Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 01. septembra 2019
Dátum: 01. septembra 2019
Autori: Jiří Grygar a David Ondřich
R. Rufu, O. Aharonson a H. B. Perets zveřejnili alternativní hypotézu vzniku Měsíce k současné převažující (ta předpokládá, že soustava Země–Měsíc se zformovala po nárazu tělesa velikosti Marsu do Prazemě z materiálu rozhozeného nárazem po okolí). Slabinou této teorie je velmi nízká pravděpodobnost takové srážky, která vyžaduje značně přesné hodnoty vzájemné rychlosti i rychlosti rotace obou těles. Autoři proto přišli se simulacemi většího počtu srážek Prazemě s menšími tělesy. Každá taková srážka vyvrhne do okolí promíchaný materiál impaktoru a Prazemě, z něhož se po několika staletích zformuje malý měsíček. Měsíčky se následně srážejí mezi sebou a po určité době vytvoří Praměsíc, který zbývající měsíčky zachytí nebo naopak vymete ze soustavy ven. Autoři upozorňují, že větší počet menších impaktů je pravděpodobnější a také nevyžaduje přesné hodnoty rychlostí kvůli zachování momentu hybnosti. Naproti tomu mlčky předpokládá, že všechny impaktory byly tvořeny stejnou látkou.
R. Dvorak aj. provedli velké množství simulací možných kolizí předpokládaného tělesa Theia s Prazemí v soustavě sedmi těles: Slunce, Venuše, Země, Marsu, Jupiteru, Saturnu a samotné Theiy (vliv ostatních planet Sluneční soustavy se v prvotních výpočtech ukázal jako zanedbatelný). Autoři umístili Theiu do různých míst mezi dráhy Země a Venuše, resp. Země a Marsu, a nechali výpočet běžet. Velmi rychle se ukázalo, že největší pravděpodobnost srážky nastává pro hodnoty velké poloosy dráhy a = (1,16 ÷ 1,20) au, zatímco pro umístění Theiy uvnitř dráhy Země dochází ke kolizi příliš brzy po vzniku těles, ne až po 50÷100 Mr, kdy se podle hypotézy Theia s Prazemí srazila.
H. Melosh aj. modelovali vznik pánve Jižní pól–Aitken (South Pole-Aitken, SPA) se zaměřením na rozptyl materiálu z měsíčního pláště. V souladu s dříve předpokládanými odhady autoři zjistili, že impakt vymrštil horniny z hloubek až 100 km pod povrchem, v nichž by se mělo nacházet značné množství minerálu olivínu. Jenomže spektrální analýzy povrchu kolem SPA ukazují, že tento materiál je na olivín velice chudý, naopak v něm převládá pyroxen s nízkým obsahem vápníku. To se velmi podobá plášti planetky (4) Vesta, a proto autoři navrhují, že patrně nastal čas revidova předpoklad, že svrchní pláště planet a planetek jsou bohaté na olivín.
S. Li a R. Milliken sestavili mapu zastoupení vody na měsíčním povrchu. Využili k tomu infračervená (IR) data z přístroje Moon Mineralogy Mapper (M3) na palubě družice Chandrayaan-1, která zobrazují odrazivost molekul vody a OH v pásmu vlnových délek kolem 3 µm. Ukázalo se, že zastoupení OH roste se stoupající zeměpisnou šířkou a také s vyšším stupněm zvětrání povrchu, což je v souladu s představou, že voda v měsíčním regolitu vzniká působením slunečního větru. Na některých místech dosahují hodnoty zastoupení vody 500–750 ppm (parts per milion, miliontina), v průběhu měsíčního dne se mění až o 200 ppm a na celém povrchu Měsíce se do hloubky 1 m nachází asi 1,2×1011 kg vody.
J.-P. Williams aj. zpracovali přibližně 250 miliard měření odrazivosti měsíčního povrchu z přístroje Diviner Lunar Radiometer Experiment na palubě LRO do souvislé datové sady. Globální mapa povrchu Měsíce z měření za prvních 5,5 roku práce přístroje ukazuje velké rozdíly mezi jednotlivými místy – denní nejvyšší teplota závisí na místním albedu a na rovníku dosahuje hodnot 387÷397 K, před východem Slunce pak klesá až k přibližně 95 K. Složení povrchových hornin výrazně ovlivňuje akumulaci tepla, skalnaté oblasti udrží po západu slunce lokální teplotu až o 50 K vyšší, než je globální průměr pro danou zeměpisnou šířku. Stejně tak nejnižší noční teplota závisí na složení místního regolitu – albedo ovlivňuje maximum denní teploty (tmavší regolit se ohřívá více), zatímco tepelná vodivost ovlivňuje minimum noční teploty (dobře tepelně vodivé horniny vychladnou dříve, resp. více).
F. Thiessenová aj. analyzovali čtyři vzorky z místa přistání Apolla 17 pomocí hmotností spektrometrie. Na základě poměrů izotopů uranu a olova určili stáří jednotlivých zlomků hornin, které se jen částečně překrývá v rozmezí zhruba 3 920÷3 930 Mr před současností. Autoři předkládají dvě možná vysvětlení: buď byla různá zrna zformována v důsledku různých impaktů (autoři nabízejí jako pravděpodobné možnosti vznik moří Nectaris, Crisium, Serenitatis a Imbrium), nebo impakt „přepsal“ izotopový záznam v přeměněné hornině na některých místech jen nedokonale, takže některá zrna se tváří starší, než ve skutečnosti jsou.
I. P. Karačevcevová aj. pořídili ze snímků kamery NAC (Narrow Angle Camera) na palubě družice Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) digitální model terénu pro okolí místa přistání sondy Luna 21. Podařilo se jim vytvořit topografickou mapu oblasti a zpřesnili délku dráhy, kterou urazil Lunochod 2 po povrchu Měsíce na 39,16 km (tedy o víc než 2 km více, než kolik udávaly odhady v době mise) – tento rekord padl až r. 2014 po více než 40 letech, kdy ho pokořilo vozítko Opportunity na Marsu.
Sonda ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), která 20. října 2016 úspěšně zaparkovala na oběžné dráze kolem Marsu, zahájila testovací provoz v listopadu téhož roku. První snímky s vysokým rozlišením z přístroje CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System) byly zveřejněny těsně po Novém roce 2017 a snímky s maximálním rozlišením a využitím všech vlastností přístroje přišly v dubnu. CaSSIS je schopná z kruhové polární dráhy dosáhnout základního rozlišení 2,8 m/px. Přístroj je jedním ze čtyř na palubě TGO, která je výsledkem spolupráce Evropské kosmické agentury (ESA) a ruského Roskosmosu.
Zároveň byly zveřejněny příčiny selhání přistávacího modulu Schiaparelli, který měl 19. října 2016 měkce dosednout na povrch Marsu, ale po odpojení brzdicího padáku a odhození tepelného štítu se navždy odmlčel a několik dní nebylo jasné, co se s ním stalo. Problém začal asi tři minuty po vstupu do atmosféry planety tím, že Schiaparelli začal rotovat kolem svislé osy, což zamotalo šňůry brzdicího padáku, který se nejspíš částečně vyfoukl. Akcelerometr přistávacího modulu zřejmě situaci chybně vyhodnotil tak, že Schiaparelli už se nachází v nejhustší spodní vrstvě atmosféry a odhodil tepelný štít i padák a zažehl brzdicí trysky, navíc z neznámého důvodu pouze na necelé tři sekundy namísto plánovaných třiceti. Vše skončilo 25 s trvajícím volným pádem z výšky 3,7 km a zničujícím nárazem do povrchu, v němž vznikl nový kráter, který o 12 dní později – stejně jako místo dopadu brzdícího padáku a tepelného štítu – objevila družice Mars Reconnaissance Orbiter.
Pět let práce na povrchu Marsu završilo vozítko Curiosity (vlastním jménem Mars Science Laboratory), které po dně kráteru Gale urazilo téměř 15 km. Gale byl zvolen záměrně jako jedna z nejhlubších prohlubní na Marsu za účelem studia dávného podnebí planety, které by se mělo projevit na geologickém složení dna a úbočí středového vrcholku kráteru. Vybaven vrtnou soupravou a spektroskopickými přístroji, vykonal Curiosity na své cestě 15 průzkumných vrtů, dva z nich v nejnižším bodě své cesty, kde identifikoval jílové usazeniny, které kdysi vznikly v klidné vodě s hloubkou nejméně 0,1÷1 m. Zaznamenal skokový nárůst a následný pokles zastoupení methanu v atmosféře, jehož vysvětlení chybí – chvíli se spekulovalo o důkazu přítomnosti života, ale spíše je možné jej přičíst sezónnímu působení ultrafialového (UV) záření na podpovrchové geochemické zdroje methanu. Od konce r. 2014 Curiosity stoupá na centrální pahorek a pokud vše půjde dobře, čeká ho cesta do oblasti mocný usazenin jílů. Vozítko má problémy s koly a také další pohyblivé části přístrojů jeví znaky opotřebování, nicméně zatím se vše daří (mj. díky výraznému vylepšování řídicího softwaru) řešit.
J. Hurowitz aj. zveřejnili výsledky měření redukčně-oxidačních charakteristik sedimentů ve vrtech z oblastí Yellowknife Bay a Murray. Vyplývá z nich, že jezero v kráteru Gale bylo natolik hluboké, aby se různě veliká zrna usazovala v různých vzdálenostech od ústí řeky, splavující do jezera erodované horniny; hrubší zrna klesla ke dnu blízko u pobřeží, zatímco jemnější zrníčka voda donesla až do hlubší vody. Jezero bylo také dostatečně hluboké na to, aby v něm již jednou usazené horniny podléhaly různým chemickým procesům – v mělčí vodě docházelo k oxidaci hornin v důsledku rozpouštění atmosférického kyslíku, zatímco ve větších hloubkách se více projevovalo bezkyslíkaté prostředí rozpuštěných solí. Jde o další dílčí důkaz, že v době před 3,8÷3,1 Gr bylo na povrchu Marsu prostředí vhodné pro život.
Evropská kosmická agentura (ESA) zveřejnila data ze sondy Mars Express, která ukazují proměny severní polární čepičky Marsu mezi roky 2004–2010. Vrstva suchého a vodního ledu je ohryzávána větrnou erozí do podoby větrníku se spirálovitě zatočenými roklemi. Střídání sněhových srážek s písečnými bouřemi vytváří na Zemi neexistující sedimenty, jejichž mocnost dosahuje až 2 km.
A. Spiga aj. modelovali pomocí numerických simulací výskyt vodních srážek v řídké atmosféře Marsu, z nichž vyplynulo, že sněhové bouře jsou v ní překvapivě prudké. Na rozdíl od dřívější představy, že vodní sníh se na Marsu ukládá jen postupným usedáním jednotlivých vloček na povrch, autoři přicházejí se značně odlišným obrázkem: na noční straně planety vznikají vlivem radiačního ochlazování oblak vodní páry silné konvektivní proudy, které pod oblaka strhávají velké množství vody, což končí hustým a intenzivním sněžením. Tento efekt se podle autorů uplatňoval i v době, kdy vody bylo v atmosféře podstatně více než dnes, což vedlo k silným proměnám v rámci vodního cyklu celé planety.
K. Cannon aj. navrhli alternativní možný původ jílových minerálů, které v horninách Marsu odhalil jak dálkový průzkum z oběžné dráhy, tak průzkumné vrty sond na povrchu planety. Autoři navrhli, že minerály mohly vzniknout nikoli působením tekuté vody, jak předpokládá převažující hypotéza, nýbrž interakcí mezi magmatickým oceánem a přehřátou hustou atmosférou těsně po zformování planety. Země i Mars prošly ve věku pouhých několika málo desítek let obdobím zcela roztaveného pláště, z něhož unikaly všechny těkavé látky a vytvořily hustou atmosféru v nadkritickém stavu. Autoři právě působení této atmosféry na celý povrch pokrývající oceán magmatu přičítají vznik jílových minerálů. Následné chladnutí planety a vytvoření tenké kůry, na niž v období 100÷700 Mr dopadaly planetky v průběhu Velkého bombardování, způsobilo promíchání těchto prvotních minerálů s horninami kůry. Autoři ukazují, že nastíněný vznik jílových minerálů dobře vysvětluje současné rozložení nalezených jílů na povrchu v okolí velkých impaktních kráterů. L. Shaeferová však následně upozornila, že chemické vlastnosti prvotních jílových minerálů zcela neodpovídají analýzám, získaným v poslední době vozítky přímo na Marsu, a také předpoklady K. Cannona aj., týkající se vlastností vznikající kůry chladnoucí planety, nelze automaticky považovat za správné.
J. Wade aj. publikovali výpočty poměrných objemů prvotní vody, která mohla být absorbována do planetárního pláště, v porovnání Země a Marsu. Autoři ukázali, že zatímco pro zemské bazalty je poměrně obtížné vstřebat vodu, marsovské lávy bohaté na FeO jsou schopné vázat vodu podstatně lépe – výsledkem je, že plášť Marsu obsahuje minerály vážící vodu v 9 % objemu, zatímco na Zemi jsou to jen 4 %. Voda z povrchu Marsu tedy nezmizela jen únikem z atmosféry či rozkladem UV zářením, ale mnoho se jí i „vsáklo“ do země. Na Zemi se navíc desková tektonika aktivně podílí na vypuzování vody z pláště směrem vzhůru, na Marsu však tento mechanismus chybí.
R. Chapman aj. numericky simulovali vznik větrných vírů (tančících dervišů) v průběhu různých částí solu (marsovského dne) na základě globálního atmosférického modelu Mars Global Circulation Model. Překvapivě se ukázalo, že nejvíce těchto vírů vzniká ráno, na rozdíl od Země, kde je jejich aktivita nejvyšší odpoledne. Autoři zjistili, že větší vliv na tvorbu vírů má vyšší rychlost větru, než dříve předpokládané množství tepla těsně nad povrchem Marsu. Výstupy simulací zcela nesouhlasí s reálnými pozorováními větrných vírů z oběžné dráhy planety, což může být způsobeno faktem, že družice povrch snímkují výrazně více v odpoledních hodinách – další pozorování jsou nezbytná.
