Žeň objevů 1998
Ročník XXXIII, díl I.
1.2. Planetky
1.2.1. Křížiči Země
Doslova aférou roku se stalo sdělení
B. Marsdena v cirkuláři IAU č. 6837 z 11. března 1998, v němž se odborné
veřejnosti sdělovalo, že planetka 1997 XF11,
objevená J. Scottim v programu Spacewatch dne 6. prosince 1997, by se měla
přiblížit k Zemi 26. října večer (UT) roku 2028 na vzdálenost pouhých 46
000 km, což při nejistotě výpočtu, založeného na oblouku dráhy za pouhých
88 dnů může znamenat také přímý zásah Země. Informace totiž ihned pronikla
do sdělovacích prostředků a v části veřejnosti propukla v průběhu jediného
dne docela solidní panika. Netrvala naštěstí dlouho, nebo» elementy dráhy,
vypočtené nezávisle čtyřmi astronomy, umožnily E. Helinové a T. Bowellovi
dohledat planetku hned následující den na archivních snímcích ze Schmidtovy
komory na Mt. Palomaru, jež byly pořízeny 22. března 1990. Velký odstup
těchto pozorování umožnil výrazně zpřesnit dráhové elementy planetky, takže
se ukázalo, že ono těsné přiblížení v říjnu 2028 nebude pro Zemi nijak
nebezpečné, nebo» planetka proletí asi 960 000 km od Země, tedy 2,5krát
dále než obíhá Měsíc.
Příběh však ukázal, že je vskutku
nesnadné počítat přesné dráhy křížičů na pouhá desetiletí dopředu z pozorování
v krátkém (čtvrtletním) dráhovém oblouku. Znovu se tak potvrdilo, jak je
životně důležité sledovat planetky -- křížiče opakovaně při každém dalším
návratu k Zemi. Ačkoliv byl B. Marsden jak novináři tak kolegy astronomy
kritizován za předčasné zveřejnění provizorních údajů, hájil se tím, že
šlo o elementy, nezávisle potvrzené čtyřmi odborníky a také vyzdvihl, že
právě ono zveřejnění vedlo k rychlému dohledání planetky na archivních
snímcích. Zarputilci, kteří se snaží veřejnosti neustále namlouvat, že
zlotřilá NASA, popřípadě americké ministerstvo obrany, před veřejností
důmyslně a soustavně tají nejrozmanitější astronomické údaje, však museli
sami uznat, že astronomové jsou až sebevražedně otevření v publikaci nových
by» ne zcela ověřených pozorování a výpočtů. Pokud se křížiči přiblíží
k Zemi na dostatečně malou vzdálenost a víme o tom dopředu, lze jejich
polohu a případně i tvar a rotaci určit radarem. To pak výrazně zlepší
i přesnost výpočtu dráhových elementů, takže lze mnohem spolehlivěji na
desítky let dopředu odhadnout případné riziko budoucí srážky se Zemí. To
se povedlo J. Ostrovi aj. loni počátkem června, kdy získali na observatoři
Goldstone v Kalifornii radarové ozvěny na frekvenci 8,5 GHz od planetky
1998 KY26.
Odtud odvodili, že průměr planetky je menší než 40 m a synodická rotační
perioda činí jen 10,7 min. Mezi loni objevenými křížiči je také planetka
s provizorním označením 1998 DK36
s velmi protáhlou drahou prakticky v rovině ekliptiky, jež se v přísluní
dotýká dráhy Merkuru a v odsluní dráhy Země při oběžné době 212 dnů.
G. Sitarski podrobně zkoumal budoucí
dráhu proslulého křížiče (4179) Toutatis na základě pozorování z
let 1934-1997. Ukázal, že těleso se pohybuje po silně chaotické dráze,
takže spolehlivé předpovědi poloh jsou možné nanejvýš na tři století dopředu.
Svého času se tvrdilo, že by se Toutatis mohl srazit se Zemí při velkém
přiblížení 29. září 2004, ale toto nebezpečí určitě nehrozí, nebo» v té
době bude planetka asi 1,5 milionů km od Země. Autor dále ukázal, že případná
srážka Toutatise se Zemí by byla při současné přesnosti dráhových elementů
předpovězena s předstihem alespoň 11 let. Zhruba 7 let před srážkou by
dokonce bylo možné vymezit dopadovou plochu s chybou 100x100 km. P. Pravec
aj. získali od r. 1994 světelné křivky pro 26 křížičů s průměry 0,4--8
km. Odhalili periodické kolísání jejich jasnosti v intervalu 2,3--230 h
ve 25 případech a usoudili, že ve 20 případech jde o projev rotace samotné
planetky. Krátké periody rotace v rozmezí 2,3--3,3 h jsou v souladu
s představou, že tyto planetky drží pohromadě jen taktak -- jde o jakési
kosmické hromady sutě. P. Pravcovi aj. se též podařilo objevit zákrytovou
dvojplanetku 1991 VH s oběžnou dobou 1,4 dne a dvěma minimy na světelné
křivce o trváních 0,1 dne. Poměr velikostí obou složek činí 0,4 a sekundární
složka obíhá ve střední vzdálenosti rovné 5,4násobku poloměru primární
složky, jež rotuje nesynchronně v periodě 0,11 dne. Titíž autoři odhalili
rozborem světelné křivky planetky typu Apollo 1996 FG3,
že jde o dvojplanetku s rotačními periodami složek 0,67 a 0,15 dne. Podvojných
planetek mezi křížiči zkrátka utěšeně přibývá a vše nasvědčuje tomu, že
jejich podvojnost je následkem těsných přiblížení k Zemi, kdy se hromady
sutě vlivem slapových sil snadno rozpadají. To by též vysvětlovalo případy
dvojitých impaktních kráterů nalezených v poslední době na zemském povrchu.
Máme tedy velmi dobré důvody se obávat nenadálé srážky s křížičem,
jak to široké veřejnosti docela názorně připomněly filmy z loňské holywoodské
produkce Armageddon a Drtivý dopad. Mimochodem dvě postavy ve filmu Armageddon
-- David Marsden a Brian Balam -- připomínají odborné poradce filmu astronomy
Briana Marsdena a Davida Balama, kteří se soustavně zabývají pozorováním
planetek-křížičů a výpočtem jejich drah. Lze tedy jen uvítat iniciativu
NASA, jež 14. července 1998 založila zvláštní Úřad pro objekty v blízkosti
Země, kterému šéfuje D. Yeomans z JPL v Pasadeně. Úkolem Úřadu je vyvinout
úsilí pro rozpoznání nejméně 90 % těles -- křížičů s průměrem nad 1 km
do roku 2010. Pro první rok činnosti úřadu uvolnila NASA 3 miliony dolarů
a počítá se se zapojením i mnoha zahraničních observatoří za podpory IAU.
Zatím nejúspěšnějším programem pro vyhledávání křížičů je projekt NEAT,
využívající metrového zrcadla s velkou maticí CCD 4k x 4k pixelů na Mt.
Haleakala na Havaji ve výšce 3000 m n.m. Kamera zobrazí naráz zorné pole
o ploše 2,6 čtverečního stupně a při půlminutové expozici dosahuje mezné
hvězdné velikosti V = 19,5 mag, takže planetky jasnější než 18 mag zachytí
s účinností 90 %. Během jasné noci pokryje NEAT plochu 1000 čtverečních
stupňů třikrát, takže do dubna 1998 již pokryli plochu 26000 čtverečních
stupňů a zaznamenali přitom 23 tisíc planetek, z toho 28 nových křížičů
Země.
