Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 20. septembra 2002
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Kometa C/1999 Tl McNaught-Hartley, objevená počátkem října 1999, prošla počátkem prosince 2000 přísluním ve vzdálenosti 1,15 AU, takže dosáhla koncem ledna 2001 na ranním nebi jasnosti 8 mag. V té době byly v její komě objeveny pásy vody, CO, C_2H_6, CH_3OH a OH, dále pak křemík a olivín. Rovnovážná teplota jádra činila 235 K. Koncem dubna zeslábla na 11 mag.
Na samém počátku roku byla objevena kometa C/2001 A2 LINEAR, původně považovaná za planetku, ale P. Pravec, L. Šarounová a M. Tichý prokázali její kometární povahu. Kometa se koncem března během jediného dne náhle zjasnila o 2,5 mag na 8 mag a tento růst pokračoval po celý duben až na 6,3 mag. Vzápětí se však ukázalo, že se jádro komety rozdvojilo a vlastní štěpení proběhlo dle Z. Sekaniny asi dva týdny před náhlým optickým zjasněním. Jasnost komety přesto dále stoupala až na 5,8 mag počátkem května 2001. V polovině května se obě části jádra úhlově vzdálily na 15arcsec a složka blíže ke Slunci se rozpadla na dva úlomky. Kometa prošla perihelem 24. května ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce. V té době dosáhla 5 mag, ale byla stále hluboko na jihu v souhvězdích Jednorožce a Zajíce.
Teprve v červnu se vynořila pozorovatelům na severní polokouli a dosáhla přitom 4,5 mag navzdory pokračujícímu rozpadu jádra. Nejjasnější byla 12. června, kdy měla 3,3 mag a byla i u nás viditelná nízko na východě v souhvězdích Eridanu resp. Velryby ráno před svítáním. Koncem června byla nejblíže Zemi (0,24 AU) a dosud si udržovala vysokou jasnost kolem 4 mag. Od počátku července se podmínky pro její pozorování na severní polokouli neustále zlepšovaly, zatímco hlava komety rychle slábla zhruba o 1 mag každých 10 dnů, takže po 20. červenci přestala být očima viditelná. V té době bylo v dalekohledech rozlišeno už šest úlomků jádra. Počátkem srpna kometa zeslábla na 8 mag.
Periodická kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková s oběžnou dobou 5,3 r dosáhla při svém posledním návratu ke Slunci nejvyšší jasnosti v polovině dubna 2001, kdy byla 9,4 mag. V polovině května 2001 byl zaznamenán nový výbuch známé periodické komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1 s amplitudou 3,7 mag až na 12 mag. Proslulá kometa 1995 O1 Hale-Bopp byla loni zjara stále v dosahu středních dalekohledů jako objekt 14,5 mag v souhvězdí Mečouna na jižní obloze ve vzdálenosti 13 AU od Slunce. Její koma měla podle snímků z La Silla tvar vějíře o šířce 2 milionů km. E. Grün aj. ukázali z měření družice ISO, že před průchodem přísluním uvolňovalo jádro komety za sekundu 30 t prachu ve vzdálenosti 4,6 AU od Slunce, ale již plných 150 t ve 2,8 AU. S. Rodgers a S. Charnley nalezli v infračerveném a mikrovlnném spektru její komy pásy organických sloučenin HCCOH, HCOOCH_3, HC_3N a CH3CN, jež se tam zřejmě dostaly z kometárního jádra.
Koncem června objevila aparatura NEAT jako objekt 19,5 mag zajímavou krátkoperiodickou kometu C/2001 M10, jež prošla přísluním 16. června ve vzdálenosti 5,3 AU od Slunce při sklonu dráhy 28°, délce velké poloosy 27 AU a výstřednosti e = 0,8. Oběžná doba komety činí proto plných 138 roků. Koncem července byla objevena kometa C/2001 P3, o níž se vzápětí prokázalo, že jde o dávno známou periodickou kometu C/39P Oterma, objevenou poprvé r. 1942, jež byla naposledy pozorována v r. 1962. V červnu 1963 se však přiblížila k Jupiteru na 0,1 AU, což způsobilo drastickou změnu její dráhy, takže perihel 3,4 AU se zvětšil na 5,5 AU a oběžná perioda prodloužila ze 7,9 roků na 19 let. Kometa však nebyla nalezena při svém návratu ke Slunci v červnu 1983, ale při nynějším návratu se nacházela v době objevu jen 2arcmin od vypočtené efemeridy jako objekt 22 mag. Dodatečně byla dohledána na snímcích z jara a léta 1998 a 1999.