B. Jakosky aj. odhadli množství části atmosféry, která unikla do volného prostoru, na základě měření zastoupení izotopů 38Ar a 36Ar družice MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN). Lehčí izotopy unikají z atmosféry snadněji než těžší, takže na základě současného poměru v různých výškách je možné odhadnout, že nejméně 66 % atmosférického argonu uniklo v průběhu věků mimo atmosféru. Jde o další nezávislé potvrzení, že atmosféra Marsu byla původně mnohem hustší a teplejší.
D. Minton a A. Hesselbrock vyvinuli model vzniku Phobosu, většího z obou Marsových měsíců, založený na počáteční srážce planety s tělesem o průměru 2 000 km před 4,3 Gr. (Taková srážka mohla vytvořit pánev Borealis Basin, která pokrývá zhruba 40 % plochy celé planety.) Srážka rozhodila do blízkého prostoru kolem značnou spoustu materiálu, který v následujících milionech roků zformoval kolem planety prstenec. Jeho vnitřní části slapové síly a tření zbrzdí tak, že postupně dopadne na povrch planety, zatímco úlomky ve vnějších částech se začnou shlukovat a vytvoří několik menších měsíčků, které se postupně spojí do jednoho většího tělesa. Těleso se postupně přibližuje Rocheově hranici, na níž ho slapové síly opět roztrhají na kusy a znovu vznikne disk. Tento proces se může několikrát opakovat, přičemž vznikají stále menší a menší výsledné měsíce, neboť z každého prstence značná část materiálu skončí na povrchu planety. Současný Phobos se skutečně přibližuje k Marsu a asi za 70 Mr dostane na Rocheovu mez. Autoři upozorňují, že popsaný způsob nedovede vysvětlit vznik Deimosu na jeho současné dráze.
R. Hyodo aj. modelovali vznik materiálu ve zmíněném prstenci (disku). Předpokládaná srážka částečně nebo úplně roztaví většinu látky dopadajícího tělesa, z něhož se zhruba 5 % přímo odpaří. Zbytek se promíchá s materiálem původního Marsu za vzniku těles s typickým průměrem kolem 1 m. Tato tělesa se v disku dále srážejí a drolí – takovým třením vznikají postupně menší a menší částice s průměrem až pouze 100 µm. Z odpařené horniny naopak část látky zkondenzuje do zrníček s průměrem kolem 0,1 µm. Autoři proto předpokládají, že oba marsovské měsíce by měly být složeny z těchto dvou typů stavebních bloků. Zajímavé je také zastoupení látky, z níž by měly být složeny: nejméně 35 % materiálu pochází z Marsu a z něj ještě nejméně polovina z hloubek 50÷150 km pod povrchem, tedy až z planetárního pláště. Výpočty by měla potvrdit nebo vyvrátit chystaná mise MMX (Martian Moons eXploration), kterou připravuje japonská kosmická agentura JAXA.
Začátkem r. 2017 byly postupně zveřejněny výsledky z prvních blízkých průletů družice Juno kolem Jupiteru na konci srpna 2016. Blízkých průletů by mělo být 36, při každém z nich družice musí projít radiačními pásy, které ji dle očekávání budou postupně více a více poškozovat, nicméně první průlet proběhl bez problémů. Družice proletěla nad oběma póly, na obou objevila mohutné bouře uspořádané v pásech kolem dokola a na jižním díky italskému přístroji JIRAM (Jovian InfraRed Auroral Mapper) také obří polární záři; ani na jednom pólu se nevyskytuje šestiúhelníková Rossbyho vlna, kterou známe ze Saturnu. Spektrální analýza atmosféry odhalila mohutné proudy čpavku, vyvěrajícího z jejích hlubokých vrstev. Nejvíce překvapivě se jeví magnetické pole Jupiteru – je mnohem silnější a má daleko komplikovanější strukturu, než se předpokládalo, což naznačuje, že jádro planety je pravděpodobně veliké a jeho vnější vrstvu tvoří polotekutý kovový plášť, složený především z vodíku. V říjnu 2016 mělo dojít k navedení na kratší oběžnou dráhu, ale těsně před brzdným manévrem došlo k problémům s tryskovými motory a družice se dokonce pro jistotu uvedla do hibernace. Z ní byla následně probuzena a diagnostika ukázala, že je v pořádku, nicméně plánovaná vědecká měření neproběhla. Inženýři pro jistotu zatím ponechali Juno na původní kratší oběžné dráze. Při dalších dvou průletech se ukázalo, že problémy s ventily jednoho z korekčních motorů bohužel trvají.
W. Sparks aj. zveřejnili druhé pozorování stejného výtrysku na okraji kotoučku Jupiterova měsíce Europa, opět pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST). První podezření se objevilo r. 2014, následně potvrzené r. 2016 – na stejném místě na povrchu měsíce, kde sonda Galileo pomocí přístroje Photopolarimeter-Radiometer zjistila již r. 1999 teplotní anomálii. Výtrysk je pozorovatelný pouze na hranici možností HST. Autoři uvádějí, že zatím není možné rozhodnout, zda je teplotní anomálie projevem lokálního zeslabení ledové krusty a výtrysky jsou důsledkem zeslabení, nebo jsou naopak výtrysky – pravděpodobně způsobené únikem vody podél prasklin v ledové krustě – příčinou ohřevu okolí výtrysku. Pokud by platila první možnost, autoři odhadují, že v oblasti výtrysků má led tloušťku jen 1,8÷2 km.
S. Sheppard oznámil objev dvou nových Jupiterových měsíců – celkem tedy známe 69 satelitů největší planety Sluneční soustavy. Oba měsíčky mají velikost maximálně 1÷2 km, oba obíhají na protáhlých retrográdních drahách a Jupiter oběhnou za 1,65, resp. 2,01 r. Podle všech parametrů dráhy jde o tělesa, která vznikla ve vnějších částech Sluneční soustavy a u Jupiteru byly pouze gravitačně zachyceny.
K. de Kleerová a I. de Paterová pozorovaly v průběhu 70 nocí v letech 2013–2016 nejaktivnější vulkanickou oblast Loki Patera na povrchu Jupiterova měsíce Io pomocí Keckova dalekohledu a dalekohledu Gemini-North. Během zmíněného období došlo ke třem zjasněním v oblasti a autorky pomocí modelu rozlévajícího se lávového jezera odhadly rychlost šíření čela lávového proudu na 1,2÷1,7 km/d, z něhož vyplývá tempo renovace povrchu na 1 500÷2 200 m2/s. Jednotlivá zjasnění nastala po 440–540 dnech, což zhruba odpovídá periodě odhadnuté dříve na základě pozorování před r. 2001. Porovnání čerstvých dat se staršími (stejné autorky s dalšími dvěma spoluautory) ukázalo, že šíření lávové vlny je obráceno proti dřívějšímu směru a průběh zjasnění v různých frekvencích je rozdílný, což naznačuje, že vlna možná není jen jedna. Konečně ve třetí práci s dalšími 12 spoluautory autorky zveřejnily model dvou lávových vln, které obíhají lávovým jezerem proti sobě kolem centrálního „ostrova“; vlny nemají stejnou rychlost a patrně vznikly v různých časech, což zřejmě souvisí s rozdílným složením vyvřelého magmatu.
T. Kruijer aj. se pokusili z vlastností meteorického materiálu odhadnout dobu zformování jádra Prajupiteru. To se muselo vytvořit ještě před rozfoukáním mlhoviny, nejpozději asi 10 Mr po vzniku Sluneční soustavy. Autoři na základě izotopového složení atomů wolframu, molybdenu a platiny v různých kovových meteoritech rozlišili dvě skupiny, které pravděpodobně pocházejí z navzájem oddělených částí protoplanetárního disku. Tyto oblasti existovaly souběžně a zároveň byly prostorově odděleny v období zhruba 1÷3(4) Mr po vzniku Sluneční soustavy – pravděpodobným vysvětlením je, že skupiny od sebe oddělilo právě jádro Prajupiteru. To muselo nabrat hmotnost přibližně 20 MZ během doby ≤ 1 Mr a během zmíněných 2–3 Mr na sebe nabalilo další materiál, takže na konci mělo hmotnost nejméně 50 MZ. Jupiter je tedy zřejmě nejstarší planetou Sluneční soustavy.
Rok 2017 znamenal po téměř 20 letech existence završení ohromující práce sondy Cassini – a šlo o skutečné Grand Finale. Sonda 21. dubna naposledy proletěla kolem měsíce Titanu a 26. dubna poprvé proletěla mezerou mezi prstenci a atmosférou Saturnu. Těchto průletů nakonec bylo celkem 22 a v následujících letech se můžeme těšit na řadu článků, které z naměřených dat vzejdou – prvním velkým překvapením bylo, že prostor mezi nejvnitřnějším prstencem a planetou je téměř prázdný. Sonda měla při průletech používat svou velkou anténu jako štít, ale ukázalo se to jako zbytečné – zjevně existuje nějaký čisticí mechanismus, který prachová zrna pod drahou prstenců vymetá buď do atmosféry Saturnu nebo naopak zpět do prstenců. Při jednom z posledních průletů spektroskopie vrchních vrstev atmosféry planety ukázaly, že nejspíš platí první možnost. Cassini také při blízkých průletech pomocí odchylek dráhy změřil hmotnost prstenců, které jsou velmi lehké, což naznačuje, že jejich stáří je nanejvýš několik stovek milionů let, neboť déle by gravitační poruchy Saturnových měsíců nepřežily. Další překvapivá informace se týká magnetického pole Saturnu, jehož osa se s překvapivou přesností shoduje s rotační osou planety – odchylka činí ≤ 0,06°; dále vůbec není jasné, jak rotuje jádro planety ve srovnání se zbytkem (celá planeta patrně rotuje diferenciálně).
15. září 2017 sonda shořela po vstupu do atmosféry Saturnu rychlostí 113 000 km/h a zakončila více než trojnásobně překročenou původně plánovanou misi. Úplný soupis objevů je rozsahem zcela mimo možnosti tohoto přehledu, z nejdůležitějších je nutno jmenovat: objev vodních gejzírů na měsíci Enceladu, detekce jezer tekutých uhlovodíků na Titanu, potvrzení podpovrchových oceánů na měsících, dokumentace povrchu mnoha měsíců, vysvětlení dvojí tváře měsíce Iapetus, pozorování dynamických efektů v prstencích, turbulentní struktury v atmosféře Saturnu, včetně šestiúhelníkové vlny v okolí severního pólu planety (kolem jižního pólu se kupodivu hexagon nevyskytuje) a přímá pozorování polárních září na obou pólech. K tomu je třeba přičíst dlouhodobou spektroskopii, měření magnetického pole, odchylky gravitačního pole a další spoustu dat, jejichž zpracování zabere následujících nejméně 10 let.
J. Hunter Waite aj. publikovali výsledky spektroskopie průletu sondy Cassini jedním z výtrysků Enceladu. Zásadním objevem byla přítomnost molekulárního vodíku, který vzniká chemickými reakcemi vody s kamenným podložím v okolí termálních zdrojů. Přítomnost CO2 ve výtryscích dále naznačuje, že podpovrchový oceán Enceladu skýtá podmínky vhodné pro život. M. Voyteková však upozornila, že dřívější detekce methanu (také sondou Cassini) naopak ukazuje, že případný život v oceánu není příliš aktivní, neboť methan je jeden z pravděpodobných výsledků anorganických chemických procesů H2 a CO2.
A. Ingersoll a S. Ewald analyzovali pořízená data jasností výtrysků Enceladu z přístrojů Imaging Science Subsystem sondyCassini v průběhu let 2005–2015. Zjistili, že gejzíry jsou nejjasnější (jasnost je kalibrovaná na stejnou vzdálenost od Slunce) téměř přesně v apocentru dráhy měsíce, druhé maximum nastává po průchodu pericentrem dráhy; jasnost gejzíru klesá s výškou nad povrchem měsíce a je-li vyvrhovaná látka stále táž, jasnost je přímo úměrná hustotě částic ve výtrysku. Autoři upozorňují, že během sledovaného období celková kalibrovaná jasnost gejzírů poklesla téměř na polovinu – to může být způsobeno buď sekulární změnou excentricity dráhy, postupným ucpáváním ústí výtrysku ledovými zmrazky anebo prostou sezónní změnou, tedy koncem léta na jižním pólu.
B. A. Black aj. analyzovali výsledky erozní činnosti řek na Titanu, Marsu a Zemi. Přestože na Zemi známe erozní mechanismy poměrně dobře, na (raném) Marsu hůře a na Titanu prakticky vůbec, je možné ze srovnání vzniklých koryt řek vyvodit souvislosti. Autoři použili numerické modely vývoje povrchu s parametrickou velikosti krajinotvorných prvků a ukázalo se, že vznik překážek v malé a střední škále způsobuje vysokou diverzitu výsledných toků, zatímco překážky v celoplanetárním měřítku vytvoří krajinu velmi podobnou současnému Titanu a zčásti podobnou dávnému Marsu. Jediná Země má ze všech tří těles deskovou tektoniku, která je zodpovědná za tvorbu kontinentálních pohoří, což jsou přesně ony malé a střední překážky. V případě Titanu se navíc zdá, že erozní činnost přemazává vlastní dřívější působení, tedy že eroze opracovává celý povrch stále více „do hladka“, a to navzdory náznakům nedávné nebo dokonce současné geologické aktivity.
N. Molter a I. de Paterová objevili pomocí Keckova dalekohledu velkou (průměr 30°, téměř 9 000 km) bouřkovou strukturu na Neptunu neobvykle blízko rovníku. Oblaka byla natolik jasná, že je zpozorovali i amatérští astronomové. Přestože v atmosféře planety vanou větry rychlostí až 450 m/s, struktura se ani po několika týdnech nerozpadla. Autoři proto spekulují, že možná nejde o typickou cyklonu, ale o obří konvektivní mrak, jaký byl spatřen v r. 2010 na Saturnu – vlhký vzduch z nízkých vrstev atmosféry ve velké výšce zkondenzuje a zmrzlé krystalky (v tomto případě methanu) pak velmi dobře odrážejí světlo.
