Meziplanetární hmota

Kromě planet a Slunce tvoří naši Sluneční soustavu nepřeberné množství drobnějších těles. Zejména k nim patří planetkyPlanetka – nesprávně asteroid, malé těleso o rozměrech maximálně stovek kilometrů na samostatné dráze kolem Slunce. Nejvíce planetek se nachází v tzv. Hlavním pásu mezi drahami Marsu a Jupiteru. Obdobná tělesa jsou i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu., kometyKometa – těleso malých rozměrů obíhající kolem Slunce většinou po protažené eliptické dráze s periodou od několika let po tisíce roků. Při přiblížení ke Slunci se vypařuje část materiálu jádra a kometa vytváří komu a eventuálně ohon. Jde o pozůstatky materiálu z doby tvorby sluneční soustavy. Dnes se nacházejí v Oortově oblaku za hranicemi sluneční soustavy, ve vzdálenosti 20 000 až 100 000 au. Některé komety pocházejí i z bližšího Kuiperova pásu. a meteoroidyMeteoroid – těleso obvykle vzniklé postupným rozpadem komet nebo planetek Hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Některé meteoroidy mohou být pozůstatkem původního materiálu, z něhož vznikala Sluneční soustava. Meteoroidy se pohybují v meziplanetárním prostoru.. Hmotnost všech těchto těles je zanedbatelná v měřítkách Sluneční soustavy, ale jejich význam pro poznání minulosti Sluneční soustavy může být principiální. Velké množství těchto těles se nachází mezi Marsem a Jupiterem (tzv. Hlavní pásHlavní pás – pás planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru. Největším tělesem je planetka Ceres (průměr 940 km) objevená v roce 1801. V současnosti (2026) je počet známých těles Hlavního pásu přibližně 1,5 milionu. Jejich úhrnná hmotnost je ale velmi malá. Existuje zde jen 16 těles s rozměry nad 240 km.  planetek). Další jsou za drahou Neptunu, a to buď v bližším Kuiperově pásuKuiperův pás – oblast malých těles za drahou Neptunu. Vnitřní okraj pásu se nachází ve vzdálenosti asi 30 a vnější asi ve vzdálenosti 500 astronomických jednotek od Slunce. Je „položen“; do roviny ekliptiky. Dnes známe tisíce objektů Kuiperova pásu a předpokládá se, že existuje přes 100 000 objektů s velikostí větší než 100 kilometrů. Průměry těles nepřesahují (až na ojedinělé výjimky) 400 km. Celková hmotnost všech těles se odhaduje na 0,1 hmotnosti Země. Nejznámějším tělesem Kuiperova pásu je Pluto. Odhaduje se, že v Kuiperově pásu se může nacházet řádově miliarda kometárních jader. , nebo ve vzdálenějším Oortově oblakuOortův oblak – také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 astronomických jednotek od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0 až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilion při celkové hmotnosti do 10 Zemí. také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 au od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0° až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilión při celkové hmotnosti do 10 M_Z.. Předpověď trajektorie malých těles je leckdy dosti složitá, protože na ně nepůsobí jen gravitace, ale i negravitační síly: reaktivní síla unikajícího prachu, časté rozpady, tlak slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera., tlak elektromagnetického záření a Jarkovského jevJurij Jarkovski – dnes částečně zapomenutý ruský inženýr polského původu (1844-1902), který kolem roku 1900 navrhl, že dynamika malých těles sluneční soustavy je ovlivněna příjmem záření a vlastním tepelným vyzařováním. Jev po něm pojmenoval v roce 1951 Ernst Julius Öpik, který se v té době problematikou intenzivně zabýval. souvisící s nehomogenním tepelným vyzařováním těchto těles.

