Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 17. mája 2007
Tento odstavec tradičně zahajuji výčtem "českých a slovenských" planetek, pojmenovaných v r. 2005: (1445) Konkolya, (6234) Sheilawolfman, (8382) Mann, (10577) Jihčesmuzeum, (11163) Milešovka, (11736) Viktorfischl, (16244) Brož, (20187) Janapittichová, (21754) Tvaruzkova, (22450) Nové Hrady, (29824) Kalmančok, (48785) Pitter, (58578) Žídek, (58579) Ehrenberg, (61404) Očenášek, (66934) Kálalová, (70936) Kámen. Zdůvodnění a další podrobnosti o těchto objektech lze nalézt na obvyklé webové adrese: planetky.astro.cz.
Mezinárodní tým vedený P. Pravcem z Ondřejova uveřejnil obsáhlou studii o planetkách, které nemají definovanou rotační osu, takže se při svém oběhu kolem Slunce převalují a vykazují proto zároveň dvě různé periody světelných křivek. Autoři nalezli pomocí fotometrie již 13 převalovačů, jejichž prototypem je známý křížič (4179) Toutatis s periodami převalování 5,4 a 7,35 d, a dále planetka (253) Mathilde s periodami 17,4 a 10,4 d. A. Morbidelli aj. vysvětlili pomocí někdejší rezonance 2:1 oběžných dob Saturnu a Jupiteru, proč jsou dráhy těchto obřích planet lehce výstředné (0,06, resp. 0,05) a skloněné k ekliptice (2,5°, resp. 1,3°). Současně se tak dá vysvětlit velký počet zachycených Trojanů v Lagrangeových bodech L4, L5 u Jupiteru, jakož i těžké bombardování planet a měsíců sluneční soustavy planetkami v čase 700 mil. roků po jejím vzniku. K témuž závěru dospěli též H. Levison aj., kteří vysvětlují dnešní poměr oběžných dob Saturnu a Jupiteru 2,5 : 1 jako důsledek rychlé rané migrace obou planet. Jak uvedl T. Sherill, prvního Trojana u Jupiteru objevil M. Wolf již r. 1906. Do r. 1966 přibylo dalších 13 Trojanů, ale od té doby nabralo objevování planetek v Lagrangeových bodech soustavy Slunce–Jupiter řádně na tempu: koncem r. 2004 bylo známo už 1654 Trojanů! Naproti tomu Země dosud nemá jediného Trojana a také u Neptunu byl v té době znám pouze jediný Trojan 2001 QR322 o průměru 200 km. Přesto se E. Chiang a Y. Lithwick domnívají, že Neptun by mohl mít o řád více Trojanů než Jupiter, protože stabilita tamějších drah je velmi vysoká. Také u Marsu by dle výpočtů dynamické stability měly být podle H. Scholla aj. větší Trojani dlouhodobě stabilní, na rozdíl od potenciálních Trojanů Saturnu a Uranu.
Událostí roku 2005 v planetkové astronomii se zcela jednoznačně stal objev planetky 2004 MN4 D. Tholenem aj. 19. června předešlého roku. Dodatečně se totiž ukázalo, že objekt byl zaznamenán také dalekohledem Spacewatch již 15. března 2004. Z těchto pozorování vyplynulo, že se tato planetka může srazit se Zemí v pátek 13. dubna 2029. Nová pozorování z konce roku 2004 pravděpodobnost střetu spíše zvyšovala až téměř na 3% (poprvé byl dosažen stupeň 4 na desetidílné Turínské stupnici rizika impaktu!). Kdyby skutečně došlo k jejímu dopadu na Zemi, uvolnila by se při nárazu kinetická energie kolem 850 Mt TNT, čili asi 60krát větší než při výbuchu Tunguzského meteoritu!
Mimochodem, koncem r. 2004 byla upravena Turínská stupnice na barevné zóny: bílá (rizikový stupeň 0); zelená (stupeň 1: budoucí pozorování obvykle vedou k přeřazení objektu do stupně 0); žlutá (stupně 2-4: objekt vyžaduje dohled astronomů, protože riziko srážky přesahuje 1%); oranžová (stupně 5-7: riziko srážky vyžaduje pečlivé sledování a zpřesnění dráhy; veřejnost i vlády mají být upozorněny) a červená (stupně 8-10: střet je prakticky jistý a povede k lokální až globální katastrofě - varování veřejnosti i vlád je povinné).