K pozoruhodným úkazům loňského roku patří i další krátkoperiodická kometa P/2001 Q2 Petriew, objevená při prázdninovém srazu kanadských astronomů-amatérů 22. srpna (během vyhledávání Krabí mlhoviny) jako objekt 9,5 mag. U krátkoperiodické komety P/2001 R1 LONEOS, objevené v září 2001 a považované zprvu za planetku, se podařilo určit elementy, dávající dráhu s hlavním poloosou 3,5 AU, výstředností 0,6 a časem průchodu přísluním v polovině února 2002. Kometa s oběžnou dobou 6,5 r proletěla 10. února 2002 kolem Marsu v nejmenší vzdálenosti 0,014 AU. V téže době se dle Z. Sekaniny oddělil úlomek od jádra periodické komety 51P/Harrington, což se tedy stalo asi čtvrt roku po průchodu komety přísluním. Kometa se souběžně zjasnila o více než 2 mag. Koncem listopadu byla na hranici viditelnosti očima (6,5 mag) kometa C/2000 WM1 LINEAR, objevená již v prosinci předešlého roku jako objekt 18 mag. Na konci r. 2001 byla po setmění viditelná očima v souhvězdí Berana resp. Ryb a v lednu 2002 dosáhla dokonce 4,6 mag, navzdory tomu, že se již v březnu 2001 začala rozpadat. Ve druhé polovině listopadu 2001 během průchodu komety rovinou ekliptiky byl ze Země pozorovatelný její protichvost o délce až 9arcmin. Kometa prošla přísluním 22. ledna 2002.
Neúnavná kosmická sonda DS-1 s iontovým motorem proletěla 22. září 2001 ve vzdálenosti 2170 km od jádra krátkoperiodické (oběžná doba 6,8 r) komety 19P/Borrelly rychlostí 16,5 km/s. Kometa se v té době nacházela ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce a 0,23 AU od Země. Ukázalo se, že optická efemerida se lišila od skutečné polohy jádra komety o 1600 km, za což jsou odpovědné negravitační síly. Sonda pořídila dosud nejpodrobnější snímky (rozlišení dosahovalo až 50 m) kometárního jádra vůbec, jež má v tomto případě protáhlý tvar o středním rozměru 8 km. Povrch jádra je mimořádně tmavý (albedo jen 3%; stejně černý je práškový toner do laserových tiskáren a xeroxů), chaoticky tvarovaný či hrbolatý a rozbrázděný četnými zlomy a puklinami. Z ledovce na povrchu jádra mířily ke Slunci tři rovnoběžné výtrysky prachu a plynu, obsahující určitě vodní páru a CO. Ostatní složky nebyly zatím identifikovány. Kometa však uvolňuje desetinu prachu v porovnání s jádrem komety Halley. Jádro rotuje pomalu jednou za 26 h.
Jak uvedli C. Lisse aj., družice ROSAT, BeppoSAX, EUVE a Chandra zaznamenaly rentgenové záření z kom komet již pro 15 komet. Obecně platí, že rentgenové záření lze zpozorovat u komet jasnějších než 12 mag, pokud se dostanou ke Slunci blíže než na 2 AU.