Identifikace nebezpečných křížičů
a předpověď jejich budoucích drah na desítky let dopředu je ovšem teprve
počátkem strategické obrany před kosmickými projektily. Metoda,
nabízená holywoodskými scénáristy, se totiž v praxi vůbec nehodí, jak ukázali
E. Asphaug aj. Rozbíjení kamenných planetek náložemi -- a» už konvenčními
nebo jadernými -- není totiž nijak snadné, jak ukázaly počítačové simulace.
Pokud jsou křížiči podobni spíše hromadám sutě, jak nasvědčují mnohé nové
výsledky, pak je takové rozbíjení dočista nemožné pro značný útlum rázových
vln v porézním tělese křížiče. I. Giblinovi aj. se v roce 1992 podařilo
realizovat impakty drobných projektilů takříkajíc laboratorně. Vstřelovali
do betonových směsí koule o průměru 210 mm rychlostmi až 6 km/s. Z místa
dopadu pak vyletovaly úlomky rychlostmi 4--20 m/s; výjimečně až 35 m/s.
1.2.2. Planetky hlavního pásu
D. Richardson aj. porovnali vzhled
zblízka zobrazených planetek hlavního pásu, tj. Gaspry, Idy a Mathildy
jakož i Marsovy družice Phobos, o níž se soudí, že je vlastně zachycenou
planetkou. Poukázali na nápadnou podobnost všech těles, pokud jde o pokrytí
povrchu velkými a hlubokými impaktními krátery. Tak např. na Phobosu s
hlavními rozměry 27x22x19 km se nalézá obří kráter Stickney s průměrem
11 km, na Gaspře s rozměry 18x11x9 km se nachází 8 impaktních kráterů s
průměry kolem 4 km a na Idě s rozměry 60x26x18 km má největší kráter průměr
23 km a pět dalších průměry 10 km. Konečně na Mathildě, který rotuje mimořádně
pomalu s periodou celých 17 dnů, dosahují při typickém průměru planetky
53 km impaktní krátery rozměrů plných 20--30 km. Jelikož planetky tak mohutné
nárazy přežily vcelku, znamená to, že jejich vnitřní struktura není souvisle
tuhá, nýbrž porézní, s řadou dutin. Autoři proto oprašují dříve spíše zavrhovaný
model planetek jako hromad sutě s průměrnou hustotou jen 1,3násobku hustoty
vody (přitom planetky obsahují jen docela málo ledu, na rozdíl od kometárních
jader).
Do výzkumu planetek se vcelku nečekaně
zapojil i Hubblův kosmický teleskop, na základě kuriózní shody okolností,
když K. Stapelfeldt přinesl v r. 1994 manželce domů na ukázku nějaké snímky
z HST, jejichž zpracováním se zabýval. Paní Stapelfeldtová si záběry širokoúhlé
kamery WFPC2 prohlížela na standardním PC a povšimla si na mnoha snímcích
záhadných krátkých a křivých čárek. Její manžel společně s R. Evansem zjistili,
že jde o náhodné záběry planetek, které během expozice procházely
zorným polem kamery HST a rozhodli se pro soustavnou statistiku všech vhodných
28 tisíc snímků, které byly až dosud kamerou pořízeny. Prohlídka trvala
3 roky a vedla k odhalení 96 planetek v rozsahu magnitud V 16--24, mezi
nimi tří křížičů Marsu o průměru kolem 1 km. Pozorování sice nestačí k
určení dráhy planetek, ale hodí se pro zlepšení odhadu o počtu planetek
s průměrem zhruba nad 2 km v hlavním pásu. Ze statistiky pak plyne, že
hlavní pás obsahuje pro dráhy se sklonem do 25 stupňů nejméně 300 tisíc
takto velkých planetek, z nichž dosud známe jen něco kolem 10 tisíc. Hubblův
teleskop také přispěl ke zlepšení údajů o hmotnostech a středních hustotách
největších planetek hlavního pásu. Všechna tato tělesa mají hmotnosti
pouhých zlomků hmotnosti našeho Měsíce (Mm),
tj. Ceres 1,3 %, Pallas 0,43 % a Vesta 0,41 % MM.
Jejich střední hustoty jsou po řadě 2,0; 4,2 a 3,9násobek hustoty vody
v pozemských podmínkách. R. Landis aj. uvedli, že Ceres má dokonale kulový
tvar s průměrem 933 km a její rotační perioda činí 9,1 h. Podle B. Viateaua
a M. Rapaporta představuje samotná Ceres asi polovinu hmotnosti hlavního
pásu planetek, tj. 9,5.1020
kg, takže veškerá hmotnost planetek hlavního pásu představuje pouze 2,6%
Mm (osminu hmotnosti
Pluta s Charonem), což by zajisté nestačilo ani na zhotovení i docela nepatrné
planety. Konečně J. Bange vypočítal hmotnost planetky (20) Massalia
na základě poruch dráhy planetky (44) Nysa při jejich těsném přiblížení.
Vyšla mu hodnota 5.1018
kg, což je zatím nejnižší hodnota pro nějakou planetku, spočítaná klasickými
metodami nebeské mechaniky.
A. Ghosh a H. McSween počítali
tepelný model pro planetku (4) Vesta na základě radiogenního ohřevu
nitra při rozpadu radioizotopu 26Al.
Akrece planetky začala asi 2,6 milionu let po vzniku sluneční soustavy,
ve stáří 4,6 milionu let bylo hotové její jádro a v 6,6 milionech let i
kůra. Ohřev radioaktivním izotopem hliníku vystačil na geologickou aktivitu
planetky po celých 100 milionů roků. Od té doby je planetka geologicky
mrtvá, nepočítáme-li přirozeně vnější impakty.
Podle J. Donnisona a M. Wipera
lze planetky na základě rychlostí rotace rozdělit na dvě samostatné
skupiny různého původu s rozhraním pro průměr tělesa 32,5 km, tj. tělesa
větší jsou většinou původní objekty, vzniklé akrecí v raných fázích vývoje
sluneční soustavy, kdežto menší objekty jsou převážně úlomky z impaktů.
Vůbec nejkratší zjištěnou periodu rotace má planetka-křížič (1566)
Icarus, zatímco rekordně pomalu rotuje planetka hlavního pásu (288) Glauke
s periodou 47,9 dne. R. Whiteley a D. Tholen se pokusili nalézt planetky
v libračních bodech (L4
s L5) soustavy Slunce-Země;
tedy jistou obdobu Trójanů v soustavě Slunce-Jupiter. Použili k tomu velké
matice CCD se zorným polem o průměru 7,7 úhlové minuty u 2,2 m reflektoru
na Mauna Kea, ale žádné objekty jasnější než R = 22,8 mag nenašli. Odtud
odvodili, že v těchto libračních bodech se nenacházejí žádná tělesa s průměrem
větším než 350 m.
R. Gomes studoval akutní problém
migrace velkých planet, na nějž astronomy upozornily nedávné objevy
obřích exoplanet velice blízko mateřských hvězd. Je totiž prakticky vyloučeno,
aby v blízkosti hvězd vznikaly obří planety -- spíše se tam dostaly postupným
přibližováním z místa svého vzniku, což označujeme jako migrace. Autor
soudí, že migrace postihla i obří planety sluneční soustavy a z toho důvodu
kolem Saturnu, Uranu a Neptunu neexistují početné planetky v libračních
bodech L4 a L5.
Naproti tomu úhrnná hmotnost Jupiterových Trójanů je zhruba stejná jako
hmotnost planetek hlavního pásu.
