ŽEŇ OBJEVŮ 2019 (LIV.) - DÍL A
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1. Sluneční soustava

1.1. Planety a jejich měsíce

1.1.1. Merkur

Vznik Merkuru na vnitřní dráze Venuše stále představuje nevyřešenou výzvu numerických simulací formování terestrických planet Sluneční soustavy. M.S. Clement aj. sledovali vlastnosti akrečních modelů s podstatnou složkou srážkové fragmentace planetesimál. Teprve při zahrnutí opakovaných srážek s postupnými kolizemi menších a menších těles se ve ≥ 90 % simulací daří vytvořit těleso s rozměry a hmotností srovnatelnými s Merkurem. Prakticky nikdy se však takové těleso nenachází na dráze, která je podobná té Merkurově. Autoři se pokusili tento problém vyřešit dodatečným velkým impaktem po vytvoření většího základu planety (připomeňme z minula, že takový velký impakt dokáže dobře vysvětlit enormní poměr velikosti vnitřního kovového jádra Merkuru vůči tenkému silikátovému plášti) – ukázalo se však, že méně než 1 % simulací takových srážek vede k velkým poloosám a excentricitám drah Merkuru a Venuše, srovnatelným se skutečností. Merkur tedy umíme v modelech nechat vzniknout; teď ještě dostat ho na správnou dráhu.

1.1.2. Venuše

O Venuši nejsme zvyklí uvažovat jako o jedné z prvních obyvatelných planet ve Sluneční soustavě, ale podmínky na jejím povrchu byly možná pro život příznivé delší dobu než na Marsu. M.J. Way aj. přišli s modelem vývoje povrchu planety na základě radarových dat družice Magellan (NASA, 1989–1994, 295÷7 762 km nad povrchem) a výpočtu změny slunečního záření před 2,9÷0,715 Gr a předpokládaného složení venušanské atmosféry. Simulace ukazují, že pokud se na povrchu nachází tekutý oceán a rotace planety je pomalejší ≤ 16 d (pozemských), i při osvětlení povrchu o 46÷70 % více proti současné Zemi jsou atmosféra a hydrosféra schopné účinně rozvádět teplo po celé planetě a ještě před 715 Mr mohly na povrchu panovat příjemné podmínky.

Tomu nezávisle nasvědčují další simulace, tentokrát působení slapových sil oceánů o různých hloubkách na rotaci Venuše s různou počáteční rotační periodou. J. Green, M. Way a R. Barnes zveřejnili výsledky výpočtů, z nichž plyne jednak velký rozsah možného slapové disipace energie 0,001—780 GW, jednak velká schopnost zpomalovat rotaci planety tempem až 72 d za 1 Mr. Pokud bychom „počáteční“ Venuši nechali rotovat stejnou rychlostí jako současnou Zemi, na současnou velikost dne se dostane za pouhých 50 Mr. Takové rychlé zpomalení rotace tedy mohlo významně přispět k prodloužení doby obyvatelnosti Venuše až o 2 Gr.

O atmosféře současné Venuše se stále dozvídáme překvapivé a nové poznatky. Dlouhodobá měření družice Akatsuki (JAXA, start V 2010, 1÷330 tis. km nad povrchem) v UV a IR oboru spektra odhalila nečekané vlastnosti. T. Horinouchi aj. zveřejnili měření rychlostí větru v nejvyšších vrstvách atmosféry — superrotace je výraznější na severní polokouli než na jižní. Rozdíl v rychlosti větru autoři navrhují vysvětlit přítomností neidentifikované látky, která pohlcuje UV záření. Její rozdílná koncentrace na různých místech pak působí různou absorpci energie, čímž je možné vysvětlit různé rychlosti větru.

Y.J. Lee aj. existenci takové látky nepřímo potvrdili v měření albeda na vlnové délce 365 nm z družic Venus Express (ESA, 2005–2015, 460÷63 000 km nad povrchem), Akatsuki, MESSENGER (NASA, 2004–2015, průlety kolem Venuše X 2006 a VI 2007) a Hubbleova kosmického teleskopu (HST). Odrazivost atmosféry v této vlnové délce mezi r. 2006 a 2017 kolísala až na polovinu a téměř dvojnásobek průměrné hodnoty, což podle propočtů zářivého přenosu energie znamená 25÷40 % změnu atmosférického ohřevu. Poklesy a zvýšení albeda zhruba korelují se změnami sluneční aktivity a nabízí se také možná souvislost se zastoupením molekul SO₂ v nejvyšší vrstvě atmosféry.

K. Fukuya aj. v datech z dlouhovlnné části IR oboru objevili na noční straně Venuše slabé struktury s teplotou asi o 0,3 K rozdílnou proti okolí. Mapování pohybu těchto struktur odhalilo, že v noci se zonální proudění v atmosféře obrátí a místo od rovníku k pólům (jako ve dne) se pohybuje od pólů k rovníku.

T. Encrenaz aj. zpracovali IR data observatoře IRTF (InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m, Mauna Kea, Havaj) z období mezi lednem 2016 a zářím 2018 a zaměřili se na zastoupení molekul SO₂, CO₂ a HDO (těžká voda) v atmosféře Venuše. Zatímco zastoupení vody v atmosféře je téměř pravidelné po celém disku planety a mění se jen mírně v čase, zastoupení CO₂ a především SO₂ je výrazně časově proměnné. Ve výškách kolem 64 km nad povrchem planety se „výduchy“ SO₂ objevují nejčastěji v okolí rovníku a časově v blízkosti poledne. Ve směru podél rovnoběžek není patrný žádný zřetelný vzor, statisticky častěji se zvýšení koncentrace SO₂ objevují nad oblastmi mezi poledníky 100E÷150E a 300E÷360E. Důležité je mj. potvrzení, že je možné přímo porovnávat data koncentrací získaná v IR oboru ze Země s UV daty z družic a sond.

B. Campbell aj. publikovali zpracování 29 r měření rotace Venuše pozemskými radary. Data posbíraná mezi r. 1988 a 2017 umožnila zpřesnit rotační periodu na (243,0212 ± 0,0006) d, zcela ve shodě s dříve určenými hodnotami z družic Magellan a Venus Express.

K Venuši se chystá několik dalších družic — indická Shukrayaan 1 (ISRO, plánovaný start XII 2024), ruská Veněra D (Roskosmos, plánovaný start 2026), evropská EnVision (ESA, plánovaný start 2032) a americké DAVINCI a VERITAS (NASA, starty po r. 2026). Z některých projektů možná ještě sejde, nicméně v mezičase můžeme očekávat pokroky na základě měření Akatsuki a průletů BepiColombo, Parker Solar Probe a Solar Orbiter.

1.1.3. Země

Těkavé prvky v zemském plášti mají trojí původní zdroj: plyn zárodečné mlhoviny Sluneční soustavy, uzavřené bubliny v chondritech typu CI a částice slunečního větru. C.D. Williams a S. Mukhopadhyay zveřejnili poměry izotopů ²⁰Ne / ²²Ne z hlubokého pláště, z nichž vychází průměrná hodnota (13,03 ± 0,04), což je násobně vyšší hodnota než pro izotopický poměr jader slunečního větru i bubliny v chondritech. Autoři upozorňují, že v chocholech magmatu v plášti je poměr izotopů ještě o ~1,5 % vyšší. Nabízí se tedy logické vysvětlení, že zemské jádro obsahuje především těkavé prvky přímo ze zárodečné mlhoviny. Poměr ²⁰Ne / ²²Ne v bazaltech na oceánském dně se podstatně více blíží hodnotě typické pro chondrity, což autoři vysvětlují přínosem chondritického materiálu v průběhu těžkého bombardování (kdy již bylo jádro planety zformované) a recyklací neonu opakovaným zapracováváním povrchové vody procesy deskové tektoniky.

Severní magnetický pól Země je již přes století na cestě od severního pobřeží Kanady směrem k Sibiři. V loňském roce byl nejblíže k rotačnímu pólu planety za celou známou historii a jeho pohyb se stále zrychluje. Změna je tak rychlá, že světový magnetický model, jehož parametry využívají všechny moderní navigační systémy, musel být revidován již po 3 r namísto pětiletého intervalu. Posun magnetického pólu je patrně důsledkem vysokorychlostního výronu železa na rozhraní vnitřního a vnějšího jádra pod severní Kanadou. Kromě změny polohy kolísá také intenzita magnetického pole — za tu jsou zodpovědné hydromagnetické vlny na rozhraní vnějšího jádra a spodního pláště pod Jižní Amerikou.

C. Nicholsová aj. prozkoumali horniny z oblasti Isua (západní Grónsko), jejichž stáří je 3,71 Gr a o nichž probíhá debata, zda nejde o nejstarší minerální pozůstatky života na Zemi (tj. stromatolity). Autory zajímala především orientace magnetizovaných minerálů z křemíkatých částí hornin, které se nacházejí v nejsevernější části oblasti. Navzdory očekávání, že u takto starých hornin bude magnetický záznam „přemazán“ pozdějším tavením, bylo v železných zrnech skutečně magnetické pole zachyceno. To posouvá datování nejstarší magnetizované horniny 200 Mr do minulosti. Vedlejším produktem výzkumu je konstatování, že v případě hornin nejde o usazeniny (stromatolity), ale o granoblastické křemence budinované (budináž = tažení válcovitých vyvlečenin, podobných jelitům — název z fr. boudin, jelito) v okolních vápencích.

N. Østgaard aj. zveřejnili data z prvních 10 měsíců pozorování záblesků záření γ z pozemských blesků přístrojem ASIM (Atmosphere‐Space Interactions Monitor), pracujícím od 2. dubna 2018 na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Přístroj zaznamenal 217 záblesků γ, mnoho z nich současně s družicí Fermi. Záblesky γ vznikají interakcí atmosférických částic se silným elektrickým polem, které se šíří prostorem těsně před samotným výbojem. Kromě samotných záblesků přístroj zaznamenal také přítomnost skřítků (horních výbojů) a potvrdil, že atmosférické záblesky záření γ jsou ještě kratší a tudíž energetičtější, než vyplývalo z dat družice Fermi.

B. Hariharan aj. zveřejnili výsledky pozorování mionové observatoře GRAPES-3 (Gamma Ray Astronomy PeV EnergieS phase-3, Udagamandalam, Indie), která zaznamenala 184 bouří mezi dubnem 2011 a prosincem 2014. Nejsilnější zaznamenaný elektrický potenciál bouře z prosince 2014 představuje hodnotu 1,3 GV — výška bouřkových mraků byla 11,4 km nad mořem při rychlosti asi 60 km/s vůči zemi, plocha aktivní oblasti ≥ 380 km² a nabíjecí čas nejsilnějšího záblesku ~6 min znamená potřebný výkon ≥ 2 GW. Jde o první přímý důkaz existence bouřkového potenciálu v řádu GV, který byl dosud jen hypoteticky navržen jako možný původce záblesků záření γ s energiemi ~100 MeV.

W. Lyons aj. oznámili potvrzené měření rekordní délky blesku nad severním Texasem, Oklahomou a jihovýchodním Kansasem s nejkratší spojnicí mezi zaznamenaným počátkem a koncem ≥ 500 km. Veleblesk osvětlující plochu 67 845 km² udeřil mezi dvěma systémy konvektivní bouře 22. října 2017 a v celé délce ho zachytila družice GOES–16 (Geostationary Operational Environmental Satellite, jedna ze sítě satelitů americké meteorologické služby NOAA); dlouho se čekalo na potvrzení z pozemních celooblohových kamer. Další z družic sítě, GOES–17 (start koncem r. 2018) vloni pozorovala ještě delší výboj o délce ≥ 650 km; také v tomto případě se čeká na nezávislé potvrzení.

Družice DSCOVR (Deep Space Climate ObservatoRy, start 2015, Lagrangeův bod L₁ soustavy Slunce–Země) nese na palubě mj. přístroj NISTAR (National Institute of Standards and Technology Advanced Radiometer), jehož úkolem je měřit sezónní změny v celkovém vyzářeném výkonu Země. Přístroj je záměrně velice jednoduchý, celý zemský disk je zobrazen v právě jednom pixelu, ale v různých vlnových délkách. Změny poměru intenzit v různých spektrálních částech umožňují detekovat změny vyvolané vegetací a oceánskými mikroorganismy. B. Carlsonová aj. publikovali výsledky sběru dat v prvních dvou letech družice — kromě zpřesnění vyzařovacích modelů zemské atmosféry známe biologický „podpis“ naší vlastní planety v podobě viditelného zlomu spektra okolo spektrální čáry 0,7 µm (tj. hranice viditelného a IR záření, kde je fotosyntéza rostlin nejefektivnější). Takový podpis můžeme hledat u exoplanet, jakmile budeme schopni dostatečně spolehlivě odfiltrovat světlo jejich mateřských hvězd.

Agentura NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration), NASA, britská meteorologická agentura Met Office a Světová meteorologická organizace zveřejnily průměrnou teplotu r. 2018 – o 0,83 °C nad průměrem let 1951–1980. Roky 2014–2018 představují nejteplejší pětiletku za celou známou historii, 9 z 10 nejteplejších roků za posledních 140 let nastalo po r. 2005. Zimní rozšíření arktických i antarktických ledovců bylo druhé nejnižší od r. 1979, kdy se tento údaj sleduje.

C. Sprainová aj. hledali rozhraní křída–paleocén v Dekkánských trapech (magmatická provincie ve střední Indii) pomocí poměru izotopů ⁴⁰Ar / ³⁹Ar v usazeninách vulkanických popelů. Rozložení argonu v popelu ukazuje, že ≥ 90 % objemu Dekkánských trapů se vylilo během doby ≤ 1 Mr, z toho nejméně 75 % již v období třetihor. První fáze výlevů proběhla ještě před koncem křídy, ale jednalo se o nejslabší projev magmatické činnosti. B. Schoene aj. využili datování pomocí izotopů uranu a olova přímo v krystalcích zirkonu v bazaltech, které potvrzuje, že došlo ke čtyřem plynule na sebe navazujícím magmatickým výlevům. Z nich pouze první o několik desítek tisíc let předcházel impaktu Chicxulub, další – silnější – výlevy nastaly až po něm.

S. Gulick aj. informovali o výsledcích průzkumu vrtného jádra vyzvednutého v rámci 364. expedice IODP (International Ocean Discovery Program) ze středového vrcholku kráteru Chicxulub (nyní ~600 m pod mořem, polostrov Yucatán, Mexiko). 835m dlouhé jádro obsahuje ~130 m usazenin ze dne, kdy ke katastrofě došlo, ~40 m z toho pochází přímo ze zpětného dopadu vyvrženého materiálu, dalších ~90 m nanesla voda, která se během pouhé hodiny nalila do vzniklého kráteru. Tsunami vytvořená impaktem oběhla celou planetu za ~4 h a do další vrstvy sedimentů přinesla úlomky dřevěného uhlí a saze ze vzdáleností ≥ 5 000 km. R. DePalma aj. publikovali výsledky paleontologického výzkumu oblasti Tanis (Severní Dakota, USA), kde se podařilo objevit fosilní záznamy katastrofy méně než 1 h po dopadu planetky. Vybuzená seismická aktivita způsobila lokální přílivové vlny, které vybily vše živé v okolí vodních toků; žábry zkamenělých sladkovodních ryb jsou plné skleněných kuliček s vysokým obsahem meteorického iridia. Během následujících několika hodin prakticky všichni suchozemští živočichové větší než dnešní krysa na celé planetě zemřeli (~75 % druhů).

Obnova života následovala velice rychle, jak shrnuli M. Henehan aj. a T. Lyson aj. Prvních tisíc let kralovaly pevninám kapradiny, které katastrofa postihla nejméně ze všech životních forem. Po ~1 kr je vystřídaly palmy, následované po ~300 kr ořešákovitými porosty a následně luštěninami (~700 kr po impaktu). Po nástupu olejnatých ořešáků se velikost suchozemských zvířat zvětšila zhruba na úroveň dnešních bobrů a po rozšíření luštěnin maximální hmotnost savců stoupla na ~50 kg. Oceánská fauna se částečně vzpamatovala již ~30 kr po katastrofě, ačkoli výrazné okyselení oceánů vyhubilo asi polovinu vodních druhů rostlin i živočichů. „Pouhý“ 1 Mr po impaktu však jak pevninská, tak oceánská biosféra vypadala takřka jako by se nic nestalo — jen namísto dinosaurů zůstali pouze ptáci.

