Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. novembra 2018
Dátum: 01. novembra 2018
Autori: Jiří Grygar a David Ondřich
9. května 2016 se uskutečnil druhý přechod Merkuru přes sluneční disk v tomto století. Přestože se Merkur mezi Slunce a Zemi dostává častěji než Venuše, tento jev nikdy nezískal takovou popularitu jako přechod Venuše. Bezpochyby za to může jednak horší pozorovatelnost jevu, jednak jeho nepříliš zajímavý průběh. Existuje však jedna drobná záhada, která přechod Merkuru provází. R. 1736 poprvé zveřejnil F. de Plantade pozorování podivné světelné aury okolo Merkuru. Pozorování potvrdili další pozorovatelé v letech 1786, 1789 a 1799. V listopadu 1868 pozoroval přechod Merkuru anglický obchodník W. Huggins a kromě aury spatřil také světlý bod téměř přesně uprostřed temného kotouče planety. V průběhu 19. století se někteří astronomové pokoušeli dokázat, že jde o projevy Merkurovy husté atmosféry, zatímco jiní namítali, že jde o vizuální artefakty založené na stejném principu jako mnohé optické iluze. Lidské oko ve spojení s mozkem neumí dobře zpracovat ostrou hranu s velkým kontrastem jasu a okolí rozhraní interpretuje podle okolností jako jasnější nebo naopak temnější než ve skutečnosti. V případě aury kolem Merkuru jde nepochybně o optickou iluzi, stejně jako v případě tmavé nebo světlé „kapky“, kterou pozorovatelé mohou vidět těsně před nebo po 1. a 4. kontaktu přechodu. Případ světlého bodu je poněkud složitější – na některé lidi funguje sofistikovaná optická iluze, založená na porovnávání geometrických obrazců v různých stupních šedi, při které se mozek nedokáže smířit s tím, že ve středu nejvnitřnějšího obrazce nic není a setrvale v něm vytváří světlý nebo tmavý bod. R. Baden Powell, pozdější zakladatel skautingu, již r. 1850 navrhl, že původcem světlého bodu může být difrakce, což se o 80 let později povedlo fotograficky zdokumentovat francouzskému astronomu A. Couderovi. Toto vysvětlení ovšem potřebuje konkrétní optickou soustavu, na které se difrakce uplatní, a Merkur je podstatně dál od optiky pozemských astronomů než Couderovo laboratorní černé stínítko. I v dnešní době však má smysl přechody Merkuru pozorovat. Dnes víme, že Merkur skutečně atmosféru má, a ačkoli není hustá, spektroskopie při přechodu odhaluje cenné údaje o jejím chemickém složení. Další příležitost nastane 11. listopadu 2019, ve střední Evropě však Slunce zapadne ještě před 3. kontaktem.
P. Peplowski aj. zveřejnili analýzu odrazivosti povrchu Merkuru, založenou na posledních pozorováních neutronové spektroskopu na palubě družice MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging), která je ještě stihla pořídit v posledních dnech před ukončením mise 30. dubna 2015. Na dně velkých kráterů a v horninách z nich vyvržených se nachází materiál s velmi nízkou odrazivostí, který dosud nebyl podrobně prozkoumán. Výskyt v okolí pouze velkých kráterů naznačuje, že materiál pochází ze středních vrstev kůry Merkuru. Neutronová spektroskopie odhalila, že jde o 1–3 % uhlíku v nečekané formě grafitu, tedy klasické tuhy na psaní. Autoři odhadují, že grafit je primárním zdrojem ztmavení Merkurova povrchu a na povrch se nejprve dostal v důsledku tuhnutí prvotního oceánu magmatu, později byl překryt impaktním materiálem a vulkanickými výlevy v době těžkého bombardování a nakonec se promíchaný s těmito pozdějšími horninami znovu dostal až do vrchní vrstvy regolitu při posledních velkých impaktech.
Jak se předpokládaná planeta velikosti Merkuru, která velmi pravděpodobně vznikla v rovině ekliptiky na dráze blízké kruhové, mohla dostat na současnou dráhu s vázanou rotací a značnou excentricitou a poměrně velkým sklonem? F. Roig, D. Nesvorný a S. DeSouza se pokusili najít odpověď v rámci hypotézy skákajícího Jupiteru, podle které se ve Sluneční soustavě zformovala tři velká tělesa – Jupiter, Saturn a tři ledoví obři. Po blízkém setkání s Jupiterem byl jeden z ledových obrů ze soustavy vymeten a Jupiter naopak „skočil“ dovnitř dráhy Saturnu, který byl naopak vyhozen do větší vzdálenosti a oběžné doby obou planet se srovnaly na současný poměr ~1:2,5. Právě období nestability, kdy si velké planety vyměňovaly pozice, použili autoři k modelování chování dráhy Merkuru na základě mnoha proměnných parametrů a ukázalo se, že v několika případech je velmi dobře možné reprodukovat současnou excentricitu a sklon dráhy Merkuru zároveň s přibližnými drahami ostatních terestrických planet a také populací malých těles za drahou Neptunu. Autoři zdůrazňují, že v simulacích je nutné zahrnout relativistické efekty, bez nich je naopak efekt skákajícího Jupiteru příliš silný a simulace neposkytují realistické výsledky.
Japonská kosmická agentura JAXA zveřejnila výsledky prvních experimentů zachráněné družice Akatsuki, které v r. 2010 selhal hlavní motor při brzdném manévru a sonda se nestala družicí Venuše, ale Slunce. O pět let později při dalším přiblížení k Venuši se inženýrům podařilo sondu pomocí manévrovacích motorů dostrkat na eliptickou dráhu Venuše, ovšem podstatně vzdálenější než byla původně plánovaná. Pětiletý pobyt v meziplanetárním prostoru také družici poněkud poznamenal, takže vědecká měření se musejí tu a tam vyrovnávat s různými přístrojovými problémy. Celkově jde však o úspěch a už první výsledky ukázaly dvě nečekaná překvapení. Prvním je složitá prostorová struktura atmosférických mračen kyseliny sírové, kterou družice odhalila už z velké vzdálenosti. Až budou k dispozici data z průletů pericentrem dráhy, očekává se průlom v poznání procesů ve Venušině atmosféře – ta je pro nás zatím do velké míry záhadná, protože její vrstvy a jevy se v ní odehrávající nemáme jak zachytit; na rozdíl od např. povrchu, který umíme zobrazovat pomocí radarových odrazů. Druhé překvapení je útvar podobný prohnutému luku, který družice objevila v dlouhých infračervených (IČ) vlnových délkách a který nerotuje s horními vrstvami atmosféry, ale naopak vypadá, že se otáčí s pevným povrchem. Z prvních dat není jasné, jakým způsobem útvar vzniká, ani jestli se v čase vyvíjí nebo je dlouhodobě stabilní. Autoři nechtějí příliš spekulovat, protože potvrzené zatím není ani to, zda útvar skutečně rotuje v souladu s povrchem.
P. J. Mouginis-Mark publikoval analýzu radarových dat ze sondy Magellan, konkrétně z přístroje FMIDR (Full-resolution Mosaicked Image Data Record) z okolí Venušiny sopky Maat Mons. Tato štítová sopka je na Venuši nejvyšší, zdvihá se přibližně 9 km nad okolní terén. Na jejím vrcholu je kaldera o rozměrech přibližně 26×30 km a úbočí sopky jsou pokryta necelou desítkou kráterů o průměru asi 10 km a dvěma stovkami menších kráterů o průměru 1 km a větším. Svahy pokrývají lávové proudy a několik riftů a celkový charakter sopky ukazuje na relativně nízké geologické stáří, ale autor nenalezl žádný důkaz právě probíhajícího vulkanismu.
Na Venuši se uplatňuje superrotace, tedy jev, kdy atmosféra rotuje vyšší rychlostí než pevný povrch. Tento fakt známe již poměrně dlouho, ale stále dobře nevíme, čím je způsoben. J. Mendonça a P. Read vytvořili podrobný numerický model, v němž se pokusili superrotaci Venušiny atmosféry simulovat. Zveřejnili první výsledky a ty vypadají nadějně: díky podrobnému modelování zářivého přenosu energie, konvekce a několika rozhraní atmosférických vrstev a také zahrnutím různých tepelných kapacit různých vrstev atmosféry se podařilo získat rámcovou shodu s pozorovanou superrotací v oblačné vrstvě atmosféry. Model vytváří některé jevy, které se zatím na Venuši nepodařilo pozorovat, např. silnou zonální cirkulaci, teplotní vlny a specifickou polodenní přílivovou vlnu. Dále autoři přiznávají potíže modelu při simulaci nízkých vrstev atmosféry, kde se model nedokáže zatím dobře vypořádat např. s proměnnou velikostí povrchem absorbované a znovu vyzářené sluneční energie.
P. Horálek aj. publikovali výzkum, který následoval poté, kdy první z autorů při fotografování observatoře ESO na La Silla 20. 1. 2015 neplánovaně zachytil atmosférický bouřkový jev, nazývaný červení skřítci (angl. red sprites). Jde o nepříliš prozkoumaný světelný fenomén, částečně proto, že jeho trvání je velmi krátké, záblesky zpravidla trvají méně než 1 s, částečně proto, že k jeho dobrému zachycení je potřeba upravený digitální fotoaparát, který má odstraněný IČ filtr. V tomto případě se stalo vůbec poprvé, že tento jev byl pozorován na některé velké astronomické observatoři. Následný výzkum ukázal, že skřítci pocházeli ze skupiny bouří nad východními svahy And v severní Argentině, která byla v dané chvíli vzdálena od La Silla asi 560 km. O týden později se P. Horálkovi opět náhodou podařilo skřítky zachytit na Cerro Paranal. Jev teoreticky předpověděl již r. 1920 Ch. Wilson, vynálezce mlžné komory, za kterou dostal r. 1927 Nobelovu cenu. První experimentální důkaz přišel až r. 1989 a rozsáhlejší výzkum přinesly teprve dlouhodobé pobyty kosmonautů na Mezinárodní kosmické stanici. Skřítci jsou jen jednou skupinou výbojů, které se souhrnně označují jako přechodné světelné úkazy (TLE, transient luminous events). Jde o elektrické výboje ve výškách nad 90 km nad zemí a typickou červenou nebo načervenalou barvu mají díky excitovaným molekulám N2, vzácněji se však vyskytují i výboje jiných barev. Na rozdíl od obyčejných blesků, u nichž jde o přenos záporného náboje z mraku do země, u TLE se jedná o přenos kladného náboje do troposféry Země.
NASA, NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) a britská Met Office (obdoba českého/slovenského hydrometeorologického úřadu) v lednu 2016 zveřejnily zprávu o dosavadním teplotním rekordu za předchozí rok. 2015 se stal podruhé za sebou nejteplejším rokem známé historie, oproti předindustriální éře stoupla průměrná teplota na Zemi již více než o 1 °C. Na vině je mimořádně silný klimatický jev El Niño a souběh s pozitivním efektem pacifické oceánské oscilace, která se nachází v té fázi, kdy se teplé pacifické proudy u západního pobřeží Jižní Ameriky nezanořují do větších hloubek, ale naopak zůstávají blízko pod hladinou. Podle autorů lze očekávat, že i následující roky budou mimořádně teplé. O měsíc později rekord potvrdil průměr za leden, který se stal nejteplejším lednem od r. 1880, a zároveň byl devátým nejteplejším měsícem za sebou od r. 1979.
Růst globální teploty Země koreluje s růstem zastoupení CO2 v atmosféře. Zatímco před průmyslovou revolucí se průměrná hladina CO2 pohybovala kolem 280 ppm (miliontin, parts per million), v r. 2015 byla průměrná roční hodnota téměř 400 ppm a v r. 2016 narostla o 3,05 ppm a tuto pomyslnou hranici překročila. V druhé polovině roku se navíc ukázalo, že hranici 400 ppm překročila nejen průměrná hodnota, ale dokonce i roční minimum – hladina CO2 v průběhu ročních dob sice přirozeně kolísá, ale i sezónní hodnota CO2 dosáhla rekordní hodnoty za celou známou historii.
Naposled o pozemském počasí: Světová meteorologická organizace (WMO) zveřejnila na základě analýz dat za posledních 10 let dva rekordy, týkající se blesků. Nejvzdálenější známý blesk udeřil v Oklahomě v létě 2007 ze vzdálenosti 321 km. Blesk s nejdelším trváním – 7,74 s pak zasáhl v r. 2012 na jihu Francie. V těchto případech nejsou k porovnání dřívější data, ale obecně se meteorologové shodují, že extrémních jevů přibývá.
K. Zahnle a R. Buick zveřejnili svůj výzkum více než 60 mikrometeoritů, které byly vyloveny ze dna vápencového jezera v Západní Austrálii v oblasti Pilbara. Meteority jsou 2,7 miliardy staré, většina z nich má průměr kolem desetiny µm a všechny až na dva jsou tvořeny magnetitem (Fe3O4), zbylé dva obsahují směs původní slitiny železa a niklu a drobné příměsi jako wüstit (FeO + původní kovy). Kromě samotného pozoruhodného faktu, že mikrometeority dokázaly na dně jezera přežít v dobrém stavu, je nejzajímavější právě přítomnost oxidů železa. Aby mohl povrch kovového meteoru při průletu atmosférou zoxidovat v potřebné míře, je v atmosféře nutné dostatečné zastoupení kyslíku. Jenže velké okysličení pozemské atmosféry nastalo teprve před 2,4 miliardami let a mezi paleontology panuje obecné přesvědčení, že před ním bylo množství kyslíku v atmosféře na úrovni pouhých tisícin procenta. Autoři přicházejí s odvážnou hypotézou, že dávná atmosféra před velkým okysličením byla ve skutečnosti rozdělena na spodní a svrchní, přičemž spodní měla stejné složení, jaké se předpokládalo doposud, zatímco svrchní – ve výškách mezi 75 a 90 km nad zemí – byla na kyslík bohatá zhruba stejně jako ta současná. Zdrojem kyslíku by mohl být buď primordiální CO2 nebo snad SO2, pocházející z vulkanických erupcí, nebo vodní pára (to už je poměrně divoká spekulace, jak sami autoři přiznávají).
Zemské magnetické pole udržuje mocné dynamo ve spodním zemském plášti a vnějším jádře, tvořené zejména proudy lehčích prvků vypuzovaných z jádra, tepelnou konvekcí vyvolanou pomalým přenosem tepla a pravděpodobně též dalším teplem, vytvořeným rozpady radioaktivních prvků. Paleomagnetické záznamy ukazují, že magnetické dynamo funguje nejméně 3,4 miliardy let. Problém je v tom, že podle nedávných propočtů nemohlo být před tak dlouhou dobou zemské jádro diferencované, jinými slovy, že první jmenovaný proces, který je zároveň z hlediska výkonu dynama nejdůležitější, nemohl k tvorbě magnetického pole přispívat. Vnitřní (nejen) železné jádro je nanejvýš miliardu let staré. J. O'Rourke a D. Stevenson přišli s hypotézou, která může vysvětlit dřívější záznamy o síle zemského magnetického pole. Autoři navrhují, že přísun hořčíku ve formě oxidů či silikátů díky dopadům meziplanetární látky při těžkém bombardování a jeho následné klesání v tavenině zemského pláště v podobě slitiny s železem může vytvořit potřebný příspěvek k výkonu zemského dynama. Podle autorů je podstatné, že hořčíku v zemském plášti musí být nanejvýš 1÷2 hmotnostní %; jinak by do spodního pláště stahoval také nadměrné množství kyslíku a křemíku a dynamo by nefungovalo.
Stáří vnitřního a vnějšího jádra je navíc problém sám o sobě. Od r. 2012, kdy byly publikovány první výpočty tepelné vodivosti tekutého vnějšího jádra, to skutečně vypadá, že teplo odváděné z vnitřního jádra vnějším jádrem do spodního pláště je tak velké, že diferencované jádro nemůže být starší než onu asi miliardu let. Výpočty ovšem předpokládají konkrétní průběhy materiálových vlastností na teplotě a tlaku, v tomto případě jsou podstatnými parametry tepelná vodivost a elektrický odpor, neboť nosiči obou druhů energie jsou volné elektrony. Potíž je, že hodnoty těchto parametrů při teplotách a tlacích odpovídajících vnějšímu jádru dobře neznáme, navíc jsou na sobě do určité míry nepřímo závislé. K. Ohta aj. publikovali svá měření elektrického odporu železa při teplotách nad 4 500 K a tlacích v řádu milionů atmosfér, podle nichž je elektrický odpor za těchto podmínek velmi nízký, což ukazuje, že vnitřní jádro je ještě mladší, nanejvýš 700 mil. let. Zároveň však Z. Konôpková aj. publikovali svá měření tepelné vodivosti za podobných podmínek, dokonce použili takřka shodné uspořádání experimentu (obě skupiny laserovými pulsy zahřívaly železo v diamantovém lisu). Podle nich je ovšem relativně nízká tepelná vodivost, což naopak znamená, že vnitřní jádro je staré nejméně 3 miliardy let. Experimentální rozpor je obvyklá věc a rozhodnout budou muset další měření.
