kozmická loď, vesmírna loď — v širšom význame dopravný prostriedok určený na pohyb vo vonkajšom vesmíre. Patria sem umelé družice obiehajúce okolo Zeme, kozmické sondy (medziplanetárne alebo opúšťajúce slnečnú sústavu), experimentálne kapsuly, orbitálne moduly niektorých nosných rakiet (napr. americké raketoplány a ruské lode Sojuz) a kozmické stanice, ale aj prieskumné rakety či kapsuly so suborbitálnou dráhou (nad povrchom Zeme dosiahnu výšku 100 km a viac, nedostanú sa však na obežnú, orbitálnu dráhu a po splnení svojich úloh sa vracajú na Zem). Ak sa kozmická loď dostane do gravitačnej sféry iného telesa slnečnej sústavy (napr. Mesiaca alebo Merkúra) a začne sa okolo neho pohybovať, stáva sa jeho umelou družicou. V užšom význame (najčastejšie) dopravný prostriedok s ľudskou posádkou pohybujúci sa na obežnej dráhe okolo Zeme alebo slúžiaci na dopravu posádky či cestujúcich na kozmickú stanicu alebo na lety k telesám slnečnej sústavy vrátane letov na Mesiac.

Kozmické lode sa líšia veľkosťou, tvarom a vybavením (v závislosti od ich účelu), ako aj počtom a druhom segmentov, z ktorých sa skladajú. Pri pohybe vo vesmíre odolávajú extrémne náročným podmienkam (takmer nulový vonkajší tlak, rozličná úroveň gravitačného pôsobenia, extrémne zmeny teploty a intenzity elektromagnetického žiarenia, pôsobenie silného kozmického žiarenia, zrážky s mikročasticami medziplanetárnej hmoty). Každá kozmická loď musí preto na splnenie svojho poslania obsahovať niekoľko druhov podsystémov, ktorými sú: vlastný zdroj energie (batérie, solárne panely, rádioizotopové generátory s priamou premenou tepla vznikajúceho premenou rádioaktívnych prvkov, napr. plutónia, na elektrickú energiu), palubný pohon (korekčné motory na korekciu orbitálnej dráhy počas dlhodobého pobytu vo vesmíre, na korekciu dráhy pri spájaní sa s kozmickou stanicou alebo pri návrate na Zem), komunikačné systémy (na zabezpečenie spojenia s riadiacim strediskom na Zemi, medzi členmi posádky v kozmickej lodi alebo pri výstupe do otvoreného priestoru), systémy na vedenie, navigáciu a riadenie letu (udržiavanie stability a orientácie kozmickej lode v smere k určitému cieľu a presné zameranie prístrojov na vybrané ciele výskumu, telemetria na prenos dát do riadiaceho strediska na Zemi), systémy tepelnej regulácie a kontroly prostredia vnútri lode (najmä regulácia teploty, tlaku a zloženia atmosféry v jednotlivých sekciách lode – obytnej, prístrojovej a pod.), systémy tepelnej regulácie vonkajšej časti lode (na vyrovnanie teplotných rozdielov plášťa kozmickej lode pri jej pohybe v slnečnom žiarení a v tieni), počítač a systém spracovania údajov (zálohovanie meraní a ich postupný prenos do riadiaceho strediska na Zemi), systém monitorovania celkového stavu kozmickej lode a jej užitočného zaťaženia, systém tepelnej ochrany (tepelný štít) zabraňujúci zhoreniu návratového modulu lode pri návrate na Zem pri vstupe do hustejších vrstiev zemskej atmosféry a stretávacie systémy (spravidla ide o stykové zariadenie a spojovací uzol na spojenie s iným dopravným prostriedkom vo vesmíre – s družicou, kozmickou loďou alebo s kozmickou stanicou).

Kozmické lode možno rozdeliť na pilotované (s ľudskou posádkou) a na nepilotované (napr. nákladné), ktoré pracujú len automaticky alebo teleroboticky. Pilotované kozmické lode sú spravidla zložitejšie ako nepilotované. Zvyčajne sa skladajú z troch navzájom prepojených častí – z orbitálneho modulu, v ktorom sa posádka zdržiava počas pobytu na obežnej dráhe, zo zostupného (pristávacieho) modulu, v ktorom sa posádka vracia na Zem, a zo servisného a z prístrojového modulu. Kozmická loď je na svoju dráhu vynášaná nosnou raketou, od ktorej sa po dosiahnutí plánovanej dráhy odpojí a ďalej pokračuje v samostatnom pohybe na obežnej (orbitálnej) dráhe okolo Zeme alebo k iným telesám slnečnej sústavy alebo sa zo suborbitálnej dráhy vracia na Zem. Pri návrate kozmických (najmä pilotovaných) lodí na Zem zabezpečujú posledné fázy mäkkého pristátia na pevnú zem alebo na oceán brzdiace padáky a brzdiace motory, nákladné kozmické lode spravidla zhoria v atmosfére Zeme. Vylepšené návratové moduly starších lodí (rus. Sojuz; čín. Šen-čou, Shenzhou) alebo nové typy lodí (amer. SpaceX Crew Dragon) sa v súčasnosti vracajú na Zem spoľahlivo a po oprave sú opäť použiteľné. Opakovane použiteľné sú aj raketoplány, ktoré predstavujú kombináciu kozmickej lode a kozmickej rakety. V americkom programe Space Shuttle (1981 – 2011) boli v prevádzke raketoplány Atlantis, Columbia, Discovery, Enterprise a Challenger, ktoré štartovali kolmo zo zeme a pri návrate pristávali na pristávacej dráhe ako lietadlo (→ kozmická raketa). V prípade, že kozmická loď (umelá družica Zeme, kozmická sonda) nie je určená na návrat na Zem, nemusí mať zariadenie na pristávanie a môže vyniesť do vesmíru väčší užitočný náklad.

Ako prvá kozmická loď s posádkou bola do vesmíru vypustená sovietska loď Vostok (prvý pilotovaný let 12. apríla 1961), ako druhá americká loď Mercury (5. mája 1961). Do roku 2020 vypustili do vesmíru kozmické lode s posádkou Sovietsky zväz, resp. Rusko (Vostok, pilotované lety 1961 – 63; Voschod, 1964 – 65; Sojuz, od 1967), USA (Mercury, pilotované lety 1961 – 63; Gemini, 1965 – 66; Apollo, 1968 – 72, program letov na Mesiac; raketoplány Space Shuttle 1981 – 2011; SpaceX Crew Dragon – loď súkromnej spoločnosti SpaceX, od 2020) a Čína (Šen-čou, od 2003).

kozmická sonda, vesmírna sonda — automatická kozmická loď, ktorá po dosiahnutí druhej kozmickej rýchlosti (11,2 km/s) prekoná príťažlivosť Zeme a smeruje do okolitého vesmíru. Jej cieľom môže byť Mesiac (mesačná sonda; napr. Luna, Ranger, Surveyor), Slnko (slnečná sonda; SOHO, Ulysses, Parker Solar Probe, Solar Orbiter), mesiac niektorej planéty ( Huygens – mesiac Saturna Titan), pristátie na planéte slnečnej sústavy (planetárna sonda; Venera – planéta Venuša; Viking, Mars a Mars Express – planéta Mars; Galileo – planéta Jupiter) alebo obiehanie okolo nej (Cassini-Huygens, Cassiniho-Huygensova misia – planéta Saturn; Mariner – planéty Mars, Venuša a Merkúr; Mars Global Surveyor a indická sonda Mangalján – planéta Mars; Venera a Pioneer-Venus – planéta Venuša), prelet okolo kométy (kometárna sonda; Giotto a Vega – Halleyho kométa; Stardust – kométa Wild 2) alebo pristátie na jej povrchu ( Rosetta – kométa 67P/Čuriumov-Gerasimenko), oblet alebo obiehanie okolo asteroidu (asteroidálna sonda; americká sonda Dawn – asteroid Ceres; japonská sonda Hajabusa 2 – asteroid Itokawa), prelet okolo trpasličej planéty a jej mesiaca ( New Horizons – trpasličia planéta Pluto a jej mesiac Cháron) a pod.

Kozmické sondy, ktoré prelietavajú okolo vonkajších planét slnečnej sústavy (Urán, Neptún), sa často označujú ako medziplanetárne, tie, ktoré potom smerujú do otvoreného kozmického priestoru za hranice slnečnej sústavy, ako medzihviezdne (napr. Pioneer, Voyager, New Horizons). Viaceré sondy sú vyvíjané a vypúšťané ako séria sond (Luna, Mars) a ich označenie sa často vzťahuje aj na ich misiu (program). Kozmická sonda počas letu skúma kozmický priestor, v ktorom sa pohybuje, a fotografuje aj blízke objekty slnečnej sústavy. Po prílete k cieľovému telesu v závislosti od úloh misie sonda okolo neho obieha a skúma jeho vlastnosti, pričom buď celá, alebo jej pristávací modul pristane s časťou vedeckej aparatúry na povrchu a priamo ho skúma, prípadne odoberie z povrchu materiál a dopraví ho na Zem. Kozmická sonda nesúca prístroje na pozorovanie kozmických objektov (veľké optické, infračervené, röntgenové a i. ďalekohľady) sa označuje ako kozmické observatórium. Viaceré kozmické sondy využívajú na dosiahnutie cieľa prelet okolo planét, ktorých gravitačná sila môže zmeniť ich trajektóriu alebo rýchlosť (napr. Mariner 10, Pioneer 11, Ulysses). Ak kozmická sonda začne obiehať okolo nejakého kozmického telesa, stáva sa jeho umelou družicou.

kozmické observatórium, vesmírne observatórium — ďalekohľad umiestnený vo vesmíre nad atmosférou Zeme, určený na pozorovanie rozličných astronomických objektov (mesiace, planéty, hviezdy všetkého druhu, exoplanéty, galaxie, galaktické kopy, medziplanetárna, medzihviezdna a medzigalaktická hmota, tmavá hmota) v celom spektre elektromagnetického žiarenia, ktorého sú tieto objekty zdrojom. Pozorovania vo viditeľnej oblasti spektra nie sú rušené svetelným znečistením a scintiláciou. Kozmické observatóriá sa rozdeľujú podľa oblasti elektromagnetického žiarenia, v ktorej uskutočňujú pozorovania, na observatóriá pozorujúce v oblasti žiarenia gama (do 2020 existovalo 16 takýchto observatórií, niektoré z nich už ukončili svoju činnosť), v oblasti röntgenového žiarenia (36 observatórií), ultrafialového žiarenia (21), vo vizuálnej oblasti (12), v infračervenej oblasti a v oblasti submilimetrových vĺn (11), v oblasti mikrovlnného žiarenia (4) a rádiového žiarenia (2), ďalej observatóriá pracujúce ako detektory častíc (9) a gravitačných vĺn (1). Kozmické observatóriá sú do kozmického priestoru vynášané kozmickými raketami, obiehajú okolo Zeme alebo sa ako kozmické sondy pohybujú v slnečnej sústave (→ Ulysses, → Galileo) alebo z nej mieria von (→ Pioneer, → Voyager, → New Horizons).