Mimořádný úspěch českých hokejistů
na zimních olympijských hrách v Naganu se vzápětí promítl i na oblohu,
když ondřejovští astronomové pod vedením P. Pravce navrhli pojmenování
planetky 1995 HC = (8217) jménem Dominikhašek. Planetka o průměru
asi 5 km byla objevena v Ondřejově v červnu 1995 a definitivní číslo obdržela
v lednu 1998. Dráhově patří do rodiny planetky Flora s velkou poloosou
2,25 AU, výstředností 0,17, sklonem 2,4 stupně a oběžnou dobou 3,4 roku.
K Zemi se může přiblížit až na 0,85 AU a tehdy bývá asi 16 mag. Vzápětí
se dostala do nebe i mytologická postava českých dějin XX. století, když
planetka 1996 BG, objevená na Kleti v lednu 1996 Z. Moravcem obdržela definitivní
číslo (7796) a název Járacimrman. Planetka o průměru asi 10 km má
velkou poloosu dráhy 2,66 AU, výstřednost 0,15, sklon 13 stupňů a oběžnou
dobu 4,4 roku. K Zemi se však může přiblížit nanejvýš na 1,3 AU. Zásluhou
J. Tiché se dostal svou planetku také nedávno zesnulý český imunolog a
básník Miroslav Holub (1923-1998); planetka byla objevena na Kleti v listopadu
1995 a dostala definitivní označení (7496) Miroslavholub koncem
r. 1998. Její velká poloosa dosahuje 3,1 AU, výstřednost dráhy 0,34 a sklon
15 stupňů při oběžné době 5,5 roku. Její průměr se odhaduje na 15 km. Na
Kleti objevili do konce roku 1997 již 327 planetek a z toho bylo pojmenováno
163. Podle M. Vondráčka je nyní mezi planetkami přinejmenším 165 českých
jmen. Z iniciativy P. Pravce připravila skupina členů České astronomické
společnosti zvláštní domovenku s názvem "Planetky z českých luhů a hájů",
v níž lze nalézt všechny planetky, které mají dostatečně jasnou souvislost
s českým resp. československým prostředím. Na WWW stránce http://planetky.astro.cz/
jsou zejména uvedeny české překlady oficiálních zdůvodnění jednotlivých
jmen, jak je uvádí dokumenty IAU.
Do dubna 1998 bylo již očíslováno
8603 planetek a z nich je pojmenováno 5898. Mezi 167 observatořemi, na
nichž byly až doposud objeveny planetky, zaujímá mimořádně lichotivé 6.
místo Hvězdárna na Kleti s 345 objevenými planetkami a Ondřejov
s 9 planetkami je na 81. místě. Na Kleti však do listopadu 1998 objevili
již 371 planetek a zde je výběr některých nových jmen: (4176) Sudek, (5552)
Studnička, (5668) Foucault, (5897) Novotná, (6540) Stepling, (6583) Destinn,
(6586) Seydler, (6928) Lanna, (7226) Kryl, (7359) Messier, (7391) Strouhal,
(7441) Láska, (7495) Feynman, (7498) Blaník, (7645) Pons, (7672) Hawking,
(7695) Přemysl, (7711) Říp, (7846) Setvák, (8048) Andrle.
1.2.3. Kentauři a transneptunské
objekty
Neustále se rozrůstající skupina
transneptunských objektů (TNO) čítala na jaře 1998 již 65 těles jasnějších
než R = 24,6 mag. Podle S. Teglera a W. Romanishina rozpadá zatím na dvě
skupiny -- objekty nápadně červené a šedé. Mezi ony šedé patří dle J. Luuové
a D. Jewitta také zatím nejvzdálenější TNO 1996 TL66,
jenž se vzhledem optického a infračerveného spojitého spektra podobá spíše
Kentaurovi Chironu než Pholusu. Spektrum v celém sledovaném pásmu neobsahuje
žádné absorpční čáry či pásy. Při nízkém albedu 0,04 a červené magnitudě
21 to odpovídá tělesu o průměru 500 km. Titíž autoři využili v letech 1994-96
k hledání nových TNO obřího 10 m Keckova teleskopu při červené mezné hvězdné
velikosti 26,1 mag. Zjistili, že do této meze připadá na čtvereční stupeň
oblohy v okolí ekliptiky 31 TNO, a jejich rozdělení podle jasnosti dobře
navazuje na funkci svítivosti pro jasnější TNO, ale zcela evidentně nesouhlasí
s funkcí svítivosti, odvozovanou z pozorování HST -- v tomto případě jsou
ovšem jisté pochybnosti o realitě objektů. Pozorování z Keckova teleskopu
nasvědčují tomu, že ve vzdálenosti 30--50 AU od Slunce dosahuje úhrnná
hmotnost TNO s individuálními rozměry nad 100 km překvapivě vysoké
hodnoty kolem 10% hmotnosti Země -- to je asi 250krát více, než činí celková
hmotnost hlavního pásma planetek mezi Marsem a Jupiterem!
Realitu pozorování TNO pomocí
HST v roce 1995 se snažili obhájit A. Cochranová aj., kteří odhadují
meznou hvězdnou velikost své přehlídky na 28,4 mag v pásmu V. Při uvažovaném
albedu 0,04 to pak odpovídá tělesům s průměrem nad 10 km. Autoři soudí,
že počet nesprávných identifikací objektů poblíž hranice pozorovatelnosti
HST nemá zásadní vliv na jimi odvozenou funkci svítivosti pro TNO. Není
však zcela vyloučeno, že zmíněný nesoulad počtů způsobuje do značné míry
volba odlišného fotometrického pásma V v porovnání s pásmem R, užívaným
Luuovou a Jewittem. Celá situace se dále úspěšně zašmodrchala přehlídkou
v úzkém svazku, kterou uskutečnili B. Gladman aj. pomocí palomarského
Haleova pětimetru a 3,6 m CFHT do červené meze 25,9 mag. Objevili tak celkem
5 TNO, z čehož vyvozují průměrný počet 90 TNO na čtvereční stupeň oblohy
do zmíněné meze, tedy asi 3x více než plyne z extrapolace pozorování jasnějších
TNO. Autoři odhadují, že do R = 29 (tj. při albedu 0,04 a vzdálenosti 45
AU jde o TNO s rozměry nad 10 km) se v Kuiperově-Edgeworthově pásu nachází
na 4 miliardy TNO. Ve vzdálenosti nad 50 AU pak těchto objektů nápadně
ubývá, což nelze vysvětlit výběrovým efektem.
Na jižní polokouli využili P. Magnusson
aj. k obdobné přehlídce 3,5 m reflektor NTT ESO. Během 4 nocí tak prohlédli
0,5 čtverečního stupně oblohy až do červené meze 24 mag. a odhalili přitom
1 Kentaura a 7 TNO. Z tříbarevné fotometrie jim vyšel Kentaur 1994 JQ_1
stejně červený jako Pholus. Pro TNO vychází do zmíněné meze 5,3 objektů
na čtvereční stupeň v okolí ekliptiky. U dvou TNO (1997 SZ10
a 1996 TR66) byly
odhaleny rezonance drah s Neptunem v poměru 1:2. Při délce velké poloosy
kolem 48,3 AU, výstřednostech kolem 0,37 a sklonu drah kolem 12 stupňů
to znamená, že dráhy obou TNO jsou stabilní řádově po miliardy let. To
by mohlo objasnit i zmíněný nápadný úbytek TNO pro velké poloosy nad 50
AU.
1.3. Meteory a meteorické roje
Jestliže rok 1997 byl doslova ve
znamení komet, pak loňský rok byl pro změnu rokem meteorických rojů. I.
