ŽEŇ OBJEVŮ 2020 (LV.) - DÍL A
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1. Sluneční soustava

1.1. Planety a jejich měsíce

1.1.1. Merkur

J.A.P. Rodriguez aj. oznámili významnou změnu datování chaotického terénu na povrchu Merkuru, který poprvé zaznamenala sonda Mariner 10 v r. 1974. Největší výskyt chaotického terénu na planetě je přibližně naproti pánvi Caloris. Proto se dosud soudilo, že původ této povrchové struktury spočívá v dozvuku impaktní události, která pánev vytvořila, totiž že v důsledku souběhu seismických vln došlo na opačné straně Merkuru k jakémusi fokusovanému zemětřesení. Chaotický terén dostal svůj název podle nepravidelného rozlámaného vzhledu; podobný byste dostali, kdybyste krabicí s několika úhledně srovnanými vrstvami kostek lega několikrát silně zatřásli - uvidíte rovné linie i pravé úhly, ale nenajdete žádné pravidelné kruhové útvary, větší prohlubně ani vyvýšeniny. Nové zpracování dat družice MESSENGER (MErcury Surface Space ENvironment GEochemistry and Ranging) ukázalo, že chaotický terén naproti pánvi Caloris se proměňoval a vyvíjel ještě ~1,8÷2 Gr po zformování samotné pánve. Také se nalezly další oblasti, kde se chaotický terén vyskytuje, překrývá radiální paprsky vymrštěného materiálu starších kráterů a nenachází se naproti žádným výrazným kráterům na opačné straně planety. Možné vysvětlení spočívá v sublimaci těkavých prvků z pod povrchu planety, které způsobuje hroucení vrstev nadloží bez zřetelné kvazipravidelné struktury, jakou by provázely např. sesuvy hornin na úbočí struh vytvořených něčím tekoucím. Potvrzení přítomnosti hornin bohatých na těkavé prvky (kam patří i vodní led) by měla přinést družice BepiColombo, která se na oběžné dráze kolem Merkuru usadí před koncem r. 2025.

H. Deng publikoval výsledky numerických simulací alternativního vysvětlení nadměrné hmotnosti kovového jádra Merkuru ve srovnání s ostatními terestrickými planetami Sluneční soustavy. Vysvětlení se namísto obřích impaktů, jež oholily Merkur o významnou část jeho pláště, opírá o představu tečných přiblížení Pramerkuru a Pravenuše, ke kterým mohlo v chaotickém období formování planet několikrát dojít. Simulace ukazují, že při vhodné poloze rotačních os a vysoké rychlosti rotace obou protoplanet stačí čtyři těsná přiblížení, aby v důsledku slapového trhání Pramerkur přišel o potřebnou část pláště. Pokud nejsou sklony os a rotační rychlosti optimální, je nutných více přiblížení. Alternativní hypotéza má tu přednost, že nevyžaduje žádné podpůrné mechanismy k vysvětlení zastoupení těkavých prvků v plášti současného Merkuru. Také ukazuje, že přesun materiálu z jedné protoplanety na druhou bude nutné brát v potaz v modelování vzniku slunečních soustav.

1.1.2. Venuše

J. Greavesová aj. objevili v IR spektrech Venušiny atmosféry z observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, náhorní plošina Chajnantor, 5 km n. m., Chile; 66 antén ⌀ 12 m a ⌀ 7 m, max. základna ~16 km) a Maxwellova teleskopu (JMCT -- James Clerk Maxwell Telescope, Mauna Kea, 4 km n. m., Havaj, USA; 1 anténa ⌀ 15 m) absorpční čáry plynného fosfanu (PH₃). Fosfan se považuje za jeden z potenciálních biomarkerů, tedy znaků přítomnosti anaerobního života v atmosférách exoplanet či měsíců, neboť se vlivem UV záření rychle rozkládá a v terestrických podmínkách se nedoplňuje dostatečně rychle žádným známým geochemickým procesem. Původní odhad zastoupení fosfanu ~20 ppb (miliardtin) byl po kritice a opětovném zpracování dat z ALMy snížen na ~1 ppb. T. Encrenaz aj. prohledali archivní data přístroje TEXES na dalekohledu IRTF (InfraRed Telescope Facility, Mauna Kea, Havaj, USA; 1 anténa ⌀ 3 m), ale žádnou absorpci PH₃ nad 3 σ nenalezli, z čehož vyvozují, že koncentrace nemůže přesahovat 5 ppb. Zpracování všech dat, které potlačuje vliv zemské atmosféry na IR a mikrovlnná měření, je i nadále zdrojem pochybností, zda jsou pozorované spektrální charakteristiky skutečné.

R. Mogul aj. se podívali do archivu spekter sondy Pioneer Venus Multiprobe (NASA, 1978) a potvrdili, že i v jejích datech se slabá stopa fosfanu (nebo složitější fosforové sloučeniny) ve výškách kolem 50 km nad povrchem vyskytuje. Greavesová aj. v prvotním článku navrhli jako jeden z hypotetických zdrojů PH₃ atmosférický mikrobiální život ve výškách kolem 55 km, kde panuje přijatelná teplota. ALMA se v atmosféře Venuše nedokáže dostat blíže k povrchu než 70 km, bude proto nutné získat na další přesnější měření, nejlépe od některé z družic přímo na oběžné dráze. Indická kosmická agentura ISRO chystá právě takovou misi Šukraján 1, datum startu se však kvůli kovidové pandemii neustále posouvá; aktuální výhled je na přelom let 2025-6.

Teoretické vysvětlení dlouhodobě udržitelné superrotace Venušiny atmosféry vyžaduje, aby poledníkové (meridionální) proudění, teplotní rozhraní a hustotní vlny s velkou základnou působily jako vyvážený mechanismus, který do atmosféry neustále přenáší moment hybnosti z povrchu planety. Proudění v oblačné atmosféře nedokážeme ze Země pozorovat ani zdaleka s dostatečnou přesností a také modely pozemské atmosféry nejsou příliš k užitku, neboť nedovedou postihnout, co se děje ve vrstvě mraků tlusté 20 km. T. Harinouchi zpracovali data japonské družice Akacuki (Venus Climate Orbiter, 320 kg, velikost ~1÷1,5 m, start 20. V 2010) v UV oboru, zaměřená na proudění právě v nejvyšší vrstvě mraků v nízkých zeměpisných šířkách. Měření ukazují, že za přenos momentu hybnosti okolo rovníku jsou zodpovědné tepelné slapy, zatímco ostatní typy proudění (turbulence, zonální proudění ad.) působí proti nim a zajišťují naopak přenos momentu hybnosti opačným směrem v polárních oblastech. Stále se jedná o střípek celé mozaiky, do hustých oblak a pod ně dost dobře nevidíme ani z Akacuki a také měření v polárních oblastech nemají potřebnou přesnost.

M. Lefèvre aj. vytvořili model atmosféry ve středním měřítku, v němž je možné s využitím známé topografie Venuše a předpokládaných atmosférických vrstev a teplotních rozhraní zreprodukovat statické vlny o rozměrech tisíců km, které v nejvyšší vrstvě atmosféry Akacuki pozorovala v IR oboru. Model dokáže vytvořit prohnutou vlnu ve tvaru luku s amplitudou teploty ~1,5 K a táhnoucí se přes několik desítek stupňů zeměpisné šířky. Základem jsou terénní nerovnosti, které rychle rotující atmosféru zvedají do výšky, kde vlna prochází dvěma rozhraními ve výškách asi 18 a 30 km a konvektivní zónou ve výškách 50÷55 km. Rozhraní fungují jako frekvenční filtr, který propustí pouze ty správné vlnové délky, zatímco ty ostatní horizontálně rozptyluje do stran. V polárních oblastech se vertikální postup vlny rozpustí v silně promíchávané turbulentní vrstvě, která je v okolí pólů mocnější než u rovníku a která účinně tlumí všechny frekvence.

1.1.3. Země

Koronavirové pandemii se nelze vyhnout ani ve Žni objevů. V tomto případě se jedná o pozitivní zjištění, se kterým přišli T. Lecocq aj.: omezení pohybu lidí i zboží na celé planetě přispělo ke klidnější seismologické situaci. Lidé svou činností způsobují seismický šum převážně na vysokých frekvencích, na nichž v letech 2019-2020 došlo až k 50% poklesu. Jedná se o nejdelší a nejklidnější interval během celé historicky měřené doby. Zdrojem vibrací je především doprava, následovaná stavební činností. Pokles lidmi tvořeného seismického šumu umožnil jednak odlišení slabých přírodních signálů z větších hloubek, jednak bude po návratu civilizace do běžných kolejí možné díky znalosti přírodního pozadí určovat míru celoplanetárního lidského působení.

Y. Li, L. Vočadlo, T. Sun a J. P. Brodholt modelovali chování molekul vody v podmínkách, jaké panují na rozhraní zemského pláště a jádra, při tlacích 20÷135 GPa a teplotách 2,8÷5 tis. K. Ukázalo se, že voda je v takových podmínkách významně siderofilní; efekt sice s rostoucí teplotou klesá, ale i při nejvyšších teplotách je dostatečný, aby se voda na rozhraní přednostně rozpouštěla v železné tavenině namísto v silikátech. Vnitřní zemské jádro pravděpodobně obsahuje významně větší podíl vody, než jsme dosud předpokládali. To souhlasí s poněkud nižší průměrnou hustotou jádra, než by odpovídalo pouze slitině železa, niklu a dalších siderofilních prvků. Y. Kuwayama aj. z laboratorních měření hustoty tekutého železa při tlaku ~116 GPa a teplotě 4 350 K odvodili stavovou rovnici pro vnější zemské jádro. Pokles hustoty proti čistému železu tvoří 7,5-7,6 %, zatímco nárůst rychlosti zvuku tvoří 3,7-4,4 %.

L. Pianiová aj. nalezli možné vysvětlení původu pozemské vody při měření zastoupení deuteria a obyčejného vodíku v molekulách vody enstatitových chondritů (EC - enstatite chondrite, enstatit Mg₂Si₂O₆ patří mezi pyroxeny). Převládající hypotéza, že vodu na Zem po jejím zformování přinesly komety a uhlíkaté chondrity zpoza sněžné čáry, zastoupením D/H neodpovídá složení zemského pláště. Enstatitové chondrity mají poměr správný a zároveň obsahují dostatečné množství vnitřně vázané vody, které nevyžaduje přísun vody pouze v podobě ledových krystalků z okrajů Sluneční soustavy. Vody je v zemském nitru značné množství (přinejmenším několikanásobek všech povrchových oceánů), takže buď musela přežít období magmatického oceánu rozpuštěná v horninách hluboko pod povrchem, nebo se na Zem dostala až později. Do jaké míry k tomu mohly přispět EC, zatím není jasné; zde by měl pomoci podrobný geologický průzkum dalších terestrických planet. Zastoupení EC meteoritů ukazuje, že voda v nich obsažená mohla na Zem přinést až trojnásobek současných povrchových oceánů.

E. Ciracì, I. Velicognaová a S. Swenson spojili gravitační měření dvojice družic GRACE (Gravitational Recovery and Climate Experiment, NASA + DLR, III 2002—X 2017) s jejich následným párem GRACE-FO (GRACE Follow-On, start 22. V 2018). Úkolem obou dvojic družic je mapování odchylek zemského gravitačního pole, ovšem téměř rok a půl trvající proluka mezi měřením první a druhé dvojice neumožňuje jednoduše navázat datové řady. Autoři proto k překlenutí použili numerický klimatický model MERRA-2 (Modern-Era Retrospective Analysis for Research and Applications, Version 2), kterou na obou „koncích“ napojili na skutečná data. Výsledky ukazují, že mezi dubnem 2002 a zářím 2019 se ročně rozpustilo (281,5 ±30) Gt arktického ledu, rozpouštění se zrychluje tempem (50 ±20) Gt/r a rozpuštěné ledovce přispěly ke zvýšení hladiny oceánů o ~13 mm.

J. Pulliainen aj. použili datovou sadu GlobSnow 3.0 (Finský meteorologický ústav + ESA, 2020) k určení mocnosti sněhové pokrývky na severní zemské polokouli v letech 1980-2018. Cílem bylo zpřesnit odhady množství sezónního sněhu pro klimatické modely. Autoři porovnali svůj model s konkurenčními datovými sadami a zahrnuli korekce z fyzických měření meteorologických stanic. Pro nealpský terén severně od 40° rovnoběžky vychází vrchol hmotnosti sněhové pokrývky na (3 062 ±35) Gt; nepřesnost modelu se podařilo snížit na 7,4 %. V 39letém záznamu je patrný úbytek sněhu v Severní Americe ~46 Gt za dekádu, zatímco nad Eurasií takový trend znatelný není - meziroční a regionální rozdíly jsou výraznější.

Pozemské záblesky záření γ (terrestrial gamma-ray flash, TGF) jsou milisekundové pulsy, vznikající v silných bouřích. T. Neubert aj. zpracovali data přístroje ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS), v nichž se podařilo tyto záblesky zachytit. Ukázalo se, že záření γ generuje vedoucí záblesk několik milisekund po vytvoření bleskového kanálu mezi mraky, zatímco elfové a další ionosférické doprovodné jevy vznikají až po proběhnutí výboje v důsledku šíření elektromagnetické vlny všemi směry od blesku. TGF se projeví pouze tehdy, pokud má vedoucí výboj dostatečnou energii, a získaná data naznačují, že samotné záření γ vzniká těsně nad bouřkovým mrakem při nárůstu elektrického pole, pokud je nárůst dostatečně strmý.

A. Youngbloodová aj. pozorovali úplné zatmění Měsíce 21. ledna 2019 pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST). Ve chvíli zatmění je Měsíc osvětlen pouze světlem, které prošlo zemskou atmosférou. Autoři použili spektrograf STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) při snaze najít v blízkém UV spektru čáry ozónu O₃ - tím chtěli ověřit, že spektrální čáry O₃ bude možné použít jako biomarkery u transmisní spektroskopii atmosfér exoplanet. Získané spektrum v oblasti 300÷550 nm žádné čáry nevykázalo, což je patrně způsobené promeškáním správného okamžiku zatmění, při němž sluneční světlo prochází ozónovou vrstvou zemské atmosféry (a ne nad ní) a zároveň jeho UV složka není v této vrstvě úplně pohlcena.

M. Kaplan a S. Cengiz identifikovali nové kandidáty na spolucestující Země. Většina spolucestujících objektů ve Sluneční soustavě jsou trojáni, ale v případě Země převažují objekty na podkovovitých drahách. Velké poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 0,983÷1,017 au. Autoři se zaměřili na objekty, které jsou pravděpodobně v rezonanci 1:1 se Zemí: planetka 2016 CO₂₄₆ má librační periodu 280 r a na dráze typu podkova vydrží nejméně 900 r, těleso 2017 SL₁₆ má librační periodu 255 r a na současné dráze setrvá nejméně 3,3 kr a asteroid 2017 XQ₆₀ má librační periodu 411 r a vydrží ≥ 2,7 kr. Nejzajímavější je těleso 2018 PN₂₂, které má librační periodu 125 r, ale natolik chaotickou dráhu, že se na ní neudrží déle než 200 r. Ze zbývajících šesti těles je 5 kvazisatelitů (obíhají ve skutečnosti kolem Slunce, ale synchronně se Zemí) a jeden troján.

A. Kartashova s týmem podali zprávu o meteoroidu Ozerki, který dopadl v Rusku v regionu Lipetsk (53° s. š.; 40° v. d.) 21. 6. 2018 v 1:16 h UT (ranní hodiny místního času). Průlet atmosférou byl sledován kamerami v automobilech, statickými videokamerami, fotograficky, a dokonce i z umělých družic Země. Vstupní rychlost byla nejlépe určena kamerami na družicích: (14,9 ±1) km/s. Výška rozpadu meteoroidu 33 km; maximální jasnost ve výšce 27 km; geocentrická poloha radiantu: α = (307,5 ±3)°; δ = (43 ±3)°. Hlavní dráhové parametry: q = 0,67 au; a = 0,84; e = 0,2; i = 18°; třída: obyčejný chondrit. Rozměr (3,7 ±0,5) m; energie výbuchu (2,5 ±0,5) kt TNT; m = (94 ±20) tun.