K prvým kozmickým observatóriám patrili americké observatórium OAO 2 (Orbitálne astronomické observatórium, angl. Orbiting Astronomical Observatory, vypustené 1968; → OAO) a ultrafialový ďalekohľad Orion na sovietskej kozmickej stanici Saľut 1 (vypustená 1971; → Saľut). Hoci sa každé umelé teleso, ktoré je vypustené do kozmického priestoru a robí astronomický výskum, nazýva kozmické observatórium, v súčasnosti sa tento názov (aj názov veľké kozmické observatórium) vzťahuje na štyri americké vesmírne ďalekohľady: Hubblov vesmírny ďalekohľad (viditeľná a blízka infračervená oblasť; NASA, 1990), Comptonovo kozmické observatórium (žiarenie gama; NASA, 1991), Chandrovo röntgenové observatórium (NASA, 1999) a Spitzerov vesmírny ďalekohľad (infračervená oblasť; NASA, 2003 – 20). Niekedy sa k nim vzhľadom na veľkosť ďalekohľadov priraďujú aj ďalekohľad XMM-Newton (röntgenové žiarenie, Európska kozmická agentúra, ESA, 1999) a Herschelovo kozmické observatórium (infračervená oblasť, ESA, 2009 – 13).

kozmické žiarenie — žiarenie tvorené časticami pohybujúcimi sa takmer rýchlosťou svetla. Sú to najmä jadrá atómov, voľné elektróny a v malom množstve aj stabilné častice antihmoty (pozitróny a antiprotóny). Zdrojom kozmického žiarenia sú rozličné astronomické objekty (hviezdy vrátane Slnka, supernovy, aktívne galaktické jadrá, kvazary).

Primárne kozmické žiarenie je kozmické žiarenie pred dopadom do atmosféry Zeme, tvoria ho predovšetkým protóny (okolo 79 – 89 %), jadrá hélia (10 – 16 %) a jadrá ťažších prvkov. Pomerné zastúpenie jadier atómov závisí od zdroja ich vzniku. Vďaka veľkej rýchlosti majú vysokú kinetickú energiu (10⁹ – 10²¹ eV). Častice z dolného energetického okraja sa môžu dočasne akumulovať v magnetickom poli Zeme. Pri interakcii primárneho kozmického žiarenia s atmosférou Zeme vznikajú reťazové rozvetvené reakcie, ktoré prebiehajú, kým energia jednotlivých častíc neklesne na hodnotu 10⁸ eV. Takto môže v atmosfére interakciou jednej častice primárneho kozmického žiarenia vzniknúť prúd nových častíc a fotónov žiarenia gama, ktorý predstavuje sekundárne kozmické žiarenie. Sekundárne kozmické žiarenie pozostáva z mäkkej (menej prenikavej) a tvrdej (veľmi prenikavej) zložky. Mäkkú zložku tvoria elektróny a pozitróny, tvrdú zložku energetické mezóny, ktoré sú schopné preniknúť aj hlboko pod zemský povrch. Najenergetickejšie častice kozmického žiarenia a častice antihmoty sú predmetom intenzívneho výskumu pomocou výškových balónov, rakiet, kozmických družíc a sond. Keďže v urýchľovačoch častíc nedosahujú testovacie častice energie častíc kozmického žiarenia, je výskum kozmického žiarenia dôležitý z hľadiska astrofyziky vysokých energií, ako aj z hľadiska výskumu silných interakcií a elementárnych častíc.

Väčšina primárneho kozmického žiarenia pochádza z Galaxie (galaktické kozmické žiarenie), menšia časť zo Slnka (slnečné kozmické žiarenie). Intenzita kozmického žiarenia v horných vrstvách atmosféry sa mení so zemepisnou šírkou v dôsledku vychyľovania častíc kozmického žiarenia magnetickým poľom Zeme (najsilnejšie je okolo pólov, slabne smerom k rovníku), výrazne sa zvyšuje so stúpajúcou nadmorskou výškou, nižšia je v uzavretých priestoroch v dôsledku tienenia stavebnými konštrukciami. Vyššej intenzite kozmického žiarenia sú vystavení cestujúci v lietadlách a kozmonauti. Kozmické žiarenie môže vyvolávať globálne poruchy v magnetosfére Zeme, v energetických prenosových sústavách a v mikroelektronike, ale aj mutácie v genetickej výbave organizmov.

kozmická rýchlosť —

astron. rýchlosť potrebná na vyrovnanie (prvá kozmická rýchlosť) alebo na prekonanie (druhá kozmická rýchlosť) gravitačného pôsobenia materského kozmického telesa, napr. Zeme, resp. na prekonanie gravitačného pôsobenia Slnka (tretia kozmická rýchlosť).

Prvá kozmická rýchlosť (aj nulová kruhová rýchlosť, kruhová rýchlosť) je rýchlosť potrebná na dosiahnutie kruhovej dráhy umelého telesa okolo materského nebeského telesa a na udržanie sa na nej. Pri pohybe umelého telesa okolo Zeme je teoretická hodnota 7,9 km/s vypočítaná pre kruhovú dráhu tesne nad povrchom Zeme (v nulovej výške, tzv. nulová dráha) so stredom v strede Zeme, pričom sa nezohľadňuje odpor prostredia. Pri pohybe na tejto dráhe sú príťažlivá a odstredivá sila, ktoré pôsobia na umelé teleso, v rovnováhe (rovnajú sa). Napr. ak umelá družica dosiahne rýchlosť 7,9 km/s, neprekoná gravitáciu Zeme a zostane obiehať na kruhovej dráhe okolo Zeme.

V skutočnosti sa umelé telesá pohybujú vo väčších výškach nad Zemou, kde je malý odpor vzduchu, a ich dráhy sa len blížia k tvaru kruhovej dráhy, resp. sú to výstredné elipsy. Hodnota prvej kozmickej rýchlosti sa mení s výškou telesa nad Zemou (napr. pre výšku 250 km je 7,75 km/s, pre výšku 500 km 7,62 km/s). Prvým umelým telesom, ktoré dosiahlo kruhovú dráhu okolo Zeme a obletelo ju, bola sovietska umelá družica Zeme Sputnik 1 vypustená 4. októbra 1957.

Druhá kozmická rýchlosť (úniková rýchlosť, parabolická rýchlosť, druhá kruhová rýchlosť) je rýchlosť umelého telesa v danej výške nad materským nebeským telesom (zvyčajne planétou), pri ktorej prekoná príťažlivosť materského telesa, jeho eliptická dráha sa zmení na parabolickú a materské teleso opustí. Napr. pri prekonaní zemskej príťažlivosti umelé teleso opustí Zem a bude sa pohybovať po parabolickej dráhe. Teoretická hodnota druhej kozmickej rýchlosti pre Zem je 11,2 km/s (pre Mesiac 2,3 km/s, pre Jupiter 59,6 km/s, pre Slnko 617,3 km/s) a je vypočítaná pre výšku tesne nad jej povrchom. Prvým telesom, ktoré dosiahlo druhú kozmickú rýchlosť, bola sovietska mesačná sonda Luna vypustená 2. jan. 1959.

Tretia kozmická rýchlosť je rýchlosť umelého telesa udelená na povrchu Zeme, pri ktorej prekoná príťažlivé pôsobenie Slnka a unikne zo slnečnej sústavy. Na odlet z dráhy okolo Zeme je potrebná rýchlosť 42,1 km/s. Prvým umelým telesom, ktoré dosiahlo rýchlosť umožňujúcu opustiť slnečnú sústavu, je americká vesmírna sonda Pioneer 10 vypustená 3. marca 1972. Na dosiahnutie tretej kozmickej rýchlosti využila gravitáciu planéty Jupiter, okolo ktorej preletela v najbližšej vzdialenosti 4. decembra 1973.

kozmická stanica — umelé kozmické teleso na obežnej dráhe okolo Zeme (vo výške okolo 400 km) určené na pobyty (dni, týždne, mesiace) ľudskej posádky. Cieľom pobytov na kozmickej stanici je vedecký a technologický výskum v podmienkach beztiaže a výskum vplyvu dlhodobého pobytu vo vesmíre na ľudský organizmus. Kozmická stanica sa skladá z viacerých modulov (dielov) zabezpečujúcich plnenie jej funkcií (pobyt kozmonautov, pozorovania, vedecký výskum) a spravidla je budovaná postupne. Je konštruovaná na možnosť pripojenia nových modulov pilotovaných (na dopravenie a odvoz posádok, novšie aj prípadných vesmírnych turistov) a nákladných (dopravenie a odvoz materiálu a prístrojov rôzneho druhu) kozmických lodí. Jej zásobovanie elektrickou energiou zabezpečujú slnečné kolektory. Po ukončení činnosti sa zvyčajne nasmeruje do zemskej atmosféry, kde zhorí.

Kozmické stanice na obežnej dráhe okolo Zeme do roku 2020 vybudovali bývalý Sovietsky zväz (resp. Rusko; séria 7 staníc Saľut, z ktorých prvá bola vypustená 1971 a posledná, Saľut 7, bola v prevádzke 1982 – 91, najdlhší pobyt 237 dní; stanica Mir, v prevádzke 1986 – 2001, obývalo ju 125 kozmonautov a návštevníkov, najdlhší pobyt 437 dní a 18 h), USA (stanica Skylab, v prevádzke 1973 – 79, obývalo ju 9 amerických kozmonautov, najdlhší pobyt 84 dní) a Čína (dve stanice Tchien-kung, Tiangong; Tchien-kung 1, v prevádzke 2011 – 16, dve trojčlenné posádky; Tchien-kung 2, v prevádzke 2016 – 19, jedna dvojčlenná posádka, dĺžka pobytu 30 dní). Od roku 2000 (začiatok budovania 1998) je trvalo obývaná Medzinárodná kozmická stanica ISS, ktorá je spoločným projektom kozmických agentúr USA, Ruska, Japonska, Kanady a Európskej kozmickej agentúry (ESA). Do decembra 2020 sa tam vystriedalo 64 posádok, spolu 83 kozmických lodí z 10 krajín vrátane dvoch posádok prvej súkromnej kozmickej lode s ľudskou posádkou SpaceX Demo-2 (30. máj – 2. august 2020) a SpaceX Crew-1 (16. november 2020 – máj 2021); najdlhší pobyt 340 dní, 8 h a 42 min. Predpokladá sa, že v budúcnosti budú kozmické stanice umiestnené nielen na obežnej dráhe okolo Zeme, ale aj okolo Mesiaca a budú využívané aj ako základne na lety v rámci slnečnej sústavy (napr. k Marsu).

kozmický prach — prachová zložka medziplanetárnej a medzihviezdnej hmoty. Tvoria ju čiastočky hmoty s rozmermi menšími ako 0,1 μm a s hmotnosťou neprevyšujúcou 10^-12 kg. Podľa miesta výskytu sa rozlišuje medziplanetárny a medzihviezdny prach.

Medziplanetárny prach je v rámci slnečnej sústavy koncentrovaný najmä v rovine ekliptiky a opticky sa prejavuje ako zvieratníkové svetlo (zodiakálne svetlo). Jeho zdrojom v slnečnej sústave sú napr. kométy, asteroidy, objekty Kuiperovho pása a zachytený medzihviezdny prach. Medziplanetárny prach dopadá aj na Zem, odhaduje sa, že každoročne ho dopadne na jej povrch niekoľko tisíc ton. Čiastočky kozmického prachu nevyvolávajú pri prenikaní zemskou atmosférou žiadne svetelné efekty, ich prelet sa preto nedá sledovať a kozmický prach sa skúma priamo. Priamy výskum sa začal v roku 1958 prostredníctvom družíc Explorer 1 a Sputnik 3, ktoré boli vybavené zariadeniami na detekciu čiastočiek medziplanetárneho prachu. Zber kozmického prachu sa uskutočňuje niekoľkými spôsobmi, a to priamo vo vesmírnom priestore prostredníctvom družíc, na nebeských telesách bez atmosféry (napr. na Mesiaci) prostredníctvom sond a pomocou stratosférických balónov (spôsob vhodný najmä na zber väčších častíc).

kozmogónia [gr.] —

1. astron. odvetvie astronómie zaoberajúce sa vznikom a vývojom nebeských telies (na rozdiel od kozmológie zaoberajúcej sa vznikom a vývojom vesmíru ako celku). Člení sa na planetárnu kozmogóniu a hviezdnu kozmogóniu. Planetárna kozmogónia skúma vznik a vývoj planét, ako aj drobných telies planetárnej sústavy. Jej súčasťou je aj kozmogónia slnečnej sústavy, ktorá má špeciálne postavenie z hľadiska možnosti priameho porovnávania teórií s pozorovaniami in situ. Hviezdna kozmogónia skúma zákonitosti vzniku a vývoja hviezd a hviezdnych sústav, medzihviezdnych oblakov, ako aj objektov, ktoré sú konečnými štádiami vývoja hviezd a galaxií, napr. superobrích čiernych dier a kvazarov.