Kuiperův pás a Oortův oblak

Hlavní pás – pás planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru. Největším tělesem je planetka Ceres (průměr 940 km) objevená v roce 1801. V současnosti (2026) je počet známých těles Hlavního pásu přibližně 1,5 milionu. Jejich úhrnná hmotnost je ale velmi malá. Existuje zde jen 16 těles s rozměry nad 240 km. Kuiperův pás – oblast malých těles za drahou Neptunu. Vnitřní okraj pásu se nachází ve vzdálenosti asi 30 a vnější asi ve vzdálenosti 500 astronomických jednotek od Slunce. Je „položen“; do roviny ekliptiky. Dnes známe tisíce objektů Kuiperova pásu a předpokládá se, že existuje přes 100 000 objektů s velikostí větší než 100 kilometrů. Průměry těles nepřesahují (až na ojedinělé výjimky) 400 km. Celková hmotnost všech těles se odhaduje na 0,1 hmotnosti Země. Nejznámějším tělesem Kuiperova pásu je Pluto. Odhaduje se, že v Kuiperově pásu se může nacházet řádově miliarda kometárních jader. Oortův oblak – také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 astronomických jednotek od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0 až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilion při celkové hmotnosti do 10 Zemí. také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 au od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0° až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilión při celkové hmotnosti do 10 MZ.

Komety

KometyKometa – těleso malých rozměrů obíhající kolem Slunce většinou po protažené eliptické dráze s periodou od několika let po tisíce roků. Při přiblížení ke Slunci se vypařuje část materiálu jádra a kometa vytváří komu a eventuálně ohon. Jde o pozůstatky materiálu z doby tvorby sluneční soustavy. Dnes se nacházejí v Oortově oblaku za hranicemi sluneční soustavy, ve vzdálenosti 20 000 až 100 000 au. Některé komety pocházejí i z bližšího Kuiperova pásu. jsou pozůstatkem z doby tvorby Sluneční soustavy. Jejich zásobárnou je Oortův oblakOortův oblak – také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 astronomických jednotek od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0 až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilion při celkové hmotnosti do 10 Zemí. také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000 až 100 000 au od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0° až 90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilión při celkové hmotnosti do 10 M_Z. na periferii Sluneční soustavy. Typická kometa je slepenec kamenů a ledu o průměru nejvíce několik desítek kilometrů („dirty snowball“ – špinavá sněhová koule). Vlivem poruch se kometa může vydat na cestu Sluneční soustavou. Při přiblížení ke Slunci dojde k odpařování plynů a částečné ionizaci. Kolem jádra se tvoří koma (~1000 km). Při dalším přiblížení ke Slunci vzniká charakteristický ohon (~1 000 000 km). Plynný ohon míří od Slunce a je odtlačován tlakem slunečního záření. Prachové ohony jsou částečně ovládány gravitací a míří ve směru výslednice gravitační a odstředivé síly. Při vzdalování od Slunce se kometa opět stává nevýrazným objektem. Při cestě Sluneční soustavou komety ztrácejí část své hmoty, rozpadají se a zanechávají podél své dráhy kosmické smetí. Střetne-li se Země s drahou bývalé komety, je vidět meteorický rojMeteorický roj – proud meteoroidů obíhajících kolem Slunce po eliptické dráze, která protíná dráhu Země. V době, kdy Země prochází průsečíkem těchto drah, vlétávají meteoroidy do zemské atmosféry. Dráhy meteoroidů v roji jsou při vstupu do atmosféry prakticky rovnoběžné a vlivem perspektivy se zdá, že meteory roje vyletují z jednoho místa na hvězdné obloze (z tzv. radiantu roje). Roje jsou pojmenovány podle souhvězdí, kde leží radiant. Zpravidla vznikají rozpadem mateřské komety, která s rojem souvisí.. Mnohokrát byl pozorován rozpad komety na několik částí. Častým jevem je také pád komety do Slunce. Velkolepou podívanou přichystala kometa Shoemaker-Levy 9, která se rozpadla v roce 1994 v blízkosti Jupiteru a byl pozorován pád více než dvaceti úlomků na Jupiter. V roce 1996 byla pozorována mimořádně jasná kometa Hale-Bopp, u které byla zjištěna výrazná rotace jádra. Některé komety jsou gravitačně ovládané velkými planetami, které jejich dráhy změní natolik, že si je „přivlastní“. Známe tak rodinu komet planety Jupiter nebo rodinu komet planety Saturn.