Naštěstí se planetka o průměru něco přes 300 m přiblížila koncem ledna 2005 k Zemi natolik, že ji mohl sledovat radar v Arecibu. Tak se parametry dráhy zlepšily natolik, že od té chvíle víme, že planetka, definitivně označená jako (99942) Apophis, prosviští 13.4. 2029 kolem Země a ve 21:45 h UT se ocitne v minimální vzdálenosti (37 400 ±800) km od středu Země. Silné slapy Země ji podle D. Scheerese aj. naštěstí neroztrhají; pouze pozmění periodu její rotace ze současných 30,6 h. Podle těchto výpočtů budou moci pozorovat Apophis očima obyvatelé Evropy, Afriky i Asie mezi souhvězdími Sextantu a Raka jako svítící zdroj o nepatrném úhlovém průměru maximálně 2″, jasnosti až 3,3 mag a úhlové rychlosti pohybu až 42°/h; zhruba v této vzdálenosti obíhají Zemi geostacionární družice.
V srpnu pozoroval radar v Goldstone křížiče 2005 OE3 o průměru 150 m, který rotuje velmi pomalu s periodou větší než 100 h. Z těchto přesných pozorování bylo možné spočítat všechna jeho přiblížení k Zemi od r. 1462 do r. 2440; do konce intervalu se se Zemí nesrazí. Na přelomu října a listopadu 2005 odhalil radar v Arecibu, že prototyp křížičů (1862) Apollo má ve vzdálenosti cca 3 km malého průvodce o průměru asi 75 m.
V polovině září 2005 zaparkovala na oběžné dráze ve výšce 20 km u planetky (25143) Itokawa japonská sonda Hajabusa (Sokol). Hlavním úkolem mělo být vyslat na povrch planetky modul Minerva s kamerami a teploměry a získat vstřelením tantalových kuliček rychlostí 330 m/s do regolitu planetky vyvržený materiál, který měl být posléze přepraven na Zemi. Jednotlivé fáze pokusu však narazily na četné technické problémy a výsledek experimentu je zatím zcela nejistý. Podle T. Müllera aj. rotuje planetka o rozměrech 520 x 270 x 230 m v periodě 12 h. Její hmotnost dosahuje 45 Mt a patří k chondritickým planetkám typu Q nebo S. S. Ostro aj. dokázali v Goldstone i v Arecibu získat radarové odrazy od planetky při jejích přiblíženích v r. 2001 a 2004 a odtud odvodili poněkud větší rozměry 594 x 320 x 288 m.
J. Richardson aj. zkoumali následky dopadů planetek na známého obřího křížiče (433) Eros, na jehož povrchu panuje nepatrná gravitace pouhého promile gravitace na Zemi. Ukázali, že již balvan o průměru 2 m způsobí na Erosu globální planetkotřesení a následkem toho degradují předešlé impaktní krátery do 100 m průměru. Planetka o průměru 1 km už roztřese i povrchový regolit do hloubky několika desítek metrů, přičemž dochází k jeho grafitizaci. Podle P. Thomase a M. Robinsona impaktní kráter o průměru 7,5 km vymaže seismickou energií, uvolněnou při svém vzniku, ostatní impaktní krátery do průměru 0,5 km na 40% povrchu Erosa.
A. Kovačevic aj. shrnuli údaje o dobře určených (s přesností na 5%) hmotnostech planetek hlavního pásu, které v jednotkách 10-10 M☉ činí po řadě: Ceres - 4,8; Vesta - 1,2 a Pallas - 1,1. Nejhmotnější planetka Ceres tedy dosahuje jen 1,3% hmotnosti našeho Měsíce. P. Thomas aj. využili kamery ACS HST k zobrazení planetky Ceres, která je nepatrně zploštělá (487 x 455 km) a rotuje v periodě 9,075 h. Z toho plyne, že se nachází v hydrostatické rovnováze a při uvedené hmotnosti má střední hustotu 2,1násobek hustoty vody, takže je zřejmě diferencovaná na kamenné jádro a ledový plášť. Nejhustší (3,4násobek hustoty vody) planetka Vesta je dokonce diferencovaná na kovové jádro, olivínový plášť a tvrdou kůru, tvořenou regolitem, lávovými výlevy a plutonickými horninami.
