Home About us Products Services Contact us Bookmark
:: wikimiki.org ::
Vesmírná Sonda

Vesmírná sonda

Kosmická sonda je umělé kosmické těleso bez lidské posádky vypuštěné k Měsíci nebo na únikovou dráhu ze zemského gravitačního pole. Úkolem těchto sond je výzkum vlastností prostoru, kterým prolétají, případně těles Sluneční soustavy, k nimž se přiblíží. Podle hlavního zkoumaného objektu je dělíme obvykle na:
- měsíční (lunární) sondy, zkoumající Měsíc a jeho okolí;
- meziplanetární (interplanetární) sondy, zkoumající vlastnosti meziplanetárního prostoru, hmoty a polí v něm se nacházejících;
- sluneční (solární) sondy, zkoumající bližší okolí Slunce;
- planetární sondy, zkoumající pevná tělesa Sluneční soustavy, především planety, jejich satelity (měsíce) a planetky;
- kometární sondy, zkoumající vlastnosti komet;
- mezihvězdné (interstelární) sondy, určené k průzkumu vlastností mezihvězdného prostoru za hranicemi Sluneční soustavy (zatím žádná taková sonda nebyla dosud vypuštěna). Zvláštní podkategorii shora uvedených typů sond tvoří návratové sondy, které po průzkumu cílů svého letu a případném odběru vzorků materiálu se vrátí se svým nákladem zpět na Zemi. V nejstarší české literatuře v 50. a 60. létech 20. stol. byly kosmické sondy pod vlivem ruských sdělovacích prostředků a technické literatury nazývány meziplanetární automatické stanice; tento termín se dnes již v české odborné literatuře nepoužívá. Většinu amerických kosmických sond provozovala Laboratoř proudového pohonu (JPL) (která sama některé z nich i navrhla a poslavila) resp. středisko NASA Ames Research Center; v současnosti bývají jejich provozovateli specializované laboratoře předních amerických univerzit v rámci kontraktů s NASA, přičemž výrobu sond zajišťují různé průmyslové firmy. V bývalém Sovětském svazu většinu měsíčních sond a prvních planetárních sond vyvinula, postavila a provozovala konstrukční kancelář OKB-1 (nyní firma RKK Eněrgija) hlavního konstruktéra balistických raket a kosmické techniky S. P. Koroljova. Stavbu a částečně i provoz pozdějších planetárních sond (od roku 1965) zajišťovalo Vědecko-výrobní sdružení S. A. Lavočkina, resp. výzkumná část tohoto koncernu, Vědecko-výzkumné středisko G. N. Babakina. Později koordinaci vědecké náplně misí kosmických sond a řízení jejich letu přebíral stále více Ústav kosmických výzkumů (IKI) AN SSSR.

Podívejte se také na

Historie průzkumu vesmíru Kategorie:Kosmické sondy Kategorie:Umělá kosmická tělesa Kategorie:Kosmické dopravní prostředky

Měsíc (Země)

Měsíc je jediným známým přirozeným satelitem Země. Nemá jiné formální jméno než „Měsíc,“ i když je občas zván Luna (starý slovanský a zároveň latinský výraz pro „měsíc“), aby byl odlišen od běžných „měsíců.“ Jeho symbolem je srpek (Unicode: ☾). Kromě slova lunární se k odkazu na Měsíc používá též kmene selene nebo seleno (podle řecké bohyně měsíce Seléné) (selenocentrický, Selenité, atd.). Střední vzdálenost z Měsíce od Země je 384 403 kilometrů. Měsíční rovníkový průměr dosahuje hodnoty 3 476 kilometrů. Roku 1969 přistáli Neil Armstrong a Edwin Aldrin jako první lidé na Měsíci.

Dvě strany

Edwin Aldrin Edwin Aldrin Edwin Aldrin Edwin Aldrin Měsíc je v synchronní rotaci se Zemí, což znamená, že jedna strana Měsíce („přivrácená strana“) je stále obrácená k Zemi. Druhou, „odvrácenou stranu,“ z větší části nelze ze Země vidět, kromě malých částí poblíž okraje disku, které mohou být příležitostně spatřeny díky libraci. Většina odvrácené strany byla až do éry kosmických sond zcela neznámá. Tato synchronní rotace je výsledkem slapových sil, které zpomalovaly rotaci Měsíce v jeho rané historii, až došlo k rezonanci oběhu a rotace (vázané rotaci). Odvrácená strana je občas nazývána také „temnou stranou“. „Temná“ v tomto případě znamená „neznámá a skrytá“ a nikoliv „postrádající světlo“; ve skutečnosti přijímá odvrácená strana v průměru zhruba stejné množství slunečního světla jako přivrácená strana. Kosmická loď na odvrácené straně Měsíce je odříznuta od přímé radiové komunikace se Zemí. Odlišujícím rysem odvrácené strany je téměř úplná absence tmavých skvrn (oblastí s nízkým albedem), tzv. moří.

Oběh

Měsíc vykoná kompletní oběh asi jednou za kalendářní měsíc. Každou hodinu se Měsíc posune vzhledem ke hvězdám o vzdálenost zhruba rovnou jeho úhlovému průměru, přibližně o 0,5°. Měsíc se liší od většiny satelitů jiných planet tím, že je jeho orbita blízká rovině ekliptiky a nikoliv rovině zemského rovníku. Některé způsoby nazírání na oběh jsou podrobněji probrány v následující tabulce, ale dva nejběžnější jsou: siderický měsíc, což je doba úplného oběhu vzhledem ke hvězdám, trvající asi 27,3 dnů a synodický měsíc, což je doba, kterou zabere dosažení téže fáze, dlouhá přibližně 29,5 dne. Rozdíl mezi nimi je způsoben tím, že v průběhu oběhu urazí Země i Měsíc určitou vzdálenost na orbitě kolem Slunce. Gravitační přitažlivost, kterou Měsíc ovlivňuje Zemi, je příčinou mořského přílivu. Přílivová vlna je synchronizována s oběhem Měsíce kolem Země. Synchronnost rotace je přesná pouze v průměru, protože měsíční orbita má jistou výstřednost. Když je Měsíc v perigeu (přízemí), jeho rotace je pomalejší než pohyb po oběžné dráze, což nám umožňuje vidět asi osm stupňů délky z jeho východní (pravé) strany navíc. Na druhou stranu, když se Měsíc dostane do apogea (odzemí), jeho rotace je rychlejší než pohyb po oběžné dráze, což odkrývá dalších osm stupňů délky z jeho západní (levé) strany. To se nazývá optickou librací v délce. Slapová vzdutí Země způsobená měsíční gravitací se zpožďují za odpovídající polohou Měsíce kvůli odporu oceánského systému – především kvůli setrvačnosti vody a tření, jak se přelévá přes oceánské dno, proniká do zálivů a ústí řek a zase se z nich vrací. Následkem toho je část zemského rotačního momentu pozvolna přeměňována do oběhového momentu Měsíce, takže se Měsíc pomalu vzdaluje od Země rychlostí asi 38 mm za rok. Protože je měsíční orbita nakloněna k zemskému rovníku, Měsíc se zdá oscilovat nahoru a dolů (podobně jako lidská hlava, když pokyvuje na souhlas) při svém pohybu v ekliptikální šířce (deklinaci). Tento jev se nazývá optická librace v šířce a odkrývá pozorovateli z polárních oblastí Měsíce asi sedm stupňů šířky. Na konec, protože je Měsíc vzdálen jen asi 60 zemských poloměrů, pozorovatel na rovníku vidí Měsíc v průběhu noci ze dvou bodů vzdálených od sebe jeden zemský průměr. Tato vlastnost se nazývá optická librace paralaktická a odkrývá asi jeden stupeň měsíční délky. Země a Měsíc obíhají okolo jejich barycentra nebo obecněji těžiště, které leží asi 4700 km od zemského středu (asi 3/4 cesty k povrchu). Protože se barycentrum nachází pod povrchem Země, zemský pohyb se dá obecně popsat jako „kolébání“. Podíváme-li se ze zemského severního pólu, Země a Měsíc rotují proti směru hodinových ručiček okolo jejich os; Měsíc obíhá Zemi proti směru hodinových ručiček a Země obíhá Slunce také proti směru hodinových ručiček. Může vypadat podivně, že sklon lunární orbity a vychýlení měsíční osy rotace jsou v přehledu vypsány jako významně se měnící. Zde je třeba poznamenat, že sklon orbity je měřen vzhledem k primární rovníkové rovině (v tomto případě zemské) a vychýlení osy rotace vzhledem k normále vůči rovině orbity satelitu (měsíční). Pro většinu satelitů planet, nikoliv však pro Měsíc, tyto konvence odrážejí fyzikální realitu a jejich hodnoty jsou proto stabilní. Země a Měsíc formují prakticky „dvojplanetu“: jsou těsněji spjati se Sluncem než jeden s druhým. Rovina měsíční orbity zachovává sklon 5,145 396° vzhledem k ekliptice (orbitální rovině Země) a měsíční osa rotace má stálou výchylku 1,5424° vzhledem k normále na stejnou rovinu. Rovina měsíční orbity vykonává rychlou precesi (tj. její průnik s ekliptikou rotuje ve směru hodinových ručiček) během 6793,5 dnů (18,5996 let), kvůli gravitačnímu vlivu zemské rovníkové deformace. V průběhu této periody se proto zdá, že sklon roviny měsíční orbity kolísá mezi 23,45° + 5,15° = 28,60° a 23,45° - 5,15° = 18,30°. Současně se jeví, že výchylka osy měsíční rotace vzhledem k normále na rovinu oběžné dráhy měsíce kolísá mezi 5,15° + 1,54° = 6.69° a 5,15° - 1,54° = 3,60°. Za povšimnutí stojí, že výchylka zemské osy také reaguje na tento proces a sama kolísá o 0,002 56° na každou stranu kolem své průměrné hodnoty; tento jev se nazývá nutace. Body, ve kterých Měsíc protíná ekliptiku se nazývají „lunární uzly“: severní (neboli vzestupný) uzel je tam, kde Měsíc měsíc přechází k severu ekliptiky; jižní (neboli sestupný) je tam, kde přechází k jihu. Zatmění Slunce nastává, pokud se uzel střetne s Měsícem v novu; zatmění Měsíce, pokud se uzel střetne s Měsícem v úplňku.