Výzkum komet vyvrcholil průzkumem ze sond. Evropské sondě GiottoGiotto – sonda ESA, která startovala 2. července 1985, mise úspěšně skončila 23. července 1992. Zkoumala komety Halley a Grigg-Skjellerup. Přinesla první fotografie kometárního jádra zblízka. se dne 14. března 1986 ze vzdálenosti 596 km podařilo poprvé spatřit jádro Halleyovy komety. Giotto se pak 10. července 1992 ještě přiblížila ke kometě 26P/Grigg-Skjellerup, ke které se dostala dokonce na 125 kilometrů. Mise byla čtrnáct dní poté ukončena pro nedostatek paliva. Následovala mise Deep space 1, která po návštěvě planetky 9969 Braille v roce 1999 prolétla 22. září 2001 ve vzdálenosti 2 200 kilometrů kolem jádra komety Borelli. Dalším kometárním návštěvníkem byla sonda StardustStardust – sonda NASA vypuštěná 6. února 1999. Za pomoci aerogelu sbírala prachové částice a páry z ohonu komety Wild 2, fotografovala jádro komety a provedla předběžný rozbor kometárního prachu. K návratu vzorků na Zemi došlo v návratovém pouzdře 15. ledna 2006. Vlastní sonda pokračovala v letu pod názvem Stardust NExT ke kometě Tempel 1., která prolétla 2. ledna 2004 kolem jádra komety 81P/Wild 2 ve vzdálenosti 240 kilometrů. Cílem této mise bylo dopravit na Zemi částice kometárního materiálu, kterým je jádro obklopeno, což se nakonec podařilo. Následovala sonda Deep ImpactDeep Impact – mise NASA ke kometě Tempel 1, start 12. 1. 2005, dopad impaktoru na kometu proběhl 4. 7. 2005. Sondu vynesla nosná raketa Delta 2, hmotnost sondy při startu byla 1 020 kg, primární anténa pro přenos dat měla průměr 1 metr a zajišťovala přenosovou rychlost 175 kb/s. Maximální výkon slunečních článků byl 620 W. Po úspěchu u komety Tempel 1 pokračovala mise pod názvem EPOXI a sonda dne 4. listopadu 2010 prolétla ještě kolem komety Hartley 2. Mise byla ukončena po ztrátě signálu ze sondy v září 2013., která měla připraven experiment s nastřelením impaktoru do jádra komety Tempel 1 a následné studium takto vyvržené látky z hloubi jádra pod viditelným povrchem, jak samotnou sondou, tak pozemskými teleskopy. Tento experiment se podařilo provést 4. července 2005. Na impaktoru byla umístěna kamera, proto byly získány snímky povrchu jádra s velmi vysokým rozlišením detailů ještě před nárazem impaktoru na kometu. Splněným snem Julese Verna se stala sonda RosettaRosetta – sonda ESA vypuštěná 2. března 2004, která byla jako první navedena na oběžnou dráhu kolem jádra komety (67P/Čurjumov–Gerasimenko dne 6. srpna 2014). Dále uskutečnila průlet kolem planetek 2867 Steins (5. září 2008) a 21 Lutetia (10. července 2010); řízené přistání na jádru komety (modul Philae, 12. listopadu 2014). Během cesty ke kometě se podílela na projektu Deep Impact při pozorování komety 9P/Tempel 1 a projektu New Horizons při pozorování Jupiteru a plazmového toru měsíce Io. Sonda spolu s kometou prošla perihéliem 13. srpna 2015. Mise byla několikrát prodloužena a definitivně byla ukončena dne 30. září 2016 řízeným pádem na povrch komety., která přistála 12. listopadu 2014 na jádře komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, kde prováděla detailní průzkum. Podrobnosti naleznete v bulletinech uvedených v závěru této kapitoly.