F. Marchis aj. objevili v srpnu 2005, že planetka (87) Sylvia má dva průvodce, nazvané Romulus a Remus. Jejich průměry činí 18 a 7 km a rotační periody 3,7 a 1,4 dne. Oba průvodci obíhají kolem Sylvie po lehce výstředných drahách ve vzdálenostech 710 a 1360 km v periodách 3,6 a 4,0 dnů. Vlastní planetka o rozměrech 380 x 260 x 230 km má nízkou střední hustotu 1,2násobek hustoty vody. Při úhrnné hmotnosti 1,5.1019 kg tak zřejmě představuje porézní hromadu sutě. Tentýž tým objevil pomocí adaptivní optiky na dalekohledech VLT a Keck, že planetka (121) Hermione o hmotnosti 5.1018 kg má průvodce, jenž obíhá kolem mateřského tělesa po kruhové dráze ve vzdálenosti 770 km v oběžné době 2,6 dne.
Díky spolupráci českých, slovenských, amerických a kanadských astronomů se podařilo v dubnu 2005 odhalit podvojnost planetky (5905) Johnson. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě necelých 22 h a primární kulová složka rotuje v periodě 2,8 h. V říjnu 2005 pak tatáž skupina nalezla dvě různé fotometrické periody 8,5 a 5,8 h (s rozdílnými amplitudami) pro planetku (3982) Kastel. Není však jasné, zda za to může podvojnost planetky, anebo již citované převalování planetky na dráze kolem Slunce. Do třetice v polovině listopadu 2005 se jim podařilo odhalit podvojnost planetky (2006) Polonskaya pomocí mělkých zákrytů v oběžné periodě 19 h. Poměr velikostí složek přesahuje 0,22 a jednotlivé složky dvojplanetky rotují v periodách 3,1 a 6,7 h.
S. Tegler aj. změřili pomocí světelného teleskopu VATT rozměry a další parametry Kentaura (5145) Pholus. Jde o oválné těleso s hlavními rozměry 310 x 160 x 150 km a albedu 4%. Odtud vyplývá průměrná hustota jen 50% hustoty vody, čili jde o porézní hromadu sutě. Těleso rotuje v periodě 10 h, takže jeho zploštění odpovídá rychlosti rotace. Povrch během otáčení tělesa nevykazuje žádné barevné změny. V. Jemeljaněnko aj. studovali rozložení perihelů drah Kentaurů (5 – 28 AU) a odtud odvodili, že velké poloosy jejich drah by měly mít hodnoty nižší než 60 AU. To je však v rozporu se skutečností, že mezi pozorovanými Kentaury je desetkrát více objektů s poloosami vyššími než 60 AU, než kolik je Kentaurů pod touto hranicí. Odtud autoři usuzují, že existuje přídavný zdroj Kentaurů přímo v Oortově oblaku komet a pozorovaní Kentauři jsou směsí obou populací.
V červenci 2005 se poprvé podařilo určit základní dráhové parametry tří jasných transneptunských objektů, 2003 EL61 a UB313 a 2005 FY9, a to na základě sledování kamerou QUEST na Mt. Palomaru. Největším z těchto objektů je zřejmě planetka 2003 UB313, pozorovaná v rekordní vzdálenosti 97 AU od Slunce M. Brownem aj. (v této vzdálenosti se pohybuje v současné době sonda Voyager 1), tedy v blízkosti odsluní! Přesto její jasnost dosahuje 19 mag, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost H = -1,1 (pro srovnání Pluto má H = -1,0), takže za předpokladu stejného albeda by mělo jít o těleso větší než Pluto s teplotou asi 30 K na straně přivrácené ke Slunci. Díky této mimořádné jasnosti je v září 2005 zaznamenal M. Lehký na hvězdárně v Hradci Králové 0,4 m reflektorem ve spojení s kamerou ST7 při třech 90 s expozicích, což je výkon před érou polovodičových matic CCD naprosto neslýchaný. Objekt UB313 projde přísluním ve vzdálenosti 38 AU od Slunce až v lednu 2257, tj. jeho oběžná doba činí plných 557 let při výstřednosti 0,44. Nápadný je také jeho sklon k ekliptice, dosahující 44°. V říjnu 2005 ohlásili M. Brown aj. objev průvodce UB313 24 mag v úhlové vzdálenosti 0,5″ od hlavního tělesa. Odtud lze odhadnout průměry obou těles na 2 700 a 270 km. Objev dává dobrou naději, že se podaří určit hmotnost celé soustavy během několika málo roků.