2. filoz. predstava o vzniku sveta (→ kozmos). Prvotne mala podobu kozmogonických mýtov, ktoré možno nájsť takmer u všetkých národov a sú základom takmer všetkých náboženstiev. Neskôr jej vývoj súvisel so systematickým skúmaním prírodných javov a snahou o ich vysvetlenie, ako aj so snahou o poznanie sveta, stala sa tak predmetom úvah filozofov a vedcov. Napr. grécki filozofi sa usilovali o rozumom (→ logos) vysvetliteľné chápanie sveta, a teda aj vzniku sveta (→ filozofia prírody, → predsokratovci). Tento vývin od mýtu k logu viedol k hypotéze o prirodzenom vzniku sveta (nebeských telies a slnečnej sústavy), ktorú v 17. stor. vyslovil René Descartes v práci Princípy filozofie (Principia philosophiae, 1644; slov. 1986); otázke vzniku a formovania sveta sa venoval aj v posmrtne vydanom spise Svet (Le Monde, 1664). Immanuel Kant sa zaoberal kozmogóniou v diele Všeobecné dejiny prírody a teória nebies (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, 1755). Maurice Merleau-Ponty zhrnul skúmania súdobej vedeckej kozmogónie v diele Kozmológia 20. storočia (Cosmologie du XXe siècle, 1965).

kozmický výskyt prvkov — zistené relatívne zastúpenie prvkov a ich izotopov vo vesmíre. Vo všeobecnosti a s určitým zjednodušením približne platí, že priemerné zastúpenie prvkov v známom vesmíre zodpovedá chemickému zloženiu Slnka. Najviac zastúpený je vodík, ktorý tvorí približne 74 % viditeľnej hmoty vo vesmíre, po ňom s veľkým odstupom nasleduje hélium tvoriace takmer 24 % viditeľnej hmoty. Tieto najľahšie prvky periodickej sústavy prvkov sa podľa teórie big bangu (veľkého tresku) sformovali len pár minút po ňom, a teda boli vo vesmíre prítomné takmer od jeho začiatku. Všetky ostatné, ťažšie prvky tvoria len zvyšné 2 % viditeľnej hmoty, v klesajúcom poradí podľa zastúpenia sú to kyslík, uhlík, neón, železo, dusík, kremík, horčík a síra. Z ešte ťažších prvkov majú relatívne silné zastúpenie prvky skupiny železa (s protónovým číslom okolo 26) a prvky skupiny olova (s protónovým číslom okolo 82). Prvky s párnym protónovým číslom a izotopy s párnym počtom neutrónov sa vo vesmíre vyskytujú častejšie ako prvky s nepárnym protónovým číslom (tzv. Harkinsovo pravidlo). Ťažšie prvky (až po železo), a teda aj všetok uhlík potrebný na vznik života vo forme, v akej je známy v súčasnosti, vznikli termojadrovou fúziou v jadrách hviezd. Na vznik ťažších prvkov ako železo (až po urán) sú potrebné extrémne podmienky, vznikajú preto len počas krátkodobých výbuchov supernov. Viditeľná (baryónová) hmota však tvorí len približne 5 % celkovej hmoty známeho vesmíru, zvyšnú hmotu tvoria tmavá energia (69 % celkovej hmoty) a tmavá hmota (26 %). Tieto zvláštne formy hmoty sú predmetom intenzívneho vedeckého výskumu.

*relatívne množstvo = počet atómov daného chemického prvku v milióne častíc

kozmodróm [gr.], angl. spaceport — miesto, z ktorého do vesmíru štartujú kozmické rakety a môžu tam aj pristávať. Komplex zariadení pozostávajúci z odpaľovacej rampy pre kozmickú raketu, z dopravných zariadení na transport rakety na odpaľovaciu rampu, z riadiacich letových stredísk, montážnych a testovacích hál, letiska (príp. heliportu), zo skladov pohonných látok, z obytných priestorov, výcvikového strediska pre kozmonautov, ako aj z riaditeľstva, administratívnej zložky, meteorologického strediska, vyhľadávacieho záchranného komplexu a pod. Ak je to možné, kozmodrómy sa umiestňujú blízko rovníka, aby sa dala využiť rotácia Zeme na zvýšenie začiatočnej rýchlosti rakety, a tým ušetriť palivo.

K najväčším kozmodrómom patria ruský kozmodróm Bajkonur v Kazachstane, kozmodróm Európskej kozmickej agentúry Centre Spatial Guyanais vo Francúzskej Guyane, Kennedyho kozmické stredisko v USA a Ťiou-čchüan (Jiuquan) v Číne. Okrem toho existuje asi 19 menších funkčných kozmodrómov rozmiestnených na celom svete, napr. Kozmické centrum Tanegašima na ostrove Tanegašima v Japonsku, Kozmické centrum Satíša Dhavana na ostrove Šríharikóta v Bengálskom zálive v Indii a morský (pôvodne medzinárodný, dnes ruský) kozmodróm Sea Launch pôvodne umiestnený na plošine v Tichom oceáne, v súčasnosti v prístave Slavianka v Prímorskom kraji na pobreží Japonského mora v Rusku.

astronautika [gr.] → kozmonautika

kozmos [gr.] — vo všeobecnom význame svet ako celok, v prenesenom význame akýkoľvek celok tvoriaci uzavretú a usporiadanú jednotu súvisiacich vecí, javov, dejov a pod.;

1. v antickom Grécku usporiadanie, poriadok, aj usporiadaný tvar, ornament, ozdoba a pod., v gréckej antickej filozofii a kultúre pojem označujúci harmonický a dobre usporiadaný svet (protiklad chaosu).

Pojem kozmos nadobudol v gréckej antickej filozofii odvodené významy nebeského poriadku a svetového univerzálneho poriadku, pričom svet (alebo univerzum) bol nielen usporiadaný, ale aj hierarchizovaný, predstavoval harmóniu nebies a Zeme, bohov a smrteľníkov. Prvým filozofom, ktorý použil pojem kozmos na označenie nebies, bol pravdepodobne Pytagoras. U predsokratovcov pojem označoval svet chápaný ako systém: v zhode so svojím pôvodným významom stojí kozmos v protiklade k neporiadku (akozmia, gr. akosmia), je konečným, ohraničeným systémom, aj keď, najmä podľa atomistov (→ atomizmus), môže existovať nekonečné množstvo kozmov. Sémantická bohatosť pojmu sa odzrkadľuje aj v platónskej koncepcii kozmu chápaného ako krásne dielo, ktoré jeho tvorca vybavil dušou a telom. Podľa stoikov (→ stoicizmus) je samotný kozmos Bohom, svet chápu ako obec, ktorej občanmi sú všetci ľudia. Najreprezentatívnejšou starovekou koncepciou kozmu je Aristotelova koncepcia – podľa nej je kozmos uzatvoreným a hierarchizovaným celkom, ktorého stredom je Zem a ktorým hýbe prvý hýbateľ stojaci mimo kozmu. Podľa historika gréckej filozofie Charlesa H. Kahna bol približne vo 4. stor. pred n. l. pojem kozmu ako usporiadanosti obohatený o predstavu krásy. Vo vývoji chápania pojmu kozmos a jeho latinského kalku mundus je tak silno prítomný estetický, etický, teologický a architektonický rozmer. Kozmos bol chápaný ako živý a krásny celok, ktorý zahŕňa všetky súcna a v ktorom je človek divákom a zároveň aktérom, keďže v súlade s nemennou nevyhnutnosťou v ňom musí hrať svoju rolu. Toto chápanie kozmu sa udržalo až do stredoveku. Neskôr ho oživili renesanční filozofi, ktorí kozmos chápali ako jednotný organizmus: všetky časti kozmického celku majú účasť na univerzálnom živote, pričom každá z nich je vo vzájomnom vzťahu so všetkými ostatnými a je priamo závislá od jediného riadiaceho princípu oživujúceho kozmický celok, od duše sveta predstavujúcej duchovné spojivo, ktoré zabezpečuje nielen vnútornú súdržnosť zložených bytostí, ale aj súdržnosť kozmického celku. Idea duše sveta bola neskôr nahradená ideou fyzikálneho zákona. Podľa francúzskeho filozofa Alexandra Koyrého je kozmom svet, ako bol chápaný od Pytagora, oproti nemu stojí vesmír, ako bol chápaný v novoveku od čias Giordana Bruna;

2. astron. → vesmír.

kozmologický postulát → kozmologický princíp

kozmologický princíp, kozmologický postulát, svetový postulát — hypotéza, podľa ktorej je vesmír vo veľkých priestorových škálach (priestor s rozmermi minimálne 50 megaparsekov zahŕňajúci približne 100 000 galaxií) homogénny (rovnaký v každom mieste) a izotropný (rovnaký v každom smere), neexistuje v ňom žiadne privilegované miesto (napr. stred vesmíru) ani privilegovaný smer a fyzikálne zákony i konštanty sú v každom bode rovnaké. Predstavuje jeden z predpokladov, z ktorého vychádzajú viaceré kozmologické teórie; kozmologickým princípom ho v roku 1933 nazval britský astrofyzik Edward Arthur Milne. Na tzv. dokonalom kozmologickom princípe, ktorý okrem priestorovej homogénnosti predpokladá aj časovú homogénnosť (vesmír je vo veľkých priestorových škálach rovnaký aj v každom časovom momente), je založený v súčasnosti už prekonaný model ustáleného stavu (angl. steady state model), ktorý v roku 1948 sformulovali Hermann Bondi, Thomas Gold a Fred Hoyle.

Cap → Kozorožec

Capricornus [kaprikor-] → Kozorožec

Kozmos — populárno-vedecký astronomický časopis (dvojmesačník) vydávaný Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove, založený v roku 1970. Jeho hlavným zámerom je popularizácia astronómie, kozmológie, kozmonautiky a príbuzných disciplín. Okrem aktuálnych noviniek zo všetkých oblastí astronómie informuje aj o činnosti hvezdární a astronomických kabinetov na Slovensku a prináša aj pozorovateľský servis. Na Slovensku a v Česku patrí k najvýznamnejším časopisom popularizujúcim vedy o vesmíre. Do roku 2020 (vrátane) bolo vydaných 51 ročníkov.

Kozorožec, Capricornus, Cap — zvieratníkové súhvezdie letnej oblohy. Vrcholí o polnoci začiatkom augusta asi 25° nad obzorom. Podľa gréckej mytológie je Kozorožec premenená podoba boha lesov, polí a plodnosti Pana. Najjasnejšou hviezdou súhvezdia je Deneb Algedi zdanlivej jasnosti 2,9^m. V súhvezdí leží guľová hviezdokopa M30 (NGC 7099) s hmotnosťou 300 000 hmotností Slnka, ktorú v roku 1764 objavil Charles Messier. Pred 2-tis. rokmi sa do súhvezdia v čase zimného slnovratu premietalo Slnko, preto sa obratník na južnej pologuli nazýva obratník Kozorožca. V dôsledku precesie zemskej osi sa v súčasnosti Slnko v čase zimného slnovratu premieta do súhvezdia Strelca.