T. Sato, S. Okuzumi a S. Ida zveřejnili výsledky svých simulací vývoje protoplanetárního disku, kterými se pokusili vysvětlit, proč voda na Zemi tvoří pouze 0,023 % hmotnosti. Standardní modely vývoje disku předpokládají, že se sněžná čára (vnější hranice ekosféry) v průběhu vývoje disku dostala do vzdálenosti menší než 1 au, což způsobilo srážky zmrzlých tělísek protoplanetárního disku se zárodečnou Zemí, a tím se na povrch planety dostala voda. Autoři ukazují, že přísun zmrzlé vody do okolí Prazemě funguje jen v případě, že akreční disk není ani příliš kompaktní, ani příliš protáhlý (vnější poloměr musí být ≥ 100 au a zároveň ≤ 300 au), nesmí být příliš turbulentní a především se sněžná čára musela dostat blíž než 1 au velice brzy: 0,5÷2 Mr po zformování akrečního disku.
Po celý pleistocén až do začátku holocénu, tedy v rozmezí asi 2,59 milionu po 12 000 let před současností, se víceméně pravidelně střídaly doby ledové a meziledové. V průběhu holocénu lidstvo vymyslelo zemědělství, dělbu práce a průmyslovou revoluci a jeho dopad na okolní prostředí exponenciálně roste. Zvyšující se hladina CO2 v atmosféře (viz výše) je možná důležitým prvkem, který brání nástupu nové doby ledové. A. Ganopolski, R. Winkelmann a H. Schellnhuber publikovali výsledky svých výpočtů, podle nichž kombinace předindustriální hladiny CO2 v ovzduší spolu s nízkou hodnotou excentricity zemské dráhy stačí, aby oddálila počátek doby ledové minimálně o 50 000 let. Autoři argumentují, že bez skleníkového efektu CO2 by Země zůstala v pravidelném střídání zalednění severní polokoule a téměř úplného odlednění po velmi dlouhou dobu; pozoruhodné je, že na odklad nástupu doby ledové plně stačí uhlík vypuštěný do atmosféry ještě před počátkem masivního spalování fosilních paliv.
Tzv. malá doba ledová mezi 16. a 19. stoletím je dobře historicky popsána. U. Büntgen aj. v dendrologickém záznamu 150 živých i 500 padlých stromů v ruském Altaji nalezli důkaz, že 13 z 20 nejchladnějších lét nastalo v 6. století AD. Někdy v r. 536 došlo k mohutné sopečné erupci, která způsobila ochlazení celé severní polokoule; následné vulkanické výbuchy v letech 540 a 547 pak daly vzniknout nejchladnější dekádě za posledních 2 300 let a průměrná teplota se na dlouhodobý průměr severní polokoule vrátila teprve po 120 letech. Pozdně antická doba ledová tak pravděpodobně stála za sociálními nepokoji a rozšířením moru, které dokonaly úpadek říše východořímské.
Milankovićovy cykly, tedy kvaziperiodické klimatické cykly způsobené různým osluněním a proměnným albedem zemského povrchu, které jsou závislé na periodických změnách excentricity zemské dráhy, sklonu osy rotace a její precese, byly potvrzeny teprve r. 1976 na základě výzkumu vrtů v projektu Deep Sea Drilling, publikovaných v článku J. Hayse, J. Imbrieho a N. Shackletona. Tento článek zdánlivě vyřešil otázku střídání dob ledových a meziledových (samotná Milankovićova shrnující práce vyšla již r. 1941), ale skutečnost je jako obvykle složitější. Z přehledu, publikovaného D. Hodellem ke 40letému výročí původního článku, v němž autoři poprvé použili přirovnání astronomických cyklů ke kardiostimulátoru, jsou zjevné dva hlavní problémy, kvůli kterým stále příčinám nástupu ledových dob úplně nerozumíme: jaká složka klimatu je vůči „tiknutí“ kardiostimulátoru nejcitlivější a kdy přesně k reakci klimatu na změnu astronomických cyklů dochází. První problém je možné přeformulovat jako otázku: co je skutečný spouštěč zalednění / odlednění? A druhá potíž je, že z klimatického hlediska nejlépe prozkoumané období je poslední zhruba milion let, ale podle všeho je důležitější naopak získat podrobné datování ze staršího pleistocénu.
Dva nezávislé týmy potvrdily dlouho existující domněnku, že před zhruba 2 miliony let vybuchly ve vzdálenost asi 60 až 130 pc dvě supernovy, které jednak pomohly utvořit místní bublinu horkého plazmatu, uvnitř níž se nachází Sluneční soustava, jednak mírně ovlivnily vývoj života na Zemi. Dokládají to jak usazeniny izotopu železa 60Fe v zemské kůře na dně oceánů, tak vlastnosti místní bubliny. D. Breitschwerdt aj. modelovali výbuchy supernov v hvězdné asociaci Štíra a Kentaura, v níž Slunce vzniklo a do níž patří, a dokázali pomocí 16 výbuchů supernov během posledních 13 milionů let nasimulovat právě takovou bublinu, kterou v okolí Slunce pozorujeme. Podle modelu vybuchly poslední dvě supernovy právě před 1,5 a 2,3 milionu ve vzdálenostech 90÷100 pc – hmotnosti supernov byly asi 8,8 M⊙ a 9,2 M⊙. A. Wallner aj. podrobně analyzovali usazeniny na dně Pacifiku, Atlantiku a Indického oceánu, které prokazují zvýšený přísun 60Fe v období před 1,5÷3,2 a 6,5÷8,7 milionu let, což odpovídá jak simulacím výbuchů D. Breitschwerdta aj., tak dlouhodobému odhadu, že supernova ve vzdálenosti do 100 pc vybuchne v průměru jednou za milion let. L. Fimianiová aj. potvrdili detekci izotopu 60Fe i ve vzorcích měsíčního regolitu, což dokazuje, že zvýšená hladina tohoto izotopu není jen pozemská záležitost.
B. C. Thomas aj. zkoumali vliv těchto supernov na zemskou biosféru a ukázali, že zatímco přímé dopady ve formě zvýšeného elektromagnetického záření včetně např. rozkladu molekul ozónu ve vrchní atmosféře jsou zanedbatelné, avšak dlouhodobé dopady srážek vysokoenergetických částic kosmického záření s troposférou a následné spršky energetických částic na povrch Země vliv mít mohou. Podle propočtu autorů se pro supernovu ve vzdálenosti 100 pc počet srážek částic s energií ≥ 1 TeV se Zemí zvýší téměř o řád na dobu tisíců let a na zemský povrch se za tu dobu dostane 20× více mionů z druhotných spršek kosmického záření. Autoři spekulují, že zvýšená mutace a rakovinotvorné procesy způsobené právě výbuchem supernovy mohou stát za vymíráním organismů na rozhraní pliocénu a pleistocénu.
S. Petersenová, A. Duttonová a K. Lohmann prozkoumali vzorky vrtů ze Seymourových ostrovů u Antarktidy z rozhraní křídy-paleogén (K-Pg) a našli v něm jasný důkaz zastoupení. První oteplení o (7,8 ± 3,3) °C časově odpovídá vzniku Dekkánských trapů (před 66,3 Mr), posléze teplota pozvolna klesala až do rozhraní K-Pg, kde došlo k dalšímu oteplení o (1,1 ± 2,7) °C. Autoři argumentují, že magmatické výlevy v Dekkanu způsobily počátek hromadného vymírání, které dopad planetky, která vytvořila kráter Chicxulub (před 66,0 Mr), už jen urychlilo.
V dubnu 2016 začaly v pozůstatcích centrálního pahorku kráteru Chicxulub průzkumné vrty, jejichž cílem byl sběr vzorků DNA, které mohly v horninách zanechat mikroby přeživší dopad planetky. Zamýšlená hloubka vrtů byla 1 500 m pod hladinu moře, zajímavé vrstvy se v květnu objevily od 670 m hlouběji, nakonec se do června podařilo provrtat do hloubky 1335 m pod mořem. V hloubce 748 se ve vrtu objevil narůžovělý granit, který vzhledem k velikosti zrn musí pocházet z vrstev 8÷10 km pod povrchem (nejméně tak hluboko tedy dosáhla deprese, která vytvořila kráter). J. Morganová aj. v listopadu 2016 zveřejnili výsledky průzkumných vrtů, které potvrdily základní poznatky z průběhu vrtných prací. Dopad planetky Chicxulub rozdrtil a částečně roztavil horniny podloží do hloubky nejméně 25 km, z nichž některé byly vystaveny tlaku přesahujícímu 60 GPa. Uprostřed kráteru se během minuty vztyčila přes 40 km vysoká hora částečně natavené horniny, která se v průběhu následujících dvou minut rozprskla po okolí a dala vzniknout vnitřnímu prstenci, z něhož pochází zmíněný granit. Ten vykazuje netypicky nízkou hustotu, což souvisí s jeho značnou fragmentací; získali jsme tak experimentální potvrzení, proč horniny centrálních pahorků a vnitřních prstenců výrazně pomaleji vedou seismické vlny – může za to rozdrobenost původních hornin, které byly vystaveny obrovskému tlakovému šoku, nicméně neprodělaly úplné roztavení. Zhruba pět minut po dopadu planetky celou oblast zaplavila mořská přílivová vlna (která se v následujících hodinách a dnech ještě mnohokrát vrátila) a deset minut po dopadu bylo dno kráteru prakticky ve stejném stavu jako dnes (když si odmyslíme 600 m třetihorních a čtvrtohorních usazenin). Fascinující mj. je, že i za těchto podmínek dokázal na samotném místě dopadu přežít mikrobiální život, který právě díky fragmentaci původních hornin dokonce získal větší životní prostor.
T. Watsonová informovala o spuštění francouzské pozemní bolidové sítě FRIPON (Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network), která byla slavnostně uvedena do provozu 28. května 2016. Síť odstartovala s 68 kamerami, které jsou rozmístěné zhruba v 70÷80km rozestupech a zatím nepokrývají celé území Francie. V plánu je ovšem rozšíření sítě nejméně na 100 kamer, které by měly pokrýt celé území a v budoucnu by měly s pomocí odhadové tisícovky dobrovolných hledačů umožnit nález v průměru jednoho dopadnuvšího meteoritu ročně.
J. Borovička aj. zveřejnili katalog dostupných videozáznamů bolidu, který 15. února 2013 proletěl nedaleko ruského města Čeljabinsk. Záznamů se sešla téměř tisícovka, pro zhruba 3/4 z nich bylo možné získat přesné souřadnice, odkud byly pořízeny. Velká část z nich již byla použita pro analýzu bolidu, jsou kategorizované podle druhu záznamu i zachycených projevů bolidu a autoři slibují dlouhodobou údržbu katalogu pro další výzkumy.
H. Haack, R. Greenwood a H. Busemann publikovali analýzu tzv. Johnova kamene, údajného jediného makroskopického pozůstatku výbuchu bolidu Tunguska z 30. června 1908. Úlomky kamene byly objeveny r. 2014 a autoři jeho vzorky podrobili jednak průzkumu zastoupení izotopů kyslíku, jednak vzájemné poměry vzácných plynů. Analýza izotopů kyslíku ukázala na typické pozemské složení a také vzácné plyny nevykazují mimozemský původ. Autoři konstatovali, že ať je Johnův kámen cokoli, pochází ze Země a rozhodně nejde o pozůstatek tělesa, které způsobilo tunguský bolid. Mikroskopické pozůstatky výbuchu bolidu nicméně byly v kmenech stromů skutečně nalezeny a jejich chemické složení odpovídá kometárnímu nebo chondritovému složení meteoroidu, což je v dobrém souhlasu se skutečností, že bolid vybuchl již ve stratosféře, a tedy měl velmi křehkou strukturu.
J. Borovička a A. Berežnoj analyzovali spektra bolidu Benešov, který proletěl nad Československem 7. května 1991 a po více než 20 letech byly nalezeny jeho úlomky. Jednalo se o těleso s průměrem asi 1 m a pro výšky 90÷20 km nad zemí máme k dispozici spektroskopické záznamy. Autoři po nálezu meteoritů provedli detailní rozbor spekter a jednak potvrdili dřívější předběžná měření, jednak prozkoumali proměny spektrálních čar podél celé zaznamenané trajektorie bolidu. Kromě již dříve nalezených čar FeO, CaO, AlO a MgO autoři objevili také emisní čáry N2.
A. Hutzlerová aj. zveřejnili výzkum dvou soukromých sbírek meteoritů z pouště Atacama v Chile. Obě sbírky vykazují oproti antarktickým meteoritům významnější zastoupení chondritů typu H. Pro jednu sbírku je možné určit prostorovou hustotu, která vychází na 168 meteoritů s hmotností 10 g na km^2, tedy prostorově nejhustší vzorek meteoritů v horkých pouštích. Poušť Atacama je extrémně suchá oblast a na základě eroze hornin kosmickým zářením se odhaduje, že místní prostředí se významně nezměnilo v průběhu posledních 7 milionů let. To vše dohromady znamená, že buď se v atacamské poušti nějakým neznámým způsobem hromadí meteority (snad by tam mohly pravidelně putovat i ze svahů okolních hor) nebo je míra dopadu meteorických těles na povrch Země v posledních 2 milionech let podstatně vyšší, než se dosud předpokládalo.
S. Harlan aj. publikovali výzkum sběru meteoritů na dně vyschlého jezera Misfits Flat v Nevadě, kde byl v září 2013 nalezen první. Celkem se dosud našlo 58 úlomků s celkovou hmotností 339 g, většina pochází z jednoho místa o rozměrech 350×180 m. Dosud analyzované úlomky jsou chondrity typu LL a pocházejí z tělesa o rozměrech 200÷800 mm, které dopadlo před 8 100 lety. Dále byl nalezen další meteorit z tělesa o průměru 0,5÷1 m, které dopadlo před ≤ 300 lety. Existují svědectví o bolidu z 2. března 1895, která se shodují s místem dopadu tohoto meteoritu.
Meteorit Mason Gully je druhý, který se podařilo nalézt díky australské bolidové síti Desert Fireball Network – spadl 13. dubna 2010 a nalezen byl 3. listopadu téhož roku. K. Dylová aj. provedli jeho chemickou a mineralogickou analýzu, z níž vyplynulo, že jde o chondrit typu H, který se jen v několika ohledech liší od zcela typických zástupců této kategorie, např. je poněkud více porézní. Pochází z tělesa, které prošlo částečnou diferenciací a samotný meteorit nebyl metamorfován.
Od otevření Tutanchamonova sarkofágu v r. 1925 se diskutuje o původu dýky, kterou měla panovníkova mumie po své pravé ruce. D. Comelliová aj. provedli rentgenovou spektroskopii ostří dýky a ukázali, že složení kovu je prakticky shodné s dalšími známými kovovými meteority – dýka je vyrobena ze železa se zhruba 10% příměsí niklu a 0,5% příměsí kobaltu a je zpracována velice kvalitně. Egypťané ve 14. stol. př. n. l. ještě metalurgii železa neovládali, od 19. dynastie (13. stol. př. n. l.) se navíc v zápisech objevuje ve spojení s rituálními kovovými předměty termín „železo z hvězd“, což autoři dávají do souvislosti s možným pádem kovového meteoritu, z něhož byla vyrobena Tutanchamonova dýka.
Na Měsíci začneme nejprve lidskou stopou. Měsíční družice Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) objevila na povrchu kráter, vytvořený dopadem urychlovacího stupně S-IVB mise Apollo 16, čímž úspěšně završila kompletní katalog všech míst dopadu pozůstatků po misích Apollo. Kráter má rozměry zhruba 40×30 m a impakt vytvořil několik výrazných paprsků vymrštěného měsíčního regolitu. J. Plescia aj. prozkoumali všechny nalezené krátery sond Ranger a zmíněných urychlovacích stupňů S–IVB. Místa dopadu se dělí do dvou kategorií: téměř kolmé impakty od přímých nárazů a impakty pod nízkým úhlem z oběžné dráhy Měsíce. Sondy Ranger měly typickou hmotnost zhruba 370 kg a vytvořily krátery o průměru 14÷15 m, zatímco stupně S-IVB při hmotnosti přibližně 14 tun vytvořily krátery ≥ 30 m. Přestože oba druhy těles se s měsíčním povrchem střetly zhruba ve stejné rychlosti kolem 2 600 km/s, podstatný rozdíl je právě v úhlu dopadu. Nezanedbatelná je též hustota dopadajícího tělesa – Ranger je přes svou menší hmotnost podobnější typickému meteorickému tělesu než z velké části prázdný – přestože podstatně větší a hmotnější – urychlovací stupeň S-IVB. Proto jsou také krátery vytvořené Rangery podobnější přírodním měsíčním kráterům.
LRO na oběžné dráze kolem Měsíce oslavil sedmé výročí a J. W. Keller aj. vydali souhrn úspěchů, kterých se podařilo dosáhnout. Prvenství má na kontě družice mnoho, za všechna vypíchněme: úplná termální přehlídka povrchu Měsíce, první laserová altimetrie mimo oběžnou dráhu Země a s ní spojený topografický katalog povrchu, objev nejchladnějších míst ve Sluneční soustavě, radarová měření povrchu odvrácené strany Měsíce, objev podpovrchových úložišť vodíku a vodního ledu, objev přítomnosti těkavých prvků v povrchové vrstvě regolitu, objev mnoha nových (≤ 5 r starých) kráterů a mnoho dalších. K tomu všemu samozřejmě velké množství snímků povrchu, včetně objevových snímků většiny lidských artefaktů a map celého povrchu, které budou sloužit budoucím sondám a lidským expedicím, které se na Měsíc chystají.