Nahoře: Úlomky komety Shoemaker-Levy 9. Kometu roztrhaly slapové síly Jupiteru na 21 úlomků, které ve dnech 18. až 22. července 1994 postupně popadaly do Jupiteru. Prostřední řada: Halleyova kometa. Levý snímek je z průletu v roce 1910. Na pravém snímku, který byl pořízen sondou Giotto v roce 1986, je patrné jádro komety. Dolní řada: Nalevo je série fotografií jádra komety Hartley 2 vyfotografovaná při průletu mise EPOXI kolem komety dne 4. listopadu 2010. Napravo je jádro komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko fotografované sondou Rosetta 3. srpna 2014. Zdroj: ESA/NASA.

Na kometách byl ověřen gravitační zákon i za hranicemi Země. Anglický astronom Edmond Halley zjistil, že parametry drah komet z let 1456, 1531 a 1607 jsou si velmi podobné. Usoudil, že jde o jedinou kometu a předpověděl její návrat v roce 1758. Zemřel ale před jejím příletem. Návrat Halleyovy komety v roce 1758 byl velkým triumfem Newtonovy mechaniky. Na komety ale nepůsobí jen gravitační síla. Unikající částečky prachu a plynů působí reaktivně na kometární jádro a udělují mu dodatečnou hybnost, podobně jako raketě raketový motor. Také tepelné vyzařování na straně odvrácené od Slunce vede ke vzniku negravitačních sil. V některých kometárních ohonech byla dokonce zjištěna přítomnost magnetického pole, například u komety Hyakutake v roce 1996. Negravitační síly jsou zdrojem změn trajektorií komet, které jsou jen obtížně předpověditelné.

Po vzniku Země dopadaly na její povrch v první miliardě let komety velmi často. Byly nepochybně zdrojem velkého množství vody, ale z měření poměru deuteria a vodíku na kometách je jasné, že nebyly hlavním zdrojem vody na Zemi. Na Zemi bylo velké množství vody v horninách už v období jejího vzniku. Část vody také pochází z dopadajících planetek z vnitří části Sluneční soustavy. I v současnosti na Zemi občas dopadne jádro komety nebo menší planetka. Uvažuje se o tom, že pád jádra komety mohl způsobit vyhynutí dinosaurů (před 65 miliony lety). Kometa pravděpodobně dopadla na Yucatánský poloostrov, který je dnes bohatý na síru. Místem dopadu by měl být kráter Chicxulub na ostrově Albion o průměru 200 až 300 kilometrů. Do atmosféry se dostalo 100 miliard tun síry a prachu, půl roku byla zcela tma, ustala fotosyntéza a deště obsahovaly kyselinu sírovou. Vlastní těleso mělo průměr 10 až 20 kilometrů. Tunguzská událost z roku 1908 je dnes také připisována pádu jádra komety nebo malé planetky na Zem. Komety ale tu a tam dopadají i do Slunce. Sonda SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm. Hmotnost sondy je 1 875 kilogramů, největší rozměr (bez slunečních panelů) je 4,7 metru. Sonda obíhá kolem libračního bodu L1 a je stále i po více než 30 letech aktivní. pozorovala v okolí Slunce mnoho komet a některé jejich pády do Slunce zanznamenala v „přímém přenosu“. Například v roce 1998 byly sondou SOHO sledovány dvě komety (Romeo a Julie), které padly do Slunce téměř současně. Stále živá a atraktivní je domněnka, že život vzniká všude tam, kde jsou pro jeho vznik podmínky. Právě komety by mohly hrát úlohu kosmických „znečišťovatelů“. Na jejich povrchu v malých vodních jezírkách by se mohly udržet primitivní zárodky života roznášené po celé Sluneční soustavě. Tato hypotéza se nazývá panspermie.

Nahoře: Kometa Hyakutake z roku 1996. Struktura vláken v ohonu je typická pro přítomnost magnetického pole. Vlevo dole: Kmeta Catalina z roku 2015 se dvěma ohony. Jemnější částice jsou ovládány tlakem slunečního záření, hrubší gravitací. Tím dojde k jejich oddělení a vzniku dvou ohonů mířících různými směry. Napravo dole: Komety Romeo a Julie z roku 1998, jejichž pád do Slunce pozorovala sonda SOHO. Povrch Slunce je zakryt clonkou. Zdroj: ESA/NASA.