Williams a S. Collander-Brown se pokusili identifikovat mateřské těleso
lednových Kvadrantid, které patří mezi značně nepravidelné roje
s velmi krátkou dobou činnosti. Ukázali, že mateřskou kometou nemůže být
ani kometa 1491 I ani 96P (Machholz), ale spíše planetka (5496) = 1973
NA, jež je sama nejspíš odrobeným úlomkem jiného tělesa. Kvadrantidy byly
poprvé pozorovány až r. 1835 a jejich zenitové frekvence často dosahují
až 100 met/h. V r. 1998 se objevily v ranních hodinách 4. ledna a celý
úkaz trval pouhých 8 hodin.
S ohledem na návrat komety 21P/Giacobini-Zinner
se očekávala zvýšená činnost jejího roje - říjnových Drakonid (Giacobinid).
Ve shodě s očekáváním se roj projevil optickou frekvencí až 45 met/h a
podle radarových měření J. Borovičky aj. dosáhl maxima v čase 8,6 UT října
1998.
Neobyčejně pozoruhodnou souvislost
pro pravidelný roj Lyrid a nepravidelný meteorický roj alfa-Monocerotid
nalezli P. Jenniskens a G. Docters van Leuwen. Jak známo, 22. listopadu
1995 se ve shodě s předpovědí projevil zcela nápadně frekvencemi až 500
met/h vzácný meteorický roj alfa-Monocerotid. Podle všeho jsme se totiž
potkali s prachovou vlečkou komety C/1861 G1 (Thatcher), jež je mateřskou
kometou dubnových Lyrid. Lyridy jsou totiž vůbec nejstarším doloženým případem
meteorického deště, který zaznamenali čínští astronomové již 23. března
r. 687 př. n. l. Jak ukázal v r. 1947 V. Guth, déš» Lyrid se dostavuje
tehdy, když je Jupiter či Saturn v konjunkci s uzlem dráhy roje -- tedy
nikoliv v době, kdy je samotná kometa v přísluní. Mimořádná aktivita alfa-Monocerotid
v r. 1995 proto nejspíše vskutku představovala setkání s prachovou vlečkou
komety, kterou planetární poruchy zanesly přímo do dráhy Země.
P. Brown a J. Jones se věnovali
dráhovému vývoji známého pravidelného meteorického roje Perseid,
jenž -- jak známo -- jevil mimořádně silnou aktivitu na konci 80. a počátkem
90. let tohoto století. Autoři ukázali, že částice vyvržené z jádra mateřské
komety 109P/Swift-Tuttle, mají velmi nízké hustoty od 0,1 do 0,8 násobku
hustoty vody za běžných podmínek. Za zvýšenou aktivitu v letech 1988-1990
mohly částice roje, uvolněné při návratech komety 109P v letech 1610 a
1737, kdežto aktivitu v letech 1991-94 způsobily částice z návratů 1862
a 1610. Konečně zvýšení v letech 1995-97 pochází z doslova starobylých
návratů komety v letech 1479 a 1079. I v tomto případě jsou hlavní příčinou
takto zvýšené aktivity roje poruchy Jupiteru a Saturnu, které posouvají
uzly dráhy roje směrem dovnitř sluneční soustavy. K tomu dále přispěl i
nejnovější návrat komety 109P v r. 1992. Podle autorů jsou hlavní složkou
Perseid částice, které opustily jádro komety před 25 tisíci lety, přičemž
celkové stáří roje se odhaduje na 100 tisíc let.
V loňském roce jsme zaznamenali
mimořádnou aktivitu meteorického roje Bootid, jenž se nečekaně projevil
27,60 UT června. Opticky byl sledován zejména v Japonsku a České republice,
radarově v Kanadě. Podle P. Browna a W. Hockinga měly Bootidy velmi difúzní
radiant a zcela nepochybně souvisely s mateřskou kometou 7P/Pons-Winnecke.
To nezávisle dokázali na základě snímků jasného bolidu -7,9 mag P. Spurný
a J. Borovička. Bolid se objevil ve 27,89 UT června, kdy vstoupil do naší
atmosféry rychlostí 17,9 km/s při počáteční hmotnosti 0,14 kg a pohasl
ve výši 72 km nad Zemí. Velká poloosa jeho dráhy 3,3 AU, výstřednost 0,69
a sklon 18 stupňů jednoznačně prokázaly, že jde o úlomek komety 7P. V souvislosti
s očekávanými deši Leonid přibylo odhadů, jakým rizikem se mohou
stát pro umělé družice Země. Za předpokladu, že družici může poškodit každý
meteoroid, jenž je opticky jasnější než 1 mag, vychází riziko poškození
alespoň jedné družice na 1 %. M. Beech připomněl, že již při dešti Leonid
roku 1833 tvrdili pozorovatelé, že slyší praskot a svištění bezprostředně
během optického jevu, což vypadalo velmi nepravděpodobně. Nicméně roku
1989 prokázal C. Keay, že jev má objektivní příčinu v podobě místní transdukce
rádiových vln velmi nízkých frekvencí (nejspíše ve vlasech samotných pozorovatelů),
šířících se od ionizované stopy meteoru ve vysoké atmosféře přirozeně rychlostí
světla. Podle něj se akustické jevy vyskytují u meteoroidů s počátečním
průměrem nad 1,2 metrů, tj. s hmotností alespoň 800 kg. Je jistě dobré
připomenout, že právě roku 1833 byla mateřská kometa roje 55P/Tempel-Tuttle
nejblíže k Zemi za celé poslední tisíciletí. Jelikož při největším dešti
Leonid r. 1966 zprávy o těchto zvucích chyběly, lze z toho usoudit, že
tehdy šlo o méně hmotné meteoroidy.
Již r. 1996 byly podle P. Browna
aj. Leonidy na vzestupu a při délce Slunce 235,2 stupňů dosáhly zenitové
frekvence až 86 met/h, přičemž tato složka maxima se vyznačovala mimořádně
jasnými bolidy. S ohledem na předpovědi času maxima v roce 1998 uspořádaly
četné skupiny meteorářů expedice do východní Asie a Leonidy zde byly studovány
vskutku komplexně všemi dostupnými pozorovacími technikami ze země i z
letadel (Okinawa). Nakonec však vše bylo trochu jinak, nebo» Leonidy si
oproti předpovědím o více než půl dne přispíšily a tak optimální pozorovací
podmínky měla střední a západní Evropa -- zdá se, že podobně tomu bude
i roce 1999. I když četnost Leonid nedosáhla parametrů meteorického deště,
podívaná to byla vskutku náramná, jelikož v roji během tohoto vlastně podružného
maxima převažovaly mimořádně jasné bolidy pod -8 mag. Nejvyšší zenitové
frekvence byly pozorovány v čase 17,19 UT listopadu a dosáhly až 500 met/h.
Jedinečný snímek 156 (!) Leonid celooblohovou komorou se zdařil pozorovatelům
v Modre -- záběr doslova obletěl celý astronomický svět.
A. Wehry a I. Mann se zabývali
tzv. meteoroidy beta, jež jsou definovány tak, se pohybují sluneční
soustavou po neuzavřených drahách ve směru pohybu Slunce. Meteoroidy tohoto
typu mají většinou prográdní dráhy a pokud tlak slunečního záření je srovnatelný
s působením sluneční přitažlivosti na tyto částice, mohou nakonec opustit
sluneční soustavu a stát se mezihvězdnými cestovateli. První takové částice
nalezly kosmické sondy Pioneer 8 a 9 r. 1973 a 1975. Nejnověji je sledovala
sluneční sonda Ulysses jednak na počátku své mise v ekliptice ve vzdálenostech
do 1,6 AU od Slunce a jednak během obou polárních průletů. Sonda zaznamenala
úhrnem 48 částic s hyperbolickými drahami, jejichž perihel se nalézal blíže
než 0,5 AU od Slunce.