T. M. Erickson aj. publikovali analýzu izotopového datování U–Pb krystalků zirkonu z hornin středového vrcholku kráteru Yarrabubba (⌀ 70 km, Západní Austrálie), z nichž plyne, že se jedná o nejstarší dochovaný kráter na povrchu Země. Posvátná hora Barlangi, jak středový vrcholek nazývají Aboriginové, obsahuje v mimořádně tvrdých křemenných horninách šokově přeměněný minerál monazit, jehož stáří je (2 229 ± 5) Mr, což posouvá nejstarší známou impaktní strukturu na Zemi ≥ 200 Mr do minulosti (rekord dosud držel kráter Vredefort, ⌀ ~300 km, JAR; ~2 023 Mr). Impakt mohl způsobit konec Huronského zalednění (–2,4÷–2,1 Gr); numerické simulace dopadu planetky o ⌀ ~7 km na ledovec s tloušťkou 2÷5 km ukazují, že se při impaktu do atmosféry uvolní dostatečné množství vodní páry, aby vyvolala skleníkový efekt. Saze a prachové částice rozptýlené impaktem pak po dopadu zpět na povrch sníží jeho albedo a urychlí tání sněhu a ledu.

1.1.4. Měsíc

20. července 2019 uběhlo 50 let od prvního přistání člověka na Měsíci. Program Apollo byl bezprecedentně největším soustředěným úsilím lidstva, jehož se účastnilo ~400 000 lidí (asi trojnásobek počtu osob zapojených do projektu Manhattan) a stál 25,4 mld USD (v dnešních cenách ≥ 10× tolik; v r. 1964 NASA spotřebovala 4,3 % celého rozpočtu USA). Zapojené obory sahaly od základního výzkumu – materiálové fyziky, fyziky povrchů – přes aplikované obory – chemii, elektrotechniku, rozvíjející se softwarové inženýrství a konstrukční práce – až po biologii, medicínu a psychologii. Ve všech těchto oborech bylo nutné posunout hranice známého a především propojit znalosti a zkušenosti mezi obory. Podle ankety časopisu Nature z r. 2009 se polovina z ≥ 800 oslovených přírodovědců rozhodla pro vědeckou kariéru přímo na základě úspěšného přistání člověka na Měsíci.

K Měsíci nebo na jeho povrch se dostali 24 lidé (všichni Američané), 12 z nich na něm přistálo. Mimo ochranu zemské atmosféry lidé strávili ≥ 7 500 člověkohodin, z oběžné dráhy nebo z Měsíce odvysílali ≥ 93 h TV přenosů, vyfotili ≥ 4 600 fotografií a přivezli zpět na Zem ~382 kg hornin. Na povrchu Měsíce zanechali přístroje, z nichž některé dodnes pasivně pomáhají zpřesňovat měření. Několik lidí také přímo kvůli programu Apollo zahynulo –astronauti V. Grissom, E. White a R.B. Chaffee zahynuli 27. ledna 1967 při požáru v kabině Apolla 1, pilot C.C. Williams zahynul při letu testovací stíhačkou 5. října 1967 a technik W.B. Estes zemřel 16. května 1968 na plošině startovacího komplexu 39A při opravě tlakového potrubí.

Nové objevy na Měsíci přicházejí i díky zpracování historických dat. T. Watters aj. znovu analyzovali seismologické záznamy z let 1969–1977 a objevili v nich 28 mělkých „měsícotřesení“, pro něž bylo možné určit polohu epicentra. Ukázalo se, že pro 8 seismických záznamů se epicentrum nachází do vzdálenosti ≤ 30 km od ostrých útesů, které se nacházejí po celém povrchu Měsíce. Objevila je r. 2010 družice LRO (Lunar Reconnaisance Orbiter). Tyto tzv. tahové zlomy jsou způsobené chladnutím měsíční kůry, která — protože Měsíc nemá deskovou tektoniku — se smršťuje a praská v nejkřehčích místech. Tahové zlomy jsou dlouhé stovky m až jednotky km, vysoké jsou desítky m a napětí pod nimi postupně narůstá, až dojde stejně jako na Zemi ke skokovému posunu vrstev, který vyvolá zemětřesení. 18 těchto otřesů nastalo v odzemí dráhy, patrně proto, že slapové síly Země jsou soustředěné v menší ploše pláště přivrácené strany a svislý gradient tahu je největší. Stáří tahových zlomů se odhaduje na ≤ 50 Mr, což znamená, že Měsíc je dosud tektonicky aktivní.

S. Mazroueiová aj. vyzkoušeli novou metodu určování stáří měsíčních kráterů pomocí měření teploty povrchu dálkovým IR teploměrem na palubě družice LRO. Mladší krátery mají ve svém okolí větší balvany než starší krátery – kamení na povrchu je kratší dobu vystaveno erozi; větší balvany vzhledem k vyššímu poměru objemu a povrchu udrží více tepla a v měsíční noci chladnou pomaleji. Autoři vytipovali 111 kráterů s ⌀ ≥ 10 km, které jsou všechny mladší 1 Gr. Ukázalo se, že míra dopadů se před ~290 Mr zvýšila na 2,6× předchozí hodnoty. To odpovídá pozemskému záznamu, kde je také dochovaných kráterů mladších ≤ 300 Mr více než z předchozích období. Není jasné, zda jde o přechodné náhodné zvýšení nebo dlouhodobý trend.

Čínská kosmická agentura CNSA zaznamenala další úspěch 3. ledna 2019, kdy se přistávacímu modulu sondy Čchang'e 4 podařilo měkce dosednout na odvrácené straně Měsíce v kráteru Von Kármán uvnitř impaktní pánve Jižní pól–Aitken. Součástí modulu bylo šestikolové vozítko Jutu 2, které se během loňského roku stalo držitelem rekordu nejdéle pohybujícím se prostředku na povrchu Měsíce. Získali jsme také první panoramatické fotografie z odvrácené strany a první spektrální analýzy povrchového regolitu atd. C. Li aj. publikovali analýzy vzorků, z nichž plyne, že materiál povrchu Von Kármán obsahuje tzv. mafity (železo-hořečnaté minerály) a pyroxeny a olivíny s nízkým zastoupením vápníku, zato vyšší hustotou. Patrně se jedná o materiál vyvržený přímo z měsíčního pláště, patrně z nedalekého kráteru Finsen (⌀ 72 km). Jde o další nepřímý důkaz hypotézy, že celá měsíční kůra byla kdysi v minulosti tekutá a hustší minerály v ní sedimentovaly do nižších vrstev.

Závěrem kuriozita: nejstarší známá pozemská hornina pochází z… Měsíce. J. Bellucci aj. nalezli ~2cm valounek v měsíční brekcii, kterou astronauti Apolla 14 přivezli v lednu 1971 na Zem jako vzorek č. 14321. Zrna křemíku, živce a zirkonů se zformovala ve vodním prostředí v hloubce odpovídající na Zemi ~19 km, zatímco na Měsíci by muselo jít o hloubku ≥ 167 km. Vznik v důsledku impaktu je nepravděpodobný jednak kvůli nedostatku vody v takovém prostředí, jednak kvůli absenci šokově přeměněných minerálů v hornině. Datování pomocí uranu a olova a izotopů titanu odhalilo stáří nejméně (4 011 ± 10) Mr, izotopy Sm a Nd ukazují dokonce na stáří (4 110 ± 200) Mr. Silný impakt vyhodil někdy v době formování prvních kontinentů kámen do kosmu, kde jej dříve či později zachytil Měsíc a následná impaktní eroze povrchu jej zapracovala do brekcie v Moři dešťů.

1.1.5. Mars

Mise Opportunity (NASA, start 7. 7. 2003, přistání 25. 1. 2004) byla oficiálně ukončena 13. února 2019. Poslední kontakt s vozítkem na povrchu Marsu nastal 10. června 2018 před očekávanou celoplanetární prachovou bouří. Ta se ukázala jako horší a především delší než zatím nejsilnější z r. 2007, kterou rover přežil. Tentokrát zřejmě zaprášení slunečních panelů dosáhlo takového stupně, že po zimě se již vozítko neprobralo z hibernace – reakce nepřišla ani na jeden z ≥ 1 000 příkazů zaslaných ze Země. Bezmála 15 let činnosti (oficiální plánovaná délka mise byla 90 d!) přinesla rekord v ujeté vzdálenosti na povrchu jiného tělesa než Země, identifikaci prvních mimozemských usazenin, objev dalších hornin vzniklých ve vodním prostředí a nakonec přímý průzkum nejstarší horniny mimo Zemi (s dalším potvrzením vodní eroze v kráteru Endeavour).

6. dubna 2019 zaznamenala sonda InSight (Interior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, NASA/JPL, start 5. 5. 2018, přistání 26. 11. 2018) první prokazatelné „marsotřesení“ s magnitudem 2÷2,5, první zemětřesení na jiném tělese, než je Země nebo Měsíc. Za necelé dva měsíce od instalace seismografického modulu SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) na povrch Marsu přístroje zachytily mnoho slabých zachvění, která byla způsobená poryvy větru. Stejně jako Měsíc ani Mars nemá deskovou tektoniku, třesení tedy mohou být způsobena smršťováním kůry, jak planeta postupně chladne, anebo impakty meteoritů. O jakou možnost šlo v tomto prvním případě, zatím nevíme. Sonda InSight se nejprve v březnu, pak v červnu, a nakonec v prosinci 2019 svým robotickým ramenem pokusila nainstalovat na povrch také modul HP³ (Heat flow and Physical Properties Package, hloubkový IR teploměr navržený k měření gradientu teploty do hloubky až 5 m pod povrch), ale v písčité porézní vrchní vrstvě půdy nebyly pokusy úspěšné.

O. Korablev aj. oznámili, že evropsko-ruská družice TGO (ExoMars Trace Gas Orbiter, start 14. 3. 2016, od 19. 10. 2016 na kruhové dráze 400 km nad povrchem) nenalezla v širokém rozmezí zeměpisných šířek ani nad jednou polokoulí Marsu stopy metanu. Přístroje ACS (Atmospheric Chemistry Suite, ruský tříkanálový IR spektrometr) a NOMAD (Nadir and Occultation for MArs Discovery, belgický IR a UV spektrometr) jsou citlivé a negativní nález představuje limitní koncentraci ≤ 0,05 ppb (parts per billion, miliardtina). V rozporu s tímto zjištěním rover Curiosity v červnu naměřil nad povrchem rekordní nárůst koncentrace metanu na 21 ppb; měření týden před maximem vykazovalo hodnoty ≤ 1 ppb. Nevysvětlené zůstávají jak původ metanu, tak způsob jeho uvolňování a konečně i jakým způsobem se dostává pryč z atmosféry. Hypotézy původu jsou tři: biogenní (produkt půdních mikroorganismů), geochemická (rozpouštění pyroxenů ve vodě) a fotodisociační (rozklad molekul na prachových částicích na povrchu UV zářením). Vysvětlení náhlých nárůstů koncentrace jsou v rovině spekulací — ať už jde o uvolňování plynu z podzemních dutin nebo povrchové procesy, není zřejmá žádná souvislost s místním počasím. Ještě záhadnější zůstává způsob odstraňování metanu z atmosféry — nějaký neznámý proces musí plyn likvidovat v nízkých vrstvách atmosféry, takže ho TGO nedokáže zjistit.

K. Lewis aj. informovali o technologickém majstrštyku, který se podařil vědcům a inženýrům NASA s vozítkem Curiosity (NASA/JPL, start 26. 11. 2011, přistání 6. 8. 2012). Rover má na palubě čtyři mikroakcelerometry, které pozemní operátoři překalibrovali tak, aby při stoupání na Aeolis Mons (středový vrchol kráteru Gale) měřily lokální odchylky gravitačního pole. Protože vozítko zároveň zná změnu „nadmořské“ výšky, z průběhu slábnutí gravitace je možné odvodit průměrnou hustotu horniny pod koly. Určená hodnota (1 680 ± 180) kg/m³ je nižší než očekávaná a naznačuje, že materiál pod povrchem je pórovitý. To vylučuje hypotézu, že současný povrch je erodovaný zbytek původně několik km mocné vrstvy sedimentů.

K. Ramsley a J. Head publikovali výsledky série numerických simulací, parametrizujících model vzniku kráteru Stickney a dlouhých rýh na povrchu Marsova měsíce Phobos. Model založený na hypotéze L. Wilsona & J. Heada (1989, 2005, 2015) představuje impaktem vyvržené balvany, valící se po povrchu měsíce – některé kolem dokola, některé v důsledku udělené hybnosti balistickým letem, resp. jen částečně po povrchu. Autoři použili 6 modelových balvanů, tři velké poloosy dráhy Phobosu před srážkou (větší než současná největší velká poloosa), gravitaci Marsu i tření balvanů v regolitu měsíce. Model s velkou poloosou dráhy 12 000 km a rychlostí odhozených balvanů ≤ 6 m/s dokáže reprodukovat vznik rýh, suborbitální skok balvanů na protější straně měsíce, vznik rýh uvnitř kráteru Stickney, „přepis“ jednotlivých rýh dalšími při násobných obězích balvanů kolem měsíce i částečné přemazání rýh sekundárním dopadem drobnějšího materiálu vyhozeného impaktem. Tento nejúspěšnější model odpovídá stáří kráteru i rýh ~150 Mr.

1.1.6. Jupiter

Magnetické pole Jupiteru nemá dipólový charakter, ale má značně komplikovanou strukturu – na jižní polokouli je přibližně srovnatelné s dipólovým, ovšem na severní se nachází chaotická struktura, jejíž siločáry vycházejí a opět se zanořují v různých smyčkách. K. Mooreová aj. přišli s pravděpodobným vysvětlením v podobě vrstev kovového vodíku, které se promíchávají s horninami a ledem, sedimentujícími sem z vyšších vrstev nebo naopak vynesenými z hloubek. Protože promíchávání není pravidelné, vznikají v tekutém „plášti“ oblasti s různou hustotou, které vyvolávají chaotické konvektivní pohyby. Tento tekutý vodík se pod velkým tlakem chová jako kov a mohou jím volně proudit elektrony, proto je i planetární magnetické pole generované tímto dynamem značně chaotické.

S.–F. Liu aj. publikovali výstupy numerických simulací srážky Prajupiteru s hmotností ~30 M_Z s impaktorem o hmotnosti ≥ 10 M_Z. V té době už je Prajupiter diferencovaný na jádro a plášť, srážka však obě tělesa částečně promíchá a následná konvekce v plášti udrží i těžší prvky, které by bez impaktu zůstaly v jádře. Zároveň pokračuje akrece lehkých prvků a celý zárodek se obalí vodíkovo-héliovou atmosférou. Tento model dokáže kromě gravitačních vlastností pozorovaných na Jupiteru družicí Juno (NASA/JPL, start 5. 8. 2011, vstup na oběžnou dráhu 5. 7. 2016) dobře vysvětlit také sklon rotační osy a zmiňované magnetické pole.

I amatérští pozorovatelé si mohli od května loňského roku všimnout, že Velká červená skvrna (Great Red Spot, GRS) vypouští do jižního rovníkového pásu dlouhá světlá vlákna. Děje se to přibližně jednou za týden a vlákna jsou dlouhá ≥ 10 000 km. Dobře jsou viditelná v IR vlnové délce 890 nm, což je výrazná absorpční čára metanu, v níž opticky ztmavnou struktury v Jupiterově vysoké atmosféře. Jedná se o proces postupného rozpouštění bouře v jižním rovníkovém pásu — na západní straně Velké červené skvrny je v IR oboru dobře patrná turbulentní fragmentace.

Do GRS nahlédla při přeletu PJ7 také družice Juno. E. Galanti aj. informovali o pokusu změřit hloubku jejího oka mikrovlnným radarem. Dráha družice nevedla přímo nad bouří, proto se podařilo „dohlédnout“ jen do hloubky ≤ 200 km. Při dalších přeletech PJ18 a PJ21 bude orientace sondy vhodnější a autoři plánují kromě radaru využít také gravimetrii — akcelerometry na palubě družice jsou tak citlivé, že teoreticky je možné měřit hloubku obří turbulence až do vzdálenosti ~1 000 km.