Původ

Sklon měsíční dráhy činí dost nepravděpodobnou možnost, že by se Měsíc vytvořil spolu se Zemí nebo že by byl zachycen později. Jeho původ je předmětem mnoha vědeckých debat. Jedna z dřívějších spekulací – teorie odtržení předpokládala, že se Měsíc odtrhl ze zemské kůry vlivem odstředivé síly, zanechávaje za sebou dnešní oceánské dno jako jizvu. Tento koncept by však vyžadoval příliš rychlou počáteční rotaci Země. Někteří si mysleli, že se Měsíc zformoval jinde a byl zachycen na nynější oběžnou dráhu (teorie zachycení). Jiní dávali přednost teorii společné akreace, podle níž vznikly Země a Měsíc zhruba ve stejné době z akreačního disku. Tato teorie neumí vysvětlit nedostatek železa na Měsíci. Další navrhli, že se Měsíc mohl zformovat z úlomků zachycených na oběžnou dráhu po kolizi asteroidů nebo planetesimál. V současné době je přijímána Teorie velkého impaktu, podle níž Měsíc pochází z vyvrženého materiálu po kolizi formující se žhnoucí Země s planetesimálou velikosti Marsu (pracovně zvanou Theia). Určená geologická období Měsíce jsou definována na základě datování různých významných impaktů v měsíční historii. Slapové sily deformovaly dříve žhavý Měsíc do tvaru elipsoidu s jeho hlavní osou nasměrovanou k Zemi.

Fyzikální charakteristiky

Složení

Před více než 4,5 miliardami let pokrýval povrch Měsíce tekutý oceán magmatu. Vědci se domnívají, že jeden typ lunárních kamenů, KREEP (K – draslík, REE – rare earth elements – na Zemi vzácné prvky, P – fosfor) reprezentuje po chemické stránce zbytek tohoto magmatického oceánu. KREEP je vlastně směsice toho, co vědci nazývají „nekompatibilní prvky“: ty, které se nemohly zapojit do krystalické struktury, zůstaly mimo ni a vyplavaly na povrch magmatu. Pro výzkumníky je KREEP vhodným svědkem schopným podat zprávu o vulkanické historii měsíční kůry a zaznamenat frekvenci dopadů komet a jiných nebeských těles. Měsíční kůra je složena z množství různých prvků, včetně uranu, thoria, draslíku, kyslíku, křemíku, hořčíku, železa, titanu, vápníku, hliníku a vodíku. Při bombardování kosmickým zářením vyzařuje každý prvek zpět do vesmíru vlastní radiaci jako gama paprsky. Některé prvky jako uran, thorium a draslík jsou radioaktivní a produkují gama paprsky samy o sobě. Gama paprsky jsou však, nezávisle na tom, co je způsobuje, pro každý prvek navzájem různé — všechny produkují jedinečné spektrální čáry, detekovatelné spektrometrem. Kompletní globální zmapování Měsíce podle míry výskytu těchto prvků dosud nebylo provedeno. Některé kosmické lodě jej však uskutečnily na části Měsíce; sonda Galileo se touto činností zabývala během svého průletu kolem Měsíce v roce 1992. [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00131] Věří se, že celkové složení Měsíce je podobné jako zemské až na nedostatek těkavých prvků a železa.

Geografie povrchu

1992] Měsíc je pokryt desítkami tisíc kráterů o průměru větším než 1 kilometr. Většina je stará stovky miliónů nebo miliardy let; nepřítomnost atmosféry, počasí a nových geologických procesů zajišťuje, že většina z nich zůstane prakticky navždy zachována. Největší kráter na Měsíci a vskutku největší známý kráter ve sluneční soustavě tvoří pánev South Pole-Aitken. Tento kráter se nachází na odvrácené straně poblíž jižního pólu, má 2 240 km v průměru a hloubku 13 km. Tmavé a relativně jednotvárné měsíční pláně se nazývají moře (latinsky mare, v množném čísle maria), protože staří astronomové věřili, že jde o moře naplněná vodou. Ve skutečnosti se jedná o rozlehlé prastaré čedičové proudy lávy, které vyplnily pánve velkých impaktních kráterů. Světlejší vrchoviny se označují jako pevniny (latinsky terra, v množném čísle terrae). Moře se nacházejí téměř výhradně na přivrácené straně Měsíce, na odvrácené je pouze několik rozptýlených fleků. Vědci se domnívají, že asymetrie v měsíční kůře je způsobena synchronizací mezi měsíční rotací a oběhem kolem Země. Tato synchronizace vystavuje odvrácenou stranu Měsíce častějším dopadům asteroidů a meteoridů než přivrácenou stranu, u níž nebyla moře překryta krátery tak rychle. Nejsvrchnější část měsíční kůry tvoří nesoudržná kamenná vrstva rozdrcených hornin a prachu zvaná regolit. Kůra i regolit nejsou po celém Měsíci rozloženy stejnoměrně. Mocnost kůry kolísá od 60 km na přivrácené straně do 100 km na odvrácené straně. Tloušťka regolitu se pohybuje od 3 do 5 m v mořích a od 10 do 20 m ve vrchovinách. V roce 2004 zjistil tým vedený Dr. Benem Busseym z Univerzity Johna Hopkinse na základě snímků získaných sondou Clementine, že čtyři hornaté oblasti lemující 73 km široký kráter Peary na měsíčním severním pólu se zdají být osvětleny po celý měsíční den. Tyto nejmenované „hory věčného světla“ mohou existovat díky extrémně malé výchylce měsíční osy, která na druhé straně umožňuje také existenci věčného stínu na dnech mnoha polárních kráterů. Na méně hornatém jižním pólu oblasti věčného světla nenajdeme, i když okraj kráteru Shackleton je osvětlen po 80% měsíčniho dne. Obrázky z Clementine byly získány, když severní měsíční polokoule zažívala letní období a není známo, zda se tyto čtyři hory v zimním období přece jen neskryjí do stínu.

Přítomnost vody

V průběhu času je Měsíc vytrvale bombardován kometami a meteoroidy. Mnoho z těchto objektů je bohatých na vodu. Sluneční energie ji následně disociuje (rozštěpí) na její základní prvky vodík a kyslík, které okamžitě unikají do vesmíru. Navzdory tomu existuje hypotéza, že na Měsíci mohou zůstávat významné zbytky vody buďto na povrchu nebo uvězněny v kůře. Výsledky mise Clementine naznačují, že malé zmrzlé kapsy ledu (zbytky po dopadu na vodu bohatých komet) mohou být nerozmraženy uchovány uvnitř měsíční kůry. Přestože se o kapsách uvažuje jako o malých, celkové předpokládané množství vody je dost významné — 1 km3. Jiné vodní molekuly mohly poletovat při povrchu a být zachyceny uvnitř kráterů na měsíčních pólech. Díky velmi mírné výchylce měsíční osy, jen 1,5°, do některých z těchto hlubokých kráterů nikdy nezasvitne světlo Slunce — je v nich trvalý stín. Clementine zmapovala ([http://www.lpi.usra.edu/research/clemen/clemen.html]) krátery na měsíčním jižním pólu ([http://www.lpi.usra.edu/research/clemen/2polar.gif]), které jsou zastíněny tímto způsobem. Je-li na Měsíci vůbec voda, pak by podle vědců měla být právě v těchto kráterech. Pokud tam je, led by mohl být těžen a rozštěpen na vodík a kyslík elektrárnami založenými na solárních panelech nebo nukleárním reaktorem. Přítomnost použitelného množství vody na Měsíci je důležitým faktorem pro osídlení Měsíce, neboť nákladnost přepravy vody (nebo vodíku a kyslíku) ze Země by podobný projekt prakticky znemožnila. Kameny z měsíčního rovníku sesbírané astronauty z Apolla neobsahovaly žádné stopy vody. Sonda Lunar Prospector ani dřívější mapování Měsíce, organizované například Smithsonovým ústavem, nepřinesly žádný přímý důkaz měsíční vody, ledu nebo vodních par. Pozorování sondy Lunar Prospector však přesto naznačují přítomnost vodíku v oblastech stálého stínu, který by se mohl nacházet ve formě vodního ledu.

Magnetické pole

Oproti Zemi má Měsíc velmi slabé magnetické pole. Zatímco část měsíčního magnetismu je považována za jeho vlastní (jako pásmo měsíční kůry zvané Rima Sirsalis), je možné, že kolize s jinými nebeskými tělesy jeho magnetické vlastnosti posílila. To, zda těleso sluneční soustavy bez atmosféry jako Měsíc může získat magnetismus díky dopadům komet a asteroidů, je vskutku dlouhotrvající vědeckou otázkou. Magnetická měření mohou poskytnout také informace o velikosti a elektrické vodivosti měsíčního jádra — tyto výsledky by vědcům pomohly lépe porozumět původu Měsíce. Například, pokud by se ukázalo, že jádro obsahuje více magnetických prvků (jako je železo) než Země, ubralo by to teorii velkého impaktu na věrohodnosti (i když jsou zde alternativní vysvětlení, podle kterých by měsíční kůra měla také obsahovat méně železa).

Atmosféra

Měsíc má relativně nevýznamnou a řídkou atmosféru. Jedním ze zdrojů této atmosféry je odplynování — uvolňování plynů, například radonu, který pochází hluboko z měsíčního nitra. Dalším důležitým zdrojem plynů je sluneční vítr, který je rychle zachycován měsíční gravitací.

Zatmění

Ač jde vskutku jen o shodu okolností, úhlové průměry Měsíce a Slunce viděné ze Země jsou v rámci svých změn schopny se navzájem překrývat, takže je možné jak úplné tak i prstencové zatmění Slunce. Při úplném zatmění Měsíc kompletně zakrývá sluneční disk a sluneční koróna je vidět pouhým okem. Protože se vzdálenost mezi Měsícem a Zemí během času velmi pomalu zvětšuje, úhlový průměr Měsíce se zmenšuje. To znamená, že před několika milióny let při slunečním zatmění Měsíc Slunce vždycky úplně zakryl a nemohlo nastat žádné prstencové zatmění. Na druhou stranu, za několik miliónů už nebude Měsíc schopen Slunce úplně zakrýt a žádná úplná zatmění už nebudou nastávat. Zatmění nastávají jen když jsou Slunce, Země a Měsíc v jedné přímce. Sluneční zatmění mohou nastat jen pokud je Měsíc v novu; zatmění Měsíce jen je-li v úplňku. Podívejte se také na Zatmění Slunce a Zatmění Měsíce.

