Psaní výrazů s horním indexem (exponentem): 10^3, je deset na třetí apod. S dolním indexem: 10_t , tj. "t" je pod úrovní řádku ====================================================================== Doslov ke knize Carla Sagana: Komety (nakl. Eminent, Praha 1998): Významné výsledky kometární astronomie v letech 1986-1997 V době, kdy Carl Sagan dokončil rukopis své knihy, blížila se ke Slunci slavná Halleyova kometa, což vyvolalo v život pozorovací kampaň, nazvanou International Halley Watch (IHW - Mezinárodní hlídka pro pozorování Halleyovy komety). Rozsáhlá kampaň přinesla své přímé i nepřímé plody. Přímé v tom smyslu, že se koordinovaným úsilím podařilo získat naprosto jedinečné údaje o tomto kosmickém tulákovi a nepřímé proto, že výsledky inspirovaly celou generaci astronomů k soustředěnému úsilí zkoumat komety jak pozorovatelsky tak teoreticky s hlubším pochopením jejich úlohy v dějinách sluneční soustavy. Není přirozeně možné v krátkém doslovu postihnout všechno, co se v uplynulém období v kometární astronomii odehrálo - proto v závěru připojuji seznam doporučené literatury v českém a případně slovenském jazyku, kde se čtenář může seznámit s problematikou podrobněji. .KP Třicátý návrat Halleyovy komety Zatímco při památném návratu komety v r. 1910 se Halleyovu kometu podařilo poprvé v historii vyfotografovat (plných 8 měsíců před průchodem přísluním), v osmdesátých letech se na její znovuobjevení poprvé použila polovodičová matice typu CCD (tzv. nábojově vázané prvky) ve spojení s obřím 5 m Haleovým dalekohledem na Mt. Palomaru v Kalifornii. Kombinace velkého zrcadla a nesmírně citlivého detektoru, jenž dokázal zaznamenat pouhých 400 fotonů, přicházejících od jádra komety, umožnila kometu poprvé zachytit 16. října 1982 -- více než 40 měsíců před přísluním, jako nepatrnou tečku 25. hvězdné velikosti. Kometa 1P/Halley se v té době nacházela ve vzdálenosti plných 1,6 miliardy km od Slunce, tedy ještě za drahou planety Saturn. Tímto okamžikem tedy započalo koordinované sledování komety jak pozemními tak i kosmickými prostředky, do něhož se postupně zapojilo na 2000 astronomů profesionálů i amatérů z 54 zemí včetně tehdejšího Československa. Náš podíl rozhodně nebyl zanedbatelný - v 12-tičlenném řídícím výboru IHW jsme měli dva zástupce (Ľ. Kresáka a V. Vanýska), podobně jako Američané. Výsledky nejrozsáhlejší pozorovací kampaně v dějinách astronomie byly po jejím ukončení v r. 1990 archivovány na 25 kompaktních discích CD-ROM, což představuje nesmírný poklad v rozsahu 16 GB údajů. Tím je zaručeno, že se pozorování z posledního návratu zachovají budoucím generacím v digitální podobě, vhodné pro automatické zpracování počítači. Pozemní pozorování se zprvu soustředila na co nejpřesnější určování poloh jádra komety kvůli dobré předpovědi dráhy pro období kolem přísluní. Zde sehrála výjimečnou úlohu jihočeská observatoř na Kleti, která se ve světové konkurenci 112 observatoří umístila na skvělém 2. místě. Předpověď byla nutná zejména pro navádění kosmických sond, jež byly ke kometě postupně vypouštěny resp. přesměrovány (americká sonda ISEE-3, zkoumající od r. 1978 interakci plazmatu v okolí Země se slunečním větrem). Tehdejší Sovětský svaz připravil sondy Vega 1 a 2, Japonci vypustili sondy Sakigake a Suisei a Evropská kosmická agentura ESA sondu Giotto, nazvanou na počest italského malíře Giotta di Bondone (1267-1337), jenž zobrazil Halleyovou kometu z r. 1301 na fresce Klanění tří králů v padovské kapli. Všechny sondy byly úspěšné a proletěly během března 1986 chvostem Halleyovy komety, přičemž nejblíže k jádru komety na vzdálenost pouhých 600 km se dostala evropská sonda Giotto, zatímco sovětské Vegy proletěly 8 a 9 tisíc kilometrů od jádra. Japonská sonda Suisei proťala chvost komety ve vzdálenosti 150 tisíc kilometrů od jádra, kdežto Sakigake celých 7 milionů kilometrů od jádra. Konečně v uctivé vzdálenosti 35 milionů kilometrů od jádra se pohybovala americká sonda přejmenovaná na ICE, jež však předtím v září 1985 měřila při tříhodinovém průletu turbulentním okolím vlastnosti jiné periodické komety 21P/Giacobini-Zinner -- mateřského tělesa říjnového meteorického roje Drakonid. Při setkání rychlostí 21 km/s se sonda dostala až na vzdálenost 8000 km od jádra komety a zaznamenala ionty vody a oxidu uhelnatého již ve vzdálenosti asi milion kilometrů od jádra. Proti očekávání sonda nenašla rázovou vlnu na rozhraní kometární magnetosféry, takže porovnání s pozdějšími měřeními komet poukázalo na zcela mimořádnou aktivitu komety Halleyovy, jež z různých škvír na povrchu jádra vydávala obrovské množství prachu a plynu, z nichž se vytvářela bohatá koma a nádherný strukturovaný chvost. Halleyova kometa ztrácela v přísluní za sekundu asi 5 tun prachu a 15 tun plynu a úhrnem během třicátého pozorovaného přiblížení ke Slunci asi miliardu tun materiálu, což představuje 0,5% hmotnosti jádra. To znamená, že kometa nemůže přežít více než 200 přiblížení ke Slunci, neboli pouhých 15 tisíc let. Samotné jádro, zobrazené kamerou sondy Giotto, překvapilo svým zcela nepravidelným tvarem jakéhosi nestvůrného burského oříšku o hlavních rozměrech 16x8x8 km a temností vlastního povrchu, jenž odráží pouze 4 % slunečního světla. Tak tmavý materiál jinde ve sluneční soustavě neexistuje. Jádro rotuje kolem delší osy v periodě 7,1 dne a tato osa se v prostoru kolébá s periodou 3,7 dne, takže osvětlení libovolného místa povrchu se zcela neperiodicky mění. S tím pak souvisí okamžitá aktivita komety, závisející na tom, které škvíry jsou zrovna ozařovány Sluncem. Jádro komety tvoří z větší části vodní led a dále některé křemičité a uhlíkaté porézní horniny, což vysvětluje poměrně nízkou hustotu komety, dosahující jen polovinu hustoty vody v pozemských podmínkách. Po průchodu přísluním se Halleyova kometa zcela v souladu s výpočtem vzdalovala do hlubin sluneční soustavy, její chvost se postupně rozplynul a dokonce i mlhavá hlava komety přestala být viditelná. Astronomové opět jako při objevu komety před přísluním pozorovali slabounké sluneční světlo, odražené od tmavého povrchu kometárního jádra. Tím větší překvapení nám kometa připravila počátkem r. 1991, kdy se její jasnost náhle zvýšila nejméně dvěstěpadesátkrát, kolem zmrzlého jádra se vytvořila vějířovitá prachová koma o průměru až 400 tisíc km, viditelná následujícího nejméně čtvrt roku. V té době se kometa nalézala již ve vzdálenosti 14 AU od Slunce, tedy zhruba na půl cesty mezi Saturnem a Uranem a téměř o půl miliardu kilometrů dále než při objevu v r. 1982. Příčina dramatického zjasnění při odhadované teplotě povrchu jádra -200° C není příliš jasná. Mohlo jít o krystalizaci amorfního vodního ledu, anebo o nějakou překotnou chemickou reakci, k níž došlo v podstatě náhodně při poklesu teploty v mrazivých hlubinách sluneční soustavy. Zatím poslední pozorování komety pocházejí z počátku r. 1994, kdy 3,5 m teleskop Evropské jižní observatoře v Chile zobrazil její jádro jako objekt 26,5. hvězdné velikosti ve vzdálenosti 2,8 miliardy km od Slunce. Kometa byla v té době právě v polovině cesty do odsluní, kterého však v