P. Irwin aj. porovnali čerstvá pozorování Uranu pomocí kamery Wide Field Camera 3 na palubě HST, přístroje SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) na Very Large Telescope a historická data z přístroje SpeX z InfraRed Telescope Facility na Mauna Kea. Autoři uvádějí, že všechna data lze dobře vysvětlit modelem mraků složených ze tří složek: fyzicky tenké a opticky tlusté vrstvy oblačnosti z částic o velikosti kolem 0,1 µm ve výšce odpovídající tlaku 2 bar, nad níž se nachází mraky z krystalků metanu o velikosti přibližně 0,5 µm a ještě nad ní velká vrstva mlžného oparu.
A. Farkas-Takács aj využili družic Kepler v průběhu mise k pozorování Uranových nepravidelných měsíců Sycorax, Caliban, Prospero, Ferdinand a Setebos. Pro některé měsíce jsou k dispozici také historická data ze sondy Herschel a Spitzerova kosmického dalekohledu, takže bylo možné odhadnout jejich velikost a albedo. Autoři porovnali světelné křivky měsíců s ostatními nepravidelnými měsíci a také s malými tělesy Sluneční soustavy – výsledkem je, že Uranovy měsíce jsou nejpodobnější Kentaurům a transneptunickým tělesům. Autoři dovozují, že rodina Uranových měsíců prošla bouřlivějšími kolizemi než srovnatelné měsíce Jupiteru a Saturnu.
Výrazná pánev Sputnik Planitia, kterou při průletu kolem Pluta perfektně zdokumentovala sonda New Horizons, se nachází téměř přesně naproti Charonu, Plutovu měsíci. Pravděpodobnost, že jde o náhodu, je jen 5 %. J. Kean aj. přišli s hypotézou, že Sputnik Planitia vznikla výrazně severněji a do současné pozice dodriftovala. Numerická simulace postupně zamrzajícího podpovrchového oceánu, kterou autoři provedli, ukazuje vlastnosti povrchu velice podobné těm skutečným.
Sputnik Planitia je ovšem výrazná deprese, zatímco rotující tělesa mají tendenci zaujmout takovou polohu, aby rovník procházel oblastmi s největší hustotou pláště. F. Nimmo aj. zkoumali, jak by mohla pánev mít větší hmotnost než ostatní části pláště, a přišli se zajímavým nápadem. Impakt, který pánev pravděpodobně vytvořil, vyhloubil do ledového pláště Pluta kráter o hloubce asi 7 km. Tím plášť v daném místě zeslabil a podpovrchový oceán v místě zeslabení tlakem zespoda vyboulil výduť. Tekutá voda má ovšem vyšší hustotu než led, takže přestože je pánev svrchu nižší než okolní terén, pod ledovou krustou se nachází oblast s větší hmotností. Podobnou situaci známe z Měsíce, na němž se také pod některými moři vyskytují mascony (z anglického mass concentration). Na dně pánve navíc namrzají těkavé prvky (především molekulární dusík), což hmotnost oblasti v dlouhém časovém měřítku opět zvyšuje.
J. E. Moores aj. simulovali vznik ledových útvarů, zvaných kajícníci, v oblasti Tartarus Dorsa na Plutu. Kajícníci jsou přírodní ledové skulptury, které vznikají větrnou erozí z ledové vrstvy uvnitř proláklin a následnou kondenzací vzdušné vlhkosti a vypadají jako řady modlících se mnichů s kápěmi na hlavách. Ačkoliv byly navrženy jako vysvětlení anomálií radarových odrazů na Europě, zatím je spolehlivě známe jen ze Země, kde se jejich velikost pohybuje od centimetrů po metry. Snímky Tartarus Dorsa z New Horizons tyto struktury ve větším měřítku velmi připomínají – proto autoři modelovali jejich možný vznik a ukázalo se, že při erozní rychlosti 1 cm/oběh je možné vysvětlit vznik pravidelného rýhování povrchu se stářím desítek Mr, což je v souladu s odhadem stáří povrchu na základě četnosti kráterů.
Y. Sekine aj. publikovali výpočty, vysvětlující možný vznik Charonu i načervenalých povrchů v okolí Plutova rovníku. Červené složky povrchu pravděpodobně tvoří organický materiál a autoři přišli s představou, že mohou pocházet z nitra planety. Pokud se s Praplutem srazila planetka o zhruba třetinovém průměru a vnitřní teplotě 150÷200 K, srážka vymrštila dostatek materiálu na oběžnou dráhu, kde se z něj zformoval Charon, i na povrch Pluta – zároveň se materiál zahřál dost na to, aby jednoduché organické molekuly jako např. formaldehyd prošly polymerací a vytvořily načervenalý odstín v okolí rovníku.
W. McKinnon aj. analyzovali fyzické vlastnosti Pluta, Charonu a měsíčků Styx, Nix, Kerberos a Hydra. Zatímco Pluto a Charon mají velmi podobné celkové hustoty, měsíčky jsou z velké části tvořeny ledem. Pluto je nejméně ze 2/3 tvořen horninami bez příměsi ledu, u Charonu jde o 3/5 – Pluto a Charon jsou si dokonce navzájem podobnější než kterákoli jiná dvě velká tělesa Kuiperova-Edgeworthova pásu. Autoři upozorňují, že zatímco tělesa, z nichž srážkou vznikla dvojice Pluto–Charon, se mohla vytvořit postupnou akrecí drobných těles, měsíčky pravděpodobně vznikly z úlomků rozbitého tělesa, které již prošlo alespoň částečnou diferenciací.
Objekt 2014 MU69 (původně pouze s číslem 486958), který byl vybrán jako další cíl sondy New Horizons po průletu kolem Pluta, se stal cílem několika pozorovacích kampaní. V červnu a červenci 2017 se týmy pozorovatelů v Jižní Africe i Jižní Americe pokusily se střídavými úspěchy pozorovat zákryty hvězd tímto tělesem – M. Buie aj. zveřejnili data z úspěšnými detekcemi, z nichž vyplývá, že těleso je v delším rozměru 20÷30 km velké a jistě v jednom směru protáhlé, anebo dokonce dvojité. Menší velikost, než se původně předpokládalo, znamená vyšší odrazivost povrchu. New Horizons kolem 2014 MU69 proletí 1. ledna 2019 rychlostí 13,7 km/s.
D. Gerdes aj. publikovali pozorování objektu 2014 UZ224, přezdívaného DeeDee, který se nachází ve vzdálenosti 92 au (po trpasličí planetě Eris jde o druhé nejvzdálenější těleso se známou dráhou). Velká poloosa dráhy je 109 au, excentricita 0,65 a sklon 26,8°, oběžná doba 1 140 r; přísluní ve vzdálenosti 38 au těleso dosáhne r. 2142. Dráha se zdá dlouhodobě stabilní, jen ve slabé rezonanci s Neptunem. Průměr autoři odhadují na 635 km, ovšem s velikou chybou, neboť není známo nic o jeho povrchu; v každém případě by mělo být zhruba kulového tvaru.
C. Kiss aj. oznámili objev měsíce u trpasličí planety 2007 OR10. Trpasličí planeta má průměr 1 535 km a nezvykle pomalou rotaci, která byla již dříve přičítána možnému (nedetekovanému) měsíci. Autoři prozkoumali archivní data z HST a na dvou snímcích skutečně těleso o 4,2 mag slabší objevili. Odhad oběžné doby kolísá v rozmezí 35÷100 d, průměr nejméně 237 km a hmotnost 1,5÷5,8×1021 kg. Všechny známé trpasličí planety s průměrem ≥ 1000 km tedy mají měsíc.
G. M. Szabó aj. zveřejnili katalog 56 trojánů, jejichž kompletní světelné křivky pořídila sonda Kepler v rámci mise K2. Autoři odvodili přesné rotační periody a amplitudy světelných křivek. V porovnání s pozemskými daty panuje celkový souhlas, autoři upozorňují, že pozemská data jsou pro rotační periody nad 20 h nespolehlivá a vykazují podezřelou zvýšenou četnost kolem hodnoty 60 h. Četnost dvojplanetek je dle autorů (20 ± 5) %. E. Ryan aj., na základě stejných dat dospěli k podobným výsledkům, navíc zdůrazňují, že přibližně 10 % objektů má rotační periody ≥ 100 h, což je mnohonásobně více, než se dosud předpokládá.
J. Wood aj. modelovali vývoj dráhy Kentaura (10199) Chariklo, jediného známého malého tělesa s vlastním prstencem. Autoři nechali dráhu Kentaura probíhat nazpět v čase, zaznamenávali blízká setkání s planetami a počítali pravděpodobnost, že prstence tato setkání přežijí. Kupodivu se ukázalo, že dráha Chariklo je sice chaotická, ale dlouhodobě stabilní. Kentaur byl pravděpodobně zachycen v průběhu posledních 20 Mr a prstence téměř jistě nevznikly slapovým roztrháním v důsledku těsného přiblížení k některé planetě.
C. Shankman aj. propočítali dráhy vzdálených transneptunických těles, tedy těch, jež mají velkou poloosu dráhy alespoň 250 au (včetně čtyř nově objevených) a jež údajně vykazují poruchy drah, způsobené údajnou vzdálenou 9. planetou. Autoři zjistili, že dráhy sice vykazují jisté kvazipravidelné poruchy, ale k jejich vysvětlení nestačí jediné těleso, ale naopak mohutný disk s hmotností několika desítek MZ. S. Lawler aj. modelovali vývoj Edgeworthova-Kuiperova pásu pro případ, že 9. planeta existuje a zjistili, že její přítomnost má vliv na vývoj drah s velkou poloosou mezi 50 a 500 au, ale celkově je od Sluneční soustavy, jíž dominuje čtveřice velkých planet, prakticky nerozlišitelná. A. Meisner aj. pátrali po 9. planetě v archivu IR pozorování družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), avšak bezúspěšně. Ani integrace jednotlivých expozic, která by měla pro data pořízená v letech 2010–2015 odhalit planetu do vzdálenosti 800 au, v 90 % zatím zpracovaného objemu dat z první části mise neodhalila nic. K rozhodnutí, zda 9. planeta 9 existuje či nikoli, jsou zapotřebí další pozorování – teoretici (mj. včetně autorů původní hypotézy) zatím propočítávají další omezující podmínky, které by mohly pomoci těleso nalézt.
Vedení NASA uvažovalo po přeletu sondy Dawn od planetky Vesta k Cereře, že po orbitálním průzkumu trpasličí planety proletí sonda na závěr mise kolem planetky (145) Adeona (ø 150 km). Nakonec však zvítězil názor, že větší cenu má důkladný průzkum Cerery během jejího průletu přísluním, což se vskutku projevilo velmi důležitými novými výsledky uvedenými v samostatné kapitolce níže. NASA oznámila koncem října 2017, že po mimořádně úspěšné desetileté činnosti sondy Dawn bude ke konci r. 2018 docházet xenon k manévrování a přenosu dat, takže před skončením mise bude sonda navedena na těsnou stabilní kruhovou dráhu kolem Cerery, na níž zůstane po vypnutí řádově tisíc let.
M. Sori aj. zkoumali nejnápadnější útvar na povrchu Cerery pojmenovaný Ahuna Mons. Autoři ukázali, že jde o nejvýznačnější projev kryovulkanismu v celém hlavním pásu planetek. Hora dosahuje v současné době převýšení 4 km nad referenčním elipsoidem Cerery. Nachází se na vyvýšenině o průměru 30 km; má na šířku 21 km a příčně 13 km. Autoři odhadli její stáří v rozmezí 70÷210 Mr. Podle simulací se ve skutečnosti roztéká rychlostí 10÷500 m/Mr. Krátká geologická životnost vysvětluje, proč je hora na povrchu Cerery jedinečná. Ze simulací také vyplynulo, že přes 40 % její hmotnosti tvoří vodní led.
A. Nathues aj. studovali podrobné snímky a optická i infračervená spektra největšího (ø 92 km) kráteru Occator na trpasličí planetě Ceres, pořizované od počátku r. 2015 obíhající sondou Dawn. Určili tak překvapivě nízké stáří kráteru 34 Mr, ale ještě daleko novější původ jasně bílých skvrn na dně kráteru (4 Mr). Uprostřed kráteru se nachází díra široká 11 km a v jejím centru vrcholek široký 3 km a vysoký 400 m. Na vrcholu i úbočích jsou viditelné trhliny. Vrcholek má vysoké albedo 30 %, zatímco okolní tmavý terén jen 2÷4 %. Infračervená spektra prozradila, že jde o tlusté vrstvy obsahující slané karbonáty. Autoři odtud usoudili, že tento terén vznikl díky kryovulkanismu, neboť jádro Cerery je tvořené materiálem bohatým na silikáty, zatímco její plášť obsahuje blátivý led. Jakmile výlev dosáhne povrchu, tak bleskově zmrzne. Voda se vyvaří a sůl zůstane. Zatím se neví, zda erupce probíhají pravidelně anebo chaoticky, ale v každém případě jde o stále aktivní kryovulkanismus, neboť pod povrchem Cerery se stále nachází tlustá vrstva ledu. Autoři se domnívají, že Ceres nebyla nikdy zcela roztavena, ale působením vyšších teplot v nitru došlo k její geologické diferenciaci na kamenné jádro, plášť bohatý na vodní led s příměsí tekuté vody pocházející z nitra. Tepelné zvraty zevnitř a dopady menších kosmických objektů na povrch trpasličí planety zvnějšku vytvořily současný vzhled povrchu tvořený tmavými uhlíkatými chondrity a čpavkovými fylosilikáty. A. Nathanues aj. se v další studii zaměřili na okolí jasného kráteru Oxo (ø 9 km; stáří jen 190 tis. let), který se nachází v depresi -4,8 km pod hladinou referenčního elipsoidu Cerery. Na dně kráteru se vyskytuje jak vodní led, jakož i karbonáty a fylosilikáty. Autoři předpověděli, že vodní led bude postupně sublimovat.