1.4. Velké bolidy a meteority
Po delší době byl na povrchu Země
nalezen skutečně solidně velký meteorit bezprostředně po dopadu. Střet
se Zemí se odehrál 20. června 1998 poblíž osady Kunja Urgneš, 100
km od Tašuze v Turkmenistanu ve střední Asii. Meteorit vyhloubil kráter
o šířce 6 m a hloubce 4 m. Na dně kráteru se nacházel kamenný chondrit
o průměru 0,8 m a hmotnosti 820 kg. Zato u nás se nepodařilo nalézt zbytky
po dopadu bolidu Benešov EN 070591, jenž podle J. Borovičky aj.
měl při průletu až -19,5 mag při vstupní rychlosti 21 km/s a hmotnosti
4000 kg a hustotě 2,0násobku hustoty vody. Již ve výšce kolem 55 km se
rozpadl na desítky úlomků s hmotnostmi do 300 kg a prudce se brzdil ve
výškách pod 50 km, což vedlo k dalším rozpadům ve výškách pod 40 km a definitivnímu
rozbití ve 24 km nad Zemí. Teplota bolidu dosáhla teploty na povrchu Slunce,
tj. asi 5 kK a uvolněná energie činila 0,2 kt TNT (1.1012
J).
Revidované údaje o proslulém železném
meteoritickém dešti v ruském pohoří Sichote-Alin na Dálném východě
z 12. února 1947 uveřejnil V. Světcov. Nové údaje o azimutu se liší asi
o 10 stupňů od dříve publikovaných a také směr příletu meteoritů vůči vertikále
byl jen 30 stupňů a nikoliv 45 stupňů. Původní rychlost vstupu meteoritů
do ovzduší 6,8 km/s se během průletu snížila na 5,1 km/s a vstupní hmotnost
úlomků v rozmezí 800 kg až 2 tuny klesla na méně než 1,3 t. Jednotlivé
krátery na místě dopadu měly průměr až 12 m a hloubku až 2,8 km.
V roce 1996 se v italské Boloni
konalo specializované kolokvium, věnované meteoritické události století,
jíž je zřejmě pád tunguzského meteoritu 30. června 1908. Kolokvia
se účastnilo na 100 odborníků ze 13 zemí. V publikovaných materiálech z
kolokvia se většina z nich shodla na tom, že energie exploze meteoritu
dosáhla hodnoty 15 Mt TNT, tj. řádu 1017
J, a rázová vlna zničila 2150 km2
sibiřské tajgy. Požár lesa, vzniklý tepelnou a světelnou vlnou výbuchu,
byl o něco pomalejší rázovou vlnou však uhašen. Vlastní těleso meteoritu
byla zcela nepochybně kamenná planetka o původním průměru něco přes 60
m a hmotnosti pod 1010
kg. Při svislém dopadu takového tělesa vstupní rychlostí 17,5 km/s dokáže
zemská atmosféra absorbovat asi polovinu kinetické energie kamenných projektilů
do průměru 230 m a železných meteoritů do průměru 50 m a při šikmém dopadu
tato ochranná schopnost zemské atmosféry ještě roste a fakticky odizoluje
účinky nárazu kosmického tělesa až pro průměry 360 m resp. 70 m. Průměrný
interval mezi dopady obdobně velkých planetek se nyní odhaduje na 400 let.
Teprve tělesa s původním rozměrem nad 3 km vyvolávají celosvětovou katastrofu.
K opravdu ničivému úkazu proto došlo např. na rozhraní geologického období
jury a křídy před 145 miliony lety, kdy vznikl jihoafrický kráter Morokweng
-- energie tohoto úkazu byla o řád vyšší než u dnes už proslulejšího mexického
kráteru Chicxulub. Další velké krátery byly objeveny na Sibiři (Popigaj)
a v Kanadě (Chesapeake Bay) -- jejich stáří činí jen 36 milionů let.
Koncem roku 1997 proběhla sdělovacími
prostředky pozoruhodná zpráva o explozi velkého meteoritu nad Grónskem
s tím, že na místě dopadu byly pozorovány významné atmosférické úkazy a
sesuvy půdy pomocí umělých družic Země. Jak uvádí J. Tate, bolid explodoval
poblíž osady Qaqortoq 9. prosince 1997, 50 km severně od městečka Narsarsuaq.
Nejlepší data poskytla automatická bezpečnostní kamera na hlídaném parkoviště,
jež zaznamenala odlesk exploze bolidu na lesklých karosériích automobilů.
Odtud je znám přesný čas exploze a proto lze vyloučit jakoukoliv souvislost
s atmosférickými úkazy zaznamenanými družicí NOAA ve výši kolem 7 km nad
zemí. S explozí bolidu v atmosféře však souvisí rázová vlna, zaznamenaná
na Špicberkách. Zdá se téměř jisté, že meteorit nedopadl na zemi, ale rozprášil
se výbuchem v atmosféře, takže o jeho povaze není nic známo. Příroda jako
by těmito atmosférickými výbuchy chtěla úspěšně zahladit stopy po kosmických
projektilech, dopadajících na Zemi v hojnějším počtu, než by z nálezů meteoritů
vyplývalo.
Proto mají dle I. Němčinova aj.
tak velký význam údaje, získávané špionážními družicemi především
v infračerveném pásmu. Jakkoliv jsou technické parametry družic tajné,
údaje o explozích bolidů se občas daří uvolnit pro astronomické účely.
V letech 1994-96 se podařilo získat údaje, odpovídající souhrnné době 22
měsíců, během nichž bylo pozorováno 51 bolidů. V přepočtu na energie exploze
to značí asi 25 výbuchů za rok v energetickém pásmu 0,25--4 kt TNT. Exploze
na úrovni 1 Mt TNT se v atmosféře Země odehrají v průměru jednou za čtvrtstoletí
- zatím byl špionážními družicemi za 12 let souvislého provozu pozorován
jeden takový případ. Hmotnosti registrovaných bolidů se pohybují v rozpětí
1--1000 t a průměrné rychlosti vstupu do zemské atmosféry 15--20 km/s.
Nicméně ani tyto údaje nejsou prosty soustavných chyb, nebo» uvedená čísla
jsou asi 2x nižší, než by odpovídalo extrapolaci údajů o četnosti kráterů
na Měsíci. Důvody soustavného podcenění četnosti spočívají hlavně v tom,
že špionážní družice jsou programovány na soustavné sledování naprosto
odlišných úkazů a většina vojensky nezajímavých dat se nearchivuje.
Novým rýžovištěm pro meteority
se stala překvapivě Sahara, kde podobně jako v Antarktidě zřejmě
platí, že co kámen, to mimozemského původu. Nepočítáme-li Antarktidu, pak
bylo na zemském povrchu nalezeno loni 453 meteoritů, a z toho plných 401
na Sahaře! Poblíž oázy Dar al Gani v centrální Libyi byl loni mj. objeven
meteorit č. 400, jenž pochází z Měsíce a je již 14. meteoritem z Měsíce
v pozemských sbírkách. Je z dosud nalezených měsíčních meteoritů i nejhmotnější
-- 1,4 kg. Na témže nalezišti byl objeven i meteorit č. 476 o průměru 0,15
m, jenž je 13. meteoritem z Marsu. Na Saharu dopadl před 30 tisíci lety
a z Marsu byl katapultován asi před milionem let. Podle B. Gladmana se
meteority z Marsu pohybují po chaotických drahách v meziplanetárním prostoru
v průměru po 15 milionů let dříve než buď spadnou na Slunce, anebo se srazí
a zničí při srážce s jiným kosmických projektilem. Pouze 5% z nich má naději,
že se střetne se Zemí.