důsledku platnosti 2. Keplerova zákona dosáhne až v r. 2024. Není vyloučeno, že pokrok pozorovací techniky umožní sledovat Halleyovu kometu po celou oběžnou dráhu, neboť dle výpočtu bude v té době jádro komety asi 29,5. velikosti - právě na mezi citlivosti dnešního Hubblova kosmického teleskopu. Od té chvíle se bude kometa znovu vracet ke Slunci stále vyšší rychlostí, takže příští průchod přísluním se odehraje 28. července r. 2061. Stěží lze vytušit, jaké prostředky ke zkoumání komety užijí naši následovníci při tomto jedenatřicátém návratu. I když se mnozí z nás příštího návratu samotné komety nedožijí, přece můžeme drobty Halleyovy komety pozorovat očima každoročně, a to dokonce dvakrát, v květnu a říjnu. Rozptýlené prachové částice komety vytvářejí totiž podél celé dráhové elipsy jakousi vlečku, která na dvou místech protíná zemskou oběžnou dráhu a v době, kdy Země prochází těmito body, pozorujeme meteorické roje, nazvané dle polohy radiantu Akvaridy (souhvězdí Vodnáře) a Orionidy. V těchto vlečkách je úhrnem uloženo o řád více hmoty než kolik obsahuje dnešní jádro komety! .KP Kosmické sondy k dalším kometám Historicky první průlet sondy v blízkosti komety se uskutečnil v září 1985, když americká sonda ICL změnila povelem se Země dráhu a přejmenována na ICE (International Cometary Explorer) navštívila kometu 21P/Giacobini-Zinner takříkajíc po cestě ke kometě Halleyově. Sonda však nebyla vybavena kamerou, takže se soustředila pouze na měření koncentrace iontů a dalších fyzikálních parametrů poblíž jádra nepříliš aktivní komety s krátkou oběžnou dobou necelých 7 roků. Kometa je mateřským tělesem polopravidelného meteorického roje Drakonid (s radiantem v souhvězdí Draka), jenž je mírně činný každoročně kolem 10. října, ale čas od času se projeví nepřehlédnutelným meteorickým deštěm (naposledy v r. 1946). Zatímco sonda ICE navštívila jinou kometu v předstihu před setkáním s kometou Halleyovou, u sondy Giotto tomu bylo naopak. Ačkoliv při těsném přiblížení k jádru komety byla částečně poškozena srážkami s prachovými částicemi komy při rychlosti 68 km/s, podařilo se s ní opět navázat spojení a prostřednictvím gravitačního pole Země (metodou gravitačního praku) ji nasměrovat ke krátkoperiodické (oběžná doba 5,1 roku) kometě 26P/Grigg-Skjellerup, s níž se setkala 10. července 1992, když proletěla ve vzdálenosti pouhých 125 km od jádra. Současně šlo o již 17. pozorovaný návrat komety ke Slunci (pouze komety Encke a Halley byly pozorovány při více návratech). Setkání se dělo poměrnou nízkou rychlostí 14 km/s, takže průzkum vlastností prachových zrnek, chemického složení komy a magnetického pole proběhl bez rušivých vlivů. Sonda odhalila první kometární ionty ve vzdálenosti 600 tisíc km od jádra a plynnou komu již 50 tisíc km od jádra. Prachová koma se prostírala do vzdálenosti 20 tisíc km od jádra a ve vzdálenosti 17 tisíc km odhalila sonda přítomnost zvlněné obloukové rázové vlny (rozhraní mezi slunečním větrem a magnetosférou komety). Samotné jádro komety má průměr 1 kilometr, takže v porovnání s kometou Halleyovou je pouhým trpaslíkem. Dva týdny po tomto průletu byla sonda opět uvedena do zimního spánku, z něhož se už asi neprobudí pro nedostatečnou zásobu paliva pro příští korektury dráhy. Obdobně postupovali při přesčasovém využití sondy Sakigake Japonci, kteří při následných průletech sondy v blízkosti Země v letech 1992-95 využili zemské gravitace k jejímu přesměrování ke krátkoperiodické kometě 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, objevené r. 1948 a obíhající kolem Slunce v periodě 5,2 roku. Sonda dospěla ke kometě 3. února 1996 - právě den před jejím největším přiblížením k Zemi ve vzdálenosti 25 milionů km. Sonda proletěla zhruba 10 tisíc km od jádra komety a zjistila, že průměr jádra činí pouhých 700 metrů, a že má tvar protáhlé "šišky" o poměru os 3:1. Asi 10% povrchu jádra komety je aktivní, tj. vyvěrá odtud plyn a prach, tvořící komu komety. Teprve v r. 2003 plánuje Evropská kosmická agentura ESA vypuštění kvalitativně dokonalejší sondy ROSETTA, která má v r. 2011 dospět ke krátkoperiodické kometě 46P/Wirtanen a stát se její oběžnicí. Kometa Wirtanen byla objevena r. 1947 a obíhá kolem Slunce v periodě 5,5 roku, přičemž v přísluní se dostává téměř na úroveň poloměru zemské dráhy, což usnadňuje její dostižení. Dosud byla pozorována při 8 návratech ke Slunci, a proto je i výpočet její budoucí dráhy, nutný k úspěšnému manévru sondy dostatečně přesný. .KP Srážky komet s tělesy sluneční soustavy Patrně prvním badatelem, kdo uvažoval o takových střetech, byl francouzský přírodovědec Georges Buffon (1707-1788). Domníval se, že do osamělého Slunce kdysi narazila obrovská kometa a rozmetala jeho odštěpky, z nichž se pak utvořily planety v prostoru dnešní sluneční soustavy. O srážce komety se Zemí pojednal ve svém spisu Na kometě (1877) i proslulý francouzský spisovatel sci-fi Jules Verne. Astronomové se vůči uvedeným domněnkám tvářili převážně zcela odmítavě. Brzy totiž zjistili, že komety jsou tělesy jen slabě soudržnými a jejich výskyt na obloze je tak vzácný, že pravděpodobnost srážky se Sluncem, Zemí, či jiným kosmickým tělesem se zdála i během dlouhých geologických údobí naprosto zanedbatelná. Teprve v posledních dvaceti letech se názor na riziko kometárních srážek výrazně změnil. Především se ukázalo, že komet zdaleka není tak málo, jak se nám z pozorování zdá. Zásluhou holandských astronomů Jana Oorta a Geralda Kuipera jsme se dozvěděli o existenci rozsáhlého Oortova mračna a Kuiperova pásu na periferii sluneční soustavy, v němž se nacházejí snad až biliony kometárních jader. Teorie chaosu potvrdila, že dráhy komet podléhají náhlým a velkým změnám na časové stupnici milionů let, a že valná část původně dlouhoperiodických komet se postupem doby stane krátkoperiodickými, čímž pravděpodobnost střetu s planetami a jejích měsíci resp. se Sluncem výrazně vzrůstá. Nejdůležitější argumenty však přinesla pozorování novými technikami. V letech 1979-1985 sledovala americká umělá družice P78-1 bezprostřední sluneční okolí (korónu) prostřednictvím koronografu Solwind a při pravidelném snímkování tak postupně odhalila šest komet, jež se vysokou rychlostí přes 500 km/s pohybovaly směrem ke Slunci a téměř určitě se všechny se Sluncem posléze srazily. Samozřejmě to neznamenalo žádnou katastrofu, jak si myslel Buffon, neboť hmotnost kometárních jader je vůči hmotnosti Slunce naprosto zanedbatelná - asi jako když na úbočí Mt. Everestu dopadne sněhová vločka. Také další umělé družice, sledující Slunce v posledních patnácti letech (Solar Maximum Mission a zejména SOHO) nalezly na záznamech korony větší počet komet, jež se se Sluncem vzápětí srazily. Družice SOHO objevuje nyní takové případy doslova na běžícím pásu tempem jedna srážka měsíčně. To ovšem znamená, že v průběhu existence sluneční soustavy dopadlo do Slunce přinejmenším 10-100 miliard komet, což úhrnem představuje přibližně hmotu naší Země, ale ani to Slunci nijak nevadí a nijak patrně je to neovlivnilo. Ostatní tělesa sluneční soustavy však mohou být srážkami s kometami