D. Rodgers-Lee aj. modelovali změnu spektra galaktického kosmického záření v průběhu vývoje Země od času 0,6 Gr po jejím zformování. Předpokládá se, že v čase ~1 Gr mohlo být kosmické záření jedním z podstatných příspěvků ke vzniku života. Autoři použili zjednodušený model slunečního větru a spočítali pro různé rychlosti sluneční rotace, jak se mění energetické spektrum kosmického záření, které se dostane do vzdálenosti 1 au od Slunce. Ukázalo se, že naše mateřská hvězda funguje jako velmi dobrý magnetický štít. Ve všech případech dochází k útlumu počtu i energií částic proniknuvších až do oblasti zemské dráhy. Pro energie ≤5 GeV dosahuje úbytek kosmického záření až dvou řádů, pro vyšší energie je tím výraznější, čím rychleji mladé Slunce rotuje. Autoři použili svůj model na exoplanetu HR 2562b, což je teplý jupiter, obíhající mladou (~0,6 Gr) hvězdu slunečního typu ve vzdálenosti asi 20 au. Kosmické záření s energiemi 0,1÷10 GeV se v atmosféře exoplanety zcela pohltí, dosáhne-li tlak v atmosféře asi 10 Pa; to odpovídá hloubce ~100 km. Interakce velkých exoplanet s kosmickým zářením by mělo být možné pozorovat pomocí chystaného Webbova kosmického teleskopu (James Webb Space Telescope, JWST), což by zase zpětně umožnilo stanovit spektrum kosmického záření v jiných částech Galaxie a určit jeho vliv na ostatní exoplanety.

Střídání dob ledových a meziledových způsobuje změna sklonu zemské rotační osy, k níž kvaziperiodicky dochází v důsledku precesních pohybů. P. Bajová aj. spojili radiometrické datování posledních 11 odlednění se změnami sklonu zemské rotace a ukázali, že první dvě odlednění tzv. stotisícileté periody jsou od sebe oddělené dvěma cykly sklonu; k oběma došlo při stejné hodnotě sklonu, ale v opačné fázi cyklu precese. Datování krápníků z italských jeskyní rozpadovou řadou uran-olovo potvrdilo, že změna slunečního osvitu v důsledku změny sklonu rotační osy Země dobu ledovou nejen zahájí, ale také ukončí.

T. Tsujimoto a J. Baba poukázali na možnou souvislost nedávno objeveného radiálního posuvu hvězd v galaktickém disku při průchodu spirálními rameny se zcela zamrzlou Zemí („sněhová koule“, angl. snowball Earth). Autoři vyšli z předpokladu, že Slunce vzhledem k chemickému složení svému i celé Sluneční soustavy vzniklo ze zárodečného materiálu v blízkosti výdutě Mléčné dráhy, kde je metalicita vyšší než v současném slunečním okolí. Následně numericky simulovali vývoj dráhy Slunce Galaxií a ukázali, že interakce s okolními hvězdami při průchodu spirálním ramenem vede ke kmitání Slunce z ramene a zpět do něj. Simulace odhalily, že k posledním dvěma takovým událostem pravděpodobně došlo před 650 a 717 Mr, což se kryje s marianským a stuartovským zaledněním. Další podobný exces v simulacích nastal před 2,43 Gr se trefil do období huronského zalednění, při ještě starších událostech před 3,7 a 4,5 Gr o zalednění nic nevíme.

Velké vymírání na konci permu (−252 Mr) způsobily s největší pravděpodobností vulkanické výlevy, které během několika desítek až stovek tisíc let vychrlily do atmosféry enormní množství sopečného popela. V něm se vyskytují výrazně zvýšené koncentrace rtuti. S. Grasby aj. modelovali průchod rtuti z vulkanického spadu životním prostředím. Naměřené vrcholy zastoupení Hg při jednotlivých výlevech z trapů (rozsáhlý plochý sopečný výlev, moře lávy) na Sibiři dosahují hodnot až 450× vyšší než normální hladina. Model ukazuje, že trapy opakovaně vytvářely toxické šoky, které trvaly přes 1 000 let. Tyto události měly horší dopad na oceánský život, neboť většina Hg na pevnině se postupně dešťovými srážkami vymyla a spláchla do oceánů, kde se přidala k přímým usazeninám. Samotná rtuť za největší pohromu pro pozemský život podle všeho nemůže, jistě však přispěla k ostatním problémům jako vysoká teplota, překyselená oceánská voda a příliš mnoho CO₂ v atmosféře. Za své vzalo ≥ 90 % oceánských a ≥ 70 % pozemských druhů; obnova života do srovnatelné biodiverzity trvala pozemským obratlovcům ~30 Mr.

1.1.4. Měsíc

K. Wierzchos a T. Pruyne objevili malé těleso 2020 CD₃, které se před ~18 měsíci stalo novým přirozeným satelitem Země. Těleso má velikost osobního auta, o jeho složení nevíme nic. Jeho dráha je značně chaotická a je jisté, že dlouho se u Země nezdrží. Nejedná se o první zaznamenaný miniměsíc, v letech 2006-2007 se okolo nás potuloval podobný objekt 2006 RH₁₂₀. Astronomové odhadují, že těleso podobné velikosti Země zachytí a opět pustí asi jednou za dekádu.

Začátkem ledna 2019 přistála na odvrácené straně Měsíce v kráteru Von Kármán v pánvi Jižní pól-Aitken sonda Čchang-e 4 (čínská bohyně Měsíce) s vozítkem Jutu 2 („Nefritový králík“). Ch. Li aj. publikovali výsledky prvních podzemních radarových průzkumů z vozítka. Jeho radar se dokázal dostat do větších hloubek než obdobný přístroj na palubě staršího jmenovce Jutu, patřícího k sondě Čchang-e 3. Výsledky měření prvních dvou lunárních dní (= 59 d) odhalily existenci tří odlišitelných vrstev. Do hloubky ~12 m se nachází jemný regolit s občasnými většími kameny, pod nímž je vrstva tvořená velkými balvany s malou příměsí jemnozrnného materiálu, mocná také asi 12 m, a pod ní se nachází do hloubky ≥ 40 m nepravidelně se střídající vrstvy s převahou jemného prachu a velkých kamenů. H. Lin aj. zpracovali fotometrická data z vozítka a odvodili odrazivost regolitu v kráteru Von Kármán. V porovnání se vzorky přivezenými na Zem výpravami Apollo je rozptyl na povrchu materiálu z odvrácené strany výrazněji směrově závislý na úhlu osvitu a vlnové délce světla.

A. Liakos aj. zveřejnili výsledky prvních 30 měsíců činnosti projektu NELIOTA (Near-Earth objects Lunar Impacts and Optical TrAnsients, teleskop Kryoneri, ⌀ 1,2 m, Peloponés, Řecko), jehož cílem je pozorovat dopady meteorických těles na povrch Měsíce. Projekt pořizuje fotometrii 5-8 d kolem každého novu na neosvětlené části disku ve filtrech R a I. Potvrzeno bylo 79 záblesků, jež odpovídají dopadům těles s hmotnostmi 0,7 g až 8 kg a velikostmi 1÷20 cm. Na základě pozorované četnosti lze odhadnout, že na povrch celého Měsíce dopadne každou hodinu 8 meteoritů s hmotností ≤ 100 g a velikostí ≤ 5 cm; pro Zemi pak vychází přísun této meteorické látky na ~108 těles každou hodinu.

V průběhu úplného měsíčního zatmění 19. ledna 2019 dopadl na Měsíc meteorit, který vytvořil záblesk pozorovatelný pouhým okem. J. I. Zuluaga aj. shromáždili dostupný obrazový i video materiál ze 8 zemí a určili fyzikální parametry impaktu. Těleso o hmotnosti ~27 kg a velikosti 29 cm přiletělo rychlostí 14⁺⁷₋₆ km/s a dopadlo pod úhlem ≤ 38,2°. Vytvořený kráter by měl mít ⌀ ~9 m a díky přibližně známým souřadnicím by jej měly lunární družice snímkující povrch dokázat nalézt.

1.1.5. Mars

A.A. Fedorová aj. publikovali výsledky měření v atmosféře Marsu v průběhu jednotlivých ročních období. Data z přístroje ACS (Atmospheric Chemistry Suite) na palubě družice ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO, ESA + Rusko) ukázala, že v průběhu průchodu perihelem a během prachových bouří na přelomu jara a léta dochází v atmosféře k nasycení vodní parou i ve vysoké atmosféře. S. W. Stone aj. potvrzují pozorování v datech přístroje NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) na družici MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, NASA), z nichž navíc plyne, že disociace H₂O v nejvyšších vrstvách Marsovy atmosféry neprobíhá postupně, ale molekuly se rovnou rozpadají na jednotlivé atomy. To vše znamená, že únik vody z Marsu je ještě rychlejší, než se dosud předpokládalo.

D. Giardini aj. shrnuli vědecké výsledky prvního půlroku práce seismometru SEIS, jednoho z přístrojů statické sondy InSight (INterior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, NASA). Mars je seismicky aktivní, za 6 měsíců bylo zaznamenáno 174 otřesů, jež se rozdělují do dvou skupin: 150 mělo malé magnitudo a vysokou frekvenci kmitů, 24 mělo střední magnitudo 3-4 a nízké frekvence kmitů. Průběh otřesů je podobný jako na Zemi a na Měsíci. U dvou nejsilnějších marsotřesení se podařilo lokalizovat epicentrum v oblasti Cerberus Fossae, což je skupina paralelních zlomů jižně od pohoří Tartarus na Elysium Planitia. Zaznamenaná seismická aktivita ukazuje v horním plášti na existenci mezilehlé vrstvy, jež zpomaluje šíření S-vln (seismické příčné vlnění).

J.-C. Gérard aj. oznámili objev zelené emise kyslíku na čáře 557,7 nm v tenké slupce nad atmosférou denní strany Marsu pomocí přístroje UVIS (Uv and VIsible Spectrometer) na palubě TGO. Charakteristické záření jsme dosud znali pouze ze Země jako zelenou složku polárních září a zelený přísvit nad viditelnou atmosférou z fotografií z ISS. Kromě viditelné čáry zachytil spektrograf ještě UV čáru na vlnové délce 297,2 nm; poměr jasností obou čar je 16,5:1 a zůstává konstantní, což je důležité pro kalibraci optických a UV spekter. Zvýšená emise se objevuje ve výškách 80 a 120 km na povrchem a volný kyslík se v těchto výškách vyskytuje díky disociaci molekul CO₂.

K Marsu odstartovaly nedlouho po sobě tři průzkumné mise. Americká sonda Perseverance (NASA) je další generací marsovského vozítka, vybavená přístroji pro spektroskopii, vrtání a chemickou analýzu hornin a pochopitelně několika kamerami. Součástí mise je autonomní dron (vrtulníček), jehož hlavním cílem je ověřit schopnost letu v řídké marsovské atmosféře. Čínská mise Tchien-wen 1 („Nebeské otázky“, CNSA) není jen oběžnicí nebo statickou sondou, ale rovnou se jedná rovněž o rover. Číňané jsou skoupí na technické podrobnosti (a to dokonce i v době psaní tohoto článku, tedy po úspěšném přistání), očekává se podobné vybavení, jaká mají čínská vozítka na Měsíci, tedy podzemní radar, spektrografy, samozřejmě barevné kamery a základní přístroje pro měření teploty, tlaku a vlastností větru. Spojené arabské emiráty vypravily k Marsu družici Misbar Al-Amal („Naděje“, UAESA), čímž se stanou pátou zemí na světě, která tam dopraví svou oběžnici. Projekt představuje spolupráci odborníku z USA, Japonska a Indie a překvapivě víc než třetinu týmu tvoří ženy, včetně nejvyšších pozic. Družice bude provádět spektrometrii i fotometrii povrchu se zaměřením na UV a IR obory spektra.

1.1.6. Jupiter

H. Beckerová aj. zpracovali fotometrická data družice Juno (NASA, start 2011) s ohledem na četnost a intenzitu zachycených blesků. Kamery družice jsou schopné rozlišit záblesky trvající pouhé jednotky milisekund a oddělené od sebe desítky ms, které byly pro předchozí sondy neviditelné. Energie těchto blesků vychází na 10⁵÷10⁸ J, což je srovnatelné s pozemskými hodnotami; dříve zachycené jupiterovské blesky měly energie o 2-3 řády větší. Autoři odvozují četnost blesků v Jupiterově atmosféře na ~6×10⁻²/km²/r, o ~1 řád více než dosud. Také je zřejmé, že některé blesky mají malou zábleskovou plochu, tedy musejí vznikat ve vrstvě nad tlakem ~2 bar - pokud by vznikaly níže, jejich záření by se ve vyšších vrstvách rozptýlilo a my bychom je nezaznamenali. Ve vysoké atmosféře se nevyskytuje tekutá voda, musí tedy existovat několik mechanismů, jimiž blesky na Jupiteru vznikají.

T. Ronnet a A. Johansen provedli sérii numerických simulací vzniku měsíčních systémů kolem velkých planet. V modelech formování planet kolem nich vznikají převážně plynné cirkumplanetární disky, z nichž je nemožné poskládat např. galileovské měsíce. Autoři si povšimli, že na vnější straně cirkumplanetárního disku (vnější ve smyslu vzdálenější od hvězdy) dochází k obrušování planetesimál, a napadlo je spočítat, zda je možné touto cestou do cirkumplanetárního disku nechat přitékat látku v podobě částic prachu. Ukázalo se, že to funguje velmi dobře: jakmile se prach dostane do cirkumplanetárního disku, začne se opět spojovat do oblázků a formovat praměsíčky, které rychle migrují do vnitřní části cirkumplanetárního disku a usadí se v orbitálních rezonancích. Klíčem ke vzniku hierarchických systémů těles je rozbití planetesimál na menší kusy látky, které má cirkumplanetární disk možnost zachytit.

N. Oberg aj. propočetli vliv záření čerstvě zažehnutého Slunce na cirkumplanetární disk Jupiteru ve chvíli, kdy Jupiter vytvořil v protoplanetárním disku prstencovou mezeru. Fotoevaporace, neboli vymetání lehkých částic z proluky vytváří na cirkumplanetární disk trvalý tlak. Část lehkých částic se v disku třením zachytí, ale většina se přičítá k tlaku samotného záření; připomeňme si, že mlaďounké Slunce intenzivně září v UV oblasti spektra. Sebemenší pokles hustoty cirkumplanetárního disku se proto začne rychle zvětšovat, což během ~10 Myr jednak „ukrojí“ jeho vnější části, jednak vyfouká mezery mezi praměsíčky, čímž urychlí zachycení v dráhových rezonancích.

G. Lari aj. propočetli pravděpodobnou budoucnost nejvzdálenějšího Galileova měsíce, Callisto. Ganymedes se od Jupiteru zvolna vzdaluje a dříve či později se s Callistem dostane do rezonance 2:1. To vyvolá dočasný chaos, po němž nastávají dva typické scénáře: série rezonancí 2:1 mezi dvojicemi měsíců (Io-Europa, Europa-Ganymedes, Ganymedes-Callisto), nebo rezonance 2:1 Io-Europa a 4:2:1 rezonance mezi některými ze 4 měsíců, nejčastěji v podobě Europa-Ganymedes-Callisto. První scénář je o něco častější a také stabilnější než druhý. Ve všech případech Callisto skončí v rezonanci; autoři odhadují, že k tomu dojde nejpozději za 1,5 Gr.

1.1.7. Saturn

D. Ni použil model čtyřvrstvého tělesa, vypůjčený z fitování vlastností Jupiteru pro data družice Juno, na modelování vnitřku Saturnu na základě gravitačních měření sondy Cassini v průběhu posledních 22 obletů kolem planety, tzv. Grand finale. Hodnoty koeficientů J₆-J₁₀ jsou větší, než by odpovídalo pevnému nitru tělesa. Autor provedl sérii simulací, v nichž se snažil najít pravděpodobnou konfiguraci vnitřností Saturnu. Ukázalo se, že modely jsou vysoce citlivé na chemické složení jednotlivých vrstev; zvětšování koeficientů v modelu obecně pomáhá zvyšování rychlosti rotace nejspodnější vrstvy (jadérka). Vybrat preferenční model zatím není možné bez lepších znalostí chemického složení atmosféry planety. K podobným závěrům dospěli N. Movshovitz aj., kteří modelovali vnitřek Saturnu bayesovskou inferencí na základě Markovových řetězců náhodných modelů. I z jejich simulací vychází jako pravděpodobná existence (nejméně) dvouvrstvého jádra s výraznou diferenciální rotací.

