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

1.2.6.2. Další komety

D. Jewitt aj. sledovali vzdálenou neskutečně dlouhoperiodickou (P = 3 mil. let!) kometu C/2017 K2 (PANSTARRS), jež nepochybně za tu dobu musela řádně vychladnout od předešlého průchodu přísluním. Autoři kometu sledovali ještě před průchodem přísluním od vzdálenosti 15,9 do 13,8 au. Tlak záření nestačil na vytvoření plynného chvostu, ale koma se zjasňovala, což znamenalo že částice komy jsou větší než 0,1 mm. Ztráta hmoty jádra komety dosáhla 200 kg/s, což je pro kometu někde za drahou Saturnu opravdu překvapující. Extrapolace měření ukázala, že kometa začala ztrácet hmotu už počátkem r. 2012, kdy byla ještě ve vzdálenosti 26 au od Slunce. Autoři proto soudí, že kometa v Oortově oblaku nabrala zásoby ledu CO, který je mimořádně těkavý a sublimuje už při teplotě 55 K. Jenže i když při sublimaci dokáže vytáhnout z jádra částice o typickém rozměru 1 mm, tak to nestačí o tři řády na ztrátu materiálu v uvedeném tempu. Zatím je buď něco špatně v teorii koheze částic, anebo se v té vzdálenosti uplatňují jiné dosud nepopsané efekty jako teplotní únava nebo elektrostatická síla.

Man-To Hui aj. uveřejnili fotometrickou a dynamickou studii komety C/2010 U3 (Boattini), jejíž předobjevovou aktivitu v listopadu 2005 se podařilo dohledat v archivech. V té době byla kometa vzdálena od Slunce 25,8 au, což je dosud rekord. Další archivní pozorování pocházejí ze srpna 2006 a září 2009; při posledním archivním pozorování bylo doloženo její vzplanutí. Další výbuch byl pozorován v r. 2017. Kometa prošla přísluním 24. 2. 2019 ve vzdálenosti 8,5 au. Její parabolická dráha ji však klasifikuje jako objekt z Oortova oblaku komet. Oběžná doba 2 mil. let zcela vylučuje, že by si kometa udržela teplo z předešlého průchodu přísluním. Při předešlém návratu prošla kometa přísluním ve vzdálenosti 8,4 au. Donedávna se astronomové domnívali, že aktivity takto vzdálených komet lze vysvětlit pomocí krystalizace amorfního vodního ledu, ale tento mechanismus může fungovat jen do vzdáleností 15 au od Slunce. Zatím tedy není jasné, proč už druhá kometa z Oortova oblaku jeví aktivitu daleko za hranicí 15 au od Slunce.

X. L. Zhang aj. podrobně sledovali kometu C/2017 K2 (PANSTARRS), jež byla objevena 21. 5. 2017 ve vzdálenosti 16 au od Slunce. V červenci 2017 se podařilo najít v archivu její snímek z r. 2013, jenž poukázal na téměř přesně parabolickou dráhu komety. Další dráhové parametry, tj. q = 1,8 au; Q = 56 tis. au; i = 88° svědčí o tom, že jde o kometu z Oortova oblaku komet, tj. ze vzdálenosti 56 tis. au, takže jí cesta do nitra Sluneční soustavy trvala miliony let. Protože přísluním projde 19. 12. 2022 ve vzdálenosti jen 1,8 au od Slunce, zkrátí se její oběžná perioda na ~26 000 let, tudíž se už do Oortova oblaku nevrátí. Autoři začali kometu sledovat na čínské observatoři v Yunnanu (+25° s. š.; 2,0 km n. m.) pomocí 2,4 m teleskopu Lijiang od září 2017 do června 2018 ve filtru R. Pro měření aktivity v komě používali tří apertur (6,4 ×; 7,7 ×; 9,6 ×).10⁴ km. Během pozorovacího intervalu se účinné průřezy komy zvětšovaly v daných aperturách tempy 22÷44 km²/d a hmotnostní ztráty materiálu komety činily 64÷128 kg/s. Lze očekávat, že během r. 2022 bude tato kometa na hranici viditelnosti očima.

C. a R. de la Fuente Marcosovi upozornili na kometu C/2018 V1 (Machholz-Fujikawa-Iwamoto) objevenou 7. 11. 2018, jež prošla přísluním po parabolické dráze 3. 12. 2018 ve vzdálenosti 0,39 au a byla sledována i po průchodu přísluním. V maximu jasnosti dosahovala 7 mag, čili byla snadno pozorovatelná i v triedru. Vůči ekliptice má sklon dráhy 144°, takže jde o retrográdní dráhu, což posiluje její klasifikaci jako komety z Oortova oblaku komet. Autoři však nevylučují, že kometa má interstelární původ a vzhledem k retrográdní dráze je docela možné, že je vetřelcem z interstelárního prostoru. Autoři soudí, že pravděpodobnost tohoto původu dosahuje 73 %. Až dosud však komety s parabolickými dráhami bylo možné sledovat jen po krátký čas kolem jednoho měsíce, takže údaj o excentricitě dráhy byl zatížen velkou chybou. Výhodou komety 2018 V1 se tak stala její vysoká jasnost díky přísluní dráhy na úrovni dráhy Merkuru, takže se dá očekávat, že oblouk pozorované dráhy bude podstatně delší, možná až do poloviny r. 2019.

V r. 1986 objevil D. Machholz svou první kometu 96P/Machholz 1, jež se svými dráhovými parametry silně liší od většiny dosud objevených komet. Zdánlivě patří do Jupiterovy rodiny komet, protože má odsluní dráhy ve vzdálenosti 5,9 au a oběžnou periodu 5,3 roku, ale na druhé straně se v přísluní dostává ke Slunci na vražednou vzdálenost 0,12 au (18 mil. km). Sklon dráhy k ekliptice 58° je naprosto atypický a výstřednost 0,96 je opravdu excentrická. Není divu, že je od svého objevu předmětem velkého zájmu kometárních badatelů. N. Eisner aj. kometu pozorovali celkem 9 nocí kolem přísluní 2017/2018. Nenašli žádnou prachovou komu, takže vidíme evidentně jen kamenné jádro, jež je nápadně modré. Tím se liší jak od standardních členů Jupiterovy rodiny, ale i od dlouhoperiodických komet. Podle těchto měření má kamenné jádro podlouhlý tvar s největším průměrem 7 km, ale s výrazným zploštěním 1,6. Rotační perioda činila před přísluním 4,10 h a po přísluní 4,096 h, což však není významný rozdíl. Pozorované hodnoty autoři srovnávali s kometou 322P/SOHO (Q = 5,0; q = 0,051 au; e = 0,98; i = 11,5 °; P = 4,0 r) a interstelárním objektem 1I/´Oumuamua. Verdikt autorů se spíše kloní k závěru, že 96P je spíše interstelární objekt, kterému se podařilo ve Sluneční soustavě nadlouho zachytit.

D. Jewitt a J. Luuová referovali o příčině rozpadu dlouhoperiodické (P =15 ±2 tis. let!) komety C/2019 J2 (Palomar), jejíž jádro o ø <1 km se rychle rozpadlo ještě před průchodem komety přísluním. Vrchol rozpadu proběhl kolem 24. května 2019, tj. ~56 dnů před průchodem přísluním v heliocentrické vzdálenosti ~1,9 au. Příčinou rychlého rozpadu nemohly být slapové síly, protože kometa se nedostala do Rocheovy koule žádné planety během své cesty. Srážka s nějakou překážkou není rovněž pravděpodobná, protože kometa se pohybovala retrográdně pod úhlem 105° k ekliptice, takže k rozpadu došlo ve velké vzdálenosti od roviny ekliptiky, kde se planetky vyskytují zcela vzácně. Sublimační tlaky byly o tři řády slabší než síla stlačitelnosti, čili také nemohly rozpad vyvolat. Jestliže mělo jádro poloměr <0,4 km, muselo k rozpadu dojít díky rotačnímu rozpadu kroutivou silou vznikající odpařováním plynů z jádra komety.

A. Virkki aj. popsali průběh rozpadu komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 na základě radarových pozorování, jež proběhla těsně po rozpadu komety v květnu 2006. Autoři sledovali vývoj úlomků B a C v radarových pásmech S (2,4 GHz) a X (8,56 GHz). Podle těchto měření měly nejpočetnější úlomky rozplývající se komety typický rozměr 0,3 m a většina úlomků se vzdalovala od centra komety rychlostmi vyššími než únikovými.

M. Kelley aj. se zabývali změnou chování komety 240P/NEAT poté, co v r. 2007 se přiblížila k Jupiteru natolik, že kometa se stala obětí jeho mocné gravitace, takže původní vzdálenost přísluní její dráhy se zkrátila z 2,53 au na 2,12 au. Tím se též zkrátila oběžná doba z 8,1 na 7,6 let. V přísluní se zvýšilo ohřívání povrchu jádra komety o 40 %, což vedlo ke zvýšené jasnosti jádra až o 2 mag po průchodu komety přísluním. Na rozdíl od krátkodobých zjasnění jiných komet, jež trvají jen několik desítek dnů a jsou vyvolána výbuchy na části povrchu kometárního jádra, však zvýšení jasnosti trvalo pokaždé mnohem déle ̶ čtvrt až půl roku. To znamená, že ohřev pronikl do větších hloubek vnějších vrstev kometárního jádra. Autoři pozorovali tato dlouhodobá zjasnění komety během tří oběžných period. Poslední zjasnění pozorované aparaturou Zwicky Transient Facility se vlastně skládalo ze dvou epizod, což svědčí o tom, že podpovrchové vrstvy jsou heterogenní, takže tím se dovídáme více o struktuře komety. Tento způsob sledování zjasnění komet o různém trvání a počtu ohnisek může v budoucnu poskytnout obraz o tom, jak jsou podpovrchové vrstvy uloženy až do přivráceného povrchu centrální části jádra.

J. Licandro aj. poukázali na výběrový efekt při identifikaci komet z Oortova oblaku. Většina těch komet má přísluní příliš daleko od Slunce, takže se objevují spíše ty komety, které jsou okrajovými členy této populace a ve skutečnosti představují pro své netypické parametry tichou menšinu. Proto se soustředili na kometu C/2018 F4 (PANSTARRS), kterou pozorovali pomocí 10,4m teleskopu GTC (Gran Telescopio Canarias) jak fotometricky, tak spektroskopicky. Absolutní hvězdná velikost Hr >13,6 dává horní mez pro průměr jádra komety D <10,4 km. Objekt přitom vykazuje výraznou komu podobnou té, kterou mají komety s bližšími apogey, než je vzdálenost nejbližšího okraje Oortova oblaku. Podobně stejná je i její fotometrická aktivita. Spektroskopicky ji lze klasifikovat jako planetku třídy X. Spektrum je shodné s dobře studovanými prvotními planetkami a kometami. Určitě není extrasolárního původu, ačkoliv její dráha je mírně hyperbolická. Je téměř jisté, že jde o kometu naprosto typickou pro hlavní část Oortova oblaku.

O. Ivanova aj. pozorovali pomocí 6m teleskopu BTA na Krymu kometu C/2014 A4 (SONEAR), jež navzdory vzdálenému perihelu 4,1 au už ve vzdálenosti 4,2 au začala počátkem listopadu 2015 jevit známky aktivity, které díky spektroskopii a polarimetrii bylo možné rozklíčovat jako prachové částice tvaru mnohostěnů připomínající zdrsněné sféroidy. V optickém pásmu 380 ÷ 720 nm nepozorovali žádné emisní čáry; spojité spektrum vykázalo silné zčervenání povrchu, což svědí o starobylosti jádra komety. To znamená, že povrch prachových částic je pokryt ledem a tholinem a změny barvy a polarizace světla lze vysvětlit drcením prachových částic.

Bin Yang aj. se věnovali otázce, zda kometa 66P/du Toit patří k nejbližším členům hlavního pásu komet. Souhrnně jde o tělesa, jež mají morfologii jako komety a dráhové parametry jako planetky. Obecně je sledování takových komet obtížné, protože jsou relativně malé a vzdálené jak od Země, tak i od Slunce Jejich afely kolem 5,2 au znamenají, že jde o tělesa Jupiterovy rodiny. Autoři kometu pozorovali pomocí aparatur X-shooter a a UVES dalekohledu VLT UT 2 (Kuyen = Měsíc). Získali tak spektra komety v rozsahu vlnových délek 300÷2 500 nm. Souběžně monitorovali aktivitu prašné i plynové složky komety od května až do července 2018 pomocí dalekohledu TRAPPIST-South. Tak odvodili teplotu povrchu komety 34 K a tempa uvolňování sloučenin OH, NH, CN, C₃ a C₂ a z těchto dat odvodili také produkci prachu s maximální hodnotou 55 kg/s ve vzdálenosti 1,3 au od Slunce. Z toho jim nakonec vyšlo, že nejde o kometu, ale o planetku, která byla Jupiterem zachycena do rodiny před řádově 10⁴ lety.