Pozorování Měsíce

Zatmění Měsíce Měsíc (a také Slunce) se zdají být většími, když se přiblíží k horizontu. Je to čistě psychologický efekt (podívejte se na Měsíční iluze). Úhlový průměr Měsíce ze Země je asi půl stupně. Různé světleji a tmavěji zabarvené oblasti (především moře) tvoří vzor viděný různými kulturami jako Muž na Měsíci, králík a bizon i jinak. Krátery a horské hřbety také patří mezi nápadné měsíční rysy. Během nejjasnějšícho úplňku může mít Měsíc magnitudu asi −12,6. Pro srovnání, Slunce má magnitudu −26,8. Měsíc je nejjasnější v noci, ale občas je možné ho vidět i ve dne. Pro libovolné místo na Zemi kolísá největší výška Měsíce ve dne ve stejných mezích jako největší výška Slunce a závisí na ročním období a měsíční fázi. Například v zimě putuje Měsíc nejvýše, pokud je v úplňku a v úplňku putuje nejvýše právě v zimě. Podívejte se také na: Měsíční fáze.

Průzkum Měsíce

Měsíční fáze se připravuje na sestup k povrchu Měsíce]] Měsíční fáze stojí vedle balvanu na Taurus-Littrow během třetí EVA]] První člověkem vyrobený předmět, který dosáhl Měsíce, byla automatická sovětská sonda Luna 2, která na něj dopadla 4. září 1959 ve 21:02:24 Z. Odvrácená strana byla poprvé vyfotografována 7. října 1959 sovětskou sondou Luna 3. Luna 9 byla první sondou, která měkce přistála na Měsíci a 3. února 1966 přenesla obrázky měsíčního povrchu. Prvním umělým satelitem Měsíce byla sovětská sonda Luna 10 (odstartovala 31. března 1966). Členové posádky Apolla 8, Frank Borman, James Lovell a William Anders, se 24. prosince 1968 stali prvními lidmi, kteří na vlastní oči viděli odvrácenou stranu Měsíce. Lidé poprvé přistáli na Měsíci 20. června 1969, čímž vyvrcholil studenou válkou inspirovaný vesmírný závod mezi Sovětským svazem a Spojenými státy americkými. Prvním mužem kráčejícím po měsíčním povrchu byl Neil Armstrong, velitel americké mise Apollo 11. Posledním člověkem, který stál na Měsíci, byl Eugene Cernan, který v rámci mise Apollo 17 kráčel po Měsíci v prosinci 1972. Podívejte se také na: Kompletní seznam měsíčních astronautů. Posádka Apolla 11 nechala na Měsíci 23×18 cm destičku z nerez oceli na oslavu přistání, která je schopna přinést základní informace o návštěvě jakýmkoliv jiným bytostem, které by ji mohly vidět. Nápis na ní praví: :Zde se lidé z planety Země poprvé dotkli nohama Měsíce. Červenec, LP 1969. :Přišli jsme v míru jménem celého lidstva. Destička zobrazuje dvě strany planety Země a je podepsána třemi astronauty a prezidentem USA Richardem Nixonem. Měsíční vzorky přivezené na Zemi pocházejí z šesti misí s lidskou posádkou a ze tří misí Luna (číslo 16, 20 a 24). V únoru 2004 se americký prezident George W. Bush přihlásil k plánu na obnovení letů k Měsíci s posádkou do roku 2020. V září 2005 organizace NASA upřesnila tyto plány a oznámila jako cílové datum nového přistání lidí na Měsíci rok 2018. Evropská vesmírná agentura stejně jako Čínská lidová republika, Japonsko a Indie mají také plán na brzké vypuštění sond na průzkum Měsíce. Evropská sonda Smart 1 odstartovala 27. září 2003 a vstoupila na měsíční oběžnou dráhu 15. listopadu 2004. Bude sledovat měsíční povrch a vytvářet jeho rentgenovou mapu. [http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2818551.stm] [http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36091] Čína deklarovala ambiciózní plány na výzkum Měsíce a zkoumání vhodných nalezišť pro těžbu na Měsíci, zvláště hledání izotop hélium 3 využitelného jako energetický zdroj na Zemi. [http://space.com/missionlaunches/china_moon_030304.html] Japonsko a Indie se také chystají k Měsíci. Japonci již načrtli plány svých nadcházejících misí k našemu sousedovi: Lunar-A [http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/lunar_a/index_e.html] a Selene [http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/selene/index_e.html]. Japonskou vesmírnou agenturou (JAXA) je dokonce plánována obydlená lunární základna. Prvním pokusem Indie byl automatický orbitální satelit Chandrayan. Pokud jsme na povrchu Měsíce a chceme se odpoutat jak od Měsíce tak i od Země, potřebná úniková rychlost je druhou odmocninou součtu čtverců jednotlivých únikových rychlostí — 2,4 km/s (od Měsíce) a 1,5 km/s (od Země) dají celkově 2,8 km/s. Využijeme-li tedy orbitální rychlost 1,1 km/s a urychlíme-li se o 2,4 km/s, je to dohromady dost nejen k opuštění Měsíce, ale také k opuštění Země.

Lidské poznání Měsíce

Mýty a lidová kultura

Podívejte se na: Měsíc (mytologie).

Astrologie

Podívejte se na: Měsíc (astrologie)

Vědecké poznání

5 000 let starý otesaný kámen v irském Knowth asi reprezentuje měsíc a je-li tomu tak, jde o nejstarší dosud objevené zobrazení. Ve středověku, ještě před objevením dalekohledu, již někteří lidé uznali Měsíc za sféru, i když si mysleli, že je „dokonale hladký“. sféru Měsíci]] Leonardo da Vinci v Leicesteerském kodexu (napsán mezi 1506 a 1510), poprvé prohlásil, že Měsíc je hmotné těleso těžší než vzduch; současně správně vysvětlil jev tzv. popelavého svitu jako odraz záře Země od měsíčního povrchu[http://www.amnh.org/exhibitions/codex/2A2r.html]. V roce 1609 nakreslil Galileo Galilei do své knihy Sidereus Nuncius jednu ze svých prvních kreseb Měsíce pozorovaného dalekohledem a poznamenal, že není hladký, ale má krátery. Později v 17. století nakreslili Giovanni Battista Riccioli a Francesco Maria Grimaldi mapu Měsíce a pojmenovali řadu kráterů jmény, která známe dodnes. Na mapách se temné části měsíčního povrchu nazývají „moře“ (latinsky mare, v množném čísle maria) a světlejší části jsou pevniny (latinsky terra, v množném čísle terrae). Možnost existence vegetace na Měsíci či dokonce osídlení „selenity“ byla seriózně zmiňována některými významnými astronomy až do prvních desetiletí 19. století. Ještě v roce 1835 se řada lidí nechala napálit sérií článků v deníku New York Sun o smyšleném objevu exotických zvířat žijících na Měsíci. Naproti tomu prakticky ve stejné době (během let 1834–1836) publikovali Wilhelm Beer a Johann Heinrich Mädler své čtyřdílné kartografické dílo Mappa Selenographica a v roce 1837 knihu Der Mond, která solidním způsobem zdůvodnila závěr, že Měsíc nemá žádné vodní plochy ani patrnou atmosféru. Spornou otázkou zůstávalo, zda rysy Měsíce mohou podléhat změnám. Někteří pozorovatelé prohlašovali, že jisté malé krátery se objevují a zase mizí, ve 20. století se však zjistilo, že jde o omyly, vzniklé pravděpodobně odlišnými světelnými podmínkami nebo nepřesnostmi ve starých nákresech. Na druhou stranu dnes víme, že občas dochází k jevu odplynování. Během nacistického období v Německu prosazovali nacističtí vůdci teorii Welteislehre, která prohlašovala, že Měsíc je tvořen pevným ledem. Odvrácená strana Měsíce byla zcela neznámá až do průletu sondy Luna 3 v roce 1959. Její rozsáhlé zmapování bylo provedeno v rámci programu Lunar Orbiter v 60. letech 20. století.

Podívejte se také na


- Modrý měsíc
- Detailní fotografie Měsíce v úplňku
- Lunární geologická časová osa
- Měsíční moře
- Kolonizace Měsíce
- Seléne, řecká bohyně měsíce
- Chang'e (mytologie), čínská bohyně měsíce
- Dočasné měsíční úkazy
- Měsíční meteority

Externí odkazy

Měsíční fáze


- [http://tycho.usno.navy.mil/vphase.html US Naval Observatory: fáze Měsíce pro libovolný datum a čas 1800–2199 n.l.] (anglicky)
- [http://www.amastro.org/at/mo/mopo.gif Schéma měsíčních fází] (anglicky)

Vesmírné mise


- [http://www.lpi.usra.edu/research/lunar_orbiter/ Digitální fotografický atlas Měsíce z programu Luar Orbiter] (anglicky)
- [http://www.apolloarchive.com/apollo_archive.html Archív projektu Apollo] (anglicky)
- [http://www.cmf.nrl.navy.mil/clementine/clib/ Prohlížeč obrázků Měsíce ze sondy Clementine] (anglicky)

Vědecké


- http://moon.astronomy.cz/
- [http://www.solarviews.com/eng/moon.htm The Moon – od Rosanny a Calvina Hamiltonových] (anglicky)
- [http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/luna.html The Moon – od Billa Arnetta] (anglicky)
- [http://www.inconstantmoon.com „Nestálý Měsíc“ – od Kevina Clarka] (anglicky)
- [http://www.moonsociety.org The Moon Society (neziskový výukový web)] (anglicky)
- [http://cps.earth.northwestern.edu/GHM/ Geologická historie Měsíce od Dona Wilhelmse] (anglicky)

Mýty a folklór


- [http://www.straightdope.com/classics/a2_337.html „Nestávají se podivné věci, když je měsíc v úplňku?“ od Cecila Adamse] (The Straight Dope, anglicky)
- [http://www.infoplease.com/spot/bluemoon1.html „Jednou za modrý (uherský) měsíc - Co je to modrý měsíc?“ od Ann-Marie Imbornoni] (anglicky)
- [http://www.suite101.com/article.cfm/folklore/10667 „Měsíc ve folklóru“ - od Virginie Marin] (anglicky)
- [http://www.laputanlogic.com/articles/2004/04/05-0001.html „Králík na Měsíci“ - od Johna Hardyho] (anglicky)

