polární chocholy (angl. plumes). H. Lino i aj. se podařilo přesně změřit indukci magnetického pole ve dvou aktivních oblastech ve vzdálenosti 0,12 a 0,12 R_o nad fotosférou. Změřené hodnoty dosahují 1,0 a 3,3 mT.

Pozorování řady družic a sond, ale především SOHO a WIND umožnily značně zpřesnit předpovědi vzniku magnetických bouří v zemské magnetosféře. K tomu je totiž potřebí znát interakci mezi kompaktními a často velmi rychlými koronálními kondenzacemi a pomalejším klidným slunečním větrem, jež se pohybují nestejnými rychlostmi a pronikavě se liší hustotou. Zatímco dřívější nepřesnost v určení času nástupu magnetické bouře často přesahovala 2 dny, nyní se zmenšila na pouhý půlden.

B. Schaefer aj. upozornili na potenciální nebezpečí supererupcí, jež na některých hvězdách slunečního typu dosahují intenzit až o 7 řádů (!) vyšších, než nejmocnější erupce na Slunci; ty dosud nikdy nepřesáhly energie řádu 10^24 J. Celkem bylo dosud pozorováno 9 supererupcí, takže zajisté jde o mimořádně vzácné úkazy a lze jen spekulovat, čím jsou vlastně vyvolány. E. Rubenstein a B. Schaefer dokonce uvažují o možnosti magnetického zkratu mezi samotnou hvězdou a blízkou exoplanetou, což naštěstí ve sluneční soustavě nepřipadá v úvahu.

Tvorca HTML: Richard Komžík

Dátum poslednej zmeny: 10. júla 2001