E. Speyerer aj. informují o sčítání kráterů na základě dat z kamer LRO, které odhalilo na povrchu 222 nových kráterů s průměrem ≥ 10 m na povrchu Měsíce. Vzhledem k období, za které nové krátery vznikly, jde o třetinové zvýšení dříve předpokládaného počtu. Autoři navíc pozorovali dopady druhotného kráterování, tj. dopady materiálu vyvrženého při primárním impaktu, z něhož odvozují, že měsíční regolit je do hloubky 2 cm kompletně „přeorán“ během pouhých 81 000 let, tj. víc než 100× rychleji, než odhadovaly dřívější modely.
J. Szalay a M. Horányi zveřejnili výsledky měření toku meteorických tělísek sondou LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) na povrchu Měsíce, mezi nimiž o dva řády nad průměr (zhruba 1 mikrometeoroid za minutu) vystupuje roj Geminid. C. Dukesová a D. Hurleyová publikovaly měření kolísání exosféry Měsíce. Měsíc nemá atmosféru v pravém slova smyslu, ale z povrchu se odpařuje různé množství látek, které se nějakou dobu vznášejí v těsné blízkosti, dokud neuniknou do volného prostoru. Měření spektroskopu UVS (Ultraviolet and Visible Spectrometer) na palubě LADEE ukazují, že množství látky v exosféře je především přímo úměrné oslunění dané oblasti, v některých případech jde až o trojnásobné zvýšení hustoty částic. Zmíněné dopady mikrometeoritů také způsobují zvýšený přísun atomů (sodík, draslík) a molekul (K2CO3) do exosféry, jak informovali A. Colaprete aj.
M. Ćuk aj. simulovali vývoj soustavy Země–Měsíc po vzniku Měsíce z materiálu vyvrženého srážkou Prazemě s Praměsícem za předpokladu, že Země po srážce rychle rotovala s velkým náklonem rotační osy vůči rovině ekliptiky. Cílem simulací bylo vysvětlit současný sklon roviny oběhu Měsíce kolem Země vůči ekliptice. Podle autorů dokáží periodické perturbace dráhy Měsíce s velkým sklonem vůči ekliptice dobře odnášet ze soustavy Země–Měsíc moment hybnosti a postupně natočí rotující Zemi i oběžnou dráhu Měsíce do poloh, odpovídajících současným. E. Young aj. přinesli další nezávislý důkaz, že Měsíc skutečně vznikl na základě zmiňované srážky. Autoři použili analýzu poměrů izotopů kyslíku z měsíčních a pozemských hornin. Podle autorů měl Praměsíc odlišné izotopické složení než Prazemě a promícháním obou materiálů vznikla ve Sluneční soustavě unikátní kombinace, která se podstatně liší od látky z pozdějších meteorických impaktů.
Raný geologický vývoj Měsíce po zformování zůstává do jisté míry zahalen tajemstvím. M. Siegler aj. přišli se zajímavou hypotézou, podle níž byla původní rotační osa Měsíce o zhruba 6° odkloněná oproti současné. Hypotézu autoři dokládají měřením rozložení vodního ledu v kráterech na měsíčních pólech, kam nikdy nedopadá sluneční svit. Rozložení ledu v polárních čepičkách totiž zcela neodpovídá současným místům hlubokého stínu, navíc místa se zvětšenou vrstvou ledu na obou pólech jsou přesně naproti sobě. Podle autorů za to může změna momentu hybnosti Měsíce v důsledku rozsáhlé vulkanické činnosti v oblasti Oceánu bouří (Ocenaus Procellarum), kterou pravděpodobně vyvolal ohřev hornin radioaktivním rozpadem. Procellarum bylo vulkanicky aktivní nedlouho po zformování Měsíce, což znamená, že vodní led na dně kráterů v blízkosti obou pólů je miliardy let starý a patrně obsahuje původní vodu ze Sluneční soustavy.
M. Zuberová aj. a B. Johnson aj. nezávisle použili data ze sond GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) k měření gravitačního pole nad Východním mořem (Mare Orientale). Východní moře je jeden z nejmladších a největších zachovaných impaktních kráterů ve Sluneční soustavě a obsahuje trojitou strukturu vnitřních prstenců rozhozeného materiálu. Oba týmy odhadují průměr původně vytvořeného kráteru na 320÷460 km a také potvrzují, že dno kráteru bylo po impaktu vyplněno roztaveným materiálem zpod měsíční kůry.
Recurring slope lineae (RSL, vracející se rovné stružky) jsou jevy, které jsou pozorovatelné na Marsu na prudších svazích v pozdním jaru nebo v létě, v rovníkových oblastech pak kdykoli během roku, pokud na dané místo dostatečně intenzivně svítí Slunce. Na podzim a v zimě pak obvykle zmizí, aby se po roce objevily znovu. Stružky mají délky v desítkách až stovkách metrů, hloubku / šířku obvykle několika dm do několika m. L. Ojha aj. zveřejnili nálezy ze spektrografu družice Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), podle nichž se podařilo za teplot 250÷300 K ve stružkách nalézt spektra solí ze skupiny chlorátů a perchlorátů. Tyto soli se dobře rozpouštějí ve vodě, takže se podle autorů při dostatečném ohřátí dostanou na povrch nebo těsně pod něj, kde se voda odpaří, čímž vytvoří zmíněnou stružku, zatímco soli změní její barvu. Opět jde jen o nepřímý důkaz přítomnosti vody na povrchu Marsu.
M. Massé aj. provedli sérii experimentů s písečnými svahy se sklony odpovídajícími výše zmíněným terénům, a to v podtlakové komoře s atmosférou napodobující Marsovu. Zjistili, že při teplotách nad 270 K se většina vody odpařuje varem, což způsobuje odvalování pískových zrn, která se pak gravitačním působením rozběhnou ze svahu dolů a postupně formují prohlubující se stružku. Když autoři místo čisté vody použili silné roztoky soli, efektivita tvorby stružek byla menší, ale stále patrná. Kvůli nižšímu tlaku atmosféry však stačí mnohem menší množství vody než v podmínkách odpovídajících pozemským.
Pro RSL existuje také dobré alternativní vysvětlení, které nepotřebuje vodu vůbec. N. Hoffman ho navrhl již v r. 2002, nově ho potvrdili C. Pilorget a F. Forget. Suchý led CO2, vzniklý přímým fázovým přechodem z plynného do pevného skupenství, se v průběhu pokryje vrstvou prachu a pískových zrn. Když na vrstvu regolitu začne svítit Slunce, zmrzlý CO2 se nerovnoměrně ohřívá a sublimující plyn odvaluje zrníčka stejným způsobem jako v Massého experimentech. Podle Pilorgeta a Forgeta se suchý led vyskytuje ve všech oblastech severní polokoule Marsu, kde byly stružky pozorovány.
Ať je vysvětlení jakékoli, NASA pro jistotu zaujala pozici předběžné opatrnosti a pokud by mělo vozítko Curiosity podobnou stružku překonat, pozemský tým bude muset najít jinou cestu, aby rover v žádném případě nemohl kontaminovat (zatím neprokázanou) vodu pozemskými mikroby. Naštěstí to není příliš pravděpodobné, stružky se obvykle vyskytují na svazích s větším sklonem, než Curiosity dokáže vyjet.
Stabilita svahů na Marsu je zajímavá sama o sobě. M. Tsige aj. se zaměřili na dostupná data oblasti Valles Marineris, ve kterém se nachází množství rozsáhlých sesuvů. Největší sesuv měří na délku 40 km, na šířku 60 km a výška útesu, který zbyl po odtržení horniny, je téměř 7 km. Autoři numericky zkoumali dynamiku sesuvů a ukázali, že svahy tvořené neudusaným a neuspořádaným materiálem nepotřebují žádný externí vliv jako zemětřesení nebo rychlý odpar vody z pórů v hornině, k zahájení sesuvu plně stačí gravitace, jakmile sklon svahu překročí kritickou mez. Naopak pro svahy tvořené udusaným nebo jinak utuženým materiálem je nutný vnější spouštěč, aby se svah sesul. Podpovrchový led dokonce pomáhá stabilitu svahu udržet. Nejčastějším spouštěčem sesuvů jsou podle všeho dopady meteoritů a následné zemětřesení.
Curiosity v kráteru Gale našel další nepřímý důkaz o přítomnosti vody na povrchu Marsu, ovšem v dávné minulosti. D. Rubin aj. publikovali podrobnosti o nalezených zkamenělých trubicích, které vymlela a posléze jimi proudila špinavá voda, jež postupně ukládala nečistoty v podobě sedimentů na stěnách trubice. Podobně jako na Zemi nakonec trubice odolaly zubu času lépe než původní hornina a díky tomu je Curiosity po 3,2÷3,6 Mr objevil.
Milankovićovy cykly se uplatňují i na Marsu. Jeden z důkazů předložili I. B. Smith aj. na základě radarových měření polárních čepiček pomocí družice MRO. Autoři změřili objem ledu, který se v polárních oblastech uložil od konce poslední doby ledové (přibližně před 370 tis. lety). Jde o zhruba 87 tis. km3 ve vrstvě mocné kolem 300 m, což by vystačilo na pokrytí celé planety vrstvou tlustou 600 mm. Led ukládaný v době meziledové není souvislý, protože čepička podléhá sezónním změnám a intenzivnější erozi, lokálně se ale nachází v mocnějších vrstvách. S. Brough, B. Hubbard a A. Hubbard modelovali úbytek ledu v nalezených povrchových ledovcích na povrchu Marsu, aby mohli odhadnout, o kolik ledu planeta přišla od posledního maxima zalednění, které nastalo patrně před 4÷6 Mr. Autoři zkoumali 436 ledovců, které vykazují měřitelný úbytek, a vytvořili modely jejich pohybu a úbytku vlivem klimatu. Podle modelu ustoupily povrchové ledovce z celkové plochy 6,86 km2 a ztratily objem 0,31 km3, což po přepočtu na celou planetu představuje ztrátu asi 135 km3 ledu.
Na povrchu Marsu stále pracují dva robotické rovery; kromě zmiňovaného Curiosity stále pracuje rover Opportunity, který r. 2016 přežil svou 7. zimu na planetě a oslavil 12. výročí činnosti. NASA zveřejnila informace o šťastném vyčištění solárních panelů větrnými víry (tzv. tančícími derviši), což vozítku dovolilo pokračovat ve výzkumu po celou zimu. Opportunity se nachází v údolí Marathon Valley, které protíná kráter Endeavour od západu na východ a předchozí spektroskopie družice MRO v této oblasti objevila přítomnost smektitu, tedy jílu, který vzniká za mokra v neutrálním prostředí. Vozítko má za úkol obrousit některé nalezené kameny a na místě provést analýzu složení.
Už deset let nad planetou krouží několikrát zmiňovaná družice MRO, která měla původně pracovat pouhé dva roky. Všechny přístroje stále pracují a kamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) s rozlišením až 250 mm díky opakovanému snímání stejných míst na povrchu objevila řadu dynamických procesů. Y. Tao a J.-P. Muller navíc publikovali metodu matematického zpracování obrazů stejného území, díky které je možné mezní rozlišení kamery posunout až na neuvěřitelných 50 mm. Tzv. superrozlišovací technika využívá unikátních subpixelových informací obsažených v různých snímcích povrchu pomocí stackingu a zpracování dat napříč všemi snímky naráz. Autoři demonstrovali sílu své metody zrekonstruováním stop vozítka Spirit v kráteru Gusev a nálezem přistávacího modulu Beagle 2 evropské sondy Mars Express.
Přistávací modul Schiaparelli evropsko-ruské sondy ExoMars měl 19. října 2016 měkce přistát na povrchu Marsu. V průběhu sestupu s ním však orbitální část mise, Trace Gas Orbiter, ztratila kontakt a několik dní nebylo jasné, co se stalo. Po týdnu ESA zveřejnila pravděpodobných průběh událostí: Schiaparelli zahájil sestup podle plánu, padák se otevřel, avšak 4 min 41 s po zahájení modul odhodil jak padák, tak tepelný štít (o téměř minutu a půl dříve než měl). Brzdicí motory, které měly pracovat 30 s, aby modul zpomalily na měkké přistání, byly v činnosti jen 3 s, pak je počítač vypnul v domnění, že už je na povrchu. Následoval volný pád z výšky 2÷4 km a náraz na povrch rychlostí kolem 300 km/h, po němž zbyl z modulu protáhlý kráter (našla ho opět kamera HiRISE sondy MRO). Na vině je zřejmě chyba SW, kvůli které počítač nesprávně vyhodnotil vzájemně nesouhlasící údaje z výškových a tlakových senzorů. Zatím tedy na povrchu Marsu pracují jen sondy NASA; nikdo jiný dosud nesvedl přistát tak, aby sonda dlouhodobě pracovala.
Mars má kromě umělých družic také dva satelity přírodní. Dlouho se předpokládalo, že vznikly jinde ve Sluneční soustavě (pravděpodobně v hlavním pásu planetek) a planeta je následně zachytila. P. Rosenblatt aj. však publikovali práci, která jako první dokázala potvrdit alternativní hypotézu. Podle ní vznikly Phobos a Deimos akrecí z materiálu vyvrženého po srážce Marsu s velkou planetkou. Autoři ukázali, že z akrečního disku se zformují nejprve vnitřní větší měsíce, které odmigrují do větších vzdáleností, což umožní zformování menších měsíců. Velké měsíce pak planeta přitáhne zpět a po 5 milionech let na ni spadnou, zatímco menší měsíce jsou buď odhozeny pryč, nebo se některé z nich usadí na stabilních drahách podobných těm současným. Pokud je teorie správná, jsou Phobos a Deimos – stejně jako náš Měsíc – složené z promíchaného materiálu Marsu a původce obřího impaktu.
T. Ronnet aj. dále tuto teorii podpořili modelováním struktury obou měsíců, zformovaných v akrečním disku okolo planety. Materiál na okrajích disku nemohl projít geologickou diferenciací a naopak vznikl postupným nabalováním prachu a kondenzujícího plynu. Porovnání se spektroskopickými daty Phobosu a Deimosu ukazuje, že model zformování ve vnější části akrečního disku velmi dobře odpovídá skutečnosti.
B. Black a T. Mittal simulovali budoucí vývoj dráhy Phobosu. Mars slapovým působením zkracuje jeho oběžnou dobu, která je v současnosti jen 7,7 h. Za 20÷40 mil. let měsíc podlehne slapovým silám a jeho vnější porézní vrstvy vytvoří okolo rovníku Marsu prstenec, který vydrží miliony až stovky milionů let. Pevnější kamenné jádro slapy roztrhají na balvany, které budou bombardovat rovníkové oblasti a vytvoří pás protáhlých kráterů.
Velká červená skvrna se prokazatelně mění od r. 1870. Jde o anticyklónu, která se po většinu času zmenšuje (jen v letech 1915–1921 se mírně protahovala) jak ve východozápadním směru, tak ve směru sever-jih. Koncem 19. století měla podélnou úhlovou velikost 35° (~40 tis. km), od r. 1922 se zkracuje tempem 0,14°/r, ve 21. stol. už 0,19°/r – její současná úhlová velikost je jen 14°. Ačkoli se zmenšuje, stává se zároveň v optickém oboru červenější. Historici se přou, zda D. Cassini, jeho synovec G. Maraldi a R. Hooke mezi lety 1665–1713 viděli stejnou červenou skvrnu – jejich popisy Velké červené skvrně odpovídají, ale podezřelé je, že po následujících 160 let její existenci nikdo nezaznamenal. Mohlo jít o stejnou bouři, ale stejně dobře se mohlo jednat o jinou, podobně velikou.
J. O'Donoghue aj. publikovali svá měření teploty atmosféry nad Velkou červenou skvrnou, která je překvapivě o několik stovek K vyšší než kdekoli jinde na planetě. Dokonce ani růst teploty vrchní atmosféry Jupiteru směrem od pólů k rovníku nepřekoná místní nárůst teploty, který je zřejmě indukován bouří. Představa autorů je taková, že obří vír po okrajích stahuje studený plyn z vrchních vrstev atmosféry a středem naopak nad sebe vyvrhuje teplejší plyn z vrstev spodních, roli může hrát i ohřev způsobený akustickými vlnami.
R. Carlson aj. provedli experimenty s čpavkem (CH3) a acetylenem (C2H2), které byly již koncem 80. let 20. stol. předpovězeny v atmosféře Jupiteru. Autoři porovnáním s dosud nezveřejněnými IR spektry ze sondy Cassini potvrdili, že plynný čpavek vynesený do vysokých vrstev atmosféry se světlem ionizuje a prudce reaguje s acetylenem a vytváří četné alifatické uhlovodíky, které jsou zodpovědné za červenou barvu bouře ve viditelném oboru.