Také objekt 2003 EL61 je nyní velmi daleko od Slunce, protože přísluním ve vzdálenosti 35 AU projde teprve v prosinci 2133 při oběžné době 285 let. Má rovněž značnou výstřednost 0,19 a sklon 28° a rychle rotuje v periodě 3,9 h. Jelikož je dle M. Browna aj. doprovázen družicí ve vzdálenosti 50 tis. km a s oběžnou dobou 49 d, lze odtud určit hmotnost soustavy na necelou třetinu hmotnosti soustavy Pluto-Charon. Tým M. Browna oznámil navíc počátkem prosince 2005 objev druhé družice planetky EL61, která obíhá ve vzdálenosti 39 tis. km v periodě 34 d. Její kruhová dráha je však skloněna ke dráze první družice pod úhlem 40°! (Kolem samotného objevu planetky 2003 EL61 se strhla v září 2005 mediální přestřelka mezi nezávislými objeviteli M. Brownem aj. a J. Ortizem aj., když první tým obvinil druhý, že mu z interní webové stránky přečetl nepublikovaná data. Jak patrno, vzdálená drobná tělesa sluneční soustavy jsou toho času opravdu vysoko v kurzu, když to objevitelům stojí za takové invektivy.) Konečně planetka 2005 FY9 projde přísluním ve vzdálenosti 39 AU v září 2130 při oběžné době 309 let, výstřednosti dráhy 0,15 a sklonu 28°. Její průměr se odhaduje na 1 800 km.
Naproti tomu již dříve objevená planetka (20000) Varuna obíhá po lehce protáhlé (e = 0,05) dráze ve střední vzdálenosti 43 AU při sklonu 17° a oběžné době 283 let. Těleso je však výrazně zploštělé s poměrem hlavní a vedlejší osy 1,5 díky rychlé rotaci v periodě 6,3 h, neboť při střední hustotě rovné hustotě vody jde zajisté opět o hromadu sutě. Nejvzdálenějším objektem, předběžně přiřazeným do pásma TNO, je planetka (90377) Sedna (= 2003 VB12) s velkou poloosou dráhy 501 AU (!) a oběžnou periodou 10,5 tis. roků. Přísluním ve vzdálenosti 76 AU projde v r. 2075. V současné době je vzdálena 89 AU od Slunce. B. Scott Gaudi aj. odhadli její rotační periodu na 10 h. M. Barucci aj. využili souběžně dvou teleskopů VLT v optické a blízké infračervené oblasti k vícebarevné fotometrii Sedny, která má v pásmu V = 21,3 mag. Při albedu 15% však jeho H = 1,8 a její průměr dosahuje 1 500 km, tj. je větší než Charon. Podle autorů však svými barvami docela připomíná Neptunovu družici Triton, neboť je pokryta ledem dusíku a metanu. C. Trujillo aj. odhadli, že nanejvýš 60% povrchu Sedny pokrývá led metanu. Titíž autoři podobně zkoumali i planetku (90482) Orcus (= 2004 DW), kde méně než polovinu povrchu pokrývá vodní led.
Počet objevených těles v transneptunském (Edgeworthově-Kuiperově) pásu (dále jen TNO) přesáhl v r. 2005 tisícovku, ale úhrnná hmotnost těchto těles bude asi o řád nižší, než se zprvu očekávalo, protože z měření albeda jejich povrchu pomocí infračerveného Spitzerova teleskopu vyplývá, že jde v průměru o dosti světlá tělesa s odrazivostí 12%. Planetka (55565) = 2002 AW197 má podle D. Cruikshanka aj. zatím nejvyšší změřené albedo 17%, takže je téměř určitě pokryta vodním ledem. Obíhá kolem Slunce po dráze o velké poloose 47,5 AU, výstřednosti 0,13 a sklonu 24°. Odtud vyplývá její lineární průměr 700 km.
S. Astakhov aj. zjistili, že asi 10% TNO jsou páry s poměrem hmotností složek blízkým 1, ale s velmi výstřednými oběžnými drahami vůči těžišti soustavy. Těmito vlastnostmi se liší od křížičů i od planetek hlavního pásma. Autoři ukázali, že původně gravitačně slabě vázané dvojice těles se na periférii planetární soustavy sbližují díky slunečním slapům. Následná těsná setkání s třetími tělesy o nevelké hmotnosti svazují původní pár čím dál tím těsněji, čímž lze vysvětlit jak četnost párů, tak i jejich protáhlé dráhy. Jak uvedli M. Brown aj., průměrná hmotnost objevených TNO se pohybuje kolem 4.1019 kg a jejich hlavní průvodci mají dráhy v rozmezí výstředností 0,3 – 0,8 a s periodami 7 – 900 dnů.