Planetky

Planetky jsou malá tělesa o rozměrech maximálně stovek kilometrů na samostatných drahách kolem Slunce. Nejvíce planetek se nachází v tzv. Hlavním pásuHlavní pás – pás planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru. Největším tělesem je planetka Ceres (průměr 940 km) objevená v roce 1801. V současnosti (2026) je počet známých těles Hlavního pásu přibližně 1,5 milionu. Jejich úhrnná hmotnost je ale velmi malá. Existuje zde jen 16 těles s rozměry nad 240 km. mezi drahami Marsu a Jupiteru. Obdobná tělesa jsou i v Kuiperově pásuKuiperův pás – oblast malých těles za drahou Neptunu. Vnitřní okraj pásu se nachází ve vzdálenosti asi 30 a vnější asi ve vzdálenosti 500 astronomických jednotek od Slunce. Je „položen“; do roviny ekliptiky. Dnes známe tisíce objektů Kuiperova pásu a předpokládá se, že existuje přes 100 000 objektů s velikostí větší než 100 kilometrů. Průměry těles nepřesahují (až na ojedinělé výjimky) 400 km. Celková hmotnost všech těles se odhaduje na 0,1 hmotnosti Země. Nejznámějším tělesem Kuiperova pásu je Pluto. Odhaduje se, že v Kuiperově pásu se může nacházet řádově miliarda kometárních jader. za drahou Neptunu. Nesprávně se těmto tělesům říká asteroidy, s hvězdami ale nemají nic společného. Název je bohužel natolik vžitý, že jeho dalšímu šíření už nelze zabránit. Tělesa v Hlavním pásu by dle dnešních poznatků měla být pozůstatkem ze stavby Sluneční soustavy, nedokončená planeta, která vznikala mezi Marsem a Jupiterem. Gravitační vliv Jupiteru pravděpodobně zabránil tvorbě této planety. Jsou to nepravidelná skaliska, často s krátery na povrchu. Největší je Ceres (940 km) objevená Giuseppem Piazzim dne 1. ledna 1801. Podle dnešních kritérií patří Ceres do trpasličích planetTrpasličí planeta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne přibližně kulatého tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) není satelitem jiného tělesa. 4) nevyčistí okolí své dráhy od drobných těles (na rozdíl od planety). V současnosti (2026) je Mezinárodní astronomickou unií schváleno pět trpasličích planet: Ceres v Hlavním pásu planetek a trans­nep­tu­nic­ká tělesa Pluto, Eris, Haumea a Makemake. Mnoho dalších podobných těles čeká na schválení. . Objevy dalších podobných těles následovaly: Pallas (512 km, objev 1802), Juno (233 km, 1804), Vesta (525 km, 1807) a další. V roce 2026 je evidováno přibližně 1,5 milionu planetek. Jejich celková hmotnost nepřesáhne dvojnásobek hmotnosti Cerery (2,6 % hmotnosti Pluta s Charonem). Nápadné mezery mezi drahami planetek, za které je zodpovědný Jupiter, se nazývají Kirkwoodovy mezery. Objevil je poprvé americký astronom Daniel Kirkwood (1814–1895). Jupiter doslova „vymetá“ pryč planetky s oběžnou dobou v poměru malých celých čísel k oběžné době Jupiteru samotného. Některé planetky se při svém pohybu dostávají i do těsné blízkosti Země. Nejvýraznější skupinou jsou tzv AAAAAA – planetky, které se na své dráze dostávají do blízkosti Země a mohou ji ohrozit. Pojmenované jsou podle reprezentantů tří základních typů: Amor (kříží dráhu Marsu, nedosahuje až k dráze Země), Apollo (kříží dráhu Země, perioda je větší než rok), Aten (kříží dráhu Země, perioda je menší než rok). planetky pojmenované podle svých tří typických zástupců (Amor, Apollo, Ateny). Další zajímavou skupinou jsou TrojanéTrojané – obecný název pro tělesa nacházející se v Lagrangeových bodech L4 a L5 soustavy Slunce-planeta. V těchto bodech tělesa samostatně obíhají Slunce a vyrovnává se zde odstředivá síla vzniklá oběhem s přitažlivými silami planety a Slunce. Lagrangeovy body L4 a L5 se nacházejí na dráze planety kolem Slunce, a to 60° před planetou a 60° za planetou. Lagrangeův bod (L4 nebo L5), planeta a Slunce tvoří rovnostranný trojúhelník. Trojané jsou v rezonančním pohybu 1:1 s oběžným pohybem planety. Tělesa v libračním bodě L4 soustavy Jupiter – Slunce se někdy označují jako „Řekové“ a tělesa v bodě L5 jako „Trojané“.. Jde o planetky s oběžnou dráhou vázanou na Lagrangeovy bodyLagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louis Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. soustavy Jupiter-Slunce. Trojany dělíme na dvě skupiny: Achillovu skupinu, jejíž členové se pohybují 60° před Jupiterem a Patroklovu skupinu, jejíž členové se pohybují 60° za Jupiterem. Velké nakupení malých i větších těles je také za drahou Neptunu, kde se nachází Kuiperův pás. Největší planetky řadíme do rodiny tzv. trpasličích planet. Mezi ně patří například Pluto.