4. července 2016 na oběžné dráze kolem Jupiteru úspěšně zaparkovala sonda Juno. K planetě letěla pět let a čekají ji dva roky práce a nejméně 33 oblety na protáhlé polární dráze. Na konci srpna se pustila do prvního průzkumného přiblížení k planetě, pro jistotu zpočátku s vypnutými přístroji. Zkušební oblet s oběžnou dobou 53,5 d dopadl dobře a sonda získala první snímky jižního pólu Jupiteru. První výsledky potvrdily polární záře nad jižním pólem, kde se nevyskytuje polární hexagon jako na Saturnu, ale naopak komplikovaná soustava vírů. Drobné problémy nastaly před zahájením druhého oběhu 18. října, kdy jen několik hodin před přiblížením sonda vypadla komunikace se Zemí a sonda se uspala do nouzového stavu. Pravděpodobně to způsobila radiací vyvolaná chyba v řízení. Oběžná doba bude později zkrácena na 14 dní a sonda se bude dostávat do stále nižších a nižších poloh na planetu. Hlavními úkoly jsou průzkum oblačnosti, zejména hlubších vrstev atmosféry, zastoupení vody, měření magnetického pole a radiačních pásů planety. Vědci také doufají, že pomocí měření gravitačního pole bude možné rozřešit otázku, zda má Jupiter kamenné jádro. Sonda bude nakonec navedena na kolizní dráhu s planetou a shoří v její atmosféře. Za zmínku ještě stojí, že zpracování snímků z kamery JunoCam se může ujmout kdokoli, NASA se rozhodla zveřejňovat přímo surové snímky, které mohou dobrovolníci jakkoli zpracovat a posléze nahrát do sdílené galerie na webu.
Amatérský rakouský astronom G. Kernbauer zachytil 17. března 2016 na videu okraje disku Jupiteru podivnou světelnou skvrnu, které si nejprve vůbec nevšiml kvůli špatnému seeingu. Pozorování nezávisle potvrdil irský astronom J. McKeon a matematické zpracování obrazu odhalilo, že se v obou případech jedná o stejný jev – srážku malého tělesa s Jupiterem. Záblesk trval něco málo přes 1 s a jde o pátý zaznamenaný případ za posledních 10 let. R. Hueso aj. již dříve spočetli, že objekty o průměru 5÷20 m se s Jupiterem srazí zhruba 5× za měsíc; je tedy zřejmé, že většinu srážek nevidíme.
Radioobservatoř VLA (Very Large Array) pozorovala atmosféru Jupiteru na vlnových délkách 1,7÷7 cm (4÷18 GHz) a I. de Paterová aj. poprvé použili speciální techniku zpracování dat pro odstranění vlivu relativně rychlé rotace planety. VLA se opakovaným pozorování stejného místa pod různými úhly dokázala „podívat“ až do hloubky asi 100 km pod viditelnou oblačnost, kde panuje tlak přibližně 8 atmosfér. Potvrdilo se, že neprůhledné mraky jsou převážně tvořeny plynným čpavkem. V radiovém oboru jsou také patrné stejné pásy jako ve viditelném spektru, které téměř současně pozoroval HST.
I. de Paterová aj. pozorovali v letech 2003–2005 Jupiterův měsíc Íó pomocí Keckova 10m dalekohledu ve viditelném oboru a o 10 let později se k němu vrátili. V systematické kampani získali pomocí Keckova a severního dalekohledu Gemini snímky během 100 pozorovacích nocí v IR oblasti. Od srpna 2013 do prosince 2015 K. de Kleerová a I. de Paterová zaznamenaly 48 jednotlivých horkých míst na povrchu měsíce, z nichž některé byly aktivní ve více než 30 pozorovacích nocích. V srpnu 2013 došlo ke třem mimořádným erupcím, ale pak téměř dva roky k žádné. Celková geotermální aktivita Íó je velmi proměnná v měřítku týdnů až měsíců. Autorkám se nepodařilo najít v datech žádnou periodicitu, což je zvláštní, neboť slapové síly Jupiteru na planetu působí dlouhodobě opakovaně. Porovnaly svá pozorování s daty sondy Galileo a navrhují dělit pozorované erupce na Íó do dvou skupin: dlouhodobě (≥ 1 r) aktivní se střední intenzitou a krátkodobé (trvající jednotky dní) s mimořádnou intenzitou.
Gejzíry kapiček vody nad Jupiterovým měsícem Europa byly poprvé pozorovány r. 2013. HST se na Europu soustředil během celkem 10 přechodů přes disk planety v marné snaze objevit v ultrafialové (UV) oblasti spektra záblesky v jeho atmosféře. Ve třech případech – v lednu, březnu a dubnu 2014 – místo toho nalezl další výtrysky. W. Sparks aj. ohlásili jejich objev na jižní polokouli měsíce, ale patrně jde o jiné výtrysky než v r. 2013 (ty se nacházely přímo nad jižním pólem měsíce). Europa je tedy po Saturnově měsíci Enceladus dalším tělesem, ze kterého v gejzírech uniká voda do volného prostoru.
Na jaře 2013 se Saturn blížil do opozice s vhodným náklonem vůči Zemi a sonda Cassini jej zároveň oblétala po téměř polární dráze. Astronomové toho využili k současnému pozorování planety dalekohledy na Zemi (a její oběžné dráze) a přístroji sondy. Po třech letech souborně vyšlo množství prací, věnovaných Saturnovým polárním zářím. Cassini pořídila přes 140 h záznamu v UV, optickém i IR oboru, stejně jako získávala data o ionizovaných částicích a intenzitě magnetického pole. Polární záře dosahují do výšky 1÷1,5 tis. km nad viditelnou atmosféru a jejich spektru dominuje silná čára H-α. Prostorový charakter se liší na severní a jižní polokouli, na severu je méně oblouků, ale více spirálních struktur kolem pólu. Na noční straně je dobře patrné uvolnění po zmizení tlaku slunečního větru a data ze sondy také na noční straně ukázala téměř dvojnásobný elektrický proud podél siločar magnetického pole.
V. Pogialli aj. publikovali výsledky měření radarové altimetrie povrchu Saturnova měsíce Titanu, pomocí nichž se podařilo prokázat, že na Titanu se kromě již dříve pozorovaných jezer kapalných uhlovodíků vyskytují také řeky. Kanály v oblasti Vid Flumina sousedící s 2. největším jezerem Titanu Ligeia Mare se nacházejí na dně až 570 m hlubokých roklí a díky šťastné náhodě se přístrojům sondy Cassini podařilo pozorovat také odlesky radiových vln ze Slunce jak na hladině jezera, tak na hladině některých kanálů. Podařilo se tak prokázat, že výška hladiny jezera i kanálů je stejná, tedy že kanály tvoří zatopené přítoky uhlovodíků (především kapalného methanu) do jezera. Rokle jsou stovky km dlouhé a sklon jejich svahů dosahuje nejméně 40°, což naznačuje, že byly do podloží vymodelovány během geologicky podstatné doby. Buď byla dříve hladina jezera podstatně níže než nyní, nebo byl okolní terén vyzvednut nějakým tektonickým procesem.
S. Singh aj. zveřejnili analýzu složení Titanovy atmosféry s ohledem na zastoupení acetylenu. Opar v atmosféře znesnadňuje přímá spektroskopická měření; proto musí vědci využít kombinované přístupy. Autoři použili přímá měření ze spektrometru na palubě přistávacího modulu Hyugens (úspěšně přistál v lednu 2005) v kombinaci s mikrovlnným detektorem na palubě Cassini. Zjistili, že C2H2 se v atmosféře i na povrchu skutečně vyskytuje ve všech třech skupenstvích, pravděpodobně častěji v rovníkových oblastech a měření naznačují, že v atmosféře dokonce možná představuje nejpodstatnější složku.
D. Jennings aj. publikovali přehled teplot na povrchu Titanu na základě IR spekter z Cassini v letech 2004–2014, kdy na severní polokouli panovala zima a jaro. Na rozdíl od terestrických planet jsou rozdíly mezi ročními obdobími na Titanu malé. Maximální teplota (93,65 ± 0,15) K, měřená od (jižního) pólu k (severnímu) pólu se v průběhu zimy a jara nezměnila, jen se její místo posouvá směrem k severu. Na jižním pólu za měřené období ochladilo téměř o 2 K, zatímco na severním pólu se naopak o víc než 1 K oteplilo.
M. Beuthe, A. Rivoldini a A. Trinh prozkoumali všechna dostupná data z Cassini o měsících Enceladus a Dione. Autoři modelovali oba měsíce jako tělesa s tlustou volně plovoucí slupkou. Ukázalo se, že pozorované librace i slapové deformace lze těmito modely velmi dobře vysvětlit. Nejlepší model pro Enceladus dává ledovou slupku tlustou (23 ±4) km a pod ní oceán s hloubkou (38 ±4) km; na jižním pólu má slupka tloušťku jen (7 ±4) km, což poskytuje dobrý prostor pro vysvětlení vodních gejzírů. Pro Dione vycházejí nejlépe hodnoty tloušťky slupky (99 ±23) km a hloubky oceánu (65 ±30) km.
M. Ćuk, L. Dones a D. Nesvorný simulovali vývoj Saturnových měsíců a přišli na to, že četné dráhové rezonance mezi měsíci je nutně musely alespoň částečně zamknout na svých současných drahách. Jenže slapové působení Saturnu, které měsíce odtlačuje od planety, by muselo měsíce střední velikosti (např. výše zmiňované Enceladus a Dione) odehnat do podstatně větších vzdáleností, pokud ovšem nejsou podstatně mladší, než se dosud doudilo.. Autoři odhadují, že prostřední měsíce se zformovaly teprve před 100 mil. let. Nabízejí též způsob, jak odhad potvrdit: tyto mladé měsíce nemohly být vystaveny intenzivnímu bombardování ze všech stran, neboť v době jejich formování už musel být akreční disk tenký; na jejich povrchu by se tedy krátery měly nacházet přednostně v rovníkových oblastech.
V září 2014 objevili amatérští astronomové na kotoučku Uranu jasnou bouři. Na planetu se následně zaměřily velké přístroje. P. Irwin aj. publikovali výsledky pozorování VLT (Very Large Telescope) integrovaným fotometrem i spektrometrem SINFONI z října a listopadu 2014. Autoři se pokusili pozorovaná spektra modelovat a ukázali, že datům dobře odpovídá už jednoduchý model ze dvou vrstev: spodní vrstvu tvoří oblačnost v oblasti tlaků 200÷300 kPa, zatímco vrchní vrstvu tvoří krystalky methanového ledu při tlaku 125 kPa.
Sonda Kepler se v rámci náhradního programu K2 zaměřila také na Neptun. V rámci 49 d trvající kampaně, kdy sonda pořizovala snímky planety každou minutu, se podařilo získat přesnou a podrobnou světelnou křivku. A. Simonová aj. zveřejnili porovnání s daty z Keckova 10m dalekohledu a HST, z něhož autoři odvodili citlivost dlouhodobých fotometrických měření typu K2 vůči strukturám viditelným na kotoučcích planet. Ukázalo se, že menší počet výraznějších viditelných struktur v atmosféře je pro získání kvalitní světelné křivky lepší než větší počet méně výrazných atmosférických jevů. Dobré odhady budeme v budoucnu potřebovat, jakmile získáme první světelné křivky exoplanet.
Cs. Kiss aj. využili data Kepleru z programu K2 k analýze chování Neptunova nepravidelného měsíce Nereidy. Současná rotační doba měsíce je (11,59 ± 0,02) h, ale amplituda činí jen 0,033 mag; v r. 1960 byla naopak amplituda výrazně větší a za 30 let by podle autorů opět měla být. Na základě 15letých fotometrických dat autoři vytvořili model měsíce s poměrem velikosti os 1,3:1, který dobře odpovídá také dřívějším IR měřením Spitzerovým dalekohledem (SST). Největší průměr měsíce autoři odhadují na přibližně 340 km. Jeho albedo 0,26 je nízké především kvůli předpokládanému velkému počtu kráterů.
D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se pokusili najít odpověď na otázku, proč je tak málo těles v Edgeworthovu-Kuiperovu pásu v rezonanci s Neptunem, jak by plynulo z obecně přijímané teorie postupné migrace Neptunu do vnějšího disku planetesimál. Autoři propočítali scénář tzv. zrnité migrace, jež probíhá po drobných skocích způsobených těsnými průlety velkých planetesimál kolem Neptunu. Ukázalo se, že poměr těles v rezonanci E.-K. pásu vůči těm ostatním je v takovém případě podstatně bližší skutečnosti. Autoři zkusili parametry dále zpřesnit, aby co nejvíce odpovídaly současnému stavu, a zjistili, že nejlepších výsledků dosáhnou, pokud bude disk planetesimál do vzdálenosti ≤ 30 au obsahovat 1÷4 tis. těles s hmotností trpasličí planety Pluto, které budou tvořit 10÷40 % hmotnosti celého pásu (celkem přibližně 20 MZ).
S. Stern aj. publikovali první výsledky po průletu sondy New Horizons okolo trpasličí planety Pluto v r. 2015, kdy největší přiblížení nastalo 14. července na vzdálenost jen 13 691 km. Již tyto první výsledky – stejně jako první obrázky – jsou ohromující. Povrch Pluta obsahuje velmi rozdílné terény, proměnné albedo i pestrobarevný povrch. Kůra trpasličí planety vykazuje tektonické procesy, obsahuje vodní led stejně jako ledy těkavých látek, jsou na ní geologicky mladé struktury a ledovcové splazy. Nejstarší krátery na povrchu jsou patrně až 4 miliardy let staré. Atmosféra je překvapivě rozsáhlá se stopami uhlovodíků, vyskytuje se v ní opar a pouze mírné větry, což je při tlaku jen 10 µbar překvapivé. Hustota trpasličí planety je jen o 10 % vyšší než hustota jejího měsíce Charonu; obě tělesa se patrně zformovala z téže látky po srážce dvou trpasličích protoplanet. Charon na rozdíl od Pluta nevykazuje tektonickou aktivitu, ale před 4 miliardami let musel projít obdobím bouřlivého vulkanismu; na jeho severním pólu se nachází záhadná tmavá dočervena zbarvená oblast. New Horizons dále mj. zjistila, že odrazivost měsíců Nix a Hydra je podstatně vyšší než u Pluta a Charonu; proč, to zatím není jasné.
Největší nížina na Plutu Sputnik Planum je složená především ze zmrzlého N2 a příměsi CO, zatímco okolní výšiny jsou tvořeny z velké části vodním ledem. Některé „hory“ vodního ledu však byly nalezeny i uprostřed nížiny. Mají polygonální vrcholky a jde patrně o vodní ledovce odlomené z okrajů Sputnik Planum, které plavou na tajícím dusíku. Pokud je někde mělčina, ledovce uvíznou na místě a hromadí se tam a třením o sebe se obrušují. J. Moore aj. odhadují tloušťku dusíkového zmrzlého moře až na 10 km. Stáří Sputnik Planum autoři předpokládají max. 10 mil. let a předpokládají, že oblast je stále aktivní. J. Keane aj. zjistili, že objem nížiny je tak veliký, že přestože vyplněna zmrzlým dusíkem, způsobila v průběhu milionů let reorientaci rotační osy trpasličí planety vůči Charonu – obě tělesa mají vázanou rotaci, fakticky jde o trpasličí dvojplanetu. F. Nimmo aj. navíc modelovali vnitřek Pluta a přišli s hypotézou, že i on může mít pod zhruba 40 km silnou ledovou kůrou podpovrchový oceán.
Atmosféra na Plutu byla objevena r. 1988 a nyní se ukázalo, že prakticky všechny předpoklady o ní byly špatně. Má podstatně nižší teplotu – v horních vrstvách pouhých 70 K, dosahuje do mnohem nižších výšek nad povrch – jen 2,5 tis. km namísto předpokládaných 7,5 tis. km, má podstatně nižší ztráty odparem, vyskytují se v ní aerosoly tvořící mlhy – acetylen, etylen (C2H4), etan (C2H6). Podle výpočtů A. Earlové a R. Binzela se díky změnám ve sklonu rotační osy jednou za 2,8 mil. let trpasličí planeta dostane do takové orientace, kdy Slunce přímo ozařuje 97 % jejího povrchu, což podle propočtů vede ke zvýšení průměrné teploty až o 7 K a také ke zhoustnutí atmosféry až na úroveň povrchového tlaku 280 mbar, tj. více než čtvrtiny pozemského tlaku.
D. McComas aj. analyzovali působení slunečního větru v nejbližším okolí Pluta. Z měření rychlosti nabitých částic a míry odnosu těžkých iontů (zejména methanu) z Plutovy atmosféry autoři odhadují indukci magnetického pole na povrchu trpasličí planety ≤ 30 nT. Přestože je magnetické pole slabé, odnos nabitých částic z atmosféry je malý, pouze 1 % teoreticky předpokládané hodnoty. Autoři charakterizují druh působení slunečního větru na Pluto jako něco mezi kometárním a planetárním typem interakce.