H. Kobajaši aj. odhadli na základě numerických simulací celkovou hmotnost těles TNO na 10% hmotnosti Země, což je padesátkrát méně, než by se dalo čekat z odhadované hmotnosti sluneční pramlhoviny. Jelikož v tomto pásu se nacházejí minimálně dvě různé populace těles ("horká" složka s velkými sklony a "chladná" složka s malými sklony drah k ekliptice), autoři soudí, že za tento deficit je odpovědné těsné setkání s cizí hvězdou v rané fázi vývoje sluneční soustavy. Pokud podle simulací hvězda proletěla ve vzdálenosti 90 AU od Slunce ve sklonu 60° k ekliptice, vyvolala gravitačními poruchami migraci perihelů těles z Oortova oblaku směrem ke Slunci, přičemž se většina materiálu ze sluneční soustavy poztrácela a zbytek vytvořil dnešní horkou složku pásu TNO.
W. Altenhoff aj. využili faktu, že mezi TNO je tolik dvojic, k odhadu průměrné hustoty těles TNO na pouhých 20% hustoty vody, což dosti dobře odpovídá hustotě jádra Halleyovy komety (29%) Pokud by byl tento odhad správný, dosáhla by celková hmotnost planetek TNO jen 1023 kg, tj. necelá 2% hmotnosti Země.
Počátek r. 2005 byl ve znamení komety C/2004 Q2 Machholz, která byla od konce r. 2004 již viditelná očima a kolem Tří králů 2005 navíc procházela v blízkosti Plejád, takže se stala vděčným objektem pro půvabné snímky. V té době vykazovala vějířový prachový chvost a ze změn směru výtrysků se zdařilo určit rotaci jádra v periodě 0,4 d. Největší jasnosti 3,4 mag dosáhla 9. ledna. Očima byla pozorovatelná až do poloviny března.
Dne 19. května 2005 byla objevena kometa 19 mag C/2005 K2 LINEAR, z níž se dle Z. Sekaniny již koncem dubna oddělil rychlostí menší než 1 m/s průvodce, který však brzy zanikl. Jádro komety se znovu zjasnilo 9. června na 9 mag a vzápětí se rozpadlo na dvě složky. Kometa prošla přísluním koncem června 2005 ve vzdálenosti 0,7 AU od Slunce při lehce retrográdním sklonu dráhy 94°.
Největší událostí roku v kometární astronomii se ovšem stal experiment Deep Impact (Drtivý dopad), při němž na protáhlé (14 x 4 x 4 km) jádro periodické komety 9P/Tempel 1 narazil 4. července 2005 rychlostí 10 km/s pod úhlem 25° k povrchu měděný projektil jako nestvůrné "geologické kladivo" o hmotnosti 370 kg s kinetickou energií 20 GJ. Vyvolalo tak rychlé zjasnění vnitřní komy o více než 2 mag, které dosáhlo maxima asi 15 min. po srážce. Sonda ROSETTA zaznamenala až sedminásobné zjasnění velmi jemného prachu kolem jádra v první půlhodině po impaktu, které přetrvávalo alespoň 8 h. Prachová obálka se rozpínala rychlostí až 250 m/s. Zjasnění komy o čtvrtinu během 2 h pozoroval také infračervený teleskop SST v pásmu 5 – 35 µm a HST, jenž zaznamenal největší rozsah zjasnění až téměř 5 h po dopadu projektilu. Zpracování pozorovací kampaně probíhalo velmi rychle a již v říjnu 2005 byla publikována první série vědeckých prací, věnovaných výsledkům tohoto odvážného a přitom zcela zdařilého pokusu. Podle M. A'Hearna aj. byly na povrchu jádra komety zaznamenány četné impaktní krátery i příznaky mladého i starého terénu, svědčící o geologické aktivitě v nitru, kde se zřejmě dosud nacházejí také organické látky. Podle M. Küpperse aj. se při nárazu uvolnilo 4 500 t vody, ale energie nárazu zdaleka nestačila na její vypaření.
M. Micheli nalezl shodu drah zaniklé komety D/1819 W1 Blanpain s planetkou 2003 WY25, která proletěla v polovině prosince 2003 ve vzdálenosti necelé 4 mil. km od Země. Navzdory velké blízkosti se však stále jevila jen jako svítící bod. Její dráhové parametry: a = 3,1 AU; e = 0,7; i = 9°; q = 1,0 AU; oběžná doba 5,4 r; se však velmi dobře shodují jednak s drahou komety Blanpain a jednak s parametry nečekaného meteorického roje Phoenicid, který byl v činnosti 5. prosince 1956 a dosáhl maxima 300 met/h.