M. De Santis aj. odhalili díky pozorováním spektrometru VIRMS absorpční pás na vlnové délce 3,4 µm příslušející alifatickým uhlovodíkům, jež jsou tvořeny řetězci uhlíku a vodíku s příměsemi kyslíku, dusíku, síry, halogenů a dalších prvků. Jde o první solidní důkaz, že se zmíněné sloučeniny vyskytují na planetkách; dosud byly nalézány pouze na povrchu kometárních jader. Na Cereře se nacházejí na více místech, ale především v rozsáhlém terénu o ploše 1 tis. km2 poblíž kráteru Ernutet (ø 50 km). Tento objev naznačuje, že na Cereře jsou dobré podmínky pro vznik prebiotické chemie. K témuž závěru dospěli také T. Prettyman aj. na základě pozorování aparaturou GRaND (detekce paprsků gama a neutronů). Autoři uvedli, že materiál na povrchu Cerery byl v minulosti vytvořen za přispění vody a ledu hluboko pod povrchem. Z těchto komplexních měření vyplývá, že i malá tělesa Sluneční soustavy oplývají nejenom vodním ledem, ale i složitými organickými sloučeninami včetně aminokyselin. Tyto objevy mají podle K. T. Smithe a M. Kupperse přímý význam pro objasnění původu života na Zemi. Země totiž vznikla příliš blízko Slunce hluboko uvnitř sněžné čáry, kde tehdy panovaly teploty vylučující kondenzaci tekuté vody a těkavých organických sloučenin. Ceres představuje asi třetinu hmotnosti celého hlavního pásu planetek a díky citovaným měřením se odhaduje, že nitro Cerery sestává zhruba ze čtvrtiny z ledu.
M. Villarrealová aj. prohlédli archiv pozorování občasné exosféry tvořené molekulami vody, jež se vyskytuje nepravidelně v různých úsecích výstředné oběžné dráhy Cerery kolem Slunce. Nejstarší pozorování dočasné exosféry pochází z r. 1991 a autoři zjistili, že exosféra vzniká tehdy, když zesílený sluneční vítr trefí trpasličí planetu. Urychlené částice silného větru vyrážejí molekuly vody z povrchu Cerery a vytvářejí přechodnou exosféru s průměrnou životností jednoho týdne.
E. Palmerová aj. využili bistatická radarová měření planetky (4) Vesta v době, kdy byla sonda Dawn planetkou zakryta. Tak se podařilo zkoumat intenzitu odražených radarových signálů od povrchu Vesty na stupnicích od cm do dm. Tato silně proměnná data pak porovnali s podpovrchovovými údaji o zastoupení vodíku pomocí aparatury GRaND na sondě Dawn, jež silně kolísalo na plochách řádu stovek km2. Výsledky ukázaly, že drsnost povrchu planetky nelze vysvětlit jako u Měsíce pouze vnějšími vlivy (dopady meteoritů), ale z větší části tím, že se na vzhledu terénu podílí vnitřní síly zejména v podobě kryovulkanismu. Tento závěr potvrdila i pozorování kamerou FC na sondě.
J. Sanchez aj. se zabývali určováním fyzikálních parametrů planetky (16) Psyche, jejíž důležitost vyplývá z faktu, že její hmotnost představuje celé 1 % hmotnosti hlavního pásu. Z radarových měření vyplývá, že i na povrchu planetky se nacházejí kovy a jen malý podíl představují méně husté silikáty. Autoři ve své práci zkombinovali změny radarového albeda se změnami spektra povrchu v blízké infračervené oblasti spektra (0,7 ÷ 2,5 µm), pořízených 3m teleskopem IRTF NASA na Havaji. Změny jsou přirozeně způsobeny rotací planetky a jejím nepravidelným tvarem. Dosud se předpokládalo, že Psyche je ve skutečnosti kovovým jádrem nedostavěné nebo zničené protoplanety, ale zmíněná kombinace pozorování tomu nenasvědčuje. Mateřské těleso Psyche nebylo geologicky diferencované a do dnešní podoby se patrně se vyvinulo dosud neznámým mechanismem.
Jako každoročně, tak i v roce 2017 se v široké mezinárodní spolupráci (Austrálie, Česko, Francie, Itálie, Slovensko, Srbsko, Španělsko, Ukrajina, USA) daří objevovat binární planetky v hlavním pásu. Postupně tak byly na základě odhalení dráhových parametrů pomocí fotometrie odhaleny průvodci planetek (4296) VAN WOERKOM, (12326) SHIRASAKI, (6186) ZENON, (27675) 1981 CH, (2825) CROSBY, (1798) WATTS, (2881) MEIDEN, (190166) 2005 UP156, (190166) 2005 UP156, (9972) MINORUODA, (7344) SUMMERFIELD, 2017 RV1, (23621) 1996 PA a (10132) LUMMELUNDA. Periody oběhu průvodců se pohybují v rozmezí 2,7 ÷ 120,1 h s průměrnou periodou 27 h. U většiny primárních složek binárních planetek se zdařilo určit i jejich rotační periody v rozmezí 1,65 ÷ 7,3 h.
Jednorázová spolupráce amerických astronomů zapojených do činnosti Mezinárodní asociace pozorovatelů zákrytů hvězd (IOTA) společně s jedním australským členem IOTA úspěšně pozorovala 14. 3. 2017 zákryt hvězdy 10 mag z katalogu Tycho planetkou (113) Amalthea, která v té době měla 13 mag. Na 7 stanicích byl zákryt pozorován, kdežto na třech nikoliv. Tak se podařilo změřit eliptický tvar planetky o délkách hlavní a vedlejší osy 67 × 36 km, ale současně detekovat výskyt průvodce v úhlové vzdálenosti 0,017˝ (lineární vzdálenost od planetky 24 km).
J. Hanuš aj. využili aparatur SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na UT3 VLT ESO a Nirc2 (NearInfraRed Camera) na Keckově 10m vybavených adaptivní optikou II. generace ke studiu parametrů planetky (130) Elektra (typ C). Planetka má jako jedna ze šesti známých planetek hlavního pásu dva průvodce, takže její hmotnost je velmi přesně známa. Autoři proto mohli zpřesnit její tvar i ekvivalentní průměr na (199 ±7 km) a střední hustotu na 1,6násobek hustoty vody s relativní chybou 8 %.
Aparatura SPHERE umožnila M. Marssetovi aj. odvodit trojrozměrný obraz planetky (6) Hebe včetně záznamů o impaktních kráterech na planetkách s geometrickými rozměry řádu 100 ÷ 200 km. Autoři odvodili díky vysoké kvalitě měření přesnou periodu rotace 7,3 h s relativní přesností 10-5 a odtud dostali velikost ekvivalentního průměru planetky (193 ±6) km i její střední hustotu (3,5 ±0,6)násobku hustoty vody. Planetka je slabě pokryta impaktními krátery, takže rozhodně nepatří mezi zdroje chondritických meteoritů, které dopadají na Zemi. Autoři mají v plánu v dalších letech podobně prozkoumat na 40 planetek a tak odhalit hlavní dodavatelky chondritických meteoritů.
D. Vokrouhlický aj. studovali původ rodiny planetek (8) Flora, která vznikla srážkou tělesa s průměrem aspoň 150 km ve vzdálenosti vnitřní části hlavního pásu, která umožňuje vyhozené úlomky díky rezonanci oběžných period nasměrovat přednostně k Zemi. Skutečně se jeví, že většina chondritů typu LL dopadajících na Zemi i na Měsíc pochází z této kuchyně. Do rodiny Flora patří planetka (951) Gaspra, jejíž stáří se odhaduje na 1,4 Gr, což je velmi pravděpodobně stáří rodiny Flora. Modelování vývoje drah za tu dobu svědčí o tom, že rodina Flora už ztratila téměř 90 % těles s rozměrem kilometru a více. Většina velkých objektů z rodiny Flora o průměrech do 47 km narazila na Zemi nebo Měsíc v prvních 300 Mr po katastrofické první srážce, tj. nejpozději před 1,1 Gr (střední proterozoikum).
Chan-Kao Cang aj. změřili přesnou rotační periodu miniaturní planetky (144977) 2005 EC127(ø 0,6 ±0,1 km) z vnitřní části hlavního pásu planetek. Takto malé planetky se dosud považovaly za pouhé hromady sutě, které se při rychlosti rotace nižší než 2,2 h rozpadnou odstředivou silou. Autoři však zjistili, že tato planetka vykazuje rotační periodu pouze 1,65 h s chybou menší než 1 %. Amplituda jasnosti během jedné obrátky dosahuje přitom 0,5 mag. To znamená, že buď má planetka vyšší hustotu, než mívají hromady sutě, nebo tam působí nějaký interní tlak. Planetka zkrátka neví, že by se při tak rychlé rotaci měla už dávno rozpadnout…
Možná by se mohla poučit od planetky P/2016 J1 (PANSTARRS), jež se podle Man-To Hui aj. rozpadla buď zjara r. 2012, anebo dokonce v dubnu 2010. V prvním případě by rychlost vzdalováni složek A a B činila v průměru 0,70 m/s, kdežto v tom druhém 0,83 m/s. Pozorování 10m teleskopem Keck ukázala, že obě složky mají podobnou barvu odpovídající typu původní planetky C nebo G. Obě složky zůstaly po dobu půl roku aktivní, tj. stále vystřelovaly prachová zrnka rychlostmi ~ 0,5 m/s. Poloměry dosahovaly pro jádro A hodnot 140 ÷900 m a pro jádro B 40 ÷ 400 m. Tempo ztráty prachu činilo u jádra A ~ 1 kg/s a u jádra B ~0,1 kg/s. Obě jádra putují pospolu po protáhlé eliptické dráze s velkou poloosou 3,2 au, výstředností 0,2 a sklonem 14°.
Zato D. Jewitt aj. ohlásili první objev rozpadu planetky P/2013 R3 v přímém přenosu. Rozpad se odehrál 1. 10. 2013 a planetka se rozpadla na 13 viditelných úlomků pozorovatelných až do 13. února 2014. Shluk úlomků se zprvu rozpínal průměrnou rychlostí 0,3 m/s, ale po 5 měsících se shluk rozplynul. Autoři odhadli poloměr původního možná kulového tělesa na 400 m a k jeho roztočení stačilo odpařování vodního ledu tempem 1 g/s. Takto indukované rozpady planetek mohou podle autorů dodávat do zodiakálního oblaku 1 t/s prachu, což odpovídá 4 % hmoty potřebné pro dlouhodobou existenci zodiakálního prachu.
Na konci r. 2016 přesáhl počet křížičů dráhy Země 15 000 objektů. O zvyšování počtu identifikovaných křižujících objektů se nejvíce zasluhují přehlídky Catalina v Arizoně a Pan-STARRS-1. Z dosud objevených křížičů představuje největší riziko miniplanetka 2010 RF12, která se může v r. 2095 srazit se Zemí s pravděpodobností necelých 7 %. Ve skutečnosti však rizikem není, protože má průměr pouhých 7 m. Koncem r. 2016 našli V. Reddy aj. dosud nejmenší křížič 2015 TC25 o průměru pouhé 2 m, jenž se přiblížil k Zemi na vzdálenost 128 tis. km. Vyznačuje se vysokým albedem 60 % a rychlou rotací 2,2 minuty! V polovině dubna 2017 proletěl kolem Země ve vzdálenosti 1,8 mil. km křížič 2014 JO25, takže díky radarům vime, že má nejmenší rozměr 600 m, ale nejdelší 1 km. Je to zjevný slepenec, což není žádná zvláštnost. S. Nandu zjistil, že celkem 50 známých křížičů jsou páry v dotyku. Mezi objekty s průměrem >150 m se nachází 15 % těsných párů. Nejblíže k Zemi byl v r. 2017 pozorován objekt 2012 TC4, jenž má průměr 15 ÷ 30 m, jenž se znovu přiblíží k Zemi v r. 2050, ale ani tehdy ke srážce nedojde.
D. Trilling aj. začali k soustavnému studiu četnosti křížičů podle jejich velikosti využívat kameru DECam (Dark Energy Camera) na 4m Blancově teleskopu na Interamerické observatoři Cerro Tololo (30° j.š.; 2,2 km n. m.; Chile). Během jednoho roku tak získali první spolehlivé údaje o zastoupení křížičů v rozsahu rozměrů od 10 m do 1 km. Z těchto měření vyplývá, že celkový počet křížičů zemské dráhy s průměrem větším než 10 m dosahuje 6,6 milionů, tj. o řád méně, než se dosud odhadovalo.
A. Wasczak aj. se zabývají výskytem ještě menších miniplanetek od rozměru 1 m do 100 m. Využívají k tomu kamery Palomar Transient Factory u tamější 1,2m Schmidtovy komory se zorným polem o úhlové ploše 7,3 □°. Mezní hvězdná velikost 20,5 mag při minutových expozicích a předzpracování pomocí strojového učení umožňuje pozorovatelům objevovat malá tělíska ve vzdálenostech 0,1 ÷ 5,8 mil. km od Země. Dosud tak našli 11 objektů. V r. 2017 však byla uvedena do provozu Zwicky Transient Factory, která naráz zobrazuje úhlovou plochu 47 □°. Autoři odhadli, že dosud známých 15 tis. křížičů s rozměry 0,5 ÷ 10 km představuje pouhou špičkou ledovce křížičů s rozměry 1 ÷ 100 m, kterých bude patrně o tři řády víc. Z toho tělesa o rozměrech 10 ÷ 100 m nejsou sice globálně nebezpečná, ale mohou způsobit významné lokální i regionální škody. Naopak tělesa s rozměry <10 m, jejichž relativní rychlosti vůči Zemi nejsou velké, mohou být vhodným terčem pro kosmické sondy.