Jiné


- [http://www.perseus.gr/Astro-Lunar-Scenes-Apo-Perigee.htm Měsíc v apogeu a perigeu] (pozoruhodné fotografické porovnání, anglicky)
- [http://www.straightdope.com/classics/a2_110.html Proč se zdá Měsíc větší poblíž horizontu?] (The Straight Dope, anglicky)
- [http://www.badastronomy.com Špatná astronomie]: Dr. Philip Plait, profesor astronomie na Státní univerzitě v Sonomě v Kalifornii, na tomto webu vysvětluje mnoho případů nekorektní astronomie a fyziky prezentované veřejnosti, včetně astrologie a označování programu Apollo za podvod. (anglicky)
- [http://news.bbc.co.uk/2/hi/world/monitoring/media_reports/1399132.stm 'Falšované' snímky Měsíce – zpráva BBC] (anglicky)
- [http://www.redzero.demon.co.uk/moonhoax/ Web Moonhoax] (anglicky)
- [http://www.moonpeople.com Úplná příručka k zemskému Měsíci] (včetně diskusního fóra, anglicky)
- [http://astrosurf.com/avl/ Virtuální atlas Měsíce, program, včetně české lokalizace] Kategorie:Země Kategorie:Měsíce ja:月 ko:달 ms:Bulan (satelit) simple:Moon th:ดวงจันทร์ zh-min-nan:Go̍eh-niû

Sluneční soustava

Sluneční soustava je planetární systém kolem hvězdy známé pod názvem Slunce. Systém tvoří především 9 planet, více než 70 měsíců těchto planet (především planet Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) a další menší tělesa jako planetky, komety, meteoroidy apod. Planety obíhají po eliptických drahách kolem Slunce, které je v ohnisku elipsy. Měsíce také obíhají kolem planet po eliptických drahách. Sluneční soustava je součástí Galaxie známé také pod názvem Mléčná dráha. Ta je částí tzv. Supergalaxie, kam patří mj. i galaxie M 31 v Andromedě. Více než 99 % celkové hmotnosti Sluneční soustavy tvoří samo Slunce, které svojí gravitační silou udržuje soustavu pohromadě. Kategorie:Astronomie Kategorie:Sluneční soustava ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Planeta

Planeta (z řeckého πλανήτης, planétés - "poutníci") nebo oběžnice je těleso značného objemu, jehož hmotnost je menší než 80 MJ (hmotností Jupiteru), které obíhá na oběžné dráze kolem hvězdy a které neprodukuje žádnou nebo velmi málo energie prostřednictvím termonukleárních reakcí.

Charakteristika

Vznik

Předpokládá se, že planety vznikly ze smršťující se mlhoviny, z které se zformovala také jejich mateřská hvězda. Prvotní planety (protoplanety) vznikly nashromážděním plynu a prachu obíhajícího protohvězdu v hustém protoplanetárním disku předtím, než v jádru hvězdy začala termonukleární reakce a sluneční vítr odfoukl zbylý materiál pryč.

Energie

Uvnitř planety neprobíhají žádné termonukleární reakce, které by produkovaly energii. Všechnu vyzařovanou energii získávají planety z gravitačních, mechanických a termodynamických jevů, rozpadů radioaktivních prvků, shromažďování a odrážení energie z centrální hvězdy.

Ve sluneční soustavě

right Kromě Země (která ve starověku nebyla považována za planetu) jsou všechny planety ve sluneční soustavě pojmenované podle řeckých a římských bohů; některé neevropské jazyky, jako například čínština, však používají odlišné názvy. Měsíce jsou také pojmenované podle bohů a postav z mytologie (převážně klasické) nebo podle postav z Shakespearových her (měsíce Uranu). Asteroidy můžou být nazvané podle uvážení svých objevitelů, podle téměř kohokoliv nebo čehokoliv (zakázaní jsou např. politici, názvy podléhají schválení terminologické poroty Mezinárodní astronomické unie). O pojmenování planet a jevů na nich se stará planetární terminologie.

Uznané planety

Podle rozhodnutí autority Mezinárodní astronomické unie je v sluneční soustavě devět planet, tedy "dominantních" těles obíhajících kolem Slunce. Jsou to (vzestupně podle vzdálenosti od Slunce): # Merkur (☿) # Venuše (♀) # Země (♁) # Mars (♂) # Jupiter (♃) # Saturn (♄) # Uran (♅) # Neptun (♆) # Pluto (♇) (oběžná dráha Pluta leží zčásti uvnitř oběžné dráhy Neptunu; někteří astronomové považují Pluto jen za větší asteroid a nikoliv za skutečnou planetu)

Definice planety

Sluneční soustava se skládá ze Slunce, planet, planetek, meteoroidů a meziplanetárního plynu a prachu (řazeno podla velikosti). Velká tělesa Sluneční soustavy, která mají rozměry větší než Pluto a nepatří mezi měsíce planet, označujeme jako planety. Menší tělesa se nazývají planetky (nebo taky asteroidy). Hranice mezi planetami a planetkami není ostrá. Tato hranice a přesná definice planety je v současné době zdrojem sporů. Příkladem buď samo Pluto. Jestliže za planetu považujeme těleso, které vzniklo při vzniku sluneční soustavy z protoplanetární mlhoviny nabalováním hmoty na sebe (viz výše), pak Pluto mezi planety nepatří. Jeho velikost je podstatně menší než velikost kterékoliv jiné planety. Také jeho složení se mnohem více podobá ledovým měsícům Saturna, než planetám (průměrná hustota Pluta je 2 g/cm3, Marsu 4 g/cm3). Předpokládá se, že všechny další tělesa za drahou Neptunu (TNO, transneptunická tělesa) jsou rovněž složením podobna Plutu, čili hrouda kamení a ledu (viz výše ledové planety). Nicméně, IAU (Mezinárodní astronomická unie) v roce 1999 shodla, že budeme mít 9 planet. Dá se tedy říct, že z nomenklaturního hlediska máme planet devět, ale z hlediska kosmogonického pouze osm. V roce 2005 po objevu dalších velkých těles za drahou Neptuna se opět začalo diskutovat na téma definice planety. Jedním z podnětů bylo rozhodnutí Amerického přírodopisného muzea (American Museum of Natural History) v New Yorku vyřadit Pluta ze seznamu planet. Devatenáctičlenný panel pak navrhl definici planety upřesnit přídavnými jmény. Podle tohoto návrhu by pak byly tři druhy planet:
- terestrické planety (terrestrial planets)
- obří plynné planety (gas-giant planets)
- transneptunické planety (trans-Neptunian planets) Proti poslednímu druhu jsou výhrady, že není vhodné definovat typ těles podle jejich umístění ve Sluneční soustavě a vzniklo alternativní označení ledoví trpaslíci (ice dwarfs).

10. planeta nebo 8 planet?

V roce 2003 bylo objeveno těleso 2003 UB313, které se ukazuje být větší než Pluto. Na astronomické konferenci v roce 2006 v Praze se rozhodne, zda bude uznáno za planetu, nebo po dlouhých diskuzích tuto výsadu ztratí i Pluto.

Další objekty sluneční soustavy, podobné planetám

Nedávno objevený objekt 90377 Sedna obíhá Slunce ve vzdálenosti 13 miliard kilometrů, což je třikrát dále než Pluto. Průměr Sedny, pojmenované podle inuitské bohyně moře, není stále přesně známý, odhaduje se na 1/2 až 3/4 průměru Pluta, což je 1180 až 2360 km. Několik zdrojů již informovalo o Sedně jako o desáté planetě [http://www.theaustralian.news.com.au/common/story_page/0,5744,8968352%255E29098,00.html], všeobecně však astronomové tuto skutečnost neakceptují. Další "možná planeta" je 90482 Orcus, objekt oběžnou dráhou a velikostí podobný Plutu. Mezi dalšími kandidáty jsou např. 50000 Quaoar a 20000 Varuna. V současnosti považováno za téměř vyloučené, aby se našlo těleso, jehož velikost by byla srovnatelná nebo větší než např. Marsu nebo Merkuru. Viz http://www.princeton.edu/~willman/tno-comet/ a http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos3.gif . V různých obdobích historie se uvažovalo o několika hypotetických planetách, jako například Planeta X (předpokládaný výskyt za oběžnou dráhou Pluta) nebo Vulcan (s možnou oběžnou dráhou mezi Merkurem a Sluncem), které byly předměty intenzívního, ale neúspěšného hledání.

Klasifikace

Astronomové rozlišují mezi malými tělesy Sluneční soustavy, jako jsou planetky, komety a transneptunická tělesa, a mezi skutečnými planetami. Planety v sluneční soustavě lze rozdělit podle složení do víc kategorií:
- terestrické nebo též kamenné — planety podobné Zemi, složené převážně z hornin: Merkur, Venuše, Země, Mars
- joviální nebo též plynní obři — planety podobné Jupiteru, jejichž materiál je tvořen převážně z plynů: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun
  - uranské nebo též ledoví obři — podkategorie plynných obrů lišící se vyčerpáním vodíku a hélia a významným podílem hornin a ledu: Uran, Neptun
- ledové planety — někdy se uvádí tato třetí kategorie, ve které jsou tělesa jako Pluto, složené převážně z ledu. Tato kategorie "ledových" těles zahrnuje také neplanetární tělesa, jako například ledové měsíce vnějších planet naší sluneční soustavy (například Triton). Osm kamenných a plynných planet je všeobecně uznáváno jako hlavní planety. Ceres byl po svém objevení označený jako planeta, ale poté, co bylo nalezeno mnoho podobných objektů, byl překlasifikován na asteroid. Na základě nedávných objevů těles za oběžnou dráhou Neptunu, které se podobají Plutu svou oběžnou dráhou, velikostí a složením, si mnoho lidí myslí, že Pluto by mělo být definováno spíše jako planetka. Například Mike Brown z Caltechu definuje planetu jako každé těleso v sluneční soustavě, které je hmotnější než celková hmotnost všech ostatních těles na podobných oběžných drahách. Podle této definice by Pluto ani Sedna nebyly planetami. Mnoho lidí považuje Zemi a Měsíc za dvojplanetu z několika důvodů:
- Měsíc, měřený podle svého průměru, je 1,5× větší než Pluto.
- Gravitační síla, kterou působí Slunce na Měsíc, je větší než ta, kterou působí na Měsíc Země (asi 2,2×). Druhá skutečnost není v sluneční soustavě ojedinělá, pro tak velký satelit je však neobvyklá. Jiné měsíce, na které působí Slunce větší gravitací než jejich mateřská planeta, jsou:
- Nejvzdálenější měsíc Jupiteru (S/2003 J; 1,5×)
- Nejvzdálenější měsíc Uranu (S/2001 U 2; 1,2×)
- Dva najvzdálenější měsíce Neptunu (S/2002 N 4 a S/2003 N 1; 2,1×)
- Několik měsíců asteroidů (například S/2001 (22) 1 Linus 1,6×; S/1998 (45) 1 Petit-Prince 2,8×; S/1993 243 (1) 1,3×; a, najnápadnější, S/2001 (66391) 1 625×)