Rojem, který v posledních letech budí nejvíce pozornosti, jsou přirozeně Leonidy, neboť jejich mateřská kometa 55P/Tempel-Tuttle prošla přísluním 28. února 1998, a od té doby mohou pozorovatelé každoročně žasnout nad následným meteorickým ohňostrojem - pokaždé ovšem viditelným jen pár desítek minut a pozorovatelným tudíž jenom v určitých zeměpisných délkách. M. Šimek a P. Pecina uveřejnili výsledky měření četností Leonid ondřejovským radarem, odkud plyne, že křivka četnosti Leonid měla v roce 1998 více vrcholů, ale hlavního maxima dosáhla pro ekliptikální délku Slunce 234,633°, zatímco vysoký vrchol v r. 1999 byl jediný pro délku 235,285°. Ve shodě s tím, zjistili Y. Ma aj., že v r. 1998 se nejvíce Leonid objevilo již 16 h před vypočteným maximem, a šlo většinou o velmi jasné bolidy. Naproti tomu v době maxima byla pozorována zvýšená ionosférická činnost, což odpovídá velmi drobným tělesům, uvolněným z jádra komety při jejím návratu ke Slunci v r. 1933. Podle M. Beeche a L. Foschiniho se při mimořádné aktivitě Leonid vyskytovaly elektrofonické zvuky, a to pro bolidy jasnější než -7 mag, což odpovídá hmotnosti meteoroidu nad 0,1 kg.
A. Cook shrnul údaje o pozorovaných dopadech Leonid na neosvětlený disk Měsíce. Nejlepší geometrii mělo sledování Leonid v r. 1999, kdy bylo pozorováno 7 záblesků s maximální jasností 3 mag. V r. 2000 padaly Leonidy na osvětlenou část Měsíce, takže pozorování ze Země nebyla možná, ale v r. 2001 byla geometrie lepší, takže se podařilo zaznamenat dokonce i na videu 2 záblesky kolem světové půlnoci 18./19. listopadu. N. Artěmjevová aj. vypočítali, že pozorované dopady Leonid na neosvětlený disk Měsíce v době maxima r. 1999 byly způsobeny meteoroidy o poloměrech 20 -- 100 mm. Záblesk 0 mag pozorovaný ze Země přitom odpovídal zářivému výkonu 3O GW! H. Stenbaek-Nielsen použil ke sledování Leonid na Aljašce rychloběžné videokamery, která byla dostatečně citlivá k zachycení tisíce záběrů přeletu za sekundu. Kameru naváděl za jasnými bolidy ručně a tak se mu podařilo pořídit poprvé podrobný záznam o průběhu hypersonického letu meteoroidů atmosférou. Ukázal, že nejvíce světla přichází od jasného obláčku plazmy těsně za meteoroidem, a že za řítícím se tělesem vzniká v zemské atmosféře oblouková rázová vlna a svítící chvost.
Předpovědí průběhů činnosti roje v listopadu 2001 se s velkým zdarem věnovali P. Brown a B. Cooke a nezávisle P. Jenniskens. Vypočetli, že mezi časy 18,42 -- 18,73. listopadu bude pozorováno celkem 7 maxim, odpovídajícím postupně návratům komety v letech 1766, 1799, 1633, 1666, 1866 a 1833 a odhadli četnosti maxim na hodnoty přes 1000 met/h. To se vcelku výborně potvrdilo, pokud jde o časy maxim (s nejistotou pouhé půl hodiny), ale méně spolehlivé byly předpovědi četností v maximech. Čím starší jsou zmíněné návraty, tím více se totiž meteoroidy rozptylují vlivem poruch, a to se dá obtížně spočítat, podobně jako když meteorologové předpovídají, kdy a kde nastane déšť, ale mnohem hůře předvídají jeho intenzitu.
V každém případě se i loni projevily Leonidy jako meteorický déšť s několika průtržemi, které byly pozorovány především v severní a jižní Americe, dále pak v Pacifiku, Austrálii i na Dálném východě. Nejvyšší hodinovou četnost 3300 zaznamenali v čase 18,76. listopadu v Japonsku, ale tato průtrž trvala jen 10 minut. J. Pawlowski aj. využili ke sledování Leonid v Novém Mexiku 3 m rtuťového zrcadla se světelností 1:1,7, kterým mohli v zorném poli o průměru 0,3° kolem zenitu sledovat i Leonidy až 18 mag, odpovídají meteoroidům o hmotnosti řádu pouhých mikrogramů. Objevili tak maximum četnosti slabých meteorů v délce Slunce 234,67°, tj. v čase 17,5. listopadu - téměř den před maximem jasných meteorů roje.