Krabia hmlovina, M1, NGC 1952 — difúzna hmlovina v súhvezdí Býka.

Hmlovina predstavuje zvyšok po výbuchu supernovy, ktorý nastal v roku 1054 a o ktorom existujú historické záznamy z Číny, Byzancie (z Konštantínopola) a Nového Mexika (dnešný štát USA Nové Mexiko). Supernova bola taká jasná, že 23 dní po výbuchu bola viditeľná aj cez deň. Zvyšok po nej objavil v roku 1731 anglický lekár a amatérsky astronóm John Bevis (*1695, †1771) a nezávisle od neho v roku 1758 francúzsky astronóm Charles Messier (*1730, †1817), ktorý ho zaradil do svojho katalógu hmlovín ako č. 1.

Materiál, ktorý z hviezdy unikol pri výbuchu, sa do súčasnosti rozptýlil do priestoru s priemerom 11 svetelných rokov. Rýchlosť rozpínania je 1 500 km/s, vzdialenosť hmloviny je približne 6 500 svetelných rokov. Má zdanlivú jasnosť 8,4^m a je pozorovateľná už menšími ďalekohľadmi; podľa vzhľadu v týchto ďalekohľadoch bola aj nazvaná. V roku 1969 bol v strede Krabej hmloviny objavený pulzar PSR 0531+21, neutrónová hviezda, ktorá vydáva záblesky a otáča sa 30-krát/s. Pulzar neustále dodáva do hmloviny nabité častice, ktoré interagujú s jej silným magnetickým poľom a vyžarujú tzv. synchrotrónové žiarenie spôsobujúce modré pozadie hmloviny. Krabia hmlovina je aj silným zdrojom röntgenového žiarenia a žiarenia gama.

koma [gr. > lat.] —

1. astron. koma kométy – plynovo-prachová obálka jadra kométy spôsobujúca jej hmlovitý vzhľad, opakovane sa tvoriaca a zanikajúca atmosféra kométy. Má približne sférický tvar a priemer 10⁵ – 10⁶ km. Okolo viditeľnej časti komy (prachová zložka, ktorá odráža slnečné svetlo) sa rozprestiera časť komy viditeľná len v ultrafialovej oblasti spektra, nazývaná halo, ktorá má priemer až 10 mil. km. Koma je najcharakteristickejšou časťou kométy, keďže na rozdiel od chvosta kométy sa vyvíja pri každom priblížení kométy k Slnku. Spravidla sa začína formovať pri priblížení k Slnku na vzdialenosť menšiu než 3 AU. Plynná časť komy (plynná koma) vzniká sublimáciou zmrznutých plynov z jadra kométy alebo sublimáciou zŕn ľadového hala, pričom intenzita sublimácie závisí od teploty, a je teda funkciou vzdialenosti kométy od Slnka. Tvoria ju materské a dcérske molekuly. Materské molekuly vznikajú priamo sublimáciou povrchových ľadov jadra. Slnečné žiarenie spôsobuje v určitej vzdialenosti od jadra ich disociáciu, ktorej dôsledkom je vznik dcérskych molekúl. Priemerná doba existencie dcérskych molekúl je o 1 – 2 rády vyššia než priemerná doba existencie materských molekúl. Najviac zastúpenou zložkou plynnej komy sú radikály OH a atómy vodíka H, ktoré vznikajú rozkladom molekúl vody ultrafialovým žiarením Slnka, pričom nadobúdajú kinetickú energiu. V dôsledku zachovania momentu hybnosti odletia atómy H až do vzdialenosti miliónov kilometrov a vytvoria vodíkové halo. Ťažšie radikály OH neodletia tak ďaleko a vytvoria menšiu hydroxylovú komu. Prachovú časť komy (prachová koma) tvoria meteorické častice, ktoré strhol z povrchu jadra prúd unikajúcich plynov (plyny unikajú z jadra rýchlosťou 1 – 2 km/s, prachové častice rýchlosťou do 400 m/s). Pri vzďaľovaní sa kométy od Slnka expanduje plynná koma až do stavu, keď sa vzdialené molekuly postupne uvoľnia z gravitačného vplyvu jadra kométy, čím plynná koma zanikne. Prachové častice pokračujú v pohybe, ktorý je takmer identický s pohybom jadra, a okolo dráhy kométy postupne vytvoria prúd meteoroidov. Ak cez tento prúd preletí Zem, možno pozorovať meteorický roj;

2. fyz. → chyby optického zobrazenia;

3. hud. a) čiarka označujúca frázovanie v speve a v hre na dychových hudobných nástrojoch, miesto na vdych; b) malý akustický rozdiel prejavujúci sa pri matematickom určovaní približne rovnakých výšok tónov; → ladenie;

4. v jazykovede zriedka čiarka ako rozdeľovacie znamienko.

kolúr [gr. > lat.] — hlavná (najväčšia) kružnica na nebeskej sfére prechádzajúca obidvoma svetovými pólmi (deklinačná kružnica). Kolúr pretínajúci ekliptiku v bodoch rovnodennosti sa nazýva rovnodennostný alebo ekvinokciálny, kolúr pretínajúci ekliptiku v bodoch slnovratu slnovratový alebo solsticiálny.

kolimačná chyba — odchýlka optickej osi ďalekohľadu (astronomického ďalekohľadu alebo teodolitu) od roviny kolmej na jeho deklinačnú os, na ktorej je pripevnený tubus ďalekohľadu. Vyskytuje sa pri ďalekohľadoch montovaných na paralaktickej montáži (→ montáž ďalekohľadu). Deklinačná os, nazývaná aj otočná, je kolmá na druhú, fixnú os ďalekohľadu, ktorá je v týchto montážach orientovaná rovnobežne s rotačnou osou Zeme. Otáčaním ďalekohľadu okolo fixnej osi, teda aj otáčaním deklinačnej osi, sa nastavuje rektascenzia (resp. azimut) optickej osi ďalekohľadu, nakláňaním ďalekohľadu okolo deklinačnej osi deklinácia (resp. zenitová vzdialenosť). Ak optická os ďalekohľadu neleží presne v rovine kolmej na deklinačnú os, jej smer sa nestotožňuje so smerom vyznačeným na azimutovej stupnici prístroja, čo je príčinou kolimačnej chyby. Nové, moderné ďalekohľady montované na altazimutálnej montáži nemajú deklinačnú os; sú dokonale riadené počítačmi, preto sa pri nich kolimačná chyba nevyskytuje.

konvektívna oblasť → konvektívna zóna

konvektívna vrstva → konvektívna zóna

konvektívna zóna, konvektívna vrstva, konvektívna oblasť — oblasť vo hviezde, v ktorej dominuje prenos energie konvekciou. Ku konvekcii dochádza v prostredí s vysokým gradientom teploty a v prítomnosti gravitačného poľa.

Pri Slnku a pri iných, chladnejších hviezdach s menšou hmotnosťou ležiacich na hlavnej postupnosti Hertzsprungovho-Russellovho diagramu dochádza ku konvekcii v konvektívnej zóne, ktorá je podpovrchovou vrstvou hviezdy. Pri Slnku sa konvektívna zóna nachádza nad žiarivou zónou (resp. nad tachoklínou – tenkou prechodovou vrstvou medzi žiarivou zónou a konvektívnou zónou) a pod viditeľným povrchom Slnka, fotosférou (začína sa pod fotosférou v hĺbke okolo 200-tis. km). Teplota na jej dne je okolo 2 mil. K a so vzdialenosťou od stredu Slnka k jeho povrchu klesá (efektívna teplota fotosféry je len 5 777 K). Keďže niektoré ióny (uhlíka, kyslíka, dusíka, vápnika, železa a i.) sú vzhľadom na nízku teplotu okolia schopné žiarenie len pohltiť a ďalej ho neemitujú, prenos energie žiarením je málo účinný. Dostatočne nízka hustota plazmy na dne konvektívnej zóny vyhrievanej žiarivou zónou v nej spôsobuje turbulenciu a ďalší prenos energie prebieha konvekciou. Vzniknuté konvektívne pohyby plynu prenášajú teplo smerom k fotosfére, pri pohybe k povrchu plyn expanduje (na viditeľnom povrchu Slnka je hustota len 0,000 000 2 g/cm³), chladne a klesá späť k dnu konvektívnej zóny. Tým dochádza okrem prenosu energie aj k premiešaniu materiálu. Vrcholky výstupných prúdov z konvektívnej zóny možno vo fotosfére pozorovať ako granuly a supergranuly (→ granulácia, → supergranulácia). Pri hviezdach hlavnej postupnosti s väčšou hmotnosťou prebieha konvekcia priamo v jadre.

Konkoly-Thege [-koj te-], Mikuláš (Miklós), aj Nicolaus von Konkoly, 20. 1. 1842 Pešť, dnes súčasť Budapešti – 17. 2. 1916 Budapešť, pochovaný v Hurbanove, okres Komárno — uhorský astronóm, meteorológ a geofyzik. Od roku 1857 študoval právo v Pešti, kde navštevoval aj prednášky s prírodovedným zameraním (študent Štefana Aniána Jedlíka), a v rokoch 1860 – 62 na Univerzite v Berlíne. Po štúdiách podnikol dvojročnú študijnú cestu po najznámejších observatóriách v Európe, počas ktorej si osvojil najprogresívnejšie poznatky nielen z astronómie, ale aj z chémie, fyziky a konštrukcie astronomických prístrojov. Po návrate do Uhorska strávil väčšiu časť života na Slovensku na svojom majetku v Ógyalle (neskoršia Stará Ďala, dnes Hurbanovo). V rokoch 1890 – 1911 pôsobil ako riaditeľ štátneho Ústavu pre meteorológiu a zemský magnetizmus v Budapešti, od roku 1896 ako poslanec uhorského snemu za Liberálnu stranu. Od roku 1876 bol korešpondujúci a od 1884 čestný člen Uhorskej akadémie vied.

V roku 1867 vybudoval na svojom majetku v Hurbanove súkromnú meteorologickú stanicu (1872 začlenená do siete Ústavu pre meteorológiu a zemský magnetizmus). V roku 1871 tam zriadil observatórium (dnes Slovenská ústredná hvezdáreň v Hurbanove), ktoré postupne zveľaďoval a v čase najväčšieho rozkvetu predstavovalo komplex budov s 11 kupolami. Hlavným ďalekohľadom observatória bol spočiatku reflektor s priemerom zrkadla 10,5 palca (26,6 cm), v roku 1884 ho nahradil refraktorom vlastnej výroby s priemerom šošovky 25,4 cm, ďalšími prístrojmi boli spektrografy a spektroskopy; observatórium malo aj vlastnú opticko-mechanickú dielňu. Vo funkcii riaditeľa Ústavu pre meteorológiu a zemský magnetizmus sa zaslúžil o jeho rozvoj (rozšíril sa počet meteorologických staníc i pracovníkov), dobudoval meteorologické observatórium v Hurbanove a presunul tam z Budapešti aj geomagnetické observatórium (v Hurbanove sa geomagnetické merania vykonávali od začiatku 60. rokov 19. stor.). V roku 1900 dal do prevádzky novú budovu meteorologického observatória (na pozemku, ktorý daroval štátu) s pavilónom na geomagnetické merania. V roku 1899 venoval astrofyzikálne observatórium uhorskému štátu s podmienkou, že zostane doživotným riaditeľom. Po zániku Rakúsko-Uhorska bola na začiatku roku 1919 väčšina prístrojov odvezená do Maďarska.