Exoplanety

Před rokem 1990 bylo známých jen devět planet, všechny v naší sluneční soustavě; v současnosti (listopad 2004) je jich známých 133 a všechny nově objevené jsou planety mimo naši sluneční soustavu. Nazývají se exoplanety. Většina exoplanet, které byly objevené, má hmotnost větší nebo porovnatelnou s plynnými obry v sluneční soustavě. Výjimku tvoří tři planety obíhající vyhaslou hvězdu nebo zbytek supernovy zvaný pulzar, jejichž hmotnost je srovnatelná se Zemí; a planeta obíhající μ Arae s hmotností přibližně 14-krát větší než je hmotnost Země [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/pr-22-04_pf.html]. Není jasné, zda se budou nově objevené planety podobat plynným obrům naší sluneční soustavy nebo zda budou úplně jiného typu, který v naší sluneční soustavě není známý. Zvláště některé z těchto planet, známé jako horké Jupitery, obíhají v extrémní blízkosti svých mateřských hvězd po téměř kružnicových oběžných dráhách. Přijímají proto o mnoho více záření než plynní obři v naší sluneční soustavě. Vyvstává proto otázka, zda se jedná o stejný typ planet. NASA má v plném proudu projekt na vyvinutí umělé družice pro hledání planet pozemského typu (anglicky Terrestrial Planet Finder), který bude schopen nalézat planety velikosti Země. Frekvence výskytu takových planet je jednou z proměnných v Drakeově rovnici, která odhaduje počet inteligentních, komunikujících civilizací existujících v naší galaxii. Existuje minimální zachytitelná úroveň kmitání, kterou je současná technika ještě schopna zaznamenat. Zatím se daří objevovat především planety, které jsou dostatečně velké a obíhají ve značné blízkosti mateřské hvězdy tak, že tuto hvězdu rozkmitají alespoň na tuto minimální zachytitelnou úroveň. Postupem času, jak budou sestrojovány stále lepší dalekohledy, bude možné zachytit v dnešní době hypotetické menší a vzdálenější planety.

Mezihvězdné planety

Mezihvězdné planety jsou samotáři v mezihvězdném prostoru, kteří nejsou gravitačně spojeni se žádnou hvězdnou soustavou. Dodnes není známá žádná mezihvězdná planeta, jejich existence je však považována za možnou na základě toho, že výsledky počítačových simulací původu a vývoje planetárních systémů často obsahují procesy zformování a následného odvrhnutí těles o značné hmotnosti.

Externí odkazy


- [http://physics.hallym.ac.kr/education/oregon/imamura/121/oct6/planet.html Planetární pohyby (anglicky)]
- [http://planetquest.jpl.nasa.gov/ Planetární výpravy NASA (anglicky)]
- [http://www.ciw.edu/IAU/div3/wgesp/definition.html Pracovní definice "planet" (anglicky)]
- [http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/icq/ICQPluto.html Stránka Dana Greena o členění planet (anglicky)]
- [http://www.spacedaily.com/news/outerplanets-04b.html Gravitační zákony: Přirozenost a smysl označení planeta]; S. Alan Stern; March 22, 2004 (anglicky)
- [http://exoplanets.org/almanacframe.html Seznam exoplanet] anglicky Planety als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Satelit

Slovo Satelit má více významů: # V biologii virus neschopný infikovat buňku bez přítomnosti jiného viru (jinak též virusoid). # V biologii také název pro bodový polymorfismus DNA o délce několika bází. # satelit (stát) - v politice stát pouze formálně nezávislý, jehož vnitrostátní i mezinárodní politika plně závisí na pokynech jiného státu (viz například ČSSR plně podléhající v 50. letech SSSR). # Přirozený satelit neboli družice je v astronomii těleso obíhající okolo jiného tělesa (měsíc kolem planety). # Družice obíhající okolo planety # Zjednodušený název antény družicového (satelitního) přijímače, nebo název pro sestavu družicového přijímače i s parabolickou anténou. Kategorie:Rozcestníky ja:衛星

Planetka

]] Planetka je malé těleso obíhající kolem Slunce nebo jiné hvězdy (tam se zatím tato tělesa jen předpokládají, dosud nebyla objevena žádná planetka u jiné hvězdy), vzhledem k malé hmotnosti většinou nepravidelného tvaru. Ve Sluneční soustavě se taková tělesa nacházejí zejména v prostoru mezi Marsem a Jupiterem, tzv. hlavní pás. Řada z nich se však nachází i za drahou Neptuna, kdežto jiné mohou křížit dráhu Země a dostávat se blíže ke Slunci než naše planeta. První planetka byla objevena 1. ledna 1801 na palermské hvězdárně Giuseppem Piazzim a dostala jméno Ceres. V současnosti (srpen 2005) je známo 99 947 planetek s dobře určenou drahou, jejich počet však neustále rychle roste. Kdysi byla tato tělesa považována za planety. Když se zjistilo, že se jedná o tělesa ve srovnání se známými planetami velmi malá, začaly být nazývány v angličtině minor planets, česky malé planety, z čehož vzniklo jejich dnešní české označení planetky. Lze se setkat též s původně zavedeným pojmenováním asteroid nebo i se staršími českými, dnes již zastaralými a prakticky nepoužívanými názvy planetoida nebo planetoid. Tato pojmenování měla svůj původ ve vzhledu těchto těles (asteroid - hvězdě podobné, planetoid - podobné planetě). Podle nejstarší teorie planetky vznikly rozpadem nějaké velké planety, které podle Boodeovy řady měla existovat mezi Marsem a Jupiterem. Celková hmotnost všech planetek (objevených i dosud neobjevených) však není taková, že by to vystačilo na pořádnou planetu. Podle současné teorie se jedná o planetesimály, jejichž akrece na planetu byla předčasně ukončena zřejmě gravitačním vlivem Jupiteru.

Dělení planetek podle oběžných drah

Z hlediska charakteru oběžných drah se planetky dělí do celé řady skupin.