přece jen poněkud poznamenána. Na naši Zemi mohou komety dopadat rychlostmi až 72 km/s, zatímco planetky se se Zemí srážejí nanejvýš rychlostí 23 km/s. Jelikož kinetická energie nárazu je úměrná druhé mocnině rychlosti střetu, může jádro komety napáchat až desetkrát větší škodu než stejně hmotná planetka. Naštěstí pro nás je pravděpodobnost střetu Země s kometou podstatně nižší než pro planetky, takže v nejbližších tisíciletích se nemáme čeho bát. Intervaly mezi srážkami komet se Zemí činí dle výpočtu Ľubora Kresáka v průměru téměř sto milionů roků, ale to na druhé straně znamená, že v geologické minulosti Země se takové vzácné úkazy odehrály již mnohokrát. Někteří odborníci dokonce soudí, že při takových setkáních Země získala jednak životodárnou vodu a jednak snad i nějaké primitivní zárodky života. V komách komet byly totiž spektroskopicky objeveny organické sloučeniny, které představují stavební kameny pro život. O tom, že v zásadě jsou srážky komet s planetami možné, nás ovšem zcela názorně přesvědčil příběh, který započal naprosto nevinně 24. března 1993 na známé americké observatoři Mt. Palomar v Kalifornii. Manželé Carolyn a Eugene Shoemakerovi společně s kanadským astronomem-amatérem Davidem Levym tam pravidelně dojížděli z Arizony v období kolem novoluní, aby snímkovali oblohu širokoúhlou Schmidtovou komorou s cílem objevovat nové planetky-křížiče zemské dráhy a také komety. V letech 1983-94 tak úhrnem objevili 47 komet, z toho paní Shoemakerová 32 komet, čímž se stala nejúspěšnější objevitelkou komet ve XX. století. Zmíněnou noc však nebylo nijak příznivé počasí a tak váhali s expozicí oblohy. Měli totiž akutní nedostatek fotografických desek, takže nakonec na naléhání Davida Levyho použili poslední desku z krabice s prošlou záruční lhůtou. Po vyvolání snímku si všichni oddechli, neboť emulze byla naštěstí v pořádku. Paní Shoemakerová při rutinní prohlídce záběru pod mikroskopem však nalezla naprosto nezvyklý objekt ve tvaru jakési mlhavé úsečky - jakoby na kometu "někdo šlápl", jak to později popsala. O dva dny později jejich kolega J. Scotti v Arizoně při snímkování velkým teleskopem zjistil, že ona úsečka se ve skutečnosti skládá z celé série mlhavých jadérek, následujících za sebou jako korálky na šňůrce - čili že jde o kometu rozpadlou přinejmenším na 5 úlomků. To bylo opravdu mimořádně neobvyklé, neboť pokud se komety rozpadají, tak nanejvýš na dva až čtyři úlomky. Podrobnější snímky velkými teleskopy vzápětí ukázaly, že u komety Shoemaker-Levy 9 je těch úlomků přes dvacet. Pohybovaly se po obloze pospolu po totožné dráze, a tudíž bylo zřejmé, že odpovídají jedinému původnímu tělesu. V květnu 1993 zjistili američtí a japonští teoretici, že alespoň některé z úlomků se v polovině následujícího roku střetnou s Jupiterem, když se mezitím ukázalo, že celá tato kometární šňůrka obíhá po eliptické dráze nikoliv kolem Slunce, ale právě kolem Jupiteru. Další výpočty prokázaly, že již 8. července 1992 se původní kometa o průměru jádra nějaké 3 kilometry dostala do kritické blízkosti k Jupiteru na vzdálenost pouhých 21 tisíc kilometrů od jeho vnějších oblačných vrstev, a zcela ve shodě se známými fyzikálními zákony byla roztrhána na kusy slapovým gravitačním působením nejhmotnější planety sluneční soustavy. Slapovým rozpadem se také zvýšila její aktivita, a proto se ji podařilo vůbec nalézt. Od té chvíle se započaly celosvětové přípravy na pozorování "srážky tisíciletí", jak byla událost poprávu nazvána. Pozemní i kosmické aparatury byly připraveny stejně jako světová počítačová síť Internet, jež v průběhu týdne od 16. do 22. července 1994 prodělala svou zatěžkávací zkoušku, když během 10 dnů zaznamenala na 2 miliony přístupů na ústřední počítač v americkém Baltimoru. První zpráva o dopadu úlomku A na Jupiter přišla ze Španělska a byla vzápětí potvrzena snímkem z Hubblova kosmického teleskopu (HST). Čas dopadu souhlasil s předpovědí na několik málo minut a velikost odezvy ohromila i největší optimisty. Na místě dopadu byla vidět oválná teplá skvrna, jež posléze ztmavla a setrvala ve své poloze několik týdnů. Po dopadu největších a patrně i nejhmotnějších úlomků G, H, K, L, Q a W byly pozorovány výtrysky hmoty nad okraj Jupiterova oblačného příkrovu, polární záře a další výrazné změny, které svědčily o tom, že při dopadu se uvolnila energie řádu 10^21 J, tj. asi třicetkrát vyšší, než kdyby na Zemi vybuchly naráz všechny jaderné nálože v arzenálu nukleárních mocností. Úlomky totiž vstupovaly do Jupiterovy atmosféry rychlostí 60 km/s a jejich rozměry před výbuchem dosahovaly téměř 1 km. Vlivem slapové deformace a aerodynamického tření se čelní plocha úlomků drobila a tím se zvyšoval odpor ve směru letu. Nakonec se každý úlomek v atmosféře planety téměř zastavil a jeho kinetická energie se rázem změnila v teplo a rázovou vlnu - došlo k dramatickému výbuchu a vzniku rychle se rozpínající ohnivé koule o teplotě srovnatelné s teplotou povrchu Slunce (8000 K). Ohnivá koule rychle stoupala v atmosféře vzhůru a vymrštěné částečky dokonce vyletěly z atmosféry do výšky až 3000 km, odkud se po balistických drahách vracely zpět k Jupiteru, čímž vyvolaly druhotné zjasnění na místě dopadu. Tmavé skvrny se postupně roztáhly na rozměry větší než Země, tj. až na 20 tisíc km a vlivem atmosférického proudění se postupně slévaly a vytvořily tmavý pás nad jižní polokouli planety. Pás bylo možné se Země pozorovat ještě půl roku po vlastní srážce. Výsledky měření z pozemních dalekohledů, vybavených infračervenými detektory, jakož i záběry z HST a kosmické sondy Galileo se podařilo dobře objasnit a srovnat s teoretickými výpočty. Tak se celý úkaz stal klíčem k lepšímu pochopení nebezpečí takových střetů komet se Zemí. Výpočet rovněž prokázal, že obdobné srážky s Jupiterem se odehrávají v průměru jednou za několik tisíciletí, takže úkaz z r. 1994 je opravdu velmi vzácný. Teprve pak si odborníci všimli, že na snímcích družic Ganymed a Callisto z kosmických sond Voyager 1 a 2 lze spatřit celé řetízky impaktních kráterů, jež jsou téměř jistým dokladem toho, že kometární korálky dopadaly i na tyto měsíce v dávné minulosti sluneční soustavy. Scénář bude vždy zřejmě dosti obdobný. Mocná přitažlivost Jupiteru zachytí kometu, směřující původně ke Slunci a usadí jí na eliptické dráze kolem planety. Dříve či později pak dojde k těsnému přiblížení komety k Jupiteru, což ji slapově roztrhá na menší úlomky. Ty se posléze střetnou buď s Jupiterem nebo s některou jeho větší družicí (uvažme, že Ganymed je o něco větší a Callisto stejně velká jako planeta Merkur). Zároveň jsme si zřetelně uvědomili, že Jupiter roztahuje svůj gravitační ochranný deštník i nad vnitřními planetami sluneční soustavy, včetně naší Země. Díky tomu, že "vychytává" komety, směřující do nitra planetární soustavy z Oortova mračna a Kuiperova pásu, jim fakticky zabraňuje, aby příliš často padaly na Zemi. Ačkoliv Země je pouze 318krát méně hmotná než Jupiter, srážky Země s kometami jsou přinejmenším 30tisíckrát vzácnější než u Jupiteru, takže lze doslova říci, že přítomnost Jupiteru ve sluneční soustavě