V rámci vedeckej činnosti sa Konkoly-Thege popri meteorologických a geomagnetických pozorovaniach spočiatku venoval pozorovaniu Slnka a slnečných škvŕn (pravidelne od 1872), spektrám komét a meteorov a určovaniu času, neskôr astrofotometrii, spektroskopii a spektrofotometrii Slnka (fotosféra a chromosféra), ako aj fotografovaniu hviezdokôp a hmlovín. Intenzívne sa zaoberal aj konštrukciou prístrojov, pričom v tejto oblasti si získal medzinárodné uznanie. Za sedem rokov publikoval z vlastných pozorovaní 40 vedeckých a odborných prác, napr. v roku 1884 spektrálny katalóg 2 202 hviezd na juh od svetového rovníka obsahujúci presné hviezdne veľkosti 1 048 hviezd s deklináciami +4° až −14°. Bol autorom viacerých príručiek používaných v celej Európe, napr. Úvod do astronomických pozorovaní (Anleitung zu astronomische Beobachtungen, 1883), Praktický úvod do fotografovania oblohy... (Praktische Anleitung zur Himmelsphotographie..., 1887), Príručka pre spektrografov... (Handbuch für Spektroscopiker..., 1890) a Fotografovanie oblohy (Az ég fotografálása, 1901). V rokoch 1879 – 94 vydával ročenku Pozorovania vykonávané v Astrofyzikálnom observatóriu v Ógyalle v Uhorsku (Beobachtungen angestellt am astrophysikalischen Observatorium in Ógyalla in Ungarn, 16 zv.). Vypracoval plán novej hvezdárne v Herényi (dnes súčasť mesta Szombathely) v dnešnom Maďarsku. Zorganizoval sieť menších astronomických pozorovateľní (o. i. v Bratislave a Banskej Štiavnici).

Bol členom viacerých vedeckých spoločností, napr. Uhorskej zemepisnej spoločnosti, Uhorskej prírodovednej spoločnosti, Kráľovskej spoločnosti v Londýne, Astronomickej spoločnosti v Liverpoole a Nemeckej astronomickej spoločnosti. Nositeľ viacerých vyznamenaní (Rad železnej koruny, Rad sv. Štefana). Jeho dielo a osobnosť dokumentuje múzeum zriadené v roku 2006 pri Slovenskej ústrednej hvezdárni v Hurbanove. Sú podľa neho nazvané observatórium v Budapešti i asteroid č. 1445 (Konkolya).

Konská hlava — tmavá hmlovina Barnard 33 (B 33) v súhvezdí Orióna viditeľná na pozadí jasnej červenej emisnej hmloviny IC 434. Objavená bola v roku 1888 americkou astronómkou škótskeho pôvodu Williaminou Flemingovou (Fleming, *1857, †1911) v Harvard College Observatory. Na oblohe sa nachádza pod hviezdou Alnitak (najvýchodnejšia hviezda Oriónovho pásu), vzdialenosť od Zeme 460 pc. Veľkosť tmavej hmloviny medzihviezdneho prachu pripomínajúcej konskú hlavu je asi 1,5 pc. Plynné prúdy opúšťajúce hmlovinu sú usmerňované magnetickými poľami. V hmlovine sa nachádzajú mladé hviezdy v procese svojho vzniku, ktoré sú pozorovateľné ako svetlé body.

kontakt [lat.] — spojenie, styk, dotyk;

1. astron. okamih, v ktorom dochádza k začatiu alebo k ukončeniu priemetu nebeských telies na seba z pohľadu pozorovateľa na Zemi počas zatmení Slnka a Mesiaca, prechodov Merkúra a Venuše pred slnečným diskom, počas zákrytov hviezd Mesiacom a počas podobných javov v sústavách mesiacov planét a v sústavách zákrytových premenných hviezd. Napr. pri zatmení Slnka sa rozoznáva prvý kontakt, keď sa disk Mesiaca dotkne disku Slnka (ide vlastne o začiatok čiastočného zatmenia), druhý kontakt, keď sa celý disk Mesiaca začne premietať na disk Slnka (začiatok úplného zatmenia), tretí kontakt, keď sa celý disk Mesiaca poslednýkrát premietne na disk Slnka (koniec úplného zatmenia), a štvrtý kontakt, keď sa disk Mesiaca prestane dotýkať disku Slnka (koniec čiastočného zatmenia);

2. el.tech. a) elektricky vodivý dotyk dvoch vodičov, ktorými prechádza elektrický prúd; b) súčiastka v konektore, ktorá zabezpečuje vodivé spojenie dvoch elektrických vodičov. Kontakty majú zvyčajne tvar do seba zapadajúcich kolíkov a dutiniek (napr. zástrčka – zásuvka). Na spojenie dvoch vodičov sa najčastejšie používa dvojica kontaktov, z ktorých jeden je pevne zabudovaný a druhý sa k nemu pripája. Materiály, z ktorých sú kontakty vyrobené, by mali mať tieto vlastnosti: odolnosť proti erózii a pôsobeniu elektrického oblúka, veľkú tvrdosť, dobrú elektrickú a tepelnú vodivosť, malý prechodový odpor, odolnosť proti oxidácii; používa sa meď, nikel, zlato, striebro, platina, volfrám, molybdén a spekané materiály, napr. AgW, WAgNi, AgC, AgNi, WCuNi;

3. sociol. nadviazanie spojenia medzi ľuďmi, stýkanie sa, stretanie sa; uskutočňovanie vzájomného vzťahu; → sociálny kontakt; → kultúrny kontakt.

konštelácia [lat.] — vzájomné postavenie, usporiadanie, zoskupenie; situácia; astron. → aspekt.

konjunkcia [lat.] —

1. astron. z pohľadu pozorovateľa na Zemi taká význačná poloha dvoch nebeských telies (zvyčajne Slnka a planéty), pri ktorej majú rovnakú ekliptikálnu dĺžku (konjunkcia v dĺžke) alebo rektascenziu (konjunkcia v rektascenzii); druh aspektu. Rozlišuje sa dolná a horná konjunkcia planéty. Pri dolnej konjunkcii sa planéta nachádza medzi Zemou a Slnkom, pri hornej konjunkcii sa Slnko nachádza medzi Zemou a planétou. Mesiac je v dolnej konjunkcii v nove. Existujú hypotézy, že tzv. betlehemská hviezda (spomínaná v Biblii v súvislosti s narodením Ježiša Krista) mohla byť konjunkciou Marsu, Jupitera a Saturna v roku 6 pred n. l. alebo konjunkciou Venuše a Jupitera v roku 2 pred n. l.;

2. log. zložený výrok alebo výroková forma utvorená pomocou výrokovej spojky konjunktor (∧, &), ktorá zodpovedá základnej priraďovacej spojke a (aj – aj) z prirodzeného jazyka; konjunkcia je pravdivá v jedinom prípade, keď sú obidva podvýroky pravdivé.

Koník, Equuleus, Equ — súhvezdie severnej oblohy, jedno z najmenších súhvezdí jesennej oblohy nachádzajúce sa medzi Delfínom, Pegasom a Vodnárom. Vrcholí o polnoci začiatkom augusta asi 40° nad obzorom. Jeho najjasnejšou hviezdou je Kitalpha zdanlivej jasnosti 3,9^m. V gréckej mytológii predstavuje Koník mladšieho brata okrídleného koňa Pegasa.

Konček — asteroid č. 3003 objavený 28. decembra 1983 Antonínom Mrkosom v observatóriu na vrchu Kleť (ČR). Patrí do hlavného pásu, má obežnú dobu 5,26 roka, veľkú polos dráhy 3,02 AU, sklon dráhy k rovine ekliptiky 11,6°, priemer 25 km. Nazvaný podľa Mikuláša Končeka.

kontrakcia [lat.] — stiahnutie, zmrštenie;

1. astron. → gravitačná kontrakcia;

2. chem. a) zmenšenie atómového (iónového) polomeru so vzrastom protónového čísla pri aktinoidoch a lantanoidoch (→ aktinoidová kontrakcia, → lantanoidová kontrakcia); b) zmenšenie výsledného objemu zmesi pri zmiešaní dvoch rôznych kvapalín, napr. vody a etanolu (→ objemová kontrakcia);

3. jaz. sťahovanie hlások. Praslovanská jazyková zmena, pri ktorej zaniklo intervokalické j a dve samohlásky, ktoré oddeľovalo, sa dostali k sebe, utvorili jednu slabiku a splynuli do jednej dlhej samohlásky (bojati sę > bāti sę, dnes báť sa, dobraja > dobrā > dobrá, pojasъ > pāsъ > pás). Táto zmena sa realizovala na západoslovanskom území (najmä v češtine). Kontrakcia, ktorá sa uskutočnila v praslovanskom základe slovenčiny asi v 1. pol. 10. stor., prebiehala vo dvoch fázach (alebo zmenách): najprv zaniklo intervokalické j a potom splynuli príslušné samohlásky. V starej slovenčine (v jednotlivých nárečových makroareáloch) bol priebeh kontrakcie nerovnomerný. Na konci niektorých tvarov sa kontrakcia z morfologických príčin neuskutočnila;

4. lek. sťah, stiahnutie, napr. kontrakcia svalu; opak: relaxácia;

5. stroj. a) zmenšenie priečneho rozmeru súčiastky pri jej namáhaní ťahom (→ deformácia); b) zmenšenie prierezu prúdu kvapaliny vytekajúcej z otvoru v porovnaní s prierezom otvoru. Jav je dôsledkom energetických strát pri vytekaní a povrchového napätia kvapaliny. Kontrakcia prúdu kvapaliny sa dá znížiť napr. zaoblením okrajov otvoru.

konfigurácia planét — rozostavenie planét v danom okamihu na oblohe, ktoré predstavuje zdanlivé priemety planét na oblohu nezohľadňujúce ich vzdialenosť od Zeme. Význačné polohy planét vzhľadom na Slnko pri konfigurácii sa nazývajú aspekty.

komplanárne dráhy — dráhy astronomických objektov ležiace v jednej rovine, napr. dráhy častíc v prstencoch planét. Po komplanárnych dráhach sa v raných štádiách vývoja slnečnej sústavy pohybovali aj planetezimály, dôsledkom čoho je aj v súčasnosti malý rozptyl sklonu dráh planét slnečnej sústavy (menej ako sedem oblúkových stupňov).

kompaktný objekt, superhustý objekt — zvyšok hviezdy vznikajúci gravitačným kolapsom hviezdy v záverečnom štádiu jej vývoja po ukončení termojadrových reakcií. Môže ním byť biely trpaslík, neutrónová hviezda alebo čierna diera. Kompaktný objekt má veľmi veľkú hustotu, napr. hustota vnútri neutrónovej hviezdy presahuje hustotu jadier atómov a pri extrémne vysokých teplotách a tlakoch sa nukleóny môžu rozpadnúť na voľné kvarky, pričom vznikne hypotetická kvarková hviezda. Biele trpaslíky a neutrónové hviezdy žiaria na úkor tepelnej energie uvoľnenej gravitačným kolapsom a postupne chladnú. Z väčšiny hviezd sa na konci ich existencie stáva chladný kompaktný objekt, výnimkou sú čierne diery, ktoré sa v trvalo expandujúcom vesmíre postupne vyparia Hawkingovým procesom. Kompaktným objektom je aj supermasívna čierna diera v jadrách galaxií.

kométa [gr.] — menšie aktívne teleso zložené z ľadu (vodného ľadu a zmrznutých plynov) a prachových častíc, obiehajúce okolo Slnka. Názov pochádza z gréčtiny a je odvodený od vzhľadu kométy (kométés = vlasatá); odtiaľ starší názov vlasatica. Každá kométa dostáva po svojom objavení označenie skladajúce sa z roka objavu, veľkého písmena udávajúceho polmesiac objavu v danom roku (napr. D označuje druhú polovicu februára) a z číslice vyjadrujúcej poradie objavu v tomto polmesiaci. Okrem toho sa pred rok objavu pridáva veľké písmeno špecifikujúce kométu: A – asteroid, ktorý bol pôvodne chybne považovaný za kométu, P – periodická kométa, C – neperiodická kométa, X – kométa, pri ktorej sa nedá vypočítať zmysluplná dráha, D – kométa, ktorá zanikla alebo sa pokladá za zmiznutú. Ak ide o ďalší návrat periodickej kométy, pred označenie P sa uvedie číslo poradia návratu. Kométa je zvyčajne nazvaná aj podľa svojho objaviteľa (povolené je uviesť mená najviac troch prvých objaviteľov), prípadne astronóma, ktorý vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat (napr. Halleyho kométa), alebo podľa prístroja, pomocou ktorého bola objavená, a pod.