A. Greenberg aj. zveřejnili výsledky radarové pozorovací kampaně planetky (1566) Icarus, která se koncem června 2015 přiblížila k Zemi na vzdálenost 8,5 mil. km. Icarus byl objeven již v r. 1949 na velmi protáhlé dráze, která křižuje dráhy Merkuru, Venuše, Země i Marsu (q = 0,19 au; a = 1,08 au; Q = 1,97 au; e = 0,83; i = 23°; P = 1,12 r). V červnu r. 1968 se přiblížil k Zemi na radarovou vzdálenost 6,4 mil. km a stal se tak prvním křížičem pozorovaným radarem. Během přiblížení v r. 2015 byl sledován radary v Arecibu (ø 305 m) a v Goldstone v Kalifornii (ø 70 m). Pozorování nebylo snadné, protože porézní povrch planetky radarové vlny rozptyluje, takže radarové albedo dosahuje pouhých 2 %. Tím se podařilo objasnit, proč se planetku nezdařilo radarově ohmatat v r. 1996, kdy se k Zemi přiblížila na vzdálenost 15,4 mil. km. Autoři však nyní mohli potvrdit, že jde vskutku o potenciální nebezpečnou planetku, protože její rozměr dosahuje 1,4 km a opakovaně se přibližuje k Zemi v intervalech 9, 19 a 28 let. Díky novým radarovým měřením se autorům podařilo podstatně zpřesnit dráhové elementy Icara a jejich sekulární změny, z nichž vyplývá, že v tomto století se planetka se Zemí zaručeně nestřetne.
V kontrastu s tímto nesnadným radarovým pozorováním ukázali J. Crowellová aj., že křížič třídy Amor (1627) Ivar dokázal radar v Arecibu pracující na frekvenci 2,38 GHz (vlnová délka 126 mm) planetku ohmatat na vzdálenost přes 52 mil. km. Díky tomu autoři dokázali s vysokou relativní přesností 5.10-7 změřit rotační periodu planetky 4,8 h i tři hlavní rozměry tvaru planetky 15,2 × 6,2 × 5,7 km3. Odtud pak odvodili, že tento obří objekt je naštěstí dynamicky stabilní; jeho dráhové změny jsou nepatrné a v dohledné budoucnosti Zemi neohrozí.
J. Kelly Beatty a B. King pozorovali 1. 9. 2017 křížič (3122) Florence v době jeho největšího přiblížení k Zemi (7 mil. km; 8,7 mag), který je ze všech známých NEO (Near Earth Object) čtvrtý největší (ø 4,5 km). Předtím se přiblížil k Zemi v r. 1890 a k jeho příštímu návratu dojde až po r. 2500. Při současném přiblížení byl pohodlným terčem pro radary v Arecibu (ø 300 m; 2,38 GHz; 126 mm; Portoriko) a v Goldstone (ø 70 m; 8,56 GHz; 35 mm; Mojavská poušť, Kalifornie), takže se kromě jiného ukázalo, že kolem Florence (typ Apollo; rotační perioda 2,4 h; hustota 1,4× voda) obíhají dva malé satelity: bližší (ø 240 m) ve vzdálenosti 4 km v periodě asi 7 h, a vnější ve vzdálenosti 9 km v periodě 8 h.
M. Brozovic aj. pozorovali počátkem ledna radary v Arecibu i Goldstone planetku (226514) 2003 UX34 (ø <300m) a objevili přitom jejího průvodce (ø <120 m). Vzdálenost mezi oběma tělesy činí asi 450 m. Oběžná perioda kolem společného těžiště se pohybuje kolem 15 h. E. Rivera aj. pozorovali koncem ledna 2017 týmiž radary planetku (163693) Atira a ukázali, že křížič (ø 4,8 km) má průvodce (ø 1,0 km), jenž kolem primáru obíhá v periodě 15,5 h, přičemž velká poloosa dráhy činí > 5 km.
Nezvyklé dráhové elementy odhalil přehlídkový 1,8m teleskop Pan-STARRS 1 u dvou objektů 2017 SN33 a 2017 U1. Podle G. Williamse obě tělesa se pohybují po retrográdních drahách, přičemž první z nich prošel přísluním v polovině září 2017 ve vzdálenosti 1,8 au. Jeho oběžná doba činí 3 860 let (!) se sklonem 152°. Objekt 19 mag pozorovaný řadou velkých dalekohledů neprojevoval nejmenší známky kometární aktivity.
Ještě výrazně zajímavější byl však objekt původně klasifikovaný jako kometa C/2017 U1, jenž však rovněž nikdy nevykázal kometární aktivitu. Ten podle G. Williamse prošel přísluním ve vzdálenosti 0,26 au o tři dny dříve než SN33, ale s heliocentrickou rychlostí 88 km/s, sklonem dráhy i = 123° a výstředností e = 1,2 s chybou pouze 0,5 ‰. Poprvé v historii astronomie šlo tedy o vetřelce z mezihvězdného prostoru. Byl objeven R. Werykem pomocí téhož přehlídkového teleskopu až 19. října 2017, kdy se už vzdaloval jak od Slunce, tak od Země a dosáhl pozorované jasnosti 20 mag. Všechna pozorování obřími dalekohledy vyloučila jakoukoliv kometární aktivitu a potvrdila načervenalou barvu jejich povrchu, typickou pro transneptunské planetky. Proto byl následně přejmenován jako první interstelární objekt 1I/2017 U1 ´Oumuamua (havajsky „posel z dávné minulosti“). Následný výpočet dráhy ukázal, že těleso se nejvíce přiblížilo k Zemi rychlostí 26 km/s ještě před objevem (14. října) na vzdálenost 24 mil. km. Vetřelec se vyznačoval výraznými změnami jasnosti, což svědčilo o jeho protáhlém tvaru s hlavní osou dlouhou asi 400 m a vedlejší osou jen 40 m. Změny jasnosti byly jen částečně periodické, takže objekt se na své dráze spíše převaloval. Vzácný návštěvník se nyní plynule vzdaluje od Slunce, v r. 2022 protne dráhu Neptunu a bude pokračovat ve své bludné pouti do interstelárního prostoru stabilní rychlostí 26 km/s, tj. zhruba 5,6 au/r.
D. Jewitt aj. sledovali toto unikátní těleso pomocí teleskopů NOT (ø 2,5 m; Roque de los Muchachos, La Palma) a WIYN (ø 3,5 m; Kitt Peak, Arizona). Barevné indexy B-V = 0,7 a V – R = 0,45 odpovídají Jupiterovým Trojánům, ale odlišují se od načervenalé barvy objektů Edgeworthova-Kuiperova pásu za Neptunem. Velké změny jasnosti v důsledku převalování protáhlého objektu na dráze vedly k revizi rozměrů hlavní a vedlejší osy: 460 × 70 m. Autoři dále odhadli, že uvnitř dráhy Neptunu se stabilně nachází řádově 10 tisíc vetřelců s rozměry >100 m, přičemž každý z nich pobude u nás na návštěvě průměrně 10 let. D. Trilling aj. pak odhadli, že tento přísun vetřelců znamená, že okolní hvězdy poztrácejí do interstelárního prostoru během budování svých planetárních soustav v průměru 20 MZ, čili zhruba stejně jako to dokázalo mladé Slunce. Autoři odhadují, že po uvedení přehlídkového synoptického teleskopu LSST (ø 8,4 m; Cerro Pachón, 2,7 km n. m.; Chile) se podaří objevit každoročně průměrně jednoho vetřelce. Odtud pak zpětně bude možné odvodit, kolik planetárních soustav se v okolí Slunce vyskytuje. Jelikož průměrná volná dráha vetřelců mezi hvězdami a hnědými trpaslíky v okolí Slunce činí podle Q. Z. Ye aj. asi miliardu světelných let (~300 Mpc), není možné určit, která hvězda ho vyslala na bludnou pouť naší Galaxií.
K. Meechová aj. konstatovali, že žádné z těles z pozorovaných 750 tis. planetek a komet ve Sluneční soustavě se k nám nedostalo od cizích hvězd, ačkoliv je zřejmé, že pozorovaná migrace nejhmotnějších planet nutně vedla k vyvržení mnoha původních planetesimál do interstelárního prostoru. Objev zaručeně interstelárního objektu naznačil, že ve skutečnosti takových objektů prolétá napříč Sluneční soustavou hodně, jenže pro svůj rychlý pohyb a nepatrnou velikost a jasnost unikají pozornosti dosavadních přehlídek. Interstelární planetka/kometa opustí Sluneční soustavu ve směru rektascense 23 h 52 min a deklinace +24,8° (přibližně ke hvězdě ψ Pegasi).
O. Vaduvescu aj. zveřejnili světelné křivky 101 křížičů pozorovaných pomocí 11 teleskopů s průměrem optiky 0,4 ÷4,2 m rozmístěných ve Španělsku, Chile, Slovensku a Rumunsku. Jde o část většího evropského projektu zkoumání křížičů EURONEAR. Pro 18 objektů se podařilo poprvé určit jejich rotační periody, pro 45 křížičů potvrdili jejich rotační periody a pro 16 dalších křížičů odhadli jejich pravděpodobné rotační periody. U 32 dalších křížičů stanovili meze pro jejich periody. U osmi křížičů se ukázalo, že se na své dráze převalují. Nalezli také 7 potenciálních binárních planetek, z toho u třech určili jejich dráhové parametry. U 10 křížičů pozorovali barevné kolísání spektrálních světelných křivek během period jejich rotací. Nalezli také jeden z nejrychleji rotujících křížíčů 2014 NL52 v periodě 4,5 min. Týž tým studoval v rámci projektu EUROENEAR 70 tis. snímků pořízených kamerou Suprime-Cam pomocí japonského 8,4m teleskopu Subaru v letech 1999-2013. V obsáhlém materiálu hledali údaje o drahách 9 800 křížičů, objevených do května 2013. Podařilo se jim tak nalézt údaje o 518 křížičích, z toho 113 mělo jasnost v pásmu V vyšší než 25 mag. V 18 případech se jim podařilo protáhnout údaje o jejich drahách až na interval 10 let. Zároveň studovali možnosti, jak velké počty křížičů jsou obecně dostupné pro 8m teleskopy. Z těchto přehlídek vyplývá, že obří teleskopy mohou odhalit alespoň jeden křížič v každém čtverečním stupni oblohy.
P. Wiegert aj. potvrdili domněnku, že planetka 2015 BZ509, která se nachází na dráze Jupiteru, obíhá kolem Slunce retrográdně. Autoři navíc ukázali, že dráha planetky vykazuje dlouhodobou stabilitu po dobu minimálně milion let. Je proto nesnadné zjistit, jak se na tuto vzácnou dráhu dostala. Autoři na základě simulací odhadují, že šlo původně o těleso Halleyovy rodiny komet, jež se dostalo na zmíněnou stabilní dráhu poruchovým působením Saturnu. Z toho lze usoudit, že nejenom Jupiter, ale i další planety mohou být doprovázeny planetkami obíhajícími v protisměru. H. Moraisová a F. Namouni připomněli, že Sluneční soustava začínala svou existenci jako prachoplynový disk, který se otáčel kolem Slunce jedním směrem. Během rané etapy vývoje Sluneční soustavy však byly z oblasti velkých planet vymrštěny biliony těles do vzdáleností řádově desettisíckrát větší než je současná vzdálenost Jupiteru od Slunce, kde sice zprvu vytvořily tenký disk drobných trosek, ale ten se postupně proměnil vinou slapových sil naší Galaxie na kulovou slupku Oortova mračna, v níž však jednotlivé objekty obíhají retrográdně vůči jednosměrnému provozu v pásmu planet.
M. Delbo aj. výrazně zlepšili identifikaci rodin planetek, které podle všeobecného mínění vznikají katastrofickými srážkami větších mateřských planetek v průběhu dlouhé historie Sluneční soustavy. Dosud převažovalo mínění, že tyto srážky probíhaly průběžně a relativně se stálou četností. Výsledkem toho procesu byla identifikace zhruba 100 rodin planetek různého stáří, do nichž patří asi čtvrtina všech planetek ze zhruba 1 milionu planetek hlavního pásu. Autoři však zjistili, že ve vnitřní části hlavního pásu planetek se pohybuje minimálně 180 namodralých planetek s velmi nízkým albedem a průměrech >35 km, které podle rozsahu rozptylu drah patří do rodiny, jež vznikla před 4,5 mld. let. Každá ze známých rodin planet se v důsledku existence úlomků různých velikostí a hmotností postupně rozptyluje ve tvaru písmene V odvráceného od Slunce, protože menší úlomky se snadněji vlivem poruch dostávají do větších vzdáleností od Slunce. Čím je rodina planetek starší, tím je písmeno V větší a rozmazanější. Tak se autorům podařilo ukázat, že jimi objevená rodina velkých planetek má tento parametr daleko největší a je tedy nejstarší. Autoři ukázali, že tato prarodina vznikla záhy po gravitačním zhroucení zárodečných oblázků v protoplanetárním disku, takže jednotlivá tělesa měla rozměry stovek až tisíce kilometrů. To je v souladu se zjištěním A. Morbidelliho aj. z r. 2009, že prvotní planetky se rodily s těmito rozměry.
J. Masiero aj. referovali o výsledcích třetího roku projektu NEOWISE, v němž tato infračervená přehlídková družice pozoruje planetky a komety v infračervených pásmech 3,4 a 4,6 μm. Družice měřila tepelné vyzařování 170 křížičů a více než 6,1 tis. objektů hlavního pásu a také jejích optické albedo. Tak se podařilo rekonstruovat vypočítat poměrné přesné rozměry již pro 540 křížičů, což je rozsáhlejší soubor, než který družice WISE získala v době, kdy pracovala v hlubokém kryogenním režimu.