zvyšuje naši bezpečnost stokrát. .KP Význačné komety posledního desetiletí Pouze pět komet (Halleyova, Enckova, Bielova, Lexellova a Crommelinova) v nejnovějším katalogu komet nenese jména prvních objevitelů. Všichni víme, že mezi ně patří nejznámější kometa Halleyova, pojmenovaná na počest astronoma, jenž rozpoznal její periodicitu. Méně známý je však případ komety Enckovy, objevené r. 1786 francouzským astronomem P. Méchainem a pozorované opět v letech 1795, 1808 a 1818. Je však nazvána až po německém astronomovi Johannovi Enckovi (1791-1865), který jako první prokázal, že ve všech případech šlo skutečně o tutéž kometu, jelikož do výpočtu její dráhy poprvé zahrnul tzv. negravitační síly (jde vlastně o raketový efekt, vyvolaný nestejnoměrným odpařováním prachu a plynu z rotujícího jádra komety). Kometa 2P/Encke se honosí vůbec nejkratší oběžnou dobou mezi všemi vlasaticemi - pouze 3,3 roku; proto také byla pozorována při svých návratech nejčastěji. V červenci 1997 prošla od svého objevu přísluním už po padesátéosmé a 4. července byla mimořádně blízko Zemi (28 milionů km), takže byla viditelná i v běžném triedru. Třetí kometou, která nenese jméno objevitele, je pak kometa 3D/Biela, kterou poprvé nalezl Francouz Jacques Montaigne r. 1772 a znovu nezávisle Jean Pons v r. 1805. Rakouský setník baron Wilhelm von Biela (Vilém z Bílé, z rodu pánů z Bělé v severočeských Řehlovicích) objevil tuto kometu potřetí 27. února 1826 v pevnosti Josefov na základě důvodného podezření, že předešlé dvě komety představují identické těleso, obíhající kolem Slunce v periodě 6,7 roku. Biela svým výpočtům věřil natolik, že do programu hledání komety zapojil i strážní hlídky v pevnosti. O 10 dnů po něm objevil kometu nezávisle francouzský astronom J. Gambart, ale právě proto, že Biela správně spočítal oběžnou dobu a kometu objevil cíleně, dostala kometa jeho jméno. Jenže r. 1846 se ukázalo, že kometa Biela se rozpadla na dva a později na 4 části a ty byly naposledy pozorovány při návratu r. 1852. Od té doby kometu již nikdo nespatřil - proto u jejího označení čteme písmeno D (decayed - zaniklá). Zato se dne 27. listopadu 1872 v její dráze poprvé pozoroval velký meteorický déšť Andromedid, jenž se ve dvojnásobné intenzitě zopakoval 27. listopadu 1885 a v rychle klesající četnosti meteorů ještě v letech 1892 a 1899. Podle výpočtů z r. 1997 se Andromedidy mohou opět objevit v r. 2120, jelikož na změnu jejich dráhy vůči Zemi působí gravitační poruchy Jupiteru. Nejnověji jsme byli svědkem rozpadu komety doslova před našima očima koncem léta 1994, kdy Donald Machholz objevil 13. srpna kometu P/Machholz 2. Americký astronom-amatér Machholz začal lovit komety v r. 1975 a svůj první úlovek docílil až v září 1978 po plných 1700 hodinách pátrání na noční obloze. Na svou druhou kometu musel čekat až do r. 1985 dalších 1742 hodin. Teprve pak se mu nezměrná trpělivost začala vyplácet, takže během 20 let, 2500 pozorovacích nocí a 5600 hodin hledání našel celkem 9 komet, což v průměru představuje 622 hodin na jeden objev. Posledně jmenovaná Machholzova kometa byla sledována řadou autorů, kteří v období od 28. srpna do 6. října rozpoznali její rozštěpení na nejméně pět složek; z toho tři složky odhalil mladý ondřejovský astronom Petr Pravec. Kometa má oběžnou dobu 5,2 roku a bude jistě docela napínavé zjistit, co z ní zbylo při jejím nejbližším návratu koncem r. 1999. Sotva utichl rozruch kolem Machholzovy rozpadající se komety, přišel další nečekaný kometární objev, o nějž se zasloužili opět Američané, Alan Hale a Thomas Bopp, kteří nezávisle našli 23. července 1995 novou kometu 11. magnitudy poblíž kulové hvězdokupy M 70 v souhvězdí Střelce. Bopp pozoroval kometu v poušti a tak musel uhánět autem plných 140 km k nejbližší poště, odkud poslal do centrály pro astronomické telegramy v americké Cambridži svou zprávu. Na základě jejich společného objevu (kometa dostala nové označení 1995 O1) se pak zdařilo Australanovi Robertovi McNaughtovi nalézt kometu na snímku z dubna 1993, kdy byla kometa teprve 18,5 mag a vzdálena plných 13 AU od Slunce. Toto dodatečně objevené časné pozorování neobyčejně usnadnilo přesný výpočet budoucí dráhy, z něhož vyplynulo, že v době kolem průchodu přísluním 1. dubna 1997 by mohla být jednou z nejjasnějších komet moderní doby. Astronomy totiž nejvíce překvapilo, že navzdory značné vzdálenosti 7 AU (na půl cesty mezi Saturnem a Jupiterem) byla kometa v době objevu překvapivě jasná - asi desettisíckrát (!) jasnější než v téže vzdálenosti před průchodem přísluním byla kometa Halleyova. Odvážný předpoklad o značné jasnosti komety vyšel na sto procent. Kometa Hale-Bopp byla vidět očima již na konce léta 1996 a před průchodem přísluním se svou jasností téměř vyrovnala nejjasnější hvězdě oblohy Síriovi. Přitom zůstávala poměrně daleko od Země - nejblíže Zemi byla 23. března 1997 ve vzdálenosti 195 milionů kilometrů, kdežto ke Slunci se nejvíce přiblížila na 140 milionů kilometrů. V té době byla nádherně viditelná po celé severní polokouli díky tomu, že se pohybovala prakticky kolmo k ekliptice. Od poloviny května se však přesunula na polokouli jižní, kde byla očima viditelná až do října 1997. V r. 1998 stačil k jejím sledování na jižní polokouli obyčejný triedr a lze téměř s jistotou odhadnout, že v dosahu velkých pozemských dalekohledů zůstane až do počátku příštího století. Tyto údaje samy o sobě svědčí o obrovitosti komety a její mimořádné aktivitě. Podle všeho má jádro komety vskutku mimořádné rozměry blížící se 50 km. Kometa obíhá v periodě 3800 roků, takže když tu byla naposledy, asi nebylo nikoho, kdo by o tom zanechal písemné sdělení. V jejím plynném obalu byla objevena velká řada prvků i sloučenin a její bohatý chvost se skládal ze tří hlavních součástí, tj. nažloutlého prachového chvostu, namodralého iontového chvostu a dále ze vzácného monochromatického chvostu neutrálního sodíku. V polovině prosince 1997 se navíc vynořil tzv. protichvost, směřující ke Slunci, jenž byl viditelný až do poloviny ledna 1998. Koncem ledna 1996 objevil další nečekanou kometu (1996 B2) japonský astronom-amatér Jodži Hjakutake, rovněž jako objekt 11. magnitudy. Kometa se pohybovala sluneční soustavou zpětně proti směru oběhu planet (tj. retrográdně) a vykazovala rovněž vysoký sklon vůči ekliptice. Již 25. března 1996 se nacházela nejblíže Zemi ve vzdálenosti pouhých 15 milionů kilometrů. Právě velká blízkost k Zemi a výrazně skloněná dráha způsobila, že i tato kometa byla dobře viditelná očima a dosáhla jasnosti -0,8 magnitudy, tj. byla jasnější než všechny hvězdy severní polokoule. Navíc se v té době promítala do blízkosti Polárky, takže jsme ji u nás mohli sledovat celou noc jako svéráznou hodinovou ručičku, neboť její chvost se rovněž neustále odvracel od Slunce. Dne 1. května 1996 prošla přísluním ve vzdálenosti pouhých 35 milionů kilometrů (1,6krát blíže ke Slunci než planeta Merkur) a honosila se chvostem o délce až 100°, což je nový rekord pro komety. V době, kdy byla Zemi nejblíže, se zdařila její detekce radiolokátorem na observatoři Goldstone v Kalifornii, z