A. Parker aj. oznámili objev měsíce u trpasličí planety (136472) Makemake. Měsíc dostal provizorní název S/2016 (136472) 1 a byl objeven pomocí kamery WFC3 na palubě HST 27. dubna 2015. Jasnost měsíce – neformálně se označuje jako MK2 – je o 7,8 mag (tj. zhruba 1300×) nižší než Makemake a objevu patrně dlouho unikal, protože rovinu oběhu pozorujeme téměř přesně z boku, takže se MK2 občas schovává v záři mateřské trpasličí planety. Z počátečních měření byla jeho oběžná doba odhadnuta na 12,4 d a velká poloosa dráhy na ≥ 21 tis. km. Makemake se nyní nachází ve vydáleosti 52,4 au od Slunce. Průměr MK2 je podle odhadů na základě pozorování kosmickými dalekohledy Spitzer a Herschel ≤ 175 km, ale pak musí mít velice nízké albedo, jen kolem 4 %. Autoři uzavírají článek poznámkou, že pokud všechny trpasličí planety mají měsíce (všechny čtyři nacházející se za Neptunem mají alespoň jeden měsíc), musely být obří impakty v E.-K. pásu běžnou záležitostí.
D. Hastingsová aj. zveřejnili měření rotační doby měsíce Hi'iaka u trpasličí planety (136108) Haumea. Rotační doba měsíce činí 9,8 h a je 120× kratší než jeho oběžná doba. Autoři odhadují, že osa rotace má podstatný sklon a velkou precesi, což by mělo být možné ověřit během několika let pozorování pomocí HST a Magellanova dalekohledu. F. Gourgeot aj. se zaměřili na samotnou Haumeu a pomocí přístroje SINFONI na VLT potvrdili přítomnost vodního ledu nejméně na polovině povrchu. Na povrchu se vyskytuje červená skvrna, která ale nemá zásadně odlišné spektrum, patrně jen obsahuje větší množství uhlovodíků. Autoři také určili orbitální parametry obou měsíců trpasličí planety: Hi'iaka má oběžnou dobu 49,03 d a velkou poloosu (téměř kruhové) dráhy 49,5 tis. km, zatímco menší Namaka má oběžnou dobu 18,32 d a velkou poloosu dráhy 25,1 tis. km, ovšem při excentricitě 0,16.
A. Pál aj. zkoumali – zatím nepojmenovanou a oficiálně nepotvrzenou – trpasličí planetu (225088) 2007 OR10 pomocí sondy Kepler v rámci mise K2 a použili rovněž archivní data IR dalekohledu Herschel. Data z Kepleru umožnila určit rotační periodu 2007 OR10 na 44,8 h, což v kombinaci s IR daty dovolilo shora odhadnout množství vyzářeného tepla a albedo, které je opět značně nízké – 8,9 %. Kombinací všech údajů pak vychází průměr tělesa na 1,5 tis. km, což je mnohem víc, než se původně odhadovalo. Z 2007 OR10 je tak po Plutu a Eris rázem třetí největší trpasličí planeta ve Sluneční soustavě. IR spektra povrchu ukazují na přítomnost zmrzlého metanu, CO a N2.
S. Sheppard aj. hledají soustavně velmi vzdálené objekty TNO pomocí teleskopů Subaru na Mauna Kea a dalších přehlídkových teleskopů na CTIO (Cerro Tollolo Interamerican Observatory) v Chile. Našli tak řadu objektů, které mají přísluní >40 au, ale mají jen mírně excentrické dráhy (e <0,3), takže poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 50 ÷ 100 au. Nemohou tedy souviset s vnitřní částí Oortova oblaku. Spíše je pravděpodobné, že souvisejí s rezonancemi v periodách s Neptunem. Navíc mají často výrazné sklony drah k ekliptice (>20°), Autoři se proto domnívají, že jejich stabilní dráhy řídí jak zmíněné rezonance, tak Lidovovův-Kozaiův mechanismus v soustavě tří těles, z nichž to třetí má zanedbatelnou hmotnost (vůči Slunci a Neptunu).
C. Trujillo a D. Tholen nalezli pomocí 8,2m japonského teleskopu Subaru na Mauna Kea nejvzdálenější těleso ve dráze za Neptunem s provizorním označením V774104. Nacházelo se v době objevu v září 2015 ve vzdálenosti 103 au od Slunce v souhvězdí Ryb a mělo jasnost 24 mag. Tak vzdálená tělesa se neprozradí vlastním pohybem vůči hvězdnému pozadí, ale tím, že Země obíhá poměrně rychle kolem Slunce, takže díky tomu se objekt pohybuje vůči Zemi úhlovou rychlostí 1,3″/h. Autoři odhadli jeho rozměr na 500 km za předpokladu, že albedo objektu dosahuje 15 %. Jde už o třetí vzdálený objekt v zemi nikoho, předešlá takto vzdálená tělesa jsou (90377) Sedna a 2012 VP113 . Výskyt těchto objektů lze vysvětlit několika mechanismy. Mohou to být tělesa vyvržená z Oortova oblaku po přiblížení cizí hvězdy k oblaku, nebo tělesa na vnitřním okraji samotného oblaku, popřípadě i následek existence hmotné planety ve velké vzdálenosti od Slunce.
Poslední domněnku rozpracovali na začátku roku 2016 K. Batygin a M. Brown, kteří si všimli, že šest nejvzdálenějších planetek v Edgeworthově-Kuiperově pásu má společné přísluní svých drah v jednom místě ve zmíněném území nikoho. Počítačové simulace pak naznačily, že za tuto shodu by měla být odpovědná „9. planeta“ o pravděpodobné hmotnosti ~10 MZ, poloměru 3 RZ a očekávané vizuální jasnosti >22 mag, jež je přitom tak daleko od Slunce, že obíhá v periodě ~11 tis. let po velmi protáhlé dráze s délkou velké poloosy 700 au a přísluním ve vzdálenosti >200 au. Proto ji nemohla odhalit infračervená družice WISE, která už vícekrát uskutečnila kompletní přehlídku oblohy s dosahem 22 mag. Oba autoři se rozhodli ověřit své výpočty pozorováním pomocí již zmíněného teleskopu Subaru, který je vybaven vynikající širokoúhlou kamerou HSC s průměrem zorného pole 1,5° a čipem CCD o kapacitě 900 Mpix. Jelikož hypotetická planeta má protáhlou dráhu, tak se s největší pravděpodobností nachází v souladu s 2. Keplerovým zákonem poblíž odsluní, což snižuje výrazně možnost objevu, protože tam je pochopitelně její pozorovaná jasnost nejnižší. Autoři předpokládají, že během pěti let však planetu naleznou.
Řada astronomů však přišla s jinými vysvětleními pro zmíněnou koncentraci přísluní vzdálených planetek (např. i statistickou fluktuací), takže zatím jde o dosti spornou domněnku. Její váhu dále snížily údaje o přesné poloze Saturnu, které pořizuje sonda Cassini pomocí palubního radaru. A. Fiengaová aj. ukázali, že by se vliv údajné deváté planety měl projevit gravitačními poruchami na dráze Saturnu, ale žádné takové poruchy se nenašly. Podobně G. Li a F. Adams simulovali rozličné scénáře vývoje dráhy údajné 9. planety s předpokládanými rozměry eliptické dráhy v intervalu 400 ÷ 1 500 au. Zjistili tak, že během vzniku Sluneční soustavy v zárodečné hvězdokupě by souběžně vznikající okolní hvězdy takovou planetu ze Sluneční soustavy brzo vymetly.
E. Linderová a C. Mordasini propočítali pozorovatelné charakteristiky údajné 9. planety pomocí termodynamického modelu pro parametry spočítané Batyginem a Brownem. Tak se ukázalo, že 9. planeta by měla vnitřní zdroj tepla ze smršťování a proto by byla i v odsluní relativně jasná zejména v infračerveném pásmu pokrytém družicí WISE, tj. spolehlivě nad hranicí citlivosti družice, která už vícekrát prohlédla celou oblohu.
Naproti tomu S. Sheppard a C. Trujillo, kteří pomocí 8,2m teleskopu Subaru a 4m Blancova a 6,5 Magellanova teleskopu observatoře CTIO v Chile systematicky hledají objekty s hlavními poloosami drah >150 au, objevili dalších pět TNO s takto velkými poloosami. Domněnku o 9. planetě podporují tím, že jeden z nich (2013 FT28) má ekliptikální délku přísluní přesně v protisměru proti ostatním. Další objev TNO (2014 FE72) má odsluní v Oortově oblaku (3 kau!).
J. Kavelaars aj. oznámili v září 2015 objev další velmi vzdálené planetky 2015 RR245 , kterou pak během roku 2016 sledovali M. Bannisterová aj. Tak se podařilo určit hlavní dráhové parametry: a = 81 au; e = 0,6; odsluní 129 au; přísluní 34 au; oběžná doba 735 let. Při albedu 10 % by měla planetka průměr 700 km, ale při albedu 25 % jen 450 km. Objev souvisí se systematickou přehlídkou vzdálených TNO objektů, jenž probíhá na Mauna Kea pomocí kamery MegaCam se zorným polem 1 čtv. stupeň a čipem CCD 378 Mpix u 3,6m teleskopu CFHT pod názvem OSSOS (Outer Solar System Origin Survey). Objev dále posiluje domněnku, že „území nikoho“ mezi Edgeworthovým-Kuiperovým pásem a vnitřní částí Oortova oblaku je ve skutečnosti obydleno a tvoří další významnou složku struktury Sluneční soustavy.
S. Porter aj. pozorovali 2. 11. 2015 pomocí kamery LORRI na sondě New Horizons TNO (15810) 1994 JR1 ze vzdálenosti 1,85 au a znovu 7. 4. 2016 ze vzdálenosti 0,7 au. Objekt rotuje v periodě 5,5 h a má velmi drsný povrch. Objekt se přibližuje k Plutu na vzdálenost 2,7 au každých 2,4 milionů let a Pluto tak svou gravitací ruší jeho dráhu. Jde o první TNO po Plutu a Charonu, kde se podařilo získat takové podrobnosti.
D. Vokrouhlický aj. ukázali, že řada těles TNO se vlivem dráhových poruch přesouvá do tzv. hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Podle autorů v původní konfiguraci planet Sluneční soustavy existovala za Neptunem další planeta o podobné hmotnosti, jakou má Neptun. Ještě dál za ní se nacházelo několik tisíc trpasličích planet a 50 miliónů TNO s rozměry >100 km. Jenže „přebytečná“ planeta se po blízkém přiblížení k Jupiteru dostala na hyperbolickou dráhu a Sluneční soustavu opustila. Dříve než zmizela, však ovlivnila dráhy těles TNO ve zmíněných vzdálenostech, která se tak dostala až do hlavního pásu ve dvou rezonančních dráhových pásmech (3/2 a 4/3). Zbytek se usadil v oblasti dnešního Edgeworthova-Kuiperova pásu, případně byl zachycen obřími planetami jako neřádné satelity, popřípadě jako Trojáné Jupiteru. Autoři usoudili, že meteorit Tagish Lake (dopad v Kanadě v r. 2000), jenž se výrazně odlišuje od ostatních uhlíkatých chondritů, je prvním vzorkem materiálu drobných objektů prvotní Sluneční soustavy.
Naproti tomu R. Brown a J. Firth tvrdí, že existenci TNO v současných drahách nelze uspokojivě vysvětlit jinak, než předpokladem, že tato tělesa vznikla uvnitř dráhy Neptunu a do současných poloh se dostala následnou migrací až během posledních několika miliónů let! Během migrace Neptun výrazně ovlivnil dráhu řady z nich, což vedlo ke koncentraci argumentů přísluní ω poblíž 0° pro objekty s velkými poloosami drah >150 au.
M. Panova a Y. Wu zkoumali vlastnosti prstenců objevených kolem kentaura (10199) Chariklo během pozorování zákrytu hvězdy Chariklem v červnu 2013. Jde o dva prstence ve vzdálenosti zhruba 130 km od centra kentaura o šířkách 6,5 a 3 km oddělených 9 km širokou mezerou. Podle dalších pozorování se ukázalo, že prstence vykazují excentricitu, rozměry částic v prstencích dosahují řádově metry a jejich úhrnná hmotnost činí 1013 kg. Životnost prstenců odhadli na 100 tis. roků, což je asi o řád kratší doba než životnosti kentaurů samotných. Autoři dále přepokládají že v období kolem přísluní budou částice prstenců vykazovat kometární aktivitu. Naproti tomu B. Kondratyev soudí, že hmotnost prstenců dosahuje 9.1015 kg při hustotě částic 2,7× voda. Vnitřní prsten je asi 10 hmotnější než vnější. Typické rozměry částic by měly dosahovat 0,25 m. Podle autora by se měly prstence sbalit do satelitů během nejbližších 10 tis. let.
M. Galiazzo aj. posuzovali možnost, že kentauři jsou potomci TNO a mohou svůj relativně krátký život skončit jako planetky hlavního pásu, kde narušují stabilitu starých rodin planetek, popřípadě i jako křížiči Země. Jejich životnost v hlavním pásu činí dosahuje však nanejvýš 4 mil. let, a na rozdíl od původních planetek mají vyšší excentricity než domácí planetky a velké poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 2,8 ÷ 3,2 au.
I když je planetka (1) Ceres od r. 2006 formálně převedena do kategorie trpasličích planet, z důvodu kontinuity ji budeme v našem přehledu stále řadit mezi planetky hlavního pásu. Rok 2016 přinesl právě pro Cereru řadu převratných objevů, neboť od 13. 1. 2015 ji podle M. Raymana začala snímkovat kosmická sonda Dawn ještě během příletové fáze k Cereře. Na prvním snímku ze vzdálenosti 380 tis. km zabrala planetka jen 37 pixelů s rozlišením povrchu 36 km. Sondu se podařilo pomocí iontového motoru zaparkovat na oběžné dráze kolem planetky 6. 3. 2015 a od 16. 12. 2015 do 2. 9. 2016 byl její povrch snímkován s lineárním rozlišením 15m/pix. Tak se především podařilo studovat strukturu záhadné velmi jasné skvrny v kráteru Occator (ø 92 km), jež byla objevena HST zdálky už v r. 2005. Navíc se podařilo objevit na povrchu Cerery přes 130 podobných jasných skvrnek menších rozměrů.
M. De Santis aj. zjistili, že v chemickém složení skvrn převažuje docela obyčejná soda (uhličitan sodný; Na2CO3; jde o velmi podstatnou surovinu pro textilní průmysl, sklářství a další obory, takže spotřeba sody na Zemi přesahuje 32 mil. t/rok.) Dalšími příměsemi ve skvrnách je uhličitan amonný a chlorid amonný. Autoři soudí, že jde o krystalické produkty solných roztoků pod povrchem Cerery. Něco podobného se už dříve pozorovalo na povrchu Saturnova měsíce Enceladus.
T. Roatsch aj. využili 900 snímků, pořízených přehlídkovou kamerou z výšky 4,4 tis. km během sedmi oběhů Dawn kolem Cerery v červnu 2015 k sestavení atlasu povrchu trpasličí planety s rozlišením 400 m/pixel. Atlas (dawn_gis.dir.de/atlas) v měřítku 1: 2 000 000 obsahuje také oficiální nomenklaturu povrchových útvarů schválenou IAU. Týž tým následně využil 2 400 snímků pořízených mezi polovinou srpna až října 2015 z výšky 1,5 tis. km k sestrojení dalšího atlasu s rozlišením 140 m/pixel v měřítku 1:750 000. O. Ruesch aj. analyzovali snímky s nejlepším rozlišením 35m/pixel, které pokrývají přes 99 % povrchu planetky, což umožnilo sestavit podrobnou geologickou mapu a určit i stáří objektů na povrchu Cerery. Naprostým unikátem je kryovulkán Ahuna Mons o relativní výšce 4 km a základně široké 17 km, jehož stáří autoři odhadli na 210 mil. let.
S. Marchi aj. si povšimli, že vzhledem ke stáří Cerery jeví povrch mnohem méně velkých impaktních kráterů, než se očekávalo. Simulace impaktů naznačovaly, že na povrchu planetky bude alespoň 10 kráterů s průměrem >400 km, a k tomu dalších 40 kráterů s průměrem >100 km. Ve skutečnosti není na planetce žádný kráter s průměrem >280 km a jen 16 kráterů s průměrem >100 km. Přitom na Vestě, která má poloviční průměr než Ceres, jsou dva krátery s průměrem ~500 km. Je ale možné, že tři velké prolákliny (planitiae) na Cereře o průměrech až 800 km mohou být svědectvím o velmi raných velkých impaktech, jejichž vzhled se však setřel pružností podpovrchového ledu, která je vyšší než pružnost hornin.
R. Park aj. zkombinovali údaje o vnitřní stavbě Cerery získané zčásti i z pozemních pozorování s mnohem podrobnějšími údaji sondy Dawn. Ukázali, že planetka je geologicky částečně diferencovaná, tj. má kamenné jádro, nad nímž se nachází slupka těkavých sloučenin. Povrch jeví isostázi (kompenzaci výšin poklesem vnitřních vrstev). Podle výpočtů autorů se hustota jádra planetky pohybuje mezi 2,5 ÷ 2,9násobkem hustoty vody v pozemských podmínkách, kdežto vnější slupka o tloušťce 70 ÷ 190 km má hustotu jen 1,7 ÷ 2,0× voda. Rovníkový průměr Cerery činí 963 km. J.-P. Combe aj. uvedli, že střední hustota celé planetky činí jen 2,16× hustoty vody, což znamená, že těleso obsahuje velké množství vody převážně v podobě ledu.