Objekty ve vnitřní Sluneční soustavě

V oblasti omezené přibližně dráhou planety Jupiter se nacházejí objekty, které patří mezi planetky v užším slova smyslu, tj. tělesa, která nevykazují, ani zřejmě v minulosti nevykazovala kometární aktivitu.
- planetky obíhající uvnitř dráhy Země:
  - vulkanoidy - hypotetická skupina planetek, obíhajících uvnitř dráhy planety Merkur. Přestože již bylo po nich pátráno, nebyla dosud žádná objevena;
  - apohely - planetky s afelem menším než 1 AU, tedy taková tělesa, jejichž celá dráha leží uvnitř oběžné dráhy Země. Vzhledem k tomu je jejich maximální úhlová vzdálenost os Slunce velmi malá a proto jsou obtížně pozorovatelné. Dosud jsou známy pouze dva případy jejich pozorování a to 2003 CP20 a 2004 JG6; žádné z těles ještě nezískalo definitivní označení;
- blízkozemní planetky:
  - trojáni Země - dosud nenalezená tělesa, pohybující se po komensurabilních drahách 1:1 se Zemí a nacházející se v libračních centrech L4 a L5 systému Slunce-Země.
  - planetky koorbitální se Zemí - planetky, pohybující se po dráze velmi podobné dráze Země a blízké komensurabilitě 1:1, Vzhledem k tomu vykonávají vůči Zemi složitou dráhu připomínající podkovu; mohou se dočasně na dobu desítek až stovek let stát i dočasnými měsíci Země. Jsou známy dva případy, a to planetky (3735) Cruithne a 2002 AA29;
  - Atenova skupina (též zkráceně ateni) - kříží dráhu Země, jejich dráha je z větší části uvnitř zemské dráhy, doba jejich oběhu okolo Slunce je kratší než jeden rok. Jsou pojmenovány podle planetky (2062) Aten;
  - Apollonova skupina (též zkráceně apolla) - kříží dráhu Země, jejich dráha je z menší části uvnitř zemské dráhy, jejich oběh okolo Slunce trvá déle než jeden rok. Jsou pojmenovány podle planetky (1862) Apollo;
  - Amorova skupina (též zkráceně amoři) - jejich dráhy se zvnějšku blíží k dráze Země, ale nekříží ji. Jsou pojmenovány podle planetky (1221) Amor;
- planetky blízké Marsu:
  - křížiči dráhy Marsu - jejich dráhy kříží dráhu planety Marsu;
  - Martovi trojáni - planetky v komensurabilitě 1:1 s Marsem (znám zatím jen jediný případ, planetka (5261) Eureka); Eureka
- planetky hlavního pásu - obíhají v prostoru mezi drahami Marsu a Jupiteru, zhruba ve vzdálenostech od 2 AU do 4 AU a z větší části se vytvořily z protoplanetárního disku v oblasti, kde v důsledku gravitačního vlivu Jupiteru se nemohla vytvořit jediné velké těleso. Mnohé vnikly dodatečně rozpadem původně vniklých těles při jejich vzájemných srážkách. Rezonanční vliv Jupiteru způsobuje, že některé dráhy jsou "zakázané"; to vede ke vzniku mezer v hlavním pásu, nazývaných Kirkwoodovy mezery na počest jejich objevitele D. Kirkowwoda, který je popsal v roce 1874. Tyto mezery dělí planetky hlavního pásu do následujících dynamických skupin:
  - skupina Hungaria - planetky obíhajících těsně vně dráhy Marsu na drahách s velkou poloosou mezi 1,78 AU a 2,00 AU, excentricitou menší než 0,18 a sklonem dráhy mezi 16° a 34°. Jsou pojmenovány podle planetky (434) Hungaria. Vytvoření této skupiny pravděpodobně souvisí s komensurabilitou 2:9 s Jupiterem;
  - skupina Phocaea - hodnoty velké poloosy jejich drah leží mezi 2,25 AU a 2,5 AU, excentricita je větší než 0,1 a sklon dráhy se nachází v rozmezí mezi 18° a 32°. Skupina je pojmenována podle planetky (25) Phocaea. Někteří astronomové však skupiny Hungaria a Phocaea nerozlišují;
  - planetky hlavního pásu I - objekty, pohybující se po drahách s velkými poloosami od 2,3 AU do 2,5 AU a se sklonem menším než 18°;
  - skupina Alinda - hodnoty velké poloosy jejich drah se rovnají přibližně 2,5 AU a majíi excenticitu přibližně od 0,4 do 0,65. Tuto skupinu udržuje komensurabilita 1:3 s Jupiterem. Jsou pojmenovány podle planetky (887) Alinda;
  - skupina Pallas - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 2,5 AU do 2,82 AU a sklony oběžných drah mezi 33° a 38°. Jsou pojmenovány podle planetky (2) Pallas;
  - planetky hlavního pásu II - tato skupina se obvykle dělí na dvě podskupiny:
    - podskupina IIa - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 2,5 AU do 2,706 AU a sklony jejich oběžných drah jsou menší než 33°;
    - podskupina IIb - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 2,706 AU do 2.82 AU a sklony jejich oběžných drah jsou menší než 33°;
  - planetky hlavního pásu III - dráhy mají excentricitu menší než 0,35 a sklon menší než 30°; tato skupina se obvykle také dělí na dvě podskupiny:
    - podskupina IIIa - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 2,82 AU do 3,03 AU;
    - podskupina IIIb - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 3,03 do 3,27 AU; jsou tedy komensurabilní 1:2 s Jupiterem;
  - skupina Griqua - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 3,1 AU do 3,27 AU; jsou tedy stejně jako předchozí komensurabilní 1:2 s Jupiterem. Excentricita je však větší než 0,35 a sklon k ekliptice je také značně velký. Jsou pojmenovány podle planetky (1362) Griqua;
  - skupina Cybele - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 3,27 AU do 3,7 AU, excentricita je menší než 0,3 a sklon dráhy je menší než 25°. Předpokládá se, že tato skupina je udržována komensurabilitou 4:7 s Jupiterem. Jsou pojmenovány podle planetky (65) Cybele;
  - skupina Hilda - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 3,7 AU do 4,2 AU, excentricitu větší než 0,07 a sklon dráhy menší než 20°. Tyto planetky se pohybuji po komensurabilních drahách 2:3 s Jupiterem. Jsou pojmenovány podle planetky (153) Hilda;
  - skupina Thule - zatím je znám pouze jediný zástupce této skupiny s komensurabilní drahou 3:4 s Jupiterem a to (279) Thule; ::Mezi skupinou Hildy a trojány, přibližně v prostoru vymezeném vzdáleností 4,05 AU až 5,0 AU od Slunce, je prázdná "zakázaná zóna", z níž gravitační síla planety Jupiter vypudila všechna jiná menší tělesa. Výjimkou je již zmíněná planetka (279) Thule a přibližně pět dalších těles zřejmě na nestabilních drahách.
- planetky svázané s Jupiterem:
  - trojáni - hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 5,05 AU do 5,4 AU, pohybují se tedy po přibližně stejné dráze jako Jupiter, v komensurabilitě 1:1. Dynamicky tvoří jednu skupinu, prostorově však rozdělenou do dvou samostatných celků. Jsou totiž seskupeny kolem libračních center L4 a L5 soustavy Slunce-Jupiter. Dostávají jména po hrdinech trojské války, skupina nacházející se kolem bodu L4 po hrdinech řeckého tábora, druhá skupina kolem bodu L5 podle obránců města. Prvním objeveným trojánem byl (588) Achilles;
  - planetky koorbitální s Jupiterem - planetky, pohybující se po dráze velmi podobné dráze Jupiteru a blízké komensurabilitě 1:1, Vzhledem k tomu vykonávají vůči Jupiteru složitou dráhu připomínající podkovu; mohou se dočasně na dobu tisíců až desetitisíců let stát i dočasnými měsíci této planety. I když nejsou dosud známy žádné případy takových těles, některé vzdálené měsíce Jupiteru mohou být zachycenými planetkami tohoto typu.

Objekty ve vnější Sluneční soustavě

Na rozdíl od těles ve vnitřní části Sluneční soustavy je naprostá většina těchto objektů tvořena vodním ledem a dalšími těkavými látkami v pevném skupenství. Představují proto neaktivní nebo málo aktivní jádra komet. Proto je někteří astronomové vůbec nepočítají k planetkám.
- tělesa s perihelem mezi drahami Jupiteru a Neptunu:
  - kentauři - jsou to tělesa, jejichž celá dráha se nachází v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem. První objevené těleso tohoto druhu 1. listopadu 1977 se nazývá (2060) Chiron. Protože však byla pozorována i jeho kometární aktivita, má též alternativní označení jako kometa 95P/Chiron;
  - damokloidy - jsou to tělesa na velmi excentrických drahách s perihelem ležícím uvnitř dráhy Neptunu a s afelem daleko za jeho drahou. Jejich oběžné dráhy se nápadně podobají drahám komet Halleyovy rodiny komet a pocházejí zřejmě z Oortova oblaku. Většina astronomů je proto považuje jednoznačně za jádra komet. Jsou pojmenovány podle objektu (5335) Damocles;
- Neptunovi trojáni - pohybují se po přibližně stejné dráze jako Neptun, v komensurabilitě 1:1 a jsou stejně jako Jupiterovi trojáni soustředěni v blízkosti libračních center soustavy Slunce-Neptun. Zatím jsou známy pouze dva takové objekty, a to 2001 QR322 a 2004 UP10;
- transneptunická tělesa - mají dráhy, ležící svojí větší částí za drahou planety Neptun. Patří mezi ně i planeta Pluto. Jsou svým charakterem velmi odlišná od ostatních planetek a proto je jim věnováno samostatné heslo.

Potenciálně nebezpečné planetky

V poslední době se objevuje čím dál tím víc blízkozemních planetek a hovoří se o možné srážce naší planety s nějakou takovou planetkou. V současné době sice není známá žádná planetka, která by do nás měla s jistotou narazit, nicméně existuje již seznam[http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Dangerous.html] blížící se tisícovce objektů, u nichž toto v dlouhodobé perspektivě nelze vyloučit. Nedávno objevená planetka (99942) Apophis, má malou, avšak nenulovou pravděpodobnost srážky se Zemí 13. dubna 2036. V minulosti se však takové události vyskytly. Na Zemi bylo nalezeno několik impaktních kráterů, stop po dávných dopadech velkých těles. Z blízkých kráterů to jsou Ries a Steinheim v Německu (část přetavené hmoty byla vyvržena až do Čech, z toho vznikly vltavíny) či Morasko v Polsku u Poznaně. Předpokládá se, že 10km těleso spadlo před 65 miliony let do oblasti dnešního poloostova Yucatan (kráter Chicxulub) a že tento impakt měl na svědomí též vyhynutí dinosaurů. Že k dopadům v dávné minulosti docházelo, svědčí nejen impaktními krátery rozbrázděný povrch Měsíce, ale též jiných těles ve Sluneční soustavě.

Dělení planetek podle chemického složení

Podle hrubé klasifikace se planetky na základě jejich spektrálních charakteristik a albeda dělí do tří, resp. čtyř základních skupin, a to:
- C-planetky - (angl. "carbonaceous", uhlíkaté) s velmi nízkým albedem okolo 0,05, jejichž spektrální charakteristiky se podobají uhlíkatým chondritům a jsou nejrozšířenější (přibližně 75 % známých planetek);
- S-planetky - (angl. "stony", kamenné) s albedem 0,15 až 0,25, tvořené směsí niklového železa s křemičitanovými minerály (přibližně 27 % planetek);
- M-planetky - (angl. "metallic", kovové) s albedem 0,10 až 0,18, tvořené prakticky čistám niklovým železem (přibližně 6 % planetek);
- U-planetky - (angl. "unclassified", nazařazené) nespadající do žádné z předchozích skupin. Všechny tyto skupiny se dále podrobněji dělí na podskupiny.

Podívejte se také na


- asteroid - vysvětlení rozdílu slov asteroid a planetka při označování těchto těles
- Seznam planetek - seznam podle definitivního (číselného) označení
- Seznam pojmenovaných planetek - abecední seznam podle jména planetky

Externí odkazy


- [http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html IAU: Minor Planet Center] (anglicky)
- [http://newton.dm.unipi.it/cgi-bin/neodys/neoibo Database of near Earth asteroids] (anglicky)
- [http://hamilton.dm.unipi.it/cgi-bin/astdys/astibo/ Database of asteroids] (anglicky)
- [http://www.hohmanntransfer.com/news.htm The Asteroid/Comet Connection's news journal about asteroids, comets & meteors] (anglicky)
- [http://www.johnstonsarchive.net/astro/ Johnston's Archive Astronomy and Space] (anglicky)
- [http://planetky.astro.cz Česká a slovenská jména planetek]
- [http://www.planetky.cz/orbview.php3 Polohy a animace pohybu planetek]
- [http://sajri.astronomy.cz/poctyplanetek/pocet.htm Podrobný článek o planetkách]
- [http://sajri.astronomy.cz/drobky/drobky.htm Další článek o planetkách]
- [http://www.projectpluto.com/mp_group.htm Minor planet groups/families] (anglicky) Kategorie:Planetky

Kometa

Kometa, zastarale vlasatice, je malý astronomický objekt podobný planetce složený především z ledu a prachu a obíhající většinou po velice výstředné (excentrické) eliptické trajektorii kolem Slunce. Komety jsou známé pro své nápadné ohony. Většina komet se po většinu času zdržuje za oběžnou dráhou Pluta, odkud občas nějaká přilétne do vnitřních částí Sluneční soustavy. Velmi často jsou popisované jako „špinavé sněhové koule“ a z velké časti je tvoří zmrzlý oxid uhličitý, metan a voda smíchaná s prachem a různými nerostnými látkami. V závislosti na gravitační interakci komety s planetami se dráha komet může změnit na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Například Jupiter je známý tím, že mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Proto existují i komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často. Mezi ně patří například Halleyova, Hale-Boppova nebo Kohoutkova kometa. Často v tomto smyslu znamená jednou za několik let až staletí. Kometa se skládá z těchto částí:
- Jádro – pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek kilometrů.
- Koma – kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů.
- Ohon – plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas). Složení: Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu. Koma obsahuje různé nedisociované i disociované molekuly, radikály a ionty, např. OH-, NH2-, CO, CO2, NH3, CH4, CN, (CN)2 aj. Říká se, že kometární materiál si můžete udělat i doma: vezměte trochu vody, smíchejte s tonerem z tiskárny a ještě přidejte trochu organických látek z vlastních slin. Tuto směs promíchejte s pevným oxidem uhličitým (suchým ledem) a nechte zmrznout. Všeobecně se předpokládá, že komety vznikají v Oortově mračnu ve velké vzdálenosti od Slunce, spojováním zbytků po kondenzaci sluneční mlhoviny. Okraje takovýchto mlhovin jsou dostatečně chladné na to, aby zde mohla existovat voda v pevném a nikoli plynném skupenství. Planetky vznikají jiným procesem, ale velmi staré komety, které ztratily všechnu svojí těkavou hmotu, se jim mohou podobat.