Originální postup ke sledování Leonid v r. 2001 úspěšně vyzkoušel holandský radioamatér T. Schoenmaker. Na svém VKV přijímačí sledoval vysílání španělské komerční televizní stanice na frekvenci 55,3 MHz, jejíž vysílač o výkonu 60 kW byl od přijímače vzdálen 1500 km, čili za obzorem přímé viditelnosti. Signál se tedy objevil pouze tehdy, když se odrazil na ionizované stopě po přeletu meteoru ve výšce kolem 90 km nad zemí. Nejvyšší četnost 1400 ozvěn za hodinu zaznamenal v časech 18,3 a 18,5. listopadu, ale odhalil i další činnost roje v časech 19,00 -- 19,55. listopadu.
Dnes nepříliš aktivní Lyridy s maximem kolem 22. dubna a zenitovou frekvencí pod 20 meteorů za hodinu byly v historii poprvé zaznamenány jako meteorický déšť v r. 687 př. n.l. Občas se však jakoby rozpomenou na staré zlaté časy a dosáhnou četností až 300 meteorů/h; ve XX. stol. k tomu došlo v letech 1922 a 1982. Podobný osud stihne zřejmě v budoucnu vlivem dráhových poruch i Leonidy.
Jak ukázali L. Micheille aj., lze aktivitu meteorických rojů sledovat díky rozvoji systémů adaptivní optiky u velkých astronomických dalekohledů. Přitom se používá žlutých laserů, které vysílají úzké svazky do výšky kolem 90 km nad zemí, kde se odrážejí na sodíkové vrstvě v ionosféře a vytvářejí tak v zorném poli dalekohledu obrazy umělých "hvězd". Měření na La Palma u 4,2 m dalekohledu WHT v letech 1999-2000 prokázala, že tato sodíková vrstva sílí v době činnosti hlavních meteorických rojů. Tak například srpnové Perseidy zvyšují odraznost sodíkové vrstvy na dvojnásobek srpnového normálu se dvěma vrcholy: 9. a 14. srpna. To zvyšuje kvalitu umělých hvězd a tím i výkon adaptivní optiky u obřích dalekohledů, takže napříště se právě na tato období budou moci plánovat nejnáročnější astronomická pozorování. Tak přispívají lokální meteorické roje zcela nečekaně ke studiu globální struktury vzdáleného vesmíru.
Nad severním Německem explodoval 8. listopadu 1999 mimořádně jasný bolid s výškou pohasnutí 15 km. Podle měření intenzity tlakové vlny na mikrobarometrech v Holandsku vyšla energie výbuchu na ekvivalent 1,5 kt TNT.
N. Čugaj se zabýval rozborem četnosti interstelárních meteoroidů, zaznamenaných výkonným novozélandským radarem AMOR. Hvězdný původ vyplývá z vysokých rychlostí (> 100 km/s) střetu částic se Zemí. Četnost těchto úkazů je podle autora mnohem vyšší, než aby se všechny mohly uvolnit z prachových disků kolem cizích hvězd. Značná část z nich pochází z pásem extrasolárních planetesimál, které se dostaly na mezihvězdnou dráhu následkem blízkých setkání s extrasolárními planetami.
Podle C. Alexandera aj. se kolem zárodečného Praslunce vytvořil zárodečný planetární disk, ovívaný hvězdnou vichřicí a protkaný bipolárním výtryskem hmoty z Praslunce. Při teplotách 100 -- 400 K vznikaly v disku chondritické meteority. V té době se do chondritů určitě dostala i mezihvězdná zrníčka. Chondrity ve vzdálenostech nad 2 AU od Slunce zůstávaly po většinu času takto chladné, a jen na několik dnů se případně ohřály maximálně na 1700 K. Vlivem tehdy velmi silného magnetického pole se totiž nemohly příliš přiblížit k Praslunci. Vodní (ledové) planetky a planetesimály z okolí Jupiteru přinesly díky změnám své dráhy a následným srážkám se Zemí tolik potřebnou vodu pro vznik oceánu.
Podle P. Nurmiho aj. dopadají na Zemi dodnes kometární jádra s průměrem nad 1 km, pocházející zpoloviny z krátkoperiodických komet, křižujících zemskou dráhu a z jedné čtvrtiny z komet, zachycených předtím Jupiterem. Zbytek přichází z komet Oortova mračna, takže úhrnem dopadá na Zemi nejméně pět kometárních jader za milion let, což je ovšem pouhý zlomek počtu planetek, jež se za tutéž dobu srazí se Zemí. Dopady komet na Jupiter jsou však řádově tisíckrát četnější.