O. Groussin aj. využili Spitzerova infračerveného dalekohledu (SST) ke zkoumání „dvojlaločné“ komety 8P/Tuttle. I když formálně patří mezi komety, které se pohybují v rovině ekliptiky, není jisté, že patří mezi ostatní známé ekliptikální komety. SST pozoroval kometu spektroskopicky v pásmu vlnových délek 5÷40 μm v říjnu 2007 a znovu koncem června 2008. Tvar komety určili díky snímkům pomocí HST a radaru v Arecibu. Odtud odvodili, že kometu tvoří dva slepené kulovité útvary o průměrech 5,4 a 2,2 km. Albedo v červeném pásmu spektra je neobyčejně nízké: 4 %. Před průchodem komety přísluním dosahovala produkce vody tempa 1,1×10²⁸ mol/s ve vzdálenosti 1,6 au od Slunce. To znamená, že aktivní oblasti na kometě představovaly jen 9 % jejího povrchu. Teplota zrníček prachu činila 258 K, což je o 37 K více než rovnovážná teplota prostoru v této vzdálenosti od Slunce. Z toho lze odvodit, že typický rozměr prachových zrnek se pohyboval kolem 10 μm. Mineralogicky to odpovídá amorfnímu pyroxenu. Z této analýzy plyne, že kometa zapadá mezi ostatní ekliptikální komety navzdory svém dvojlaločnému tvaru.

D. Schleicher aj. pozorovali na Lowellově observatoři změny rotační periody jádra komety 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák, jež patří do Jupiterovy rodiny komet s oběžnou periodou 5,4 roku. Na jaře 2017 byla kometa nejblíže Zemi (1. 4. v minimální vzdálenosti 0,14 au), tj. vůbec nejblíže od svého prvního objevu H. Tuttlem v r. 1858! Autoři sledovali kometu během 47 nocí v intervalu 16. 2. až 2. 7. 2017. Po celou dobu z komy komety vybíhaly výtrysky plynu pozorovatelné ve spektru molekuly CN. Díky pozorování výtrysků se jim podařilo zjistit, že rotační perioda jádra komety se výrazně zpomaluje. Zatímco koncem března jádro rotovalo v periodě 24 h, během 38 dnů se perioda zvedla na dvojnásobek! To je zatím nepřekonaný rekord v tempu zpomalování rotace jakéhokoliv kometárního jádra. Prakticky to znamená, že zůstane-li tempo poklesu točivého momentu stejné, měla se zastavit rotace kometárního jádra možná už dva měsíce po průchodu komety přísluním. Následně by měla buď začít rotovat retrográdně, anebo se chaoticky převalovat. V každém případě k tomu dojde během příštího přiblížení komety ke Slunci. Přitom před čtyřmi cykly oběžné dráhy rotovalo její jádro téměř na hranici rozpadu odstředivou silou. Že to tehdy bylo opravdu na hraně, svědčí náhlá zjasnění komety o 8 mag v r. 1973 a znovu o 7 mag v r. 2001. V těchto případech zřejmě část kometárního jádra odstředivá síla opravdu odtrhla. Jak je to doopravdy, se asi hned tak nedozvíme, protože příští průchod komety přísluním v r. 2022 nebude ze Země pozorovatelný. I. Luk'yanyk aj. sledovali kometu 41P v témž pozorovacím okně pomocí dvoubarevné fotometrie V a R a všimli si, že počátkem března 2017 se barevný profil vnitřní komy (ø 2 000 km) změnil z modrého na červený. Odtud autoři usoudili, že v komě se vyskytovaly silikáty bohaté na Mg a organické sloučeniny, popř. silikáty Mg-Fe.

R. Palma aj. se vrátili k výsledkům mise NASA Stardust, jejímž primárním cílem bylo odebrat vzorky plynné i prachové složky komety Wild 2 při průletu komou 2. 1. 2004 ve vzdálenosti 237 km od komety. Sonda Stardust se vrátila k Zemi v polovině ledna 2006 a kapsli se vzorky nasměrovala k Zemi rychlostí 12,9 km/s, tj. 36 machů. Maximální brzdění v atmosféře dosáhlo hodnoty 34 G. Ochranný tepelný štít se rozpálil na teplotu přes 2 900 °C. Kapsle ty náročné podmínky úspěšně přežila a obsah následně studovali odborníci v Johnsonově kosmickém centru v Houstonu. Několik vzorků obsahovalo izotopový poměr ²⁰Ne/²²Ne jako v pozemských meteoritech a dále tak vysoký přebytek isotopu ²¹Ne, že se nedá vysvětlit bombardováním galaktickým kosmickým zářením. Rané Slunce zřejmě dodávalo do svého okolí mnohem silnější proud protonů než dnes. V jednom aerogelovém bloku objevili autoři silné zastoupení hélia a neonu z tehdejšího Slunce, ale studium jejich stop v materiálu odporuje dosavadním poznatkům o tehdejším chování Slunce.

L. Paganini aj. sledovali pomocí Keckova 10m teleskopu kometu 252P/LINEAR, jež se po průchodu přísluním (15. 3. 2016) o šest dnů později přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,036 AU (5,3 mil. km) a její úlomek o velikosti ~130 m o další den později dokonce na vzdálenost jen 2 mil. km. Autoři pořídili infračervená spektra pomocí aparatury NIRSPEC, která vykázala produkci čtyř molekul (H₂O, CH₃OH, C₂H₆, HCN) a horní meze produkce pro dalších pět molekul (NH₃, CH₂O, C₂H₂, CO, CH₄). Průměrná produkce vody se pohybovala na úrovni 4,9 × 10²⁷ mol/s. Vcelku se podíl molekul podobá ostatním kometám, ale s mírnou převahou methanolu a ethanu, a naopak s deficitem formaldehydu. Těkavé látky se odpařují stejnoměrně s výjimkou ethanu a kyanovodíku, jenž se více vypařuje na straně jádra přivrácené ke Slunci. Naproti tomu voda se více odpařuje na noční straně jádra komety. Infračervená pozorování rozšiřují základnu měření, která probíhala v optickém oboru spektra pomocí 4m Lowell Discovery Telescope v Arizoně a HST v kosmu, jakož i pozorování submilimetrovým radioteleskopem JMCT (ø 15 m) na Mauna Kea.

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

C. Eistrup aj. konstatovali ve své práci, že komety jsou fakticky ty zbytky planetesimál, jež se z různých důvodů nestaly součástí planet, trpasličích planet a velkých planetek. Jelikož se v poslední době zlepšily údaje o chemickém složení v rovině protoplanetárního disku, je možné hledat komety, které se tomuto složení nejvíce přibližují. Autoři zkusili odhalit komety, které vznikly v raném období Sluneční soustavy, tj. nejpozději 8 mil. roků po vzniku předsluneční střední roviny protoplanetárního disku. Vytipovali si 14 takto starých komet, jež se nacházejí za sněžnou čarou CO. Tím se jim podařilo odhalit, že v první fázi vznikly 4 komety souboru ve vzdálenosti kolem 30 au od Slunce, kde se tehdy nacházela sněžná čára. Posléze se tato čára posunula blíže ke Slunci na vzdálenost jen 12 au, a do této skupiny náleží 10 zkoumaných komet. Pro vznik každé komety je blízká poloha sněžné čáry CO nutnou podmínkou. Autoři si pak vybrali 10 molekul obsahující uhlík, síru a kyslík, resp. 7 molekul obsahujících uhlík a kyslík. Tato chemická kritéria umožňují uspokojivě posloužila k určení stáří všech 14 komet vybraných autory.

Podobné téma nastolil také R. Garrod, jenž předložil první model chemie plynné i pevné fáze pro ledy kometárních jader MAGICKAL (Model for Astrophysical Gas and Ice Chemical Kinetics And Layering). Tento model umožňuje napodobit chemický vývoj mnohovrstvého kometárního ledu v intervalu 5 Gr. Fyzikální podmínky modelu jsou především vybrány pro období „chladné úschovy“ kometárního jádra ve vnější části sluneční soustavy, tj. pro teploty 5 ÷60 K. Tehdy je led vystaven účinkům interstelární radiace, jež ve vnějších partiích vede ke vzniku komplexních organických molekul navzdory velmi nízkým teplotám, které na periférii Sluneční soustavy panují. Tyto molekuly se tvoří i v hloubkách přes 10 m. Uvolňuje se přitom O₂ (a také H₂O₂). Působení kosmického záření po dobu 1 Gr let vede ke zmíněné koncentraci O₂, pokud ztráta materiálu komety je omezena na 10m vrstvu povrchu. Když se pak kometa počne přesouvat do bližších končin Sluneční soustavy, vede to k dalšímu posílení molekulového obsahu ledů v jejím jádře.

M. Combi aj. shrnuli údaje o pozorování produkce vody v 61 kometách, jež byly pozorovány aparaturou SWAN (Solar Wind Anisotropies) družice SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) během 21 let v intervalu 1996–2016. V tomto časovém rozmezí se do hledáčku SWAN dostalo 44 dlouhoperiodických komet včetně těch, které přiletěly z Oortova oblaku komet. K nim pak připočetli pozorování 17 krátkoperiodických komet při 36 návratech. Autoři tak získali přes 3 700 snímků, a zejména u krátkoperiodických komet mohli pokrýt větší část jejich dráhy. To jim umožnilo určit průběh exponenciálních křivek proměn produkce vody během přibližování do přísluní i následném pohybu do odsluní dráhy. Souběžně také mohli stanovit absolutní tempa produkce vody ve vzdálenosti v přepočtu na vzdálenost 1 au od Slunce. K dispozici jsou také údaje o dynamické třídě, původní velké poloose, průměru jádra a taxonomické třídy chemického složení. Jak u krátkoperiodických, tak i u dlouhoperiodických komet pozorovali jejich komplexní vývoj ve zmíněném časovém intervalu.

D. Vokrouhlický aj. vyvinuli model vývoje dlouhoperiodických komet od chvíle, kdy se zrodily v masivním disku za hranicemi dráhy Neptunu, jenž byl rozptýlen efektem migrace obřích planet. Nejvíce komet, jež zůstaly vázány ve Sluneční soustavě, se nachází v Oortově oblaku komet. Galaktické slapy a hvězdy, jež se během času přiblíží dostatečně blízko k oblaku, ho dynamicky narušují a nasměrují některé komety do nitra Sluneční soustavy. Rozložení přísluní těchto komet roste nejprve lineárně ve směru od Slunce s malou korekcí, ale od přísluní q ≥15au nastává prudký nárůst počtu zároveň s narušením izotropie ve směrech dráhových rovin dlouhoperiodických komet. Komety, jež se vracejí, vykazují deficit silně těkavých sloučenin a začnou být aktivní díky sublimaci vodního ledu pro q ≤3 au. Model však selhává pro počty komet, neboť podceňuje pozorovaný počet komet faktorem ≃2. Dosavadní přehlídky dlouhoperiodických komet jsou omezeny na přilehlou část Oortova oblaku ve vzdálenosti ≥10⁴ au. Skutečný příval lze čekat až od budoucích přehlídek komet s q ≥ 15 au.

M. Królikowska a P. Dybczyński publikovali statistiku objevů dlouhoperiodických komet v období 1801–2017. Autoři poznamenávají, že díky pokroku pozorovacích technik dochází v posledních dvou dekádách k explozi počtu objevených dlouhoperiodických komet, zejména pak těch, které mají větší vzdálenosti přísluní. Sestavili proto statistiku jejich oskulačních drah, dat objevů (kvůli vzdálenostem, v nichž k objevu došlo) a inverzní hodnotu 1/a velkých poloos, které udávají četnost komet s malými a velkými vzdálenostmi přísluní. Postarali se také o odstranění zkreslení statistiky kometami s parabolickými drahami tím, že se věnovali přesnému určení výstředností jejich drah. Tak se potvrdilo že četnost komet s většími vzdálenostmi přísluní je vyšší než komet s nižšími q. S novými objevy poměr počtu komet s vyššími q proti nižším q stále roste. Na druhé straně platí, že pokud se pohybujeme v rozmezí velkých poloos 5 000÷100 au, tak se zmíněný poměr naopak významně snižuje. Původní Oortova špička v rozložení se projevuje i nyní tím, že komety v okolí špičky se objevují ve větších geocentrických i heliocentrických vzdálenostech než ostatní dlouhoperiodické komety. Jde o důsledek známé skutečnosti, že i dlouhoperiodické komety s periodami <5 000 let stárnou rychleji ztrátami v okolí přísluní, a proto mají jiné rozložení q.