K. Baines aj. publikovali výsledky experimentálních spekter uměle připravené Jupiterovy atmosféry ve svrchní části GRS dle modelu R. Carlsona aj. z r. 2016. Ukázalo se, že rozprášený acetylen reaguje s fotolytickými produkty čpavku, vzniklými UV zářením s vlnovou délkou ~200 nm, a spektrum vzniklého aerosolu téměř přesně odpovídá pozorovanému spektru v rozsahu 0,35÷1,05 µm. Na modelu je fascinující jeho jednoduchost: k reprodukci spektra GRS stačí vrstva tenká ~1 µm s plošnou hustotou 32÷40 µgm/cm², tvořená částicemi o velikosti 100÷200 nm. Prakticky to znamená, že v optickém a blízkém IR oboru spektra nepozorujeme částice rozptýlené v celé struktuře bouře, ale jen tenkou vrstvu atmosféry nad všemi jejími mračny. Ve skutečné GRS také musí existovat pravidelný přísun acetylenu do troposféry, neboť se vlivem UV záření po ~desítkách měsíců rozkládá a aerosol by neměl jak vznikat.

G. Filacchione aj. zpracovali ~1 000 IR spekter Europy, náhodně pořízených při přeletech družice Juno. Spektra pořízená při fixní orientaci družice nad terminátorem Jupiteru přístrojem JIRAM (Jovian InfRared Auroral Mapper) ze vzdáleností ≥ 335 000 km mají prostorové rozlišení ~80 km/px a pokrývají téměř všechny zeměpisné šířky (a naopak jen menšinu zeměpisných délek) měsíce v různých fázích vůči Slunci. Vodní čáry v oblasti ~2 µm jsou rozšířené a střed čar je posunut do větších vlnových délek vlivem přítomnosti ledových částic (krystalických i amorfních), odrazivost povrchu v pásmu 2,4 µm ukazuje na velikost zrn ~10÷100 µm a teplota povrchu odvozená z intenzity záření v pásmu 3,6 µm odpovídá nejvyšší denní teplotě 132 K.

1.1.7. Saturn

S. Sheppard, D. Jewitt a J. Kleyna oznámili objev 20 nových měsíců Saturnu 8,2m dalekohledem Subaru na Mauna Kea. Saturn tak má oficiálně o 3 měsíce víc než Jupiter. Většina nově objevených měsíců má ⌀ 3÷5 km, 17 z nich obíhá po retrográdních drahách a z této skupiny opět většina pod stejným sklonem a ve stejné vzdálenosti, takže patrně vznikly fragmentací většího tělesa. Jména nových měsíců byla vybrána podle postav severské, galské a inuitské mytologie.

Posledních 22 obletů sondy Cassini kolem Saturnu proběhlo v mezeře mezi viditelným povrchem planety a vnitřním prstencem D. Gravimetrická měření T. Guillota aj. ukázala na diferenciální rotaci planety nejméně do hloubky ~9 000 km (na rovníku; jinde asi 70 % vzdálenosti od rotační osy). V těchto hloubkách také vzniká Saturnovo magnetické pole. Vrchní část atmosféry na rovníku rotuje ≥ 4 % rychleji než jádro, ve vyšších zeměpisných šířkách je rotace naopak o 1÷2 % pomalejší. Járo planety má hmotnost 15÷18 M_Z. M. Dougherty aj. zpracovali magnetometrická měření, podle nichž jsou rotační osa a osa magnetického pole shodné s přesností ≤ 0,008° a mezi vnitřní hranou prstence D a svrchní vrstvou atmosféry tečou elektrické proudy podobně pozemským proudům, které generují polární záře. C. Mankovich aj. zkusili nezávisle určit rotační rychlost jádra Saturnu — jejich hodnota 10 h 33 m 38 s ^{+1 m 52 s}_{–1 m 19 s} získaná pomocí analýzy periodického vlnění prstence C je značně nižší než dřívější rádiová měření. Kilometrové vlny, které zaznamenala již sonda Voyager 1, však nemusejí vznikat v blízkosti jádra, příčinou rozdílu tedy může být diferenciální rotace.

L. Iess aj. zpracovali gravimetrická měření z pohledu hlavních prstenců — jejich celková hmotnost je ~1,5×10¹⁹ kg (~41 % hmotnosti měsíce Mimas), čemuž odpovídá odhad stáří 10÷100 Mr. Blízký průlet umožnil detailní snímkování a spektrální měření prstenců s prostorovým rozlišením ≤ 1 km. M.S. Tiscareno aj. publikovali přehled zásadních zjištění: velké měsíce tvoří v prstencích vlny a drážky — příčné, hustotní (zvukové) i strukturální (slapové síly třídí částice podle hmotnosti). Nejvýraznější je to v případě měsíce Daphnis (⌀ ~8 km) v Keelerově dělení. Další zvlnění vytvářejí rezonanční jevy, nejpatrnější v případě měsíce Mimas a rezonance 5:3 s prstencem C.

A. Crida aj. shrnuli experimentální i teoretické poznatky o stáří prstenců. Pozorovaná hmotnost napovídá, že prstence nejsou staré — u tenkých akrečních disků platí stejná úměra jako u hvězd: čím jsou hmotnější, tím rychleji se vyvíjejí (mizí). Na druhou stranu nelze úplně vyloučit možnost, že jejich počáteční hmotnost byla jen o trochu větší než současná a současný stav je výsledek pozvolného vývoje. Tomu napovídá skutečnost, že při současné rychlosti přenosu částic mezi vnitřním prstencem D a atmosférou Saturnu by trvalo ~820 Mr, než by planeta všechnu jejich látku pohltila. Jakmile do modelů vstoupí proměnná viskozita (míra tření mezi částicemi) a chemické, elektrostatické a magnetické jevy mezi částicemi prstenců, je možné najít prakticky jakoukoli možnou kombinaci vlastností, aby stáří prstenců vyšlo jakékoli v rozsahu 10÷4 500 Mr. Autoři uzavírají, že ačkoli je zřejmé, že pozorované struktury v prstencích (dělení, měsíce, prachový déšť) jsou mladé, stále nelze vyloučit, že samotné prstence vznikly zároveň se Saturnem.

B. Burattiová aj. zveřejnili zjištěné vlastnosti vnitřních měsíců (kromě Daphnis se uvnitř prstenců nachází ještě Pan), které se podle spektroskopických vlastností porézních povrchů vytvořily z částic pocházejících právě z prstenců a z krystalků ledu pocházejících z kryovulkánů na Enceladu. Jejich celková hustota je menší než hustota vody, Pan a Atlas mají výrazné hřbety akreovaného materiálu. Čím dál od Enceladu se nacházejí, tím větší část povrchu tvoří načervenalé částice hlavních prstenců. Všechny měsíce mají popraskanou kůru v důsledku slapových sil planety a velkých měsíců a všechny jsou znatelně erodované částicemi slunečního větru a kosmického záření, které na ně svádí magnetické pole Saturnu.

13 let práce sondy Cassini v okolí Saturnu přineslo mj. řadu poznatků o jeho největším měsíci Titanu. Průletů kolem něj bylo ≥ 100, i během „velkého finále“ od srpna do září 2017 sonda získala další data. R. Lopesová aj. publikovali úplnou topografickou mapu celého měsíce – téměř dvě třetiny povrchu pokrývají rovné pláně, ~17 % povrchu zejména okolo rovníku tvoří písečné přesypy (jejichž tvar se v průběhu 13 let pozorování měnil), asi 14 % povrchu zabírá kopcovitý až hornatý terén. Jen ~1,5 % povrchu tvoří erozní „labyrinty“ – soutěsky, rokliny a údolí vytvořená deštěm a tekutinami. Ještě o trochu menší plochu zabírají jezera tekutého metanu, která se téměř všechna nacházejí v okolí severního pólu měsíce. Na celém povrchu je velmi málo kráterů, je tedy geologicky mladý.

R. Dhingraová aj. objevili v datech IR spektrometru VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) z června 2016 výrazné zjasnění na ploše ~120 000 km² právě v okolí severního pólu Titanu. Na základě celkové jasnosti a struktury a spekter autoři přisuzují zjasnění odleskům slunečního záření na mokrém povrchu čerstvě po dešti. S. MacKenzieová aj. v okolí severního pólu nalezli výrazné rozdíly s odstupem 7 let — některá jezera zcela zmizela, jiná značně změnila tvar. S postupujícím jarem („rok“ na Titanu trvá ~29,5 pozemských let, osvit Titanu v přísluní je asi o 20 % vyšší než v odsluní) se patrně mělké plochy tekutého metanu a etanu vypařují. D. Jennings aj. zpracovali teplotní měření v průběhu celých 13 let činnosti. Nejteplejší naměřené místo na jižní polokouli 13° od rovníku dosáhlo teploty 93,9 K a po rovnodennosti na něm klesla teplota o 4 K. Nejteplejší nalezené místo na severní polokouli bylo 24° od rovníku, a ještě před dosažením slunovratu Cassini naměřil teplotu 92,8 K. Co se týká teplot na pólech, na obou je zjištěný rozdíl zimní a letní teploty 2 K, severní pól je v průměru o 2 K teplejší, což souvisí s orientací rotační osy měsíce (severní léto je delší) a rozdílná topografie terénu na obou polokoulích patrně také hraje roli. E. Larson analyzoval modely tvorby atmosférického oparu v různých ročních obdobích na základě rozkladu molekul CH₄ a N₂ UV zářením. Model úplné atmosférické cirkulace Titanu se započtením různé míry tvorby aerosolu z metanu a dusíku dokáže velmi dobře reprodukovat sezónní změny oparu ve výškách ≥ 340 km; pozorované vymizení oparu ve výšce 400 km model vysvětlit zatím nedokáže.

1.1.8. Uran, Neptun

Atmosféra Uranu se skládá převážně z vodíku, hélia (s poměrem blízkým předpokládanému složení zárodečnému oblaku Sluneční soustavy) a ~2,3% příměsi metanu. Kromě těchto tří látek se ve spektrech nacházejí čáry řady stopových prvků, v nichž disproporčně přebývá kyslík. L. Lara aj. se pokusili nalézt vysvětlení nesouladu pomocí přítomnosti molekul H₂O, CO a CO₂, jež se ve vysokých vrstvách atmosféry vlivem UV záření rozkládají. Autoři modelovali hypotézu přísunu těchto látek prostřednictvím asteroidů a kometárních jader. Ukázalo se, že dopad tělesa s průměrem 1,2÷3,5 km před 820÷450 r umožňuje dobře vysvětlit pozorované zastoupení CO bez ohledu na typ tělesa. Případné kometární jádro nedokáže vysvětlit pozorované množství vody a CO₂. Jako pravděpodobnější se jeví pravidelný přísun mikrometeorických tělísek, případně malých asteroidů. Možná je i kombinace obou zdrojů.

Od r. 1989 víme díky sondě Voyager 2 o existenci šesti měsíců Neptunu uvnitř dráhy největšího měsíce Tritonu. Druhý nejmenší a Neptunu nejbližší měsíc Naiad od té doby nikdo neviděl. Znovu ho objevil až r. 2016 HST a v rámci pozorovací kampaně objevil také sedmý malý měsíc těsně uvnitř dráhy největšího z vnitřních měsíců Proteu. Měsíc má ⌀ ~34 km, dostal jméno Hippocamp a zpětně byl nalezen i v archivech — úplně poprvé byl spatřen jako těleso s provizorním označením S/2004 N1, vyskytl se i na snímcích z let 2005 a 2009. Malý rozdíl drah podporuje hypotézu, že Hippocamp vznikl impaktem na Proteus, který má navíc na povrchu výrazný kráter Pharos. Myšlenka, že vnitřní měsíce Tritonu jsou výsledkem kolizní historie, je ostatně stará přes 30 let.

A. Simon, M. Wong a A. Hsu oznámili objev tmavé skvrny na povrchu Neptunu. HST se pozorování Neptunu věnuje systematicky a v listopadu 2018 se po dlouhé sérii světlých skvrn objevila tmavá skvrna velmi podobná té, kterou r. 1989 pozoroval Voyager 2. Jedná se o bouři pokrývající 12°×27° disku planety (zeměpisná šířka × délka), ve skutečných rozměrech 5×11 tis. km, jejíž střed se nachází asi 23° severně. Pohybuje se rychlostí ~2,5°/h západním směrem. Průzkum archivů ukázal, že v letech 2015–2017 se přibližně na stejném místě objevila menší oblaka. To ukazuje, že vytvoření takové velké bouře trvá dlouho. Spolu s hodnotami rychlosti větru na okraji bouře ≥ 4× vyššími, než okolní zonální proudění se tak zdá, že jde o hluboký vír s dlouhou životností, jakých jsme zatím na Neptunu viděli jen pět.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa

1. ledna 2019 proletěla ve vzdálenosti ~3,5 tis. km sonda New Horizons (NASA, start 19. 1. 2006) kolem tělesa 2014 MU₆₉, které dostalo konečné označení (486958) Arrokoth („nebe“ či „oblaka“ v mrtvém jazyce indiánského kmene Powhatanů z východního pobřeží Severní Ameriky). Již první snímky odhalily, že těleso je křehkým slepencem dvou částí; z pozdějších dat vyplynulo, že zatímco jedna část je přibližně kulová, druhá má tvar tlustého disku. Rozměry tělesa jsou ~36×20×10 km, hustota přibližně 0,5× hustoty vody, teplota povrchu 29÷42 K a albedo 6÷13 %. Těleso obíhá kolem Slunce po dráze s velkou poloosou ~44,6 au, excentricitou ~0,05 a periodou ~267,7 r a rotační periodou 15,92 h – v době průletu byla vzdálenost od Země téměř 6,5 mld km. Světlu trvá ≥ 6 h, než tuto vzdálenost překoná, a přenosová rychlost dat z New Horizons již klesla pod 1 kbps; jen přenos úplně prvního snímku trval více než 24 h a v době psaní tohoto textu stále nejsou přenesena všechna data pořízená při průletu. Další cíl sondy v Edgeworthově–Kuiperově pásu zatím nebyl zvolen; zdroj energie sondě vydrží nejméně do r. 2030 a počítá se ještě s nejméně jedním blízkým průletem.

Stále také probíhá zpracování dat New Horizons z průletu kolem trpasličí planety Pluto (a jejího měsíce Charonu). K. Singerová aj. zpracovali viditelnou topografii obou těles a zjistili, že se na jejich povrchu nachází málo kráterů s ⌀ ≤ 13 km. Takový deficit není možné vysvětlit kryovulkanismem, neboť ten by vymazal nebo alespoň viditelně poškodil také krátery větší. Alternativní vysvětlení se nabízí v podobě menšího počtu těles s ⌀ ~1÷2 km v Edgeworthově-Kuiperově pásu. Pokud to tak skutečně je, tělesa v něm se v minulosti poměrně málo srážela navzájem, což jednak znamená, že představují „zamrzlou“ počáteční Sluneční soustavu, jednak významně snižuje pravděpodobnost, že by se za Neptunem mohlo nacházet další těleso planetárních rozměrů. O zastoupení těles různých velikostí v Edgeworthově-Kuiperově pásu zatím nevíme ve skutečnosti téměř nic.

T. Hromakinová aj. publikovali výsledky dlouhodobých fotometrických měření trpasličí planety (136472) Makemake (⌀ ≥ 1 430 km, ~3,1×10²¹ kg, ~45,4 au, e = 0,16) mezi lety 2006–2017. Těleso rotuje pomaleji, než se dříve předpokládalo – nově odvozená hodnota rotační periody je (22,826 6 ± 0,000 1) h. Malá amplituda jasnosti (0,032 ± 0,005) mag ukazuje, že těleso má téměř kulový tvar nebo se na něj díváme ve směru z některého pólu. Za sledované období nedošlo ke změně absolutní magnitudy a v datech nejsou známky přítomnosti dalšího měsíce.

C. Kiss aj. objevili v archivu HST satelit trpasličí planety (225088) 2007 OR₁₀, což jim spolu s novými daty z kamery WFC3 z konce r. 2017 umožnilo určit vlastnosti celého systému. Dráha měsíce má excentricitu ~0,3, což znamená buď velmi slabé slapové působení na měsíc, který na dané dráze skutečně vznikl, nebo protažení dráhy v důsledku Kozaiova–Lidovova mechanismu. Měsíc má ⌀ ≤ 100 km. Hmotnost trpasličí planety je ~1,75×10²¹ kg (5. nejhmotnější tr. planeta). Pokud je 2007 OR₁₀ přibližně sférická a měsíc obíhá v rovině rovníku, má primární těleso ⌀ = (1 230 ± 50) km; její průměrná hustota je (1 750 ± 70) kg/m³.