D. Vokrouhlický aj. si vybrali k podrobnému rozboru nejmladší rodinu planetek (1270) Datura. Starší rodiny totiž podléhají druhotným efektům, takže spolehlivý scénář jejich vzniku se během času postupně stírá. Autorům se zdařilo díky soudobému katalogu dráhových elementů planetek hlavního pásu najít sedm největších členů rodiny Datura a pro všechny určit jejich periody rotace a pro šest z nich také absolutní hvězdné velikosti. Všechny planetky rotují prográdně se sklonem úhlu rotační osy >50°. Největší amplitudu jasnosti v průběhu rotačního cyklu jeví právě Datura, což znamená, že jde o velmi protáhlou planetku. Během vyhledávání velkých úlomků rodiny autoři navíc našli hodně menších úlomků téže rodiny, ale jejich přínos k hmotnosti celé rodiny je proti zmíněným hlavním úlomkům zanedbatelný. A. Rosaev a E. Plávalová objevili další tři členy této rodiny pomocí numerické integrace jejich drah se započtením gravitačních poruch za posledních 800 tis. let. Dvě planetky se nacházejí velmi blízko střední oběžné dráhy této rodiny, zatímco planetka 2014 OE206 má silně rušenou dráhu.
M. Granvik aj. se pokusili odhadnout, jakým mechanismem a jak často planetky opouštějí hlavní pás a zamíří ke Slunci, takže se stanou křížiči dráhy Země. Vybrali k simulacím přes 78 tis. známých drah planetek, přidali k nim přes 14 tis. klonů z hlavního pásu a vyvíjeli změny parametrů jejich drah v průběhu 100 mil. let. Do výpočtu zahrnuli známé efekty YORP a efekt Jarkovského a uvažovali i závislost odklonů drah na velikost planetky v rozmezí 0,1 ÷ 3,0 km. Nedosáhli však dobré shody při započtení obou mechanismů, protože pozorované počty křížičů zemské dráhy jsou asi pětkrát vyšší, než daly simulace.
M. Pajola aj. zjistili, že navigační kamera sondy Rosetta zaznamenala 10. 7. 2015 v oblasti Seth náhlé zjasnění doprovázené výtryskem materiálu v podobě prašného chocholu. O pět dnů později pak kamera OSIRIS odhalila obnaženou část srázu útesu Aswan ve svislé délce 134 m. Proti dřívějším snímkům se zřetelně rozpukaný útes zjasnil 6krát, takže jeho albedo stouplo na 40 %. To odpovídá suchému písku na Zemi. Autoři odhadli, že příčinou zjasnění byl sesuv zhruba 10 kt materiálu a výtrysk do prostoru obsahoval asi 100 t rozdrolené horniny. Odtud je zřejmé, že za řadou náhlých zjasnění komet mohou být menší i masivní sesuvy materiálu na strmých svazích. Podobných zjasnění pozorovala Rosetta v průběhu 18 měsíců dokonce několik, jak uvedli M. R. El-Maarry aj. v další studii. Zjistili, že většina změn na povrchu komety byla vyvolána silnějším osluněním při cestě do přísluní. To vedlo k vypařování ledu a oslabování pevnosti povrchových struktur. Na některých místech stouplo albedo na hodnoty >40 %, což je dokladem obnažení vodního ledu. Snímky pořízené po průchodu přísluním potvrdily sesuvy na útesech, přemístění velkých balvanů a nově otevřených trhlin na povrchu jádra komety. Tato pozorování mění názory astronomů na příčinu náhlých zjasnění komet – v mnoha případech jde právě o důsledky sesuvů půdy, obnažení podpovrchových ledových vrstev a ztrátu prachu v podobě zmíněných chocholů. Podle názoru autorů však od roku 1959, kdy se kometa 67P dostala na současnou dráhu s oběžnou periodou 6,5 r, jde však jen o kosmetické změny.
N. Masoumzadeh aj. využili snímků kamery OSIRIS v různých barevných filtrech během přibližování sondy Rosetta k cíli během července a srpna 2014 k porovnání s údaji naměřenými během blízkého průletu sondy kolem jádra komety v polovině února 2015. Cílem měření bylo pořídit fázovou křivku jasnosti povrchu komety a tu kalibrovat tak, aby bylo možné určit jasovou charakteristiku celého povrchu. Následná analýza výsledků ukázala, že povrch komety 67P má stejné jasové charakteristiky jako měsíce Phobos a Deimos u Marsu. Tyto měsíce mají zcela odlišné jasové charakteristiky na rozdíl od všech ostatních zkoumaných těles Sluneční soustavy bez vlastní atmosféry. Autoři odtud usuzují, že povrch komety 67P je pokryt sazemi uhlíku. Nejčernější povrch se nachází v oblasti Imhotep-Ash, kde jsou saze doslova načechrány.
H. Krüger aj. zveřejnili hlavní výsledky modulu Philae, jenž po dvou poskocích uvízl v skalní rozsedlině Abydos a během tří dnů v polovině listopadu 2014 uskutečnil odběry vzorků plynu aparaturami COSAC a plynovým chromatografem a hmotnostním spektrometrem Ptolemy. Největší intenzitu vykázaly ionty mezi 20. a 30. min po prvním doteku s povrchem v oblasti Agilkia. Přístroje zaznamenaly molekuly vody a CO a jejich shodný úbytek. Porovnání měření z obou aparatur ukázalo, že COSAC měřil data pro regolit komety, kdežto Ptolemy pro plyn v komě komety. COSAC zaznamenal také organické látky, kdežto Ptolemy zejména CO2.
Y. Skorov aj upozornili na záhadu, jak se mohou ve vzdálenosti 1,3 au od Slunce prachová zrnka o velikosti <1 mm vznést a opustit kometární jádro. Dosud se totiž soudilo, že to obstarají vypařující se zrnka vodního ledu, popř. zrnka ledů CO a CO2. Modelování takového procesu bylo v této vzdálenosti od Slunce naprosto neúspěšné. Přesto pozorování zblízka ukázala, že se prachová zrnka dokáží od jádra odpoutat. X. Hu aj. však ukázali na základě série měření před i po průchodu komety přísluním, že aspoň část povrchu přivrácená v té době ke Slunci a nacházející se poblíž rovníku jádra podléhá silné erozi do hloubky minimálně 0,5 m a místy i hlouběji. To dovolí molekulám vody i ledů CO a CO2 vynést prachová zrnka do určité výšky, ale obvykle rychlostí nižší než únikovou, takže minimálně polovina těchto prachových zrnek se nakonec vrátí po balistické dráze a přistane na jiné části povrchu jádra. S. Höfner aj. však zjistili, že rozdíly teplot na různých částech povrchu jádra komety dosahují takových hodnot, že už ve vzdálenosti 3,5 au od Slunce se otevírají trhliny šířící se do hloubky pod povrchem a tepelné toky dokáží sublimovat podpovrchový led natolik, že začne vynášet i prachová zrnka únikovými rychlostmi. Trhliny se zvětšují střídáním tepelného stresu se sublimací. Y. Shou aj. připomněli, že jádra komet rotují, takže do modelování je třeba zahrnout odstředivou sílu i Coriolisovy síly.
O. Mousis se věnovali otázce, jak současné podvojné jádro komety 67P vzniklo. Dnes se soudí, že původní materiál komet obsahoval značné procento žáruvzdorných prvků, jako je Al a Fe. Rozpady jejich radionuklidů mohly vinou silného ohřevu odstranit těkavé prvky jako je N, Ar a molekuly CO. Simulované výpočty autorského týmu dospěly ke dvěma rozdílným alternativám. Podle první vzniklo současné jádro 67P měkkým spojením dvou planetesimál srovnatelné velikosti ~ 2 km. Podle druhého scénáře vznikla nejprve obří kometa podobná kometě C/1995 O1 Hale-Bopp (ø 70 km), jež se následně rozpadla při srážce na menší úlomky. Podobnou otázku řešili nezávisle také M. Jutzi a W. Benz. Ti dávají jednoznačně přednost měkkému spojení dvou malých jader. Taková kometární jádra nemusela prodělat epochu silného ohřevu. Tato domněnka mi připadá podstatně pravděpodobnější. B. Mary aj. zjistili pomocí iontového spektrometru ROSINA, že v komě komety 67P jsou málo zastoupeny těžší isotopy xenonu podobně, jako tomu bylo v rané atmosféře Země. Autoři odtud odvodili, že asi 22 % Xe uvězněného v kometárním ledu skončilo nakonec v rané zemské atmosféře. Odtud lze pak dopočítat i podíl ledu z komet na přísunu kometární vody na Zemi.
F. Preusker využili více než 1,5 tis. stereofotogrammetrických snímků povrchu komety pořízených od srpna 2014 do února 2016 ke 3D zobrazení povrchu jádra komety s vertikální přesností řádu decimetrů a vodorovným rozlišením lepším než 1,5 m. Odtud odvodili objem jádra 18,6 km3 a střední hustotu 538 kg/m3. Hmotnost jádra činí 10,013 kg.
Počátkem května 1930 objevili němečtí astronomové krátkoperiodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann, jež patří díky své oběžné periodě 5,4 r a vzdálenosti odsluní 5,2 au do Jupiterovy rodiny. Kometa se do blízkosti Země (~6 mil. km) dostává každých 16 let. Od r. 1995 astronomové pozorují postupný rozpad komety na početné úlomky. V současné době se pomocí velkých dalekohledů podařilo rozlišit téměř 70 úlomků, takže kometa nepochybně spěje ke svému zániku. V přísluní se totiž přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,94 au. Všechny úlomky prošly přísluním v polovině března 2017, avšak na Lowellově observatoři byl nejjasnější úlomek pozorován už v únoru 2016 a větší pozorovací kampaň započala počátkem října 2016, kdy nejjasnější úlomek dosáhl 12 mag. Těsně před průchodem přísluním se však ukázalo, že zatímco hlavní úlomek A zeslábl na 14 mag, nově pozorovaný úlomek BT byl o 2 mag jasnější. Hodnoty jasnosti závisí na velikosti apertury dalekohledů, ale i ostatní měření ukázala na téměř 2 mag rozdílu mezi jasnějším úlomkem BT a slabším úlomkem A. Úlomek BT se navíc jeví jako bodový, kdežto úlomek A je obklopen komou o úhlovém průměru 32˝ a doprovázen chvostem o délce 21˝.
O měsíc později prošla přísluním další slavná kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák, poprvé pozorovaná už počátkem května 1858, ale pak nadlouho ztracená až do r. 1907 a do třetice až do r. 1951, přestože má oběžnou dobu 5,4 roku a patří rovněž do Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet (odsluní 5,1 au). Kometu sledovali od 24 února 2017 nejprve američtí astronomové dalekohledem Discovery Channel (ø 4,3 m; 2,4 km n. m.) v Arizoně a ze sekvence snímků se jim podařilo určit rotační periodu jádra komety (20 h) a odhalit spirální strukturu komy. Kometa dosáhla koncem března 2017 vizuální jasnosti 6,5 mag a stala se tak vděčným objektem pro profesionální i amatérské astronomy. Nejvyšší jasnosti 6,0 mag dosáhla 7. dubna 2017, s vizuálním průměrem komy dosáhl 25´.
Kometární jaro 2017 pokračovalo zprávou J. Gonzalese o novém výbuchu komety 29P/Schwassmann-Wachmann, jež se koncem dubna zjasnila na 13 mag a průměr komy se zvětšil na 0,4´. Kometa dosáhla maxima jasnosti 11,4 mag až v polovině srpna, kdy průměr komy se zvedl na 1,5´. Koncem srpna se kometa opět zjasnila při dalším výbuchu až na 12,1 mag. Kometa byla objevena německými astronomy již v listopadu 1927 a dodatečně identifikována na snímcích z března 1902, kdy se jevila jako objekt 12 mag. V intervalech mezi výbuchy bývá kolem 16 mag. Průměr jádra komety dosahuje 60 km, takže jde fakticky o obří kometu, která obíhá kolem Slunce po dráze s nepatrnou výstředností e = 0,04 v oběžné periodě 14,6 let s velkou poloosou dráhy 6,0 au. Patrně jde o těleso Edgeworthova-Kuiperova pásu, které se historicky nedávno vydalo vinou gravitačních poruch na novou nepříliš stabilní dráhu v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem. Lze ji tedy zařadit mezi Kentaury a díky její poloze poblíž Jupiteru se bude její dráha občas výrazně měnit. V každém případě jde o jedno z nejstarších těles Sluneční soustavy.
L. Paganini aj. studovali infračervená spektra komety C/2014 Q2 (Lovejoy), která přiletěla poprvé z Oortova mračna, takže může posloužit jako test, zda tyto panenské komety mohly přinést při srážkách s ranou Zemí vodu v pozemských oceánech. Autoři díky citlivému spektrometru NIRSPEC u Keckova 10m teleskopu studovali poměr atomárního vodíku a deuteria v molekulách vody po průchodu komety přísluním v dubnu 2015. Kometa v té době uvolňovala souběžně molekuly H2O a HDO v poměru (D/H) = (3,0 ±0,9) × 10-4. Tato hodnota zastoupení deuteria je podstatně vyšší, než poměr (D/H) = (1,9 ±0,6) v oceánech a ještě více se liší od poměru (D/H) = (0,9 ±0,25), jenž byl stanoven pro oceány pomocí nezávislých měření v pásmu milimetrových vln. Co tedy způsobilo, že Země má vodu, je stále velkou záhadou.