1.2.7. Meteoroidy, meteory a meteorické roje

M. Campbell-Brown konstatoval, že fyzikální složení a struktura meteoroidů poskytuje vhled do procesů, které se týkají jejich mateřských planetek nebo komet. Pevnost zrnek v meteoroidech vyjevuje, co se dělo v prostředí, v němž se utvářela drobná tělesa Sluneční soustavy, a případně i jak se z nich vylouply základní stavební bloky planet. Je sice pravda, že meteoroidy můžeme pozorovat jako meteory při pekelně rychlém vstupu do zemské atmosféry, což vede k jejich prudkému ohřevu během sekundy, přičemž těsně před vstupem do atmosféry šlo o ledem potažené hluboce mražené částice nebo kamínky, popř. chondrity. Existuje však výběrový efekt, jenž dává přednost větším meteoroidům s nízkými rychlostmi vstupu do atmosféry. Jejich tělesa, anebo aspoň úlomky, pak můžeme studovat v laboratořích. Pro menší a rychlejší tělesa máme však k dispozici pouze optický, popř. infračervený nebo radarový signál, jež často poukáže na roztříštění meteoroidu a fakticky jeho zničení. Většina meteoroidů s průměry 0,1 mm až 1 m průlet celou atmosférou nepřežijí. Často dochází k jejich rozdrobení ještě v atmosféře, anebo při dopadu na zemi.

M. Campbell-Brown následně uveřejnil také pozoruhodnou statistiku radarového sledování meteorů kanadskou aparaturou CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar), což je multifrekvenční radar o vyzářeném výkonu až 15 kW instalovaný poblíž Londonu v provincii Ontario, jenž byl uveden do trvalého provozu v r. 2002 a zaznamenával denně průměrně 2 500 rádiových ozvěn od rojových i sporadických meteorů. Ve výsledné databázi se nachází homogenní údaje o 16,7 mil. ozvěn, z toho 700 tis. ozvěn pocházelo od hlavních meteorických rojů. Radar soustavně pracoval na frekvenci 38,15 MHz (vlnová délka 7,9 m) a zachytil tak meteory jasnější než 8 mag, což přibližně odpovídá hmotnosti meteoroidů 10^-5 g. Průměrný počet radarových ozvěn se pohyboval kolem 3,2 tis. ozvěn/den. Autor však nalezl při analýze údajů za 16 let činnosti aparatury (leden 2002–říjen 2018) výrazné kolísání hodinových frekvencí i po odstranění vlivů proměnných faktorů během ročních dob (v zimě je frekvence nejnižší a v létě nejvyšší). Po odečtení šumu přijímačů a změn výkonů radarů autor zjistil, že se na hodinových frekvencích výrazně podílí fáze jedenáctileté periody sluneční činnosti. Index rádiové aktivity Slunce během celého cyklu byl měřen třikrát denně na vlnové délce 107 mm. Vyhlazené hodnoty rádiové aktivity kolísaly během slunečního cyklu o 30 %. Nejnižší byly v době těsně po maximu 23. cyklu (2001), tj. v době začátku souvislých měření a nejvyšší v době začátku 24. cyklu (2008–2009). Četnost ozvěn se znovu snížila během maxima 24. cyklu (2014), a ke konci sledovaného intervalu začala stoupat. Autor tak ukázal, že mezi sluneční činností a hodinovou frekvencí radarových odrazů existuje silná negativní vazba, tj. v době maxima sluneční činnosti klesají výrazně frekvence počtu radarových ozvěn meteorů až o 30 % proti maximu frekvence v době minima sluneční činnosti. Frekvence rádiových ozvěn také mírně klesají, když se zvedá hodnota geomagnetické aktivity, ale tento vliv je druhotný, neboť celková amplituda variací frekvence ozvěn v závislosti na geomagnetické aktivitě dosahuje jen 10 %. Příčiny kolísání četnosti rádiových ozvěn nejspíš souvisejí s variacemi škálové hustoty zemské atmosféry, takže se atmosféra roztahuje a zřeďuje, takže klesá ohřev meteoroidů a je navíc rozložen na delší časový úsek. Tento efekt nejvíce postihuje meteory na kruhových dráhách v šikmých úhlech vůči ekliptice a dosahuje maxima pro meteoroidy na retrográdních dráhách.

Yanlin Li a Qihou Zhou využili nekoherentně rozptylujícího radaru pracujícího na frekvenci 430 MHz (0,7 m) na observatoři Arecibo k detekci mikrometeoroidů. Díky vhodnému kódování dokázal radar během ranního svítání zaznamenávat přes 40 mikrometeoroidů za minutu. Typická hmotnost těchto částeček dosahovala 10^-10 g a tomu odpovídají průměr 4 μm. Mezi půlnocí a polednem převažovaly meteoroidy s kruhovými dráhami a vysokým sklonem k ekliptice. Ve skutečnosti jde o meteoroidy, které se spirálovitě blíží ke Slunci a podléhají Poyntigově-Robertsonově efektu, ale Země je zachytila. Přednostně jde o meteoroidy, jež kolem Slunce obíhají retrográdně.

M. Narziev shrnul údaje o souběžném pozorování fotografických, televizních a radarových meteoroidů astronomické observatoři Hissar v Tadžikistánu v letech 1977–1980. Souhlas pozorování umožnil z průběhů světelných křivek a z teorie vypařování a téměř nepřetržitého štěpení popsat, co se během průletu atmosférou s malými meteoroidy děje. Z maximální jasnosti meteoru lze určit původní hmotnost meteoroidu před vstupem do zemské atmosféry. Přibližně 60 % původní hmotnosti meteoroidu padne za oběť ablaci. Geminidy a Jižní δ-Akvaridy jsou nejhustší (3,6 × voda). Naopak nejnižší střední hustotu mají Orionidy a Leonidy (≤0,6 × voda) a logicky nejvyšší poréznost. Hmotnosti úlomků sporadických i rojových meteorů se pohybují v rozmezí 5×10^-8÷10^-5 g.

M. Guennoun aj. dokončili výstavbu páru meteorických stanic v Maroku (Oukaimeden Observatory a v Marakeši) s cílem určovat trajektorie meteorů, odtud počítat jejich přesné dráhy, které by vedly k objevu mateřských těles v podobě komet, popř. aktivních planetek. Autoři soudí, že po Perseidách by i další meteorické roje by mohly získat jednoznačnou identifikaci svých rodičů.

V. Vojáček aj. zkoumali fyzikální a chemické vlastnosti malých meteoroidů pomocí videozáznamů ze dvou stanic doplněné o spektroskopii během průletu meteoroidů atmosférou. Pozorování v letech 2004 až 2014 probíhala na základnách Ondřejov Kunžak (92 km), ale příležitostně též ̶ Barrandov (32 km) a ̶ Třebíč (109 km). Do souboru však autoři přidali též údaje z expedice na Leonidy v Tadžikistánu v r. 2009 a na Drakonidy v Itálii v r. 2011. Podle počasí a svitu Měsíce se autoři systematicky věnovali pozorování v dobách činnosti osmi hlavních meteorických rojů na severní polokouli. Do r. 2005 se používaly detektory Dedal-41 a v následujícím období Mullard XX1332 ve spojení s čočkou Arsat 1,4/50 mm. Zorné pole s Dedalem mělo úhlový průměr 25° a s Mullardem má pole 54°. Pro sledování vývoje spektra během svítící dráhy meteoroidu autoři používají mřížku Milton Roy s 600 vrypy/mm. V uvedeném období získali autoři údaje o sporadických i rojových meteorech s maximy jasnosti od –5 do +3 vizuální magnitudy. Spektrální klasifikace meteorů se opírala o integrované údaje čar Na, Mg a Fe. Celkem se v databázi pozorování nacházejí údaje o 152 rojových i sporadických meteorech. Pro všechny meteory autoři spočítali i jejich heliocentrické dráhy a změřili jejich monochromatické světelné dráhy během průletu. Meteoroidy chudé na sodík ho uvolňují dříve než jejich protějšky s normálním podílem Na a mají odchylnou strukturu; jejich materiál je tvrdší a nevyznačují se svítícími stopami. V souboru se našly dva železné meteoroidy typu Halley, což prozradilo, že v rané fázi existence Sluneční soustavy proběhlo velké promíchání původního materiálu. Rozložení velikosti zrnek v meteoroidech od meteorických rojů komet Jupiterovy rodiny je shodné s měřeními kosmické sondy Rosetta pro povrch komety Čurjumov-Gerasimenková.

E. Sansomová aj. poukázali na zjednodušení, které se běžně používá při popisu průletu meteoroidu atmosférou tím, že se předpokládá, že dráha meteoroidu je popsána zobrazením v 1D. Při dnešní kvalitě zobrazení drah je však tento předpoklad lichý. Na snímcích z pouštní bolidové sítě (DFN) v Austrálii to autoři snadno prokázali ve dvou případech. Poprvé u bolidu z 12. 12. 2015, jehož svítící dráha trvala 21 s se jim podařilo změřit odchylku od 1D o velikosti 3,1 km. U dalšího bolidu 10. 4. 2016 v trvání 5 s činila odchylka 360 m. Jelikož přesnost měření pohybu bolidů kamerami DFN je lepší než 100 m, vyplatí se spočítat dráhu v atmosféře v 3D, jelikož to přispěje ke zpřesnění parametrů heliocentrické dráhy meteoroidu a tím i k případné identifikaci zdroje příslušného meteoroidu.

D. Čapek aj. se zabývali modelováním světelných křivek pro malé železné meteoroidy, jež se vyskytují poměrně často, ale jejich interakce s atmosférou Země není fyzikálně vysvětlena. Z dvojstaničních pozorování lze železné meteoroidy snáze identifikovat, když jde o slabší jasnosti, nižší vstupní rychlosti a začátky svítící dráhy. Autoři pátrali v archivech pozorování s cílem určit jejich atmosférickou i heliocentrickou dráhu, průběh světelné křivky, a hlavně vývoj jejich spektra. Navrhli model ablace a světelné křivky, který pak porovnávali s pozorováním. Model obsahoval pět parametrů: rychlost před vstupem do atmosféry v_∞, zenitová vzdálenost, vstupní hmotnost m_∞, průměr kapek Fe a světelná účinnost. Modelování bylo schopné objasnit chování velké většiny železných minimeteoroidů, přičemž hmotnost a světelnou účinnost se dařilo určit nezávisle na sobě. Střední rozměry kapalných kapek roztaveného Fe souvisejí se vstupní rychlostí železných meteoroidů. Při vysokých rychlostech jsou kapky větší, ale s malým rozptylem rozměrů, kdežto pomalejší zrnka železa produkují drobnější kapky s různorodějšími rozměry. Světelná účinnost se pohybuje v širokých mezích 0,08 ÷5,8 %.

P. Gural konstatoval, že rozvoj videotechniky při sledování meteorů se neobejde bez strojového zpracování přívalu pozorovacích dat metodami umělé inteligence. Autor využil principu rekurentní neuronové sítě k velmi dobré identifikaci skutečných meteorů v 98 % případů a zároveň potlačil falešné pozitivní informace na 2,1 %. Pokud byl objekt zaznamenán na dvou vzdálených stanicích, stoupá počet potvrzených případů na 99,94 % a falešné pozitivní identifikace klesají na 0,4 %, když se do kontroly falešných identifikací nasadí konvoluční neuronová síť (CNN). Síť se trénuje na testovací množině MeteorNet a pak se může spustit naostro v balících dat z nových aparatur.

N. Swarnalingam aj. využili tří radarů třídy HPLA (High Power Large Aperture) v Arecibu, PFISR (Poker Flat Incoherent Scatter Radar) poblíž Fairbanksu na Aljašce a MU (Middle & Upper atmosphere radar) v Shigaraki (Japonsko) ke sledování čelních radarových ozvěn, které umožňují odhalit fyzikální procesy, které probíhají během velmi rychlého pohybu meteoroidů v atmosféře, tj. zejména procesy ablace a ionizace původního meteoroidu. K tomu cíli sestrojili dynamické modely pro malé meteoroidy s počátečními parametry hmotnosti, rychlosti a úhlu vstupu do zemské atmosféry. Následně propojili vstupní údaje s modelem chemické ablace meteoroidu během rychlého ohřevu způsobeného prudkým brzděním v hustších vrstvách ovzduší. Podařilo se jim určit, v jaké výšce v atmosféře vznikne měřitelná čelní ozvěna. Pozorování pak ukázala velmi dobrý souhlas modelů s pozorováním HPLA radarů pracujících na co možná nejvyšších rádiových frekvencích. Pro meteoroidy pocházejících z Jupiterovy rodiny komet autoři dostali systematicky nižší počty, než se pozorují klasickými astronomickými prostředky. Zatím není jasné, zda je vada v dynamických modelech, anebo v dosud neznámých procesech ablace, ionizace a detekce meteoroidů v atmosféře.

D. Janches aj. shrnuli výsledky desetiletého sledování meteorů pomocí aparatury SAAMER (Southern Argentina Agile MEteor Radar) v Rio Grande (54° j. š.; 68° z. d.) na ostrově v Ohňové zemi. Ukázali, že pozorování radarových ozvěn je zašuměno v přijímači, takže hmotnost meteoroidů sledovaných radarem je systematicky přeceněna faktorem 2:1. Naštěstí je tento faktor stálý během roku i během celé dekády, s výjimkou doby činnosti nejbohatšího meteorického roje Jižních δ-Akvarid, jenž v době své činnosti (12. VII. – 23. VIII.) statistiku zahltí. Jde o téměř zrcadlový protějšek Perseid na severní polokouli s mírně delší dobou činnosti. Na rozdíl od Perseid si však mateřská kometa roje střeží inkognito.