1.5. Komety
Jednu z nejjasnějších komet roku
objevila 3. května v těsné blízkosti Slunce neúnavná sluneční družice SOHO
jako kometu 1998 J1; v době objevu byla 0 mag!. Kometa prošla přísluním
8. května ve vzdálenosti 0,15 AU. Velký sklon dráhy 63 stupňů usnadnil
její sledování po průchodu přísluním, ale jen na jižní polokouli, kde byla
17. května vidět jako objekt 2,8 mag a 19. května jevila plynný chvost
o délce 10 stupňů. Ačkoliv koncem května přestala být kometa viditelná
očima, překvapivě se znovu zjasnila a 1. června dosáhla 3,4 mag. Optické
zjasnění bylo doprovázeno zesílením čar OH v rádiovém oboru spektra. Pak
však opět rychle zeslábla. Téhož dne odhalila SOHO další dvě jasné
komety, mířící do Slunce -- byly to už 54. a 55. komety objevené družicí.
Úkaz vzbudil mimořádnou pozornost také proto, že těsně po dopadu první
z komet do Slunce se za jihozápadním okrajem Slunce objevila koronální
kondenzace hmoty a eruptivní protuberance -- to však s dopadem komety nijak
nesouviselo. Během června pak SOHO našla ještě dalších 9 komet v blízkosti
Slunce -- většinou příslušnic známé Kreutzovy skupiny komet, otírajících
se doslova o Slunce. Pak však nastala dlouhá přestávka vinou poruchy orientace
družice. Dne 2. června se podařilo znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy
2 (1998 K6), poprvé pozorovanou jako objekt 1990 UL3
koncem r. 1990. Jde tedy o první pozorovaný návrat komety, což umožnilo
zpřesnit elementy dráhy tak, že průchodu přísluním nastane 6. února 2000
při velké poloose dráhy 4,45 AU, výstřednosti 0,58, sklonu 5 stupňů a oběžné
periodě 9,4 roku. Podobně se 25. července podařilo dalekohledem Spacewatch
znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy 7 (1998 O1), poprvé
pozorovanou koncem r. 1991. V době nového objevu měla nepatrnou komu o
průměru 6 úhlových minut a chvost o délce 0,5 úhlových minut. Kometa prošla
znovu přísluním loni 24. srpna ve vzdálenosti 1,7 AU a při výstřednosti
0,53 a sklonu dráhy 10 stupňů obíhá v periodě 6,9 let.
Mateřská kometa meteorického roje
Leonid 55P/Tempel-Tuttle byla dle O. Hainauta aj. objevena pomocí
dalekohledu NTT ESO již 10. května 1994 ve vzdálenosti 10,8 AU od Slunce,
kdy její červená magnituda byla slabší než 24,5 mag. Od té doby byla pozorována
již každoročně kolem opozice se Sluncem a ještě v červnu r. 1997 ve vzdálenosti
3,5 AU nejevila žádnou kometární aktivitu. Odtud se dal dobře určit střední
poloměr jejího silně protáhlého jádra na 1,8 km. Kometa se 17. ledna 1998
přiblížila k Zemi na 0,36 AU, což je nejblíže za posledních 132 let, a
z toho lze nepřímo usoudit, že Leonidy by mohly příjemně překvapit právě
v r. 1999. V té době změřili 5 m Haleovým reflektorem na Mt. Palomaru poloměr
jejího jádra 2 km, což je rovněž v dobré shodě s měřením HST, odkud vychází
poloměr 1,8 km. Podle infračervených pozorování IRTF měla kometa 8. února
ekvivalentní teplotu povrchu plných 330 K, tj. o 60 K nad rovnovážnou teplotou
záření černého tělesa v dané vzdálenosti (1,0 AU) od Slunce a spektrum
vykazovalo emise křemíku. Počátkem března dosáhla maximální jasnosti pod
8 mag.
Mezitím se k nám přiblížila i další
mateřská kometa meteorického roje Drakonid 21P/Giacobini-Zinner,
jež dosáhla koncem května 1998 15 mag, počátkem srpna 13 mag, v polovině
října byla jasnější než 10 mag a od konce října do konce listopadu měla
9 mag. Koncem října pak byla objevena kometa 1998 U5 (LINEAR) jako objekt
14 mag, jenž se však již počátkem listopadu zjasnila na 10 mag a v polovině
listopadu dokonce na 7,6 mag, aby pak do konce roku rychle zeslábla na
bezmála 11 mag. Kometa prošla přísluním po retrográdní dráze ve vzdálenosti
1,23 AU těsně před vánoci.
R. Tucker ohlásil 13. září objev
planetky QP54,
avšak J. Tichá a L. Šarounová zjistili, že "planetka" má komu i chvost,
takže jde o kometu, která prošla přísluním loni 6. října ve vzdálenosti
1,9 AU. Velká poloosa dráhy dosahuje 4,2 AU a sklon 18 stupňů -- kometa
prošla blízko Jupiteru počátkem roku 1992 a obíhá nyní kolem Slunce v periodě
8,6 roků. Podobně J. Muellerová objevila 17. října kometu 1998 S1,
jež se na snímku z 26. září ještě jevila jako planetka. Také toto těleso
se těsně přiblížilo k Jupiteru r. 1992 a prošlo přísluním 3. listopadu
1998 ve vzdálenosti 2,6 AU při výstřednosti dráhy 0,4, sklonu 11 stupňů
a oběžné době 9,1 let. Do třetice se totéž stalo s kometou 1998 U1,
kterou objevili 18. října jako planetku, avšak ihned po objevu ji P. Pravec
rovněž identifikoval jako kometu, jež prošla přísluním 1. června 1998 ve
vzdálenosti 4,1 AU a pohybuje se po retrográdní parabolické dráze se sklonem
156 stupňů.
Do této série vlastně zapadá i
pozorování planetky 1939 TN, kterou objevili 7. října 1939 finští
astronomové Y. Vaisala a L. Otermová. Teprve r. 1979 však uveřejnili její
dráhu, která byla zřetelně kometární. Vloni v polovině listopadu těleso
zobrazil veleúspěšný vyhledávací program LINEAR a prosincový snímek 1,8
m kanadským teleskopem na DAO ukázal, že zatímco dráha finských astronomů
je naprosto přesná (odchylky proti tak staré efemeridě činily jen 4 obl.
minuty), jde zcela určitě o kometu, vyznačující se jak komou tak chvostem.
Kometa 1998 WG22 prošla
přísluním 27. září 1998 ve vzdálenosti 3,39 AU při výstřednosti dráhy 0,25m
sklonu 2 stupně a oběžné periodě 9,6 roku. V polovině prosince 1998 se
zdařilo G. Williamsovi znovuobjevit periodickou kometu 1983 C1/Bowell-Skiff
jako nepatrné tělísko 19 mag, které se proti efemeridě předběhlo o plných
17 d, takže prošlo přísluním 14. května 1999 ve vzdálenosti 2,0 AU při
výstřednosti dráhy 0,7. Kometa 1998 X2 má při sklonu dráhy 4 stupně oběžnou
dobu 16,2 roku.