J. García-Sánchez aj. využili přesných měření vlastních pohybů a paralax hvězd družicí HIPPARCOS k předpovědím těsných přiblížení ( < 1 pc) hvězd ke Slunci v průběhu ±10 milionů roků. Ze známých hvězd se za 1,4 milionů let přiblíží ke Slunci na vzdálenost 0,34 pc trpasličí hvězda Gliese 710. V průměru se Slunce setkává za milion let se 12 hvězdami, většinou červenými trpaslíky sp. třídy M. Tato těsná přiblížení mohou slapovým působením na Oortovo mračno vyvolat kometární spršky ve vnitřních oblastech sluneční soustavy, které z větší části zlikviduje Jupiter. Přesto se po takovém hvězdném setkání může zvýšit i četnost srážek komet se Zemí.
J. Chambers sestrojil na superpočítači 16 trojrozměrných modelů vzniku terestrických planet ve vzdálenostech 0,3 -- 2,0 AU od Slunce ze 160 zárodečných obřích planetesimál, jejichž dráhy sledoval po 200 milionů let. Ukázal, že ve všech případech vznikly 3 až 4 terestrické planety právě v těch vzdálenostech, jež ve sluneční soustavě pozorujeme. Pro Zemi vychází, že asi 50% své hmoty nabrala během 20 milionů let a 90% hmoty za 50 milionů let. Brzy potom do ní vrazil Praměsíc o hmotnosti srovnatelné s Marsem, jenž byl fakticky onou 4. terestrickou planetou...
O. Wuchterl a R. Klessen simulovali na superpočítači GRAPE vývoj Slunce v první půlmiliardě let po jeho vzniku. Zjistili, že milion roků po svém vzniku mělo Slunce na povrchu teplotu asi 5000 K a jeho zářivý výkon byl čtyřnásobkem dnešního. Pak však během sledovaného období zesláblo až na 70% dnešní svítivosti. Podle K. Rybického a C. Denise se v daleké budoucnosti za 6 miliard let zvětší rozměry Slunce a jeho svítivost natolik, že vnitřní planety Merkur, Venuše a patrně i Země se vypaří a stanou součástí sluneční atmosféry, zatímco Mars tuto epizodu přežije, podobně jako vzdálenější obří planety.
G. Schumacher a J. Gay využili snímků slunečního okolí, pořizovaných pravidelně družicí SOHO, k hledání případných vulkanoidů, tj. planetek uvnitř dráhy Merkuru. Nenašli vůbec nic pro meznou hvězdnou velikost 7 mag, což znamená, že do vzdálenosti 0,18 AU od Slunce neexistují žádná pevná tělesa s průměrem nad 60 km. S. Kenyon a R. Windhorst upozornili, že ve vnějším Edgeworthově-Kuiperově pásu planetek nemůže být příliš mnoho drobných těles, jelikož v tom případě by obloha svítila světlem rozptýleným na těchto drobných částicích. Autoři se proto domnívají, že ona tělíska se v průběhu vývoje sluneční soustavy spojila s většími planetkami, na nichž prostě ulpěla. G. Wurm aj. přišli na to, že planetesimály se spojují mnohem snadněji, než se dosud myslelo díky meziplanetárnímu plynu, který zbrzdí částečky odražené při náhodných srážkách. Pokud se planetesimály srazí rychlostí do 15 m/s, tak se v tom případě skutečně slepí, což zvyšuje pravděpodobnost slepování o tři řády proti srážkám ve vzduchoprázdnu. Jakmile však tímto slepováním vzroste výrazně hmotnost protoplanet, mají zbylé planetesimály smůlu, neboť tím vzrůstá jejich pohybová energie a srážky jsou tak rychlé, že místo slepování dochází k drcení planetesimál a dopadu jejich zbytků na Slunce, popřípadě k úniku odrobinek do mezihvězdného prostoru.