Kométy sa skladajú z jadra kométy (tvorí ho 20 % prachových častí a 80 % ľadu), komy (plynovo-prachovej obálky jadra), okolo viditeľnej časti ktorej sa rozprestiera neviditeľné vodíkové halo, a z chvosta kométy vybiehajúceho z jadra. Jadro kométy a plynovo-prachová koma spolu tvoria hlavu kométy.

Kométy sa pohybujú v gravitačnom poli Slnka, ich dráhy sú kužeľosečky, väčšinou elipsy. Gravitačné pôsobenie veľkých planét v slnečnej sústave však spôsobuje odchýlky od pohybu komét po elipse, časť eliptických dráh s veľkou excentricitou sa môže zmeniť na hyperbolické a kométy na takýchto dráhach po prelete okolo Slnka navždy opustia slnečnú sústavu. Keďže neboli pozorované žiadne kométy približujúce sa k Slnku po hyperbolických dráhach (resp. po dráhach významne sa líšiacich od paraboly), usudzuje sa, že všetky kométy majú pôvod vnútri slnečnej sústavy. Pohyb komét ovplyvňujú aj negravitačné sily, napr. plyny unikajúce z kometárneho jadra vplývajú na jadro raketovým efektom.

Kométy sa rozdeľujú podľa parametrov dráhy na kométy Oortovho oblaku komét (kométy doteraz v ňom zotrvávajúce), dlhoperiodické kométy (obežná doba viac ako 200 rokov) a krátkoperiodické kométy. Dlhoperiodické kométy sa v zmysle Oortovej hypotézy rozdeľujú na nové (prichádzajú z Oortovho oblaku prvýkrát do blízkosti Slnka) a staré, krátkoperiodické kométy na krátkoperiodické kométy typu Halleyho kométy a kométy patriace do Jupiterovej rodiny komét. Na základe parametrov dráhy je vymedzená aj Kreutzova skupina komét, ktoré majú malú vzdialenosť perihélií a prelietajú cez slnečnú korónu.

Je všeobecne známe, že kométy vykazujú značné zmeny pozorovanej jasnosti. Odhady jasnosti komét boli okrem výpočtu dráh až do polovice 19. stor. jedinou metódou ich výskumu. Potom sa stalo dôležitou metódou zaznamenávanie a vyhodnocovanie ich spektra, ktorého hlavnými znakmi sú prítomnosť emisných pásov, málo emisných spektrálnych čiar patriacich atómom a v spojitom spektre prítomnosť Fraunhoferových čiar. Pozoruje sa spektrum zložitej štruktúry (elektrónovo-vibračno-rotačné spektrum), pretože sú v ňom zaznamenané prechody medzi rotačnými a vibračnými stavmi molekúl i prechody elektrónov v elektrónových obaloch atómov z vyššej energetickej hladiny na nižšiu; napr. v spektre molekuly C₂ je až 42 pásov (tzv. Swanove pásy). Všeobecne platí, že intenzita čiar v každom páse smerom k menším vlnovým dĺžkam postupne klesá, pretože prechody medzi vyššími vibračnými hladinami a rotačnými hladinami molekúl sú menej pravdepodobné. Pri dlhovlnnom okraji pása v spektre sú čiary najintenzívnejšie – vzniká pomerne ostrá hrana pása. Hlavnými zložkami kometárneho spektra sú spektrálne čiary a pásy CN, C₂, C₃, OH, NH, NH₂ a Na.

Jadrá komét sú pri priblížení k Slnku zahalené komou, takže ich priamy výskum zo Zeme je ťažký, vhodný je výskum sondami z bezprostrednej blízkosti. Prvou úspešnou kometárnou sondou bola sonda International Cometary Explorer (ICE), ktorá 11. septembra 1985 preletela chvostom periodickej kométy 21P/Giacobini-Zinner. Japonské sondy Sakigake a Suisei preleteli 8., resp. 11. marca 1986 vo vzdialenosti 151-tis. km, resp. 7 mil. km od jadra Halleyho kométy. Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa 6., resp. 9. marca 1986 priblížili k jej jadru na vzdialenosť 39 000, resp. 8 030 km. Sonda Giotto preletela 13. marca 1986 vo vzdialenosti 608 km od jej jadra a získala pozorovací materiál, ktorý okrem iného potvrdil teóriu ľadového jadra F. L. Whippla a na základe ktorého sa začalo usudzovať na podstatne väčšie lineárne rozmery kometárnych jadier, než aké sa dovtedy predpokladali. Dňa 1. januára 2004 sonda Stardust získala vzorku prachových častíc jadra periodickej kométy 81P/Wild (Wild 2), 15. januára 2006 sa puzdro so vzorkami vrátilo späť na Zem. Projektil sondy Deep Impact s hmotnosťou 360 kg narazil 4. júla 2005 rýchlosťou 10,2 km/s na povrch jadra periodickej kométy 9P/Tempel 1 a vytvoril kráter s hĺbkou 35 m. Pri hľadaní komét je veľmi úspešná slnečná sonda SOHO, ktorá do 5. júla 2016 našla pomocou koronografu 3 168 komét. Pri získavaní pozorovacieho materiálu mimoriadnej kvality sú úspešné aj Hubblov vesmírny ďalekohľad, Spitzerov vesmírny ďalekohľad a mnohé družice pracujúce v ultrafialovej oblasti spektra.

Podľa kritérií miesta a času vzniku komét sa teórie vzniku komét rozdeľujú na teórie vzniku komét vnútri slnečnej sústavy a mimo nej a na teórie vzniku komét v dávnej minulosti a ako procesu prebiehajúceho i v súčasnosti. Na základe spresňujúcich pozorovaní sa v minulosti postupne presadila predstava, že kométy sú súčasťou slnečnej sústavy, pričom vznikli v prvých fázach jej vývoja a tento proces je už ukončený. Súčasné pozorovania umožňujúce detailné štúdium okolia najbližších hviezd zistili existenciu podobných štruktúr, ako je Oortov oblak komét v našej slnečnej sústave, aj pri iných hviezdach a potvrdili, že vznik populácie komét je prirodzenou súčasťou vývoja hviezd a ich planetárnych sústav. Kométy môžu zotrvať v Oortovom oblaku milióny rokov, len čo sú však nejakou gravitačnou poruchou (prechod blízkej hviezdy, galaktické slapy) posunuté na dráhu smerom k Slnku, začína sa ich postupný zánik. Pri každom blízkom prechode popri Slnku produkujú prach a plyn, ktoré pre svoju malú príťažlivosť už nezískajú. Kométy môžu zaniknúť niekoľkými spôsobmi: jadro môže postupne stratiť všetky prchavé látky, rozpadnúť sa na menšie kusy a celkom sa dezintegrovať; jadro sa úplne pokryje minerálnou kôrou, čím sa kométa premení na spiace kometárne jadro, neprejavuje žiadnu aktivitu a zvonka sa javí ako asteroid; blízkym prechodom kométy popri niektorej planéte sa jej dráha zmení tak, že navždy opustí slnečnú sústavu, fyzicky síce nezanikne, ale už nie je pozorovateľná.

Pred rokom 1577 sa kométy pokladali za nebeské výstrahy a nespájali sa s astronomickými javmi. Najstaršie záznamy o nich pochádzajú z obdobia okolo 1000 pred n. l. z Číny, ako aj od Chaldejcov obývajúcich južnú Babyloniu (dnešný Irak), od ktorých pochádza aj prvý názor na podstatu komét. Podľa neho je kométa vzduchový vír rotujúci vo výške v zemskej atmosfére, kde sa trením zapáli. Aristoteles v diele Meteorológia (Meteorologica, asi 330 pred n. l.) hovorí o kométach ako o suchých a horúcich exhalátoch vo vysokej atmosfére; tento názor pretrval vďaka jeho autorite až do 16. stor. Napr. Ptolemaios v diele Almagest kométy vôbec nespomína, keďže ich nepovažoval za nebeské telesá. Významní myslitelia svojej doby, napr. Tomáš Akvinský, R. Bacon a Paolo Toscanelli (*1397, †1482), však vyjadrili pochybnosti o pozemskej podstate komét. Kométy boli zaradené medzi nebeské telesá až po pozorovaní jasnej kométy z roku 1577, ktorú T. Brahe a T. Hájek z Hájku pozorovali z navzájom vzdialených miest na Zemi, pričom sa na oblohe ukazovala medzi tými istými hviezdami, z čoho správne usúdili, že je v priestore ďalej ako Mesiac. I. Newton v diele Matematické princípy prírodnej filozofie (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687) aplikoval svoj gravitačný zákon na pohyb kométy z roku 1680 a zistil, že sa pohybuje po eliptickej dráhe málo odlišnej od paraboly a nad povrchom Slnka prešla vo vzdialenosti len 0,001 6 AU. E. Halley v roku 1705 počítal dráhy všetkých komét pozorovaných v minulosti na dostatočne dlhom oblúku. Objavil prvú periodickú kométu (neskôr nazvanú podľa neho Halleyho kométa) a predpovedal jej návrat na rok 1758. V roku 1835 sa s ďalším návratom Halleyho kométy začala éra fyzikálneho výskumu komét. F. W. Bessel na základe pozorovaní nepravidelného rozloženia svietiacej hmoty v kome Halleyho kométy sformuloval predpoklad o možnosti negravitačných efektov usmerneného úniku hmoty z kometárneho jadra a vytvoril aj tzv. fontánovú teóriu kometárnych chvostov, v ktorej správne opisuje vznik chvosta kométy ako výsledok úniku častíc z jadra kométy smerom k Slnku a ich následné vypudenie neznámou silou v protismere (teóriu dopracoval 1910 A. S. Eddington, keď 1900 S. A. Arrhenius navrhol ako možnú repulzívnu silu tlak slnečného žiarenia). V roku 1867 G. V. Schiaparelli zistil, že dráha meteorického roja Perzeíd je veľmi podobná dráhe kométy P/Swift-Tuttle (1862 III) a dráha meteorického roja Leoníd dráhe kométy P/Tempel-Tuttle (1866 I). Predpoklad o súvise komét a meteorických rojov bol potvrdený na Bielovej kométe, keď po jej rozdelení (1845) na dve časti (pozorované opätovne 1852) tieto časom zanikli a 1872 a 1885 bol v dráhe Bielovej kométy pozorovaný meteorický roj Andromedíd (Bielíd). V roku 1858 bola urobená prvá fotografia kométy, 1864 bolo získané prvé spektrum kométy a 1868 W. Huggins identifikoval v spektre kométy Swanove pásy uhlíka (C₂, C₃). V roku 1911 K. Schwarzschild a Erich Kron (*1881, †1917) navrhli ako možný mechanizmus žiarenia komét fluorescenciu vyvolanú slnečným svetlom, čo sa neskôr aj potvrdilo. V roku 1950 navrhol F. L. Whipple model jadra komét ako konglomerátu ľadov plynov a meteorického prachu v pomere 4 : 1. Z ľadov plynov sa sublimáciou uvoľňujú plyny tvoriace komu, pričom intenzita sublimácie s približovaním sa kométy k Slnku vzrastá, a prúdiace plyny unášajú meteorický prach. Model bol potvrdený v roku 1986 pri priamom meraní jadra Halleyho kométy sondou Giotto. Molekuly unikajúceho plynu sú však schopné udeliť potrebnú hybnosť na únik z jadra kométy len malým prachovým zrnám. Väčšie prachové zlepence ostávajú na povrchu jadra kométy a postupne sa spájajú do škvŕn. Po niekoľkých priblíženiach k Slnku može byť veľká časť povrchu jadra pokrytá takouto minerálnou kôrou nazývanou aj plášť kométy. Podľa merania sondy Giotto vo februári 1986 je až 90 % povrchu jadra kométy 1P/Halley pokrytých kôrou a aktivitu kométy spôsobuje len 10 % aktívneho povrchu. Nedávne merania sondy Rosetta ukázali, že povrch jadra kométy 67P/Čuriumov-Gerasimenko je pokrytý minerálnou kôrou hrúbky 10 – 20 cm. Táto kôra je taká pevná, že nielen znemožnila prichytenie pristávacieho modulu Philae, ktorý sa mal skrutkami v nohách modulu zavŕtať do povrchovej vrstvy, ale odolala aj búšeniu pneumatického kladiva, ktoré z nej odlúpilo len niekoľkocentimetrové úlomky. V roku 1950 J. H. Oort na základe kinematických štúdií zistil existenciu vzdialeného rezervoáru komét nazvaného Oortov oblak komét, ktorý sa pokladá za zdroj neperiodických komét. V roku 1951 nemecký astronóm Ludwig Biermann (*1907, †1986) vysvetlil pohyby v plazmových chvostoch komét interakciou so slnečným vetrom, ktorého existenciu predpokladal (priame meranie slnečného vetra uskutočnili 1959 sondy Lunik I a Lunik II).