V. Lainey aj. oznámili objev vzdalování Saturnova největšího měsíce Titanu od planety výrazně vyšší rychlostí, než odpovídá standardně přijímanému modelu, podle něhož dráhová expanze probíhá nepřímo úměrně mocnině vzdálenosti 11/2. Hodnota (112 ±20) mm/r je téměř o 2 řády vyšší než by odpovídala jednoduchému modelu slapů v Saturnu. Autoři proto navrhují model, který do působení slapů započítává dráhové rezonance Titanu a 5 dalších měsíců. Model ukazuje, že rezonance působí jako urychlovač migrace pro větší a hmotnější měsíce (Titan, Rhea). Z modelu také plyne, že Titan vznikl někde v 1/4 současné vzdálenosti od planety a že za ~5,5 Gr se od Saturnu pravděpodobně odpoutá úplně. Autoři upozorňují na potřebu zahrnout působení dráhových rezonancí také do slapových modelů exoplanetárních systémů, zejména pro vícenásobné hvězdy.

M. Zannoni aj. zpracovali data ze tří průletů (z celkem pěti) sondy Cassini kolem Saturnova měsíce Dione, kdy bylo možné díky radarovým odrazům přesně určit dráhu sondy a z ní odvodit gravitační pole měsíce. Rozvoji pole dominují koeficienty J₂ (~1,496×10⁻³) a C₂₂ (~3,648×10⁻⁴), jejich poměr (4,102 ±0,044) je o ~17 σ mimo teoretickou hodnotu 10/3, plynoucí z předpokladu tělesa v hydrostatické rovnováze na synchronní dráze kolem planety. Autoři proto navrhují model třívrstvého tělesa - dostupná data však neumožňují rozhodnout, zda se s určitostí jedná o Airyho typ tělesa, byť simulace tuto variantu preferují. Airyho rovnováha odpovídá tvrdé ledové povrchové slupce s prostřední vrstvou s vyšší hustotou a nižší viskozitou, tj. podpovrchovým oceánem. Také není možné s jistotou rozhodnout, zda má Dione tlustou krustu a mělký oceán, anebo obráceně; první varianta je o něco pravděpodobnější.

A. Nakajima aj. využili numerické simulace mnoha těles ve snaze vysvětlit dráhovou konfiguraci Saturnových středních měsíců (Mimas--Tethys v rezonanci 4:2, Enceladus--Dione v rezonanci 2:1, ovšem žádná společná frekvence). Do výpočtů zahrnuli gravitační působení Saturnových prstenců a neelastické srážky jednotlivých částic. Ukázalo se, že disk se rozvlní hustotními vlnami o nízké frekvenci a vzniknou také spirální ramena. Tyto vlny zpětně působí na měsíce středních velikostí natolik efektivně, že dvojici těles v rezonanci zabrání, aby se zachytila ve společné rezonanci s další dvojicí.

1.1.8. Uran, Neptun

Nízká zářivost Uranu je jednou z přetrvávajících záhad Sluneční soustavy. A. Vazan a R. Helled se pokusili vysvětlit neadiabatické chování planety pomocí modelu postupných chemických gradientů houstnoucí atmosféry, které fungují jako tepelné rozhraní. Vyhovujících modelů je několik, společnou vlastnost mají v tom, že konvektivní zóna se omezuje na samotné jádro, které musí být v důsledku nemožnosti předat teplo nadložním vrstvám velice horké. Modely postupného gradientu složení také ukazují, že celkové složení Uranu je velice blízké původnímu složení pramlhoviny, z níž Sluneční soustava vznikla; v planetě dokonce existuje nediferencovaná vrstva, v níž jsou prvotní horniny promíchané s ledem. S modelem souhlasí vysoká metalicita Uranovy atmosféry i chaotické a slabé magnetické pole.

D. Li aj. se inspirovali možností záchytu jedné složky dvojhvězdy osamocenou hvězdou při těsném průletu a zkusili spočítat, zda by bylo možné si podobným způsobem předávat měsíce mezi jednotlivými planetami ve Sluneční soustavě. Simulace mnoha těles pro Neptun coby zachycující těleso ukázaly, že průměrná pravděpodobnost takového zachycení při blízkém setkání dosahuje ~10 %, pokud Neptun „vpadne“ do hájemství planety s více měsíci; představme si Saturn či Jupiter ve vzdálenosti ~20 R_Nep s rodinou 10-30 měsíců (D. Li a A. Christou v další práci). Většina zachycených měsíců skončí na drahách s vysokou excentricitou, z nichž asi polovina se posléze zkruhovatí a nezávislá polovina je retrográdních. Ostatní zachycené měsíce zůstanou na vzdálených a excentrických drahách s velice různými sklony drah. Scénář dobře umožňuje vysvětlit vlastnosti Neptunových měsíců Tritonu a Nereida, a to dokonce i při jednom dvojitém (nepříliš pravděpodobném) záchytu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa

K. Arimatsu aj. publikovali výsledky pozorování zákruty hvězdy Plutem 17. VII 2019 pomocí japonského 0,6m teleskopu univerzity Tohoku (Haleakala, Havaj). Pozorovaná světelná křivka souhlasí s atmosférickým modelem trpasličí planety, ovšem s nižší hodnotou tlaku pro referenční poloměr 1 215 km. To je o 21⁺⁴₋₅ % nižší hodnota než změřená v r. 2016. Pokles není statisticky významný (~2,4 σ) a vyžaduje další potvrzení. Autoři pozorovaný trend vysvětlují vymrzáním dusíku N₂ z atmosféry a jeho ukládáním na dno pánve Sputnik Planitia, kam v důsledku změny ročního období nedosáhne sluneční svit. Naměřený pokles je větší, než předpovídá teoretický model.

T. Bertrand aj. simulovali počasí na Plutu a s překvapením zjistili, že v důsledku postupné změny ročních dob dochází k otočení rotace větru. Zmrzlý dusík na osvětlené části Sputnik Planitia sublimuje, na neosvětlené části namrzá. V průběhu jara na severní polokouli je nejsevernější část Sputnik Planitia trvale osvětlená, zatímco na jižní je v noci tma. Na osvětlené části planiny plyn vystoupá do větších výšek a v důsledku gradientu tlaku zamíří na jih. To vytváří trvalý tok dusíku severojižním, který se v důsledku Coriolisovy síly zpomaluje vůči rychlosti rotace trpasličí planety a vytváří proudění směrem na západ, tedy proti směru rotace Pluta.

M. Rozner aj. modelovali vznik páru Pluto-Charon jako důsledek postupného vývoje původně volně vázané dvojice s velkým sklonem dráhy vůči ekliptice. Simulace tří těles (Slunce, Prapluto, Pracharon) ukazují, že velká část kombinací počátečních podmínek vede ke srážce, která nevyžaduje ladění vzájemných parametrů, nutné u předpokládané náhodné přímé srážky dvou zcela nezávislých těles. V modelu „splývající“ dvojice se obě tělesa srážejí únikovou rychlostí vázaného systému, což přirozeně vysvětluje nízkou rychlost srážky.

Podvojnost těles není ani mezi menšími tělesy Sluneční soustavy ničím výjimečným. Známe 6 kontaktních dvojitých komet, 127 blízkozemních planetek (55 z nich kontaktních), 180 dvojplanetek hlavního pásu (11 z nich kontaktních), 3 Jupiterovy Trojány a nejméně 115 transneptunských objektů (TNO, z nich 14 kontaktních). Známe dokonce i podvojné krátery, vzniklé současným dopadem vzájemně se obíhající dvojice planetek. Stejně jako se liší jednotlivé dvojice (velikosti, vzdálenosti, oběžné doby a sklony drah), tak se liší jejich původ. Některé páry vznikly roztržením křehkého původního tělesa v důsledku roztáčením pomocí YORP efektu (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack), některé jsou pozůstatkem srážek v hlavním pásu planetek, jiné gravitačním zachycením a některé patrně i zformováním z primární látky protoplanetárního disku. Zastoupení dvojic mezi TNO se podle všeho značně liší podle velikosti těles - čím větší složky páru, tím více dvojic mezi všemi objekty; zatím není jasné proč a také je třeba brát tento závěr s rezervou, statistika TNO zatím ani zdaleka není úplná.

Přenos většiny dat ze sondy New Horizons trval více než rok po průletu kolem tělesa 2014 MU₆₉ s finálním názvem Arrokoth („obloha“ v pauhatánštině; původní název Ultima Thule byl kvůli nevhodným konotacím zavržen). J. R. Spencer aj. (78 spoluautorů) v sérii článků v časopisu Science shrnuli dosavadní poznatky. Těleso sestává ze dvou částí, jež se navzájem dotkly rychlostí ≤ 4 m/s, zdánlivě plošší část není ve skutečnosti zcela plochá, má zploštělou jen jednu stranu. Největší rozměr dvojice činí 36 km, celý objem tělesa by se vešel do koule o ⌀ ~18,3 km. Terénní nerovnosti nepřesahují 0,5 km na výšku / hloubku, na tělese se podařilo jistě identifikovat 10 kráterů (pravděpodobně ~40), z nichž největší Maryland má ⌀ ~7 km. Do vzdálenosti 8 tis. km se nenachází žádný měsíček s velikostí ≥ 180 m. Na povrchu se podařilo identifikovat spektrální čáry metanolového (CH₃OH) a vodního ledu a zatím neurčenou směs tholinů (dusíkatých organických sloučenin). Noční strana září v IR oboru s intenzitou odpovídající teplotě (29 ±5) K.

1.2.2. Trojáni a Kentauři

D. Nesvorný, D. Vokrouhlický aj. si povšimli, že ~15 % světelných křivek pozorovaných sondou Kepler v rámci fáze K2 u Jupiterových Trojánů vykazuje pomalou rotaci s periodami ≥ 100 h. Pokusili se spočítat pravděpodobnost, že tato tělesa vznikla ve vzdálenostech ~20÷30 au jako složky dvojplanetek a dostala se do dráhové rezonance 1:1, následně byla dvojice rozbita impaktem nebo poruchami velkých planet a jedna složka se zachytila jako Troján a přežila dostatečně dlouhou dobu s udržením pomalé rotace. K vysvětlené celé pozorované populace by bylo třeba, aby se ~15÷20 % všech těles za Neptunem s průměrem ≥ 15 km a ≤ 50 km zformovalo jako dvojice stejně velkých a těžkých objektů, a to s poměrem velké poloosy dráhy vůči průměru tělesa ≥ 6 a zároveň ≤ 15. Navržený mechanismus se hodí nejen pro Trojány, ale pro všechna malá tělesa s pomalou rotací.

L. Zhou aj. numericky simulovali vývoj Uranových Trojánů s cílem najít, zda existují typy drah, které jsou dlouhodobě stabilní. Ukázalo se, že existují dvě skupiny sklonů drah (0-14° a 32°-59°; v každé skupině se nachází tenké pásmo nestability), které vydrží; žádná dráha není typu podkova, Troján se udrží vždy jen na straně „svého“ Lagrangeova bodu. Po přepočtu na pravděpodobnost přežití planetární migrace (ve dvou variantách trvání: 1 Mr, anebo 10 Mr) a počty zachycených těles v libračních bodech vychází pravděpodobnost přežití doby trvání Sluneční soustavy pro 3,81 % Uranových Trojánů. Z této skupiny tvoří 95,5 % tělesa na drahách se sklonem ≤ 7,5°; migrace velkých planet se však jeví jako mocný inhibitor většiny takových drah.

K. Wierzchos a M. Womack využili pozorovací čas na 10m radioteleskopu SMT (SubMillimeter Telescope) na Arizonské radioobservatoři (Mt. Graham, Arizona, USA) a po dvě čtvrtletí sledovali v čáře CO vývoj jasnosti komety 29P/Schwassmann-Wachmann a srovnali získané jasnosti s vizuálním pozorováním. Zdvojnásobení produkce úniku CO z tělesa v únoru 2016 nedoprovázel žádný výron prachu po následujících nejméně 10 d. Přiblížení 29P k perihelu v r. 2019 způsobilo nárůst jasnosti prachové komy o ~45 %, zatímco produkce CO se viditelně nezměnila, podobně jako u dvou výronů prachu o rok dříve. Vše ukazuje, že zmrzlý plyn a prach se a) nacházejí v jiných oblastech tělesa, b) uvolňují různými cestami, resp. plyn přednostně uniká poréznějším materiálem. Velmi pravděpodobně platí obě možnosti zároveň.

1.2.3. Obecné studie o planetkách

J. Ďurech aj. použili světelné křivky planetek pozorovaných v rámci přehlídky ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) k hledání pravděpodobného tvaru metodou inverze světelné křivky. Autoři vybrali objekty, pro něž bylo k dispozici alespoň 100 jednotlivých fotometrických měření (~100 tis.) v rozmezí let 2015-2018, a nechali spočítat různé modely. Vybrali ty nejvhodnější a unikátní (dle měřítek projektu Asteroid@home), čímž získali ~2 750 modelů, z toho asi 1 800 zcela nových. Přibližně polovina z nich jsou jen částečné modely bez určení sklonu rotační osy vůči ekliptice. Pro dostupné modely dále vypočetli barevné indexy pro azurový a oranžový filtr, jaký používá přehlídka ATLAS. Jedná se o první inverzi fotometrie této přehlídky, která nadále pozoruje. Další data umožní opětovné zpřesnění modelů a rozšíření na další tělesa, pro která v první sadě nebyl dostatek dat.

B. Yang aj. se zaměřili na tělesa rodiny planetky (31) Euphrosyne, kterou považují za důležitý zdroj blízkozemních planetek s nízkým albedem. Mateřské těleso rodiny by mohlo být jednou z prvotních planetesimál, z nichž vznikly terestrické planety Sluneční soustavy. Autoři využili IR spektroskopii z teleskopu IRTF a simulace mnoha těles dohromady s hydrodynamickými simulacemi k určení vlastností fyzických vlastností i pravděpodobného původu. Spektroskopie ukazuje, že všechna tělesa jsou si velmi podobná a pocházejí z velice homogenního mateřského tělesa. Numerické simulace ukazují, že větší tělesa rodiny vznikla gravitační reakumulací, a odvozené stáří rodiny vychází 280⁺¹⁸⁰₋₈₀ Mr, což je nižší než předchozí odhady.

N. V. Emelyanov a A. E. Drozdov publikovali katalog přesných parametrů drah 62 měsíců planetek. Pro každý měsíc získali 5-114 astrometrických záznamů, z nichž odvodili efemeridy. 13 měsíců obíhá kolem těles hlavního pásu, 2 jsou Jupiterovi Trojáné, ostatní jsou transneptunská tělesa. Autoři porovnali své výsledky s dostupnou literaturou a ukazují, že dobré přesnosti efemerid je možné dosáhnout pouze s využitím kovariantních matic parametrů.

P. Fatka, P. Pravec a D. Vokrouhlický studovali opakovaný rozpad v důsledku překročení rotační stability vlivem YORP efektu pro tělesa(11842) Kap'bos, (14627) Emilkowalski,(63440) 2001 MD₃₀ a (157123) 2004 NW₅. Představa je taková, že tepelný jev roztáčí mateřské těleso stále rychleji, až překročí mez pevnosti materiálu a rozpadne se na kusy, které odnosem momentu hybnosti rotaci na čas zpomalí, ale po nějaké době se situace opakuje; mateřské těleso se i bez přispění srážek rozpadá na stále menší a menší tělesa, u nichž se proces postupně uplatňuje také. Simulace ukázaly dobrou shodu s vlastnostmi rodin Kap'bos a 2001 MD₃₀. Pro těleso Emilkowalski vychází doba k dosažení kritické rotační rychlosti příliš veliká, autoři na základě přítomnosti prachu v okolí těles rodiny navrhují hypotézu, že se jedná o kometární jádro. Konečně pro rodinu 2004 NW₅ vychází shoda modelu s kritickou rotační rychlostí primárního tělesa, ale sekundární tělesa by neměla dost energie na únik. Buď se jedná o chybně určené vlastnosti sekundárů, anebo je skutečně primárním tělesem jiný, zatím neznámý objekt.