M. Ferus aj. se stali průkopníky laboratorních metod, jak ze spekter meteoroidů získat přesnější data o jejich skutečném složení. Atmosférická spektra meteoroidů jsou totiž kontaminována interakcemi s okolním plazmatem, jež obsahuje vypařující se neutrální i ionizované složky meteoroidu, a navíc i v různých výškách silně proměnlivé vlastní záření atmosféry (airglow). Proto se autoři pokoušejí o výraznou změnu v identifikaci chemického složení ozařováním vzorků chondritických meteoritů TW laserem PALS (Prague Asterix Laser System). Vzorky meteoritů jsou silnými pulsy lasery vypařeny a sledování plynového spektra přesně odpovídá skutečnému chemickému složení daného meteoritu. Autoři těmito měřeními získali podklady pro kvalitativní tabulky hlavních rysů meteoritického spektra. jež lze porovnávat s atmosférickými spektry. Tabulky umožňují srovnání a příslušné korekce atmosférických spekter meteorů.

Také B. Helber aj. rozvíjejí studium fyzikálních procesů při průletu meteoroidů atmosférou pomocí plazmového větrného tunelu, který se primárně používá pro testování štítů tepelné ochrany pro kosmické lodi. Úpravou aparatury se kontrolovaně napodobují procesy termochemické ablace, jíž jsou meteoroidy vystaveny při extrémně rychlém průletu zemskou atmosférou. Autoři při těchto experimentech používali jednak alkalické bazalty, jednak obyčejné chondrity. Obojí typy materiálů vystavovali tepelnému toku až 1,2 MW/m². Rychlý ohřev vytváří na povrchu vzorků početné zpěněné plynové bubliny svědčící o degradaci testovaných materiálů. Pomocí emisní spektroskopie se díky tomu daří identifikovat neutrální atomy i ionty draslíku, vápníku, hořčíku a železa při teplotách až 2 280 K pro bazalty a 2 360 K pro chondrity. Z měření vyplynulo, že k degradaci vzorků přispívá nejvíce oxidace železa během prudkého nárůstu teploty.

P. Matlovič aj. pořizovali spektra a rozložení milimetrových až decimetrových meteoroidů na jejich drahách. Autory především překvapilo, že mezi milimetrovými meteoroidy se nacházejí četné meteoroidy z čistého železa. Emisní spektra a vícestaniční observatoře pracovaly v rámci celosvětového systému AMOS (Automatic Meteor Orbit System) řízeného astronomy z Komenského univerzity v Bratislavě a z Harvardova-Smithsoniánského centra pro astrofyziku v USA. Emisní spektra pro 202 meteorů s jasnostmi −1 ÷ −14 mag a mnohostaniční přesné trajektorie pro meteoroidy s průměry 1÷10 mm získané v rámci systém AMOS pak posloužily pro zevrubnou analýzu dat 146 meteoroidů. Spektrální klasifikace meteoroidů se odvozuje od relativního zastoupení Na, Mg a Fe a odpovídajících monochromatických světelných křivek průletu atmosférou Země. Autoři zjistili, že větší meteoroidy obsahují více těkavých látek a podléhají méně kosmickému zvětrávání. Většina meteoroidů na planetkových dráhách patří mezi chondrity. Meteorické roje představují velmi pestrou směsicí od typu rojů Halleyovy komety, ekliptikální prstenec až po roje lízající blízké okolí Slunce. Ve zmíněném vzorku se nalézají také úlomky komet 2P/Encke a 109P/Swift-Tuttle. Největší odchylky od těchto skupin představují α-Capricornidy, jejichž zdrojem je vyhaslá kometa 169P/NEA, ale také δ-Akvaridy, jejichž mateřskou kometou je sluneční lízač 96P/Machholz. Naopak prakticky shodné spektrální rysy mají roje κ-Cygnidy a Tauridy, takže oba roje mají nejspíš shodného původce.

L. Neslušan a M. Hajduková studovali možnosti existence meteorických rojů, jejichž mateřským tělesem je dlouhoperiodická kometa C/1963 A1 (Ikeya): a = 95 au, e = 0,993, i = 160°, P = 932 r, q = 0,63. Autoři modelovali 23 variant teoreticky možných meteorických rojů se započtením Poyntingova-Robertsonova efektu. Pro každou variantu roj simulovali pomocí 10 tis. testovacích částic a pokračovali v jeho dynamick ém vývoji po dobu 10 ÷80 tis. let. V současných katalozích meteorických rojů nalezli nejlepší shodu pro π-Hydridy (#101) a δ-Corvidy (#729). Další dvě řešení nemají zatím místo v katalogu, ale je možné, že se časem objeví: α-Sextantidy a ϑ-Leonidy.

M. Guennoun aj. upozornili, že rozvoj videosledování meteorů vede ke každoročním objevům nových meteorických rojů a jejich mateřských těles. Hrozí však nebezpečí, že řada z těchto objevů představuje statistické fluktuace. Autoři porovnali výsledky videopozorování ze dvou databází: japonské SonotaCo a evropská EDMOND s cílem ověřit, zda dosavadní metody analýzy jsou dostatečně přesné pro identifikaci mateřských těles nových rojů. Autoři se zaměřili na 54 nových rojů, které mají alespoň 50 potvrzených členů a zjistili, že ve většině případů jde o náhodné koincidence. Jen tři mateřská tělesa mají mírnou naději na potvrzení, i když ani v těchto případech není příčinná souvislost příliš vysoká; i tyto tři případy mohou být s pravděpodobností od 10 % do 37 % náhodné koincidence. Autoři proto doporučují, aby se u všech nových rojů ověřovala jejich validita pomocí nejnovějších statistických metod. To platí jak pro identifikaci mateřských těles, tak i pro přesnost dráhových parametrů údajných rojů.

A. Margonis aj. shrnuli výsledky svých pozorování proudu meteoroidů Perseid v letech 2010–2016 pomocí dvou celooblohových kamer SPOSH (Smart Panoramic Optical Sensor Head) instalovaných v jižním Řecku na základně dlouhé 52 km. Shromáždili velmi přesné údaje o atmosférických dráhách a světelných křivkách 934 rojových meteorů v širokém časovém intervalu od pozdního července (sluneční délka ~124°; ~ 27. VII.) až do druhé třetiny srpna (~145°; ~20. VIII.). Maximální frekvence rojových meteorů spadala na sluneční délku (140,08 ±0,07)°. Radiant roje měl souřadnice α = 47°; δ = 57,5°. Mezní hvězdná velikost kamer byla +0,2 mag, což odpovídá meteoroidům o hmotnosti ≥16 mg. V r. 2016 se podle předpovědi objevilo krátkodobé silné zvýšení frekvence 12,75 h před maximem.

L. Shrbený a P. Spurný zkoumali pomocí české části Evropské bolidové sítě aktivitu zářijového meteorického roje ε-Perseid v letech 2013–2017, protože v r. 2013 se v roji vyskytlo nebývalé množství jasných bolidů. Autoři korigovali polohu radiantu na α = 46,7° a δ = +39,5° a maximum frekvence roje nastalo 9. IX. 2013 ve 22 h, tj. pro úhlovou délku Slunce 197,2°.

A. Egal aj. zveřejnili nový model historie meteorického roje Drakonid pro období let 1850–2030. Jak známo, mateřskou kometou roje je kometa 21P/Giacobini-Zinner poprvé pozorovaná M. Giacobinim 20. 12. 1900 a znovu objevená E. Zinnerem 23. 10. 1913. Její základní parametry ji klasifikují jako krátkoperiodickou kometu s parametry: a = 3,5 au; Q = 6,0 au; q = 1,0; e = 0,7; i = 32°; ø = 2 km. Autoři simulovali pomocí zdokonalené verze především časy maxim Drakonid s přesností na půl hodiny a hodnoty maximálních vizuálních hodinových frekvencí s chybou 1:2 a rádiových frekvencí s chybou 1:3. Simulace také odhalily silný rádiový déšť 9. 10. v r. 1999. Rovněž se velmi přesně podařilo předpovědět čas a frekvenci posledního deště v r. 2018. V nejbližší budoucnosti lze očekávat nejvyšší aktivitu v říjnu 2025, kdy Země bude procházet nejnovějším vláknem roje, které pochází z r. 2012.

D. Jewitt aj. využili těsného přiblížení aktivní planetky (3200) Phaethon k Zemi v prosinci 2017 na minimální vzdálenost 0,07 au (10,5 mil. km) ke snímkování jejího okolí s lineární rozlišením až 14 km. Planetka o průměru necelých 6 km je obklopena Hillovou sférou o poloměru 66 km. Tělesa, která se vyskytují uvnitř této virtuální koule, jsou díky gravitaci zajatci planetky. Autoři práce se snažili objevit v této sféře prach nebo makroskopické objekty, ale neobjevili nic. To má ovšem velký význam při prohloubení záhady, že nejbohatší pravidelně fungující meteorický roj Geminid v činnosti kolem 12. prosince každého roku má silně příbuzné parametry oběžné dráhy, takže se donedávna soudilo, že Phaethon ho zásobuje meteoroidy. To se zdá být nyní zcela vyloučeno, protože je jisté, že z planetky uniká prach tempem nanejvýš 14 kg/s, tj. 50 × méně, než aby to stačilo na každoroční předvánoční spektákl.

D. Tomko a L. Neslušan se zabývali podrobnou strukturou komplexu meteoroidických vláken krátkoperiodické komety 2P/Encke (P = 3,3 roků; ø 4,8 km). Autoři sestrojili modely struktury komplexu (dynamiku 10 tis. částic) pro posledních pět průchodů komety přísluním, takže pak mohli porovnat modely s pozorováními různých částí struktury roje vždy pro danou část vývoje roje a tomu odpovídající sílu Poyntingova-Robertsonova efektu. Odtud pak mohli předpovědět pro dané meteorické roje vázané na kometu průběh četnosti a funkce hmotnosti s pozorováním. K tomu cíli využili údajů o rojích jednou pomocí fotografického a radarového sledování a třikrát pomocí videozáznamů. Porovnání modelu s pozorováním poukázalo, že struktura komplexu rojů se skládá ze 16 vláken a dalších pět vláken objevili. Vlákna se koncentrují do čtyřech základních směrů ekliptikálních meteorických rojů. Jak známo, tak základem komplexu rojů komety 2P jsou Tauridy, které jsou v činnosti každoročně mezi 25. říjnem a 17. listopadem. V r. 2017 zveřejnili P. Spurný aj. objev nového vlákna Taurid, v němž se nacházejí planetky 2015 TX24 a 2005 UR o odhadovaných průměrech 200÷300 m, tedy nad hranicí 140 m, jež by při srážce se Zemí způsobila kontinentální nebo i celosvětovou katastrofu. Dobrá zpráva říká, že zmíněné dvě planetky nás v dohledné budoucnosti neohrozí. Špatná zpráva však varuje, že v novém vlákně se mohou nacházet dosud neobjevené srovnatelně velké planetky, které by se případně mohly se Zemí srazit.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Patrně nejvýznamnější událostí roku ve Sluneční soustavě se stal vstup kosmické sondy Voyager 2 do interstelárního prostoru. Podobně jako u rychlejší sondy Voyager 1 se přiblížení k této pomyslné hranici projevilo už v předstihu dne 5. 11. 2018 náhlým poklesem rychlosti slunečního větru a současně prudkým zvýšením intenzity kosmického záření a indukce interstelárního magnetického pole. D. Gurnett a W. Kurth připomněli, že už dlouho se Voyager 2 pohyboval v nárazníkové zóně mezi horkou heliosférou a chladnějším obalem, jenž se nazývá heliopouzdro (heliosheath). Voyager 2 na rozdíl od Voyageru 1 má stále funkční plazmový detektor, takže ve shodě s teorií stoupla v heliopauze 30. 1. 2019 ve vzdálenosti 119,7 au od Slunce hustota plazmatu 20×. U Voyageru 1 stoupla tato hustota 23. 10. 2013 ve vzdálenosti 122,6 au o 40 % více, ale přesnost měření je ±15 %, takže případné rozdíly ve vzdálenostech od Slunce a v hustotě plazmatu jsou dány lokálními faktory a jistým „plápoláním“ rozmezí.

S. Krimigis aj. však soudí, že vstup do velmi lokálního interstelárního prostředí absolvovala sonda Voyager 2 již 5. 11. 2018 při výše zmíněném náhlém poklesu rychlosti slunečního větru atd. Autoři uvedli, že první předzvěst o blížícím se vstupu do lokálního interstelárního prostředí přišla už 7. 8. 2018 (vzdálenost sondy od Slunce 118,2 au), když elektricky nabité částice s energiemi >28 keV, jež pocházejí z horkého plazmatu slunečního větru, začaly pozvolna ubývat, zatímco tok galaktického kosmického záření souběžně vzrostl během několika týdnů o 20 %. Prudký pokles slunečního větru 5. 11. 2018 koincidoval s rychlým nárůstem toku galaktického kosmického záření o energiích >213 MeV i s rychlým průnikem interstelárního magnetického pole. To znamená, že sonda vstoupila do velmi lokálního kosmického prostředí ve vzdálenosti 119 au od Slunce.