Počátkem února 1998 se na Tenerifě
uskutečnila mezinárodní konference, věnovaná komplexními sledování slavné
komety 1995 O1 (Hale-Bopp), která byla v té době ještě stále v dosahu
triedrů na jižní polokouli. Teprve koncem února 1998 zeslábla totiž pod
hranici 8,5 mag, koncem března k 9 mag, koncem června k 10 mag, ale ještě
v polovině září byla 10,2 mag. Těsně před vánoci však astronomy překvapila
zjasněním jádra o 3 mag proti efemeridě, čímž se přiřadila ke kometám,
které nečekaně zvýšily svou jasnost ve velké heliocentrické vzdálenosti.
Následkem toho měla na konci roku stále ještě 11 mag.
Jak uvádí W. Hübner, při svém příletu
ke Slunci kometa Hale-Bopp překročila již ve vzdálenosti 7,2 AU překročila
kometa magickou hranici jasnosti 10 mag a v době kolem průchodu perihelem
1. dubna 1997 ji sledovalo vše, co mělo čidla a nohy. Kometa se tak stala
nejdéle a nejkomplexněji sledovanou kometou díky své výjimečné jasnosti,
ačkoliv HST si kolem perihelu vinou blízkosti objektu ke Slunci ani neškrtl.
Přiblížení ke Slunci zkrátilo oběžnou dobu komety Hale-Bopp z původních
4211 let (minulý průchod přísluním se odehrál 7. června 2215 př. n.l.)
na pouhých 2392 let -- za tuto "poruchu" může ovšem především Jupiter.
Již v 7 AU započala měřitelná produkce CO z povrchu jádra komety, jehož
průměr činí alespoň 50 km a jež podle J. Licandra aj. rotuje v periodě
11,34 h. V komě bylo asi 20krát více plynu a 150krát více prachu než v
komě Halleyovy komety, a vynikalo nadto "dikobrazím" vzhledem. V době,
kdy byla kometa právě 1 AU od Slunce, uvolňoval se prach z jádra rychlostí
4.105 kg/s. Těsně
po průchodu perihelem odhalil mikrovlnný radioteleskop JCMT v jejím spektru
pásy molekuly HDO (napůl těžké vody), a odtud se podařilo určit poměr izotopů
D/H = cca. 3,3.10-4,
jenž naznačuje, že komety typu Hale-Bopp mohly přinést v minulosti vodu
pro pozemské oceány, v nichž je poměr obou izotopů velmi podobný. Z. Sekanina
překvapil i odborníky tvrzením, že kometa je podle snímků HST pravděpodobně
vícečetná a že satelity komety dosahují průměru až 40 km. Nakonec dospěl
k názoru, že kometa má ve skutečnosti dvě jádra, vzdálená od sebe navzájem
necelých 200 km. Rovník hlavního jádra je skloněn pod úhlem 75 stupňů k
oběžné rovině komety. Sekanina tak usoudil z chování pozoruhodných koncentrických
hal prachu v komě. Tyto nápadné obloukovité útvary se vzhledově podobaly
známým zakresleným halům jasné komety 1858 L1 (Donati). Autor též tvrdí,
že hlavní jádro komety se vyznačuje jediným izolovaným zdrojem prachu na
svém povrchu. Kromě prachového chvostu se kometa pyšnila chvostem iontovým
z iontů CO+ a dvěma
chvosty sodíkovými. S výjimkou poměru D/H se poměrné zastoupení ostatních
izotopických párů ukázalo totožné se slunečním. Ve spektru komety Hale-Bopp
byly zaznamenány pásy uhlovodíků a sloučenin dusíku a síry.
Její o něco méně nápadná družka
C/1996 B2 (Hjakutake) má podle D. Schleichera aj. synodickou rotační
periodu jádra 6,23 h. Souhrnné údaje o kometách, pozorovaných v Číně
v letech 146 př. n.l. a 1760 n. l. uveřejnili H. Žou aj. Katalog obsahuje
363 pozorování 88 různých komet. T. Nakamura a H. Kurahaši počítali pravděpodobnost
srážky periodických komet s oběžnou dobou kratší než jedno tisíciletí
s planetami Venuše až Neptun. Využili k tomu kometárních drah, vypočtených
pro 228 komet a sledovali vývoj drah na 30 tisíc let do budoucnosti i do
minulosti. Výpočet potvrdil dříve udávané četnosti srážek kometárních jader
s obřími planetami sluneční soustavy, zatímco četnost srážek s Venuší a
Marsem se dosud přeceňovala. Kometa s poloměrem jádra nad 1 km se sráží
s Jupiterem každých 500--1000 let, kdežto se Zemí jen jednou za 2--4 miliony
let. I tak je překvapující, jak dobře život na Zemi takové katastrofy překonává.
Neobyčejným překvapením byl fantastický
výbuch periodické komety 52P/Harrington-Abell, jež 21. července
zářila jako objekt 12 mag a o den později dokonce jako 11 mag, ač příslušná
efemerida očekávala pouze 21 mag. V září se pak pokorně vrátila na 12,4
mag a od té doby až do konce roku se souběžně s přibližováním ke Slunci
zjasnila až na 10,6 mag kolem vánoc. Obecně se problémem nápadných zjasnění
komet ve velkých heliocentrických vzdálenostech zabývali P. Gronkowski
a J. Smela. Tvrdí, že na výbuších se podílí kombinace exotermních procesů
v kometárních jádrech, tj. především polymerace HCN, krystalizace amorfního
vodního ledu a sublimace CO resp.CO2.
Typickými příklady takových explozí byly komety Ikeya-Seki, Schwassmann-Wachmann
1 a Halley.
Díky HST se konečně úspěšně daří
rozlišit jádra mnoha komet, jež se v posledních letech přiblížily k Zemi
a byly přitom ještě dostatečně daleko od Slunce, aby neměly příliš vyvinou
komu. H. Boenhardt aj. rozlišili jádro krátkoperiodické komety 26P/Grigg-Skjellerup
v září 1993 a určili jeho poloměr na 1,5 km. Pro další krátkoperiodickou
kometu 73P/Schwassmann-Wachmann stanovili v prosinci 1994 pouze
horní mez poloměru jádra na 1,1 km. P. Lamy aj. oznámili, že na snímku
HST z konce listopadu 1994 se jim podařilo v siluetě spatřit jádro komety
19P/Borrelly, jež byla objevena již r. 1904 a počátkem listopadu
1994 znovu procházela perihelem. Protáhlé jádro má rozměry 4,4 x 1,8 km
a rotuje v periodě 25 h. Jen 8 % povrchu jádra vykazuje kometární aktivitu.
Titíž autoři využili širokoúhlé kamery HST v srpnu 1996 ke sledování jádra
krátkoperiodické komety 46P/Wirtanen. Při předpokládaném albedu
0,04 činí poloměr jádra této komety 0,6 km a rotační perioda 6,0 h. Kometa,
objevená r. 1948, patří do bohaté Jupiterovy kometární rodiny a prošla
naposledy přísluním 14. března 1997. Přitom vydávala do prostoru asi 4
kg prachu za sekundu. Do třetice v prosinci 1997 sledovali pomocí HST jádro
komety 9P/Tempel v době, kdy byla kometa vzdálena 3,5 AU od Země
a 4,5 AU od Slunce. I toto jádro je protáhlé s rozměry 3,9 x 2,8 km a rotační
periodou 25 h. M. Fulle aj. se zabývali pozorovaným zánikem komety 1996
Q1/Tabur v říjnu 1996, kdy přestalo být viditelné jádro, zatímco chvost
ještě zářil. Autoři soudí, že spíše než o rozpad se jednalo o zalepení
průduchů na povrchu jádra, jež se tak stala vyhaslou kometou.