1.2.4. Planetky hlavního pásu

A. Nathues aj. využili závěrečné fáze kosmické sondy Dawn při jejím přiblížení k planetce (1) Ceres, kdy těsně před vyčerpáním paliva zamířil sonda do vzdálenosti pouhých 35 km nad povrchem Cerery. Sonda se soustředila zejména na prohlídku pozoruhodného impaktního kráteru Occator o průměru 92 km na 20° severní šířky, jenž je starý 22 mil. let. Již od chvíle, kdy byla Ceres snímkována přibližující se sondou s dostatečným rozlišením, rozpoznali astronomové v nejhlubší části kráteru světlé skvrny s vysokým albedem. Rozbor snímků z nízké výšky prokázal, že kryovulkanismus stále pokračuje, protože rozložení a intenzita skvrn kolísá a na Cereře je řada kryovulkánů různého stáří. Dosavadní výsledky ukazují, že kryovulkanická aktivita trpasličí planety začala v čase ≤ 9 Mr a trvala několik miliónů let. Na dno kráteru se dostávala zespodu solanka (roztok chloridu sodného ve vodě). Přitom se dosud nepovažovalo za myslitelné, že by Ceres měla mít vnitřní oceán. Slapové síly na ohřev tekuté vody nestačí, protože Ceres je daleko od podstatně hmotnějších planet a má příliš malé rozměry, aby se led mohl ohřívat rozpadem radioaktivních prvků. Podzemní oceán bude mít jinou strukturu, voda bude promíchána s kamením, ale na povrchovou aktivitu to stačí. M. Formisano aj. rovněž dospěli k závěru, že v nitru planetky Ceres se nachází velké množství vodního ledu. Proto je střední hustota planetky tak nízká: 2,162 × voda. Nad kamenným jádrem planetky se nachází tlustá vrstva ledu. Vrstvy jsou částečně diferencované, ale konvekce tepelné energie patrně funguje jen zřídka a nedostatečně. Naproti tomu chemická konvekce je zdrojem kryovulkanismu.

W. Neumann aj. ukázali na podivuhodnou strukturu Cerery, jež souvisí s jejím vznikem ve vnějším pásu planetek za Neptunem. Mezi její nediferencovanou kůrou a jádrem se prostírá vodní oceán. Tepelné poměry na rozhraní kůry a vodního oceánu umožňují existenci různých solných roztoků v hloubce ≲ 10 km. K podobným závěrům dospěly další výzkumné týmy C. Raymonda a R. S. Parka. J. Castillo-Rogezová a M. Rayman porovnávali výsledky zkoumání obou planetek sondou Dawn. Podle jejich úsudku protoplaneta Vesta pozorovaná sondou Dawn zblízka v letech 2011-2012 zůstala trvale v téže vzdálenosti od Slunce, kde vznikla. Naproti tomu Ceres migrovala z velké dálky, protože tomu odpovídají odlišné chemické poměry. Ceres má přebytek uhlíku a dusíku, což je typické pro objekty na periferii planetární soustavy. Překvapivé výsledky analýz u Cerery jsou podle společného mínění všech autorských kolektivů podnětem pro vyslání další sondy, která by na Cereře mohla přistát a provádět výzkum in situ. Každý vodní podpovrchový oceán může být vhodný pro vznik aspoň jednobuněčných živých organismů, takže Ceres může soupeřit jak s Marsem, tak i s Enceladem a Europou. Také T. Burbine a R. Greenwood plédují za novou misi k Cereře právě proto, že je to přistěhovalec z Edgeworthova-Kuiperova pásu do dnešní polohy doslova za rohem.

F. Roig a D. Nesvorný se věnovali chronologií a rozložení velikosti kráterů na Cereře a Vestě, jak je zblízka snímkovala sonda Dawn. Pokryli chronologií celou dobu existence Sluneční soustavy, jejíž současné stáří je 4,56 mld. let. Kalibrovali chronologii současným stavem a srovnali teorii s pozorováním počtu a velikostí impaktních kráterů na zmíněných planetkách. Autoři zjistili, že chronologie impaktních kráterů na Cereře a Vestě se prakticky shodují, ale zřetelně se liší od chronologie impaktních kráterů na Měsíci. Model velmi dobře souhlasí s počtem a velikostí kráterů s průměrem >90 km pro Vestu, ale nadhodnotil počet velkých kráterů pro Cereru. Obří kráter Rheasilvia na Vestě pravděpodobně vznikl během poslední miliardy let před současností.

V. Lowryová aj. se zabývali chronologii Jarkovského efektu pro malou srážkovou rodinu Clarissa, jež je tvořena původními planetkami typu C. Rodina se nachází v dynamicky stabilní zóně vnitřního pásu planetek. Autoři odhadli, že drolení rodiny probíhalo při vystřelovacích rychlostech ≲ 20 m/s při typické velikosti úlomků ≃ 2 km. Kolem 80 % úlomků rotuje retrográdně a jejich průměrná hustota převyšuje hustotu vody 1,5×. Stáří rodiny Clarissa se pohybuje kolem (56 ±6) mil. let. Je to poprvé, co byla chronologie vzniku rodiny použita pro rodinu mladší než 100 mil. let.

M. Marsett s týmem upozornili na rozpor v hustotě planetky (2) Pallas, jež podle dosavadních měření má buď hustotu 2,16×voda, anebo 3,16×voda. Autoři pořídili snímky planetky pomocí pokročilé adaptivní optiky kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet RESER VLT (ESO). Na povrchu planetky spatřili řadu impaktních kráterů s rozměry >30 km. Vznik velkých impaktních kráterů lze vysvětlit vysokou výstředností (e = 0,23) dráhy planetky a šikmým sklonem (i = 35°) k ekliptice. Proto je průměrná rychlost střetu s úlomky jiných planetek vysoká (11,5 km/s) v porovnání s průměrnou rychlostí střetu v rovině hlavního pásu a v kruhové dráze (5,8 km/s). Odtud pak autorům vyšla střední hustota materiálu planetky 2,9×voda, což odpovídá typickým uhlíkatým chondritům. M. Cavalcaová aj. se zabývali možností, že kolem planetky obíhá kvazisatelit o poloměru 0,125 ÷ 1 km, který by mohl představovat komplikace v případě, že by tuto významnou planetku měla navštívit kosmická sonda. Protože nepoměr hmotností planetky a kvazisatelitu je veliký, nelze řešit problém pomocí Keplerových zákonů. Autoři proto řešili otázku bezpečnosti kosmické sondy a zjistili, že oběžné dráhy sondy mohou mít dvě možnosti, jak bezpečně pozorovat planetku bez rizika střetu s kvazisatelitem, a to buď vysoké nebo nízké oběžné dráhy. Mezi nimi je mezera, kde by byla kolize během měsíce velmi pravděpodobná.

P. Vernazza s týmem se věnovali planetce (10) Hygiea, což je čtvrtá největší planetka hlavního pásu, jež se svou kulatostí velmi podobá planetce Ceres. I tuto planetku autoři pozorovali pomocí aparatury SPHERE s úhlovým rozlišením 20 miliarcsec v červeném pásmu spektra. Planetka má ekvivalentní poloměr (217 ±7) km, čemž odpovídá střední hustota 1,94×voda. Autoři dále zjistili, že rotační perioda dosahuje jen 13,8 h; je tedy poloviční vůči staršímu údaji. Před více než 2 mld. let prodělala těžkou srážku s projektilem o průměru ~110 km. Hygiea jeví vysokou kulatost tvaru shodnou s Cererou, takže by se mohla kvalifikovat na druhou trpasličí planetu v hlavním pásu planetek.

Také J. Hanuš s týmem využili kamery SPHERE k zobrazení páté největší planetky hlavního pásu (704) Interamnia (italsky Meziříčí). Navzdory své velikosti (ø 335 km), která překlenula mezeru mezi čtyřmi největšími planetkami a větším počtem planetek s průměry ≤ 200 km, nebyla dosud dostatečně prozkoumána. Pořídili 13 sekvencí snímků kamerou a doplnili je o archivní pozorování zákrytů hvězd planetkou (704). Kombinací obou databázi získali autoři efektivní průměr (333 ±6) km a střední hustotu (2,0 ±0,7) × voda. To znamená, že tato planetka obsahuje vyšší procento vody podobně jako Ceres a Hygiea.

M. Ferrais s týmem využili aparatury SPHERE/ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter) k prozkoumání parametrů planetky (16) Psyche, která se má stát cílem budoucí kosmické sondy NASA. Jde o planetku bohatou na kovy. Kamera SPHERE/ZIMPOL pořídila kvalitní snímky s vysokým úhlovým rozlišením, z nichž vyplynula průměrná hustota (4,2 ±0,6) × voda. Rotační perioda planetky činí 4,2 h, ale to neodpovídá zploštění Jacobiho elipsoidu vystihujícího tvar planetky a odpovídá kratší rotační periodě ~3 h. Autoři zpomalení přičítají zbrzdění rotace při velkém impaktu, kdy už mohlo být jádro planetky zmrzlé, ale kdy ještě se uvolňovalo teplo při radioaktivním rozpadu ²⁶Al s poločasem rozpadu 7,2×10⁵ let. Planetku Psyche pozorovali radarem T. Moura s týmem. Připomněli, že jde o jednu z nejhmotnějších planetek, neboť obsahuje významné množství Fe a Ni. Průměr planetky 230 km umožňuje odhadnout, že jde o kovové jádro planety, jejíž plášť byl rozmetán sérii silných impaktů.

B. Yang s týmem pozorovali binární planetku (31) Euphrosyne. Jde o mateřské dvojtěleso velké rodiny planetek, jež se vyznačuje polohou ve vnějším okraji hlavního pásu a výrazným sklonem k ekliptice. I tento tým využil vynikajících parametrů aparatury SPHERE/ZIMPOL u teleskopu VLT (ESO). Rovněž tato planetka se vyznačuje přesnou kulatostí (0,9888) a na svém povrchu nemá žádné velké impaktní krátery. Svým průměrem (268 ±6) km patří do první desítky největších planetek hlavního pásu. Planetka má navíc měsíček objevený v r. 2019 o průměru asi 4 km, jenž se pohybuje po kruhové dráze. Autoři odvodili hustotu planetky (1,665 ±0, 242) × voda. To znamená, že v nitru planetky se nachází vodní led a planetka je patrně i částečně pórovitá. Její téměř dokonalá kulatost vznikla patrně stejně jako u planetky Hygiea obroušením impakty.

O. Ivanova s týmem sledovali chování aktivní miniaturní (ø 5÷6 km) planetky vnitřního hlavního pásu (6478) Gault, jež patří do rodiny planetek (25) Phocaea a budí v posledních letech pozornost svou příležitostnou aktivitou, když vytváří nápadnou dlouhou a úzkou prachovou vlečku. Pozorovali ji od 15. I. do 28. III. 2019, kdy se planetka pomalu přibližovala ke Slunci (2,46÷2,30) au a výrazněji k Zemi (1,79÷1,42) au. Snímky v širokopásmových filtrech B, V, R stále ukazovaly prachovou vlečku. Všechny snímky byly pořízeny dalekohledy s průměry zrcadel 0,6; 1,3 a 2,5 m na kavkazské horské observatoři. Autoři též změřili velmi rychlou rotaci planetky (1,8 h). jež podporuje výtrysk. Následně A. Carbognani a A. Buzzoni pozorovali planetku v oblouku oběžné dráhy pro fázové úhly (12÷21)°; tj. březen až duben 2019. Obdrželi však téměř dvojnásobnou délky rotační periody 3,34 h. Během dubna prachová vlečka modrala, což souvisí s tím, že vlastní povrch tělesa je zbarvený domodra.

V. Alí-Lagoa aj. využili infračervené družice Herschel pracující ve filtrech 70, 100 a 160 μm a přesných tvarů planetek pro určení tempa tepelné setrvačnosti 12 největších planetek hlavního pásu. Filtry družice Herschel sice neodpovídaly maximu záření planetek, ale měření přesto výrazně zpřesnila teplotní křivky planetek během vzdalování a přibližování ke Slunci.

E. Podlewska-Gaca a tým využili databáze družice Gaia k odvození fyzikálních parametrů stovek větších planetek hlavního pásu. Pro celý soubor získali autoři dobré údaje o jejich geometrických průměrech. Následně vybrali 13 největších planetek, pro něž sestrojili modely 3D a jejichž hmotnosti jsou nyní známy s přesností lepší než 10 %. Pro tyto planetky jim také pomohla měření zákrytů hvězd planetkami. Odtud se dají zlepšit i údaje o střední hustotě planetek, což je nakonec ta nejdůležitější charakteristika každé planetky.

1.2.5. Křížiči

D. Seligman a G. Laughlin konstatovali, že objekt 1I/2017 U1 (´Oumuamua) byl první makroskopický objekt o rozměru 100 m, jenž prolétal vnitřní částí Sluneční soustavy po otevřené hyperbolické dráze. Během průletu jeho jasnost periodicky výrazně kolísala. Nejevil však žádnou stopu po komě nebo molekulární emisi plynu. Přesto se při odletu od Slunce pozorovalo negravitační urychlování, jež však neodpovídalo svou velikostí sublimaci vodního ledu, jak tomu bývá u planetek nebo komet s odpařováním ledu. Podle názoru autorů lze však tempo urychlování vysvětlit vyšším obsahem molekulárního ledu vodíku (H₂) uloženého pod povrchem tělesa. Když autoři rekonstruovali zpětně i rychlost příletu tělesa ke Slunci, dostali velmi dobrý souhlas s mechanismem odpařování H₂ během pozorované trajektorie a negravitační síly. Autoři tak dospěli k názoru, že objekt U1 vznikl před 100 milionem let při velmi nízké teplotě 3 K v obřím molekulovém mračnu a odtud se vydal na otevřenou cestu vesmírem.

J.X. Luuová aj. připsali neobvyklé vlastnosti objektu 2017 U1 fraktálnímu prachovému slepenci („prachovému králíkovi“), jenž se vytvořil ve vnitřní komě rozpadající se komety v Exo-Oortově oblaku komet. Tam jsou příznivé podmínky pro nabírání prachových částic. Nakonec vznikne fraktálový prachový slepenec. Ten se pak náhodně oddělí od fragmentu vinou rostoucího hydrodynamického napětí. Díky nízké hustotě slepence a chatrně udržované dráhy se nakonec vydá do mezihvězdného prostoru následkem tlaku záření od mateřské hvězdy. Zdá se, že tento scénář se v cizích Oortových oblacích může opravdu odehrávat.

A. Vazanová a Re´em Sari se věnovali otázce, proč 2017 U1 bylo tak nezvykle protáhlé těleso s poměrem hlavní a vedlejší osy 6:1. Jelikož se nepodařilo zjistit sklon rotační osy vetřelce, autoři zkoumali odrazivost protáhlého elipsoidu pro čtyři různé modely a zjistili, že pravděpodobnost menšího protažení je vyšší, než se ze světelných křivek jeví.

Wen Han Zhou upozornil, že takto malé a řídké těleso musí během pohybu v interstelárním prostoru měnit rychlost svou rotaci a skončí nejspíše povalováním na dráze díky efektu podobnému stáčení efektem YORP a tvarem protáhlého elipsoidu. Doba, za kterou se tento efekt uplatní, je dlouhá. Pro tvar protáhlého elipsoidu to trvá 8,5 mld. let, kdežto pro tvar oblého elipsoidu 7,3 mld. let. Je ovšem otázka, zda tak nepatrné tělísko může vydržet tak dlouho. Ještě však zcela bizarní setrvačnost převalování pro objekt 2017 U1 našel J. Kwiecinski, když spočítal, že k relaxaci převalování by došlo v intervalu 10²³÷10¹⁹³ roků, což je přirozeně absurdní. Objekt bude mít v každém případě nesrovnatelně kratší životnost. Naproti tomu známý křížič naší Sluneční soustavy planetka (4179) Toutatis, jenž mírně ztrácí rotační energii, se přestane převalovat během řádu 100 let.