K dřívějšímu datu vstupu sondy Voyager 2 do velmi lokálního interstelárního prostoru se současně vyslovil tým vědeckého šéfa projektu Voyager Edwarda C. Stonea (*1936). I když autoři připouštějí, že interakce interstelárního a slunečního větru je komplexní záležitost, kladou důraz na výše zmíněné datum 5. 11. 2018 ve vzdálenosti sondy 119,0 au od Slunce. J. Rankin aj. se zmínili, že už 25. 8. 2012 pozorovala sonda Voyager 1 snížení počtu částic galaktického kosmického záření, ale že v intervalu mezi koncem r. 2012 a polovinou r. 2017 došlo naopak ke třem zvýšením galaktického toku kosmického záření po dobu ~100 až ~630 dnů. Všesměrový detektor protonů s energiemi ≥ 20 MeV zaznamenal nepatrnou redukci jejich intensity o 3,8 %. Naproti tomu Voyager 2 žádné takové předzvěsti přechodu do interstelárního prostředí nezaznamenal. Zmíněné rozdíly ve změnách průchodu obou sond hranicí heliopauzy nejspíš poukazují na to, že tato hranice je neostrá, deformovaná a podléhá turbulencím.

J. Rankin aj. ukázali, že ač jsou obě sondy Voyager daleko od sebe, mohou zkoumat souběžně týž jev. V polovině roku 2012 proletěla sonda V2 heliopouzdrem, takže vletěla do heliopauzy, čímž vytvořila tlakovou vlnu, jež se dostala do velmi lokálního interstelárního prostředí a setkala se s V1 93. den po vstupu V1 do tohoto interstelárního prostředí. Tlaková vlna vyvolaná V2 vznikla v čase ~2012,55 r a zanikla v čase ~2013,35 r. K V1 dorazilo čelo vlny v čase ~2012,91 a zaniklo v čase ~2013,70. Všesměrová měření protonů s energiemi ≥20 MeV vykazovala korelaci přes 91 % na obou sondách. Za předpokladu, že teplota vně heliopauzy dosahovala 20 kK, mohli autoři spočítat průměrnou rychlost šíření zvuku (314 ±32) km/s a efektivní tlak v heliopauze (267 ±55) femtoPa. To dobře souhlasí s modelem rozložení tlaku v heliopauze, jenž dálkově změřila sonda IBEX (Interstellar Boundary Explorer).

L. Burlaga aj. uvedli, že heliopauza představuje rozhraní mezi heliopouzdrem, jenž obsahuje magnetická pole a plazma vzniklé díky Slunci, od velmi lokálního interstelárního prostředí obsahujícího magnetická pole a částice hvězdného a mezihvězdného původu. Voyager 1 proletěl heliopauzou 25. 8.2012 ve vzdálenosti 121,6 au od Slunce a vzdaluje se radiálně od Slunce nad severní polokoulí Země. Nyní tedy týž manévr absolvoval téměř zrcadlově 5. 11. 2018 Voyager 2 ve vzdálenosti 119,0 au od Slunce, jenže proletěl podstatně tenčí a méně komplikovanou heliopauzou a pokračoval v téměř nezměněném směru magnetických siločar interstelárního pole po radiální trajektorii nad jižní polokouli Země. Tak se podařilo poměrně dobře popsat model, jenž zahrnuje celý komplex složek od heliopouzdra přes magnetickou bariéru a heliopauzu až po velmi lokální interstelární prostředí, jež dohromady tvoří komplexně provázaný dynamický systém.

H. Elliotová aj. měřili pomocí sondy New Horizons změny rychlosti protonů slunečního větru ve vnější heliosféře až do vzdálenosti téměř 43 au od Slunce. Jako etalon rychlosti použili početné údaje o rychlosti slunečního větru v okolí Země, tj. ve vzdálenosti 1 au. V zásadě konstatovali, že hustota energie slunečního větru klesala s předpokládaným radiálním kulovým rozpínáním částic větru. Ve vzdálenostech 30÷43 au klesla rychlost větru o 6 % proti rychlosti ve vnitřní heliosféře ve velmi dobré shodě s teorií.

V r. 2019 se dovršila změna v časovém tempu zkrácení vzniku Sluneční soustavy ze stovek miliónů let na pouhé jednotky miliónů let. Podle B. Weisse k tomu přispěl meteorit Allende, jenž dopadl na Zemi v Mexiku 8. 2. 1969. Dodnes jde o největší uhlíkatý chondrit, který se na Zemi našel. Trvalo to pak dalších 40 let, než se přišlo na to, že jde o nejstarší vzorek materiálu z rané fáze vývoje Sluneční soustavy a navíc vykazující nezanedbatelné magnetické pole. Potřebnou energii pro jeho vznik totiž poskytl radioaktivní nuklid ²⁶Al s poločasem rozpadu 717 tis. let. To byl silný důkaz ve prospěch krátké časové stupnice budování soustavy během nějakých 3 ÷10 mil. let. S. Haffert aj. objevili hmotnou exoplanetu PDS 70b v mezeře protoplanetárního disku a pomocí VLT ESO dokázali, že na ni i na další exoplanetu PDS 70c se ukládá vodík. Díky radioaktivním nuklidům ¹⁸²Hf a ¹⁸²Ta, jejichž souhrnný poločas rozpadu na stabilní ¹⁸²W činí 7,9 mil. let, se dají odhadnout doby, během nichž vznikají planetesimály o rozměrech stovek km, jež se během pouhého půl milionu let stihnou zčásti nebo i úplně diferencovat na jádro a plášť. Ačkoliv část planetesimál se vzájemnými srážkami opět rozpadá, formování železného jádra odsává wolfram ze silikátového pláště a tím objekt mohutní na planetární embrya o rozměrech řádu tisíců km. Odborníci odhadují, že planetka (16) Psyche s průměrem 250 km je obnaženým kovovým jádrem planetesimály o hmotnosti 2,7×10¹⁹ kg. Její hustota 4,5× voda podstatně převyšuje střední hustoty naprosté většiny planetek. Proto se připravuje vyslání kosmické sondy k Psyche možná už v r. 2022, jež by mohla posloužit jako rossetská deska k odhalení způsobu tvorby planet na tak krátké časové stupnici. Sonda by měla dospět k cíli za 4 roky.

Také F. Pignatale aj. připomněli, jak důležitým činitelem ve vývoji protohvězdných mračen je radionuklid ²⁶Al. Jenže v chondritech je obvykle přítomen v inkluzích Ca-Al a to ve dvou nuklidech ²⁶Al/²⁷Al, takže pak je jeho použití jako geologického chronometru vadné. Na druhé straně zkreslené hodnoty stáří jsou pro různé chondrity různé, což znamená, že pramlhovina nemá homogenní složení poměru ²⁶Al/²⁷Al. Naštěstí se ukázalo, že dodávka ²⁶Al/²⁷Al do protosolárního oblaku byla krátká. Proto lze tuto nesnáz obejít, protože výchozí koncentrace zůstává zachována. Zastoupení ²⁶Al je nejvyšší v centru pramlhoviny a tam zůstává poměrně homogenní i po ukončení přílivu radionuklidu. Toto zjištění tak umožňuje, že navzdory překážkám lze s jistotou používat rozpad ²⁶Al na stabilní nuklid ²⁶Mg jako kosmologický chronometr. Toto stanovisko podpořili dalšími argumenty E. Jacquet aj.

D. Forgan však trochu zchladil nadšení tím, že zatímco v minulém desetiletí vládla kosmogonii sluneční soustavy hypotéza, že stavebními kamínky pro tvorbu planet měly být oblázky o rozměrech 10÷100 mm, v tak krátkém čase je to nejspíše nemožné. Autor upozorňuje na to, že zejména na snímcích z aparatury ALMA je vidět, že cirkumstelární disky jsou masivní a vykazují samy silnou gravitaci. Zdá se tedy, že bude potřebné vrátit se k myšlence, že planety vznikají akrecí na hmotná jádra.

Podobně se vyjádřili také A. Shannon aj., kteří uvedli, že v rané Sluneční soustavě hrála důležitou roli migrace planet, což by mělo být patrné v „migračním chvostu“ za planetami. Autoři srovnali naděje tří hypotéz, z nichž první předpokládá, že tělesa Oortova oblaku se tam dostala migrací. Objev komety C/2014 S3 (PANSTARRS) ukázal, že se to v čase 1 Mr po vzniku Sluneční soustavy nedá stihnout. Aby se to případně stihnout dalo, musela by někde mezi 1÷2 au od Slunce obíhat planeta o hmotnosti ≥30 M_⊕! Přitom rychlý přesun materiálu do vzdálenosti 50÷100 tis. au by byl nutný, aby nedocházelo k příliš častým srážkám zárodků planet ve vnitřní části soustavy. Nicejský model má také své potíže, takže autoři soudí, že nejlepším řešením je model Grand Tack (Velký obrat) pomocí migrace těles na současné pozice. Skoro se zdá, že ač je Sluneční soustava docela malý rybníček v obrovitém vesmíru, tak máme i zde podobné potíže jako v současném problému velmi nejistého stáří vesmíru.

Samozřejmě se nabízí otázka, kde se tady před ~5 Gr vzaly atomy těžkých prvků, jež se ve vesmíru nemohou vytvořit prostřednictvím termonukleárních reakcí v nitrech předešlých pokolení hvězd. I. Bartos a S. Marka přišli s nápadem, který poskytl nedávný objev, že při splynutí páru neutronových hvězd vzniká nejenom silné gravitační vlny, ale následně se rychlým procesem zachycování volných neutronů doplňuje poslední třetina Mendělejevovy tabulky chemických prvků. Autoři argumentují tím, že se stabilní dceřiné produkty radioaktivních prvků s poločasy rozpadu do 100 mil. let nacházejí v nejstarších meteoritech, což svědčí o tom, že nanejvýš několik desítek milionů let před počátkem vzniku Sluneční soustavy musel na místě zárodečného slunečního mračna splynout pár neutronových hvězd, jejíchž radioaktivní nuklidy přispěly oteplováním k urychlenému procesu vzniku planet. Propočítané statistiky frekvence splývání párů neutronových hvězd jsou příznivé. Další výpočty ukázaly, že šlo o jediné splynutí páru neutronových hvězd o méně než 80 mil. let předtím, než vznikla sluneční pramlhovina a v maximální vzdálenosti 300 pc od ní.

A. Krot shrnul nejnovější poznatky o uhlíkatých chondritech, jež se skládají ze tří hlavních složek: žáruvzdorné inkluze bohaté na Ca a Al (= CAIs), chondrulí a matrixu. CAIs jsou vůbec nejstarší tuhé látky ve Sluneční soustavě. Jejich absolutní stáří bylo nedávno zpřesněno na hodnotu 4 567,3 ±0,16 Mr. Toto číslo se považuje za start existence Sluneční soustavy. CAIs vznikaly vypařením a následnou kondenzací a shlukováním plynu, který měl přibližně sluneční složení v prostředí s teplotou >1,3 kK. Prvotní CAIs vykazují velké kolísání poměru ²⁶Al/²⁷Al a poměrně slabý výskyt radionuklidu ⁶⁰Fe v protoplanetárním disku svědčí o pozdním obohacení nuklidem ²⁶Al z hvězdného větru blízké Wolfovy-Rayetovy hvězdy.

T. Bogdan aj. se úspěšně pokusili napodobit laboratorně události v době vzniku chondrulí ve sluneční mlhovině. Milimetrové skleněné a bazaltové kuličky silně ohřívali na různé teploty a pak je vrhali rychlostí 1m/s proti skleněné desce o pokojové teplotě. Až do teploty 900 K docházelo k elastickým srážkám s 10% deformací kuličky. Nad touto teplotou však přestaly být srážky elastické a koeficient deformace rostl. Při teplotě 1,1 kK měly sice skleněné kuličky tendenci se k chladné skleněné desce přilepit, ale během několika minut se roztekly. Bazaltové kuličky se začaly přilepovat při teplotě 1,2 kK. Až při teplotách 1,4 kK skutečně začaly splývat a při teplotě 1,5 kK se spojily natrvalo. Tato omezení vytváření chondrulí ve sluneční mlhovině jsou docela přísná. Zřejmě by se uvolnila, pokud kuličky by kuličky narážely na studenou desku nižšími rychlostmi.