P. Gronkowski přišel s novým vysvětlením pro výbuchy periodické komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, která se pohybuje po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 6 AU od Slunce a přitom jeví jednou až dvakrát ročně nápadná zjasnění z klidové jasnosti 18 mag až o 8 mag! To odpovídá výbuchům s uvolněnou energií až 1 TJ, čili náhlé ztrátě až 1 Mt látky. Autor soudí, že za tyto výbuchy může kombinace rotace velkého jádra komety a polohy dráhy komety na okraji zóny krystalizace vodního ledu ve sluneční soustavě. Tepelná vodivost v krystalickém ledu je totiž o několik řádů vyšší než u amorfního ledu a fázový přechod mezi oběma stavy ledu vyvolává zmíněné výbuchy.
Koncem října 2005 se podařilo znovunalézt periodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann 3 jako objekt 19 mag, který se předběhl o 10 h proti předpovědi. Přísluním pak prošla 6. června 2006 s parametry oběžné dráhy: a = 3,1 AU; e = 0,7; i =11°; q = 0,9 AU a periodou 5,8 r. Jádro komety bylo již dříve rozštěpeno na 3 složky, z nichž se podařilo dohledat složku C, která pak v květnu 2006 prošla ve vzdálenosti jen 12 mil. km od Země.
J. Harmon a M. Nolan zpracovali radarová pozorování periodické komety 2P/Encke během jejího přiblížení k Zemi v listopadu 2003. Kometa tehdy proletěla v minimální vzdálenosti 40 mil. km od Země, takže se stala cílem radarového zkoumání na observatoři Arecibo již podruhé jako zatím jediná kometa sluneční soustavy - poprvé se to zdařilo v listopadu 1980, kdy však byla o 9 mil. km dále. Tak se potvrdilo, že její jádro je oválné s nejdelší osou dlouhou 9 km, a že rotuje v periodě 11 h. Hustota povrchového regolitu kolísá od 05 do 1,0 násobku hustoty vody. V téže době sledovala kometu též družice Chandra, která dle C. Lisseho aj. získala rentgenové čárové spektrum komety s emisemi jader C, O, N a Ne na sluneční straně komy, na niž naráží sluneční vítr rychlostí až 600 km/s.
D. Jewitt upozornil na výskyt tzv. spících komet, jejichž prototypem je planetka (5335) Damocles, objevená v r. 1991. Jde vesměs o neaktivní členy rodiny Halleyovy komety a v současné době je známo již tucet členů rodiny. Spící komety mají poloměry 2 – 70 km, ale s mediánem pouhých 8 km. Vyznačují se tmavým povrchem s albedem 4%, což je dáno vysokým zastoupením uhlíkatých sloučenin v jejich regolitu.
T. Hoffman a B. Marsden připomněli historii komet, které svými drahami "olizují" Slunce. První těleso, patřící do této pozoruhodné třídy komet, bylo pozorováno od února do dubna 1843 a je známo jako Velká březnová kometa 1843 (formálně označená jako C/1843 D1 nebo 1843 I). Proletěla přísluním 27. února ve vzdálenosti pouhých 830 tis. km od Slunce a byla v té době viditelná očima i ve dne v úhlové vzdálenosti jen 1° od slunečního kotouče! Velká poloosa její retrográdní dráhy dosahuje 64 AU a v odsluní se vzdaluje na 129 AU, takže její oběžná doba činí více než 500 roků. Jak se později ukázalo, patří do proslulé Kreutzovy rodiny komet, která podle Marsdena vznikla rozpadem obří komety o průměru jádra cca 100 km při jejím průletu přísluním v r. 372 BC. Rozpad této jasné komety na dvě části totiž zaznamenal soudobý řecký astronom Ephorus.
Do této rodiny patří též kometa C/1882 R1, známá jako Velká zářijová kometa 1882 a další jasná kometa Ikeya-Seki C/1965 S1, rovněž viditelná očima ve dne. Naprostý převrat ve zkoumání Kreutzovy rodiny komet však přinesla až sluneční družice SOHO, která 5. srpna 2005 nalezla již tisící kometu, lízající Slunce. Valná část z první tisícovky patří do Kreutzovy rodiny, která se dále štěpí na nové podsložky, jak ukázal Z. Sekanina. Mimochodem, při hledání těchto komet sehráli nenahraditelnou úlohu astronomové amatéři, kteří pečlivě prohlížejí snímky z koronografu LASCO na webových stránkách družice SOHO a v pohodlí na obrazovkách svých počítačů objevují často velmi nepatrné komety, které jsou spíše shluky drobných částic slabě držících pohromadě a ničených Sluncem v přísluní.