Fyzikální vlastnosti

Předpokládá se, že komety vznikají ve vzdáleném oblaku známém jako Oortovo mračno pojmenovaném podle holandského astronoma Jana Hendrika Oorta, který jako první vyslovil hypotézu o jeho existenci. Někdy se stává, že kometu vymrští z její vzdálené oběžné dráhy gravitační působení, a ta se potom dostane na extrémně protáhlou eliptickou oběžnou dráhu, která má perihel dostatečně blízko u Slunce. Když se kometa přiblíží k vnitřní části Sluneční soustavy, zahřívání jejího jádra Sluncem způsobí, že se jeho vnější ledové vrstvy začnou vypařovat. Takto uvolněné proudy prachu a plynu vytvoří extrémně řídkou atmosféru okolo komety, nazývanou koma, a síla, kterou na komu působí sluneční vítr, způsobí vytvoření ohromného ohonu mířícího směrem od Slunce. Prach a plyn vytvářejí samostatné ohony, které míří do mírně odlišných směrů, přičemž prach zůstává vzadu za oběžnou dráhou komety (často takto vzniká zakřivený ohon) a ohon z ionizovaného plynu vždy míří přímo od Slunce, protože plyn je silněji ovlivňován slunečním větrem než prach a sleduje čáry magnetického pole a ne trajektorii oběžné dráhy. Ačkoli pevné těleso komety, takzvané jádro, má průměr menší než 50 km, koma může být větší než Slunce a ohony mohou dosáhnout délky 150 milionů km i více. Komu i ohon osvětluje Slunce, proto mohou být pozorovatelné ze Země, když kometa prolétá vnitřní částí Sluneční soustavy, prach odráží sluneční světlo přímo a plyny září v důsledku ionizace. Většina komet je bez pomoci dalekohledu příliš slabě viditelná, ale několik jich je dostatečně jasných na to, aby byly viditelné pouhým okem. Před vynálezem dalekohledu se komety zdánlivě z ničeho nic zjevovaly na obloze a postupně mizely z dohledu. Byly považovány za zlé znamení smrti králů a šlechticů, případně blížících se katastrof. Ze starověkých pramenů, například čínských kostí pro předpovídání budoucnosti, je známé, že jejich výskyty byly pozorované lidmi po celá tisíciletí. Jedním z nejznámějších starých záznamů je zobrazení Halleyovy komety na Bayeuxském gobelínu, který zaznamenává normanský tábor při dobytí Anglie roku 1066. 1066 Překvapením je, že kometární jádra patří mezi nejčernější známé objekty, o kterých víme, že existují ve sluneční soustavě. Sonda Giotto (sonda) zjistila, že jádro Halleyovy komety odráží přibližně 4 % světla, které na něj dopadá. Sonda Deep Space 1 podobně zjistila, že povrch Borrellyovy komety odráží jen mezi 2,4 % a 3,0 % dopadajícího světla. Pro porovnání, asfalt odráží 7 % dopadajícího světla. Všeobecně se zastává názor, že touto tmavou povrchovou látkou jsou složité organické sloučeniny. Teplo ze Slunce vypozuje prchavé složky, přičemž zanechává těžké organické sloučeniny s dlouhým řetězcem, které jsou obvykle velmi tmavé, podobně jako například dehet nebo ropa. Velmi tmavý povrch komet jim dovoluje absorbovat teplo potřebné na jejich odplyňování. V roce 1996 se překvapivě zjistilo, že komety vyzařují i rentgenové záření. Záření je pravděpodobně generované interakcí komet se slunečním větrem: když vysokoenergetické ionty vletí do atmosféry komety, srážejí se s kometárními atomy a molekulami. Při takovéto srážce ionty zachytí jeden nebo více elektronů, což vede k emisi rentgenového nebo ultrafialového fotonu (viz. [http://www.kvi.nl/~bodewits]).

Oběhové vlastnosti

elektron znázorňující velkou excentrickou oběžnou dráhu a rychlejší pohyb v blízkosti Slunce.]] Komety jsou klasifikovány podle svých oběžných dob (period). Krátkoperiodické komety mají oběžné doby kratší než 200 let, zatímco dlouhoperiodické komety mají oběžné doby delší, ale stále zůstávají gravitačně závislé na Slunci. Jednonávratové komety mají parabolické či hyperbolické oběžné dráhy, které je vynesou navždy mimo Sluneční soustavu po jediném průletu okolo Slunce. Opačným extrémem je krátkoperiodická Enckeova kometa, která má oběžnou dráhu, která jí nedovolí se vzdálit od Slunce dál než k oběžné dráze planety Jupiter. Za místo vzniku krátkoperiodických komet se obecně považuje Kuiperův pás. Dlouhoperiodické komety zřejmě vznikají v Oortově mračně. Bylo navrženo množství různých modelů vysvětlujících proč jsou komety odkloněny do velmi excentrických drah. Patří mezi ně přiblížení k jiným hvězdám na cestě Slunce naší Galaxií, působení hypotetického průvodce Slunce Nemesis a nebo působení zatím neznámých transneptunických těles, například hypotetické Planety X. Nejpřijímanější je hypotéza, že k těmto poruchám drah dochází náhodně vzájemným ovlivňováním se těles v Oortově mračně. Kvůli svým malým hmotnostem a excentrickým oběžným drahám, které je přivádějí do blízkosti velkých planet, jsou oběžné dráhy často rušené (perturbované). Lze si všimnout, že dráhy krátkoperiodických komet mívají často vzdálenosti afelu souměřitelné s velkými poloosami oběžných drah obřích planet. Tyto skupiny pak obvykle nazýváme rodinami příslušné planety. Jupiterova rodina komet má přitom nejvíce členů. Je tedy zřejmé, že oběžné dráhy komet přicházejících z Oortova mračna často ovlivňuje gravitace obřích planet, když se k nim komety přiblíží. Jupiter je největším zdrojem těchto poruch, protože je zdaleka nejhmotnější planetou ve Sluneční soustavě. Kvůli perturbacím dráhy se ztratilo mnoho periodický komet objevených v minulých desetiletích a stoletích. Jejich oběžné dráhy nebyly nikdy dostatečně přesně známé, abychom věděli, kdy a kde čekat jejich budoucí přiblížení. Někdy se díky tomu po zpětném vypočítání dráhy nově objevené komety zjistí, že se vlastně jedná o ztracenou kometu. Tento osud sdílí například Tempel-Swift-LINEAR, která byla objevená v roce 1869, ale po roce 1908 byla v důsledku poruchy způsobené Jupiterem ztracena. Náhodou byla znovu objevena až v pozorovacím programu LINEAR v roce 2001.

Oběžné dráhy

Pokud se objeví nová kometa, známe z krátkého pozorování jen malý úsek oběžné dráhy, proto se nejprve počítá její parabolická aproximace. Teprve po delším pozorování lze rozhodnout zda je dráha eliptická nebo hyperbolická. Z přibližně 600 komet, které známe je:
- 40% komet na eliptických drahách, z toho:
  - 16% krátkoperiodických (perioda je menší než 200 let)
  - 24% dlouhoperiodických (perioda je větší než 200 let),
- 49% na parabolických drahách
- 11% na hyperbolických drahách Velké procento parabolických drah uvedené v předchozím výčtu je zkreslující, neboť se jedná i o komety, u nichž doba pozorování byla příliš krátká na to, aby se rozhodlo zda se pohybují po hyperbole nebo po velmi protáhlé elipse. Z komet, které byly pozorovány alespoň 240 dní, jen 3% má parabolické dráhy.

Historie výzkumu komet

První pozorování a názory

V minulosti byly komety považovány za znamení zmaru, někdy byly dokonce znázorňovány jako útok nebeských bytostí proti obyvatelům Země. Někteří autoři interpretují zmínky o "padajících hvězdách" v Gilgamešovi, Janově Apokalypse a Knize Enoch jako zmínky o kometách, případně o bolidech. Aristotelés předložil ve svém díle Meteorologica (viz. [http://classics.mit.edu/Aristotle/meteorology.1.i.html]) pohled na komety, který nakonec na dvě tisíciletí ovládl západní myšlení. Odmítl názory několika dřívějších filozofů, že komety jsou planety nebo alespoň jevy planetám podobné s odůvodněním, že planety se pohybují jen okolo zvířetníku, kdežto komety se objevují v kterékoliv části oblohy. Aristotelés popsal komety jako jevy z vrchní atmosféry, kde příležitostně vybuchují horké a suché plyny. Aristotelés považoval tento mechanismus za zodpovědný nejen za komety, ale i za meteory, polární záře a dokonce i za Mléčnou dráhu. Později několik klasických filozofů jeho názor na komety napadlo. Seneca ve svých Přírodovědeckých otázkách uvedl, že komety se pohybují po obloze pravidelně a nejsou rušené větrem, což odpovídá chování typickému spíše pro nebeská tělesa než pro atmosférické jevy. Připustil, že planety se mimo zvířetník neobjevují, neviděl však žádný důvod, proč by se planetám příbuzné objekty nemohly objevovat v kterékoliv části oblohy. I přes tuto vážnou výtku se ujal Aristotelovský názor a udržel se až do 16. století, kdy se dokázalo, že komety musí existovat mimo atmosféru Země. Roku 1577 byla několik měsíců viditelná jasná kometa. Dánský astronom Tycho Brahe využil měření polohy komety, která provedl on sám a několik dalších pozorovatelů na různým místech na Zemi, a zjistil, že kometa nemá žádnou měřitelnou paralaxu. V rámci přesností těchto měření to znamenalo, že kometa musí být alespoň čtyřikrát dále od Země než Měsíc.