A. a R. Guliyevovi prozkoumali dráhy 1 249 dlouhoperiodických komet s hodnotou odsluní ≥ 30 au s cílem nalézt zdroj poruch drah v podobě vzdálené planety na oběžné dráze ~250÷400 au od Slunce. Nejpravděpodobnější možnost vychází pro těleso na dráze s velkou poloosou (339 ± 34) au a excentricitou (0,16 ± 0,02). Autoři prohnali těleso na takové dráze dlouhodobou numerickou simulací, aby se ukázala dynamická stabilita takové dráhy — těleso musí mít hmotnost ≥ 10 M_Z, pak na dané dráze vydrží po dobu ~1 Gr. C. Van Laerhovenová aj. a Y.–T. Chen aj. informovali o průběžných výsledcích projektu OSSOS (Outer Solar System Origins Survey), v nichž byly určeny dráhy 838 transneptunských objektů (TNO). Roviny drah v rozmezí ~40,3÷150 au neukazují na jiné poruchy než od Jupiteru se Saturnem. Průměrný sklon dráhy TNO je (6 ± 1)°, průměrná excentricita (0,275 ± 0,06). Autoři nevylučují přítomnost neznámého tělesa o hmotnosti Marsu ve vzdálenosti ≤ 100 au.

W. Grundy aj. statisticky prozkoumali dráhy 35 dvojitých TNO – k 18 dříve známým přidali 17 nově určených. U těsných dvojic objektů s velkou poloosou dráhy ≤ 5 % Rocheova–Hillova poloměru převažuje prográdní rotace (ve směru oběhu kolem Slunce) nad retrográdní natolik, že musí existovat nějaký neznámý mechanismus, který dvojice do tohoto preferovaného směru „rovná“. U méně těsných dvojobjektů se poměr blíží rovnoměrnému rozdělení, ale vysoké hodnoty sklonu dráhy vůči rovině ekliptiky ve vzorku také chybí. V celkovém počtu je 28 drah prográdních a jen 7 retrográdních, což nesouhlasí s teoretickými představami o zachycování malých těles. Není jasné, zda jde o výběrový efekt, nebo systematický jev.

K. Arimatsu aj. zveřejnili výsledky experimentu OASES (Organised Autotelescopes for Serendipitous Event Survey), při němž po dobu 13 měsíců sledovali ze střechy školy na ostrově Miyako (Okinawa, Japonsko) jasnosti ~2 tis. hvězd. Analýza ~50 TB dat (≥ 60 500 „hvězdohodin“) odhalila jeden případ zákrytu hvězdy s 12,1 mag tělesem o ⌀ 1,2÷2,1 km. Projekt je pozoruhodný nízkou cenou – jde o dvojici běžných amatérských dalekohledů o průměru 279 mm na robotické montáži a 16 Mpx CMOS kamer se vzduchovým chlazením.

M. Banda–Huarca aj. připravili na základě dat přehlídky DES (Dark Energy Survey) katalog zákrytů hvězd známými TNO. Katalog vychází z ≥ 4 mil. snímků pořízených v rámci přehlídky mezi lety 2012–2016, v nichž bylo identifikováno 202 TNO (63 z nich objevila právě DES). Pro tyto objekty autoři na základě souřadnic hvězd z datové sady DR2 družice Gaia spočetli budoucí zákryty, jejichž pozorování umožní zpřesnit velikosti, případně i tvar jednotlivých TNO.

1.2.2. Kentauři

C. Schambeau aj. zpracovali všechna dostupná data kentaura 29P/Schwassmann–Wachmann 1 od r. 1996 (HST / kamera WFPC2) ve snaze určit rychlost rotace jeho jádra. Velikost komy v aktivním stavu v záznamu kolísá od ~19 tis. km po ~267 tis. km a odhad hmotnosti jádra je (2,79 ± 0,05) ×10⁸ kg pro spodní velikost prachových zrn, pozorovaných při aktivitě. Metodou Monte Carlo vychází nejlepší rotační perioda ~10 h. G. Sarid aj. numericky modelovali další vývoj dráhy 29P – po konjunkci s Jupiterem v r. 2038, kdy se zdvojnásobí excentricita její dráhy, se poloosa její dráhy dostane mimo tzv. vstupní oblast (přechodová oblast, v níž se TNO stávají objekty Jupiterovy rodiny komet) a v příštích tisíciletích patrně 29P opustí Jupiterovu rodinu komet.

Druhým aktivním zástupcem kentaurů je těleso 174P/Echeclus, který zjasněl v prosinci 2017 po dlouhé odmlce (poslední velké rozjasnění nastalo r. 2005, tehdy bylo doprovázené odhozením viditelného fragmentu jádra vyšší než únikovou rychlostí). T. Kareta aj. pozorovali poslední zjasnění pomocí Faulkesových teleskopů (2×⌀ 2 m; Haleakalā, Havaj & Siding Spring, Nový Jižní Wales, Austrálie) a IRTF. Pozorovaná koma byla asymetrická a výrazně modrá. V průběhu pozorování došlo k výronu látky, která však měla jinou spektrální strukturu – autoři navrhují, že jde o úlomky s velikostí větší než prachové částice, které mají jiné povrchové vlastnosti. T. Seccull aj. potvrdili modrou barvu komy 174P v dřívějších datech spektrografu X-Shooter na VLT (Very Large Telescope, ESO, Cerro Paranal). Podle všeho se nejedná o strukturální jev (rozptyl světla à la motýlí křídlo), ale skutečně o zbarvení prachových částic, bohatých na uhlík. Proč se modrý prach nachází na povrchu jádra, jehož barva je načervenalá, zatím není jasné.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

Centrum IAU pro planetky oznámilo počátkem ledna 2019, že byla nalezena planetka 2019 AQ3 s dosud nejkratší oběžnou dobou (165 d) na dráze, která se z větší části nachází uvnitř dráhy Venuše. Objekt byl poprvé pozorován pomocí aparatury ZTF na Mt. Palomaru a má střední průměr 1,4 km.

M. Sori aj. rozlišili na trpasličí planetě Ceres zkoumané sondou Dawn polohy a struktury celkem 22 kryovulkanických dómů. Největším současným kryovulkánem na Cereře je však obří kryovulkán Ahuna Mons převyšující referenční hladinu o celé 4 km. Jeho stáří odhadli na 0,1÷ 2,5 mld. let, ale další autoři O. Ruesch aj. a F. Zambonová aj. odhad stáří podstatně snížili na <100 mil. let. Nové dómy vznikají na Cereře v průměru jednou za 50 mil. let. Trpasličí planeta mívá podle pozorování M. Villarealové aj. občasnou exosféru následkem interakce s rychlým slunečním větrem. Exosféra vzniká obvykle v době, kdy je Ceres v přísluní, ale také i kdekoliv na své dráze v době, když sluneční vítr výrazně zesílí, takže uvolňuje molekuly vody vyražené z povrchu Cerery. V obsáhlé studii o složení povrchu Cerery uvedli T. McCord aj., že zpočátku hrála velkou roli voda, která zmírňovala ohřev rozpadem radionuklidů a vytvářela zvodněné minerály podobné jílům, ale též fylosilikáty s příměsí Mg a skupiny NH₄. Zdá se dokonce, že voda se dosud významně podílí na globální aktivitě kryovulkanismu, což se projevuje poměrně nízkou integrální hustotou tělesa (2,16× voda), takže ¼ hmotnosti planety tvoří voda, která je v hlubších vrstvách zmrzlá na led. J. Scullyová aj. podrobně prozkoumali snímky a spektroskopii kráteru Occator (ø 92 km), jenž vyniká díky dvojici jasných skvrn uhličitanu sodného s rekordně vysokým albedem v optickém pásmu spektra v celé Sluneční soustavě. Jasné skvrny byly pojmenovány Cerealia Facula a Vinalia Facula. Podle autorů patří k nejvýznamnějším objevům na povrchu Cerery. M. Zolotov odhadl, že při dopadu planetky na Cereru se uvolnilo tolik tepla, že po vychladnutí se vysrážel na vrcholku v centru kráteru uhličitan sodný, ale dokonce i chlorid amonný. Stáří kráteru odhadli A. Nathoues aj. na pouhých 22 milionů let a vysrážení jasných skvrn se odehrálo před ≤4 mil. let. Okraje Occatoru jsou téměř o 6 km vyšší než jeho dno. Naproti tomu Jian-Yang Li aj. změřili průměrné albedo povrchu Cerery v rozmezí 9÷11 %, což je překvapivě nízké číslo. J. Castillo-Rogezová a T. McCord zjistili, že Ceres musela vzniknout velmi záhy po zformování Sluneční soustavy, tj. 3÷5 mil. let po rozzáření Slunce. Reliéf povrchu je silně zvrásněný vinou přibližně 500 impaktních kráterů s průměry >20 km. Největší impaktní kráter Kerwan má průměr 284 km, druhý největší Yalode 260 km a třetí Urvara 170 km. Všechna tato měření a jejich důsledky posilují představu, že Ceres je skutečně výjimečná a představuje přechodový objekt mezi běžnými planetkami a planetami, protože má jako jediná kulový tvar o průměru (939,4 ±0,4) km díky hydrostatické rovnováze. Někteří autoři dokonce soudí, že Ceres měla našlápnuto na vznik větší planety, jenže měla smůlu, že jí v tom zabránil obří Jupiter.

Jak známo, před podrobným průzkumem Cerery (hmotnost 9,4×10²⁰ kg) strávila sonda Dawn více než rok (VII 2011 – IX 2012) v okolí planetky Vesta (2,6×10²⁰ kg; ø 525 km; hustota 3,46 × voda), druhého nejhmotnějšího tělesa v hlavním pásu planetek. T. Vaillant aj. zjistili, že obě tělesa podléhají významným kolísáním sklonů svých drah vůči ekliptice. V posledních 20 mil. let kolísal sklon Cerery v rozmezí (2÷20)° a Vesty v rozmezí (17÷48)°. Jejich geologická stavba je ovšem odlišná, Ceres obsahuje velké množství vody, kdežto Vesta je prakticky suchá. V minulosti ji zasáhla dvě tělesa, která výrazně pozměnila její precesní konstantu. Jádro Vesty je kovové a její plášť byl v raném fázi vývoje Sluneční soustavy roztaven radioaktivními nuklidy ²⁵Al a ⁶⁰Fe. Když magmatický plášť vychladl, byl po utuhnutí znovu nataven oběma impakty v intervalu 100÷600 mil. let. Od té doby je Vesta výhradním dodavatelem meteoritů howarditů, eukritů a diogenitů na Zemi. E. Palomba aj. však na povrchu Vesty objevili pomocí infračervené kamery 8,2 m teleskopu Subaru absorpční pás na vlnové délce 12,2 μm, který prokazuje přítomnost krystalických plagioklasů s bohatým zastoupením vápníku. Výskyt těchto minerálů nemůže souviset se zmíněnými velkými impakty, ale s mírnějším oteplováním pomocí tepelné únavy (krátkodobé střídání vyšších a nižších teplot), jež je přiměřeně účinným procesem modifikace regolitu nejenom na Vestě, ale na planetkách obecně.

J. Hanuš aj. se zabývali otázkou, zda tvar velké planetky (7) Iris nese známky velkého impaktu, který se mohl odehrát v rané fázi do 100 mil. let existence Sluneční soustavy. Předností této planetky je její vysoká jasnost v opozici (V ≈ 7÷8 mag) i úhlový rozměr 0,33". Autoři využili vysoké rozlišovací schopnosti kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) instalované na teleskopu Melipal UT3 VLT ESO. Kamera pracuje v optické, ale i v blízké infračervené části spektra (do vlnové délky 2,3 μm). Díky systému adaptivní optiky dosahuje stejného rozlišení, jako kdyby byla na oběžné dráze nad hranicí atmosféry. Autoři využili pro výpočet 3D tvaru planetky programu ADAM (All-Data Asteroid Modeling). Z těchto snímků a polarimetrických měření získali především střední průměr planetky v rovníkové rovině R = (214 ±5) km a globální průměrnou hustotu (2,7 ±0,3) × voda. V rovníkové oblasti pozorovali 8 zúžení, které interpretovali jako impaktní krátery s průměry 20 ÷40 km. Poměr hloubek kráterů k jejich průměrům je přibližně týž jako u u 10km impaktních kráterů na planetce Vesta. Ze spektroskopie Iris lze odvodit, že její povrch odpovídá LL obyčejným chondritům, což je asi 10 %. podskupina obyčejných chondritů. Například meteorit Čeljabinsk z r. 2013 patřil do této relativně vzácné kategorie. Jelikož Iris nemá žádnou rodinu planetek vytvořenou srážkami s jinými menšími planetkami. , Proto proto lze soudit, že zmíněná rovníková prohlubeň pochází z většího impaktu před ≥3 mld. let. Základní obrysy Iris odpovídají docela dobře zploštělým sféroidům, což pravděpodobně platí pro téměř všechny velké planetky.

N. Masoumzadeh a H. Boehnardt zveřejnili výsledky spektroskopických pozorování kamery OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System; spektrální pásmo 269 ÷989 nm) sondy Rosetta (ESA), jež v červenci 2010 proletěla v blízkosti planetky (21) Lutetia (= latinský název pro Paříž; objev r. 1852) v její heliocentrické vzdálenosti 2,7 au při vzájemné rychlosti 15 km/s. Nejblíže k planetce se dostala 10. 7. na vzdálenost 3 169 km, takže maximální rozlišení na přivrácené (převážně severní) polokouli planetky odpovídalo 58 m/px. Kamera pořídila celkem 462 snímků pomocí výměnných barevných filtrů. Průlet umožnil zpřesnit rozměry zploštělého elipsoidu s rozměrem hlavních os 121×101×75 km jakož i hmotnost planetky 1,7×10¹⁸ kg a její globální hustotu 3,4× voda, tj. vyšší, než mají kamenné meteority.

V r. 2005 objevili F. Marchis aj. pomocí kamery NACO u 8,2m teleskopu UT4 VLT (Yepun, ESO, Cerro Paranal, Chile), doplněné tehdy novou adaptivní optikou, že planetka (87) Sylvia má dva satelity. Ze snímků v infračerveném světle se podařilo změřit jednak průměr planetky 280 km, ale též objevit dva satelity planetky, které dostaly jména Remus (ø 7 km; kruhová dráha o poloměru 710 km) a Romulus (ø 18 km; 1 360 km). Byl to tehdy první případ planetky se dvěma průvodci. V dubnu 2019 publikoval Yu Jiang studii, v níž modeloval 3D tvar planetky a její hlavní dynamické charakteristiky, které oba satelity ovšem neustále mění. Jde především o periodické kolísání délky velkých poloos drah, výstředností, sklonů a mechanické energie. Většina těchto veličin kolísá střídavě ve dlouhé a krátké periodě s výjimkou sklonů drah, kde se střídají dlouhé, krátké a mezilehlé periody. F. Marchis aj soudí, že Sylvia je docela velkou hromadou sutě, kolem níž po prográdních drahách v rovině rovníku planetky obíhají zmíněné satelity. Jak Sylvia, tak oba satelity jsou produktem srážky hmotnější planetky s menším projektilem. Akrece větších úlomků po rozpadu původní planetky dala vznik planetce (87), zatímco oba satelity posbíraly menší trosky a drobný prach.

A. Heinze aj. využili kamery DECam (Dark Energy Camera) instalované u 4m Blancova teleskopu na observatoři CTIO (Chile, Cerro Tololo; 2,2 km n. m.; 30° j. š.) k objevování menších a tedy méně jasných planetek hlavního pásu. Docílili toho tím, že podrobněji sledovali pohyb planetek v zorném poli a tím prodloužili expoziční čas nejslabších planetek, takže posunuli mezní hvězdnou velikost v pásmu R až na 25,6 mag. V jediné noci dokázali zobrazit 3 234 planetek a v následující noci byly tyto objevy potvrzeny v 3 123 případech. Když se zaměřili na oblast, jež byla v opozici se Sluncem, tak zjistili, že na 1 □° plochy oblohy připadá průměrně (697 ±15) planetek do 25,0 mag a (1031 ±23) do 25,6 mag. Statistika růstu počtu planetek až do 23 mag je přibližně lineární, ale ve shodě s teorií se potvrdilo, že četnost menších planetek roste s jejich klesajícími jasnostmi nad 23 mag nelineárně.