W. Sheehan shrnul pokrok ve výzkumu přirozených družic planet sluneční soustavy. Nepočítáme-li Měsíc, známý odjakživa, započalo objevování družic planet 7. ledna 1610, kdy Galileo poprvé pozoroval průvodce Jupiteru. První 4 družice Saturnu objevil v letech 1671-1684 J. Cassini. Pak následovala stoletá přestávka, až r. 1787 našel W. Herschel další dvě družice Saturnu a první dvě družice Uranu. Poslední vizuální objev pochází od E. Barnarda, který r. 1892 objevil Jupiterovu družici Amalthea. Další družice byly objevovány už výhradně fotograficky a v posledním čtvrtstoletí pomocí matic CCD resp. kosmickými sondami Voyager. Do konce první poloviny XX. stol. bylo známe jen 29 přirozených družic planet, ale ve II. polovině téhož století přibylo dalších 38 těles. V současné době se počet známých družic planet rovná přesně stovce, neboť samotný Jupiter má již 39 prokázaných družic, Saturn dalších 30, Uran 21 a Neptun 8.
O komplexní výzkum Slunce se nyní nejvíce stará neúnavná družice SOHO, jež dle J. Zhaoa aj. a A. Kosovicheva aj. umožnila mimo jiné prozkoumat trojrozměrnou strukturu slunečních skvrn. Tloušťka skvrn dosahuje 4 tis. km a z této základny proudí horké plazma rychlostí přes 1 km/s vzhůru a pak směrem od středu skvrny, čímž ji vlastně stabilizuje. Ochlazený plyn se na obvodu skvrny noří opět pod povrch a zesiluje tak účinky místního magnetického pole, jež je odpovědné za chladný povrch skvrny. Naproti tomu kořeny skvrn v hloubce 4000 km jsou teplejší než okolí. Družice SOHO též odhalila dva typy koronálních kondenzací, lišící se rychlostí vyvržení do kosmického prostoru. Pomalé kondenzace letí rychlostí stovek km/, zatímco rychlé až 2000 km/s, takže mohou ty pomalejší kondenzace dohnat a pohltit je. Při střetu takové kondenzace se Zemí dochází k prodlouženým magnetickým bouřím. Za pět let činnosti družice bylo takto odhaleno celkem 21 kanibalských kondenzací, z nichž naštěstí většina míjí Zemi.
Největší koronální kondenzace za poslední čtvrtstoletí se objevila na Slunci 29. března 2001 v aktivní oblasti AR 9393, jejíž plocha byla více než o řád větší než plocha průřezu Země. Koronální kondenzace o hmotnosti 1 Gt a energii 10^25 J naštěstí Zemi minula a projevila se pouze výpadky dálkového radiového spojení a daleko od pólů pozorovatelnou polární září v noci z 30. na 31. března. V téže aktivní oblasti byla na Slunci očima viditelná největší skvrna za poslední desetiletí a družice SOHO zde odhalila 2. dubna největší rentgenovou erupci od počátku rentgenové astronomie v r. 1976. Další velké erupce se objevily 6. a 10. dubna, přičemž druhá z nich vydala koronální kondenzaci o rychlosti 1600 km/s a energii o dva řády větší, než byla energie erupce. Tatáž družice zaznamenala 7. května 2001 výron koronální kondenzace poblíž slunečního rovníku rychlostí 900 km/s, jež neuvěřitelnou shodou náhod trefila o dva dny později kosmickou sondu Ulysses ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce. Detektory na palubě sondy zaznamenal rekordní hodnoty hustoty plazmatu a elektrického i magnetického pole za celou historii pozorování. Se zpožděním několika hodin pak dorazily urychlené protony a elektrony.
Periodicitu výskytu slunečních skvrn objevil německý astronom-amatér S. Schwabe na základě vlastních pozorování již r. 1843. Pojem relativní číslo slunečních skvrn zavedl švýcarský astronom R. Wolf r. 1849 a r. 1853 zavedl britský astronom R. Carrington sluneční souřadnice a počítání otoček. V r. 1922 sestrojili manželé A.R. a E.W. Maunderovi z Velké Británie proslulý motýlkový diagram slunečních skvrn a v téže době E. W. Maunder odhalil dlouhé minimum sluneční činnosti 1645-1715.