Neutronová a gama spektrometrie sondy Dawn odhalila podle T. Prettymana aj. výskyt vodíku, železa a draslíku na povrchu Cerery. Získaná data potvrdila, že povrchový materiál byl pozměněn interakcí s vodou, která vyvěrala z nitra Cerery. Uhlíkatá složka regolitu se podobá uhlíkatým chondritům v meteoritech. Ve středních a vysokých geografických šířkách Cerery obsahuje regolit místa s vysokou koncentrací vodíku. To potvrzuje názor, že pod povrchem Cerery je hodně vodního ledu, který tam přežívá už miliardy let. T. Platz aj. zkoumali zastoupení ledu v 634 kráterech poblíž pólů, které jsou trvale ve stínu, ale jen v deseti z nich je vodní led zastoupen. To znamená, že podobně jako v trvale zastíněných místech na Merkuru a Měsíci může led na povrchu Cerery místy dlouhodobě přežít.
Podpovrchové vrstvy Cerery téměř určitě obsahují množství ledu, neboť její průměrná hustota je poměrně nízká (2,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách), jak zjistili J.-P. Combe aj. Navíc M. Formisano aj. připomněli, že družice Herschel (ESA) a sonda Dawn pozorovali občasné výrony vodní páry v okolí trpasličí planety. J. Y. Li aj. shrnuli údaje o epizodách vodní páry za poslední tři dekády, kdy se planetce občas věnoval HST a některé pozemní teleskopy. Výrony páry trvají měsíce a nezávisejí na proměnné vzdálenosti Cerery od Slunce, takže nejde o sublimaci při vyšší teplotě, jako tomu bývá u komet. Podle G. Thangjama aj. snímky kráteru Occator pomocí kamery na sondě Dawn ukazují, že oblak vodní páry nad kráterem je důkazem přítomnosti trvalého oparu nad dnem kráteru a liší se tak od jiných přechodných oblaků páry nad planetkou. Zatím se nepodařilo potvrdit, zda má Ceres trvalou vodní exosféru; spíše jde o dočasné úkazy.
D. Buczkowski aj. uvedli, že Ceres je zčásti geologicky diferencována, takže má uvnitř silikátové jádro a kolem něho plášť bohatý na vodní led. Na povrchu se vyskytují hlavně phyllosilikátové minerály.
V r. 2012 objevili R. R. Fu aj. remanentní magnetismus meteoritu Allan Hills A81001. Jelikož meteorit patří k eukritům, je prakticky jisté, že pochází z planetky Vesta. Odtud M. Formisano aj. nyní usoudili, že Vesta měla na počátku svého vývoje tekuté kovové jádro a tudíž dynamové magnetické pole, jehož indukce na povrchu planetky dosahovala 2 µT. Toto pole ochránilo povrch Vesty od kosmického zvětrávání ionizačním zářením, takže jde vlastně o velmi netypickou planetku, jež navzdory malému objemu byla geologicky diferencována a představuje spíše protoplanetu, kterou se však vinou poruch od Jupiteru nepodařilo dostavět.
B. Denevi aj. studovali regolit Vesty pomocí kamery na sondě Dawn s lineárním rozlišením až 15 m/pix. Odhalili tak impaktní krátery s průměry <300 m a rozpoznali horniny typu diogenitu a eukritu vyvržené z hloubek až 1 km pod povrchem planetky. V paprscích vyvržených z některých kráterů pak nalezli různé formy howarditu. Je zřejmé, že právě tyto složky se podílely na vzniku regolitu a jeho postupném zvětrávání, vyvolaném dalšími impakty, při nichž se menší úlomky zmíněných tří hornin dostaly po nárazu impaktoru na heliocentrické dráhy, jež po dlouhé době některé z nich zavály v podobě achondritických meteoritů na Zemi.
Také S. Pirani a D. Turrini připomněli, že Vesta je jediná planetka, jejíchž vzorky hornin a minerálů máme k dispozici na Zemi v podobě eukritů, howarditů nebo diogenitů. Tyto achondrity se podobají pozemským bazaltům, které patří mezi magmatické horniny. Meteority z Vesty jsou však mladší než 4 mld. let, takže byly z planetky vymrštěny až po raném těžkém bombardování v první půlmiliardě let po vzniku Sluneční soustavy. Autoři se pokusili rozkrýt události, které se během těžkého bombardování projevily na povrchu Vesty a prokázali, že tehdy mělo na Vestě vzniknout kolem 30 impaktních kráterů s průměrem >1 km. čili pětkrát častěji, než kdyby epocha těžkého bombardování nenastala. Jenže tyto krátery byly přeorány pozdějšími impakty, takže se nedochovaly, což je v souladu s pozorováním kráterů sondou Dawn zblízka.
F. Moreno aj. zobrazovali aktivní planetku P/2018 G1 (PanSTARRS) od konce dubna až do počátku června r. 2016 pomocí 10,4m teleskopu GTC na Kanárských ostrovech. Z těchto měření zpětně usoudili, že aktivita planetky započala téměř rok před průchodem planetky přísluním a byla nejspíš způsobena dopadem menšího tělesa na její povrch, jež bylo nárazem zcela rozbito. Oblak prachu o hmotnosti 17 Mt pak provázel planetku ještě během přísluní, takže impaktní projektil musel mít průměru možná až 100 m.
Díky široké mezinárodní spolupráci pozorovatelů planetek, na níž se významně podílejí čeští astronomové pod vedením P. Pravce, se daří objevovat další binární planetky, popřípadě další satelity planetek. V r. 2016 tak byly rozpoznány binární planetky (2242) Balaton (oběžná doba 13,0 h; rotační perioda primární složky 2,8 h). Sekundární složka má rozměr >1/4 rozměru primární složky. Podobně byl objeven průvodce planetky (2535) Hämeenlinna (oběžná doba 21,2 h; rotační perioda primární složky 3,2 h; průměr sekundární složky >0,2 primáru); (6016) 1991 PA 11 (21,3 h; primár 2,8 h; sekundáru >0,2); (5872) Sugano (18.0h; primár 3,4h; sekundár >0,3) a (12008) Kandrup (rovnocenné složky rotující synchronně obíhají v periodě 1,7 d).
Pomocí 8,2m teleskopu UT3 kamerou SPHERE se v další široké mezinárodní spolupráci podařilo objevit už druhý satelit planetky (107) Camilla. Jde o celkem šestý případ planetek se dvěma satelity. Do této exkluzivní skupiny v hlavním pásu už totiž patří planetky (87) Sylvia, (45) Eugenia, (216) Kleopatra, (93) Minerva a (130) Elektra.
J. Žižka aj. nalezli příklad těsného páru planetek, které společně putují v pásu planetek po dobu 15 tis. až po téměř milion let. Jde o planetky (87887) 2000 SS286 a (415992) 2002 AT49. První z nich má rotační periodu 5,8 h a druhá 2,6 h. Jejich pozorovaná absolutní hvězdná velikost H (15,0 a 16,2 v oboru R) kolísá velmi málo, takže obě tělesa mají zřejmě téměř kulový tvar. Z výpočtů minulých drah těles autorům vyšlo, že se k sobě těsně přiblížila před 7,4 tis. lety, resp. s nižší pravděpodobností už před 45 tis. let. Z toho autoři usuzují, že před 7,4 tis. lety se buď rozdělila, nebo teprve tehdy vznikla jako zprvu gravitačně vázaný pár. To znamená, že se podařilo objevit pár planetek s dosud nejkratší dobře určeným stářím.
Během roku 2015 snímkovala infračervená družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; zrcadlo ø 0,4m; pásmo 3 ÷ 25 µm) soustavně planetky, které křižují zemskou dráhu a jsou tedy potenciálně nebezpečné pro střet se Zemí. Určila tak přesné dráhy pro 439 křížičů, z toho 72 nových, mezi nimi 8, kteří by mohli Zemi v dohledné budoucnosti ohrozit. V průběhu roku tak nashromáždila na 5 mil. jejich snímků. D. Perna aj. odhadli celkový počet nebezpečných křížičů na 1,6 tis. a současný počet všech křížičů na 4,7 tis. Nejnebezpečnější jsou takoví křižiči, kteří mají nízkou střední hustotu, protože ty nelze účinně rozstřílet kvůli tlumícímu efektu poréznosti jejich materiálu.
C. Rumpf aj. zhodnotili stav informací o meziplanetárních objektech potenciálně nebezpečných kvůli možné srážce se Zemí. Jak známo, příslušnou tabulku o objektech PHA (Potentially Hazardous Asteroids) udržují a denně aktualizují weby NASA a ESA. Zatím se podařilo identifikovat dvě tělesa, která se podle výpočtu dráhy následně srazila se Zemí. V prvním případě šlo mikroplanetku 2008 TC3 (ø 4 m; 80 t) objevenou 6. 8. 2008 R. Kowalskim na Mt. Lemmon v Arizoně 19 h před impaktem. Její přesná budoucí trajektorie byla spočítána během 8 h a zveřejněna elektronicky. Mikroplanetka zanikla přesně podle výpočtu nad Núbijskou pouští v Severním Súdánu. Hlavní výbuch (ekvivalent ≈1,5 kt TNT) se odehrál ve výšce 37 km nad zemí. V poušti byly následně nasbíráno na 600 kamenných úlomků o celkové hmotnosti 10,5 kg (meteorit s rodokmenem se jmenuje Almahata Sitta). Týž pozorovatel objevil 1.1. 2014 také další mikroplanetku 2014 AA (ø 3 m; 40 t). Její kolizní dráha byla spočítána po 70 min pozorování. K výbuchu došlo podle předpovědi po 21 h od objevu nad Atlantikem (44° z. d.; 11° s. š.) asi 3 tis. km východně od Caracasu. Mikroplanetka patřilo do rodiny křižujících planetek typu Apollo (q = 0,9 au; Q = 1,4 au; e = 0,2; i = 1,4°; P = 1,25 r). Autoři původní práce ukázali, že už v současné době můžeme odhalit PHA v dostatečném předstihu před impaktem. U těles, která by mohla způsobit vážné škody, lze očekávat, že jejich přesné kolizní trajektorie budou známy s daleko větším časovým předstihem před ničivým impaktem. Zatím však astronomové nedokáží včas odhalit křížiče, kteří by se k Zemi blížili ve směru od Slunce. K tomu cíli by musela být vypuštěna infračervená družice usazená někde kolem dráhy Venuše.
J. Hanuš aj. zkoumali dráhu a vlastnosti podivuhodného křížiče (3200) Phaeton s přísluním jen 0,14 au, jenž je patrně zdrojem mocného pravidelného prosincového meteorického roje – Geminid. Pomocí infračervených měření pozemními teleskopy a kosmickým teleskopem SST se pokusili na základě termofyzikálních modelů odvodit geometrické parametry planetky. Určili tak siderickou rotační periodu tělesa (3,06 h s chybou ± 2. 10-6) a dále směr rotační osy vůči ekliptice s chybou ±5°; průměr 5,1 ±0,2 km a albedo 12 %.
Kromě křížičů doprovázejí Zemi dočasně kvazisatelity, jež jsou vlivem gravitačním poruch zachyceny Zemí, ale budoucí poruchy způsobí, že se z gravitačního náručí Země opět časem vymaní. V r. 2016 objevili pozorovatelé při přehlídce na Havajských ostrovech miniplanetku 2016 HO3, která má průměr <100 m a Zemi střídavě předchází či pronásleduje na dráze podobné podkově. Nikdy se však k Zemi nepřiblíží na vzdálenost <30násobek vzdálenosti Měsíce. Ze všech kvazisatelitů má zatím dlouhodobě nejstabilnější dráhu. Jak uvedl R. Jedicke, tento kvazisatelit by byl velmi vhodným objektem pro zkoumání pomocí sondy, popřípadě i lidské posádky.
Největší počet kvazisatelitů na podkovovitých drahách studovali C. & R. de la Fuente Marcosovi. Popsali tak dráhové parametry kvazisatelitu 2015 SO2, jenž patří do rodiny planetek Aten a dalších kvazisatelitů 2015 XX169; 2015 YA; 2015 YQ 1 a (469219) 2016 HO3. Nejstabilnějším průvodcem Země po dobu řádu tisíců let je kvazisatelit 2015 XX169, zatímco ostatní Zemi poměrně brzo opustí vlivem poruch od Venuše. V současnosti má Země již 18 potvrzených kvazisatelitů. Jak uvedl K. T. Smith, kvazisatelit 2016 HO3 je vůbec nejbližším dosud objeveným průvodcem Země. Má průměr jen několik desítek metrů a jeho vzdálenost od Země kolísá mezi 38násobkem a stonásobkem vzdálenosti Země-Měsíc. Proto se potenciálně hodí pro automatický nebo i pilotovaný let s cílem odebrat vzorky hornin z jeho povrchu.
D. Clark aj. odhadli, že jen 1 % kvazisatelitů může nakonec dopadnout na Zemi. Daleko nejčastější doba pobytu v okolí Země se pohybuje kolem několika desítek let, ale kvazisatelit 2006 RH120 se odpoutal od Země už během roku. Přesná měření rychlostí bolidů v Evropské bolidové síti řízené českými astronomy ukázala, že asi 0,1% bolidů pochází od miniaturních kvazisatelitů, která před srážkou se Zemi setrvávala na kvazisatelitních drahách od 48 dnů do více než 5 let. Průměrně jde o objekty s hmotnostmi kolem 5 kg, tj. průměrem asi 0,15 m, které vlétají do atmosféry Země rychlostmi kolem 11,0 km/s.
Na observatoři Arecibo probíhala v r. 2016 radarová pozorování blízkozemních planetek ve frekvenčním pásmu 2,38 GHz (vlnová délka 126 mm). V polovině ledna tak byla opakovaně sledována planetka (85990) JV6. Na základě srovnání s předešlými radarovými měřeními v Arecibu a na stanici Goldstone (Mohavská poušť, Kalifornie; DSS ø 70 m; pásmo 8,56 GHz; 35 mm) se ukázalo, že planetka vykazuje negravitační zrychlení. Podobně dopadla přesná radarová měření planetky (441987) NY 65 v červnu 2016. Planetka se přibližuje k Zemi každoročně, takže vědecký tým observatoře počítá s dalším zpřesněním údajů o těchto negravitačních vlivech na její dráhu.
A. Ipatov aj. uskutečnili bistatické radarové pozorování planetky 2011 UW158 z observatoře Goldstone v pásmu 8,56 GHz s pravotočivou polarizací a signál od ní odražený přijímali na ruských radarech RT-32 s průměry parabol 32 m na observatořích Zelenčukskaja (levotočivá polarizace) a Badary (pravotočivá polarizace). Když se 19. 7. 2016 planetka přiblížila k Zemi na vzdálenost šestinásobku vzdálenosti Země – Měsíc, podařilo se tak změřit její hlavní rozměry (350 × 520 m), rotační periodu 36 min a určit směr rotační osy vůči ekliptice.
M. Knight aj. pozorovali pozemskými dalekohledy, ale také pomocí SST údajnou kometu 322P/SOHO (P/1999 R1) ve vzdálenostech 2,2 ÷ 1,2 au od Slunce. Jde o první periodickou kometu objevenou sluneční družicí SOHO, která byla nezávisle sledována neslunečními teleskopy. Autoři tak zjistili, že „kometa“ nejevila na žádném z těchto snímků jakoukoliv aktivitu. Z krátkodobých periodických změn jasnosti s amplitudou 0,3 mag se podařilo určit rotační periodu tělesa na 2,8 h. Odtud vyplývá, že hustota tělesa větší než hustota vody v pozemských podmínkách, což komety nikdy nedosahují následkem vnitřní poréznosti. Také její barevný index R-I je modřejší než u komet. To znamená, že ve skutečnosti jde o planetku s průměrem něco přes 200 m a albedem ~25 %. Aktivita pozorovaná družicí SOHO není tedy projevem standardní kometární aktivity při přiblížení tělesa ke Slunci, ale má jinou fyzikální příčinu. Proto lze objekt považovat za planetku s dosud nejmenší vzdáleností přísluní (0,053 au; 8 mil. km). Planetka má odsluní ve vzdálenosti 5,0 au; a = 2,5 au; i = 13°; e = 0,978; P = 4,0 r.