D. Hutsemékers aj. zkoumali zastoupení izotopů 12C/13C a 14N/15N jak v kometách Jupiterovy rodiny, tak v těch, jež pocházejí z Oortova oblaku komet. Zjistili, že tyto poměry jsou v obou skupinách tytéž, což je jistým překvapením, protože komety Jupiterovy rodiny mají svůj původ v dalekém Edgeworthově-Kuiperově pásu, zatímco komety Oortova mračna vznikaly paradoxně mnohem blíže, ve vzdálenostech 5 – 30 AU od Slunce. P. Francis studoval rozložení perihelů dlouhoperiodických komet v souvislosti s jejich absolutní hvězdnou velikostí. Především ukázal, že tok komet vnitřní částí sluneční soustavy je menší, než se dosud uvádělo, protože počet komet se slabšími absolutními magnitudami dostatečně neroste. Rovněž tak neroste počet komet s delšími perihely. To tedy znamená, že Oortův oblak komet obsahuje jen asi 500 mld. komet do H = 17 mag a jen 200 mld. komet do H = 11 mag. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje nanejvýš 40 Mz, ale spíše až o řád méně. To tedy znamená, že i ty nejmenší komety z Oortova oblaku se trefí do Země nanejvýše jednou za 40 mil. roků, a že prostorová hustota interstelárních komet je zanedbatelná. Největší kometární jádra mají hmotnosti řádu 1 Tt, ale průměrné hmotnosti se pohybují kolem 50 Gt. Lze však očekávat, že tyto statistiky budou brzy překonány díky chystaným zevrubným přehlídkám oblohy, které proběhnou během nejbližších deseti let.
M. Jura se zabýval otázkou, zda lze budoucími astronomickými družicemi typu TPF nebo Darwin zaznamenat extrasolární komety u cizích hvězd. Jelikož např. Westova kometa rozptylovala více slunečního světla než naše Země a prachový chvost komety Hale-Bopp byl zhruba stejně svítivý jako Země, není to tak fantastické, jak by se na první pohled zdálo. V naší sluneční soustavě se totiž po 1% doby vyskytují komety stejně svítivé jako kometa Hale-Bopp a vzácněji i komety stokrát svítivější než Země. Podobné komety u cizích hvězd by teď mohly být zobrazeny pomocí TPF. Mimochodem, kometa C/1995 01 Hale-Bopp je stále ještě v dosahu pozorování ze Země: 8. ledna 2005 ji zobrazil 6,5 m Clayův teleskop v Chile jako objekt 20 mag, jenž má dosud chvost o úhlové délce 10″. O měsíc později se kometa zjasnila na 18,5 mag, ač v té době byla již plných 21 AU od Slunce!
Z. Ceplecha a D. Revelle uveřejnili stěžejní práci, popisující hypersonický průlet meteoroidů zemskou atmosférou. Ukázali, jak se původní tělísko rozpadá na větší úlomky a shluky malých úlomků, jak meteoroid ztrácí při průletu hmotu a jak září. Výsledky řešení diferenciální rovnice pro jedno těleso kalibrovali pomocí dat pro bolidy Lost City, Innisfree a Benešov. Jde o jedinečné a komplexní řešení, protože příslušné pásmo hypersonických rychlostí nelze testovat žádnými pozemskými experimenty. J. Borovička aj. analyzovali soubor 97 spekter meteorů s pozorovanými jasnostmi od +3 do -1 mag, tj. pro meteoroidy s průměrem 1 – 10 mm. Ze vzhledu spekter lze rozlišit tři typy populací: I. železo-niklové meteoroidy s planetkovými (Apollo) drahami; II. dráhy s perihely pod 0,2 AU od Slunce; III. dráhy podobné dráze komety Halley. Speciálním případem jsou Geminidy, u nichž se projevuje kolísání v zastoupení sodíku. H. Hsieh a D. Jewitt hledali marně jakýkoliv náznak kometární aktivity u planetky (3200) Phaeton, jejíž dráha souhlasí s drahou Geminid, jak ukázal již v r. 1983 F. Whipple.