Planetka Ida se svým měsícem Daktylem vyfotografovaná sondou Galileo
v roce 1993 ze vzdálenosti 10 500 kilometrů. Zdroj: NASA.

Meteory

Podstatná část meteorů vznikala rozpadem komet a planetek na jejich drahách. Existují však meteory, které vznikly vyvržením látky z Měsíce, Marsu nebo planetky Vesta při dopadu větších těles, mikrometeority, které jsou všudypřítomné a představují jakési kosmické smetí a celá řada drobných těles neznámého původu. Při průletu těchto útvarů zemskou atmosférou dochází k jejich rozžhavení a známému světelnému úkazu. První nález meteoroidu na základě měření parametrů stopy meteoru se podařil v roce 1959 u Příbrami a patří k velkému úspěchu tehdejší československé astronomie. Celkem bylo na světě nalezeno zhruba šest desítek meteoritů na základě pozorování dráhy (tzv. „s rodokmenem“, údaj platí pro rok 2026). V České republice přibyl v roce 1991 meteorit Benešov, v roce 2000 meteorit Morávka, v roce 2015 meteorit Žďár nad Sázavou a v roce 2016 meteorit u Hradce Králové. Česká republika je světovou jedničkou díky mimořádně kvalitní bolidové síti, kterou začal budovat Dr. Zdeněk Ceplecha v roce 1951 a do současné podoby ji přetvořil Dr. Pavel Spurný z Astronomického ústavu v Ondřejově. Na vrub České republiky jde 5 meteoritů s rodokmenem.

Meteor – světelná stopa vzniklá průletem meteoroidu atmosférou planety, zpravidla Země. Meteoroid – těleso obvykle vzniklé postupným rozpadem komet nebo planetek Hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Některé meteoroidy mohou být pozůstatkem původního materiálu, z něhož vznikala Sluneční soustava. Meteoroidy se pohybují v meziplanetárním prostoru. Meteorit – pozůstatek po meteoroidu, těleso pocházející z meziplanetárního prostoru, které se srazilo s planetou (Země, Mars, …), přežilo průlet atmosférou a dopadlo na povrch. Meteorit kamenný – nejběžnější skupina meteoritů tvořená převážně silikátovými minerály. Tvoří 94 % všech známých meteoritů dopadlých na Zemi. 84 % kamenných meteoritů tvoří tzv. chondrity – chemicky primitivní hmota, která se svým obsahem chemických prvků (mimo lehké prvky) blíží složení sluneční fotosféry, a tedy i složení materiálu ze kterého vznikala sluneční soustava. 8 % tvoří tzv. achondrity – meteority vzniklé obvykle kompletním přetavením chondritů. Zvláštní skupiny achondritů tvoří lunární a marsovské meteority a diferencované meteority nejasného postavení. Meteorit železno-kamenný – siderolit, meteorit tvořený rovným podílem slitin železa a niklu a silikátového materiálu. Rozlišujeme skupinu pallasitů (meteority tvořené téměř výhradně silikátovým minerálem – olivínem a slitinami železa a niklu) a mezosideritů (meteority tvořené slitinami železa a niklu společně se směsí silikátových minerálů nejčastěji pyroxeny a plagioklasy). Meteorit železný – siderit. Skupina meteoritů tvořená výhradně redukovaným materiálem – slitinami železa a niklu s možnými silikátovými inkluzemi a vzácnými – akcesorickými minerály. Představují pravděpodobně (ve většině případů) materiál z jader planetesimál vzniklý v počátcích vývoje pevných těles.