Yun Zhang a Douglas N. C. Lin však přišli s odchylnou domněnkou, že objekt 2017 Ul vykazoval suchý kamenný povrch, neobvykle protáhlý tvar s poměre hlavní a vedlejší osy 1/6 a nízkou rychlost (~10 km/s) vůči místnímu klidovému standardu. Kamenná drobná tělesa (planetky) jsou o tři řády četnější než jádra komet. Mohou se proto podstatně častěji stát bludnými objekty než kometární jádra. Stačí, aby se silně přiblížily ke své hvězdě, která je slapově roztrhá na menší objekty a některým z nich udělí únikovou rychlost z původní soustavy. I když je takové těleso na povrchu suché, a podíl CO je malý vinou nízké sublimační teploty, pod povrchem mohou být kapsy vodního ledu. Ty se začnou odpařovat při průletu kolem Slunce, aniž bychom je pozorovali. Projeví se však raketovým negravitačním efektem na rychlost pohybu tělesa během přiblížení a následném vzdalování od Slunce. Autoři nakonec eklekticky tvrdí, že objekt 2017 U mohl být buď kometou cizího Oortova oblaku, nebo zbylou kilometrovou planetesimálou či její troskou, ale i planetárním tělesem odloučeným od mateřské hvězdy nebo bílého trpaslíka. V každém případě je už zřejmé, že takových bludných těles kilometrových i větších těles je v každé galaxii spousta.

P. Guzik aj. zveřejnili první pozorování velkými dalekohledy (8,2 m Gemini North a 4,2m William Herschel Telescope) po objevu komety 2I/Borisov, jejíž hyperbolická dráha byla vskutku přesvědčivá. Přesah rychlosti proti parabole činil celých 32 km/s. Oba teleskopy zobrazily rozsáhlou komu a slabý prachový chvost. Barevný index 0,66 byl stejný jako u domácích komet. Prachové částice chvostu se vzdalovaly od jádra komety rychlostí 44 m/s. Autoři odhadli velikost poloměru jádra komety 2I: 1 km, což je rovněž v souladu s většinou komet v naší sluneční soustavě. Určitě ji nehrozí rozpad roztočením na kritické obrátky. Výstřednost hyperbolické dráhy 2I dosahuje podle měření Hsing Wen Lina aj. hodnoty 3,35. Autoři využili spektrografu 2,4m Hiltnerova teleskopu na observatoři Kitt Peak v Arizoně ke stanovení molekulové produkce vypařujících plynů CN (2,4 ×10²⁴/s) mol a C2 (5,5 ×10²³/s) mol v heliocentrické vzdálenosti 2,15 au od Slunce. A. McKay aj. změřili tempo produkce H₂O (6,3 ×10²⁶/s) mol, CN (2,4 × 10²⁴/s) a C₂ (5,5 ×10²³) mol pomocí spektrografu ARCES (Astrophysical Research Consortium Echelle Spectrograph) u 3,5m teleskopu na observatoři Apache Point (Sunspot, Nové Mexiko, 33° s. š.; 2,8 km n. m.). V té době byla kometa od Slunce vzdálena 2,145 au. Autoři uvedli, že příslušné hodnoty produkce plynu se podobají zejména kometám Jupiterovy rodiny.

Bin Yang aj. pozorovali 3m infračerveným reflektorem IRTF (NASA) na sopce Mauna Kea (4,2 km n. m.) kometu 2I poprvé 19. 9. 2019 pomocí spektrografu SpeX s cílem zjistit, jaké fyzikální a chemické procesy probíhají na extrasolárních objektech. 24. 9. pořídili další spektra spektrografem GNIRS (Gemini North InfraRed Spectrograph) 8m teleskopu GEMINI na stejné hoře a poslední spektra pořídili 9. 10. opět na reflektoru IRTF. Žádné spektrum neobsahovalo spektrální čáry, jenom kontinuum se sklonem 6 % na 100 nm, podobně jako spektrum 1I a spektra chladných komet ve Sluneční soustavě.

T. Kareta s týmem studovali zastoupení molekul, které se vypařovaly z tělesa 2I v intervalu od 20. 9. do 26. 10. 2019. Používali k tomu spektrografy u dalekohledů MMT a LBT na Hopkinsově hoře v Arizoně. Během té doby pozorovali zvyšování vypařování molekul CN o dva řády, ale u molekul C₂ pokles na 10²³ mol/s během 10 dnů října 2019. Toto chování molekul uhlíku je velmi podobné kometám Jupiterovy rodiny v naší Sluneční soustavě. Tým G. Cremonese navázal na tato pozorování během listopadu a prosince 2019 pomocí 3,6 m teleskopu TNG na ostrově La Palma. Autoři porovnával tempo ztráty prachu komety 2I s podobnou fází přibližování do přísluní pro kometu Čurjumov-Gerasimenková a potvrdili naprosto shodné chování obou komet. Tempo prachové ztráty v listopadu 2019 dosahovalo 35 kg/s a v prosinci 30 kg/s.

J. de León s týmem snímkovali 2I poprvé 24. 9. 2019 pomocí 10,4m teleskopu GTC a 3,6m TNG na observatoři Roque de Los Muchachos Observatory na ostrově La Palma. Pořizovali přímé snímky ve spektrálním pásmu 360÷920 nm. Spojité spektrum prachu a spektrální barvy v blízké infračervené oblasti se nelišily od spekter komet ve Sluneční soustavě. Produkce plynu CN (2,3×10²⁴ mol/s) a následně (9,5×10²⁴ mol/s) souhlasila s výsledky ostatních observatoří v nocích 24. a 26. 9. Horní mez produkce C₂ dosáhla (4,5×10²⁴ mol/s). Ve vzdálenosti 2,6 au od Slunce činilo tempo ztráty prachu z jádra komety ∼50 kg/s. B. Bolin a C. Lisseová využili kamery WFC3 HST k určení směru rotační osy komety ve směru ekvatoreálních souřadnic α = (322 ±10)°; δ = (37 ±10)°. Kometa měla pravděpodobnou periodu rotace 5,3 h.

Chien-Hsiu Lee aj. pozorovali kometu 2I infračerveným spektrografem FLAMINGOS-2 pomocí 8,1m teleskopu Gemini South na hoře Pachón v Chile (30° j. š.; 2,7 km n. m.). Hledali tam důkazy výskytu vodního ledu, jenž má absorpční pásy na vlnových délkách 1,5 a 2,0 μm, ale to se jim kvůli jasnému soumraku nepodařilo. Zato na snímcích 30. 11. a 7. 12. 2019 dokázali určit pravděpodobný střední průměr jádra komety 1,2 km v souladu s výsledky ostatních pozorovatelů.

Kometa se sice začala koncem března 2020 rozpadat, jak ukázaly snímky komety pořízené kamerou WFC3 HST zpracované D. Jewittem aj. a B. Bolinem s C. Lisseovou. Celková ztráta v podobě malých úlomků a prachových shluků však dosáhla jen 1 % celkové hmotnosti jádra komety, takže nejspíš se kometě podaří pokračovat ve své bludné pouti naší Galaxii. D. Jewitt aj. uvedli, že koma komety 2I sestávala z poměrně velkých zrnek (ø ~ 0,1 mm), jež byly z komy vyvrhovány anizotropně. Za předpokladu, že geometrické albedo komy dosahovalo A_g = 0,04, byl kulový poloměr jádra komety ≤0,5 km, avšak >0,2 km (autoři odhadli hustotu jádra na 500 kg/m³, ale určitě >25 kg/m³), čímž se pronikavě odlišovala od objektu 1I. Vypařování z jádra komety neprobíhalo po celou dobu průletu komety sluneční sublimační zónou, takže ztráta hmoty byla zanedbatelná. Zato moment hybnosti jádra komety se během průletu kolem Sluce musel nutně významně změnit. Autoři z těchto pozorování nakonec odhadli, že Země se s interstelárními kometami o průměru jádra ~100 m sráží v průměru za 100÷200 milionů roků. D. Bodewits aj. zjistili pomocí spekter CO a měření na družici Swift, že podíl CO vůči vodě je pro jádro komety 2I třikrát vyšší, než pro kteroukoliv kometu naší Sluneční soustavy. Vysoký poměr CO/H₂O potvrdili také M. Cordiner aj. pomocí měření mikrovlnou aparaturou ALMA.

Zexi Xing aj. využili ke studiu chování komety 2I UV/optického teleskopu na družici Neil Gehrels Swift Observatory v šesti polohách (-2,56 ÷ +2,54 au) komety před průchodem přísluním a po něm. Odpařování plynu OH a prachu stoupalo před průchodem přísluním od hodnoty 7,0×10²⁶ mol/s dne 1. 11. 2019 až na 10,7×10²⁶ mol/s o měsíc později, aby následně 21.12. kleslo na 4,9×10²⁶ mol/s. Tak rychlý pokles nebyl předtím zaznamenán u žádné komety Sluneční soustavy. Sublimační model dal pro poloměr kometárního jádra hodnotu 0,37 km. Současně se potvrdilo, že kometa 2I byla v této fázi existence ochuzena o uhlíkový molekulový řetězec, a naopak obohacena o {NH₂} relativně vůči vodě. Jak uvedl H. Weaver, snímky HST poblíž přísluní komety 2I prokázaly, že z komety se v tu dobu uvolňovaly částice prachu o rozměrech řádu 100 μm rychlostmi 9 m/s a kometa ztrácela v průměru 35 kg/s hmoty. To ve výsledku znamenalo, že ubyla povrchová slupka komety o tloušťce 0,4 m. Zároveň se na kvalitních snímcích ukázalo, že rozptyl prachu je asymetrický, protože kometa rotuje a ztrácí nejvíce hmoty v pozdním kometárním odpoledni vinou tepelné relaxace a naopak poměrně rychlé proměně „ročních dob“. Na počátku r. 2020 se dostala na světlo severní „polokoule“ komety.

B. T. Bolin s týmem zveřejnili celkovou charakteristiku komety 2I/Borisov od předobjevových snímků pořízených širokoúhlou kamerou ZTF na Mt. Palomaru 17. 3. 2019 přes snímek s rekordním rozlišením pomocí Keckovým 10m teleskopu ze 4. 10. 2019 až do posledního snímku z 20. 12. 2019. Autoři pořizovali optické a infračervené snímky a také spektra různými kamerami a spektrografy v rámci projektu GROWTH (Global Relay of Observatories Watching Transients Happen). Do sledování komety se zapojil 3,5m teleskop na observatoři Apache Point (Sunspot; N. M.; 33° s. š.; 2,8 km n. m.), dále infračervený 3,0m teleskop IRTF na Mauna Kea, a již zmíněný ZTF. Nejvyšší odpařování plynu z komety dosáhlo hodnoty 10²⁷ mol/s. Expozice v optických a infračervených filtrech prokázaly od 10. 9. 2019 tempo zjasňování 0,03 mag/d. Na snímcích byla pozorována silná sublimace vody, ale dávno předtím v heliocentrické vzdálenosti >6 au docházelo k silnému vypařování CO. Infračervený snímek jádra komety pořízený 4. 9. 2019 pomocí adaptivní optiky Keckova 10m v infračerveném oboru ukázal, že průměr jádra činí ≲1,4 km.

Man-To Hui aj. popsali pozorování 2I od pozorování komety před průchodem přísluním koncem září 2019 až do doby po průchodu v pozdním lednu 2020. Jasnost komety v tom intervalu průběžně klesala vinou zmenšování efektivního prostoru rozptylu těkavých látek tempem -0.43 km²/d. Lehce načervenalý vzhled komety se však neměnil. Autoři odhadli průměr jádra komety < 0,8 km. Od začátku pozorování v prosinci 2018 do průchodu přísluním ztratila kometa ≳0,2 % hmotnosti svého jádra. Prachová zrnka opouštěla jádro komety rostoucí rychlostí; zpočátku 4 m/s, ale v přísluní 7 m/s. Unikající prachová zrnka měla typické rozměry >1 μm.

D. Jewitt aj. oznámili, že po průchodu přísluním došlo v první dekádě března 2020 ve vzdálenosti 2,8 au od Slunce ke zjasnění komety následkem výbuchu povrchové vrstvy komety na ploše 100 km². Do prostoru se rozprskly částice prachu o typickém rozměru 0,1 mm o celkové hmotnosti 2 ×10⁷ kg, tj. asi 10^-4 hmotnosti komety. Koncem března bylo vidět druhé jádro komety, ale to se rozplynulo během několika dnů. Patrně šlo o pozůstatky po jednom nebo několika řádově metrových balvanech vymrštěných tlakem plynů a roztočených rotací. Celý úkaz však neohrozil odlet komety na další dlouhou interstelární dálnici.

T. Hallatt a P. Wiegert si položili těžkou otázku, když se pokusili odhadnout, odkud k nám oba interstelární křížiči vlastně přiletěli. Vyšli z poznatku o nízké rychlosti křížiče 1I vůči lokální klidové soustavě, což naznačuje, že jde o relativně mladý objekt. Autoři zjistili, že spolehlivě se dá zjistit poloha startu křížiče jen do vzdálenosti 15 parseků, pokud je objekt mladší než 10 mil. roků. Neurčitost startu výrazně vzroste na 400 parseků a stáří na 100 mil. let. Přesto se autoři pokusili o zázrak a tvrdí, že křížič 1I vystartoval na interstelární dráhu ze vzdálenosti menší než 1 kpc v lokálním Orionově ramenu. Objekt cestou k nám prosvištěl pohybovými skupinami v souhvězdích Lodního kýlu a Holubice. Autoři dokonce identifikovali tři hvězdy v souhvězdí Velké medvědice, jednoho hnědého trpaslíka a dalších sedm hvězd, kolem nichž musela proletět kometa 2I na cestě k nám ve vzdálenostech do 2 pc a relativní rychlostí 30 km/s.

Quanzhi Ye s týmem využili skutečnosti, že se postupně podařilo dohledat předobjevové snímky komety 2I přehlídkovými teleskopy Catalina Sky Survey, Pan-STARRS a Zwicky Transient Facility. Začalo to tím, že se podařilo dohledat kometu na snímcích ZTF z května 2019. Zpřesnění dráhy posloužilo k objevení ještě dřívějších snímků z prosince 2018, kdy byla kometa ještě 7,8 au daleko od Slunce. Zato však už nebyla objevena na snímcích z listopadu 2018, kdy byla pod hranicí viditelnosti přehlídkových dalekohledů ve vzdálenosti 8,6 au od Slunce. Zároveň je pravděpodobné, že se z ní tehdy neodpařovala do kosmického prostoru voda, ale buď CO, nebo CO₂. Nakonec se zdá, že oba interstelární křížiči jsou kosmicky poměrně ještě docela mladá tělesa z některého menšího shluku hvězd. Také C. Bailer-Jones aj. použili zmíněných předobjevových snímků od prosince 2018 a astrometrické databáze DR2 družice Gaia k rekonstrukci prostorových pohybů 7,4 milionů hvězd. Před 910 tis. lety proletěla kometa 2I nejblíže ke hvězdě Ross 573 (sp. M0 V) ve vzdálenosti 0,07 pc (~14,4 tis au) relativní rychlostí 23 km/s. To je 9× těsnější přiblížení ke hvězdě, než které podle obdobných výpočtů prodělala v minulosti planetka 1I. Autoři v práci diskutovali i několik dalších těsných přiblížení a odtud vyplývá, že kometa 2I je starší než 10 mil. let, takže není naděje, že by se našla její kolébka u konkrétní hvězdy.

T. Hands a W. Dehnen se věnovali simulacím pohybu interstelárních objektů (ISO) podobných objektům 1I a 2I v soustavě Slunce-Jupiter. Z jejich výpočtů vyplynulo, že k záchytu interstelárních objektů dochází zřídka a jen u objektů, které se vůči soustavě Slunce-Jupiter pohybují relativně pomalu. Pokud tato drobná tělesa kopírují rozložení rychlostí hvězd v lokální oblasti vesmíru, lze objem, v němž k záchytům dojde, odhadnout na 0.051 au³/rok. Pokud je populace stálá, tak v tomto objemu se stále nalézá řádově 10² komet a 10⁵ kamenných planetek typu ´Oumuamua.