J. Agarwalová aj. připomněli, že nejstaršími přežívajícími objekty Sluneční soustavy jsou planetky, které podléhají dvěma protichůdným mechanismům – jednak se navzájem měkce i tvrdě srážejí, anebo se následkem zrychlující rotace osamělých planetek rozpadají na těsné páry. Tyto procesy produkují volný interplanetární prach, buď přímo, anebo nepřímo po uvolnění zmrzlých těkavých látek původně uvězněných pod povrchem planetek. Podmnožinou této kategorie jsou komety v hlavním pásu planetek, jež díky sublimaci vydolovaných těkavých látek projevují dočasnou kometární aktivitu takových těles. Výron těchto látek pak přispívá ke zrychlení rotace mateřského tělesa a vytvoření dvou spojených nebo samostatných laloků z původního osamělého tělesa. Příkladem je kilometrová planetka hlavního pásu 288P (300163), jež jevila kometární aktivitu během průchodu přísluním v r. 2011. Díky zvýšené teplotě planetky v přísluní došlo k sublimaci vodního ledu usnadněné rychlou rotací jednoho laloku, zatímco druhý oddělený lalok rotoval pomalu v periodě 16 h. Autoři posléze identifikovali více než 11 podobných miniplanetek, které jsou dceřinými produkty rozpadu tělesa o původním průměru 10 km, jež se rozpadlo před 7,5 mil. let. Objekt 288P je tedy příkladem binární komety hlavního pásu. Objekt byl poprvé pozorován HST v prosinci 2011 a už tehdy snímky vykazovaly možnost, že jde o těsný pár. To se pak podařilo potvrdit v září 2016 díky většímu přiblížení objektu k Zemi na vzdálenost 1,45 au. Systém je slapově synchronizován následkem binárního efektu YORP (zkratka složená z příjmení astronomů, kteří se podíleli na objevu efektu, jenž vlivem rozptylu slunečního záření na povrchu planetky a přídavným působením tepelného vyzařování samotného tělesa způsobí roztáčení planetky na vyšší obrátky, což nakonec vede k jejímu rozštěpení na dvě složky).
Výrazné zlepšení pozorovací techniky při sledování komet způsobilo, že rychle přibývá komet se známou oběžnou periodou a spolehlivými dráhovými elementy. V roce 2017 tak byly přidány do katalogu periodické komety s dobře určenými elementy drah od čísla 255P/Levy až po číslo 362P/(457175). V tomto souboru jsou zahrnuty i komety v hlavním pásu planetek, jež byly původně klasifikovány jako planetky a jeví kometární aktivitu jen občas. Tím se pochopitelně rozmývá dříve ostrá hranice mezi planetkami a kometami.
H. H. Hsieh poukázal na případ komety 259P/Garrad, kterou pozoroval koncem dubna 2017 J. Chavez pomocí 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón; 2,7 km n. m.; Chile). Původně byla klasifikována jako aktivní planetka, která se na snímcích vyznačovala bodovým vzhledem s úhlovým průměrem pod 1˝ (stejným jako okolní hvězdy), ale na snímku z 29. dubna z ní vybíhal zužující chvost o úhlové délce 2˝ přibližně ve směru odvráceného od Slunce, jak tomu u komet bývá. Objekt se v té době nacházel ve vzdálenosti ~1,95 au od Slunce. Pokud by planetka nebyla aktivní, tak by v této vzdálenosti měla mít na základě předešlých měření přibližně 24 mag, ale ve skutečnosti byla v uvedeném čase jasnější v pásmu R (22,9 mag), což svědčí o výskytu prachové komy kolem vlastního tělesa. Poprvé byla taková aktivita pozorována D. Jewittem aj. v r. 2008. Periodický charakter aktivit svědčí o tom, že aktivita se objeví pokaždé při sublimaci těkavých látek před průchodem přísluním, které tehdy nastalo 4. srpna 2017.
E. Bryssink a F. Hambsch pozorovali v polovině června 2017 pomocí dálkově ovládaného 0,4m teleskopu na soukromé observatoři ROAD (San Pedro de Atacama, Chile) kometu C/2015 ER 61 (PanSTARRS), jež se evidentně začíná rozpadat, protože na snímku z 13. 7. objevili slabý (R = 16,5 mag) úlomek o průměru 8˝ ve vzdálenosti 12˝ od hlavního jádra komety. Existenci úlomku vzápětí potvrdili G. Masi a M. Schwartz pomocí dálkově ovládaného 0,4m astrografu v Arizoně a A. Maury na 0,5m teleskopu v Chile. Úlomek má difuzní vzhled a pomalu se od komety vzdaluje.
Man-To Hui aj. popsali kaskádový rozpad periodické komety 332P/Ikeya-Murakami, jež patří ke kometám typu 2P/Encke; má oběžnou periodu 5,4 r; q = 1,6 au a sklon i = 9°. Kometa byla objevena v listopadu 2010 a už tehdy se dodatečně zjistilo, že kometa prodělala silné zvýšení jasnosti na přelomu října a listopadu 2010, tedy těsně po průchodu přísluním 13. 10. 2010. Kometa byla znovu pozorována na přelomu let 2015/2016 během přiblížení komety k Zemi. Počátkem ledna 2016 byl poprvé spatřen úlomek B, který měl vlastní komu i chvost, podobně jako hlavní složka A. Další úlomky byly zpozorovány 11. ledna 2016. Některé do konce ledna zanikly, avšak úlomek C se koncem měsíce zjasnil na úroveň jasnosti složky A. Pravděpodobně jde o vůbec první případ rozpadání komety typu Encke. Úlomky komety se prozradily pohybem v radiálním i transversálním směru a indikují ztrátu hmotnosti jádra komety o 9 ‰ za každý oběh. Oba hlavní úlomky A a B prošly přísluním 17. 3. 2016. Autoři zjistili, že velmi podobné dráhové parametry má též kometa P/2010 B2 (WISE), takže není vyloučeno že obě komety jsou pozůstatky rozpadu jediného tělesa, jež se muselo odehrát nejpozději v 19. století.
E. Lilly a R. Weryk objevili 30. 7. 2017 pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS1 na Mauna Haleakala kometu P/2017 O2 (21 mag), jež je ve skutečnosti krátkoperiodickou kometou poprvé pozorovanou v před osmi lety pomocí infračervené družice WISE: P/2010 D1. Totožnost obou objektů odhalili M. Meyer a G. W. Williams, kteří ukázali, že kometa se proti tehdejší efemeridě s oběžnou dobou 8,5 r vrátila o 1,8 d dříve. Autoři též spočítali nové dráhové parametry zpřesněné díky návratu: a = 4,16 au; e = 0,35; i = 10°; q = 2,7 au.
Pozorovatelé R. Weryk a E. Lilly pozorovali také návraty komet P/2008 T4 (Hill) = P/2017 Q1 (per. 9,4 r.) a P/2007 RS 41 = P/2017 Q2 (LONEOS) (per. 10,0 r), Další pozorovatelé převážně pracující na observatořích v Chile ztotožnili i komety P/2012 T1 (PanSTARRS) = P/2017 O3 (per. 5,6 r), P/2006 UR 111 (Spacewatch) = P/2017 S4 (per. 11,0 r). Na observatoři ESA na ostrově Tenerife byly ztotožněny komety P/2010 P4 (WISE) = P/2017 S1 (per. 7,1 r) a P/2011 VJ 5 (Lemonn) = P/2017 W1 (per 6,3 r).
D. Jewitt aj. popsali podivuhodný případ aktivity dlouhoperiodické komety C/2017 K2 (PanSTARRS), jež byla objevena teleskopem PanSTARRS1 21. 5. 2017 ve vzdálenosti 16,1 au od Slunce. Posléze se podařilo najít v archivech předobjevové snímky od r. 2013, takže kometa byla aktivní už ve vzdálenosti 23,8 au od Slunce! Současně se ukázalo, že kometa se pohybuje po nepatrně hyperbolické dráze (e = 1,0008) se sklonem téměř 88° a s přísluním 1,8 au, kterým projde v prosinci 2022. Největší přiblížení k Zemi se odehraje ve vzdálenosti 1,1 au. To vypadá na velmi spektakulární úkaz roku 2022. Autoři však upozornili na to, že je nesnadné objasnit zmíněnou aktivitu komety v tak velké vzdálenosti od Slunce, kde teplota povrchu jádra komety nepřesahuje 70 K. Při těchto teplotách vodní led nemůže sublimovat a amorfní led krystalizovat. Snímky z HST však ukázaly zřetelnou kruhově souměrnou prachovou komu o průměru 210 km svědčící o stálém dodávání prachových zrnek o průměru 0,1 mm do komy. Podle současných měření může být jádro komety poměrně velké. Minimálně má průměr 18 km, ale některé práce naznačují, že jde o obří jádro jako u komety C/1995 O1 Hale-Bopp. Autoři usuzují z pozorování struktury komy, že na vzniku prachové aktivity se mohou podílet supertěkavé ledy CO2, CO, O2, a N2. Podle K. Meechové aj. lze připustit, že hlavní aktivitu tvoří sublimace supertěkavého ledu CO. Je zcela jisté, že tato kometa bude ostře sledovaným objektem až do průchodu přísluním.
Podle R. Spaldinga aj. se zřejmě podařilo prokázat reálnost zvuků, jež vznikají při přeletech jasných bolidů, jak to dlouhodobě dokládají mnohá pozorování očitých svědků. Problém spočíval v tom, že tyto zvuky slyšeli pozorovatelé souběžně s optickým jevem na obloze, ačkoliv běžné zdroje zvuků vzdálených bolidů by měly být výrazně opožděné – mnohem více než hrom po zablýsknutí. Problémem je také velké zvuková pestrost – pozorovatelé udávají že, slyší pištění, svištění nebo cvrkot. Autoři prokázali, že jde o různé projevy fotoakustického jevu, když jasné bolidy při vysoce nadzvukovém průletu zemskou atmosférou podléhají milisekundovým výbuchům, které stačí ohřát dielektrické materiály v okolí pozorovatele. Krátkodobě ohřívaný materiál (suché listí, oblečení nebo i vlasy pozorovatele) způsobí oscilace tlaku vzduchu, tj. akustický signál. Autoři spočítali, že krátkodobě vybuchující bolid -12 mag dokáže v okolí pozorovatele vybudit zvuk o intenzitě 25 dB, která je vyšší než intenzita šepotu (<20 dB). Nejlépe tyto fotoakustické zvuky slyší lidé s kudrnatými vlasy, protože vlasy mají velký poměr povrchu k objemu. Už dlouho je známo, že lidé s bohatou hřívou slyší fotoakustické zvuky nejčastěji.
J. Borovička aj. popsali vlastnosti superbolidu, jenž proletěl atmosférou nad Rumunskem 7. 1. 2015. Byl zaznamenán dvěma stanicemi evropské sítě EN na Slovensku a pěti průmyslovými videokamerami v Rumunsku. Superbolid vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 27,8 km/s. Šlo o typickou planetkovou dráhu s malým sklonem k ekliptice a odsluním uvnitř dráhy Jupiteru. Superbolid dosáhl nejvyšší jasnosti -21 mag ve výšce 43 km a pak pohasl v necelých 39 km. Hledání meteoritu nebylo úspěšné. Z anomálního průběhu světelné křivky vyplynulo, že původní těleso mělo hmotnost 4,5 t a přežívalo průlet víceméně vcelku až do dynamického tlaku 0,9 MPa. Pak se rychle rozpadalo působením dynamického tlaku 1 ÷ 3 MPa na drobné úlomky a prach. Když autoři porovnali světelnou křivku rumunského superbolidu s třemi dalšími pozorovanými případy, nenašli žádnou shodu, takže jde zřejmě o zcela jiný typ tělesa s vnitřní pevností kolem 1 MPa.
D. Čapek a J. Borovička shrnuli údaje o dalších případech malých železných meteoroidů, které poprvé identifikoval druhý z autorů již v r. 2005. Ve spektru těchto meteoroidů jsou patrné jen čáry Fe a jejich světelná křivka se nedá vysvětlit známými procesy ablace a rozpadu při hypersonickém letu atmosférou. Autoři nyní navrhli objasnit anomální případy okamžitým odstraněním kapalného materiálu z povrchu meteoroidu a rychlým odvodem kinetické energie. Model vysvětluje jak nízkou výšku počátku svícení meteoroidu, tak i délku dráhy a průběh světelné křivky pozorovaných drobných železných meteorů.
P. Spurný aj. zpracovali pozorování jasného bolidu a meteoritu Ejby, jenž dopadl v 6. 2. 2016 ve 21:07 UT do západního hustě obydleného předměstí Kodaně. Celkem se podařilo dohledat téměř 9 kg úlomků. V té době panovalo nad Dánskem i okolními zeměmi špatné počasí, ale přesto se autorům podařilo najít pět záznamů letu: tři digitální snímky z Německa, radiometrickou světelnou křivku ze severních Čech a část dráhy bolidu zaznamenanou kamerou na západním pobřeží Dánska. Tato pozorování ukázala, že šlo o velmi malý meteoroid o průměru 0,5 m se vstupní hmotností 250 kg. Meteoroid vstoupil do atmosféry rychlostí 14,5 km/s a směřoval k zemi pod strmým úhlem 62°. Světelná dráha bolidu započala ve výšce 86 km nad zemí a po průletu v délce 76 km skončila ve výšce 18 km. Meteoroid patřil mezi miniplanetky typu Apollo s nízkým sklonem dráhy 1° a přísluním těsně uvnitř dráhy Země. Zato velká poloosa dráhy 2,8 au sahala do vnitřní části hlavního pásu planetek a odsluní 4,6 au až za vnější pás planetek. Je to dokonce druhá největší vzdálenost odsluní mezi všemi meteority s rodokmenem. Meteoroid se podobá svými parametry meteoritu Košice z 28. 2. 2010.
P. Koten aj. pozorovali 9. 9. 2016 ve 23:56 UT jasný bolid a na dvou stanicích bolidové sítě zaznamenali v témž čase s rozptylem <2 s dalších 8 slabších meteorů letících v rovnoběžných atmosférických drahách. Celá skupina patřila do zářijového meteorického roje ε-Perseid (MDC č. 324). Pečlivou analýzou pozorovacích údajů autoři dokázali, že celý úkaz byl dokladem orbitálního rozpadu, jenž se odehrál v intervalu 2 ÷ 3 dnů před vstupem do zemské atmosféry ve vzdálenosti <12 mil. km od Země.