Podle L Schmieda nastalo maximum 23. cyklu v dubnu 2001, kdy průměrné relativní číslo slunečních skvrn dosáhlo 121, takže náběh od minima v květnu 1996 trval jen 3,9 roků. Denní maximum 258 bylo dosaženo 28. března. R. Kane ukázal, že publikované předpovědi času a výšky maxima sluneční soustavy dopadly neslavně. Zatímco předpovídaly maximum sluneční činnosti na léta 2000-2001, což se vcelku potvrdilo, očekávané hodnoty maximální relativního čísla byly rovnoměrně rozesety mezi hodnotami 80 -- 210 a jsou tudíž bezcenné. I. Ususkin upozornil na nástup tzv. Daltonova minima sluneční činnosti, kdy se překryly dva cykly 1784-1793 a 1793-1800, omylem označené za jediný 4. cyklus. Dne 21. června se odehrálo v jižní Africe a na Madagaskaru první úplné zatmění Slunce ve XXI. stol., které v Zambii dalo více než 3 min. totality a obecně bylo provázeno velmi příznivým počasím. S. O'Meara a D. di Cicco viděli očima koronu ještě téměř 7 min. po skončení totality!
A. McDonald aj. oznámili loni v červnu první výsledky z nového experimentu, týkajícího se detekce slunečních neutrin v těžkovodním podzemním detektoru (SNO) v Sudbury v Kanadě. Porovnání s měřeními lehkovodního detektoru Kamiokande přesvědčivě potvrdilo, že klidová hmotnost slunečních neutrin je nepatrně větší než nula, a následkem toho dochází k dlouho (od r. 1969) předvídaným neutrinovým oscilacím při letu neutrin ze Slunce na Zemi. Kamiokande totiž zaznamenává všechny tři "vůně" neutrin, byť s nestejnou účinností, kdežto SNO v původním uspořádání registruje výhradně elektronová neutrina, a to průměrně 5--10 slunečních neutrin za den. Teorie pak předvídá 5,05 SNU (slunečních neutrinových jednotek) pro elektronová neutrina, a z analýzy pozorování Kamiokande a SNO vychází 5,44 SNU.
Vinou oscilací elektronových neutrin pak dochází v ostatních experimentech k pověstnému deficitu slunečních neutrin, jak to nejnověji shrnul S. Chitre. Deficit neutrin zjistil nejprve detektor Homestake (chlor-argon) - proti teoretické hodnotě 7,3 SNU (sluneční neutrinové jednotky) je dlouhodobý průměr pozorování jen 2,6 SNU - ale i detektory GALLEX a SAGE (galium-germanium), kde teorie dává 129 SNU, kdežto pozorování jen 72 SNU.
Hloubka vnější konvektivní zóny ve Slunci činí 0,29 R_o a na jejím dně dosahuje teplota hodnoty pouze 2,0 MK, což nestačí na termonukleární hoření lithia. Teprve v hloubce 0,68 Ro činí teplota Slunce 2,5 MK, což právě stačí na zapálení lithia. Centrální teplota Slunce dosahuje 15,7 MK s chybou menší než 2,6%, centrální hustota převyšuje hustotu vody za normálních podmínek 180krát, a centrální tlak dosahuje ďábelské hodnoty 2,8.10^16 Pa. Poměrné zastoupení helia činí 24,9%m když podle F. a M. Giacobbových se během dosavadní historie sluneční soustavy změnilo 3,6% hmoty Slunce z vodíku na helium. Zářivý výkon Slunce je podle D. Dougha konstantní s přesností na 1 promile. G. de Toma aj. uvádějí, že během náběhů 22. i 23. cyklu sluneční činnosti vzrostla sluneční konstanta proti minimu o 0,66 promile. Střední hodnota sluneční konstanty činí 1369,7 W/m^2.
Podle A. MacRobera a D. Tytella je klidová hmotnost elektronových neutrin menší než 2,8 eV/c^2, takže neutrina rozhodně nestačí k uzavření vesmíru, ale jejich úhrnná hmotnost je přesto řádově srovnatelná s hmotou všech hvězd ve vesmíru. Experiment SNO byl mezitím překonfigurován tak, aby mohl zaznamenávat i dvě další neutrinové "vůně", což posílí význam pokusu pro částicovou fyziku.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 22. septembra 2002