Koncem srpna 2017 objevil A. Heinze aj. pomocí 0,5m teleskopu ATLAS (sopka Haleakala, 3,06 km n. m.; 21° s. š.) malou planetku P/2017 S5. Planetka prošla přísluním ve vzdálenosti 2,2 au od Slunce dva měsíce před objevem koncem července 2017. Jelikož v dalekohledu vypadala spíše jako kometa, zaměřili na ni pozornost D. Jewitt aj. a zjistili, že z tělesa unikají poměrně velké prachové částečky s rozměry 0,1÷10 mm rychlostmi 0,2 ÷2 m/s ještě 150 dnů po průchodu přísluním. Teprve za rok po průchodu přísluním tato aktivita ustala. To autorům umožnilo odhadnout rozměry tělesa (450⁺¹⁰⁰ _-–60/+100) m. Úniková rychlost z tak malého tělesa činí jen 0,3 m/s. Podrobná fotometrie ukázala, že planetka rotuje vysokou rychlostí 1,4 h. Zároveň s rozštěpeným párem planetek P/2016 J1 A a B zřejmě patří do 7 mil. let staré rodiny planetky (778) Theobalda.

Zatímco velké týmy astronomů stále využívají podrobných měření sondy Dawn k významným výsledkům týkajících se vzniku a vývoje dvou nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy, v r. 2019 se nečekaně dostala do hledáčku mnoha pozorovatelů nevelká (ø ~6 km) (6478) Gault objevená v r. 1988. Byla posléze pojmenována po americkém planetárním geologovi a spadá do rodiny planetek (25) Phocaea (rodina stará 2,2 mld let se skládá z téměř 2 tis. planetek). Počátkem dubna 2019 vyšly dvě studie o výskytu úzkých (<5 tis. km) a až přes 800 tis. km dlouhých prachoplynových vleček. První aktivitu planetky pozorovali Quanzhi Ye aj. pomocí zmodernizované Schmidtovy komory na hoře Palomar, která využívá digitální širokoúhlé kamery pokrývající celé zorné pole komory pod názvem Zwicky Transient Facility. Pozorovatelná aktivita se začala odehrávat uprostřed října 2018 a další výtrysk autoři odhalili začátkem Vánoc téhož roku. První výtrysk obsahoval 20 mil. kg prachu a plynu a druhý 1 mil. kg. Oba výtrysky vymizely do jednoho měsíce od svého začátku. Nezávisle sledovali zmíněné úkazy D. Jewitt aj. Tento tým pozoroval také třetí epizodu aktivity, jež začala v únoru 2019 a trvala jen necelých 20 dnů. Autoři změřili výtokovou rychlost prachových částic jen 0,15 m/s a pro sérii tří výtrysků dostali po řadě hmotnosti 40 mil. kg, 7 mil. kg a 6 mil. kg. Sekundové ztráty hmoty činily po řadě 30 kg/s; 5 kg/s a 0,4 kg/s. Ačkoliv byla planetka Gault původně klasifikována jako kamenný asteroid třídy S (silikáty), pozorování spíše odpovídají nejběžnějším (75 % populace) asteroidům typu C (karbonáty). Man-To Hui aj. sledovali planetku na čínské observatoři Xingming až do dubna 2019. Při aktivitách koncem r. 2018 nalezli v úzkých výtryscích prachové částice velikostí od 20 μm do 3 mm. V lednu 2019 se v oblasti o průměru kolem 20 tis. km kolem planetky nacházelo asi 9 mil. kg prachu, ale jeho množství od té doby plynule klesalo. K novému krátkému nárůstu aktivity došlo 25. 3., kdy Země procházela rovinou dráhy planetky.

T. Kleyna aj. nalezli údaje o aktivitě zdrojů v archivu dvou havajských širokoúhlých kamer o průměru zrcadel 0,5 m ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) na vrcholu sopek Haleakala a Mauna Loa, jakož i v archivu 1,8m teleskopu Pan-STARRS1 (Haleakala). Z těchto pozorování se podařilo odvodit rozměry prachových zrnek 0,01÷1,0 mm a také délku periody planetky ~2 h. Tak rychlá rotace vyvolává odstředivou sílu blízkou k rozpadu planetky působením efektu YORP (Yarkovsky – O´Keefe – Radzievskii – Paddack). Další pátrání v archivech různých observatoří C. Chandlerem aj. ukázalo, že planetka Gault jevila aktivitu už v r. 2013 překvapivě poblíž afelu své dráhy kolem Slunce ve vzdálenosti 2,68 au. J. Sanchez aj. uvedli, že planetka ve skutečnosti patří do dvou rodin planetek. Kromě již zmíněné rodiny (25) Phocaea, která sestává převážně z planetek typu S, zapadá také do rodiny (326) Tamara, jež patří díky velmi nízkém albedu do třídy tmavých planetek C.

Počátkem listopadu 2019 však došlo k překvapivému obratu. I. Ferrin aj. pořídili mezi 10. lednem a 8. červnem toho roku celkem 877 snímků planetky Gault během 41 nocí. Z těchto snímků se podařilo autorům určit skutečnou rotační periodu 3,36 h, což nezávisle potvrdili A. Carbognani a A. Buzzoni. Zároveň Ferrin aj. ukázali, že jde patrně o dvě těsně obíhající tělesa, která mají hlavní rozměry trojosých elipsoidů 3,7×3,1×2,8 km a 1,3×1,1×1,0 km. Minimální střední hustota obou těles činí 1,6× vody. Pokud je jejich střední hustota vyšší, tak se tělesa navzájem nedotýkají, nýbrž obíhají kolem společného těžiště. Dlouhodobě se přísluní pomalu zkracuje. Autoři proto soudí že původně šlo o kometu, která se udusila prachem a roztočením se snaží prachu zbavit pomocí odstředivé síly. Všechny komety, jež dokázaly bez rozpadu oběhnout Slunce stokrát, se považují za spící metuzalémské Lazarovy komety. V tomto směru je těleso Gault přeborníkem, protože už oběhlo Slunce 18 000krát. Jde tedy o spícího metuzalémského Lazara, čili starobylou kometu, jejíž druhý život jednou přijde. Je zcela jisté, že takových spících komet sepobíhá ve Sluneční soustavě potlouká víc.

1.2.4. Křížiči

Japonská kosmická agentura JAXA v r. 2019 úspěšně manévrovala se sondou Hajabusa Hayabusa 2 při podrobném zkoumání planetky (162173) Ryugu. Sonda obíhající po parkovací dráze ve výšce 20 km nad planetkou se blížila k Ryugu obezřetně celých 26 h a měkce přistála na povrchu 22. února. Po přistání vystřelila do regolitu tantalovou kulku a poté nabrala do sběrnice zvířený materiál písku, oblázků a úlomků hornin. Další přiblížení se uskutečnilo 5. 4., kdy sonda shodila na planetku měděný projektil, která který měla vytvořit kráter a obnažit tak podpovrchovou vrstvu planetky. Když se sonda přesvědčila, že vznikl kráter o průměru 10 m, tak znovu přistála. Není bez zajímavosti, že si Japonci vyměňovali zkušenosti, jak bezpečně přistávat na planetkách posetých balvany, s americkým týmem, který takto zkoumá planetku Bennu. Někteří odborníci pracovali na střídačku při přistávání obou sond. Připomeňme, že sonda Hayabusa 2 byla vybavena čtyřmi mikrovlnnými iontovými motory se zásobou 66 kg xenonu. Na cestu k planetce a zpět i na manévry v okolí Ryugu přitom stačilo urychlit jen 36 kg xenonu! Proto má samotná sonda před sebou ještě spoustu paliva pro fungování až do r. 2030.

Koncem r. 2019 byly zveřejněny výsledky získané miniaturními rovery spuštěnými sondou na povrch planetky během r. 2018. , takže v té době pracovaly na povrchu Ryugu tři automatické rovery spuštěné ze sondy volným pádem na povrch planetky. Podle F. Scholtena aj. bylo možné z paluby sondy pozorovat optickou navigační kamerou (ONC) průběh 17minutového krkolomného přistání německo-francouzského modulu MASCOT (Mobile Asteroid Surface Scout). Modul o hmotnosti necelých 10 kg spadl volným pádem rychlostí 10 m/s na povrch planetky, takže se postupně 4× odrazil a teprve pak se usadil a začal s měřeními. Po 17 h se vybila baterie, která nebyla samonabíjecí. Přemisťování všech modulů probíhalo pomocí krátkých poskoků, čímž se současně testovala pružnost regolitu. F. Preusker aj. využili kamery ONC na sondě k sestrojení podrobného modelu 3D zkoumané části povrchu, což posloužilo k prostorové kalibraci optické kamery na modulu. Přesnost modelu je skvělá. Souřadnice útvarů v popředí dosáhly přesnosti 5 mm ve vzdálenosti do 20 cm od kamery a 15 mm pro vzdálenosti 0,4÷0,5 m. Na snímcích lze rozlišit detaily o velikosti 0,2÷10 mm/px. K. Ogawa aj. se věnovali studiu rozměrů částic regolitu planetky pomocí měření tepelného toku aparaturou MARA, ale také kamerou MASCOT. Odtud získali průměrný rozměr zrn regolitu 4,25 mm a pórovitost poblíž povrchu plných 60 %.

T. Michikami s týmem využili kamery ONC k inventuře četnosti a velikosti balvanů na povrchu Ryugu. Kamera s rozlišením 0,65 m/px se zaměřila na balvany >5 m. Povrch planetky má plochu 2,7 km² a autoři na něm napočítali celkem 5,5 tis. velkých balvanů. Balvanů >20 m bylo dokonce dvakrát více než na planetkách Itokawa (Hayabusa1) nebo Bennu. Když se srovná objem balvanů s objemem vnitřku impaktních kráterů, tak souhlas obou hodnot je přibližně stejný (94 %). Proto se autoři domnívají, že balvany jsou pozůstatkem primární srážky dvou planetek. Některé balvany zejména kolem rovníku mohly být zasypány jemnější drtí.

Pozorování z roku 2018 přineslo základní charakteristiky planetky s vysokou přesností. Ryugu má střední průměr 865 m; hmotnost 4,5×10¹¹ kg; globální hustotu 1,19× voda, takže jde o hromadu sutě s periodou rotace 7,6 h. Nemá však kulový ani elipsoidální tvar; spíše jde o platónský čtyřstěn s rovníkovým hřbetem, jenž patrně vznikl působením odstředivé síly v době, kdy planetka rotovala v periodě necelé 3,5 h. Jde o jednu z nejtmavších planetek Sluneční soustavy s albedem jen 4,5 %. (Náš Měsíc má albedo 12 % a Země 30÷35 % podle okamžitého podílu oblačnosti.)

Mise Hayabusa2 ukončila svůj pobyt v podnájmu u planetky Ryugu (planetka dostala své jméno v r. 2015 podle podmořského paláce Rjúgúdžó z japonské mytologie) jemným zažehnutím iontových motorů 13. 11. 2019 v 10:05 h japonského času a k odpoutání od planetky jí postačila mírná rychlost 0,1 m/s, jež se však díky specifickým vlastnostem iontových motorů bude významně zvyšovat. Zpáteční cestu k Zemi však nastoupila naostro až 10. 12. 2019. Sonda zároveň získala nová prvenství: poprvé spustila na povrch planetky minirovery, poprvé odebrala vzorky z tmavé planetky a poprvé vytvořila na planetce bombou kráter s cílem odebrat i podpovrchové vzorky materiálu.

V r. 1998 byl na vojenské základně White Sands (Socorro, N. M.; 34° s. š.; 1,2 km n. m.) uveden do provozu přehlídkový širokoúhlý teleskop LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research) s průměrem primárního zrcadla 1,0 m. Stal se rychle přeborníkem v objevování nových planetek zejména v hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem, ale též planetek typu Apollo, které křižují dráhu Země. Jednu takovou křižující planetku objevil 11. 9. 1999 LINEAR a dostala předběžné označení 1999 RQ36. Šťastnou shodou okolností se dva týdny po objevu přiblížila planetka k Zemi natolik, že její rozměry i tvar mohly rozpoznat výkonné americké radary v Arecibu na Portoriku a v Goldstone v Kalifornii. Radary odhalily její rozměr necelých 500 m a rotační periodu 4,3 h.

Když pak NASA hledala vhodný objekt pro odběr vzorků z křižující planetky, padla volba právě na toto těleso, neboť se ukázalo, že přesná dráha planetky představuje mírné nebezpečí srážky se Zemí v posledních desetiletích XXII. století. Jakmile je dráha planetky dostatečně přesná, aby se odlišila dostatečně od všech již objevených planetek, obdrží své definitivní pořadové číslo v kulatých závorkách; v tomto případě (101955). Dnes se počet spolehlivě rozlišených planetek blíží 600 tisícům, a ani jednou nedošlo k omylu, což je docela zázrak výpočetní techniky. Jména planetek naproti tomu jsou určitým luxusem. Dosud je pojmenováno jen 22 tis. planetek. Odběr vzorků a další pozorování zblízka proto mohou poskytnout údaje o tom, jak se na tuto potenciálně kolizní dráhu konkrétní planetka dostala i o tom, jak ji případně zneškodnit. Své snadno zapamatovatelné jméno planetka získala v r. 2013 na základě mezinárodní studentské soutěže, kterou vyhlásila Univerzita v Arizoně společně s Planetární společností a projektem LINEAR. Studenti poslali do soutěže 8 tis. návrhů. Zvítězil tehdy devítiletý školák (Michael Puzio) ze Severní Karoliny (Michael Puzio), kterému sonda včetně odběrové paže připomněla egyptského ptáka Bennu (stvořitele sama sebe) z egyptské mytologie.

Kosmická sonda NASA pojmenovaná OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification and Security-Regolith Explorer) odstartovala 8. 9. 2016 a dorazila k planetce Bennu 3. 12. 2018. Postupnými manévry se v poslední den roku 2018 dostala na stabilní parkovací dráhu ve vzdálenosti 730 m nad povrchem Bennu a zahájila průzkum planetky z tohoto bezpečného stanoviště. Podrobné snímkování povrchu planetky už v březnu 2019 ukázalo, že plánované přistání sondy na povrchu planetky bude ještě nebezpečnější, než rizikové přistání sondy Hayabusa 2 na planetce Ryugu. Bennu je totiž hustě pokryt velkým množstvím až 50 m balvanů, ale navíc během slunečních odpolední vymršťuje z ozářené části planetky až deseticentimetrové kaménky rychlostmi ~0,05 ÷ >3 m/s, které mohou ohrozit sondu i na parkovací dráze, a ještě více během plánovaného sestupu sondy na jeho povrch. Většina těchto kaménků nedosáhne únikové rychlosti do vnějšího prostoru Sluneční soustavy a po několika dnech klesnou zpět na povrch Bennu. To vedlo tým mise k velkým změnám v programu odebrání vzorků. Teprve těsně před koncem r. 2019 se podařilo objevit relativně hladkou přistávací plochu o průměru pouhých 17 m, i když i v tom případě se bude muset sonda jak při přistání, tak i při odletu vyhýbat svými slunečními panely jednomu velkému balvanu. Sonda naštěstí mohla z parkovací dráhy uskutečnit všechna pozorování spektrografy a polarimetry a kamerami pro vlnové délky od UV po IR obor, což přineslo řadu poznatků o mineralogii a geologii planetky. První analýzy ukázali podle J. Agarwalové, že planetka se svým geologickým složením podobá nejvíce uhlíkatým chondritům třídy CM, které známe z meteoritů dopadajících na Zemi. To znamená, že jde o původní stavební materiál, z něhož později vznikly planety, jejich měsíce a také planetky. Jelikož Bennu vykazuje vlastní aktivitu, lze ho zařadit také mezi specifickou třídu komet hlavního pásu, které na rozdíl od planetek obsahují zvodněné minerály, což vyvolalo spekulace, že tato tělesa na rozhraní mezi suchými planetkami a mokrými kometami mohla při dopadech na ranou Zemi přinést našemu domovu dostatečné zásoby vody.