Man-To Hui a Jing Li sledovali během roku 2016 planetku (3200) Phaethon, jež má dráhu podobnou stabilnímu bohatému meteorickému roji Geminid (MDC 4), v okolí jejího průchodu přísluním ve vzdálenosti jen 0,14 au (21 mil. km!). Její světelnou křivku porovnali se dvěma předešlými pozorovanými průchody přísluním v letech 2009 a 2012. Využili k tomu kosmické sondy STEREO a zjistili, že ihned po průchodu přísluním se jasnost planetky zvýšila o 2 mag, neboť během jednoho dne se vytvořil krátký prachový chvost, který však brzo zanikl. Planetka tak přišla nanejvýš o 100 tun své hmotnosti, což je přibližně stejná hodnota jako při pozorovaných předchozích průchodech přísluním. O zjasnění se tedy ve všech případech postaraly submikronové až mikronové prachové částice spíše než výron plynů. Ačkoliv je Phaethon klasifikován jako aktivní křížič třídy Apollo, není proto příliš pravděpodobné, že toto těleso udržuje v provozu bohatý roj Geminid, jak se dosud usuzovalo z nápadné podobnosti jeho dráhy s dráhou roje. Pokud by měl být Phaethon zdrojem meteorického roje, musel by být v nedávné minulosti podstatně aktivnějším zdrojem kometární aktivity, což není příliš pravděpodobné.
M. Hajduková aj. využili dostupných optických pozorování Geminid získaných slovenskými i českými videokamerami a dalšími databázemi ze zahraničí (CAMS, SonotaCo, EDMOND a DMS) k podrobné analýze rozsahu drah s rozdílnými hodnotami délek velkých poloos. Meteoroidy s kratšími dráhami se koncentrují ve východní části proudu, zatímco u delších drah se koncentrace drah přesouvá k západu. Autoři však nalezli systematické rozdíly v rozložení velkých poloos mezi jednotlivými databázemi a podcenění rychlosti vstupu meteoroidů do atmosféry Země a poukázali na omezení spolehlivosti simulací dráhového vývoje jen na posledních 2,7 tis. let. G. Ryabova určila na základě optických i radarových pozorování Geminid celkovou hmotnost jejich proudu v intervalu 1013 ÷1015 kg.
P. Jenniskens, E. Lyytinen, H. Sugimoto a F. Verbelen potvrdili teoretické výpočty, jež předpověděly, že prachové částice uvolněné z komety 8P/Tuttle (oběžná perioda 13,6 r) při jejím průchodu přísluním v r. 1076 se 22. 12. 2016 setkaly se Zemí v podobě zvýšené činnosti meteorického roje Ursid (MDC 15). Radiant roje měl geocentrické souřadnice α = 219°; δ = +76° a dosáhl maxima frekvence při ekliptikální délce Slunce 270,82° ve výborné shodě s předpovědí (270,76°). Aktivita roje byla potvrzena jak optickými, tak i radarovými pozorováními. Na rozpoznání roje Ursid se podstatně podílel český astronom A. Bečvář, když o Štědrém večeru 1945 pozoroval na Skalnatém Plese Ursidy s maximální frekvencí 169 met/h (!).
E. Lyytinen využil údajů o výrazné aktivitě dlouhoperiodického meteorického roje říjnových Camelopardalid (MDC 281) v letech 2005 a 2016 k předpovědi, že ve večerních hodinách světového času dne 5. října 2017 dojde k další výrazné aktivitě roje, jehož mateřská kometa sice dosud nebyla objevena, ale prachová stopa roje bude opět procházet Zemí posunutá jen o 3,2 tis. km dál proti roku 2016. Autor předpověděl vrchol frekvence ve 20:47 h UTC (ekliptikální sluneční délka 192,558°). Jeho předpověď se vyplnila, jak oznámili C. Johannink v Evropě (12 rojových meteorů v časech od 5. 10. od 18 h do 05 h 6. 10. 2017) a nezávisle P. Jenniskens v Kalifornii, jemuž vyšel vrchol aktivity na sluneční délku 192,53° a efektivní trvání roje (polovina maximální frekvence) 6 h. Střední geometrický radiant Camelopardalid měl souřadnice α = 170,2° a δ = +78,6° a meteoroidy roje vstupní geocentrickou rychlost 46 km/s. Odtud se též podařilo odvodit hlavní dráhové elementy roje: q = 0,991 au; e = 0,96; a = 25 au; i = 78°; per = 125 r.
P. Jenniskens a M. Odeh (Mezinárodní IAU Centrum, Abú Zabí) oznámili, že kamerová síť Spojených arabských emirátů zaznamenala 21. 11. 2017 mezi 18,5 h a 22,0 h krátkodobou aktivitu roje α-Monocerotid (MDC 246). Na snímcích se podařilo identifikovat 127 rojových meteorů s geocentrickým radiantem α = 117°, δ = 1° a vstupní rychlostí 63 km/s. Odtud se daly odvodit dráhové elementy q = 0,474, e = 0,989, i = 134°, a = 90 au; per = 854 r. Roj se až dosud projevil občasnou aktivitou v letech 1925, 1935, 1985 a 1995. Nyní však bude podle výpočtů E. Lyytiena pravděpodobně pozorovatelný jak v r. 2018, tak v ještě příznivější konstelaci v r. 2019.
P. Babadžanov aj. počítali nominální dráhu komety 96/Machholz 1 a srovnávali ji s dráhami křížiče (196256) 2003 EH1 a meteorického proudu Kvadrantid (MDC 10). Do výpočtů zahrnuli poruchy drah těchto objektů velkými planetami v minulých 28 tis. letech. Tak ukázali, že před 9,5 tis. let se všechny tři dráhy těsně shodovaly. Z toho usoudili, že tato triáda tvoří jeden komplex.
Podobně M. Hajduková a L. Neslušan studovali vazbu mezi dlouhoperiodickou (P = 305 let) kometu C/1979 Y1 (Bradfield) a meteorickým roje červencových Pegasid (MDC 175). Autoři propočítali pro 10 tis. testovacích částic jejich dráhový vývoj během posledních pěti návratů komety do přísluní ve vzdálenosti 0,54 au. Potvrdili tak generickou vazbu na Pegasidy, ale navíc dokázali existenci dalšího (denního) roje, jehož radiant se nachází souměrně na protější straně k apexu dráhy Země vůči Pegasidám. Tento roj zatím není oficiálně potvrzen, ale jeho existenci potvrzují záznamy z katalogů CAMS (Cameras for All-Sky Meteor Surveillance) a SonotaCo. Autoři pro tento dočasný roj navrhují název Microscopiidy. Roj však nebude mít dlouhou životnost, neboť ho tvoří částice z velmi úzkého intervalu geometrických rozměrů. Výživnější složkou tohoto komplexu jsou však γ-Bootidy (MDC 104).
P. Spurný aj. upozornili na potenciální nebezpečnost meteoroidního komplexu říjnových a listopadových Taurid, jež se vyznačují relativně nízkou leč dlouhodobou aktivitou v uvedených měsících každého roku. Občas se však aktivita komplexu výrazně zvýší vinou rezonance oběžných drah 7:2 s Jupiterem. V r. 2015 zaznamenaly kamery Evropské bolidové sítě celkem 144 bolidů, z toho 113 mělo společné dráhové charakteristiky, takže evidentně patří do téže význačné struktury v roji Jižních Taurid (MDC 2). Jsou charakterizovány společnou ekliptikální délkou přísluní v úzkém rozmezí 155,9 ÷160° (25. 10. – 17. 11.) a ekliptikální šířkou přísluní 4,2÷5,7°. Velké poloosy jejich drah spadají do intervalu 2,23÷2,28 au, což přesně odpovídá zmíněné dráhové rezonanci s Jupiterem. Výstřednosti jejich drah se pohybují v rozmezí 0,8 – 0,9. Nejvýstřednější dráhy se pozorují na počátku zmíněného období výskytu a vyznačují se nejmenšími hodnotami přísluní. Jde tedy o koncentrický prstenec ve vnitřní části Sluneční soustavy. Hmotnosti dosud pozorovaných meteoroidů se pohybují v širokém rozsahu hmotností 0,1 g až >1 t. Meteoroidy s hmotnostmi <30 g jsou kupodivu velmi kompaktní, kdežto meteoroidy >0,3 kg jsou naopak mimořádně křehké. Hlavní riziko však naznačují křižující planetky 2015 TX24 a 2005 UR, jež zcela nepochybně díky svým dráhovým charakteristikám do komplexu patří a jejich rozměry 200÷300 m leží už nebezpečně nad minimální hranicí pro rizikové planetky (>140 m). Je téměř jisté, že rizikových planetek je v uvedeném komplexu více, přičemž jde o tak malá tělesa, že se objevují nesnadno, ale současně tak velká tělesa, že mohou způsobit regionální a dokonce i celokontinentální katastrofu. Autoři soudí, že problém si zaslouží nejvyšší prioritu v co možná nejpodrobnější analýze potenciální hrozby.
B. Dumitru aj. připomněli, že nedávné objevy těles, které se občas chovají jako komety, a jindy jako planetky, znamená, že meteorické roje mohou vznikat i zanikat jak díky aktivním kometám, ale také díky tělesům, která řadíme k příležitostně aktivním planetkám. To lze posoudit zpětným výpočtem drah meteorických rojů a těles podezřelých z jejich zrodu. Autoři propočítali na základě současných znalostí drah meteorických rojů a k tomu nápadně podobných drah planetek jejich vzájemnou vazbu za posledních 10 tis. let. Tak se ukázalo, že 206 křižujících planetek mohlo být mateřskými tělesy 28 meteorických rojů, případně mohlo jít o druhou generaci objektů vzniklých rozpadem původně většího tělesa. Nejvýstižnější příklady poskytly jednak binární planetka 2000 UG11, jež pravděpodobně zrodila Andromedidy (MDC 18), a rovněž převalující se planetka (4179) Toutatis, která mohla zrodit říjnové Capricornidy (MDC 233). Autoři dále identifikovali ještě pět dalších křížičů objevených v letech 2004 – 2014, jež mohou být zdrojem meteorických rojů.
P. Pokorný aj. shrnuli údaje o dráhách více než milionu meteoroidů získaných argentinským radarem SAAMER (Southern Argentina Agile Meteor Radar; vyzařovaný výkon 60 kW; Rio Grande, Tierra del Fuego; 53° j. š.) během čtyř let 2012 ̶ 2015. Radar v průměru zaznamenal 1 tisíc drah denně. Autoři potvrdili existenci 24 známých meteorických rojů jižní polokoule, ale současně objevili 34 nových rojů předtím neznámých. Radarová měření drah jsou mimořádně přesná a rozbor tohoto materiálu podstatně zlepší údaje o meteorických rojích na dosud opomíjené jižní polokouli.
V červnu 2016 se konala v pořadí jíž 9. konference o meteoroidech v Noordwijku v Holandsku za účasti více než 140 profesionálních i amatérských astronomů. Tyto konference se konají v tříletých intervalech a výsledky poslední z nich shrnuli v obsáhlém přehledovém článku D. Koschny aj. V uplynulém období byly uvedeny do chodu nové kamerové sítě opatřené citlivými videokamerami i další meteorické radary, které významně doplňují údaje o denních meteorických rojích, neboť vynikají přesností dráhových parametrů pro velké soubory pozorování. Kromě pozorování reálných meteoroidů se obnovily na vyšší technické úrovni laboratorní pokusy v aerodynamických tunelech, kdy se na meteoritech studují ablační a ionizační procesy pomocí ohřevu vzorků lasery. Jak je patrné i z ostatních zpráv v tomto odstavci, výrazně pokročilo modelování proudů meteoroidů i vývoje jednotlivých vláken meteorických rojů. Jedinečné nové podněty přineslo i pozorování výronů prachu a plynu z komety 67P v projektu Rosetta. Výborně zdokumentovaný pád meteoritu Čeljabinsk přinesl rovněž cenné nové údaje i podněty pro další výzkum.
Také P. Jenniskens připomněl, jak výrazně se zlepšuje technická základna pozorování meteorických rojů. Fotografické techniky sledování rojů nyní nahrazují citlivé videokamery, takže jen v letech 2007 – 2015 se podařilo získat 820 tis. drah meteoroidů s vysokou přesností poloh i rychlostí. Tak se ukázalo, že řada meteorických rojů trvá déle než 15 dnů, což se projevuje drifty radiantů. Ve směru antihelionu se zdařilo objevit 18 rojů, které mají rovněž driftující radianty. Celkem 27 rojů souvisí s kometami typu 1P/Halley. Jejich dráhy se většinou posouvají do nižších ekliptikálních šířek, ale pro vysoké ekliptikální šířky je tomu naopak. Kromě víceméně dlouhožijících rojů se objevují i epizodické roje, které souvisejí s počáteční fází jejich vzniku. Mimo rojů se daří pozorovat i sporadické pozadí, což může objasnit dynamický vývoj zodiakálního prachového oblaku.
T. Suk a S. Šimberová popsali soubor metod, které vyvinuli pro automatické zpracování údajů o meteorech, získávaných nyní řadou systémů s digitálními kamerami v různých celooblohových sítích. V Německu vznikla síť IMO Video Meteor Network, která se do r. 2013 rozšířila na území 16 států. Tvoří ji 88 kamer obsluhovaných 49 pozorovateli. Japonská síť SonotaCo funguje už od r. 2010 v Japonsku na 70 stanicích. V Kalifornii pracuje od r. 2011 síť tří observatoří CAMS. Na každé z nich pracuje 60 videokamer. Pokrývají oblohu do zenitové vzdálenosti 59°. Polská bolidová síť (PFN) má od r. 2016 celkem 36 pozorovacích stanic s 57 citlivými analogovými a 7 digitálními kamerami s vysokým rozlišením. Také Španělsko má vlastní síť (SPMN) a od r. 2007 pracuje česká síť AFO4. V Evropě funguje databáze EDMOND, do níž se ukládají údaje z 13 evropských sítí úhrnem ze 155 stanic. Právem lze očekávat, že tento technický rozvoj povede k podstatnému pokroku v našich znalostech o sporadických meteorech i o meteorických rojích.
Dátum poslednej zmeny: 01. septembra 2019