Jsou-li meteoroidy zbytkem po rozpadu komety, dojde po průletu Země bývalou drahou k značnému množství meteorických jevů. Za hodinu může být vidět několik desítek až tisíc meteorů (potom hovoříme o meteorickém dešti). S těmito bývalými drahami se Země pravidelně setkává každý rok. Hovoříme o tzv. meteorických rojíchMeteorický roj – proud meteoroidů obíhajících kolem Slunce po eliptické dráze, která protíná dráhu Země. V době, kdy Země prochází průsečíkem těchto drah, vlétávají meteoroidy do zemské atmosféry. Dráhy meteoroidů v roji jsou při vstupu do atmosféry prakticky rovnoběžné a vlivem perspektivy se zdá, že meteory roje vyletují z jednoho místa na hvězdné obloze (z tzv. radiantu roje). Roje jsou pojmenovány podle souhvězdí, kde leží radiant. Zpravidla vznikají rozpadem mateřské komety, která s rojem souvisí.. Díky perspektivě se zdá, jako by meteory příslušející jednomu roji vylétávaly z jediného místa oblohy (úběžníku neboli radiantuRadiant – bod na obloze, ze kterého se vlivem perspektivy rozbíhají zdánlivé dráhy meteorů roje.). K nejznámějším rojům patří Kvadrantidy (3. 1.), Lyridy (22. 4), Bootidy (28. 6.), Perseidy (12. 8.), Orionidy (21. 10.), Leonidy (17. 11) a Geminidy (13. 12.).

Dne 6. března 2016 krátce po půl jedenácté večer místního času proletěl nad Horním Rakouskem velmi jasný meteor – bolid. Podle oblasti pádu získal název. Stubenberg. Čeští odborníci z dráhy vypočetli místo dopadu. Na snímku je největší nalezený meteorit (1 320 g) ze čtyř různých stran. Zdroj: Pavel Spurný.

Současný výzkum meziplanetární hmoty

Výzkum těles na pomezí planetek, komet a meteoroidů zažívá v posledních letech nebývalý rozmach, který zásadně mění a přepisuje náš dosavadní pohled na dynamickou evoluci celé Sluneční soustavy. Díky technologickému pokroku, nasazení moderních robotických sond a  spuštění vysoce citlivých automatizovaných přehlídek oblohy se z pasivních pozorovatelů na dálku stáváme aktivními průzkumníky. Dnes již dokážeme nejen odebírat a transportovat čisté vzorky materiálu přímo z povrchu cizích vesmírných těles, ale poprvé v historii lidstva také reálně testujeme metody aktivní planetární obrany pro ochranu Země před potenciální hrozbou z vesmíru. Tyto nové poznatky nám zároveň pomáhají lépe pochopit, jak probíhala migrace obřích planet v raných fázích vývoje našeho planetárního systému a jakou roli hrála meziplanetární hmota při distribuci vody a organických látek na mladé terestrické planety.

Ilustrace „cizí“ komety 3I/ATLAS, která každý den vyvrhuje do vesmíru množství
vody odpovídající 70 plaveckým bazénům. Zdroj: ZME Science.