Studium oběžných drah komet

Měsíc Principiích.]] I když již bylo dokázáno, že komety patří na oblohu, o otázce, jak se pohybují po obloze, se debatovalo většinu následujícího staletí. Dokonce i po tom, co Johannes Kepler zjistil roku 1609, že se planety pohybují okolo Slunce po eliptických oběžných drahách, zdráhal se uvěřit, že jeho vlastní Keplerovy zákony, kterými se pohyb planet řídí, ovlivňují i pohyb ostatních objektů. Domníval se, že komety se pohybují mezi planetami po přímých drahách. Galileo Galilei, ačkoli byl oddaným stoupencem Mikuláše Koperníka, odmítnul Tychonovo paralaktické pozorování a držel se aristotelovské představy pohybu po přímkách přes vrchní atmosféru. První návrh, že Keplerovy zákony planetárních pohybů by měly platit i pro komety, předložil William Lower roku 1610. V následujících desetiletích další astronomové včetně Pierra Petita, Giovanniho Borelliho, Adriena Auzouta, Roberta Hooka a Giovanni Domenico Cassiniho předkládali argumenty ve prospěch tvrzení, že se komety okolo Slunce pohybují po eliptických nebo parabolických drahách, zatímco jiní, jako například Christiaan Huygens a Johannes Hevelius, podporovali hypotézu o přímém pohybu komet. Záležitost vyřešila jasná kometa, kterou objevil Gottfried Kirch 14. listopadu 1680. Astronomové v celé Evropě sledovali její pohyb po obloze po několik měsíců. Ve svých Principiích z roku 1687 Isaac Newton dokázal, že objekt pohybující se podle jeho zákona o poklesu gravitační síly se čtvercem vzdálenosti musí letět po jedné z kuželoseček, a demonstroval, jak ztotožnit dráhu komety po obloze s parabolickou oběžnou dráhou, přičemž použil kometu z roku 1680 jako příklad. V roce 1705 Edmond Halley aplikoval Newtonovu metodu na 24 pozorování komet mezi lety 1337 a 1698. Zjistil, že tři z nich — komety z let 1531, 1607 a 1682 — mají velmi podobné dráhové elementy a byl dále schopný zdůvodnít malé rozdíly v jejich oběžných drahách na základě gravitačního ovlivnění Jupiterem a Saturnem. Nabyl přesvědčení, že tyto tři úkazy byly výskyty téže komety a předpověděl, že se objeví znovu někdy roku 1758 nebo 1759. (Ještě před Halleyem Robert Hooke ztotožnil kometu z roku 1664 s další z roku 1618 a Giovanni Domenico Cassini vyslovil podezření o totožnosti komet z let 1577, 1665 a 1680. Oba se však mýlili. Halleyova předpověď datumu návratu byla brzo upřesněná týmem tří francouzských matematiků. Alexis Clairaut, Joseph Lalande a Nicole-Reine Lepaute předpověděli datum průchodu komety perihelem v roce 1759 s přesností na jeden měsíc. Když se kometa objevila podle předpovědi, stala se známou jako Halleyova kometa (oficiální označení má 1P/Halley). Naposledy do vnitřních částí Sluneční soustavy zavítala v roce 1986. Její další návrat se očekává v roce 2061. Mezi kometami s natolik krátkými periodami, že byly podle historických záznamů několikrát pozorovány, je Halleyova kometa unikátní tím, že je stále dostatečně jasná na to, aby ji bylo možné pozorovat pouhým okem. Od potvrzení periodicity Halleyovy komety bylo pomocí dalekohledů objeveno mnoho dalších periodických komet. Druhá kometa, u které byla objevena periodická oběžná dráha, byla Enckeova kometa (oficiálně označená 2P/Encke). Mezi lety 1819 až 1821 německý matematik a fyzik Johann Franz Encke vypočítal oběžné dráhy série kometárních výskytů pozorovaných v letech 1786, 1795, 1805 a 1818 a vyvodil z nich, že jde o tutéž kometu a úspěšně předpověděl její návrat v roce 1822. Do roku 1900 bylo pozorováno 17 komet s opakovaným průchodem perihelem, které byly uznány za periodické. Do ledna 2005 byl tento status přiznán 164 kometám, ačkoli některé z nich byly mezitím zanikly nebo se ztratily.

Studium fyzikálních charakteristik

Už na začátku 18. století někteří vědci navrhli správné hypotézy fyzikálního složení komet. V roce 1755 Immanuel Kant vyslovil hypotézu, že komety jsou složené z nějaké těkavé látky, jejíž vypařování způsobuje jejich zářivý vzhled v blízkosti perihelu. V roce 1836 německý matematik Friedrich Wilhelm Bessel po pozorování proudů vypařování během návratu Halleyovy komety v roce 1835 přišel s myšlenkou, že reaktivní síly vypařující se látky by mohly být dostatečně velké na to, aby podstatně změnily oběžnou dráhu komety, a tvrdil, že negravitační poruchy dráhy Enckeovy komety vyplývají z tohoto mechanismu. Další objev týkající se komet však zastínil tyto myšlenky na téměř jedno století. V období 1864 až 1866 italský astronom Giovanni Schiaparelli vypočítal oběžnou dráhu meteoritického roje Perseid a na základě podobnosti oběžných drah vyslovil správnou hypotézu, že Perseidy jsou fragmenty komety Swift-Tuttle. Souvislost mezi kometami a meteorickými roji dramaticky podtrhnul výskyt velmi silného meteorického roje na dráze komety Bielovy komety roku 1872, u níž byl pozorovaný rozpad na dvě části během jejího návratu v roce 1846, a která už po roce 1852 nikdy nebyla pozorovaná. Vznikl model „štěrkového náspu“ (gravel bank) kometární struktury, podle kterého se komety skládají ze sypkých hromad malých kamenných objektů obalených ledovou vrstvou. Do poloviny 20. století už měl tento model několik nedostatků: především nedokázal vysvětlit, jak těleso, které obsahovalo jen nevelké množství ledu, mohlo mít zářivé projevy vypařující se páry po několika průchodech perihelem. V roce 1950 Fred Lawrence Whipple navrhl, že namísto skalnatých objektů obsahujících málo ledu, jsou komety převážně ledové objekty obsahující malé množství prachu a úlomků hornin. Tento model „špinavé sněhové koule“ byl rychle přijat. Potvrdil se, když „armáda“ vesmírných sond (včetně sondy ESA Giotto a sovětské sondy Vega 1 a Vega 2) v roce 1986 proletěla komou Halleyovy komety, aby fotografovala jádro a pozorovala proudy vypařujícího se materiálu. Dne 21. září 2001 americká sonda Deep Space 1 prolétla okolo jádra Borrellyovy komety) a potvrdila, že vlastnosti Halleyovy komety platí i pro další komety. Budoucí vesmírné mise přidají další detaily k naší představě o složení komet. Sonda Stardust, která odstartovala 7. února 1999, už 2. ledna 2004 sesbírala částečky komy komety Wild 2 a má se vrátit se vzorky 15. ledna 2006 na Zemi. Dne 4. července 2005 projektil sondy Deep Impact (sonda) narazil do komety Tempel 1 a vytvořil kráter, s cílem prostudovat její nitro. A nakonec v roce 2014 bude evropská sonda Rosetta křížit oběžnou dráhu komety Churyumov-Gerasimenko a umístí na její povrch miniaturní přistávací modul Philae.

Přehled úspěšných kometárních sond

Velké komety

I když vnitřními částmi sluneční soustavy prolétnou ročně stovky komet, jen pár z nich zapůsobí i na veřejnost. Přibližně jednou za deset let se objeví kometa jasná natolik, aby mohla být pozorovatelná pouhým okem. Tyto komety jsou označované jako velké komety. V minulosti jasné komety způsobovaly mezi veřejností paniku a hysterii. Jejich zjevení bývalo považováno za zlé znamení. V nedávné minulosti, během přechodu Halleyovy komety roku 1910, Země procházela ohonem komety a noviny v té době mylně způsobily paniku, že v ohonu obsažený dikyan by mohl otrávit miliony lidí. V roce 1997 spustil příchod Hale-Boppovy komety hromadnou sebevraždu kultu Nebeská brána. Většina lidí však považuje velké komety za jev velmi krásný jev, ovšem poměrně neškodný. Předpovědět, zda se nějaká kometa stane velkou kometou, je velmi těžké, protože na jasnost komety působí mnoho faktorů. Obecně řečeno, pokud má kometa velké a aktivní jádro, bude procházet blízko povrchu Slunce a není v momentě nejvyšší jasnosti v zákrytu za Sluncem, má velkou šanci se zařadit mezi velké komety. Přestože Kohoutkova kometa v roce 1973 všechna tato kritéria splňovala a bylo očekávané velké vesmírné divadlo, opak byl ale pravdou. Naopak kometa West, která se objevila o tři roky později a která se velkou kometou stát neměla, nakonec byla velmi působivá. Ke konci 20. století zažilo lidstvo dlouhou přestávkou mezi objevením se velkých komet. Poté se objevily hned dvě velké komety v rychlém sledu — kometa Hyakutake v roce 1996 následovaná Hale-Boppovou kometou, která dosáhla maxima jasnosti v roce 1997, i když byla objevená jen dva roky před tím.

Zvláštní komety

Z tisíců známých komet jsou některé neobvyklé. Enckeova kometa má dráhu ležící mezi oběžnými dráhami Jupiteru a Merkuru. Naopak kometa Schwassmann-Wachmann má nestabilní oběžnou dráhu, která celá leží mezi Jupiterem a Saturnem. Kometa Chiron, která má také nestabilní dráhu, tentokrát však mezi Saturnem a Uranem, byla nejprve klasifikovaná jako asteroid (dostala dokonce katalogové číslo 2060), později však byla zaznamenána její slabé koma. Podobně byla původně za asteroid považována kometa Shoemaker-Levy 2, dostala označení 1990 UL3. Některé blízkozemní planetky jsou považovány za vyhaslá jádra komet, ze kterých se už neuvolňují plyny. Několikrát již byl pozorován rozpad jádra komety. Významným příkladem byla kometa Biela, která se rozlomila při průchodu perihelem v roce 1846. Dvě nově vzniklé komety potom byly pozorovány v roce 1852