F. Manzini aj. posuzovali snímky 2I pořizované HST s vysokým úhlovým rozlišením s cílem zjistit morfologické rozdíly proti kometám naší Sluneční soustavy. Zjistili, že hlava komety byla protažená ve směru letu, což souviselo s jediným výtryskem, jenž vycházel z hlavy v podélném směru. Protichvost v opačném směru byl odkloněn o 10°. Dále se snažili určit směr rotační osy komety v příkrém rozporu od údajů B. Bolina a C. Lisseové a odhadnout rotační periodu 7 h, zatímco Bolin a Lisseová z týchž snímků určili hodnotu 5,3 h. Došli však nakonec k závěru, že morfologie komety 2I se shoduje s morfologií naší komety C/2014 B1.

M. Mugrauer aj. sledovali kometu 2I po 11 nocí během října a listopadu 2019 pomocí obří Schmidtovy komory v Tautenburgu u Jeny. Určili tak její otevřenou excentricitu e = (3,3570 ±0,0006) a sklon k ekliptice i = (44,0524 ±0,0004°). Kometa prošla přísluním 8. 12. ve vzdálenosti q = 2,0066 au, ale více se přiblížila k Zemi 28. 12. 2019 na vzdálenost 1,9368 au. Během prosince se průměr komy zvětšil na 4,6×10⁴ km a chvost se prodloužil na 1,5 ×10⁵ km ve směru od Slunce. Jak uvedl M. Wesołowski, během výbuchu komety v březnu 2020 se kometa zjasnila o 0,7 mag. Hustota kometárního jádra byla v té době 0,5×voda, ledové krystalky 0,92×voda a hustota prachu 2,4×voda. Pokud došlo k výbuchu sublimací vodního ledu, byla hmotnost vyvrženého prachu téměř 9× větší než hmotnost ledu. Pokud to však způsobila sublimace CO, byla hmotnost vyvrženého prachu jen 3×÷7,5× vyšší. Ve skutečnosti jsou zmíněné kometární výbuchy během odletu od Slunce stále nerozřešenou záhadou.

M. Arakawa s týmem využili japonské kosmické sondy Hayabusa2, vypuštěné agenturou JAXA, jež doletěla koncem června 2018 k průzkumu planetky-křížiče (162173) Ryugu. Jeden z experimentů začal vysláním malé střely, jež na povrchu planetky vytvořila kráter, jenž měl polokulovitý tvar vzedmutý okrajový kamenný lem a středový vrcholek. Změny po výbuchu v trvání přes 8 minut snímala kamera 3, jež ukazovala změny v té době proběhnuvší. Rozměry kráteru byly omezeny gravitací, nikoliv stupněm pevnosti povrchu. Pevnost povrchu se podařilo určit zásluhou provozu kamery 3 a vzniku chocholu rozprsklého materiálu. Díky kráteru se obnažil podpovrchový materiál planetky, který nebyl vystaven zvětrávání kosmickým prostředím, takže je velmi vhodný pro studium v pozemských laboratořích. Sonda sestoupila na povrch planetky podruhé, aby sesbírala právě tento vzácný materiál.

T. Morota s týmem zjistili, že blízkozemní planetka Ryugu obsahuje porézní zvodněný materiál typu uhlíkatých chondritů. Sonda Hayabusa 2 posbírala vzorky z povrchu Ryugu 21. 2. 2019. Tryskové motorky sondy zvířily vyfukovaným hydrazinem tmavý jemný prach, jenž byl lehce zbarven do červena buď zvětráváním kosmickými paprsky, anebo silným ohřevem v době, kdy se planetka pohybovala po dráze v těsné blízkosti Slunce. Planetka se tam dostala před 8,5 miliony let a tuto dráhu opustila asi před 300 tis. lety. Planetka je významně mladší, než se dříve myslelo. Vznikla teprve před 17 miliony let pravděpodobně oddělením od větší planetky. Na povrchu planetky se nalézají oblasti v okolí rovníku a obou pólů, kde se nacházejí namodralé kameny a balvany, zatímco ve středních šířkách se pozoruje načervenalý materiál, jež byl nejspíš ohřát Sluncem na bývalé těsné dráze, ale též slunečním větrem a dopady meteoroidů. Protože paradoxně okolí rovníku planetky tvoří údolí, řada balvanů se tam během doby skutálela. Další záhadou zůstává, proč namodralé i načervenalé kameny a balvany jsou suché; neprodělaly žádné interakce s vodou.

Druhý odběr vzorků následoval po 5. 4. 2019, kdy volně se vznášející dělo vystřelilo z výšky 500 m nad povrchem planetky měděnou kulku o hmotnosti 2,5 kg. Když se po 40 minutách sonda uklidila do bezpečí, dopadl na planetku projektil nesoucí plastickou výbušninu o hmotnosti 4,5 kg. Výbuch výbušniny vytvořil na Ryugu kráter (ø 10 m) a obnažil podpovrchové vrstvy. 4. 6. 2019 byl kráter označen reflexním odražečem a 11. 7. sonda odebrala podpovrchové vzorky materiálu. Dálková prohlídka odebraných vzorků pomocí kamery na sondě ukázala, že Ryugu je blízkozemní planetka karbonového typu C.

V listopadu 2019 sonda nastartovala iontový motor na zpáteční cestu k Zemi. Kapsle s řadou oddělených a uzavřených přihrádek byla 5. 12. 2020 uvolněna a počáteční rychlostí 12 km/s začala sestupovat zemskou atmosférou k Zemi. Ve výšce 10 km nad Zemí se otevřel padák a ochranný tepelný štít byl odhozen. Kapsle přistála na testovacím polygonu Woomera v Austrálii a vzorky (celkem ~100 mg!) jsou nyní v rukou japonských, ale i zahraničních badatelů. Jelikož iontovému motoru zbylo ještě 30 kg xenonu, pokračuje sonda v letu k planetce (98943), kolem níž proletí v červenci 2026 a bude pokračovat k planetce 1998 KY₂₆, kterou mine v červenci 2031. Aby sonda dospěla ke druhému cíli, urychlí se dvěma gravitační praky u Země (prosinec 2027 a červen 2028).

Počátkem prosince 2018 se u planetky (101955) Bennu usadila kosmická sonda NASA, jež měla podobný úkol odebrat vzorky z povrchu tohoto křížiče. Zprvu se zdálo že to nebude nijak obtížné, ale nakonec se ukázalo, že povrch Bennu je nepravidelně pokryt rozměrnými balvany a během kosmického odpoledne vystřeluje menší kameny do okolí Bennu, které by mohly sondu trefit, poškodit i zničit. Po pečlivém výběru místa přistání se podařilo odebrat vzorky z povrchu až 20. 10. 2020. Odebrání vzorků překonalo kapacitu schránek sondy, takže zcela určitě se na Zemi dopraví v r. 2023 aspoň 0,4÷1 kg prachu a kamínků. Automatický sběrač se přitom snadno dostal do půlmetrové hloubky v regolitu. Sonda OSIRIS REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security Regolith Explorer) se odpoutala od Bennu v březnu 2021 a svůj úlovek odhodí nad Utahem v kapsli koncem září 2023.

R.-L. Balouz s týmem se věnovali určování stáří malých planetek křižujících dráhu Země, a proto jsou potenciálním nebezpečím kvůli dráhovým poruchám, které mohou skončit srážkou se Zemí. Použili k tomu jako vzor právě planetku Bennu a z pozorování velikostí balvanů a statistiky velikosti a hloubky impaktních kráterů zjistili, že zhruba metrové balvany mají rozptyl rázové pevnosti v rozsahu 0,44÷1,7 MPa. Tuto statistiku pak porovnávali s obdobnou statistikou pro další známé blízkozemní planetky. Následně tak prokázali, že Bennu se odlomil od větší planetky hlavního pásu před (1,75 ±0,75) mil. lety.

K. T. Smith a K. Hodges poukázali na velký význam misí Itokawa, Ryugu a Bennu. Dosud se totiž studium minulosti Sluneční soustavy opírá zejména o poznatky o meteoritech dopadlých na Zemi, ale meteority jsou silně ovlivněny nadzvukovým průletem zemskou atmosférou, a navíc neznáme jejich mateřská tělesa. Primitivní uhlíkaté planetky mohou situaci vylepšit právě odběrem vzorků, které se dají podrobně zkoumat moderními analytickými metodami po příletu v kapslích chránících je před vysokým žárem během průletu atmosférou. Projekt Itokawa přinesl 1,5 tis. prachových částic, Ryugu 100 mg materiálu a Bennu získá minimálně 60 g vzorků. Tak se dá zjistit, jak probíhá kosmické zvětrávání na povrchu planetek a při získání podpovrchových vzorků můžeme zpřesnit časové stupnice vývoje Sluneční soustavy. A. Simonová s týmem získali údaje o povrchu Bennu optickým i infračerveným spektrometrem o absorpčním pásu 3,4 μm, který je charakteristický pro uhlíkaté chondrity, ale navíc objevili na povrchu planetky zvodněné fylosilikáty (pás 2,74 μ), ale i oxidy železa (pás 0,55 μm). Bennu je typickou planetkou se strukturou hromady sutě.

Už delší dobu je v popředí zájmu další blízkozemní planetka (3200) Phaethon třídy B, jež byla objevena infračervenou družicí IRAS v r. 1983. Po určení dráhových parametrů upozornil F. Whipple, že dráha planetky se shoduje s dráhovými parametry nejbohatšího pravidelného meteorického roje Geminid. Dosud jde o jedinečný případ, kdy dochází k takové koincidenci, která však vzbuzuje rozpaky, protože Phaethon je v současnosti aktivní jen během přísluní své dráhy (q = 21 mil. km; rekord mezi všemi známými planetkami) a množství uvolněného materiálu zdaleka neodpovídá vysoké frekvenci meteoroidů roje. Přitom se povrch planetky během přísluní ohřívá na vysokou teplotu ~750 °C. V odsluní se naopak vzdaluje až za dráhu Marsu, takže výstřednost jeho dráhy e = 0,88 je rovněž mezi planetkami rekordní. R. Nakano a M. Hirabayashi připomněli, že planetka rychle rotuje v periodě 3,6 h, což je docela na hraně její stability. Planetky třídy B mají totiž střední hustotu nižší než 1,5násobek hustoty vody. Autoři však upozornili na nezvyklý tvar Phaethonu, jenž při oblém tvaru a vrcholových špičkách má na rovníku vypuklý hřbet o průměru 6,25 km. Proto navrhli hypotézu, že Phaethon dříve rotoval ještě rychleji, ale nerozpadl se odstředivou silou, protože jeho soudržnostní pevnost se pohybuje v rozmezí ~50÷260 Pa. V minulosti tak uvolňoval díky rychlejší rotaci více materiálu, a té vděčíme za bohaté návraty Geminid ještě v současnosti. Následovalo zmíněné zaoblení tvaru planetky a její rotace se zvolnila. Můžeme tedy litovat příští generace, že kvůli zpomalení rotace Phaethonu přijdou o toto nádherné předvánoční představení.

S. Ieva aj. upozornili, že blízkozemní planetky lze stále objevovat ve velkém počtu, neboť soudobá technika umožňuje sledovat blízké objekty o velikosti přibližně 5 m. Tak malé objekty lze ovšem sledovat jen v bezprostředním okolí Země. Autoři proto již v r. 2015 započali se soustavným hledáním těchto těles, K objevování nových blízkozemních planetek využívají 3,6m italský dalekohled TNG (Telescopio Nazionale Galileo; La Palma; 29° s. š.; 2,4 km n. m.) a kameru DOLoRes (Device Optimized for the Low Resolution) pracující v blízké infračervené oblasti spektra. Souběžně autoři využívají Schmidtovy komory 670/920 mm na italské observatoři v Asiagu (zorné pole 59 □´; Cima Ekar, 1 370 m n. m.; 46° s. š.). Autoři se věnují objevování miniaturních blízkozemních planetek a díky spektrům v blízké infračervené oblast mohou pak nově objevené planetky taxonomicky zařadit. Zařadili tak již 1081 nově objevených planetek. Většina miniaturních těles patří do komplexu S, ale u zvláště malých těles začínají převažovat tmavé objekty. Autoři také odhalili korelaci mezi velkou poloosou drah a průměry planetek, což je patrně ovlivněno efektem Yarkovského. Pozorování se musí opakovat velmi často; jinak se tělesa propadnou do anonymity.

Také Javier Roa aj. upozornili na strategii, jak hledat blízkozemní planetky a neztratit jejich identifikaci. Planetky v blízkosti dráhy Země se objevují buď v omezené oblasti oblohy, anebo při celooblohových přehlídkách. Jako příklady uvedli sledování blízkozemních planetek 1,0m teleskopem přehlídky Catalina (Mt. Lemmon; 2,8 km n. m.; 32,5° s. š.; zorné pole 0,3 □°; lmg 22 mag; dálkové ovládání) a 8,2m teleskop Subaru (zorné pole 1,5 □°; lmg 28 mag; Mauna Kea 4,2 km n. m.). Podle této volby autoři dělí blízkozemní planetky na dohledatelné, potenciálně dohledatelné a nedohledatelné, což pak záleží na tom, zda se dají najít v obou dalekohledech, nebo jen v jednom a také v žádném z nich. Když přijmeme tuto klasifikaci, tak se dá očekávat, že pro planetky s absolutní hvězdnou velikostí H < 22 mag se do 50 let podaří objevit 90 % blízkozemních planetek a 93 % planetek, jež se mohou střetnout se Zemí a způsobit významné škody. Když vezmeme seznam blízkozemních planetek k datu 13. 10. 2019, bylo v katalogu Sentry celkem 193 objektů, jež se mohou srazit se Zemí s pravděpodobností vyšší než 10^-6, a přesto nejsou dohledatelná. Tato množina se může zmenšit na méně než polovinu díky náhodným objevům při celooblohových přehlídkách.

K. Kholshevnikov aj. studovali možnost, jak odchýlit nebezpečného křížiče pomocí zařízení s nízkým tahem vyvíjeným tangenciálně k dosavadní dráze po dlouhou dobu. Motor tažného vozidla může být pevně spojen s planetkou, anebo obíhat kolem planetky jako gravitační traktor. Blízkozemní planetky o průměru až 55 m lze odchýlit během ročního působení motorem s tahem 1 newton. Pokud by měl motor tah 20 N, planetky s průměrem až 50 m by se daly bezpečně odklonit během jednoho měsíce, ale s průměrem 150 m by to trvalo rok. Autoři jako příklad uvedli bezpečné odklonění planetky (99942) Apophis (ø 370 m; hmotnost ~ 6×10¹⁰ kg) motorem s tahem 20 N po dobu π roků. Ve skutečnosti po zpřesnění dráhy této planetky v posledních letech je srážka planetky se Zemí vyloučena v nejbližších 100 letech. V r. 2021 byla Apophis vyřazena z katalogu Sentry.

1.2.6. Planetky Vatira

Dlouhá léta se astronomové snažili najít planetky, které by měly celou dráhu uzavřenou uvnitř dráhy Venuše. Hlavním problémem bylo obtížné pozorování možné jen během soumraku nebo svítání. Dokonce už pro ně vymysleli název: Vatira. Nakonec se to povedlo 4. ledna 2020, kdy byl na snímku přehlídkové Schmidtovy komory ZTF (Mt. Palomar) objeven a následně pečlivě sledován objekt 2020 AV₂. Dostatečně přesné dráhové parametry uveřejnila S. Greenstreetová aj. počátkem března 2020. Odsluní jeho dráhy se nachází ve vzdálenosti 0,654 au, zatímco přísluní 0,457 au. Výstřednost dráhy není příliš veliká (e = 0,18) a stejně tak ani sklon (i = 18°). Absolutní hvězdná velikost H = 16,4 mag však objekt kvalifikuje na nejjasnější Vatiru, která obíhá Slunce v periodě 151 dnů. Není však úplně typickou Vatirou, protože ty mívají e ≃ 0,4 a i ≃ 25°. Planetka AV₂ se do regionu Vatira dostala postupně díky dráhové rezonanci 3:1 s Jupiterem a následnou rezonancí s Marsem a následným přeskokem přes Zemi se stala Vatirou díky těsným přiblížením k Zemi, Venuši a Merkurem. Dlouho se deficit planetek uvnitř dráhy Venuše objasňoval těsnými přiblíženími k Venuši a Merkuru. Podle výpočtů autorky zůstane AV₂ Vatirou jenom 140 tis. let, kdy se její odsluní přehoupne přes dráhu Venuše směrem k Zemi a začne oscilovat mezi Vatirou a Atirou (0,718 au < Q < 0,983 au) až do času 1,2 mil. let od současnosti, kdy přestane být natrvalo Vatirou. Její přísluní však bude oscilovat kolem odsluní Merkuru až do času 2,11 mil. let od současnosti. Následně v čase 2,59 mil. let bude oscilovat mezi dráhou Atira a Aten (Q > 0,983 au; a < 1 au). V čase 3,33 mil. let se znovu vrátí k Merkuru, aby se pak srazila s Venuší, což je konečný osud většiny Vatir. Nicméně v čistém stavu Vatir setrvá celkem 440 tis. let, tj. dvojnásobně déle než běžné Vatiry. Díky rezonanci oběžných drah 3:2 s Venuší se AV₂ může dočkat požehnaného stáří více než 3,3 mil. let.