V r. 2015 ukázali D. Lauretta aj. z rozboru poruch dráhy Bennu, že během příštích 300 mil. let zanikne Bennu dopadem na Slunce s pravděpodobností 48 %, popřípadě s pravděpodobností 26 % dopadem na Venuši. Je jenom 10 % pravděpodobné, že za tu dobu dopadne planetka na Zemi, ale stejnou pravděpodobnost má i scénář, že nabude poruchami rychlost dostatečnou k úniku ze Sluneční soustavy. V každém případě máme již teď přesné údaje o rozměrech Bennu, jenž se dá aproximovat třemi hlavními osami 565 m×535 m×508 m; rovníkovým průměrem 565 m, polárním průměrem 498 m a hmotností 7,4×10¹⁰ kg. To znamená, že jde o typickou planetku tvořenou hromadou sutě o globální hustotě jen 1,2× voda, takže vnitřek je ze 40 % prázdný. Pozoruhodný sklon rotační osy téměř 178° svědčí o retrográdní rotaci (4,3 h), takže je naprosto jisté, že Bennu představuje úlomek následkem kolize větších planetek hlavního pásu. Hlavní dráhové parametry odpovídají tělesům typu Apollo, tj. Q = 1,36 au; q = 0,80 au; a = 1,13 au; e = 0,20; i = 6,0°. Průměrná teplota na povrchu Bennu dosahuje -14 °C; v odsluní klesá na -37 °C a v přísluní stoupá na 6 °C. I tato planetka je podobně jako Ryugu velmi tmavá s albedem 4,6 %.

Rok 2019 se vyznačuje tím, že podstatně vzrostla aktivita astronomů při studiu křížičů, kteří by se mohly mohli jednou trefit do Země a způsobit katastrofu kontinentálních rozměrů. Stále totiž není ani zdaleka naplněn cíl amerického Kkongresu dohledat 90 % křížíčů s průměrnou velikostí ≥140 m, neboť to je rozmezí mezi lokálními a globálními následky takového střetu. V červenci 2019 totiž proklouzla ve vzdálenosti pouhých 65 tis. km od Země miniplanetka o velikosti fotbalového hřiště, která byla zpozorována opravdu až v poslední chvíli. Naštěstí Zemi minula. M. Popescu aj. začali program systematického spektroskopického pozorování křížičů s rozměry 0,25÷5,5 km pomocí 2,5m teleskopu Isaaca Newtona na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,4 km n. m.). Autoři zatím takto klasifikovali 76 objektů uvedených rozměrů. Tím potvrdili, že k omlazování regolitu planetek dochází tepelnou únavou, která roste se zmenšujícími hodnotami přísluní dráhy dotčené planetky. NASA hodlá v polovině budoucí dekády vypustit do kosmu infračervený dalekohled v ceně 500 mil. $, jenž by identifikoval planetky s průměrem ≥140 m. Nezávisle na tom studuje agentura také možnosti odklonění křížiče v potřebném předstihu.

R. Binzel s velkým týmem využili infračerveného teleskopu IRTF NASA se zrcadlem o průměru 3,2 m na Mauna Kea k pořízení spektroskopických profilů více než tisíce křížičů, což je ovšem jen >5 % nebezpečné populace. Autoři svá pozorování průběžně zveřejňují, ale sami je dále hodnotí kvůli taxonomii nebezpečných křížičů. Snahou týmu je klasifikovat křížiče podle hlavních skupin charakterizovaných zastoupením minerálů olivínu a pyroxenu jakož i tříd H, L, a LL obyčejných chondritů nalézaných v meteoritech. Směřují navíc svou pozornost na relativní podíl planetárních setkání, zvyšování rotační rychlosti planetek efektem YORP i tepelnou únavu a její následky ve vnitřní části sluneční soustavy.

A. Lue aj referovali o testování SST (Space Surveillance Telescope), jenž je vybaven pokročilým zobrazovacím prvkem umožňujícím sledovat malé objekty umělého původu, jež neustále přibývají v blízkém okolí Země na nízkých drahách. Při zkušebním provozu na observatoři White Sands v Novém Mexiku se podařilo sledovat dráhy 92 kandidátů umělých fragmentů o průměru 0,25 ÷18 m, což odpovídá jasnostem 35,9 ÷26,4 mag.

V prosinci 2017 se k Zemi přiblížil populární křížič (3200) Phaethon, jenž je sice považován za mateřské těleso nejbohatšího pravidelného meteorického roje prosincových Geminid, protože jeho dráha je prakticky totožná s dobře určenou drahou roje, ale při předešlých přiblíženích k Zemi nevykazoval téměř žádnou rojovou aktivitu. Phaethon se nejvíce přiblížil k Zemi 16. 12. na vzdálenost 0,069 au, tj. 5,4 mil. km. Teprve při přiblížení v r. 2093 bude blíže (2,9 mil. km). Toto dlouhodobě největší přiblížení vedlo k řadě prací, které byly publikovány během r. 2019. M. Tabeshianová aj. zjistili, že kometární aktivita křížiče je opravdu nízká. Ve vzdálenosti 1,45 au od Slunce ztrácela planetka nanejvýš 0,06 kg/s v podobě prachu a plynu a ve vzdálenosti 1,07 au se tato ztráta zvýšila jen na 0,2 kg/s. To rozhodně nestačí k vysvětlení bohatých nadílek Geminid, které jsou vždy uprostřed prosince zaručeny. J. Masiero aj. využili infračervené družice v programu NEOWISE ke zpřesnění efektivního průměru planetky D = (4,6 ^+0,2_/-0,3) km a geometrického albeda 16 %. P. Taylor s týmem měřili pomocí radaru 300m antény v Arecibu na frekvenci 2,380 GHz (vlnová délka 126 mm) a obdrželi přibližný průměr 6 km v oblasti rovníku s náznakem rovníkového hřbetu. Kromě toho objevili kráter o průměru přes 1 km v geografické šířce -30°. M. Lazzarin aj. sledovali v největším přiblížení spektrum planetky v nocích 16. a 17. 12. a překvapilo je, jak výrazně se v té době měnilo. Jak známo, Phaethon má mezi známými křížiči největší výstřednost dráhy: e = 0,89, takže podléhá největším výkyvům teploty během oběhu, který trvá 1,4 roku. Je to jediná objevená planetka křižující dráhy Merkuru až Marsu. G. Ryabova aj. se zabývali nevyjasněným vztahem Phaethonu a meteorického roje Geminid. Ačkoliv někteří autoři podezřívali dvě další planetky: (155140) a (225416), že mohly patřit do stejné rodiny a podporovat aktivitu Geminid, podrobný výpočet drah pro posledních několik tisíc let ukázal, že ani jedna z navržených planetek nemá s Geminidami nic společného.

J. DeMartini aj. se připravují na blízký průlet populárního křížiče (99942) Apophis, jenž se 13. 4. 2029 přiblíží na minimální vzdálenost 31 tis. km od zemského povrchu. Průměr planetky 340 m z něj činí těleso, které bude podléhat v době přiblížení k Zemi měřitelným slapovým silám. Současně se systematickými změnami své dráhy stane větší hrozbou během těsného průletu kolem Zemi Země v r. 2068.

Ačkoliv už první doložený interstelární vetřelec 1I/2017 U1´Oumuamua objevený v říjnu 2017 není v r. 2019 pozorovatelný, přestože ještě neopustil Sluneční soustavu, stále se odborníci nemohou dohodnout na jeho povaze a na věrohodném vysvětlení, proč se po průchodu přísluním začal odchylovat od ideální dráhy založené pouze na gravitačním působení Slunce. D. Seligman aj. navrhli vysvětlení, když aproximovali tvar vetřelce jako silně protáhlého trojosého elipsoidu, jenž vinou převalování uvolňuje pod povrchem ohřátou vodu v trysce, jež se stěhuje po povrchu objektu v subsolárním směru. V periodě 8 h by mělo ovšem docházet k měřitelnému kyvadlovému rotačnímu pohybu s poloosou ~260 m, což se však nepozoruje.

S velmi radikálním vysvětlením přišel na počátku r. 2019 Z. Sekanina. Vyšel ze zkušenosti, že komety, jež se přiblíží ke Slunci na vzdálenost podstatně menší než 1 AU, jsou náchylné k náhlému rozpadu ještě před průchodem přísluním. Rozpad začíná překotným zvýšením jasnosti a následným vznikem masivního mračna prachových částic, které po omezený čas přežívají. Snímky mračen s vysokým rozlišením vykazují roztodivné tvary, podivné rotační vlastnosti a vysokou poréznost rozpadajícího se objektu. Autor proto soudí, že také ´Oumuamua byla před příletem ke Slunci právě takovým typem objektu a podlehla pro svou křehkost stejnému procesu rozpadu. Z toho důvodu objekt, který byl pozorován po průchodu vetřelce přísluním, se svými parametry už neshodoval s původním tělesem, ale jen s jeho troskami. Proto v té době měla ´Oumuamua silně nepravidelný tvar, náhodně se převalovala, žádný plyn z ní neunikal, ale tento rozpadajicí rozpadající se oblak podléhal tlaku slunečního záření, což vedlo k negravitačnímu efektu.

A. Moro-Martín soudí, že ´Oumuamua je vzácným příkladem tělesa, které uniklo z cizí analogie Oortova oblaku komet proto, že mateřské hvězdě po opuštění hlavní posloupnosti silně ubyla hmota a následně klesla její přitažlivost. Proto nejde o typickou interstelární kometu, ale o vzácnou anomálii. D. Vavilov a Y. Medvedev se pokusili vysvětlit nezvykle protáhlý tvar vetřelce, jehož původní rozměry byly jen mírně odchylné od koule, tj. hlavní a vedlejší osa měla velikost 500 a 300 m. Bombardování povrchu interstelárním prachem však postupně užší poloosu obrušovalo. Autoři odhadli, že na to stačil minimální pobyt v interstelárním prostoru po dobu větší než 30 mil. let. Stačí také, aby interstelární cestovatel proletěl 10 pc prachového mračna a dopadne to stejně. Kulová tělesa o rozměrech <100 m nepřežijí v interstelárním prostoru více než 30 mil. let. Proto astronomové objevují takové objekty vzácně, navzdory pokroku vyhledávací techniky. K podobnému závěru dospěli také K. Sugiura aj., kteří uvažovali tření a srážky s planetesimálami.

Man-To Hui a M. Knight se pozastavili nad tím, že v okolí přísluní nebyla ´Oumuamua pozorována slunečními observatořemi SOHO a STEREO, což znamená, že koma nemohla mít větší hmotnost než 20 kg a produkce molekul vody musela být nižší než 6×10²⁵/s. To je ovšem v souladu s domněnkou Z. Sekaniny, že šlo o křehkou kometu, která se samovolně rozpadala už před průchodem přísluním. Jeho domněnku také nepřímo podpořili J. Katz a R. Rafikov, když vysokou hodnotu negravitační síly na dráhu ´Oumuamua ohlášenou M. Michelim aj. v r. 2018 zpochybnili.

Je ovšem docela pozoruhodné, že druhého interstelárního vetřelce se podařilo najít už 30. srpna 2019 zásluhou amatérského ukrajinského astronoma G. Borisova, který si postavil zrcadlový dalekohled (ø 0,65 m) a na své observatoři MARGO na Krymu zachytil interstelární kometu 2I/(2019 Q4) Borisov ve vzdálenosti 3 au od Slunce. Na objevovém snímku byla 18 mag a postupně se přibližovala do přísluní 8. 12. 2019 ve vzdálenosti 2 au od Slunce. V té době byla už 15 mag a nejblíže k Zemi byla 28. 12. Nejjasnější byla v lednu 2020. C. Opitom aj. sledovali kometu v září a říjnu 2019 4,2m teleskopem WHT a 2,5m teleskopem INT na Kanárských ostrovech. Barevný index komety souhlasil s indexem komet v naší Sluneční soustavě. Prachové částice vylétaly z jádra komety nízkou rychlostí 44 m/s. Průměr jádra komety byl kolem 2 km. Excentricita hyperbolické dráhy komety dosáhla hodnoty 3,38 a její sklon dráhy k ekliptice 44°. Produkce molekul CN v té době dosahovala (1,6÷2,1) ×10²⁴ mol/s. Pro molekuly C₂, C₃ a OH stanovili jen horní meze produkce. D. Jewitt a J. Luuová pozorovali kometu Borisov před průchodem přísluní pomocí 2,56m teleskopu NOT na ostrově La Palma. Na snímcích byla před průchodem přísluním pozorována stabilní prachová koma i krátký chvost. Koma se denně zvětšovala o 1 %, což znamená, že aktivita komety započala už v červnu 2019, kdy byla kometa vzdálena od Slunce 4,5 au, čili i v tomto směru se jednalo o standardní kometu shodnou s dlouhoperiodickými kometami naší soustavy. Hmotnost vyvrženého prachu v té době dosáhla 1,3×10⁷ kg a jádro komety ztrácelo prach tempem 2 kg/s. I když horní mez pro rozměry jádra činí ≤3,8 km, je pravděpodobné, že skutečné jádro má průměr jen stovky metrů.

1.2.5. Obecné studie o planetkách

G. Libourel aj. poukázali na rozpor mezi teorií, která tvrdí, že ve Sluneční soustavě by měly být výrazně zastoupeny kovové planetky, a nízkým podílem kovových meteoritů dopadnuvších na Zemi. V počátku vývoje Sluneční soustavy docházelo daleko častěji než nyní k vzájemným srážkám mezi planetesimálami, čímž se nakonec obnažila kovová jádra planet. Autoři vystřelovali kaménky vysokými rychlostmi proti úlomkům kovových meteoritů a zjistili, že při rychlých srážkách vzniká na kovových, a především železných terčích neprůhledný povlak, který kovový interiér skryje. Přitom v rané fázi vývoje Sluneční soustavy planetesimály obrousily zárodky planet až na kovová jádra, což by mělo vést k vyššímu podílu kovových meteoritů s rostoucím stářím Sluneční soustavy. NASA chystá misi k planetce (16) Psyche (ø 222 km), která patří mezi tucet nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy (2,4×10¹⁹ kg) a má průměrnou hustotu 4,0 ×voda. To svědčí o významném zastoupení kovů v jejím nitru.

W. Neumann konstatoval všeobecnou shodu názorů na ranou fázi vzniku planetek hlavního pásu, jež se opírá o téměř univerzální natavování vzniklých planetek rozpadem radioaktivních izotopů a u hmotnějších planetek také stlačením vnitřních partií, dále pak údaji o složení meteoritů, jež jsou fakticky vzorky materiálů z různých tříd planetek a konečně též modelováním tepelného vývoje simulovanými výpočty. Autor potvrdil, že je téměř jisté, že u běžných typů planetek docházelo v určité vývojové fázi k překročení teploty solidus, kdy se planetka začíná tavit. Zejména to vyniklo u planetek, jež nebyly diferencované na jádro, plášť a kůru, ale také u geologicky diferencovaných planetek v jejich silikátovém plášti. Často však vznikaly i magmatické oceány materiálu buď na povrchu tělesa, když teplota v daném prostředí překročila mez liqidus, jehož svrchní část se posléze opět ochladila a utuhla, ale magma pod povrchem ještě zůstalo tekuté. V každém případě se objevilo i vertikální proudění polotekutého materiálu. Autor tak propočítal 3D model konvekce pro planetku třídy Vesta, jenž poukázal na význam konvekce pro tělesa, jejichž meteority posléze přistály na Zemi.

A. Milani aj. se věnovali dynamickému vývoji rodin planetek, jež vznikají srážkami větších planetek a sekundárními nárazy členů příslušné rodiny. Autorům se podařilo identifikovat celkem 25 rodin, jež se skládají z minimálně 100 členů. Pro tři z nich (Vesta, Eunomia a Emma) autoři potvrdili, že rodiny prodělaly dvě epizody impaktního bombardování a rodina Misa prožila jedno bombardování a jednu fragmentaci. Rodina Juno prožila buď jednu nebo dvě srážky. Rodina Massalia prožila dvě srážky; o té druhé se donedávna nevědělo. Čtyři rodiny (Euphrosyne, Erigone, Klytaemnestra a Hansa) prodělaly epizody rezonančních událostiudálostí, které významně pozměnily vzhled těchto rodin. Zajímavě dopadla studie rodiny Klytaemnestra, když se ukázalo, že se k ní chybně připočítávaly planetky z nové rodiny (9506) Teiramund, jejíž fragmentace stále probíhá. Tato nová rodina obsahuje též zatím bezejmennou planetku (18993) přibližně stejné velikosti jako (9506). Obě planetky se nacházejí v okolí centra této nové rodiny. Autoři odhadli její stáří na 220 mil. let.