čehož vyplynulo, že její jádro má průměr pouhé 2 km a rotuje kolem osy v periodě 6,2 h. Přiblížení k Zemi též změnilo oběžnou dráhu s předchozí periodou 7 700 let na protáhlejší s periodou 14 300 let. Největším překvapením se však nepochybně stal objev měkkého rentgenového záření komety, učiněný družicí ROSAT dne 27. března 1996 a zopakovaný ještě jednou v druhé polovině června téhož roku. Rentgenový zdroj s výraznými změnami intenzity během pouhých hodin měl tvar srpku a byl posunut o 30 tisíc km od jádra komety směrem ke Slunci. Objev inspiroval odborníky k prohlídce rentgenového archivu družice ROSAT, v němž se pak zdařilo dodatečně odhalit obdobné rentgenové záření u komet 1991b (Arai) v listopadu 1990 (tedy 6 týdnů před optickým objevem!), 1990i (Cušija-Kjuči) rovněž v listopadu 1990 a Levy 1990c od září 1990 do ledna 1991. Analogicky se pak podařilo odhalit rentgenové záření obří komety Hale-Bopp, přestože se k Zemi nikdy příliš nepřiblížila. Kde se bere rentgenové záření komet, je tak trochu záhada. Teploty jader komet v okolí Země sotva přesahují 0° C a je fyzikálně zcela vyloučeno, aby při tak nízké teplotě vznikalo rentgenové záření. Proto je také žádný astronom nikdy nehledal a první výskyt tohoto vysoce energetického záření u komety Hjakutake byl nesmírným překvapením. Proto je téměř jisté, že v celé záležitosti hraje hlavní roli Slunce, přesněji sluneční vítr, který ze Slunce nepřetržitě proudí všemi směry. Asi 1% elektricky nabitých částic slunečního větru představují ionty kyslíku, dusíku a neonu zcela zbavené elektronových obalů. Když se tyto ionty střetnou s plynem v komě, půjčují si elektrony od neutrálních atomů a molekul kometárního plynu. Elektrony zachycené na vnějších vysoce vzbuzených hladinách, pak seskakují na hladiny nižší a přitom vydávají rentgenové záření. .KP Meteorické roje a deště V r. 1866 prokázal italský astronom Giovanni Schiaparelli, že kometa objevená v r. 1862 L. Swiftem a H. Tuttlem má dráhu shodnou s drahou známého meteorického roje Perseid, jenž pozorujeme každoročně s maximem kolem 12. srpna. Byl to první důkaz genetické souvislosti komety a meteorického roje, dnes již snadno vysvětlitelný tím, že každá kometa se při přiblížení ke Slunci drobí a prachové částice vymrštěné z jejího jádra postupně vytvářejí protáhlou vlečku, jež za dostatečně dlouhou dobu prakticky vyplní celou dráhovou elipsu. Pokud tato eliptická dráha protíná oběžnou dráhu Země, pozorujeme každoročně kolem téhož data meteory, jež vstupují do zemské atmosféry týmž směrem a rychlostí a vlivem perspektivy je vidíme jakoby směřovat od společného úběžníku, jemuž říkáme radiant meteorického roje. Schiaparelli odhadl oběžnou periodu komety na 120 let, ale v r. 1982 jsme na její návrat čekali marně. Ředitel Úřadu pro astronomické telegramy v americké Cambridži Brian Marsden si však v r. 1973 všiml, že kometa P109/Swift-Tuttle je nejspíše totožná s jasnou kometou Kegler viditelnou r. 1737 a to mu umožnilo podstatně zlepšit přesnost předpovědi návratu komety až na prosinec 1992. Vskutku, v září 1992 se kometu podařilo nalézt a v listopadu téhož roku, kdy byla kometa k Zemi nejblíže, ji bylo možné zahlédnout u nás i očima. Přísluním prošla 12. prosince téhož roku, ve výtečné shodě s Marsdenovou předpovědí. Současně však vznikla mírná panika, neboť Marsdenovy výpočty ukázaly, že při příštím návratu v létě r. 2126 se kometa natolik přiblíží k Zemi, že nevypočitatelné negravitační síly by mohly dokonce způsobit její srážku se Zemí 14. srpna 2126 rychlostí 61 km/s! To by znamenalo strašnou katastrofu - jádro této komety je totiž nejméně o řád hmotnější než jádro komety Halleyovy. Zpřesněný výpočet po r.1992 však ukázal, že nám v r. 2126 žádné nebezpečí nehrozí. Kometa bude nejblíže k Zemi ve vzdálenosti 1,6 milionu kilometrů až v r. 3044 a pak znovu r. 4479, kdy proletí 6 milionů kilometrů od Země. Další dráhový vývoj už tak přesně spočítat neumíme. Pokud se během následujících 20 tisíc let kometa Swift-Tuttle se Zemí nesrazí, přejde na novou dráhu, kdy bude křížičem Slunce, a to ji nakonec také zahubí. Horace Tuttle se podílel v r. 1865 společně s Ernstem Tempelem z Marseille též na objevu komety 55P/Tempel-Tuttle s oběžnou periodou 33 let. Dodatečně se zjistilo, že kometu pozorovali Číňané již v r. 1366 a v Evropě Gottfried Kirch v říjnu 1699. Tato kometa je mateřským tělesem podivuhodného meteorického roje Leonid, pozorovatelného každoročně jako nepříliš výrazný roj v polovině listopadu. První záznam o Leonidách pochází z Číny z r. 585 n.l. a znovu byly zaznamenány v letech 902 a 1202 n.l. Avšak jednou za 33 let se Leonidy stávají nádhernou a nezapomenutelnou podívanou, kdy šťastlivci mezi pozorovateli spatří opravdové "padání hvězd" neboli meteorický déšť. Takové deště Leonid trvají sice jen několik desítek minut, ale v tu dobu je celá obloha doslova poseta létavicemi a v přepočtu na celou hodinu by jediný pozorovatel mohl zaznamenat očima tisíce ba i desetitisíce meteorů! Je zřejmé, že někde poblíž jádra komety se nalézá zhuštěné "vlákno" prachových částic, které byly z jádra komety vyvrženy nedávno, takže se ještě nestačily rozptýlit podél celé eliptické dráhy. Takové deště Leonid byly pozorovány v letech 1799, 1833, 1866, 1899, 1932 a zejména 1966. Právě pozorování deště Leonid v r. 1833 lze označit za počátek vědeckého zájmu o studium meteorických rojů, neboť tehdy poprvé si pozorovatelé uvědomili, že meteory jakoby vylétají z jediného úběžníku (radiantu) a podle jeho polohy v souhvězdí Lva dostal meteorický roj svůj název. Všechno nasvědčuje tomu, že příští repríza meteorického deště Leonid se uskuteční 17. listopadu 1998 a 18. listopadu 1999. Celý úkaz však bude trvat nanejvýš hodinu, takže pravděpodobnost, že se štěstí usměje na střední Evropu - a budeme zde mít navíc v půlce listopadu jasno - je pranepatrná. Nicméně již v posledních letech se vyznačovaly Leonidy vyššími počty a zejména velkými jasnostmi svých meteorů (tzv. bolidy). To ovšem nevěstí nic dobrého pro umělé družice Země, které se mohou snadno stát terči pro velmi rychlé Leonidy, vstupující do zemské atmosféry téměř rekordní možnou rychlostí 71 km/s (!) a tudíž ničící vše, co jim přijde do cesty. .KP Vztah komet a planetek V učebnicích astronomie se odlišují komety a planetky jako samostatné skupiny objektů meziplanetární látky. Liší se především drahami, neboť komety se pohybují po velmi protáhlých elipsách s libovolnými sklony k ekliptice, takže mnohé vlastně obíhají sluneční soustavou v protisměru. Naproti tomu planetky obíhají po drahách jen mírně eliptických, s malými sklony vůči ekliptice a ve smyslu souhlasném se směrem oběhu planet. Klasické planetky se navíc nacházejí v prostoru mezi Marsem a Jupiterem s typickou vzdáleností necelé 3 AU a oběžnou dobou kolem 5 let. Hlavní rozdíl však nacházíme v jejich vnitřní struktuře. Planetky jsou typicky kamenná tělesa s příměsí kovů a střední hustotou kolem 2,5násobku hustoty vody, zatímco jádra komet jsou křehká, porézní a se střední hustotou pouhých 50% hustoty vody v pozemských podmínkách. Jádra komet obsahují snadno