Haiyang S. Wang aj. posuzovali zastoupení 60 prvků periodické soustavy v protosolární mlhovině, ve Slunci a v tzv. CI kamenných meteoritech. CI meteority jsou poměrně vzácné zboží. Poprvé byly nalezeny ve Francii v r. 1806, ale souhrnné jméno dostaly paradoxně až po 4. nálezu v Ivuně v Tanzanii v r. 1938, takže jsou pojmenovány CI. Až dosud celková hmotnost identifikovaných meteoritů činí pouze 17 kg. CI chondrity mají totiž tu výsadu, že jejich chemické složení přes kopírák odpovídá chemickému složení Slunce. Za posledních 30 let se podíl „kovů“ v meteoritech plynule snižuje z 1,9 % na 1,40 %. „Kovy“ v astronomickém žargonu znamenají, že jde o prvky počínaje C a konče U. Složení zemské kůry se od chemického složení Slunce výrazně liší, protože Země ztratila mnoho těkavých prvků, ale ponechala si většinu prvků žáruvzdorných. Kritická teplota zbavování těkavých prvků na Zemi činila (1391 ±15) K, což znamená, že prvky s nižší než kritickou teplotou mají na Zemi menší zastoupení než na Slunci. Naproti tomu všechny prvky s teplotou vyšší, než kritickou mají stejné relativní zastoupení jako na Slunci.

S. Mojzis aj. se věnovali druhé důležité etapě vývoje Sluneční soustavy, která podle jejich výpočtů začala před 4,480 Gr roky a jíž se říká pozdní akrece. Tehdy již dostavěné terestrické planety byly vystaveny těžkému bombardování kometami, planetesimálami a planetkami. Události během pozdní akrece tak nejspíš odložily možnosti vzniku života na těchto planetách až na dobu před 3,850 Gr. V tomto období také docházelo k výrazné migraci obřích planet, což přineslo další zvýšení bombardování planet s pevných povrchem kometami po dobu 30 mil. let. Počátek těžkého bombardování terestrických planet se tak posouvá až k času před 4,480 Gr a určitě trvalo až do času 4,400 Gr před současností.

L. Flaggová aj. analyzovali pětileté údaje o exoplanetě CI Tau b proměnné hvězdy ~13,8 mag. Spektroskopická pozorování probíhala na dvou dalekohledech: 2,7m McDonaldovy observatoře ve Fort Davisu v Texasu (31° s. š.; 2,1 km n. m.) a na 4,3m Lowell Discovery Telescope v Arizoně (35° s. š.; 2,4 km n. m.). Na obou přístrojích byly k dispozici infračervené mřížkové spektrografy IGRINS v pásmech H (1,45 μm) a K (2,5 μm). Hvězda CI Tau má parametry: absolutní hv. velikost 8,2 MAG; sp. K7; T_eff = 2,5 kK; 0,9 M_ʘ; 0,6 L_ʘ; d = 158 pc; stáří 2÷3 mil. let. Exoplaneta b obíhá kolem hvězdy v periodě 9,0 d po dráze s výstředností e = 0,25, tj. v průměrné vzdálenosti 12 mil. km. Její hmotnost je překvapivě vysoká:10 M_J, čili téměř na spodní hranici hmotností hnědých trpaslíků. Autoři soudí, že je zcela vyloučeno, aby se takto hmotná exoplaneta dostala do blízkosti mateřské hvězdy migrací. Je velmi pravděpodobné, že šlo o tak velký zhustek materiálu, který se souběžně s hvězdou v této vzdálenosti zkoncentroval. Dosavadní modelové výpočty umožnily odhadnout i současný poloměr exoplanety 2 R_J a efektivní teplotu 2,3 kK. To znamená, že i velmi hmotné planety mohou mít horký start a není nutné, aby se do tak velké blízkosti k mateřské hvězdě dostávaly migrací, jak se až dosud soudilo.

S. Pfalzerová a M. Bannisterová přišly s ještě pozoruhodnějším návrhem, proč vznik planet může probíhat rychle. V každém zárodečném protoplanetárním oblaku vznikají planetesimály, jež jsou rozptýleny do interstelárního prostoru, jímž náhodně putují. Mohou být zachyceny v jiném zárodečném oblaku a tam přispět k urychlení tvorby nových planetárních soustav, resp. druhého i dalšího pokolení planet v soustavě, která tyto bludné tuláky zachytila.

M. Haywood aj. se snaží vysvětlit pozoruhodnou skutečnost, že ve vzdálenosti nad 6 kpc od centra Galaxie má většina hvězd podobnou metalicitu jako Slunce až do vzdálenosti 10 kpc od centra. Důvod, proč tomu tak je, spočívá podle názoru autorů v silné turbulenci plynného disku, jež roznesla vyšší metalicitu do vnějších vrstev tlustého vnějšího disku. Chemické složení Slunce a většiny pozdních hvězd třídy sp. třídy G V tak je typické pro hvězdy už od galaktického poloměru 6 kpc, a ještě výrazněji pro hvězdy, které jsou od centra soustavy vzdáleny více než Slunce.

A. Childsová aj. simulovali vývoj planetární soustavy, jež bude mít ve velkých vzdálenostech od hvězdy několik obřích planet typu Jupiter a Saturn a blíže ke hvězdě řadu terestrických planet. Snažili se najít konfiguraci, která by pomocí rozrušení okraje terestrického disku oběma obry umožnily vznik terestrických planet na téměř kruhových dráhách blíže ke hvězdě. Nenašli nějakou výraznou korelaci mezi hmotnostmi obou obřích planet a počtem terestrických planet pozemského typu. To usnadní budoucí hledání takových konfigurací pomocí plánované sondy WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope).

D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se věnovali vysvětlení, proč v chladném Edgeworthově-Kuiperově pásu se vyskytuje tolik dvojčat s velmi příbuznými dráhami. Tento pás je zabydlen ve vzdálenostech 42÷47 au. Tato populace vděčí za svou dlouhodobou existenci tím, že původní planetesimální disk v rané Sluneční soustavě se brzy vytratil. Simulace ukázaly, že těsné páry vzniklé v původním hmotném disku měly vysokou pravděpodobnost, že přežijí. Naproti tomu volné páry se rozešly od sebe, i kdyby byl původní disk trval krátkou dobu. Současné těsné páry mohou také pocházet z pásma mezi Uranem a Neptunem, pokud se dokázaly vyhnout impaktům a silným poruchám drah od těsných přiblížení k jiným planetkám. Je docela pozoruhodné, že největším tělesům v tomto pásu zůstaly satelity. Téměř dokonale kruhové dráhy malých satelitů Pluta vznikly buď vinou impaktů a/nebo setkáním Pluta a jeho družiny s Neptunem.

J. Thorpe aj. zjistili, že pokus v projektu LISA Pathfinder (ostrý provoz v kosmickém prostoru: březen 2016 ̶ červen 2017), jenž úspěšně testoval aparaturu pro detekci gravitačních vln pomocí budoucí kosmické observatoře o délce ramen 1,5 mil. km, prospěl také studiu miniaturních částic zvířetníkového prachu, které aparatura registrovala, aby nedocházelo ke snížení přesnosti v měření dlouhých gravitačních vln. Autoři tak prohlédli 4 348 h záznamů (cca půl roku) z experimentu a našli 54 prachových částeček, jež udělily družici silové momenty 0,2÷230 μNs. Tyto impulsy pak porovnali se známými statistikami mikrometeoroidové populace ve vnitřní části Sluneční soustavy (Jupiterova rodina komet, komety z Oortova oblaku, komety třídy Halley a planetky). Tak se jim podařilo prokázat, že nejvyšší frekvenci srážek mají mikrometeoroidy Jupiterovy rodiny.

A. Pavlov aj. nalezli důkaz, že v čase 5480 BC se Země potkala s interstelárním mračnem o velikosti 10 ÷100 au a hustotě částic n ~10÷1000/cm³. Svou domněnku podporují skutečností, že v té době výrazně stoupl podíl radioaktivního uhlíku ¹⁴C a časový profil tohoto zvýšení jeho koncentrace se liší od případů, kdy ke zvýšení koncentrace dochází v důsledku poklesu sluneční činnosti. Takové mračno by mělo minimálně o dva řády větší rozměry než zemská atmosféra. Autoři navíc navrhují, aby se v polárním ledu z této epochy proměřil podíl nuklidů ³He/⁴He, což by domněnku případně potvrdilo.

R. Soja aj. konstatovali, že interplanetární prachový komplex vznikl z prachu, jenž rozptylují především komety Jupiterovy rodin, dále pak dlouhoperiodické komety typu Halley a Oort. Integrováním pohybových rovnic na časové ose 1 Mr ukázalo že nejdelší čas mezi srážkami mají největší částice (≥150 μm). Pro větší částice se čas mezi kolizemi rychle prodlužuje, ale pro menší částice se pomaleji zkracuje. V okolí Země dominují částice z komet Jupiterovy rodiny z 90÷98 %. Zbytek připadá na oba typy dlouhoperiodických komet. Naproti tomu údaje o srážkách registrovaných družicí COBE naznačují zcela jiný poměr: 80 % Jupiterova rodina a 20 % z planetek!

D. Koshny aj. se věnovali dnešnímu stavu poznání interplanetárního prachu a meteoroidů, jež většinou pocházejí z komet a planetek. Rozložení těchto nejmenších složek napříč Sluneční soustavou nám poskytuje informace o jejich vlastnostech a dynamice v soustavě. Dnes tyto údaje potřebujeme hlavně kvůli kosmonautice, tj. návrhům ochrany kosmických aparátů před jejich poškozením nebo zničením těmito miniaturními objekty. Velké množství částeček vzniklo v rané epoše existence soustavy a pokud dodnes přežívají, příliš se v čase nemění. Existuje řada metod, jak jejich vlastnosti odhalovat. Obě zmíněné složky lze studovat různými metodami, tj. pozorováním intenzity a polarizace zvířetníkového světla, během průletu meteorů zemskou atmosférou i jejich sběrem ve vysoké atmosféře, v polárním ledu a sněhu a také pomocí kosmických sond, jež nabírají vzorky in situ.

J. Sterken aj. připomněli, že v naší soustavě byly v r. 1992 E. Grünem aj. poprvé zjištěny částice interstelárního prachu pomocí detektorů na kosmické sondě Ulysses. Od té doby se interstelární prach pozoruje různými metodami od sběru prachu in situ, návratu vzorků z odběrů na planetkách nebo kometách i z infračervených pozorování. Pomohly zejména detektory na kosmické sondě Cassini a experiment Stardust. Nestor oboru E. Grün zdůraznil, že od objevu interstelárního prachu sondou Ulysses se možnosti studovat prach zmnohonásobily. Astronomové si uvědomili, že kromě fotonů máme možnost získávat informace o okolním vesmíru také pomocí kosmického prachu. Zejména úžasné výsledky sondy Rosetta obohacují naše znalosti o prachu jak ze Sluneční soustavy, tak z okolního vesmíru. Probíhají už i laboratorní práce s řízenými experimenty, které napodobují podmínky ve vesmíru.

D. Hestroffer aj. považují malá a miniaturní tělesa Sluneční soustavy za důležité pomocníky při zjišťování okolností vzniku, formy a vývoje naší soustavy, ale také pro aplikaci těchto poznatků pro cizí planetární soustavy. To zřetelně ukazují famózní výsledky sondy Rosetta i nadějné vyhlídky probíhajících projektů Hayabusa2 a OSIRIS-REx. Kromě toho je potřebí rozvíjet metody sledování potenciálních nebezpečných objektů (Potentially Hazardous Objects), což může dříve či později přinést zásadní možnost obrany proti kontinentální či dokonce globální katastrofě z kosmu. Je také pravděpodobné, že voda na Zemi, jež umožnila vznik a rozvoj života, pochází z planetek, které na Zem spadly. Planetky jsou podivuhodné objekty – ty největší připomínají zčásti i planety, protože mají kulový tvar a uvnitř jsou aspoň zčásti geologicky diferencované. Zato menší planetky s rozměry řádu kilometrů drží pohromadě docela slabě. Jde totiž o hromady sutě, držící tvar spíše pomocí kohézních sil než gravitací. Navíc jsou výrazně porézní, takže jejich střední hustota se rovná hustotě vody za laboratorních podmínek. Snímky malých planetek poukazují na roztodivný terén od relativně hladkého regolitu, až po drsný terén pokrytý navíc balvany o rozměrech desítek metrů. Na jedné straně máme univerzální modely, které platí pro kamenné planety, trpasličí planety, planetky a měsíce. Na druhé straně právě pro malá tělesa je nutné používat metod granulární mechaniky, protože povrch je rozryt impaktními krátery, odhozenými kameny, prohlubněmi a horskými hřbety. Ideálně tak musí astronomové spolupracovat s pedology, chemiky, fyziky kondenzované fáze a počítačovými badateli, aby se dobrali lepšího poznání pozemského prostředí i celkové architektury vesmíru.