P. Ševeček aj. uvedli že přibližně 10% planetek hlavního pásu rotuje v periodách kratších 3 h, což je docela blízko jejich roztržení odstředivou silou. Dosud se však neuvažovalo o tom, že tak rychlá rotace ovlivňuje průběhy srážek planetek, které mohou na sebe narazit třeba i v protisměru rotace. Autoři se proto věnovali modelováni různých kombinací rychlostí rotace s úhlem srážky Jak se dalo předpokládat, vznik impaktních kráterů při srážkách planetek o rozměrech 10 až 100 km je silně ovlivněn rotací v případě šikmých srážek. Množství vyvrženého materiálu z obou planetek je v tom případě až pětkrát větší než v případě statickém. Přitom geometrie nárazu může planetku ještě více roztočit, nebo silně zbrzdit. I když obě varianty jsou možné, varianta brzdění převažuje, takže srážky planetek většinou zpomalují jejich rotaci.

J. Ďurech aj. se věnovali zlepšení údajů o dvou základních rotačních parametrech planetek (směr rotační osy a délka periody rotace) propojením údajů ze dvou různých databází. První je provozována na Lowellově observatoři v Arizoně a druhou se stala databáze DR2 družice Gaia, která se nachází v Lagrangeově bodě L₂ soustavy Slunce – Země. Průnik údajů pro 5 400 planetek a součinnost s občanským projektem Asteroids@home se sice povedl jen zčásti, protože přesnost fotometrických údajů z Lowellovy observatoře není příliš vysoká, zatímco databáze Gaia má mnohem řidší pokrytí fotometrie konkrétních planetek. Přesto se autorům podařilo získat přesnější údaje o rotačních parametrech pro 1,1 tis. planetek; z toho je 762 nových přírůstků. V každém případě se katalog přesných rotačních parametrů rozrostl na 1,6 tis. planetek. Kombinace obou databází tak dává tím propojením podstatně solidnější údaje a tento trend bude jistě pokračovat po publikaci databáze EDR3 v prosinci 2020.

A. Mickaelian aj. zveřejnili údaje o patnáctileté spektroskopické přehlídce 17 tis. □° severní oblohy, jež se uskutečnila na Bjurakanské observatoři (hora Aragatz; 1,4 km n. m.; 40° s. š.) v Arménii v letech 1965-–1980 pod vedením Benjamina Markarjana (1913-–1985), jenž studoval zejména galaxie, které jevily nápadné změny jasnosti a jsou známy podle zkratky Mrk tohoto katalogu. Jeho tištěný katalog byl nyní digitalizován pod zkratkou DFBS a obsahuje na 40 mil. spekter různých objektů včetně planetek, jež se prozradí vlastním pohybem velmi snadno, zejména proto, že DFBS vyplňuje časovou prodlevu mezi fotografickými palomarskými atlasy POSS1 a POSS2, které byly digitalizovány už dříve. Obrovské datové podklady nelze ovšem probírat ručně, takže autoři využili program SkyBoT pro hledání planetek pomocí konceptu Virtuální observatoře.

P. Pravec aj. zkoumali chování vzorku 96 párů planetek, jež se vyznačují velmi podobnými dráhami a jsou geneticky příbuzné. Podařilo se jim určit jejich binární stáří od chvíle, kde se od sebe oddělily. Nejvíce je mladých párů od stáří 7 tis. let až do vzácných případů řádu milionů let. Pro všechny páry se autorům podařilo určit rotační periody primárních složek a v některých případech i sekundárních složek párů. Z rozdílu absolutních jasnost primární a sekundární složky párů mohli odvodit poměr jejich hmotností Ve 13 případech se ukázalo, že jde ve skutečnosti o hierarchické soustavy, kde kolem primáru obíhá jeden nebo dva satelity. Vznik těchto soustav lze vysvětlit buď jako neúspěšný pokus o vznik kupy planetek, anebo jako kaskádu oddělování menších planetek odstředivou silou rychle rotující primární planetky.

S. Martinová aj. sledovali objekty, které se většinou tváří jako planetky, ale obvykle mívají téměř kometární dráhy a příležitostně jeví kometární aktivitu. V letech 2015 a 2016 tak sledovali během 28 nocí jejich jasnosti a případně změnu úhlových rozměrů pomocí 1m teleskopu na observatoři Sertão de Itaparica (390 m n. m.; 9° j. š.) v Brazílii. V r. 2015 pozorovali objekt PD229, z něhož se nakonec vyklubala kometa P/2015 PD229 ISON-Cameron. Větší změny jasnosti pak pozorovali u planetky (60558) Echeclus, jež má podvojnou klasifikaci jako kometa 174P. Dále se zaměřili na komety 176P, 238P a 288P, jež vykazovaly kometární aktivitu v letech 2011 a 2012. Náznaky zvětšení rozměru našli však jen u posledně jmenované komety 288P. Zmíněná observatoř se věnuje pozorování planetek také s cílem odhalit objekty, jež by mohly v budoucnosti ohrozit srážkou Zemi.

E. Pitjeva a N. Pitjev se věnovali výpočtu úhrnné hmotnosti Trojánů Jupiteru v okolí okolí Langrangeových bodů L₄ (Řekové) a L₅ (Trojáné). V těchto oblastech se poměrně stabilně nacházejí desítky tisíc měřitelných objektů v rezonancích 1:1 s oběžným pohybem Jupiteru kolem Slunce. Výpočet hmotností Trojánů se podařil díky 800 tisícům pozorování přesných poloh planet a pozorování poloh kosmických sond. Obdrželi tak zatím nejpřesnější hmotnost Řeků M4 = (8,63 ±0,51)×10^-6M_⊕ a Trojánů M5 = (5,46 ±0,54)×10^-6M_⊕.

1.2.6. Komety

1.2.6.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

Evropská kosmická agentura (ESA) dosáhla téměř všech cílů při sledování komety 67P po dva roky a 20 dnů téměř souměrně jak před přísluním, tak také po něm. Sonda Rosetta se usadila se na parkovací dráze 10. 9. 2014 a společně s kometou prošla přísluním 13. 8. 2015 ve vzdálenosti 186 mil. km. Ve svém kontaktu s kometou pak pokračovala až do 30. 9. 2016, kdy těsně před přistáním stačila ještě vyfotografovat modul Philae (ostrov na Nilu, odkud byl přestěhován chrám bohyně Isis na nilský ostrov Agilkia), kterému se nepodařilo přistát na plánované hladké části povrchu komety Agilkia a po několika odrazech zapadl nakřivo do škvíry mezi skalisky. Odtamtud pak vysílal údaje o stavu a vlastnostech okolního terénu, dokud se klasická baterie nevybila. Sluneční panely modulu se ocitly ve stínu, takže nedodávaly přístrojům modulu dostatečné množství elektřiny. Přesto se Xiaoyu Wu aj. podařilo i neplánované trajektorie modulu využít k získání cenných poznatků o fyzikálních vlastnostech povrchu v oblasti Agilkia. Autoři k tomu využívali matematické metody konečných prvků, která má běžně důležité využití v technické praxi, např. při stavbě jaderných reaktorů, letadel a automobilů. Nejprve simulovali gravitační sílu v mnohostěnovém modelu komety, jenž poměrně přesně odpovídal tvaru komety. Teprve pak začaly simulace vynucených manévrů neřízené dráhy samotného modulu s cílem najít nejlepší shodu s reálným záznamem pohybu Philae, protože během celé epizody měl modul spojení s Rosettou. Autoři tak nakonec získali důkaz o tom, že se modul při prvním fyzickém kontaktu s kometou trefil na balvan a poškrábal ho svým podvozkem. Následně modul dopadl na vlastní povrch komety třemi talířovitými nohami. Autorům se podařilo určit, že v místě dopadu se nacházel zrnitý regolit s průměrným průměrem zrníček (0,14 ±0,04) mm. Průměrná tloušťka regolitu v oblasti Agilkia dosáhla hloubky (0,27 ±0,06) m a jeho průměrná hustota byla poměrně nízká (1,44 ±0,23) t/m³, což svědčí o vysoké porozitě regolitu (75 %), ale i o mírném koeficientu tření (0,6). Další důležitou studii, jak využít otloukání modulu během přískoků a odskoků, zveřejnili P. Henisch aj. Využili k tomu údajů magnetometru ROMAP na modulu, které porovnávali s daty magnetometru RPC-MAD a snímky kamery OSIRIS na Rosettě. Zjistili, že tlak ~100 Pa postačí ke stlačení povrchové vrstvy o 200 mm. Tato hodnota slabě závisí na místě měření, takže z toho plyne, že regolit má pevnost v tlaku ~800 Pa.

Jinak však mise ke kometě probíhala bez technických problémů až do řízeného přistání samotné sondy v době, kdy končila její životnost a přistání na kometě mělo za cíl zabránit nekontrolovanému pohybu neovladatelné sondy ve Sluneční soustavě. Již v průběhu mise byly publikovány objevné práce o rozmanitých fyzikálních, geologických, mineralogických a chemických aspektech výzkumu komety zblízka. V předešlých ročnících Žní jsme už referovali také o celkových výsledcích projektu. Přesto jsme byli překvapeni, že počet zajímavých výsledků zveřejněných v průběhu roku 2019 překonal předešlé roky, což ukázalo, že Rosetta představuje jeden z nejvýznamnějších zlatých dolů soudobých poznatků o vzniku, vývoji a aktivitě komet ve Sluneční soustavě, a dokonce i v okolních oblastech vesmíru.

Proto i v současných Žních věnujeme novým poznatkům o kometě 67P obsáhlou pozornost. S. ur Rehman aj. vypracovali kinetickou teorii iontových akustických vln objevených během dlouhodobého sledování komety zblízka. Díky tomu se podařilo také popsat mechanismus těchto vln, které sonda International Cometary Explorer pozorovala v r. 1986 u komety Giacobini-Zinner a sonda Sakigake v témž roce u komety Halley. U komety 67P bylo výhodou, že vlny byly sledovány zcela zblízka na vzdálenost pouhých 28 km. Proto se podařilo odhalit odpovídající mechanismus vzniku zmíněných vln.

D. Vavilov aj. potvrdili, že kometa 67P je vlastně slepenec dvou kometárních jader, podobně jako to ukázaly snímky sondy Giotto v r. 1986 u komety Halley. Slepence dvou jader se u komet vyskytují poměrně často. To znamená, že v kometárním světě dochází občas k velmi měkkým setkáním dvou i více kometárních těles, jež vynikají vysokou porositou. Rovněž R. Schroeder aj. připomněli, že v červenci 2014 zjistila sonda Rosetta, že kometa 67P má podobně jako kometa Halley tvar slepence dvou původně samostatných laloků. Větší z nich má tři hlavní osy o rozměrech 4,1×3,3×1,8 km, kdežto menší lalok má rozměry 2,6×2,3×1,8 km. Oba laloky propojuje užší krk dlouhý 2,2 km o tloušťce 0,8 km. Tito autoři si položili otázku, jak to bude v případě dvou laloků s jejich poměrem HDO/H₂O. Test pomocí spektrometru ROSINA ukázal, že oba laloky vykazují stejný poměr D/H, což dokazuje, že oba laloky vznikly blízko sebe a ve stejnou dobu.

B. Katarina Ruzicka aj. se věnovali vrstevnicovým strukturám obou laloků komety. Na větším laloku rozpoznali pomocí kamery NAC celkem 171 lineárních vrstev, jež byly bočně dlouhé 1,9 km, takže se jim zdařilo extrapolovat jejich průběh i pod povrchem většího laloku. Zvrstvení menšího laloku je na větším laloku nezávislé. To dokazuje, že oba laloky nebyly původně součástí nějakého většího tělesa. Větší lalok má neporušenou pravidelnou koncentrickou vnitřní strukturu odpovídající elipsoidálnímu tvaru. To však nelze potvrdit pro menší lalok, který zřejmě prodělal deformace nebo nějaké vývojové změny.

G. Tognon s týmem pořizovali úzkoúhlovou kamerou NAC po průchodu komety 67P přísluním multispektrální snímky menšího laloku v době, kdy byla kometa od Slunce vzdálena ~2,4 au. Objevili tak slupkovitou strukturu povrchu a hrubá ložiska usazenin v podobě dvou rozličných strukturálních tříd. Vnější třída se vyskytuje ve vyšších oblastech a jeví se tmavší než třída nižší. Na spektrálních snímcích se dařilo rozlišit mezi výskytem těkavých a žáruvzdorných látek. Tyto rozdíly byly už dříve shodně pozorovány i na větším laloku komety. Obojí shodu lze vysvětlit tím, že vnější partie byly exponovány vnějšími vlivy déle než vnitřní. Světlejší vnitřní partie povrchu se naopak čas od času omlazují.

S. Fornasier s týmem sledovali morfologii povrchu komety 67 P i jeho geologické, resp. mineralogické vlastnosti a také narůstající a po průchodu přísluním zase klesající kometární aktivitu v podobě úzkých výtrysků. Kamera OSIRIS pozorovala přes 200 výtrysků na vlnových délkách 250÷1 000 nm. Řada výtrysků měla velmi krátkou životnost jen několika minut. Řada z nich vyvěrala zpoza svislých útesů, ale stejně tak se objevovaly v plochém terénu pokrytém prachem. Prachový výtrysk z května 2016 měl hmotnost 2,2 t a průměrnou hustotu 0,8× voda. P. Hasselmann s týmem sledovali kometární aktivitu 67P od ledna 2015 do července 2016. Kamera OSIRIS zaznamenala před průchodem komety přísluním spíše slabé a krátké výtrysky, ale pak větší a velké výtrysky o hmotnostech 10÷1 500 t.

C. Feller aj. sledovali v dubnu 2016 po průchodu komety přísluním pomocí úzkoúhlé kamery NAC (Narrow Angle Camera; lineární rozlišení 2m/px) oblast povrchu komety nazvanou Imhotep (první doložený staroegyptský architekt) – Khepry (bůh Slunce). Rosetta byla totiž cíleně navedena nad tuto oblast, jelikož jevila během času významnou aktivitu v morfologicky velmi pestrém terénu. Autoři získali celkem 112 snímků zmíněné oblasti ve třech širokopásmových filtrech s centry 480, 649 a 743 nm s rozlišením 0,5 m/px. Na snímcích oblasti jsou patrné tmavé balvany, uspořádaný materiál, narušené východy i jemné vrstvy. V této oblasti bylo zaznamenáno nejvíce prašných i plynových výtrysků během průchodu přísluním. Když se kometa následně vzdalovala směrem ke sněžné čáře Sluneční soustavy, objevil se v této oblasti i vodní led.

P. Cambianica s týmem se věnovala povrchovému rozšíření a vlastnostem balvanů ve třech odlišných oblastech povrchu komety, které dostaly názvy Imhotep, Hapi (bůh záplav a úrody) a Hatmehit (rybí bohyně). Zmíněné oblasti byly postupně snímkovány kamerou NAC a dohromady na nich autoři identifikovali 11,8 tis. balvanů. Rozložení podle velikosti se však v jednotlivých oblastech liší. Nejnižší pokles četnosti k velkým balvanům zaznamenali autoři v oblasti Hapi, což pravděpodobně znamená, že jde o balvany, které tam dopadly zvnějšku a postupně se rozpadají působením vnějších vlivů. Naproti tomu oblasti Imhotep a Hatmehit vykazují daleko nižší zastoupení velkých balvanů. Balvany ve všech oblastech mají pevnou strukturu a oblé tvary.

N. Atree aj. se věnovali sestrojení modelů aktivity jádra komety 67P v závislosti na dráze, rotaci a vypařování vody. Využili k tomu čtyř bloků pozorování před i po průchodu komety přísluním. Údaje o trajektorii dráhy komety posloužily jako hlavní reference a tomu se vztahovalo směrování komplexního tvaru komety v daném čase pozorování na základě snímků kamery OSIRIS. Aktivita komety souhlasila s modelovým výpočtem pro tři bloky pozorování. V prvním bloku se aktivita odehrávala převážně na dvou jižních aktivních místech mimo přísluní (~10 %) naproti jen 4 % aktivity severních oblastí. V okolí přísluní stoupla aktivita jižních oblastí na ~25 ÷35 %. Cyklicky se tam obnovovala aktivita prachového pláště. Pozorování ukázala, že klíčovou úlohu v růstu a poklesu aktivity prachového pláště má okamžitý sklon rotační osy komety vůči Slunci, což nakonec ovlivňuje i proměnnost úniku plynů.