Na Slovensku patrí výskum komét, ktorý sa uskutočňuje v Astronomickom ústave SAV (s pozorovaniami na Skalnatom plese) a v Astronomicko-geofyzikálnom observatóriu UK v Modre, viac ako 60 rokov k najúspešnejším oblastiam astronómie. Medzi výsledky Astronomického ústavu SAV významné aj vo svetovom meradle patrí objav 18 nových komét, účasť na medzinárodnom programe výskumu Halleyho kométy a vytvorenie vedeckej školy profesora Kresáka zameranej na vývoj komét a vzájomné interakcie medziplanetárnej hmoty. Astronomicko-geofyzikálne observatórium UK v Modre dosiahlo významné výsledky pri štúdiu rozpadu jadier niekoľkých komét a pri analýze prachovej komy Halovej-Boppovej kométy (C/1995 O1 Hale-Bopp, pozorovaná 1995 – 99), pri ktorej bola z vlastných, v tom čase unikátnych CCD snímok observatória vypočítaná rýchlosť rozpínania prachového materiálu v tvare oblúkov smerom od jadra.

Tab. Kométy objavené na Slovensku

Pozn.: * sú označené kométy objavené v astronomických observatóriách na Skalnatom plese a na Lomnickom štíte

** je označená kométa P/2012 T7 objavená Tomášom Vorobjovom (*1984) na snímke získanej v observatóriu Mount Lemmon Sky Center v Arizone, USA

Kompas, Pyxis, Pyx — súhvezdie južnej oblohy južne od hlavy Hydry. Vrcholí o polnoci koncom januára nízko nad južným obzorom. U nás je viditeľné nízko nad obzorom od februára do apríla. Pôvodne tvorilo súčasť súhvezdia Loď Argo. Obsahuje len niekoľko nevýrazných hviezd, najjasnejšou je nepomenovaná hviezda s jasnosťou 3,7^m.

kompaktná galaxia, Zwickyho galaxia — galaxia, ktorej takmer celé žiarenie je sústredené v malom jadre, takže sa pri prehliadkach oblohy javí ako hviezda; na fotografiách jej rozmery neprevyšujú 2 – 5 oblúkových sekúnd. Od hviezd sa odlišuje veľkým červeným posunom. Kompaktné galaxie objavili v 30. rokoch 20. stor. F. Zwicky a Milton Lasell Humason (*1891, †1972). Neskôr sa zistilo, že ide o aktívne galaxie (galaxie s mimoriadne veľkým celkovým žiarivým výkonom, o ktorých sa predpokladá, že majú v jadre obriu čiernu dieru; asi 10 % z nich má aktívne jadro galaxie), o osamotené mimogalaktické oblasti H II alebo o galaxie s prudkou tvorbou nových hviezd.

chronogram [gr.] —

1. záznam získaný → chronografom;

2. slovo, skupina slov, príp. verš, ktoré sa vzťahujú k určitej udalosti; písmená zodpovedajúce spravidla rímskym čísliciam (M, D, C, L, X, V, I) sú graficky zvýraznené a ich súčet udáva letopočet príslušnej udalosti. Chronogramy sa používali v stredoveku, ale najmä v období renesancie a baroka – znaky na fasáde nad vstupom vyjadrovali rok dokončenia stavby, znaky na náhrobných kameňoch informujú o letopočte úmrtia, príp. znaky na minciach či v knihách. Časté boli aj v židovskej a islamskej tradícii. Chronogram vo veršovej podobe (najčastejšie v hexametri) sa nazýva chronostichon, príp. chronodistichon (v kombinácii hexametra a pentametra).

Armstrong [ám-], Neil Alden, 5. 8. 1930 Wapakoneta, Ohio – 25. 8. 2012 Cincinnati, Ohio — americký kozmonaut, prvý človek, ktorý stál na Mesiaci. Pôvodným povolaním skúšobný pilot; absolvoval Purduovu univerzitu v Lafayette a University of Southern California v Los Angeles (letecký inžinier). R. 1962 vstúpil do oddielu kozmonautov. R. 1966 spolu s Davidom Randolphom Scottom (*1932) absolvovali let kozmickej lode Gemini 8 okolo Zeme, počas ktorého uskutočnili prvé spojenie s iným umelým telesom vo vesmíre (družica Agena TV) v histórii kozmonautiky. Napriek následným komplikáciám sa im podarilo bezpečne núdzovo pristáť v Tichom oceáne. Armstrong sa stal veliteľom posádky kozmickej lode Apollo 11, ktorá 20. 7. 1969 ako prvá s ľudskou posádkou pristála na Mesiaci. Armstrong stúpil na mesačný povrch 21. 7. 1969 o 3. hodine 56. minúte stredoeurópskeho času a strávil tam 2 hodiny 16 minút (→ Apollo). Po návrate z Mesiaca pracoval v NASA, 1971 – 79 pôsobil ako profesor aeromechaniky na univerzite v Cincinnati.

α² Canum Venaticorum [ka- -ko-], α² CVn — 1. premenná chemicky pekuliárna hviezda spektrálneho typu A0p v súhvezdí Poľovných psov vzdialená od Slnka 33,8 pc. Začiatkom 20. stor. boli objavené variácie jej jasnosti a periodické zmeny spektrálnych čiar v jej spektre, neskôr aj variácie jej magnetického poľa, všetky s periódou 5,47 dňa. Niektoré chemické prvky, napr. európium a gadolínium, vytvárajú rozsiahle oblasti zvýšenej koncentrácie v okolí magnetických pólov α² Canum Venaticorum, iné, napr. titán, chróm a železo, sa koncentrujú v oblasti magnetického rovníka hviezdy;

2. typ premenných chemicky pekuliárnych hviezd hlavnej postupnosti (→ Hertzsprungov-Russellov diagram) spektrálnych typov B8p – A7p. Ich jasnosť sa mení v rozsahu 0,01^m – 0,1^m s cyklom 0,5 dňa až 160 dní. Majú silné magnetické polia a silné spektrálne čiary kremíka, stroncia alebo chrómu. Periodické zmeny intenzity a profilov spektrálnych čiar sú spôsobené rotáciou hviezd a nehomogénnou distribúciou kovov v ich atmosférach.

IRAS, Infračervená astronomická družica, angl. Infrared Astronomical Satellite — prvé kozmické astronomické observatórium, ktoré z obežnej dráhy okolo Zeme pozorovalo oblohu v infračervenej oblasti elektromagnetického žiarenia. Vzniklo ako spoločný projekt Spojeného kráľovstva, Holandska a USA, na obežnú dráhu okolo Zeme bolo vynesené 25. 1. 1983 raketou Delta z kozmodrómu Vandenberg v Kalifornii.

Za 10 mesiacov činnosti ďalekohľad s priemerom objektívu 57 cm (jeho fungovanie bolo limitované množstvom kvapalného hélia, ktoré ochladzovalo objektív na teplotu -271 °C) zmapoval štyrikrát 96 % oblohy na vlnových dĺžkach 12, 25, 60 a 100 μm, s uhlovým rozlíšením 30 oblúkových s (pri vlnovej dĺžke 12 μm) až 2 oblúkové minúty (pri vlnovej dĺžke 100 μm). Observatórium identifikovalo okolo 350-tis. infračervených zdrojov patriacich vybuchujúcim galaxiám, protohviezdam, hviezdam s prachovými diskmi, oblakom medzihviezdnej galaktickej a medzigalaktickej hmoty a i. Zistilo prachový oblak okolo Vegy, urobilo prvé zábery centrálnej časti jadra Galaxie, objavilo 6 komét, 3 asteroidy, viacero infračervených galaxií ap. Po IRAS nasledovali zariadenia s výkonnejšími prístrojmi – Infrared Space Observatory (1995), Spitzerov vesmírny ďalekohľad (2003) a japonská družica Akari (2006).

Iridium — nadnárodný poskytovateľ hlasových a dátových služieb so sídlom v McLean (Virgínia, USA). Vznikol 2001 zo zbankrotovanej spoločnosti Iridium LLC založenej 1991. Spojenie zabezpečuje družicový systém Iridium, ktorý pozostáva zo 66 aktívnych a 14 záložných komunikačných družíc, ako aj z pozemských zariadení; satelitné telefóny pracujú v pásme 1 616,0 – 1 626,5 MHz. Družice boli na obežnú dráhu okolo Zeme vo výške 780 km a so sklonom 86,4° vynášané 1998 – 2002, na šiestich orbitálnych dráhach (na každej je 11 družíc) sú umiestnené tak, aby v ľubovoľnom čase poskytovali hlasové a dátové služby na celej zemeguli vrátane polárnych oblastí, oceánov a leteckých trás (každá družica obletí Zem za 100 minút). Názov Iridium je odvodený z názvu prvku s protónovým číslom 77 – irídium, pretože pôvodný plánovaný počet družíc mal byť 77.

astronomický ďalekohľad — 1. najdôležitejší astronomický prístroj (→ ďalekohľad). Zväčšuje zorný uhol pozorovaného vesmírneho objektu a skoncentrovaním elektromagnetického žiarenia na malú plochu zvyšuje jasnosť objektu a rozlišovaciu schopnosť ďalekohľadu. Základnou časťou astronomického ďalekohľadu je objektív, ktorým žiarenie prechádza (→ refraktor) alebo sa od neho odráža (→ reflektor). Obraz objektu vytvorený objektívom v ohniskovej rovine sa pozoruje okulárom alebo sa sníma fotograficky, fotometrom, fotonásobičom alebo CCD snímačmi. Čím je zberná plocha objektívu väčšia a ohnisková vzdialenosť okulára kratšia, tým lepšie možno vidieť menej jasné objekty. Zväčšenie zorného uhla rastie s veľkosťou pomeru ohniskových vzdialeností objektívu a okulára, rozlišovacia schopnosť ďalekohľadu rastie s priemerom objektívu. Technické problémy spojené s výrobou objektívov (objektív nemôže byť ľubovoľne veľký), s montážou ďalekohľadu a s jeho pohybom i s chvením atmosféry (seeing) sú limitujúcimi faktormi výroby ďalekohľadov. Niektoré nedostatky (deformácie zrkadla, atmosférické vplyvy) odstraňuje aktívna optika a adaptívna optika.