těkavé látky (především vodní led a led oxidu uhelnatého), jež se při přiblížení komety již na vzdálenost 6 AU od Slunce začínají výrazně odpařovat a unikají škvírami rozbrázděného povrchu jádra komety do okolního prostoru, přičemž sebou strhávají prachové částice - tak vzniká koma, která překryje vlastní obraz jádra komety. Proto jsou také komety zdrojem meteorických rojů - proudu drobných částeček, jež po desítkách oběhů vyplní celou eliptickou dráhu. Nicméně tento klasický obraz byl v posledním dvacetiletí narušen především objevem řady planetek, které vybočují z hlavního pásma buď směrem dovnitř k Zemi nebo naopak směrem ven k Saturnu, Uranu a Neptunu. Planetky, které protínají nebo se alespoň svou drahou přibližují k Zemi, nazýváme souhrnně křížiči. Jejich dráhy nejsou dlouhodobě příliš stálé, takže nám hrozí jisté nebezpečí, že se taková tělesa se Zemí srazí. Dosud známe stěží 200 křížičů s rozměry od několika desítek metrů až po 40 km. Srážku s planetkou o průměru 60 metrů jsme si už v tomto století odbyli - byl to proslulý tunguzský meteorit z 30. června 1908, jenž vybuchl nad zemí ve výši asi 8 km a jehož tepelná a rázová vlna zničila území o rozloze asi 2000 km^2. Stejně velká kometa by nám neublížila, jelikož její křehké a řídké jádro by při téže rychlosti vstupu do zemské atmosféry asi 15 km/s vybuchlo již ve výši přes 50 km nad zemí. Celosvětové katastrofy však mohou způsobit křížiči od průměru 5 km, a takových těles je v našem okolí alespoň tisíc, takže většina z nich dosud objevena nebyla. Proto se v posledním desetiletí astronomové snaží zlepšit citlivost a hlavně soustavnost sledování oblohy, abychom křížiče větších rozměrů včas rozpoznali a mohli tak s předstihem počítat jejich budoucí dráhy a případnou hrozbu srážky. Soudilo se, že vhodným přístrojem bude zejména infračervený dalekohled na družici IRAS, ale toto očekávání se nesplnilo. IRAS pracovala na oběžné dráze kolem Země v r. 1983 a jednou z mála planetek, křižujících zemskou dráhu, kterou objevila, se stala planetka (3200) Phaeton. K překvapení všech se zjistilo, že parametry její dráhy naprosto souhlasí s bohatým pravidelným meteorickým rojem - prosincovými Geminidami, jež mají radiant v souhvězdí Blíženců. Phaeton má oběžnou dobu 1,6 roku a délku velké poloosy 1,35 AU. To skvěle souhlasí s dráhovými elementy pro Geminidy, jež jsou rojem mimořádně mladým v tom smyslu, že na Zemi jsme je mohli poprvé pozorovat až r. 1862. Svědčí to ovšem opět o gravitačních poruchách - roj sám je určitě mnohem starší, když jeho mateřské těleso se dnes navenek jeví jako stoprocentní planetka bez nejmenšího náznaku komy. To znamená, že zkrátka existují i vyhaslé komety, které sluneční záření již k ničemu neprobudí a jedině meteorické vlečka může prozradit jejich skutečnou podstatu. Výpočty dále ukázaly, že gravitační poruchy Země povedou k dalším změnám dráhy planetky Phaeton, která r. 2113 proletí těsně kolem Země ve vzdálenosti pouhých 200 tisíc km, tj. na půl cestě k Měsíci. Tento průlet však bude současně posledním setkáním, neboť se uplatní gravitační prak Země a Phaeton překročí únikovou rychlost a vydá se na nekonečnou cestu do mezihvězdného prostoru. Další převlečenou kometou se stala planetka (2060) Chiron, nalezená Charlesem Kowalem v r. 1977 v tehdy rekordní vzdálenosti od Slunce 16 AU, tedy mezi Uranem a Saturnem. Chiron má velmi protáhlou dráhu s oběžnou dobou 51 let, na níž se od svého objevu pohyboval směrem ke Slunci. Jeho průměr se odhadoval na necelých 200 km. Tím větší bylo překvapení astronomické obce, když se v r. 1988 kolem Chironu, jenž se mezitím přiblížil na vzdálenost 12 AU od Slunce, objevila plynná koma o průměru 600 000 km, skládající se zejména z oxidu uhelnatého, metanu a dusíku. Nezbylo než toto podivuhodné obrovité těleso o hmotnosti asi miliontiny hmotnosti Země zařadit mezi komety pod označením 95P/Chiron. V únoru 1996 prošel Chiron přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU od Slunce (byl tedy o něco blíže ke Slunci než je Saturn), ale k úžasu všech se jeho koma předtím zcela rozplynula. Uvidíme, co se bude dít za nějakých dvacet let v odsluní ve vzdálenosti 19 AU, tedy na úrovni planety Uran. Od té doby astronomové našli asi půltuctu těles s obdobnými dráhovými parametry jaké má Chiron. Žádné z nich však kometární aktivitu nevykazuje. Souhrnně je nazýváme Kentauři a výpočty poukazují na dlouhodobou nestabilitu jejich drah. Jestliže přesto ve sluneční soustavě nějací Kentauři dosud jsou, znamená to, že jejich únik na jedné straně musí být vyrovnáván přírůstkem odjinud - patrně z periférie planetární soustavy. Již kolem r. 1950 astronomové nepřímo zjistili, že na periférii sluneční soustavy se musí nacházet nesmírně rozsáhlá zásobárna komet. Zásluhou význačného holandského astronoma Jana Oorta (1900-1992) jsme se přesvědčili o jakési kulové slupce, obepínající celou sluneční soustavu až do vzdálenosti nějakých 100 000 AU, jež obsahuje v kosmickém vakuu a mrazu -250°C plných bilion kometárních jader o úhrnné hmotnosti až stonásobku hmotnosti Země. Zásluhou Oortova krajana Geralda Kuipera pak víme také o výskytu kometárních jader v plochém disku v rovině ekliptiky sluneční soustavy mezi 40 AU a 1000 AU. Kuiperův pás obsahuje nejméně miliardu kometárních jader, jejichž úhrnná hmotnost dosahuje asi 10% hmotnosti Země. V Kuiperově pásu jsou ovšem kometární jádra smíchána s klasickými planetkami a mohou tak existovat i tělesa smíšených typů. Kuiperův pás je zřejmě zdrojem krátkoperiodických komet, zatímco Oortův oblak dodává do vnitřních oblastí planetární soustavy komety dlouhoperiodické. Kometární jádra v Kuiperově pásu i Oortově oblaku jsou totiž čas od času vystavena rušivým gravitačním silám okolních hvězd, mezihvězdných mračen a dokonce i vzdáleného jádra Galaxie. Souhrnně jde o tzv. slapové síly, ns nimiž jsme se setkali při vysvětlení rozpadu komety v blízkosti Jupiteru. I když v těchto případech jsou slapové síly slabé, gravitační vazba vzdálených jader komet ke Slunci není nijak velká a i malá porucha může znamenat významnou dráhovou změnu. Ačkoliv je tedy v našem okolí výskyt komet v čase prakticky stále stejný, jde o výsledek pozoruhodné rovnováhy mezi protichůdnými tendencemi. Krátkoperiodické komety totiž neustále zanikají rozpadem, vyčerpáním těkavých látek anebo srážkami především se Sluncem a Jupiterem, či dokonce vymrštěním na hyperbolické dráhy do mezihvězdného prostoru. Tento úbytek se však neustále přiměřeně vyrovnává příchodem nových komet ze zmíněných ledových spižíren na okraji sluneční soustavy. V r. 1992 podali Američané David Jewitt a Jane Luuová první důkaz o existenci těles Kuiperova pásu, když po pětileté vytrvalé práci u 2,3 m reflektoru na Havajských ostrovech odhalili první těleso s provizorním označením 1992 QB_1, jež se tehdy nacházelo ve vzdálenosti 41 AU od Slunce a projde přísluním ve vzdálenosti 40 AU až v r. 2023. Ačkoliv v některých novinových zprávách se hovořilo o objevu X. planety sluneční soustavy, ve skutečnosti jde o planetku s průměrem sotva 300 km, která obíhá po mírně eliptické dráze v