1.6. Planetární soustava
Řada autorů upozornila na pozoruhodnou
lineární závislost mezi magnetickým momentem (v jednotkách A.m2)
a momentem hybnosti pro řadu těles sluneční soustavy
(Merkur, Ganymed, Ió, Země, Uran, Neptun, Saturn a Jupiter). Naproti tomu
velmi nízké magnetické momenty mají tak různá tělesa jako Měsíc, Callistó,
Europa, Venuše a Mars. Podrobně se vlastními magnetickými poli planet
a jejich družic zabýval L. Ksanfomaliti. Nejlépe je přirozeně prozkoumáno
magnetické pole Země, jež je nesouměrné, skloněné a vyosené. Indukce
magnetického pole dosahuje na rovníku 31 microT, na severním pólu 58 microT,
ale na jižním dokonce 68 microT. V zásadě dipólové pole má však i svou
kvadrupólovou a oktupólovou složku. Na geograficky severní zemské polokouli
se však nalézá jižní magnetický pól v poloze 78,6 stupňů s.š. a 70,1stupňů
v.d. a osa magnetického dipólu je skloněna k rotační ose pod úhlem 11,5
stupně. Poloha magnetického pólu relativně rychle driftuje o 0,4 stupně
za 10 let. Vůči středu Země je magnetická osa vyosena o 450 km. Velikost
indukce magnetického pole Země v poslední epoše klesá v relativní míře
tempem 5.10-4/rok,
tj. asi o 30 % za posledních 1600 let. Magnetická osa dále podléhá precesi
v periodě 9000 let. V posledních 70 milionech let dochází v průměru 3krát
za milion roku k přepólování zemského magnetického dipólu.
V porovnání se Zemí je magnetické
pole Merkuru nicotné, nebo» dosahuje na pólech indukce jen 700 nT
-- má však prakticky týž sklon magnetické a rotační osy planety 12 stupňů.
Neměřitelně slabé (< 2 nT ) je magnetické pole Venuše, což nejspíše
souvisí s její extrémně pomalou rotací. Také magnetická osa Marsu
svírá s jeho rotační osou ostrý úhel 15 stupňů, avšak orientace magnetických
pólů je opačná proti Zemi (na severu je tam i severní magnetický pól).
Sonda MGS ujistila, že indukce magnetického pole Marsu dosahuje v průměru
40 nT, ale místy se vyskytují lokální maxima až o řád vyšší. Stejnou orientaci
jako u Marsu má i magnetické pole Jupiteru s nejvyšším hodnotami
magnetické indukce u severního pólu planety -- 1,44 mT. Magnetická osa
je zde skloněna pod úhlem 10 stupňů k ose rotační a je vyosena vůči centru
planety o plných 70 000 km. Jedině Saturn má pole souosé s indukcemi
až 84 microT u severního pólu planety. Naproti tomu Uran má doslova
zkřížené magnetické pole s indukcí až 228 microT, jež je vyoseno o plných
8000 km od centra planety a skloněno pod úhlem 59 stupňů k rotační ose
(ta však -- jak známo -- svírá úhel 98 stupňů s s normálou k oběžné rovině).
Podobně je na tom i Neptun, kde vyosení magnetického pole dosahuje
55 % poloměru planety (13 600 km) a vzájemný sklon os 47deg při maximální
indukci 13,3 microT. Největší magnetické pole mezi družicemi planet vykazuje
Jupiterův Ganymed -- 0,75 microT s vzájemný sklonem os 10deg a nejslabší
dosud změřené pole má náš Měsíc -- do 30 nT. Autor soudí, že potenciálními
kandidáty na měřitelné magnetické pole jsou ještě Saturnův Titan a Neptunův
Triton.
D. Richardson se pokusil o rozsáhlou
simulaci vzniku planet sluneční soustavy na superpočítači Cray T3E,
kdy sledoval dráhový a srážkový vývoj milionu planetesimál po dobu jednoho
milionu let. Zdá se, že tudy vede cesta k pochopení, proč planetární soustava
vypadá tak jak vypadá. A. Frank na základě rozsáhlých výpočtů dráhového
chaosu soudí, že v průběhu vývoje naší planetární soustavy některé
planety už dávno zmizely, a že tento trend ještě neskončil -- dalšími kandidáty
smrti jsou prý Merkur a Mars. Nicméně příčina chaosu planetárních drah
není ani deset let po objevu tohoto fenoménu zřejmá.
J. Frogel a A. Gould se zabývali
otázkou, zda v dohledné době vlivem náhodných pohybů se dostane některá
sousední hvězda do takové blízkosti ke sluneční soustavě, aby vyvolala
dráhové poruchy v Oortově mračnu komet. Využili k tomu přesných
údajů o prostorových vlastních pohybech hvězd, jak se dají odvodit z přesných
měření družice HIPPARCOS a s potěšením konstatovali, že v nejbližším půl
milionu let se žádná hvězda nepřiblíží do vzdálenosti řádu 10 000 AU od
Slunce, takže případná smrtící kometární přeháňka Zemi nehrozí po dobu
nejméně 700 000 let. Konečně M. Duncan a J. Lissauer studovali efekty výrazné
ztráty hmoty Slunce v budoucí fázi červeného obra na stabilitu planetární
soustavy. Ukázali, že terestrické planety budou mít pak po dobu další
miliardy let dráhy stabilní (pokud přežijí to horko!), a obřích planet
se změna hmotnosti Slunce vůbec nedotkne. Na tento vývoj Slunce však doplatí
Pluto, jenž se prostě ztratí v hlubinách kosmického prostoru.
D. Hamilton studoval akreci
planetesimál v rané epoše vzniku sluneční soustavy a ukázal, že vzájemná
přitažlivost planetesimál urychluje tempo akrece a dává vyniknout nejhmotnějším
planetesimálám. Proto se obři planety Jupiter a Saturn dostavěly nejrychleji
již během několika milionů let, pokud mají kamenná jádra. Jestliže vznikly
převážně jako plynné koule, pak jim k tomu stačilo jen pár set let! Jupiter
však vznikl dále od Slunce, než je dnes a na svou současnou dráhu se přemístil
během první stovky milionů let po svém vzniku. V simulaci sledoval autor
vývoj 50 protoplanet po dobu sto milionů let a vskutku obdržel realistické
rozložení terestrických planet sluneční soustavy, avšak s výstřednostmi
a sklony drah k ekliptice až o řád většími, než má dnes Venuše a Země.
Je proto dodnes záhadné, proč tyto planety obíhají v podstatě po kruhových
drahách s malými sklony. Stejně tak není úplně jasné, proč všechny planety
sluneční soustavy obíhají kolem Slunce ve stejném směru.
Tento problém však patrně z větší
části vyřešili trojrozměrnými simulacemi vývoje planetární soustavy
J. Chambers a G. Wetherill. Původní prach v hlavní rovině souměrnosti protoplanetární
mlhoviny se při malých rychlostech slepuje a tak vznikají až 10 km planetesimály.
Při tomto rozměru začíná hrát gravitace planetesimály slepovací úlohu a
vznikají planetární embrya o průměru až 3000 km. Jelikož největší embrya
mají nízké sklony a malé excentricity, jsou nejúčinnějšími lapači dalšího
materiálu. Zbylý plyn v pramlhovině přispívá ke zkruhovění protáhlých eliptických
oběžných drah planetárních embryí. Takto zbytnělá embrya začnou silně rušit
dráhy okolních embryí a dochází k obřím impaktům, takže během 300 milionů
let po zahájení akrečního procesu jsou terestrické planety na dnešních
drahách dostavěny.
Pokračování příště
Jiří Grygar
Věnováno památce čestné
členky České astronomické společnosti RNDr. Marty Chytilové (1907-1998)
|