Prvý ďalekohľad zostrojil 1608 Holanďan Hans Lippershey (aj Johann; 1570 – 1619). Podobný šošovkový ďalekohľad skonštruoval 1609 aj G. Galilei → Galileiho ďalekohľad). Jeho najväčší ďalekohľad mal priemer objektívu 4,4 cm a 33-násobné zväčšenie. Pomocou ďalekohľadov objavil Galilei pohoria a krátery na povrchu Mesiaca, mesiace Jupitera, hviezdnu povahu Mliečnej cesty a fázy Venuše. I. Newton je autorom prvého zrkadlového ďalekohľadu (1671), ktorý značne zdokonalil W. Herschel považovaný za otca stelárnej astronómie (1781 pomocou svojho reflektora s priemerom objektívu 16 cm objavil planétu Urán).

Najrozšírenejšie sú zrkadlové ďalekohľady (najmä veľké s priemerom objektívu nad 1 m), pretože ich výroba je technicky menej náročná, a tým aj lacnejšia ako výroba refraktorov (najväčší refraktor na svete s priemerom objektívu 102 cm vybudovaný 1897 je v Yerkes Observatory, Wisconsin, USA). Reflektory sa navzájom konštrukčne odlišujú spôsobom, akým sa svetelný zväzok dostáva z objektívu do detektora, na fotografickú platňu, na fotoelektrické médium, do CCD kamery alebo do spektrometra. K základným typom reflektorov patria Newtonov ďalekohľad, Cassegrainov ďalekohľad, coudé ďalekohľad, Ritcheyho-Chrétienov ďalekohľad, Schmidtov ďalekohľad , Maksutovov ďalekohľad, Bakerova-Schmidtova komora a i. Na rovnakom princípe ako optické zrkadlové ďalekohľady pracujú rádiové ďalekohľady (→ rádioteleskop). Infračervené ďalekohľady skúmajú objekty v infračervenej oblasti spektra (ich súčasťou je citlivý prijímač infračerveného žiarenia), röntgenové ďalekohľady zdroje röntgenového žiarenia.

Vplyv atmosféry Zeme pohlcujúcej značnú časť elektromagnetického žiarenia sa odstraňuje umiestnením astronomických ďalekohľadov na umelých družiciach Zeme a na kozmických sondách. Z týchto ďalekohľadov je najväčší Hubblov vesmírny ďalekohľad, ktorý má priemer objektívu 2,4 m.

Najväčšie ďalekohľady na svete sú v súčasnosti Keckove ďalekohľady (Keck I, Keck II) v observatóriu na vrchole sopky Mauna Kea na Havaji, ktoré majú priemer zrkadla 10 m (→ havajské observatóriá). Výhodné je aj budovanie viacerých menších astronomických ďalekohľadov spojených počítačom, pričom rozlišovacia schopnosť takéhoto zariadenia, ktorého výsledný signál (obraz) vytvárajú signály z jednotlivých ďalekohľadov, je taká, akú by mal jediný ďalekohľad vytvorený súčtom plôch zrkadiel jednotlivých ďalekohľadov tvoriacich daný systém. Napr. 4 ďalekohľady s priemerom zrkadla 8,2 m na Cerro Paranal v Chile, spravované Európskym južným observatóriom, majú výslednú rozlišovaciu schopnosť ďalekohľadu s priemerom zrkadla 16 m (VLT, Very Large Telescope; spolu v prevádzke od 2001).

Najväčšími astronomickými ďalekohľadmi na Slovensku sú reflektor s priemerom objektívu 1,3 m umiestnený v observatóriu na Skalnatom plese a reflektor s priemerom na 1,0 m umiestnený v observatóriu na Kolonickom sedle.

2. synonymum Keplerovho ďalekohľadu.

hlavný pás → asteroid

astroláb [gr. > lat.] — astronomický prístroj používaný v minulosti na meranie času, výšok a uhlov i na určovanie polôh nebeských telies. Mosadzný alebo medený kruh, ktorý je rozdelený na stupne a pri meraní sa zavesí. Okolo stredu sa otáča rameno s 2 priezormi, ktoré umožňujú zamerať hviezdu. Astroláb vynašiel pravdepodobne Hipparchos v pol. 2. stor. pred n. l. a používal sa až do 17. stor.

armilárna sféra — staroveký prístroj znázorňujúci nebeskú sféru. Skladá sa z kovových delených kruhov predstavujúcich základné kružnice nebeskej sféry – ekliptiku, nebeský rovník, poludník a horizont. Celý systém je otočný okolo polárnej osi. Slúžil na meranie polôh hviezd a na znázorňovanie zdanlivého pohybu nebeských telies.

asteroid [gr.], malá planéta, planétka, planetoid — menšie neaktívne teleso podobné planéte, obiehajúce okolo Slnka. Asteroidy sa vyskytujú vo veľkom množstve najmä v oblasti medzi Marsom a Jupiterom. Vzdialenosť medzi Marsom a Jupiterom je taká veľká, že existenciu telesa v tejto oblasti predpokladal už J. Kepler. R. 1772 nemecký astronóm Johann Daniel Titius (*1729, †1796) upozornil na zákonitosť v rozložení veľkých polosí dráh planét (→ Titiusov-Bodeho zákon) a predpovedal ďalšiu planétu vo vzdialenosti 2,8 AU od Slnka. Neskôr sa ukázalo, že takýchto telies sú tisíce.

Prvý asteroid objavil 1801 taliansky astronóm Giuseppe Piazzi (*1746, †1826) a nazval ho Ceres (2006 bola ustanovená nová trieda objektov, tzv. trpasličích planét, kam sa zaraďuje aj Ceres). Na rozdiel od planét nebol pozorovaný žiadny kotúčik, preto nové teleso dostalo názov asteroid (t. j. podobný hviezde), po zistení jeho malých rozmerov pribudli i názvy planétka, malá planéta, planetoid. R. 1802 bol objavený asteroid Pallas, 1804 Juno a 1807 Vesta. Po uplatnení fotografickej metódy 1892 počet známych asteroidov rýchlo vzrástol, na ich objavovanie boli vyvinuté špeciálne metódy (Wolfova metóda, Metcalfova metóda). Do konca 19. stor. bolo známych 452 asteroidov, koncom marca 2017 viac ako 488-tis. očíslovaných a viac ako 241-tis. objavených, ale ešte neočíslovaných asteroidov (očíslujú sa po napozorovaní dostatočného počtu údajov na určenie presnej dráhy).

Každý asteroid dostáva predbežné označenie, ktoré sa skladá z roku objavu a z dvoch písmen charakterizujúcich polmesiac objavu (rok je rozdelený na 24 polmesiacov) a poradie v danom polmesiaci (napr. prvý asteroid objavený v 1. pol. februára 1986 má označenie 1986 CA). Po určení presnej dráhy sa asteroidom priraďujú okrem poradového čísla aj mená (spočiatku sa používali ženské mená, neskôr aj mená podľa priezvisk významných osobností, postáv z umeleckých diel a geografických názvov); do konca 2016 malo 66 asteroidov meno vzťahujúce sa k Slovensku.

Až 97 % asteroidov je sústredených v oblasti medzi Marsom a Jupiterom, kde tvoria hlavný pás so šírkou až 2 AU (odhaduje sa, že v hlavnom páse je 1,1 mil. – 1,9 mil. asteroidov väčších ako 1 km a niekoľkonásobné množstvo menších). Asteroidy sa tam nevyskytujú vo všetkých heliocentrických vzdialenostiach rovnomerne; niektoré komenzurability s obežnou dobou Jupitera sú prázdne, v iných sú pozorované skupiny asteroidov. Asteroidy obiehajú okolo Slnka rovnakým smerom ako všetky veľké planéty, sklon rovín ich dráh k rovine ekliptiky je malý. Rodiny asteroidov sú tvorené asteroidmi s podobnými dráhami a fyzikálnymi vlastnosťami. Známe sú 2 významné skupiny asteroidov, ktoré sa nenachádzajú v hlavnom páse: asteroidy na dráhach približujúcich sa k Zemi (→ NEA) a asteroidy v libračných centrách sústavy Slnko – Jupiter (→ Trójania). Existujú aj asteroidy na prechodných dráhach, ktoré nepatria do žiadnej z uvedených skupín, napr. Pholus alebo 1996 objavený asteroid 1996 PW, ktorý má vzdialenosť afélia až 2 537 AU.

Asteroidy sú z kozmického hľadiska malé telesá. Po preradení Ceresu medzi trpasličie planéty je najväčším asteroidom Vesta s priemerom 525 km (25 asteroidov má priemer nad 200 km, 140 asteroidov nad 120 km). Najmenší pozorovaný asteroid, 2015 TC25, má priemer len 2 m (pri týchto rozmeroch asteroidy prechádzajú plynulo do meteoroidov). Asteroidy s výnimkou desiatky najväčších telies nie sú sféricky symetrické, ale veľmi nepravidelne tvarované. Gravitačná sila na ich povrchu nie je dostatočne veľká na vytvorenie guľového tvaru. Najnepravidelnejší tvar má asteroid Geographos s pomerom osí 1 : 6. Asteroid s najväčšou hmotnosťou, Vesta, má hmotnosť približne 2,6 · 10²⁰ kg. Hmotnosť všetkých asteroidov je menšia ako tridsatina hmotnosti Mesiaca. Hustota asteroidov sa pohybuje v širokom rozsahu hodnôt, najviac ich je v intervale 1 200 – 3 700 kg/m³, čo je v priemere menej ako polovica hustoty Zeme. Iba jeden z asteroidov, Vesta, leží na hranici viditeľnosti voľným okom, ostatné vidno len ďalekohľadom.

Prevažná časť asteroidov má rotačnú periódu 8 – 11 h (známych je viac ako 5 500 rotačných periód). Rozptyl hodnôt je však pomerne veľký, najdlhšie rotačné časy sa pohybujú mierne nad 1 000 hodín. Zloženie asteroidov je dosť rozdielne. Podľa typu nameraného infračerveného spektra a hodnoty albeda sa rozlišujú 4 základné typy asteroidov: C, D, S, M. Typ C (75 % asteroidov) má veľmi nízke albedo; jeho zloženie je podobné uhlíkovým meteorickým chondritom. Asteroidy typu D (5 %) sú tiež veľmi tmavé. Podobajú sa objektom vo vonkajších oblastiach slnečnej sústavy, napr. nízkoaktívnym kométam. Typ S (15 % asteroidov) má vysoké albedo, jeho zloženie môže byť podobné železno-kamenným meteoritom. Asteroidy typu M (4 %) majú albedo približne 0,10 a zloženie podobné železným meteoritom. Najprimitívnejšie, najmenej metamorfované typy C a D sa vyskytujú vo väčších vzdialenostiach od Slnka.

Na rozdiel od minulosti sa asteroidy nepovažujú za zvyšky rozpadnutej planéty. Pravdepodobne sú to zvyšky pôvodného materiálu, z ktorého sa tvorili planéty. V oblasti silného rušivého pôsobenia Jupitera sa nemohli pospájať a vytvoriť väčšie teleso. V oblasti mimo tejto majoritnej skupiny sa k asteroidom zaraďujú aj pravdepodobne vyhasnuté alebo oddychujúce kometárne jadrá.