M. Popescu aj. využili dalekohledy NOT (ø 2,56 m) a WHT (ø 4,2 m) na ostrově La Palma (2,4 km n. m.; 29° s. š.) ke sledování geologického a mineralogického složení planetky 2020 AV₂. Pomocí fotometrie a spektroskopie v pásmu 0,5 ÷1,5 μm zjistili, že střední průměr tělesa je 1,5 km. V pásmu 1,08 μm pozorovali silný výskyt olivínu. Planetka je totiž pravidelně vystavena v přísluní silnému ohřevu od Slunce a dalším projevům sluneční činnosti, což se nutně podepisuje na silném zvětrávání jejího povrchu. C. a R. de la Fuente Marcosovi poukázali na význam Schmidtovy komory ZTF pro hledání planetek uvnitř dráhy Venuše (Vatiry), ale i planetek v pásmu mezi Venuší a Zemí (Atiry). Dvě nové Atiry (2019 AQ3 a 2019 LF6) nalezl ZTF. Jde o planetky s velmi krátkými oběžnými dobami. Pravé Vatiry jsou dynamicky stabilní na svých drahách uvnitř oběžné dráhy Venuše a když se jim podaří dostat do rezonance 3:2 oběžných dob s Venuší, mohou v této konfiguraci přežívat miliony let.

Quanzi Ye s týmem využili aparatury ZTF k rozsáhlé akci během 40 soumraků a 62 svítání od 15. 11. 2018 do 23. 6. 2019. ZTF dokáže při elongaci 35° od Slunce pozorovat objekty až 19 mag. Díky tomu objevili šest Atir, ale ani jednu Vatiru, nebo planetky v okolí Země a Venuše. Přesto jsou přesvědčeni, že objevili jen špičku ledovce a budoucnost patří přehlídkám, které dokáží pozorovat úhlově ještě blíž ke Slunci.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

Zcela jistě nejjižnější komplex tří meteorických radarů SAAMER-OS (Southern Argentina Agile MEteor Radar - Orbital Survey) se nachází poblíž města Rio Grande (53,8° j. š.; 67,7° z. d.). Radary jsou konfigurovány do pravého úhlu šikmo vůči geografickým souřadnicím. Severozápadní radar je od centrálního radaru vzdálen 13 km a jihozápadní radar 8 km. D. Janches aj. pozorovali 12. 3. 2020 na všech třech stanicích nečekané silné zvýšení frekvence radarových meteorů během sluneční délky 351° ÷ 352°. Frekvence rojových meteorů vyvrcholila v 09:30 h. Ekliptikální radiant měl souřadnice λ ∼ 307,5° a β ∼ −77,2°. Geocentrická rychlost meteoroidů činila 30,7 km/s. Autoři však zjistili, že tyto parametry prokázaly společný původ dvou meteorický rojů β Tucanid a δ Mensid. Navíc se podařilo odhalit zdroj meteorů, jímž je téměř určitě planetka (248590) 2006 CS o průměru ∼ 2 km s vysokým sklonem i = 52°, která patří mezi blízkozemní planetky. V současné době pracují na světě na severní polokouli jen kanadský radar CMOR, jenž od r. 2002 dosud zaznamenal přes 15 milionů drah pro průměrné hmotnosti meteoroidů 10^-7 kg. Aparatura přidává k tomu souboru 4 000÷5000 drah denně. Argentinský radar získává denně přes 15 000 drah. Od r. 2012 shromáždil údaje o víc než 10 milionech drah.

Zhong-Yi Lin s týmem uvedli v r. 2017 do provozu TMDS (Tajvanský meteorický detekční systém), jenž zahrnuje čtyři observatoře. Každá stanice má 10 kamer. Během dvou let získali autoři 676 přesných drah meteorů; nejvíce rojových drah patřilo Geminidám, ale pro mírnou většinu meteorů se nepodařilo identifikovat, zda patří do nějakého roje. Opět se potvrdilo, že planetka 3200 Phaethon má stejnou dráhu jako Geminidy.

Shinsuke Abe aj. pořídili uprostřed prosince 2017 a 2018 spektra 149 Geminid pomocí citlivých kamer CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor). Přitom Geminidy přišly 80 % pozorovaných spekter Geminid jevilo deficit sodíku. Nyní se však ukázalo, že obsah sodíku jeví variace, které lze vysvětlit tím, že mateřské těleso Geminid planetka (3200) Phaethon se v přísluní přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,14 au a ohřívání různých částí proud meteoroidů rozhodně není rovnoměrné. Menší úlomky vykazují silnější deficit než ty větší.

J. Borovička a P. Spurný se věnovali komplexu meteoroidů Taurid. Dodnes není jasné, která kometa je jejich mateřským tělesem. Nejčastěji se cituje kometa 2P/Encke, ale pro komplex se nejspíš musí počítat i s dalšími objekty, jež jako komety nevypadají; čili jde o planetky. Autoři si vybrali 16 meteoroidů komplexu s hmotnostmi od 8 g do 650 kg (průměry 10 ÷700 mm). Autoři tak zjistili, že velké Tauridy jsou křehké, zatímco malé jsou docela hutné. Převážná většina Taurid má stlačitelnost <0,01 MPa a tomu odpovídající hustotu jako voda. To všechno nakonec svědčí pro kometární původ komplexu.

M. Hajduková a L. Neslušan odhalili nový meteorický roj χ-Andromedid, jehož mateřskou kometou je dlouhoperiodická kometa C/1992 W1 (Oshita). Postupně vytvořili 36 modelů, které aplikovali na pozorované rojové meteoroidy. Simulace však ukázali, že také roj α-Ursae Majoris pochází od téže komety. Kometa má však podle modelování drah možná ještě čtyři další meteorické roje.

D. Vida aj. porovnávali argumenty různých autorů o výrazně zvýšené frekvenci meteorického roje Drakonid v r. 2018. Mateřskou kometou roje je známá kometa Jupiterovy rodiny 21P/Giacobini-Zinner (jádro ø 2 km; oběžná perioda 6,6 let; největší přiblížení dráhy k Zemi mezi známými periodickými kometami: 5,2 mil. km). Roj Drakonid přešel v meteorický déšť v letech 1933 a 1966, kdy hodinové frekvence přepočtené na zenit dosáhly několik tisíc očima viditelných meteorů. V r. 2011 byla zvýšená frekvence meteorů roje předpovězena, ale o rok později pozoroval kanadský meteorický radar CMOR v maximu přepočtenou hodinovou frekvenci až 9 tis. radarových meteorů, zatímco vizuální meteory měly jen mírně zvýšenou maximální frekvenci ~ 200 meteorů/h. Několik autorů předpovědělo, že dosti vysoké frekvence se dají očekávat kolem 8. 10. 2018, ale výrazně se rozcházeli se v odhadu frekvence meteorů v maximu. Nejnižší odhad byl (10 ÷20) met./h, ale nejvyšší opět předvídal meteorický déšť. Předpověď času maxima byla přesně půlnoc 8./9. 10. 2018. Těsně předtím započali autoři snímat celou oblohu na několika stanicích s mezní hvězdnou velikostí 10 mag a kromě toho zapojili do sledování čtyři citlivé kamery EMCCD. Při zpracování celoblohových snímků rozdělili data to dvou časových intervalů. První byl 30 minut od půlnoci a druhý od 0:30 h do 1:30 h. Průměrný tok v prvním intervalu byl 0,11/km²/h a ve druhém 0,99/km²/h v přepočtu pro vizuální meteory do +6,5 mag. Úhlový průměr radiantu roje ~0,6° souhlasil s předpovědí i průměrem předešlého radiantu v r. 2011, ale maximum roje bylo proti předpovědi opožděno o 0,4° sluneční délky. Opět se ukázalo, že vizuální meteory se nemusí v extrémním maximu činnosti roje téměř vůbec projevit, zatímco drobné prášky excelují.

G. Kokhirova aj. zveřejnili údaje o činnosti Perseid v letech 2007-2011, jež pořídily kamery bolidové sítě v Tadžikistánu. Mnohostaniční snímky 29 jasných bolidů dovolily určit jejich dráhy v atmosféře, průběh brzdění rychlosti, polohy radiantu, dráhy ve Sluneční soustavě, fotometrické určeni hmotnosti a hustoty v pásmu od několika gramů až do 20 g. Průměrná hustota meteoroidů roje činila 0,4×voda. Podle těchto parametrů se podařilo určit, že šlo o bolidy, které se uvolnily z jádra komety 109P/Swift-Tuttle v době při posledním průchodu komety přísluním v r. 1992.

A. Egal aj. se věnovali předpovědi budoucích aktivit obou meteorických rojů, jejichž mateřskou kometou je Halleyova kometa, tj. η-Akvarid (max 6. V.) a Orionid (2. X.). K tomu cíli autoři použili údaje, které byly získány pomocí vizuálních a radarových pozorování do r. 1985 a dále nejnovější údaje z databází IMO (International Meteor Organization) Visual Meteor DataBase a Video Meteor Network i CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar). Tyto podklady sledují činnost rojů od submiligramové až po gramové hmotnosti meteroidů obou rojů. Tři různé způsoby pozorování se shodují v trvání pozorované aktivity rojů, tvarů frekvenčních křivek, času maxima, hodnoty přepočtu zenitových hodinových frekvencí i poloze maxim vůči sluneční délce. Roj η-Akvarid mívá 2÷3x vyšší frekvence než Orionidy, ale oba roje občas 2÷4× zvyšují svou aktivitu jak v optickém, tak radarovém pásmu. Tíž autoři následně publikovali nový numerický model aktivity obou rojů až do roku 2050. Simulační výpočty ukázaly, že u η-Akvarid pozorujeme meteoroidy, jež se z jádra komety uvolňovaly před >5 tis. lety, kdežto většina současných Orionid opustila jádro komety ještě dříve. Rezonance 1:6 oběžné doby s Jupiterem je příčinou většiny zvýšené aktivity rojů, ale nikoliv všech. Orionidy mají zvýšenou aktivitu pravidelně po 11,8 letech, avšak do r. 2050 by neměly mít žádné zvýšení maximální hodinové frekvence. Zato η-Akvaridy budou mít zvýšené frekvence v letech 2023, 2024, 2045 a 2046.

J. Kinsman a D. Asher integrovali dráhy částic vyvržených z Halleyovy komety mezi lety 240 BC a 1404 AD. Identifikovali tak možná zvýšení frekvencí a jejich pozorování mayskými kmeny, protože takové zmínky se nacházejí v záznamech z let 250 - 900 AD. Týkají se nepochybně vysokých frekvencí η-Akvarid. Autoři však zjistili, že některé záznamy se týkají vysokých frekvencí Orionid; zcela určitě v letech 417 a 585 AD. V pozadí těchto událostí jsou rezonance oběžných dob Jupiteru a komety 1:6 a 1:7. Tyto rezonance způsobily, že prostorová koncentrace částic z těch let je významně zvýšená. Zvýšení frekvence Orionid v r. 585 je potvrzeno díky čínským pozorováním téhož úkazu.

P. Matlovič aj. uvedli, že před r. 2019 byl registrován slabý a nepotvrzený meteorický roj ε-Ophiuchidy. Koncem června 2019 však projevil zvýšenou aktivitu v podobě jasných bolidů. Kromě toho byl 22. VI. ve 21:25 h UT zachycen infrazvuk exploze meteoroidu 2019 MO vyvolaný pádem 3m bolidu do Karibiku poblíž jižního výběžku ostrova Porto Rico. Bolid vstoupil do atmosféry rychlostí 15 km/s a energie exploze při pádu do oceánu byla ekvivalentní 5 kt TNT. Úlomky meteoroidu se rozptýlily v oceánu. Autoři získali údaje o trajektoriích 22 bolidů tohoto roje a 4 spektra průletu pořízená na Kanárských obzorech a v Chile. Díky tomu se jim podařilo identifikovat mateřskou kometu roje 300P/Catalina. Roj je starý asi 1 tis. let. Předtím měla kometa 300P turbulentní dráhu, takže tehdy uvolňované úlomky se pohybují nazdařbůh Sluneční soustavou. Autoři však vyloučili, že by bolid 2019 MO pocházel z komety, jež produkuje meteorický roj.

P. Kozak a J. Watanabe využili vysoké citlivosti super-Isoconového TV systému ke sledování meteorů, které začínají svítit v rekordních výškách atmosféry. Takové případy jsou sice vzácné, ale vyvolávají řadu otázek. Autoři nalezli záznamy o sedmi meteorech, které začaly svítit nezvykle vysoko. Nejstarší případy jsou Perseida z r. 1993, dále sporadický meteor (2001) a následně 5 Leonid z r. 2002. Perseida 1993 začala svítit ve výšce 137 km nad Zemí, sporadický meteor 2001 (132 km), a 5 Leonid 2002 začalo svítit ve výškách 133÷144 km. Nejvyšší úbytek hmotnosti těchto meteoritů činil 0,14÷0,20 g/s. Leonidy se začínají tavit při teplotách 1 500÷1 600 K. Autoři však v úvodu studie zmiňují ještě vyšší rekordy, které drží Leonida (2002; 174 ±8 km; B. Gährken a J. Michelberger) a Perseida ≲ -10 mag (170 km; P. Spurný aj.).

P. Shober s týmem si položili otázku, kde se berou tečné bolidy. První tečný bolid byl pozorován v r. 1783 a opustil atmosféru Země po cestě dlouhé 1 600 km. Od té doby do r. 2016 jsou záznamy o 11 tečných bolidech, které většinou svůj průlet atmosférou přežily a po výrazně pozměněné dráze unikly do interplanetárního prostoru. Tři z těchto tečných bolidů popsali čeští astronomové (1990, 1992, 2007) J. Borovička, Z. Ceplecha a P. Spurný. Díky pouštní bolidové síti v Austrálii, jež pokrývá největší plochu mezi bolidovými sítěmi světa (třetina nebe nad Austrálií) se autorům podařilo zaznamenat 7. 7. 2017 přelet horizontálního bolidu DN170707_01, jenž vstoupil do zemské atmosféry od západu rychlostí 16 km/s téměř vodorovně pod úhlem jen 4,6° vůči obzoru a byl postupně pozorován 10 kamerami pouštní bolidové sítě. Začal svítit ve výšce 85 km a k povrchu Země se přiblížil na minimální vzdálenost 58 km, kdy se jeho rychlost mírně snížila, ale následovala „žabka“, kdy opět stoupal ven z atmosféry směrem na východ. Svítící dráhu ukončil ve výšce 86 km rychlostí 14,6 km/s a pokračoval ve východním směru. Svítící přelet trval v délce přes 1 300 km trval 90 s. Horkem oškubaný meteoroid opustil Zemi pod úhlem k obzoru 7,8°. Původně šlo o meteoroid třídy Apollo, ale Země dráhu pozměnila a namířila ke kometám Jupiterovy rodiny. První přiblížení k Jupiteru se odehraje mezi lednem a březnem 2025 a nová dráha bude stabilní asi 200 tisíc let. Pak bude buď urychlen a opustí Sluneční soustavu, anebo se dostane mezi transneptunská tělesa. Autoři odhadli, že během přeletu ztratil meteoroid poměrně málo hmoty, takže lze předpokládat, že šlo o železo-kamenný objekt. V tom případě byla jeho hmotnost při vstupu do zemské atmosféry kolem 60 kg a při odletu klesla na 25 kg. Jeho střední hustota by měla být 4,5×voda.