periodě téměř 300 let. V této chvíli známe již na čtyřicet takových transneptunských těles se středně velkými výstřednostmi a sklony a průměry od 100 do 380 km. Rekordní hodnoty patří objektu 1996 TL_66, jenž zmínění astronomové objevili v říjnu 1996. Toto těleso má průměr 480 km a oběžnou dobu 800 roků. V přísluní je o něco blíže než Neptun ve vzdálenosti 35 AU, kdežto v odsluní se dostává do vzdálenosti 132 AU, tj. 20 miliard km. Je prakticky vyloučeno, aby se v tomto prostoru sluneční soustavy pohybovala dosud neznámá X. planeta, neboť bychom ji nepřímo rozpoznali díky jejím gravitačním účinkům na pohyb kosmických sond Pioneer 10 a 11 resp. Voyager 1 a 2. Naproti tomu je zcela jisté, že se tam nacházejí i tělesa rozměrů menších než 100 km - tedy např. i zmrzlá kometární jádra - která však dosavadní technika pozorování nedokáže odhalit. Zmínění autoři odhadují úhrnnou hmotnost transneptunských těles na 3 promile hmotnosti Země, tedy větší než hmotnost planetek v hlavním pásmu mezi Marsem a Jupiterem. Úhrnem lze říci, že výzkum komet v době od dopsání Saganovy knihy vskutku významně pokročil. Ukázal, že kometární jádra, vzniklá v období vzniku sluneční soustavy na samotné periférii soustavy, se významně podílejí na dynamickém vývoji sluneční soustavy, přinášejí terestrickým planetám vodu a snad i některé organické látky a dokáží dokonce i cestovat ke hvězdám. Protože je prakticky jisté, že také jiné hvězdy jsou obklopeny oblaky komet, je vysoce pravděpodobné, že k nám čas od času přilétají interstelární komety - poslové z hvězd. I když se zatím takovou "zahraniční" kometu odhalit nezdařilo, je takový objev jen otázkou času. .KP Nomenklatura komet První pojmenovanou kometou se stala periodická kometa Halleyova, kterou však slavný anglický astronom Edmond Halley (1656-1742) rozhodně neviděl jako první. Byl však první, kdo si uvědomil, že se tato kometa opakovaně vrací ke Slunci. Teprve v minulém století se ustálil zvyk nazývat komety jménem prvních nezávislých objevitelů. Pokud bylo nezávislých objevitelů více, uváděla se dvě a později dokonce i tři jména. Právo pojmenovat komety je vyhraženo Úřadu pro astronomické telegramy, jenž byl zřízen r. 1922 v Kodani a od r. 1965 přenesen do americké Cambridže. Nově objevené komety se předběžně označovaly letopočtem, k němuž se připojovalo příslušné malé písmeno latinské abecedy písmenem podle pořadí objevu v daném roce, např. 1986c nebo 1990i. Definitivní označení dostala kometa až po několika letech podle data jejího průchodu přísluním, jež se někdy i dosti podstatně lišilo od roku objevu. K tomuto letopočtu se přidávalo pořadí průchodů v daném roce, označené římskými číslicemi, např 1987 III nebo 1990 XI. Počínaje r. 1995 se však označování předběžné a definitivní nahradilo jediným podle následujícího pravidla. Kalendářní rok je rozdělen na 14tidenní intervaly, označené postupně písmeny A až Y. Kometa pak dostane označení letopočtem, písmenem a pořadovým číslem objevu v daném 14tidenním intervalu. Tato označení byla zpětně přidělena i všem historickým kometám. Kromě toho se komety označují předponami: C - kometa s určenou drahou, P - kometa s dokázanou periodicitou (obvykle kratší než 200 let), X - kometa s neurčenou drahou a D - kometa zaniklá rozpadem nebo srážkou. Komety jsou pojmenovávány nanejvýš po dvou prvních nezávislých objevitelích. Tím je nepřímo téměř zaručeno, že kometou s nejdelším jménem zůstane kometa 1994m, jež se podle tří nezávislých objevitelů jmenuje: Nakamura-Nišimura-Machholz. V současné době je známo již téměř 1000 komet, které byly úhrnem pozorovány při více než 1500 návratech, ale jen necelých 200 komet je krátkoperiodických s oběžnou dobou pod 200 let. K tomu lze připočíst 300 komet dlouhoperiodických s poměrně dobře určenými drahami. .KP Planetky, jež rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie nesou jména českých a slovenských astronomů, kteří se zasloužili o výzkum komet a ostatních složek meziplanetární látky 1832 Mrkos doc. Antonín Mrkos (1918-1996); objevitel 13 komet a několika desítek planetek, pozoroval na Lomnickém štítu, v Antarktidě a na Kleti 1849 Kresák prof. Ľubor Kresák (1927-1994); přední světový badatel v oboru komet a meteorů, pracoval na Skalnatém Plese a v Bratislavě 1850 Kohoutek dr. Luboš Kohoutek (1935); objevitel 6 komet a několika desítek planetek; pracoval v Brně, Praze a nyní v Hamburku 1856 Ružena Růžena Petrovičová (1946); někdejší pozorovatelka komet a planetek na Kleti 1913 Sekanina dr. Zdeněk Sekanina (1936); přední světový badatel v oboru komet a meteoritů, působil v Praze, Li+ge a Cambridži (USA), nyní v Pasadeně 1995 Hájek Tadeáš Hájek z Hájku (1525-1600); polyhistor, souběžně s Tychonem Brahe měřil v Praze polohu supernovy v r. 1572 a jasné komety v r. 1577 2198 Ceplecha dr. Zdeněk Ceplecha (1929); přední světový badatel v oboru meteorů, meteoritů a komet, pracuje v Ondřejově 2281 Biela baron Vilém z Bílé (1782-1856); r. 1826 svými pozorováními v Josefově a následnými výpočty prokázal identitu komet z r. 1772 a 1805, takže kometa nese jeho (poněmčené) jméno 2559 Svoboda prof. Jindřich Svoboda (1884-1941); zakladatel české meteorické astronomie, pracoval v Praze 3141 Buchar prof. Emil Buchar (1901-1979); český astronom a geodet, první český objevitel planetky, pracoval v Praze 3364 Zdenka ing. Zdeňka Vávrová (1945); dlouholetá pozorovatelka komet a planetek na Kleti 3419 Guth prof. Vladimír Guth (1905-1980); ředitel ondřejovské observatoře, zakladatel pozorovacích programů meteorické a kometární astronomie 3550 Link doc. František Link (1906-1984); ředitel ondřejovské observatoře, v r. 1970 emigroval do Paříže, význačný odborník ve výzkumu vysoké atmosféry Země a meziplanetárního prachu 3636 Pajdušáková dr. Ludmila Pajdušáková (1916-1979); ředitelka Astronomického ústavu SAV, objevitelka 5 komet 3715 Štohl dr. Ján Štohl (1932-1993); ředitel Astronomického ústavu SAV význačný odborník ve studiu meteorických rojů 3978 Klepešta Josef Klepešta (1895-1976); spoluzakladatel České astronomické společnosti, autor slavného snímku bolidu poblíž galaxie M 31 (Ondřejov, 1923) 4567 Bečvář dr. Antonín Bečvář (1901-1962); zakladatel observatoře na Skalnatém Plese, pozorovatel meteorických rojů, autor proslulých atlasů oblohy 6426 Vanýsek prof. Vladimír Vanýsek (1926-1997); přední světový badatel ve výzkumu komet a meziplanetární látky, pracoval v Brně, Praze, Amherstu, Bamberku a Heidelberku .KP In memoriam V průběhu pouhých osmi měsíců (20.12.1996 - 27.7.1997) ztratila světová kometární astronomie čtyři význačné odborníky, kteří se podstatnou měrou podíleli na jejím pokroku v posledních desetiletích; z toho dva zahynuli tragicky. Proto bych chtěl v závěru vzpomenout jejich památky. Carl Sagan (1934-1996) Přední americký astronom a popularizátor přírodních věd studoval fyziku, chemii a biologii na Chicagské univerzitě a astronomii na Yerkesově observatoři, kde obhájil doktorskou disertaci. Již ve věku 34 let se stal profesorem astronomie na Cornellově univerzitě v New Yorku, které zůstal věrný po celý život. Významně se podílel na