D. Sears aj. poukázali na možnost, jak prozkoumat možná rizika srážky Země s planetkou díky studiu meteoritických kráterů na Zemi. Především se dají zhodnotit zprávy očitých svědků takových pádů. I když jsou subjektivní, přece jen se v nich najdou objektivní důkazy o tom, jak probíhá průlet meteoroidu atmosférou Země. Dále existuje už 19 filmových nebo digitálních videí o průletech meteoroidů, což umožňuje získat kvalitní údaje o průletu a fragmentaci těles, jež se řítí atmosférou vysoce nadzvukovou rychlostí. V současné době je na Zemi rozpoznáno 188 meteoritických kráterů a pro 10 z nich jsou k dispozici úlomky původního tělesa. Z toho lze odvodit vztah mezi mineralogickými a geologickými vlastnostmi projektilu a rozměrem impaktního kráteru. Pro většinou nalezených meteoritů lze změřit jejich odolnost proti tlakovým silám, hustotu, poréznost, koeficient vodivosti tepla, atd. Důležité informace o průletu atmosférou poskytuje utuhlá kůra na povrchu meteoritu a výsledný tvar úlomku či hlavního tělesa meteoritu. Tyto studie se rozbíhají v Amesově výzkumném centru (NASA, Moffet Field, Sillicon Valley) a ve Státní laboratoři Lawrence Livermore (Kalifornie). Výsledky budou veřejně přístupné na internetu. Podobně D. Cottová-Figueroavá aj. připravují laboratorní testy s úlomky uhlíkatých i obyčejných chondritů, pomocí nichž lze pak simulovat průlety meteoroidů s průměrem až 100m zemskou atmosférou
A. F. Cheng aj. referovali o přípravě projektu AIDA (Asteroid Impact & Deflection Experiment), jenž má ověřit možnost změny dráhy binárního křížiče (65803) Didymos koncem září roku 2022. Jde o společný projekt NASA (Double Asteroid Redirection Test) a ESA (Asteroid Impact Mission). Projekt počítá s nárazem těžkého projektilu na sekundární složku planetky (ø 150 m) rychlostí 7 km/s, což by mělo způsobit změnu oběžné doby sekundáru o 4 minuty. Tak velká změna by se dala snadno změřit pozemními či kosmickými teleskopy. Fyzikální vlastnosti sekundární složky by předem změřila sonda AIM. Odborníci předpokládají, že impakt vyvolá měřitelnou prachovou komu kolem sekundáru. Podobně by se mělo zdařit pozorovat morfologii impaktního kráteru, což by pomohlo lépe pochopit, jak probíhají vzájemné srážky planetek.
S. Sheppard připomněl, že první tři Lagrangeovy body v soustavě dvou těles našel L. Euler už v r. 1765. Mají konvexní stabilitu, takže tělesa z nich vychýlená se již do nich nevracejí. J. Lagrange našel v r. 1772 body L4 a L5, které vykazují konkávní stabilitu, takže vychýlená tělesa se do nich vracejí. Protože Jupiter má ve srovnání se Sluncem mezi všemi planetami suverénně nejvyšší hmotnost ~0,001 MO a solidní vzdálenost 5,2 au, jsou příslušné Lagrangeovy body L4 a L5 soustavy Slunce – Jupiter hojně zaplněny mnoha tisíci drobných těles.
A. Izidoro aj. zkoumali vývoj hlavního pásu planetek od počátečního chaosu při vzniku Sluneční soustavy až po současnost. Dnešní pás vykazuje dynamicky vybuzené dráhy s různými výstřednostmi a sklony a celkem nepatrnou úhrnnou hmotností na úrovni 0,001 MZ. O vybuzení drah se postaraly planety Jupiter a Saturn vinou migrace svých drah z místa vzniku směrem ke Slunci a posléze ve směru opačném. Autoři soudí, že i raná Sluneční soustava podléhala dráhovému chaosu od samého počátku své existence.
E. Beitz aj. studovali kolizní historii geologicky nediferencovaných planetek hlavního pásu, jelikož pravděpodobně většina meteoritů nalézaných na Zemi vznikla během velmi rychlých nárazů menších projektilů na tyto planetky, Při těchto nárazech se menší projektil zničí, zatímco na planetce vznikne vinou uvolněné energie odpovídající impaktní kráter. Část úlomků z povrchu planetky přitom opustí planetku rychlostí vyšší než únikovou a některé pak vlivem dráhových poruch nakonec spadnou na Zemi jako meteority. Autoři na základě Monte Carlo simulací odhadli, že typická planetka o průměru 200 km se během existence Sluneční soustavy srazila s projektily většími než 200 mm přibližně 1014krát. Statistickou studii porovnali s modelem tvaru planetky (21) Lutetia za předpokladu, že původně šlo přibližně o kulové těleso s poloměrem odpovídajícím dnešní hlavní ose dvojosého elipsoidu. Souhlas mezi současným tvarem planetky a simulovaným kolizním modelem je docela přesvědčivý.
V. Carruba aj. se zabývali otázkou, které rodiny planetek jsou nejstarší a dospěli k závěru, že téměř všechny dosud identifikované rodiny vzniklé tvrdou srážkou mateřské planetky jsou poměrně mladé. Jak se ukazuje, po prvotním rozptylu úlomků bezprostředně po velké srážce dochází k dráhovým poruchám úlomků vlivem klasického Jarkovského efektu a efektu YORP (Yarkovsky - O´Keefe – Radzievskii – Paddack). Naprostá většina současných rodin není starší než 2,7 mil. let. Pouze některé paleorodiny (Koronis a Eunomia) mohly vzniknout snad až před 3,8 mil. let. Hlavní pás už dávno smazal doklady o období těžkého bombardování uvnitř Sluneční soustavy v první půlmiliardě let po jejím vzniku.
D. Vokrouhlický aj. se zabývali revizí stáří rodiny planetky (2384) Schulhof na základě nových pozorování jasnosti hlavního tělesa a určení jeho rychlosti rotace a orientace sklonu rotační osy. Zjistili též, že tato rodina má o polovinu více členů, než se dosud udávalo. Odtud odvodili stáří rodiny na (800 ±200) tis. let.
M. Granvik aj. ukázali, že většina křížičů dráhy Země, Venuše i Merkuru pochází z hlavního pásu planetek vlivem negravitačních tepelných poruch jejich drah (efekty YORP a Jarkovského). Křížiči Země představují směs planetek s nízkým a vysokým albedem; rozhraní mezi nimi tvoří planetky s albedem 10 %. Naproti tomu i po započtení výběrových efektů mají zejména křížiči Merkuru většinou vysoké albedo. To lze podle autorů vysvětlit tím, že tmavé planetky s přísluním v blízkosti řádově desetinásobků poloměru Slunce více pohlcují teplo ze Slunce, což vede ke zrychlování jejich rotace a nakonec k rozpadu odstředivou silou mnohem dříve než u planetek s vysokým albedem.
R. Nugent aj. zveřejnili výsledky obnovené infračervené přehlídky planetek NEOWISE, která započala koncem r. 2013 po dvou letech soustavných pozorování. Hlavním cílem přehlídky bylo zlepšit údaje o počtech, rozměrech a albedech křížičů Země, což se podařilo pro 207 křížičů, z nichž pro většinu (84 %) byly předtím známy jen jejich jasnosti. V porovnání s jinými metodami určování těchto parametrů jsou údaje o rozměrech křížičů nyní známy s přesností ±20 % a o albedech s přesností ±40 %. Program NEOWISE hledá přednostně křížiče s průměrem >100 m a nízkým albedem. Kromě toho týž program poskytl nové přesnější údaje pro téměř 8,9 tis. planetek zejména v hlavním pásu.
V únoru 2016 vyšel v časopise Astronomy & Astrophysics článek J. Hanuše aj. o konvexních modelech planetek připravený v rozsáhlé mezinárodní spolupráci 169 autorů z 88 astronomických institucí. Jde o výsledek desetiletého úsilí ve shromažďování optických pozorování pro téměř 400 planetek. Autoři tak dokázali spočítat 3D modely pro 36 planetek, jejichž hmotnosti jsou známy, určit jejich rotační periody a orientace os rotace. Odtud také mohli spočítat jejich střední hmotnosti. Navíc uveřejnili modely pro 250 planetek včetně 13 planetek rodiny Hungaria a tří křížičů Země. Publikované údaje navíc poslouží pro rozbor fyzikálních parametrů různých populací planetek, zejména termofyzikálních modelů, menších kolizních rodin planetek, určení tvaru planetek z tranzitů před hvězdami, popřípadě planetek, jejichž disky se podařilo zobrazit.
P. Pravec aj. v souhrnném článku o binárních planetkách a tripletech pojednali o rotačních periodách a roztečích složek pro dublety a triplety, které křižují dráhu Země nebo/a dráhu Marsu, jakož i pro malé planetky hlavního pásu. Ukázali, že 24 binárních planetek vykazuje synchronní rotace sekundárních složek v rezonanci 1:1, kdežto dalších 22 planetek s větší roztečí mezi složkami a/nebo silně excentrickými drahami jeví asynchronní rotaci. Asynchronní binární planetky mají obecně krátké (<10 h) rotační periody. Je docela překvapující, že sekundární složky mají vesměs dobře definované rotační periody, stálé po dobu týdnů až roků. Výjimkou je dublet (35107) 1991 VH, jehož sekundární složka vykazuje chaotickou rotaci.
H. Cibulková aj. určovali orientaci rotačních os a deformace (protažení) planetek na základě fotometrie, která obvykle poskytuje více údajů o jasnosti planetky v dané noci, ale řídce a nepravidelně v delších časových intervalech. Nová metoda navržená autory však pomocí optimalizace modelu trojosého elipsoidu dokáže zmíněné parametry určit přesněji než běžně používaná inverze světelné křivky. Směry rotačních os pozorovaných planetek nejsou rozloženy rovnoměrně v ekliptikální délce, zejména pro planetky s malými sklony drah k ekliptice. Planetky s průměry <25 km jsou protáhlejší než planetky nad touto mezí.
Podobně jako již v r. 2015 přicházely i v roce 2016 převratné zprávy díky dalším údajům z epochálního projektu Rosetta-Philae (ESA). M. Hirabazashi aj. nalezli na snímcích spojovacího můstku mezi oběma jádry komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková dvě rovnoběžné trhliny s roztečí 750 m od sebe. Jde podle autorů o důkaz, že vinou zrychlující se rotace komety v důsledku výtrysků plynu a prachu se trhliny budou zvětšovat. Kromě toho ke zrychlování rotace komety přispívají svým gravitačním působením Slunce a Jupiter, jakož i odpařování amoniaku a CO2. Nakonec zhruba po 100 letech se obě jádra oddělí rychlostí menší než únikovou, takže budou obíhat kolem barycentra soustavy, ale postupně se budou k sobě opět přibližovat, aby se nakonec spojila při mírné rychlosti nárazu do odlišného tvaru burského oříšku Autoři připomněli, že zatím máme podrobné snímky pouze pro sedm komet. Z toho pět má tvar burského oříšku, takže podobný osud má nejspíš většina komet. Celý proces štěpení a splývání se může u krátkoperiodických komet mnohokrát opakovat. Naproti tomu je téměř jisté, že komety se příliš nepodílely na epoše těžkého bombardování v první půlmiliardě let po vzniku Sluneční soustavy, protože se při dlouhém letu do nitra Sluneční soustavy stačily procesem splývání a rozcházení úplně zničit.
B. Davidsson s rozsáhlým mezinárodním týmem dospěli na základě měření Rosetty i Philae a jejich srovnáním, jak s výsledky mise Stardust se vzorky komety 81P/Wild 2, tak i ze studia meteoritů, k závěru, že významnou roli při formování malých těles Sluneční soustavy sehrál ohřev středně velkých kondenzací v protoplanetárním disku díky radionuklidům s krátými poločasy rozpadu. Tak vznikla poměrně hustá a kompaktní tělesa zbavená nejtěkavějších molekul CO a CO2 i amorfního vodního ledu, jež zažila přeměny způsobené ohřátou kapalnou vodou. Příkladem jsou nepravidelné satelity Phoebe (ø 213 km) u Saturnu a Himalia (ø 170 km) u Jupiteru. Patří k nim také většina TNO s průměry do 400 km. Jen menší počet z nich rostl dále, jak ukazuje zachycený měsíc Neptunu Triton a trpasličí planety Pluto a Eris. Naproti tomu jádra komet jeví obecně nízkou hustotu vinou vysoké poréznosti, jsou křehká a bohatá na nejvíce těkavé látky a obsahují i amorfní vodní led. To znamená, že představují původní hromady sutě, vyhnuly se ohřevu radionuklidy a utvořily se z materiálu, jenž zbyl po vzniku TNO, přičemž nabraly prvotní materiál z období zhruba 3 mil. let po vzniku Sluneční soustavy. Tento závěr byl nezávisle potvrzen také výzkumem prachových částic unikajících z povrchu komety 67P, jak zjistil rozsáhlý mezinárodní tým pod vedením M. Bentleye. Komety tedy vznikaly na periférii Sluneční soustavy z planetesimál obsahujících prach a led a jejich jádra dosahují velikostí od stovek metrů po desítky kilometrů. Studium složení komet nám tak dává možnost poznávat materiál, který pochází z nejranějšího období vznikání Sluneční soustavy.
G. Fillacchione aj. v široké mezinárodní spolupráci zdůraznili, že podobně jako u řady jiných komet se na povrchu jádra komety 67P vyskytuje jen málo ledu.
Většina povrchu je téměř rovnoměrně pokryta tmavým dehydrovaným materiálem žáruvzdorných prvků a organických molekul. Vodní led objevili jedině na dvou svislých stěnách a hromadách sutě pod nimi v oblasti Imhotep. Jde o mikroskopická zrníčka ledu, která patrně vznikla difúzí vodní páry nebo slinováním (zahříváním a současným stlačováním ledového prášku, čímž se obejde tekutá fáze). Podle A. Johansena to vypadá na překonání kanonického Whippleova modelu jader komet jako špinavých sněhových koulí modelem ledových porézních koulí špinavého prachu.
Podobně totiž dopadl výzkum M. Pätzolda aj., kteří se pokusili modelovat nitro jádra komety 67P na základě proměření jejího gravitačního pole pomocí změn oběžné rychlosti sondy Rosetta, když se pohybovala ve výškách 10 ÷ 100 km nad kometou. Odtud dostali hmotnost komety (9,982 ±0,003).109 kg a střední hustotu (533 ±6) kg/m3. To prakticky znamená, že poréznost komety dosahuje plných 73 %, což se shoduje se střední hustotou komety 9P/Tempel. Kometa 67P tedy obsahuje 4× více prachu než ledu podle hmotnosti a 2× více podle objemu. V celém objemu jádra však nejsou žádné velké dutiny, nýbrž homogenní řídký materiál.
A. Lucchetti aj. prozkoumali pomocí kamery Osiris NAC s vysokým rozlišením terén v oblasti Abydos, kde se modul Philae nechtěně utábořil. Geomorfologie terénu ukazuje, že jde o prvotní terén z doby vzniku kometárního jádra. Autoři také zveřejnili údaje o četnosti a rozměrech balvanů v této oblasti a změřil ve dvou vizuálních spektrálních pásmech albedo terénu, jež se pohybuje v rozsahu 5,8 ÷
7,4 %. Tím zlepšili interpretaci údajů, které získal modul Philae během napájení přístrojů chemickými bateriemi.
Podle F. Morena aj. započala měřitelná aktivita komety 67P ve vzdálenosti 4,3 au od Slunce, jak ukázala kamera OSIRIS na sondě Rosetta a snímky pořizované dalekohledy VLT ESO. Tempo uvolňování prachu činilo zpočátku 0,5 kg/s a postupně stoupalo až na 15 kg/s ve vzdálenosti 2,9 au. Poměr prachu ku plynu kolísal v rozmezí 3,8 ÷ 6,5 : 1
P. Feldman aj. zkoumali složení plynů, které unikaly z jádra komety 67P v průběhu jejího přibližování ke Slunci. Nejprve šlo o atomy H a O vzniklé disociací vodní páry. Posléze se přidaly atomy C a O vzniklé disociací CO2. Od poloviny dubna 2015 se objevily čáry polozakázaného multipletu O I (vlnová délka 135,6 nm) v epizodách trvajících 10 ÷ 30 min. Další pozorování tak nepřímo potvrdila občasný výskyt molekul O2. Tato složka se objevovala zcela nezávisle na opticky viditelných výtryscích. Spektrum plynů se nápadně změnilo počínaje červnem 2015, když se přidal pás molekuly CO, ačkoliv tento plyn neměl téměř žádný podíl na urychlování optických výtrysků.
J. Vincent aj. sledovali dlouhodobě prachové výtrysky z komety 57P kamerou OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Sensing System) z různých úhlů pohledu, takže se jim podařilo odhalit jejich trojrozměrnou strukturu a následně i jejich zdroje na povrchu jádra komety. Šlo o malé oblasti na severní polokouli, které při přímém zobrazení vykazují ostré topografické zlomy v podobě útesů. Jelikož podobná lokalizace platí i pro komety už dříve sledované zblízka (včetně komety 1P/Halley), usoudili, že jde o jev typický pro všechny aktivní komety.
M. Hlichenbach aj. využili aparatury, která zachycovala prachové částice v komě komety 67P k určení fyzikálního a chemického charakteru částic v závislosti na vzdálenosti komety od Slunce. Ve vzdálenostech >3 au od Slunce identifikovali 585 prachových částic s rozměry 14 µm – submm. Počty částic klesaly s jejich rozměry exponenciálně s koeficientem –3,1. Po mineralogické stránce šlo většinou o silikáty (olivíny a pyroxeny), případně o sulfidy železa. Poměr Na/Fe byl vyšší než u uhlíkatých chondritů faktorem 1,5 ÷ 15 ×. V prachových částicích nebyly žádné stopy po organických sloučeninách. Morfologie i chemické složení prachu se v podstatě shodovalo s parametry pro interplanetární prach.
Stejná aparatura na sondě Rosetta posloužila také O. Mousisovi aj. k řešení otázky, odkud pochází ledy v kometách. Z výsledků těchto měření vyplynulo, že ledy nejsou pozůstatkem interstelární látky, ale vznikly až ve sluneční pramlhovině, takže stavební materiál pro komety pochází z klatrátů (krystalických sloučenin vzniklých vřazením molekuly do dutiny v krystalové mříži) a případně též z čistých krystalických ledů.