G. Filacchione aj. shrnuli výsledky měření a jejich interpretaci během unikátního experimentu, kdy byla kometa Jupiterovy rodiny zkoumána lokálním dálkovým průzkumem i pomocí přístrojů na modulu Philae, jenž sice přistál krkolomně, ale i z této nevýhodné pozice vysílal jedinečná data z měření in situ. Autoři především porovnávali podrobná data získaná v projektu Rosetta s předešlými údaji o kometách zkoumaných jak ze Země nebo z HST a kosmické lodi Skylab (1973), ale také pomocí předchozích úspěšných sond (1978: ICE, 1984: Vega 1 a 2, 1985: Sakigake, Giotto, Suisei, 1999: Stardust). Několik dalších sond ke kometám potkaly vážné nehody, takže nezískaly žádné výsledky. Jak patrno, cílené sondy ke kometám nejsou příliš časté, protože stíhat kometu je daleko složitější než planetky nebo planety. Hlavní výsledky úspěšných sond se týkaly měření albed, barevných indexů a dále šesti parametrů které pro odrazivost světla od povrchů těles sluneční soustavy, jež nemají atmosféry, postupně navrhl americký astronom B. W. Hapke. S touto klasifikací pro povrch Měsíce započal již v 60. letech minulého století a postupně jejich definice rozšiřoval na planety a planetky bez atmosfér a nakonec i na komety. Povrchy komet představují skrumáž ledů, organických látek a minerálů. Jádra komet bývají velmi tmavě červená, což lze pro konkrétní kometu vyjádřit právě pomocí Hapkeho parametrů. Kometa 67P měla v určitých lokalitách na povrchu ledy H₂O a CO₂. Rozložení lokalit záviselo na délce trvání ozáření Slunce, kondenzaci plynů a případně expozici vnitřních vrstev, jež se proklubaly na povrch. Výsledky měření se pak daly porovnat s laboratorními měřeními. Mimo zmíněné lokality byl povrch komety pozoruhodně stejný, přičemž převažovaly organické látky a minerály. Minerální složky sestávaly se směsi silikátů a jemných neprůhledných zrníček složených ze sulfidů železa (troility a pyrrhotity) a amonných solí. V bezprostředním okolí přísluní se však aktivovala řada dalších terénů, takže docházelo k erozi povrchových vrstev, výronům z útesů, prasklinám, propadlinám, zhroucením převisů i svislých stěn, přenosům a následným ukládáním prachu, takže se měnily i barevné odstíny, složení i zrnitost v určitých částech povrchu.

N. Biver a tým MIRO pořídil na 100 molekulových map komy 67P, která získali díky submilimetrovému radioteleskopu MIRO na palubě sondy. Radioteleskop měřil jak koncentrace H₂¹⁶O, H₂¹⁸O, H₂¹⁷O, CH₃OH, NH₃ i CO, tak i celkové množství uvolněných plynů. Měření probíhala od července 2014 až do konce mise ve vzdálenosti 3,65 au od Slunce. Od července 2014 do února 2015 se většina zmíněných plynů vypařovala z vysokých severních šířek s vrcholovým úhlem 80°. Před vlastním přísluním se však hlavní aktivita plynné složky přesunula na jižní okraj (-80°) jádra komety a vrcholový úhel rozptylu plynů se zvětšil až na 130°. Vrchol produkce vody v přísluní stoupl na 8×10²⁷ mol/s. Během průchodu přísluním ztratila kometa asi 4,2×10⁶ t ledu. Celková ztráta hmotnosti komety v okolí přísluní dosáhla něco přes 10⁷ t hmotnosti.

J. Biersteker aj. využili magnetometru a plazmového monitoru na palubě sondy Rosetta ke změření remanentního magnetismu komety 67P. Stanovili pouze horní mez magnetické indukce ≤0,9 nT. To je tak nepatrná hodnota, že uvádí v pochybnost vznik komety 67P procesem splývání nanejvýš decimetrových oblázků v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. V každém případě se ukazuje, že indukce magnetického pole ve vzdálenostech 15÷45 au od raného Slunce nemohla být vyšší než 3 μT. Kometa 67P patří v současnosti do Jupiterovy rodiny komet, ale tam se musela dostat kosmologicky vzato teprve nedávno. Ve skutečnosti jde o kometu z Oortova oblaku komet, jež se po dráhové poruše přiblížila ke Slunci a tím je její osud zpečetěn; v kosmologicky brzké budoucnosti se buď srazí s Jupiterem nebo s některou terestrickou planetou, anebo spadne na Slunce.

R. Marschall a velký tým spolupracovníků porovnali údaje z různých přístrojů sondy s 3D modelem navrženým pro období rovnodennosti na kometě v květnu 2015. Autorský kolektiv porovnával data z plynového a hmotového spektrografu ROSINA, mapovacího spektroskopu pro viditelné a infračervené pásmo VIRTIS (Visible and Infrared mapping Spectroscopy), radioteleskopu MIRO a kamery OSIRIS s modelem. V listopadu 2014 aparatury VIRTIS a MIRO poukázaly na deficit výronu plynu, molekul vody a prachu z oblastí Hatmehit a Imhotep. V té době byla pozorována nejvyšší aktivita zmíněných složek materiálu z oblasti Hapi, což přetrvalo až do přísluní, Teprve z komplexního posouzení všech čtyř přístrojů se však podařilo vypracovat 3D model, jenž vyhovuje všem zmíněným pozorováním.

B. Keeney s týmem získávali po celou dobu mise Rosetta údaje z dalekého ultrafialového oboru spektra v intervalu vlnových délek 70÷205 nm pomocí spektrografu Alice. Databáze FUV spekter obsahuje přes 70 tis. spektrogramů; z toho přes 20 tis. v době, kdy kometa procházela přísluním a vykazovala nejvyšší aktivitu. Autoři vyvinuli software pro eliminaci emisních čar H, O, C, S a CO, slunečního spojitého spektra a absorpce plynné H₂O v komě, kde na každý iont připadlo 17 neutrálních atomů. Tento poměr souhlasí s údaji pro meteority uhlíkaté chondrity a zastoupení iontů ve sluneční fotosféře.

A. Longobardo a tým se věnovali geomorfologii komety během jejího průletu do přísluní mezi srpnem 2014 a lednem 2015. Analyzovali údaje získané detektorem prachu GIADA (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator) a spektrometrem VIRTIS, jenž prokazoval výskyt vodního ledu. Díky kombinací záznamů z obou aparatur se podařilo prokázat, že příčinou výskytu vodního ledu na povrchu komety byly právě prachové výtrysky a vyletující načechrané částice. Autoři zjistili, že k nejaktivnějším místům patřil krk komety (Hapi a Seth – staroegyptský bůh války) a její tělo (oblasti Ash - – bůh oáz a vinic, Babi – bůh oblohy a nebes, Aton). Tyto oblasti byly v době přibližování komety ke Slunci nejvíce ozářeny, takže to byla hlavní, ale ne jediná příčina vysoké aktivity.

M. Pätzold aj. využili údajů o přesné poloze komety získaných experimentem RSI (Radio Science Investigations k přesnému určení základních dráhových a fyzikálních parametrů komety. Na začátku měření z parkovací dráhy v srpnu 2014 mělo jádro komety hmotnost (9,982 ±0,003) ×10⁹t, zatímco na konci mise v září 2016 její hmotnost klesla na (9,971 5 ±0,0015) ×10⁹t. Úbytek hmoty během celé doby pozorování tak činil 0,1 % původní hmotnosti jádra. Téměř polovina úbytku připadla na interval 32 d před průchodem jádra komety přísluním a 62 d po jeho průchodu. Během mise se podařilo velmi přesně změřit objem jádra komety: (18,56 ±0,02) km³. Odtud pak bylo snadné určit velmi nízkou průměrnou hustotu komety: 538 kg/m³. Svědčí to o vysoké poréznosti v rozmezí 65÷79 % při poměru prachu k vodnímu ledu 3≤ (prach/vodní led) ≤7. Autoři soudí, že přístroje na sondě přecenily ztrátu plynné složky komety minimálně 6×, ale možná až 14×! Dále uvedli, že většina vyvržené prachové složky nedosáhne únikové rychlosti a spadne zpět na jádro komety.

F. Tosi aj. poukázali na změny teploty na povrchu komety 67P vyvolané různými vlivy. Dlouhodobé změny jsou přirozeně největší, protože komety mají protáhlé přibližně eliptické dráhy. Zejména v okolí přísluní se začnou projevovat lokální změny dané termofyzikálními vlastnostmi materiálů, které tvoří vlastní těleso komety. Potřebné údaje pro kometu 67P poskytl spektrometr VIRTIS, jenž registroval teplotu kombinací optického a infračerveného toku záření. Docela významné změny teploty probíhaly díky rotaci kometárního jádra, protože kontrast v ohřevu mezi osvětlenou a neosvětlenou stranou tělesa byl častý a měřitelné změny teploty aparatura zjišťovala s lineárním rozlišením ≤15 m/px. Tepelné křivky byly souvisle sledovány od vzdálenosti komety od Slunce 3,62 au až do vzdálenosti 3,31 au, tedy na příletové části elipsy. Další variace teploty vyplynuly z tvaru komety v podobě slepených laloků nestejné velikosti a také z přibývání ledového příkrovu na povrchu jádra komety, když materiál z centrálního vnitřního jádra komety difundoval do mělkého podpovrchového prostoru.

J. Rawlings aj. získali díky spektrometru ROSINA údaje o molekulách O₂ s koncentrací v rozmezí 1÷10 % vůči vodě. S menší přesností však našli také poměry koncentrací N₂/CO a CO/H₂O. Nízký podíl N₂/O₂ je nečekaný a může souviset se specifickou tepelnou historií komety. M. Rubin aj. připomněli, že komety jsou obecně považovány za nejstarší a nedotčený materiál ve Sluneční soustavě. Pomocí spektrometru ROSINA se dařilo v době největšího odplyňování měřit podíl různých prvků na úniku plynné složky. Když sonda Giotto zkoumala v r. 1986 kometu Halley, tak jsme se dozvěděli, že zastoupení kyslíku a uhlíku na kometě bylo shodné se zastoupení těchto prvků na Slunci, zatímco vodík a dusík byly v jádře komety zastoupeny v porovnání se Sluncem docela málo. Přesto však koncentrace těkavých látek v obou kometách byla vyšší než u vnitřních planet Sluneční soustavy nebo v meteoritech. Autoři tím potvrzují domněnku, že právě komety jsou nejméně pozměněné původní objekty Sluneční soustavy. Dokonce se díky vzorkům z komety Wild 2 získaným sondou Stardust zjistilo že molekulové složení komet se silně podobá molekulovém složení interstelárních ledů. Navíc výskyt žáruvzdorných materiálů ve vzorcích ukázal, že prodělaly silný ohřev v blízkosti raného Slunce. To znamená, že část materiálu komet je dokonce starších než Sluneční soustava a dává nám možnost zobecnit výzkum komet na dobu, kdy Slunce ještě neexistovalo.

Také M. Drozdovskaya aj. se domnívají, že komety jsou nejstaršími stavebními kameny Sluneční soustavy, z nichž pak vznikly terestrické planety. Autoři využili vysoké citlivosti a výborné úhlové rozlišovací schopnosti mikrovlnné soustavy ALMA v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5 km ke studiu protoplanetárního disku kolem dvou prahvězd slunečního typu IRAS 16293-2422 (Oph; vzdálenost 140 pc; vzdálenost mezi složkami A a B 700 au). Dvojice prahvězd vznikla v proslulé kolébce hvězd poblíž jasné hvězdy ρ Oph. Jde o velmi zaprášenou oblast naší Galaxie nepříliš daleko od Slunce. ALMA má vynikající možnosti hledání molekul nejrůznějších sloučenin díky tomu, že pokrývá i submilimetrové pásmo rádiového spektra, kde se vyskytují četné spektrální čáry i pásy rozmanitých a často exotických molekul. Autoři studovali zastoupení těchto sloučenin pomocí program PILS (Protostellar Interferometric Line Survey). Geniálnost práce spočívá v tom, že při sledování komety 67P se použila aparatura ROSINA, jež je fakticky hmotovým hmotnostním spektrometrem, čili obdobou zařízení na observatoři ALMA, takže autoři mohli obě chemické analýzy porovnat. Relativní zastoupení molekul typu CHO-, N- a S- na kometě a v mezeře mezi oběma prahvězdami se velmi dobře shoduje. Dokonce i sloučeniny P- a Cl- mají příbuzné koncentrace na kometě i v okolí složky A pradvojhvězdy. Zdá se tedy velmi pravděpodobné, že těkavé složky kometesimál a planetesimál u nás i v kolébce v Hadonoši vznikají v počátcích tvorby planet podle stejného receptu.

O. Groussin aj. shrnuli výsledky mise Rosetta, která zásadním způsobem rozšířila naše znalosti o kometách obecně. Je vskutku překvapující, že kometární jádra drží pohromadě i řadu tisíciletí, když jejich průměrná hustota je neuvěřitelně nízká: (480 ±220) kg/m³. Ve skutečnosti jsou komety uvnitř docela děravé (porézní na úrovni 70 ÷80 %.), ale to jim dává možnost ukrývat ve vnitřních dutinách těkavé látky, protože větší část svého života prožívají v mrazu. Vnitřní stavba komet sestává ze slabě vázaného homogenního jádra, jež se skládá z prvotního materiálu zděděného po interstelárních mračnech a mírně přetvořené v discích kolem vznikajících prahvězd. Pevnost tohoto materiálu v tahu je velmi nízká: <100 Pa a přenos tepla je také velmi nízký, takže se tam snadno uchovávají těkavé látky jako CO, CO₂, CH₄ a N₂. Nad jádrem se pak prostírá tenká slupka materiálů, které prodělaly větší metamorfózu. Povrch je tvořen hrudkovitými materiály sahajícími do hloubky několika málo metrů. Z vlastností povrchu nelze usuzovat na to, jak vypadá staré nepřetvořené jádro komety.

M. El-Marry aj. konstatovali, že je jasně patrné, že na kometách probíhá řada geologických procesů od vzniku impaktních kráterů, tektoniku až po erozi. Komety ztrácejí plyny sublimací, jež je srovnatelná s vulkanismem na planetách, protože i sublimace dokáže dopravit k povrchu materiály z velké hloubky. Rozdíl proti vulkanismu však spočívá v tom, že zdrojem sublimační energie je vnější zdroj – tj. mateřská hvězda soustavy. V aktivní fázi kolem periastra se nad vlastním jádrem komety vytváří dočasná atmosféra (koma). Kolísání teploty povrchu během silně eliptického pohybu jádra vede k teplotnímu stresu, jenž působí zlomy. Velmi rozeklané tvary komet hrají roli, protože na povrchu dochází k rozdílným silám gravitace a odplynění má směrový účinek, takže dráhy komet jsou ovlivněny negravitačními silami. Všechny tyto procesy mohli astronomové díky dvouletému doprovodu komety 67P podrobně prozkoumat opravdu zblízka.

N. Thomas aj. shrnuli, že projekt Rosetta se stal jedním z největších úspěchů bezpilotní kosmonautiky v končící dekádě. Úspěšný doprovod komety po dobu dvou let byl založen na dvacetileté přípravě mnoha týmů a stal se drahokamem mezi projekty ESA. Ve vědeckých programech EU pro příští dekádu uspěl projekt MiARD (Multi-instrument Analysis of Rosetta Data). Už teď je zřejmé, že astronomové mají nyní v tom obrovském a mnohostranném materiálu v rukou virtuální Rossetskou desku podobnou té, kterou v r. 1799 objevil v Egyptě důstojník Napoleonovy armády P.-F. Bouchard, čímž bezděčně podnítil rozvoj egyptologie. Autoři vytyčili pro realizaci projektu čtyři hlavní směry výzkumu:

1. Plně využít příležitostí, které poskytují mnohostranné zdroje pozorovacích dat.
2. Posoudit a patrně i revidovat současné modely aktivity kometárních jader.
3. Posoudit, zda správně chápeme rizika existence komet s ohledem na ovlivňováni ovlivňování drah komet negravitačními vlivy, což může ohrozit sondy Sluneční soustavy, ale případně způsobit i impakt na Zemi.
4. Zabývat se důsledky, které má kometární výzkum pro studie původu a vývoje planetárních soustav. Dále rozvíjet bezpilotní výzkum komet s cílem získávat vzorky materiálů tvořících kometární jádra a propojit tento výzkum se studiem interstelární látky.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIV. (2019).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. januára 2021