výzkumu planet a jejich družic v kosmickém programu NASA, věnoval se organizaci vědeckého života v USA i v mezinárodním měřítku a navíc se stal jedinečným popularizátorem astronomie a obhájcem kritického vědeckého myšlení jako řečník, spisovatel i autor televizního seriálu Cosmos. Čeští čtenáři měli v posledních letech příležitost seznámit se s českým překladem knihy, napsané podle zmíněného seriálu a také se Saganovou sci-fi novelou Kontakt, podle níž byl nedávno dokončen úspěšný film. Na Saganovu počest byla pozorovací základna kosmické sondy Mars Pathfinder, jež přistála na planetě Mars v červenci 1997, nazvána Sagan Memorial Station. Jürgen Rahe (1940-1997) Německý astronom Jürgen Rahe pracoval nejprve na hvězdárně v Hamburku, ale brzy byl jmenován ředitelem Hvězdárny Dr. Remeise v Bamberku, kde se věnoval jednak výzkumu komet a jednak organizaci astronomického života v SRN i v mezinárodním měřítku. Počátkem 80. let přesídlil do Washingtonu, D.C., kde se stal vědeckým ředitelem planetárního výzkumu NASA a podílel se rovněž rozhodujícím způsobem na programu mezinárodního sledování Halleyovy komety International Halley Watch (IHW). Měl velmi úzký vztah k mnoha českým astronomům, jímž pomáhal do světa zvláště v období komunistické totality. Tragicky zahynul v červnu 1997, když při návratu ze zaměstnání dopadl na jeho jedoucí automobil strom, vyvrácený náhlou vichřicí. Eugene Shoemaker (1928-1997) Americký geolog Eugene Shoemaker si vytkl za svůj životní cíl dostat se v programu Apollo na Měsíc, ale zdravotní důvody mu tento úmysl znemožnily. Stal se však geologickým poradcem amerických astronautů, kteří na Měsíci pobývali a sbírali tam geologické vzorky. Shoemaker se proslavil již svou doktorskou disertací, v níž prokázal meteoritický impaktní původ proslulého Barringerova kráteru v Arizoně, když ukázal, že původcem kráteru byl kovový meteorit o původním průměru asi 50 metrů. To jej přivedlo k soustavnému studiu impaktů kosmických projektilů na Zemi i na dalších tělesech sluneční soustavy (planetách a jejich měsících, planetkách a kometách) a jeho zásluhou se z vysmívané domněnky stalo samozřejmé paradigma výzkumu pevných těles sluneční soustavy. Se svou manželkou Carolyn uskutečnili v letech 1983-1994 epochální program hledání komet a planetek pomocí širokoúhlé Schmidtovy komory na observatoři na Mt. Palomaru. Jejich společnou zásluhou tak bylo objeveno 47 komet a 1125 planetek. Nejznámějším výsledkem této práce byl objev komety Shoemaker-Levy 9 na dráze kolem Jupiteru, jejíž úlomky se v červenci 1994 srazily s Jupiterem. Dr. Shoemaker se zvláště zaměřil na planetky, jež křižují dráhu Země s cílem odhadnout potenciální riziko takové srážky. Z úhrnného počtu 417 známých křížičů jich společně se svou ženou objevil plných 140. V červenci 1997 se vydal na pravidelnou expedici ke studiu impaktních meteoritických kráterů ve střední Austrálii, kde však při řízení auta v nepřehledném terénu čelně narazil do protijedoucího auta a na místě zahynul, zatímco jeho žena vyvázla se středně těžkým zraněním. Vladimír Vanýsek (1926-1997) Prof. Vladimír Vanýsek vystudoval astronomii na přírodovědecké fakultě MU v Brně, kde se ve svých 30 letech stal ředitelem Astronomického ústavu. Odtud však brzy přešel do Prahy na katedru astronomie matematicko-fyzikální fakulty, jejímž vedoucím se stal v r. 1970. V téže době byl zvolen presidentem 15. komise Mezinárodní astronomické unie "Fyzika komet". V polovině 80. let pak zastupoval Československo v mezinárodním programu sledování Halleyovy komety (IHW). V posledních letech se pak intenzívně podílel na přípravě pozorovacích programů a zpracování měření z unikátní evropské infračervené družice ISO (1995-1997). Kromě rozsáhlé vědecké práce v oborech astrochemie, výzkumu komet a mezihvězdného prachu se věnoval organizaci domácího i mezinárodního vědeckého života. Vychoval nejméně dvě generace českých a slovenských astronomů. .KP Doporučená literatura Carl Sagan: Kosmos. Eminent, Praha 1996 Paul Davies: Jsme sami? Archa, Bratislava 1996 Jiří Grygar, Vladimír Železný: Okna vesmíru dokořán. Naše vojsko, Praha 1989 Anton Hajduk, Ján Štohl (vyd.): Encyklopédia astronómie. Obzor, Bratislava 1987 Zdeněk Horský, Zdeněk Mikulášek, Zdeněk Pokorný: Sto astronomických omylů přivedených na pravou míru. Svoboda, Praha 1988 Zdeněk Mikulášek, Zdeněk Pokorný: 220 záludných otázek z astronomie. Rovnost, Brno 1996 Zdeněk Pokorný, Jiří Grygar: Báječný vesmír. CD-ROM ASTRO 2001, D-data, Praha 1996 Zdeněk Pokorný, Jiří Grygar: Jak vesmíru funguje? CD-ROM ASTRO 2001, D-data, Praha 1998 Vladimír Železný: Návraty první dámy. Panorama, Praha 1985. Doporučené časopisy: Astropis (Praha) Kozmos (Bratislava) Říše hvězd (Praha) Vesmír (Praha) .KP Doporučené fotografie ze seznamu p. Pazoura (V záhlaví označení souboru, dále text k obrázku) GH_03.jpg Portrét jádra Halleyovy komety, pořízený ze vzdálenosti 16 000 km kosmickou sondou Giotto (ESA). Jádro se na snímku jeví jako nepravidelný zcela tmavý objekt, z jehož povrchu vycházejí světlé výtrysky plynu a prachu. SL9_01.jpg Vývoj úlomku Q jádra komety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1993, lednu a březnu 1994. Na snímcích je patrné štěpení i zánik některých úlomků. SL9_02.jpg Celkový pohled na "korálky na šňůrce" komety Shoemaker-Levy 9 na jaře 1994. Každý z úlomků je doprovázen kratším či delším prachovým chvostem, odvráceným od Slunce. SL9_03.jpg Podrobný pohled na sérii úlomků komety Shoemaker-Levy 9, pořízený v květnu 1994 širokoúhlou kamerou Hubblova kosmického teleskopu. /Pozn.: je potřebí dát pozor na správnou orientaci tohoto a předešlého snímku, které se dají navzájem srovnat, jak se úkaz vyvíjel v čase/ SL9_06 Portrét Jupiteru, pořízený HST dne 22. července 1994, s oválnou Velkou rudou skvrnou a sérií tmavých skvrn, vzniklých dopadem úlomků (zleva) H, Q, R a G na jižní polokouli planety. HYA_01 Tři portréty komety 1996 B2 Hjakutake, pořízené HST HYA_03 Kometa Hjakutake se honosila úzkým velmi dlouhým chvostem HYA_07 Struktura chvostu komety Hjakutake HYA_16 Rekordně dlouhý chvost komety Hjakutake vyžadoval expozici dvou na sebe navazujících snímků HB_01 Snímek komy komety 1995 O1 Hale-Bopp, pořízený HST 5. října 1996 HB_02 Proměny komety Hale-Bopp na snímcích HST v intervalu od 26. září 1995 do 17. října 1996 HB_03 Širokoúhlý portrét komety Hale-Bopp s přímým iontovým a zakřiveným prachovým chvostem HB_04 Nádherný portrét "komety půlstoletí" Hale-Bopp HB-06 Podrobnosti v komě komety Hale-Bopp. Spirálová struktura souvisí s vyvrhováním materiálu z rotujícího jádra komety Obsah Třicátý návrat Halleyovy komety 1 Kosmické sondy k dalším kometám 3 Srážky komet s tělesy sluneční soustavy 4 Význačné komety posledního desetiletí 7 Meteorické roje a deště 9 Vztah komet a planetek 10 Nomenklatura komet 13 Planetky, jež rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie nesou jména českých a slovenských astronomů, kteří se zasloužili o výzkum komet a ostatních složek meziplanetární látky 14 In memoriam 15 Doporučená literatura 16 Doporučené fotografie ze seznamu p. Pazoura 17