Hlavní výsledky výzkumu v projektu Rosetta-Philae shrnul J. Anderson. Během desetiletého letu ke kometě 67P proletěla sonda těsně kolem planetek (2867) Šteins a (21) Lutetia. Na uzavřené dráze kolem komety sonda pracovala přes dva roky. Drsné přistání modulu Philae na povrchu omezilo jeho činnost na výdrž chemických baterií 64 h. K důležitým výsledkům patří zejména trojnásobné množství deuteria v kometárním ledu oproti zastoupení deuteria v mořské vodě na Zemi a měření zastoupení N2; CO2; a Ar , jež prokázalo, že jádro komety vzniklo ve vnější ledové části Sluneční soustavy. Během přibližování komety do přísluní unikala vodní pára stejnoměrně z celého pracholedového povrchu. V prachu a plynu se podařilo objevit glycin a ethanol i složité dosud bezejmenné sloučeniny uhlíku; dále též příměsi obsahující Na, Mg, Al, Si, Fe, Ca a komplexní makromolekuly. Modul Philae přidal také glykolaldehyd a páchnoucí molekuly H2S; amoniak a HCN (zmíněné látky páchnou po řadě jako hořké mandle, zkažená vejce a kočičí moč). Usměrněné silné výtrysky pocházely z aktivních jam na povrchu a z okrajů útesů. Uvnitř jam se nacházejí až 3m balvany, patrně stavební kameny (kometesimály), z nichž kometární jádro vzniklo. Ve výtryscích trvajících 3 ÷ 30 min unikaly až metrové balvany. Jednotlivé výtrysky odnášel 60 ÷ 260 t materiálu. V komě komety, která ve směru ke Slunci dosahovala v době vrcholné aktivity až do vzdáleností >180 km, objevila sonda vodní páru, CO2 a CO. Koma interagovala se slunečním větrem a vytvářela zejména v době největší aktivity bezvětrnou dutinu obklopující vlastní kometu. Při vzniku komety se jednotlivé části spojovaly rychlostmi <1 m/s. Ke spojení obou jader došlo přibližně před 4 mld. let.
Mimořádně úspěšná mise Rosetta (nákladem 1,3 mld. €) byla rozhodnutím ESA ukončena sérií zplošťujících trajektorií sondy a následným 12h trvajícím přistávacím manévrem 30. 9. 2016 s přistávací rychlostí 0,5 m/s. V poslední fázi své činnosti pořídila 2. a 5. 9. 2016 snímky zapadlého modulu Philae, což bylo důležité pro zhodnocení výsledků měření, jež modul zpočátku vysílal. Při přibližování k povrchu získávala sonda podrobnější snímky se stále lepším rozlišením; poslední přenesený snímek pořízený 10 s před dopadem zabírá 1 m2 povrchu z výšky 20 m nad terénem. Po dosednutí na povrch v oblasti Sais (podle názvu egyptského města, v němž byla Rosettská deska vystavena) byla vysílačka Rosetty vypnuta.
M. Pajola aj. využili snímků z kamery High Resolution Imager na sondě Deep Impact získaných během průletu (projekt EPOXI) kolem komety 103P/Hartley 2 dne 4. 10. 2010 ke klasifikaci rozložení balvanů s průměry >10 m na povrchu komety. Autorům se podařilo identifikovat 332 balvanů, tj. s hustotou četnosti 140 balvanů na 1 km2. Jádro komety ve tvaru burského oříšku vykazovalo na obou lalocích stejnou závislost četností balvanů na jejich rozměrech. Funkce četnosti klesala s velikostí balvanů exponenciálně s koeficientem –2,7. To je podstatně nižší hodnota než pro stejnou závislost na kometě 67P (koeficient –3,6). Také tvar balvanů s rozměry >30 m na kometě Hartley 2 je obecně mnohem protáhlejší, než na kometě 67P. Ještě více se však liší od téměř kulatých balvanů na planetkách (25143) Itokawa a (433) Eros, které vznikaly při srážkách. Z těchto srovnání vyplývá, že balvany na planetkách a na kometách mají odlišný původ.
M. Ishiguro aj. popsali aktivitu komety Jupiterovy rodiny 15P/Finlay (objev 1886; a = 3,5 au; q = 0,98 au; e = 0,72; i = 7°; P = 6,5 r; průchod přísluním 27. 12. 2014) v polovině prosince 2014 a a polovině ledna 2015. Při druhém zjasnění na 8 mag vyvrhovala plyn (většinou C2 a CN) a prachové částice (převážně porézní silikáty a organická zrnka o typických rozměrech 0,3 µm – 1 mm) průměrnou rychlostí 1,1 km/s. Během každého zjasnění tak uvolnila až 109 kg prachových částic. I když toto množství prachu je zhruba o tři řády menší, než kolik se uvolnilo při spektakulárním výbuchu komety 17/Holmes v r. 2007, kinetická energie na jednotku hmotnosti 10 kJ/kg je byla pro obě komety srovnatelná a souhlasila také s odpovídající energií na jednotku hmotnosti uvolněnou při výbuchu komety 332P/Ikeya – Murakami (objev 3. 11. 2010; průchod přísluním 13. 10. 2010 ve vzdálenosti 1,6 au), který začal 18 dnů po průchodu přísluním a trval 4 dny. Odtud autoři usoudili, že ve všech případech měl výbuch shodnou fyzikální příčinu. Pravděpodobně šlo o náhlou krystalizaci amorfního vodního ledu uloženého pod povrchem kometárního jádra vyvolanou pozvolným prostupem tepla do podpovrchových vrstev komety. Ze zpráv o výbuších komet Jupiterovy rodiny a krátkoperiodických komet s drahami podobnými kometě 2P/Encke lze odhadnout, že v průměru se odehrávají alespoň 3 takové výbuchy během dvou let a průměrná dodávka prachu do interplanetárního prostoru dosahuje tempa >10 kg/s.
M. Ishiguro aj. pozorovali širokoúhlou (2,2°) kamerou připojenou ke Schmidtovu 1,05m teleskopu observatoře v Kiso kometu 17P/Holmes při jejím prvním návratu ke Slunci (přísluní 27. 3. 2014 v heliocentrické vzdálenosti 2,05 au; oběžná perioda 6,9 r) po již zmíněném epochálním výbuchu po předešlém přiblížení v r. 2007. Na sérii snímků z 22. 9. 2014 pořízených v době, kdy byla kometa vzdálena od Slunce 2,5 au a od Země 2,0 au, se autorům podařilo objevit jednak čerstvě vymrštěný prach ze současného přiblížení ke Slunci, ale též dlouhou úzkou strukturu v pozičním úhlu 275°, která obsahuje prach uvolněný z jádra komety při rekordním výbuchu po předešlém přiblížení. Typické rozměry prachových částic v této struktuře se pohybovaly v rozmezí 1 ÷ 10 mm a vzdalují se od jádra rychlostmi ~50 m/s. Celková hmotnost materiálu vyvrženého během výbuchu v r. 2007 činí ~6.1011 kg a jeho kinetická energie řádově 10 PJ. Y. G. Kwonová aj. sledovali kometu 17P po od května 2013 do března 2015 pomocí šesti teleskopů pěti observatoří severní i jižní polokoule. Produkce prachu stoupala zvolna během přibližování ze vzdáleností 3,1 ÷ 2,6 au, ale zvýšila se o 80 % proti prvním měřením ve vzdálenosti 2,2 au. Po průchodu přísluním však rychle klesala až na pouhou třetinu počáteční hodnoty. V porovnání s předešlým průchodem přísluním se tak snížila o pět řádů. Také aktivní plochy na jádru komety se zmenšily před přísluním 2014 na třetinu a po přísluní na setinu v porovnání s jejich rozsahem v přísluní 2007. Prachový plášť jádra komety má nyní tloušťku jen ~60 mm. Z toho vyplývá, že obecně jádra vyhaslých komet přišla při minulých ohřevech u Slunce o těkavé prvky (ledy) a pokrývají se naopak žáruvzdornými prvky, které nachytají ve vnitřních částech Sluneční soustavy. Kometa 17P se tak obalila tenkým nepropustným pláštěm během jediného oběhu kolem Slunce.
R. Miles aj. se věnovali v sérii článků proslulým kvaziperiodickým výbuchům komety 29P/Schwassmann-Wachmann. Pozorovali kometu v letech 2012-2012 a znovu v létě 2014 a využili také archivních pozorování pomocí HST z března r. 1996. Zjistili, že výbuchy mají velmi strmý průběh a po dosažení maxima jasnosti následuje povlovný pokles. Ledová zrnka mají obvykle shodnou rychlosti kolem 260 m/s, což odpovídá sublimaci ledů CO a N2 při teplotě ~24 K. Nesouměrná vějířová koma dosahuje maximální jasnosti 5 ÷ 6 d po výbuchu. Jelikož se výbuchy opakují v periodách 52 ÷ 65 d, autoři odhadují, že jádro komety rotuje v periodě ~ (59 ±4) d. Úniková rychlost z jádra komety je poměrně vysoká (~18 m/s), tak valná část vyvržených ledových zrnek se po balistických drahách vrací zpět na povrch jádra. Tento hromadný návrat může občas vyvolat nový výbuch na jiném místě povrchu komety. I když výbuchy ustanou, kolísá jasnost jádra komety s amplitudou ±0,25 mag v intervalech 2 ÷ 10 d. To znamená, že jádro je mírně aktivní díky krátkodobým slabším výtryskům po větší části povrchu.
R. Miles v dalších dvou pracích pak ukázal, že kvaziperiodické výbuchy na této kometě nemohou být vyvolány krystalizací amorfního vodního ledu, ale nějakým jiným mechanismem společným pro 10 ÷ 15 % periodických komet. Studoval totiž navíc údaje o dalších 16 kometách, jež jeví kvaziperiodické výbuchy s amplitudou >2 mag, a které se navzdory tomu nerozpadají. Podle jeho domněnky jsou tyto výbuchy způsobeny roztavením kometárních ledů a exotermickým rozpouštěním plynů, zejména CO a CO2 pod tlaky 10 ÷ 200 kPa. Podobně se pak rozpouštějí silně těkavé plyny O2 a N2 v kapalném methanu a dalších uhlovodících při tlacích > 80 kPa. Výhodou pro účinnost těchto procesů je pomalá rotace příslušných kometárních jader. Podle autorových výpočtů toto exotermické rozpouštění probíhá při teplotách 65 ÷ 95 K, a to až do heliocentrických vzdálenosti 15 au. Navíc se tak dají vysvětlit i mimořádně mocné výbuchy u komet Jupiterovy rodiny (viz kometa 17P/Holmes) , kde se při teplotách 150 ÷ 200 K rozpouští CO2 ve vodním roztoku methanolu (CH3OH). U komety 29P se mu na základě archivních dat o výbuších z let 2002-2014 podařilo navíc lokalizovat na povrchu jádra výbuchy s periodicitou (57,6 ±0,4) d, což znamená, že jde o stabilní zdroj (kryovulkán), v němž se tuhý methan pod povrchem jádra začíná při tlaku >12 kPa tavit a pohlcovat silně těkavé plyny, což se projevuje periodickými výbuchy.
Počátkem r. 2016 pozorovali P. Dekelver aj. pokračující rozpad krátkoperiodické (P = 5,4 r) komety 332P/(Ikeya-Murakami) objevené po průchodu přísluním jako C/2010 V1 během výbuchu v říjnu 2000, a znovu pozorované o pět let později jako P/2015 Y2. Ještě 4. 1. 2016 se kometa skládala jen ze dvou složek A (20,6 mag) a B (22,5 mag), ale už 8. 1. se objevila další oddělená složka C (22 mag), a 18. 1. složka D (22,5 mag). Některé složky brzy zmizely, takže 29. 1. už zbyly jen složky A (20,2 mag) a C (19,8 mag). K tomu poznamenal Z. Sekanina, že zpětně se ukazuje, že velký výbuch komety v r. 2010 měl závažnější dopad na štěpení komety, než se zprvu zdálo. Již počátkem prosince 2012 započal totiž proces kaskádového štěpení komety, když se od hlavního jádra komety oddělil úlomek A relativní rychlostí 0,4 m/s. Ve skutečnosti hlavní složkou komety je úlomek C, jenž byl dlouho pasivní a projevil se aktivitou až 8. 1. 2016. Sekanina dále odhadl, že složka B se oddělila od hlavního jádra někdy mezi druhou polovinou r. 2013 a první polovinou r. 2014. Složka D se patrně oddělila až v polovině října 2015. Mezitím několik dalších skupin pozorovatelů objevilo 3. 2. úlomek E (20 mag); úlomek F počínaje 5.2. (22 mag) a úlomky G a H (oba 21 mag) a 9. úlomek J (22,6 mag) dne 6. 2. Také J. Kleyna aj. dospěli k závěru, že fragmentace komety probíhala během návratu komety do odsluní až do r. 2014. Příčinou výbuchů a následných štěpení jader je zřejmě krystalizace amorfního vodního ledu postupujícím ohřevem dovnitř jádra. D. Jewitt aj. na základě snímků komety pomocí HST odhadli čas rozvoje fragmentací na říjen-prosinec 2015. Jednotlivé úlomky odpadaly rychlostmi 0,06 ÷ 3,5 m/s. Řada menších úlomků se brzy roztočila takovou úhlovou rychlostí, že se rozpadla odstředivou silou. Průměr hlavního jádra odhadli na 0,55 km.
M. DiSanti aj. popsali mechanismus postupného rozpadu komety D/2012 S1 (ISON), jež patřila do komet otírajících se o Slunce. Autoři sledovali její rozpad pomocí infračervené fotometrie a spektroskopie teleskopy Keck II a IRTF (NASA) na sopce Mauna Kea v době, kdy kometa byla ještě daleko od Slunce (1,2 ÷ 0.3 au). Produkce vodní páry se během té doby zvýšila o dva řády. Podíly těkavých plynů (CO, C2H6 a C H4) vůči vodní páře se během té doby vůbec neměnily. Methanol (CH3)H byl potlačen pro vzdálenosti > 0,5 au, ale pro menší vzdálenosti se zachoval. V těchto menších vzdálenostech zesílilo zastoupení čpavku, formaldehydu a kyanovodíku. J. Keanová aj. pak sledovali postup destrukce komety ISON ve vzdálenostech 0,31 ÷ 0,08 au od Slunce (kometa prošla přísluním 28. 11. 2013 ve vzdálenosti necelé 2 mil. km od Slunce v mikrovlnném pásmu spektra (450 a 850 µm). Také infračervené snímky získané během průletu ISON přísluním odhalily postupné rozprášení komety. Rozptýlený prach dosáhl hmotnosti 5.1010 kg.
Z. Sekanina a R. Kracht upozornili na skupinu geneticky příbuzných komet, které mají téměř shodné geometrické dráhy, ale liší se časy průchodů přísluním. Zcela určitě tyto genetické rodiny vznikly rozpadem jedné mateřské komety. I zcela malé rychlosti rozpadu řádu 1 m/s způsobí, že se časy průchodů přísluním rozejdou o celé roky až desítky let. Autoři tak prokázali, že komety C/1988 A1, C/1996 Q1 a C/2015 F3 jsou geneticky spřízněny. Navíc je pravděpodobné, že do téže rodiny patří také záhadný objekt pozorovaný na Lickově observatoři při západu Slunce 7. 8. 1921. Podrobným pátráním se autorům podařilo prokázat, že i tento objekt a zmíněné tři novodobé komety geneticky souvisejí s kometou C/1847 (Hindl), jejíž oběžná perioda dosahuje 8,3 tisíce (!) let a v přísluní se přibližuje ke Slunci na vzdálenost 8 RO (!!). Přestože mezi kometou z Licku a třemi dalším je velký rozdíl v časech průchodu přísluním, lze jej jednoduše vysvětlit tím, že mateřské těleso se rozpadalo na úlomky rychlostmi do 1 m/s. Podle výpočtu obou autorů došlo k rozpadu pramáti této rodiny během přísluní přibližně v 7. tisíciletí př. n. l.
Jak uvedli P. Jenniskens a J. Vaubaillon, kometa 252P/LINEAR objevená 7. 4. 2000 s oběžnou periodou 5,3 roků se 21. 3. 2016 přiblížila k Zemi na minimální vzdálenost 5,3 mil. km. V lednu 2016 se od ní oddělil úlomek P/2016 BA14 (PANSTARRS), který se 22. 3. přiblížil k Zemi na 3,6 mil. km. Hlavní složka dosáhla maxima jasnosti (6 mag) koncem března 2016 Autoři propočítali předchozí trajektorie komety, z nichž vyplynulo, že kometa by mohla být příčinou slabého meteorického roje s geocentrickým radiantem α = 3 h 12 min; δ = -16° a se vstupní rychlostí do zemské atmosféry 11,1 km/s. Šlo by o meteoroidy uvolněné z jádra komety během návratů ke Slunci v letech 1824–1926. Platnost této domněnky se však nepodařilo prokázat.
Dátum poslednej zmeny: 02. novembra 2018