V závěru tohoto odstavce se hlásí o slovo přesná nebeská mechanika zásluhou N. Scafettaové aj. Laboratoř pro tryskový pohon (JPL) se totiž nestará jen o raketové motory, družice a kosmické sondy, ale též o co nejpřesnější předpovědi pohybu planet Sluneční soustavy, a to nejenom do budoucnosti, ale též do minulosti. V současné době k tomu užívá výpočtu planetárních efemerid v rozmezí let 13 000 BC až 17 000 AD pomocí programů DE431 a DE432. V tomto 30 tisíc let dlouhém intervalu se autoři věnovali okamžitým oscilacím excentricit planet, které jsou vyvolávány zejména sousedními páry planet (Merkur-Venuše, Země-Mars, Jupiter-Saturn, Uran-Neptun). Přitom se věnovali hledání oscilací excentricit na časových škálách 0,1÷10 000 let. Většina párů se chová souměrně, tj. když excentricita jedné planety stoupá, tak u druhé planety z páru souměrně klesá, a to platí i naopak. Výjimkou je pár Venuše-Země, jejichž excentricity se shodně buď zvětšují, anebo zmenšují. Ideálně to však v obou případech platí jen pro dlouhé periody oscilací řádu desítek tisíc let. Na kratších časových stupnicích je situace složitější. Například Jupiter jeví velké kolísání excentricit v periodách 60 a dále 900÷960 let, za což může většinou Saturn. Uran a Neptun mají charakteristickou periodu kolísání výstředností 4 300 let. Oscilacím neujde ani Pluto, který je charakterizován periodou oscilací bezmála 20 tis. let. Detailní studium nakonec ukázalo, že si planety navzájem vadí podle vzoru Aloise Jiráska Proti všem.

1.4. Slunce

2. července 2019 brzy odpoledne přešel pás totality úplného slunečního zatmění přes observatoř ESO na La Silla. Na observatoři při této příležitosti vyvrcholily oslavy její padesátileté existence (založena byla 25. března 1969), připomenutí se též dočkalo jiné slavné zatmění – 25. května 1919 A. Eddington na Princově ostrově (Príncipe, dnes Demokratická republika Sv. Tomáš a Princův ostrov) pořídil měření poloh jednotlivých členů Hyád, z jejichž posuvu při zatmění byla potvrzena Einsteinova relativita. Zatmění na La Silla trvalo 1 min 52 s a na observatoř je přijely pozorovat tisíce lidí, vč. chilského prezidentského páru. Krom jiných také na oslavách v rámci hudební skupiny S. Rotheryho na basovou kytaru hrál Rick Armstrong, nejstarší syn prvního člověka, který vystoupil na povrch Měsíce jen o necelý měsíc později r. 1969. Pozorování slunečních zatmění na velkých observatořích jsou velmi vzácná – během posledních 50 let k tomu došlo teprve po třetí (předchozí: 15. února 1961 v Haute–Provence, Francie, a 11. července 1991 na Mauna Kea / Loa, Havaj, USA) a na La Silla se úplné zatmění vrátí až 28. srpna 2231.

Porozumění dění na povrchu a uvnitř našeho Slunce a předpovídání jeho aktivity je úzce svázáno s historickým výzkumem a pochopením dochovaných záznamů ve světle moderních analytických metod. Významné obohacení izotopem ¹⁴C v letokruzích stromů kolem r. 774–775 n. l. vyvolalo zájem o zjištění, jakou aktivitu v té době Slunce vykazovalo. F. Stephenson aj. podrobili analýze záznamy z čínských kronik, v nichž nalezli zápis z 12.–13. ledna 776, kdy se „na obloze po západu Slunce objevila ‚bílá mlha‘“. Zatímco R. a D. L. Neuhäuserovi dříve tato pozorování na základě absence pozorovaných barev zařadili do skupiny halových jevů (tj. odraz slunečního, či v tomto případě spíše měsíčního svitu na ledových krystalcích ve výškách ~10 km nad zemí), nyní autoři — porovnáním s dobře zdokumentovanými historickými „bílými“ polárními zářemi — ukázali, že r. 776 se ve skutečnosti mohlo jednat o atypickou auroru zářící ve výškách ~95÷170 km. H. Hayakawa aj. podpořili tuto hypotézu zahrnutím dat z ledových jader z vrtů v polárních oblastech, které pro sledované období 775–777 ukazují zvýšené zastoupení radioaktivních izotopů ¹⁰Be a ³⁶Cl. Ačkoli ostatní hypotézy zvýšení přítomnosti ¹⁴C (výbuch supernovy, záblesk záření γ, dopad komety do neobydlených oblastí) nelze stále vyloučit, vysvětlení v podobě série silných slunečních erupcí, z nichž některé zasáhly Zemi přímo, se jeví o něco pravděpodobnější.

V. Carrasco aj. prozkoumali záznamy slunečních skvrn Jana Heweliusze (Hevelia, 1611–1687) z let 1642–45, tedy těsně před začátkem Maunderova minima (též velkého minima, ~1645–1715). Jde o jediné dochované systematické záznamy z tohoto období. Autoři proto prozkoumali dostupný původní poznámkový aparát, nikoli jen publikované spisy. Sestavený motýlkový diagram ukazuje, že před začátkem Maunderova minima na Slunci nebyla patrná žádná asymetrie mezi severní a jižní polokoulí. Sám Hevelius si na počátku r. 1645 povšiml přibližně 3 měsíce trvající úplné absence skvrn, což autoři interpretují jako předzvěst následujícího velkého minima. Pečlivost Heveliových záznamů ukazuje, že Maunderovo minimum byl skutečně pozorovaný jev, nikoli jen absence pozorování v důsledku dogmatické interpretace aristotelovské scholastiky.

Historické záznamy složení radioaktivních izotopů prvků mimozemského (ať už slunečního či kosmického) původu ukazují, že Slunce dlouhodobě vykazuje přibližně pětinu času ve snížené či naopak zvýšené aktivitě oproti průměrnému stavu, tj. velká minima a velká maxima. D. Ölçek aj. navrhli vysvětlení tohoto jevu pomocí působení duálního dynama. Jednu složku tvoří silný generátor magnetického pole založení na diferenciální rotaci s pravidelnou 11letou oscilací, zatímco druhou složku tvoří slabší a v mnohem větších hloubkách pod povrchem založený generátor, který žádnou pravidelnou oscilaci nevykazuje. Turbulentní charakter spodního dynama může dobře vysvětlit pozorovanou řadu sluneční aktivity, potíž však je, že toto vysvětlení postrádá nějakou fyzikální podstatu, proč se spodní dynamo (pokud existuje) takto chová. Autoři nabízejí jako pracovní hypotézu částečně zamrzlé magnetické pole ve stabilních vrstvách, které se nacházejí pod konvektivní zónou. Nečekanou podporu pro tvrzení, že aktivita spodního dynama je zcela chaotická, přinesli R. H. Cameron a M. Schüssler, kteří statistickými analýzami odvodili, že všechny dosud pozorované dlouhodobé cykly (~90letý Gleissbergův, ~210letý de Vriesův ad.) je možné vysvětlit nulovou hypotézou, tj. čistě jako náhodný šum. Dokonce i odchylka 3σ ve frekvenčním spektru by měla nastat s pravděpodobností ~25 % v průběhu 216 cyklů, pro něž máme k dispozici data. K občasnému poškození pravidelné oscilace základního 11letého cyklu patrně stačí velice malé poruchy náhodné povahy.

F. Stefani aj. prozkoumali chování modelu slunečního dynama navrženého R. J. Taylerem a H. C. Spruitem, jehož primární generátor tvořený diferenciální rotací s periodou 11,07 r ovlivňují slapové síly Venuše, Země a Jupiteru. Charakteristickým projevem modelu je přecházení mezi dipólovým a kvadrupólovým charakterem magnetického pole s periodou 22,14 r. Dlouhodobý vývoj oscilací vykazuje motýlkové diagramy (ačkoli jejich tvary pozorovaným neodpovídají), slabší druhé maximum (a minimum) a převracení polarity slunečních skvrn mezi polokoulemi.

Y. B. Han a Z. Q. Yin na základě numerického modelu vyhlazeného 11letého cyklu počtu slunečních skvrn předpověděli hodnoty pro 25. sluneční cyklus: minimum počtu slunečních skvrn má nastat v r. (2019,188 ± 0,98), maximum jejich počtu v r. (2023,918 ± 1,64) a očekávaný nejvyšší střední počet skvrn má být (228,8 ± 40,5). A. Singh a A. Bhargawa použili kromě počtu slunečních skvrn také indexy spektrálních čar F10,7 cm a Lyman-ɑ, z nichž odvodili polohu minima 25. cyklu na leden 2021 a maxima na únor 2024. Autoři použili kromě periodicity oscilací také analýzu trendů v amplitudách, proto odhadují výrazně nižší maximum počtu skvrn (89 ± 9). F. Labonville aj. na základě analýzy optických parametrů aktivních oblastí předpovídají maximum počtu skvrn 89⁺²⁹_–14 v r. 2025,3^+0,89_–1,05; konkrétně s půlročním zpožděním nástupu na severní polokouli, zato s 20% zvýšením počtu skvrn oproti jižní polokouli.

Parkerova sluneční sonda (Parker Solar Probe, PSP) proletěla 1. listopadu 2018 prvně přísluním své komplikované dráhy, na níž se bude postupně přibližovat ke Slunci až na nejtěsnější vzdálenost pouhých 6 mil. km od jeho povrchu. První čtyři práce založené na měřeních z prvního průletu ve vzdálenosti 24 mil. km vyšly v časopise Nature. S. Bale aj. publikovali měření rychlosti slunečního větru unášejícího magnetické pole; zatímco poblíž roviny ekliptiky je rychlost větru ≤ 500 km/s, se zvětšující se vzdáleností od ekliptiky se rychlost větru zvyšuje. Intenzity elektrického i magnetického pole lokálně výrazně kolísají, což je patrně způsobeno turbulencemi ve slunečním větru, které zřejmě mají původ v nestabilitě plazmatu. J. Kasper aj. pomocí měření proudů nabitých částic zjistili, že siločáry magnetického pole se nečekaně často prohýbají nazpět a vytvářejí záhyby ve tvaru písmene S. Také se ukázalo, že existuje významný tangenciální pohyb plazmatu, jehož vysoké rychlosti se udržují i ve velké vzdálenosti od koróny; příčinu zatím neznáme. D. McComas aj. ze zastoupení energetických elektronů a protonů zjistili, že na urychlování částic na vysoké rychlosti se podílí jak sluneční záření (fotosférická vzplanutí), tak CME (coronal mass ejections, výrony plazmatu). Různé časy příletu různě nabitých částic potvrzují, že magnetické pole v blízkosti Slunce má složitější charakter, než se dosud předpokládalo. R. Howard aj. potvrdili, že úbytek rozptylu záření na prachových částicích i z přímých měření odpovídá pozorování ze Země, sonda na místě očekávaně „vidí“ podrobnější strukturu F koróny. PSP předběžně potvrdila existenci předpokládané oblasti blízko povrchu Slunce, v níž se prach nevyskytuje vůbec v důsledku vyfukování tlakem záření a slunečního větru.

S. Yang aj. oznámili objev nového pozorovaného jevu v chromosféře. Autoři pomocí NVST (New Vacuum Solar Telescope, Fuxian, Čína; IR; ⌀ ~1 m, altazimut., f = 45 m, zor. pole ~3′) v čarách Hɑ nalezli objekty, které vypadají jako dělové koule. Pohybují se po zakřivených trajektoriích, průměrná hmotnost je ~1,5×10⁹ km², hmotnost ~1,5×10⁸ kg a rychlost ~56 km/s. Na souběžně pořízených datech v UV oboru ze sondy Solar Dynamics Observatory (SDO) je patrné, že s jevem je spojené intenzivní zahřívání plazmatu. Autoři navrhují vysvětlení v podobě cucků ohřátého plazmatu, které se uvolní při rekonexi magnetických silotrubic.

A. Finley aj. zpracovali pozorování ze sondy Wind z let 1994–2019, z nichž odvodili míru odnosu momentu hybnosti slunečním větrem ze Slunce. Data ukázala, že ztráta momentu hybnosti tokem protonů je ~3× větší než magnetickým napětím a částicemi ɑ. Rychlý vítr může odnos momentu hybnosti dokonce zpomalovat rozptylem na částicích pomalého slunečního větru. Celkový odnos představuje ekvivalent ~3,3×10²³ J, což je přibližně polovina hodnoty, kterou by Slunce mělo vykazovat podle A. Skumanichova–É. Schatzmanova zákona (úhlová rychlost hvězdy na rovníku klesá s 2. odmocninou jejího stáří). Není jasné, zda jde o projev slabšího rotačního brzdění, časovou proměnnost odnosu momentu hybnosti nebo jeho nerovnoměrnost v důsledku různého složení slunečního větru v rozdílných zeměpisných šířkách.

V další práci A. Finley aj. zkoumali míru odnosu momentu hybnosti v minulosti. Na základě blízkozemních měření rychlosti slunečního větru a korelace s pozemskými radionuklidy kosmického původu autoři spočetli hodnoty ztráty rotační energie 9 kr nazpět. Průměrná hodnota v tomto období odpovídá ~2,2×10²³ J, mezi velkými minimy a maximy kolísá v rozmezí ~1÷5×10²³ J. V průběhu sledovaných tisíciletí není patrný žádný sekulární trend.