P. Koten s týmem popsali, jak probíhalo prudké zvýšení frekvence meteorického roje Drakonid během 8.-9. 10. 2018. Hlavní špička vrcholila ve sluneční délce 195,359°, tj. ve 23^h 07,5^m UT 8. 10. v souhlasu s předpověďmi. Maximální přepočtená zenitová frekvence dosáhla (140 ±30) meteorů/h pro meteory jasnější než 6,5 mag. Byla vyšší, než předpokládala většina modelů. V porovnání s maximem frekvence při předešlém úkazu v r. 2011 však byla 3÷4× nižší. Vzestup frekvence byl strmější než povlovnější sestup, během něhož ještě došlo ke dvěma menším zvýšením frekvence. Poloha radiantu souhlasila s modelem M. Maslowa z r. 2011.

Rychlé zvýšení frekvence Drakonid v noci 8.-9. 2018 pozorovali také Š. Gajdoš aj. pomocí tří stanic slovenské meteorické videosítě AMOS (Automatic Meteor Orbit System). Kamery zaznamenaly 126 drah rojových meteorů. V relativně krátkém prudkém identickém zvýšení zenitové frekvence autoři objevili u dvou stanic identický průběh úkazu, jenž obsahoval celkem tři různě vysoké vrcholy, což odhalilo jemnou strukturu roje. Autoři zpracovali 25 drah z dvojstaničních pozorování a jednu dráhu z třístaničních záznamů SVMN (Slovenská Video Meteorická Síť). Nejvyšší frekvenční vrchol pozorovali v čase 23:35 UT 8.10. 2018.

P. Jenniskens aj. získali údaje o prudkém zvýšení frekvence meteorického roje δ-Pavonid 31. 3. 2019. Mateřskou kometou roje je C/1907 G1 (Grigg-Mellish). Přitom jde o kometu, která měla podle výpočtu přesně parabolickou dráhu. Nové výpočty ukázaly, že kometa prošla přísluním v r. (1460 ±80) a tehdy uvolnila ze svého povrchu dostatečný počet částic, aby koncem druhé dekády 21. století připravila kratičkou 23 minut trvající podívanou astronomům na Novém Zélandu. Tím se potvrdilo, že jde o malé kometární jádro, z jehož povrchu se oddělovaly částice nízkými rychlostmi. Nové výpočty ukázaly, že dráha komety je eliptická s oběžnou dobou (447 ±80) let.

M. Kováčová aj. upozornili, že planetky Ryugu a Bennu, které byly nedávno navštíveny kosmickými sondami Hayabusa2 a OSIRIS-REx, vystřelují drobné meteoroidy únikovými rychlostmi, takže některé z nich by mohly doletět k Zemi. Tato aktivita bude pokračovat dalších 400÷500 let. Autoři integrovali možné dráhy 5 tis. částic pro každou z planetek po dobu 1 tis. roků. Propočítali pravděpodobnou polohu obou radiantů a počty částic, jež by bylo možné pozorovat v obou rojích.

P. Brown a R. Weryk se zaměřili na pomalé meteory s rychlostmi kolem 20 km/s. Tyto meteory sledovali jak opticky, tak radarem CMOR. V letech 2017-2019 získali souběžné údaje o 1 249 meteorech. Z toho 55 meteoroidů vstupovalo do zemské atmosféry rychlostmi <20 km/s. Radarové meteory s výkonem 5 W odpovídaly typicky 6. mag vizuálně. 20 % těchto meteoroidů bylo kovových a všechny pomalé meteoroidy měly dráhy podobné planetkám.

R. Ohsawa s týmem se zabývali vztahem mezi účinnými průřezy radarových meteorů a simultánními optickými pozorováními velmi slabých meteorů. Hlavním problémem bylo, že optická pozorování nebyla dříve tak citlivá jako pozorování radarová. V letech 2009-2010 autoři učinili první pokus, když sledovali souběžně radarové meteory pomocí radaru MU (Middle and Upper Atmosphere) a ve stejném směru optické meteory vyspělou kamerou CCD. Nyní pokus zopakovali, kdy MU radar pozoroval meteory souběžně s mozaikovou kamerou CMOS instalovanou u Schmidtovy komory o průměru zrcadla 1,05 m observatoře Kiso. V pokusu se autorům podařilo zaznamenat souběžná radarové a optické údaje pro 331 společných meteorů. Autoři zjistili, že v celém rozsahu jasností je vztah mezi radarovými a optickými údaji lineární. Následně testovali energie radarových meteorů vůči identickým optickým magnitudám pro 150 tis. většinou sporadických meteorů pozorovaných radarem MU v letech 2009-2015. Funkce svítivosti byla potvrzena v intervalu magnitud -1,5 ÷ +9,5 mag. Díky tomuto výsledku se ukázalo, že radar MU dokáže kalibrovat zrníčka interplanetárního prachu v intervalu hmotností 10^-5 ÷10⁰ g.

S. Kolomiyets aj. publikovali výběrový katalog drah meteoroidů s vysoce výstřednými dráhami, jež byly získány meteorickým radarem v Charkově v letech 1972-1978. Celkový archiv obsahuje údaje o téměř 250 tis. drahách meteoroidů. Z tohoto archivu autoři vybrali 159 319 drah sporadických meteoroidů a v tomto souboru pak našli 214 vysoce výstředných drah. Mezi těmito exoty jsou i dráhy, jejichž odsluní se nachází v pásmu transneptunských objektů jako je trpasličí planeta (90337) Sedna, která byla objevena v r. 2003 ve vzdálenosti 90 au od Slunce. Po delším sledování se ukázalo, že Sedna má přísluní ve vzdálenosti 76 au, ale odsluní v gigantické vzdálenosti 900 au, což souvisí s velkou výstředností její dráhy (e = 0,84). Sedna projde přísluním koncem srpna 2076.

R. Lukianova aj. si všimli rozdílu v radarových ozvěnách od rojových a sporadických meteorů pozorovaných pomocí finského meteorického radaru SKYiMET poblíž Sodankylä (67° s. š.; 26° v. d.) v letech 2008-2019. Radarové ozvěny od rojových meteorů začínají podstatně výše nad Zemí než od ozvěn sporadických meteorů. Rojové meteory jsou totiž obvykle řidší a pohybují se rychleji než sporadické meteory. Průměrný rozdíl 3 km umožňuje snadněji rozlišit obě třídy meteorů. Autoři tak dokázali rozlišit meteory od sedmi známých rojů, jejichž zenitová hodinová frekvence byla vyšší než 12 met./h. Kromě toho v lednu radar dokázal odlišit meteory od protisluní (antihelionu).

L. Shrbený aj. se věnovali procesu fragmentace bolidů v první polovině průletu atmosférou. Ta se prozradí samočinně tím, že v trase bolidu se objevují trojúhelníkové brázdy jako na moři za lodí. K fragmentaci přitom dochází již při velmi nízkém dynamickém tlaku v rozmezí 0,004÷0,062 MPa. Světelné křivky bolidů lze popsal jako kvazisouvislé fragmentace eroze prachu o hmotnostech v rozmezí 10^-8÷10^-2 kg. Kosmické zvětrávání se projevuje zpevňováním povrchového materiálu planetek v průběhu času. Na pozorovaných bolidech během průletů českou částí Evropské bolidové sítě se ukázalo, že dynamický tlak potřebný k fragmentaci dosahuje řádu 0,01 MPa. Brázdy mohou být vyvolány rázovou vlnou nadzvukově letícího bolidu. Souhlas modelů kvazisouvislé fragmentace s pozorovanými světelnými křivkami je pro první polovinu letu bolidu atmosférou velmi dobrý.

Stejné téma fragmentace meteoroidů zkoumali také I. Brykina a M. Bragin. Autoři modelovali ukládání energie meteoroidu Čeljabinsk, kde museli simulovat jeho ablaci vhodným koeficientem zářivého přenosu. Meteoroid se rozpadal na velký počet úlomků následkem rázové vlny doprovázející nadzvukový průlet tělesa atmosférou. Autoři ukázali, že koeficient zářivého přenosu tepla je funkcí rychlosti meteoroidu a jeho rozměru a také okamžité hustotě atmosféry. Tyto variabilní podmínky lze simulovat a hledat pak nejlepší shodu modelů s pozorováním tak mimořádného tělesa.

S. Ehlert a R. Erskine využili celooblohovou bolidovou síť NASA ke zpřesnění údajů o toku nejproduktivnějších meteorických rojů. Přesnější hodnoty toků pak použili k výpočtům hmotnostních indexů pro tyto roje. Tyto hodnoty pak srovnávají s odpovídající přepočtenou hodinovou zenitovou frekvencí rojů. Autoři se snažili předpovědět riziko pro umělé družice podle kritéria, že výstraha začíná už od zenitové frekvence 30 meteorů/h. Toky meteorů byly odvozeny pro Geminidy (r. 2015), Perseidy a Kvadrantidy (2016), Orionidy (2017) a Leonidy (2018). U všech rojů se výsledky dobře shodovaly pro různé meze indexů hmotnosti. Indexy hmotnosti s jsou exponenty, které pro danou meznou hvězdnou velikost ukazují, jak rychle přibývá slabších rojových meteoroidů. Většinou se hmotnostní indexy pohybují v intervalu (-1,5 ÷ -2,5); tj. mírný až výrazný vzestup hmotnosti materiálů pro slabší meteory. Jako příklad uvádějí dva hmotnostní indexy například -1,7 a -2,0. Jestliže mají stejný počet meteoroidů s hmotností 1 mg, tak vinou poměrně malé diference hmotnostního indexu, bude mít roj s menším indexem 8× vyšší tok meteoroidů při limitní hmotnosti 1 g. O předpovědi rizik pro umělé družice nebo sondy se stará Úřad pro meteoroidní prostředí (MEO), který vydává předpovědi rizika MEM. Rizikové tabulce toků rojů vévodí Perseidy s tokem 3,64×10^-5. Následují Geminidy, Kvadrantidy, Leonidy a nejnižší tok vykázaly Orionidy: 3,87×10^-6.

M. Froncisz aj. se pokusili najít v databázi kanadského meteorického radaru (CMOR), jež pokrývá 7,5 roků 2012-2019 a obsahuje údaje o dráhách a vstupních rychlostech >11 milionů radarových meteoroidů případný výskyt interstelárních meteoroidů. Databáze pokrývá prostoročasový úsek 7×10⁶ km² hodin. Autoři vybrali na šesti stanicích komplexu CMOR celkem 160 000 nejrychlejších meteorických ozvěn a v tomto souboru pátrali po hyperbolických dráhách. Našli tak pět případů, kdy odchylka od parabolické dráhy k hyperbolické byla >3σ. Největší odchylka byla 3,7σ. Pokud by všech pět meteoroidů bylo interstelárních, tak tok interstelárních meteoroidů v okolí Země dosahuje ≥6,6×10^-7 met/km²/h, což dává hmotu 2×10^-7 kg. Autoři také upozornili, že citlivost CMOR na objev interstelárních meteoroidů je proměnná v různých směrech pozorování.

M. Hajduková aj. konstatovali, že identifikace interstelárních meteorů je těžkým úkolem, jak pro pozorování takových meteorů v atmosféře, ale též při lovení interstelárního prachu v meteorických databázích. Většina současných dráhových a rychlostních parametrů interstelárních meteorů nemá dostatečnou přesnost. Přestože se takové meteory hledají už přes čtvrt století, spolehlivé údaje o interstelárních meteorech jsou nejisté; hyperbolické dráhy mohou získat i menší částice ze Sluneční soustavy, když se šikovně přiblíží k větším planetám, jež jím dodají energii pro hyperbolický let do vzdálenějšího vesmíru.

D. Vida aj. navrhli změnit metodiku pozorování meteorů pro rychlé, střední i pomalé meteoroidy s ohledem na podstatné zvýšení přesnosti měření optických drah meteoroidů v atmosféře i odstranění systematických chyb při neviditelném vstupu meteoroidů do zemské atmosféry, kdy však už je meteoroid brzděn. Autoři novou aplikaci úspěšně testovali na rychlých Perseidách (59 km/s), průměrných Geminidách (33 km/s) a pomalých Drakonidách (20 km/s).

Rovněž M. Hajduková a L. Kornoš upozornili na nepříjemný problém, že při vstupu do zemské atmosféry existuje prodleva mezi brzděním meteoroidu a jeho rozsvícením. Temný počátek dráhy, kde už dochází k brzdění, vnáší systematické chyby do parametrů jeho heliocentrické dráhy. Autoři ukázali, že simulované chyby pro Geminidu 1° v poloze radiantu a 1 km/s v rychlosti vstupu do atmosféry dávají chybu 0,01 au ve vzdálenosti přísluní její dráhy a 2° ve sklonu dráhy k ekliptice. U rychlých Perseid pak ve třetině případů vycházejí systematicky chybné hyperbolické dráhy.

Š. Gajdoš aj. se snažili identifikovat meteoroidy, jež se v atmosféře jeví jako jasné bolidy a mohou patřit do velké rodiny planetky (4) Vesta. Celkem se jim podařilo potvrdit existenci 48 Vestoid a odtud odvodit, které trajektorie a jaká spektra by měly mít další Vestoidy.

M. Hankey aj., kteří jsou členy Americké meteorické společnosti, dokončili práci na hardwarovém i softwarovém programu, jehož cílem je virtuální meteorická databáze všech pozorovaných meteorů, jež bude živá, tj. bude se celosvětově doplňovat a do níž bude veřejný přístup. Velký kus programové práce vykonal D. Vida. V současné době probíhá beta testování celého komplexu programu.

H. Devillepoix s týmem popsali projekt, který má docílit sledování bolidů na 2 % zemského povrchu. Cílem projektu je docílit rychlého nalezení dopadnuvších meteoritů, což by přispělo k prohloubení našich znalostí o rané fázi vývoje Sluneční soustavy, ale také propojení vzájemné interakce mezi planetkami oplývajícími pestrou povrchovou mineralogií a meteority, které tu informaci dopravují téměř zdarma na Zemi. Zatím se daří odebírat vzorky povrchu planetek pomocí kosmických sond, což je ovšem velmi nákladné, na rozdíl sbírání od týchž mineralogických vzorků při dopadu meteoritů. Projekt Globální bolidové observatoře byl zahájen v r. 2017 zakládajícími organizacemi sedmi států (Argentina, Austrálie, Kanada, Maroko, Saudská Arábie, UK a USA). Vzorem pro budoucnost oboru se stala Pouštní bolidová síť v severní a jižní Austrálii, pokrývající třetinu nejmenšího kontinentu. V polovině r. 2019 bylo kamerami pokryto území o ploše 0,6 % zemského povrchu a zmíněný cíl pokrytí by mohl být dosažen v první polovině druhé dekády 21. století. Po splnění tohoto cíle by během dalších pěti let bylo možné získat kvalifikované údaje o všech typech meteoritů, které by bylo ihned po objevu možné zkoumat v geologických laboratořích.

G. Ryabova se věnovala bibliografii vědeckých prací v oboru meteorů (mimo práce o meteoritech a meziplanetárního prachu) v období let 2000-2018. V tomto období bylo publikováno v impaktovaných časopisech 2 649 prací. Roční průměr se pohyboval kolem 160 prací. V letech 2000-2009 měly práce v průměru 3,0 autory, ale v letech 2010-2018 stoupl počet spoluautorů na 4,7÷4,9 na práci. V porovnání s jinými obory astronomie se však více publikují práce s jediným autorem; v prvních 10 letech to bylo 31 % prací a dalších letech podíl klesl na 19 %. Ve sledovaném období se počet pracovníků v oboru zdvojnásobil na 588. V posledních 8-10 letech klesl roční počet prací na jednoho odborníka na 0,43, což je mírný pokles proti stavu z první poloviny uplynulého intervalu.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LV. (2020).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 05. januára 2022