S. Basu a H. Antia porovnali měření rychlosti rotace Slunce v 23. a 24. cyklu. Zatímco pozorované změny rotace nezávislé na zeměpisné šířce v obou cyklech kopírují průběh slunečního cyklu, ostatní projevy jsou komplikovanější. Zonální proudění bylo v 24. cyklu znatelně slabší než v předcházejícím cyklu, stejně tak se mezi oběma cykly změnily parametry tachokliny (rozhraní mezi oblastí zářivé rovnováhy a konvektivní zónou) – zatímco její pozice se téměř nezměnila, její tloušťka se velice mírně zvětšila, ale především se v obou cyklech výrazně lišil průběh změn její rotace i při víceméně stejných podmínkách na povrchu Slunce a ve stejné fázi cyklu.

M. Karlický a L. Jasnov modelovali vzplanutí typu zebra (poddruh typu IV, který v dynamickém rádiovém spektru připomíná zebří maskování) z 14. prosince 2006 jako dvojitou rezonanci v plazmatu, při níž jsou zesilovány frekvence přesahující horní hybridní frekvenci (limitní frekvence, nad níž již plazma efektivně netlumí záření) a zároveň se jedná o harmonické násobky cyklotronové frekvence (ta je daná intenzitou magnetického pole v místě zdroje). Změny pruhů v čase je možné vysvětlit buď proměnnou hustotou podél erupční smyčky, nebo fyzickým pohybem plazmatu skrz zkroucené magnetické pole. Autoři ukázali, že k vysvětlení pozorované zebry stačí model jednoduché erupční smyčky, podél níž dochází k rychlým změnám hustoty plazmatu – pravděpodobně jde o magnetosonické vlny. Odvozená teplota zdroje zebry je ~2×10⁶ K, teplota okolní chromosféry ~2×10⁴ K.

Spolehlivé určení hmotnosti výronů plazmatu (CME) je jednou ze základních podmínek úspěšného předpovídání kosmického počasí. F. López aj. studovali časovou změnu hmotnosti pro 32 CME postupujících ve vzdálenostech 2,5÷15 R_⊙ od Slunce v kombinaci s měřením úniku látky z nízké koróny na základě tmavnutí v oblasti tvrdého UV záření. CME byly mezi květnem 2010 a dubnem 2012 pozorovány družicemi STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory; NASA, 2006, sluneční dráha v úrovni Země; A dosud funkční, B přestala pracovat v říjnu 2014). Korekce započtením úniku z blízkosti slunečního povrchu vedly v některých případech ke snížení odhadu hmotnosti, v jiných naopak ke zvýšení. Upravené odhady hmotnosti ve vzdálenosti 10 R_⊙ se pohybují v rozsahu 1,12÷6,11 10¹² kg, absolutní rychlosti výronů se pohybují v rozmezí 344÷3 196 km/s.

Další podstatné vylepšení předpovědi kosmického počasí představuje možnost zjistit, co se děje na momentálně odvrácené straně Slunce. T. Felipe a A. Ramos využili algoritmy strojového učení k hledání aktivních helioseismických oblastí, jejichž pravděpodobný zdroj se nachází na opačné polokouli Slunce. Použitá neuronová síť byla natrénována na odpovídajících dvojicích helioseismických map fázových posunů a magnetogramech z HMI (Helioseismic and Magnetic Imager na palubě SDO). Následné testy na uměle vytvořených datech ukázaly, že algoritmus je schopen s vyšší přesností než lidé určit aktivní regiony na nepozorovatelných částech slunečního povrchu. Vzhledem k nízké aktivitě Slunce v končícím 24. cyklu zatím nebylo možné prakticky ověřit absolutní přesnost předpovědí algoritmu.

Po dokončení dalekohledu DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, Haleakalā, Havaj, USA) se i do sluneční astrofyziky dostává potřeba zpracovávat velké objemy dat v řádech PB (petabajt = mil. GB). J. A. Armstrong a L. Fletcherová vyzkoušeli schopnost hluboké neuronové sítě identifikovat povrchové jevy na Slunci jako skvrny, filamenty, protuberance a absenci těchto jevů, tj. klidný povrch. Na základě snímků v čáře Hɑ z dat družice Hinode (JAXA / NASA, 2006) dosáhli schopnosti s 99,9% pravděpodobností identifikovat prvky v obrazech, které nebyly součástí trénovací sady. Algoritmus naučený na datech z Hinode je schopen velmi dobře pracovat i se snímky s horším (1,2″ vs. 0,33″) úhlovým rozlišením ze SDO kromě případů některých vlnových délek (160/170 nm, 30,4 nm), kde algoritmus selhává kvůli nízkému kontrastu jednotlivých prvků vůči pozadí.

A. S. Rodger aj. vyzkoušeli mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chajnantor, Chile) coby sluneční radioteleskop. Autoři využili veřejně dostupná data z ověřovací fáze projektu ještě před spuštěním rutinního provozu, konkrétně pozorování aktivní oblasti NOAA12470 ze 17. prosince 2015, z níž se oddělil výron plazmatu pozorovaný v rentgenovém oboru. Data v pásmu 84÷116 GHz ukázala, že optická tloušťka τ plazmatu stacionární části aktivní oblasti se pohybuje v rozmezí 0,02÷2,78, ve výronu pak v rozmezí 0,11÷2,78; oba rozsahy jsou blízko hodnoty rozhraní mezi opticky tenkým a tlustým plazmatem (pro ~100 GHz frekvence). Odpovídající odvozené teploty plazmatu jsou ~7 370÷15 300 K a ~7 440÷9 560 K (stacionární, resp. pohybující se plazma).

D. Sudar aj. použili soubor dat z ověřovací fáze ALMA k určení průběhu funkce jasnosti od středu k okraji slunečního kotouče. Ukázalo se, že v pásmech 3 (~100 GHz) a 6 (~250 GHz) se sluneční disk směrem k okrajům zjasňuje, což je způsobeno růstem teploty elektronů s úhlovou vzdáleností od středu disku. Pro aktivní oblast ve vzdálenosti 0,75 r_⊙ od středu činí rozdíl efektivní teploty v pásmu 6 asi 180 K. Autoři upozorňují, že odvozená funkce jasnosti nebere v potaz efekty v křídlech spektrálních čar, což znamená, že hodnoty okrajového zjasnění ~10 % v pásmu 3, ~15 % v pásmu 6 představují spodní limit a v analýzách vlastností pozorovaných povrchových jevů nelze efekt okrajového zjasnění zanedbat.

A. Nindos aj. shrnuli výhledy využití připravované observatoře Square Kilometer Array (SKA, dvě pole antén v Austrálii a Jižní Africe, po dokončení s celkovou sběrnou plochou ≥ 1 km²) pro výzkum Slunce. Již v první fázi, jejíž příprava je v běhu, bude observatoř schopna v pásmech 50÷350 MHz, 350÷1 050 MHz, 950÷1760 MHz a 4,6÷15,3 GHz (rozsah vlnových pásem 19 mm až 6 m) sledovat povrchové jevy s vysokým úhlovým i časovým rozlišením a především velkou citlivostí. Přístroje umožní velmi přesně určovat polohy, orientaci a intenzitu magnetického pole v oblastech, v nichž dochází k urychlování elektronů, dále místa vzniku a rozvoje výronů látky, ohřev plazmatu v koróně a vznik a vývoj velkých struktur v ní.

P. Judge aj. demonstrovali možnost profesionálního využití amatérské pozorovací techniky při úplném slunečním zatmění 21. srpna 2017. Pozorování z tábořiště Wyoba na úbočí Casper Mountain (Wyoming, USA) v nadmořské výšce 2 402 m n. m. pomocí malých dalekohledů o průměru 5 cm umožnila pořízení spekter v rozsahem vlnových délek 310÷2 300 nm. Dva spektrografy s nízkou disperzí pořídily spektra s vysokým časovým rozlišením (8÷500 ms), zatímco třetí přístroj s vysokou disperzí snímal s kadencí ~2,5 s. Autoři získali jasnosti v chromosférických čarách Ca II H a K a Hɑ poblíž třetího kontaktu zatmění, které použili ke kalibraci pořízených spekter spolu s koeficienty okrajového ztemnění. Takto pořízená data jsou kvalitativně srovnatelná s velkými profesionálními přístroji. Autoři identifikovali dvě neznámé chromosférické emisní čáry, které patrně souvisejí se strukturou spikulí.

C. A. Madsen aj. využili pro pozorování zatmění 17. srpna 2017 přístroje na palubě letecké observatoře GV HIAPER (Gulfstream-V High-performance Instrumented Airborne Platform for Environmental Research, malý proudový dopravní letoun upravený pro výzkum v atmosféře do výšek ≤ 15,5 km), konkrétně UV a IR spektrografy EIS (Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer) a AIR-Spec (Airborne Infrared Spectrometer). Pozorováním z řídké atmosféry se kombinací jasností IR čar Mg VII, S XI, Si IX a Si X a UV čar Fe XII podařilo pořídit podrobnou mapu hustoty elektronů v koróně v těsné blízkosti Slunce. Odvozené teploty plazmatu jsou (131,8 ± 0,3)×10⁴ K těsně u okraje měsíčního kotouče a (154,9 ± 0,3)×10⁴ K v úhlové vzdálenosti 100″ od okraje.

Erupční smyčky jsou běžnou součástí všech eruptivních událostí a ačkoli jsou pozorovatelné od rentgenového záření (vyšší teploty) do velkých vlnových délek (nižší teploty), počet pozorování v nízkých teplotách je malý. J. Koza aj. zpracovali data ze Švédského slunečního dalekohledu (Swedish 1m Solar Telescope) v čarách Ca II a Hβ pro vzplanutí SOL2017-09-10T16:06. Autoři modelovali plazma v tepelné nerovnováze a nalezli dvě možná řešení pozorovaných spekter – obě vykazují vysokou hustotu elektronů ~2×10¹² cm^–3 a mikroturbulence o rychlostech ~25 km/s. Odvozená hustota elektronů odpovídá hodnotám plynoucím z pozorování SDO a podporuje hypotézu, že pozorovaná velevzplanutí u některých okolních hvězd mají možné vysvětlení v podobě přítomnosti (mnoha) erupčních smyček.

Chemické složení slunečního povrchu je důležitým vstupem pro výzkum Sluneční soustavy, neboť složení Slunce je totožné se zárodečnou mlhovinou. Přímý vzorek slunečního povrchu k dispozici nemáme, můžeme využívat sluneční spektroskopii a nepřímo usuzovat na primordiální složení Sluneční soustavy z vlastností meteoritů (zejm. uhlíkatých chondritů, CI). Nasbírat vzorky slunečního větru, jehož chemické složení je přímo závislé na zastoupení prvků v atmosféře Slunce, měla sonda Genesis (NASA, start 2001, Lissajousova dráha kolem bodu L₁ soustavy Slunce–Země), která bohužel v září 2004 při návratu se vzorky havarovala, protože se přistávacímu modulu neotevřel brzdicí padák. Ne všechny vzorky však byly při pádu úplně ztraceny. D. Burnett aj. informovali o plánu, jak znovu analyzovat vzorky, které se podařilo zachránit a dekontaminovat. Autoři identifikovali 12 dosažitelných cílů, např. určení zastoupení izotopů Mg, Ar, Fe, porovnání izotopického složení C, Mn a Rb ve vzorku slunečního větru se všemi dostupnými CI chondrity atd. Díky pokroku modelů přenosu částic ze sluneční fotosféry do slunečního větru a významnému zlepšení laboratorní techniky autoři předpokládají, že přímé chemické i izotopické složení slunečního větru ze vzorků Genesis je možné.

Modely hvězdného vývoje předpovídají, že svítivost mladých hvězd je zpočátku nižší a teprve postupně roste. Pro případ Země to znamená, že osvit povrchu v době před 3,8÷2,5 Gr (archaikum, prahory) by měl být o 20–25 % nižší než v současnosti; přesto existují silné důkazy, že se na povrchu v té době nacházela kapalná voda. Dlouho se zdálo, že se jedná o těžký problém vyžadující zásadní úpravy modelu vzniku a vývoje raného Slunce (např. větší počáteční hmotnost a zásadní odnos látky slunečním větrem, který zároveň nemá ničivé účinky na zemskou atmosféru). B. Charnay aj. shrnuli vývoj paleoklimatických výzkumů poslední dekády a došli k závěru, že model vývoje Slunce není třeba významně revidovat. Rozvoj 3D modelování atmosfér, započtení vlivu různých skleníkových plynů včetně jejich vzájemného „soupeření“ v dynamické atmosféře, dlouhodobé změny rotace Země, existence tepelného výměníku oceánů a rozmístění prakontinentů a desková tektonika jsou schopny vysvětlit udržení povrchových teplot nad bodem mrazu vody i při nižší jasnosti mladého Slunce.

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: 04. mája 2021