P. Wiegert aj. připomněli aktivitu meteorického roje tau Herkulid dne 9. června 1930, kdy jeho ZHR (zenitová frekvence meteorů) dosáhla 60. Těsně předtím byla objevena mateřská kometa tohoto nepravidelného roje 73P/Schwassmann-Wachmann 3, která se tehdy přiblížila k Zemi na 9 mil. km a byla na hranici viditelnosti očima. Kometa patří do Jupiterovy rodiny komet s oběžnou dobou 5,5 r. Znovu však byla nalezena až při návratu ke Slunci v r. 1979 a do třetice v r. 1990. Při dalším návratu v září 1995 se začala rozpadat. Herkulidy by se dle výpočtů mohly opět objevit v r. 2022 a 2049. J. Vaubaillon aj. prozkoumali okolnosti mimořádné aktivity nepravidelného meteorického roje Bootid dne 23. června 2004, který po dobu 7 h jevil ZHR až 30. Předtím se projevil v letech 1916. 1927 a 1998, kdy dosáhl ZHR až 100! Mateřskou kometou roje je periodická kometa P7/Pons-Winnecke s poloměrem jádra 2,6 km, která projde přísluním ve vzdálenosti 1,25 AU dne 27. září 2008. P. Wiegert a P. Brown uvedli, že známé lednové Kvadrantidy byly poprvé pozorovány teprve v r. 1835. Vyznačují se ostrým maximem a krátkým trváním pouhých 12 h. Z mateřského tělesa 2003 EH1 byly vyvrženy někdy kolem r. 1800. Postupně se však ukázalo, že jsou součástí velkého proudu meteoroidů, jehož zdrojem je nejméně pět různých komet a nejméně 10 planetek, křižujících zemskou dráhu. Minimální stáří proudu činí 3 500 roků. Jeho střední dráhové elementy jsou: a = 3,34; e = 0,67; q = 0,98; i = 71°; v = 41 km/s.
Jak shrnul J. Rao, je dubnový meteorický roj Lyrid s mateřskou kometou C/1861 G1 Thatcher vůbec nejstarším doloženým meteorickým rojem, byť obvykle nevyniká zvláštní aktivitou, když maximální ZHR dosahují stěží 20. Podle čínských kronik se totiž tento nenápadný roj projevil jako meteorický déšť už v letech 687 a 15 př. n.l. Další déšť Lyrid zaznamenaly korejské kroniky v r. 1136 n.l. Lyridy též překvapily obyvatele Richmondu, Va. v USA v r. 1803 dvouhodinovým "ohňostrojem" a znovu byly aktivní v letech 1922 a 1982 - tehdy činily ZHR až 90. Mateřská kometa roje vyniká mimořádně dlouhou oběžnou dobou 415 roků a velkým sklonem dráhy k ekliptice 79°. Zvýšená aktivita Lyrid však vůbec nesouvisí s průchodem komety přísluním jako u jiných "dešťových" rojů. P. Jenniskens ukázal již před několika lety, že jde o důsledek kolísání polohy barycentra sluneční soustavy, za něž jsou odpovědné téměř výhradně čtyři obří planety sluneční soustavy, především Jupiter a Saturn. Tím se totiž během doby poněkud posouvá i poloha Země vůči centrální linii roje Lyrid a to pak vede ke zmíněným dešťům nezávisle na poloze komety Thatcher na její protáhlé dráze, když v přísluní se dostává do vzdálenosti jen 0,9 AU od Slunce, kdežto v odsluní na více než 110 AU.
P. Jenniskens a E. Lyytinen uvedli, že zdrojem meteorických dešťů Andromedid v letech 1872 a 1885 (ZHR až 10 000) byla kometa 3D/Biela, objevená v r. 1826 v Josefově a dále pozorovaná v r. 1832. Při dalších pozorovaných návratech v letech 1846 a 1852 se postupně rozpadala a zanikla. Podobně dopadla už zmiňovaná kometa D/1819 Blanpain, po níž zbyl úlomek v podobě 400 m planetky 2003 WY25 a nepravidelný meteorický roj Phoenicid. (J. Watanabe aj. předpověděli, že Phoenicidy se opět dostaví v prosinci 2014.) Třetím takovým případem je dodnes velmi bohatý a krátkotrvající roj Kvadrantid s mateřskou kometou C/1490 Y1 a pozůstalou planetkou 2003 EH1. Také silný červnový denní meteorický roj Arietid má dokonce celou mateřskou rodinu komet lízajících Slunce s oběžnými periodami 5,5 roku, jak ukázal B. Marsden. Když k tomu přidáme neméně bohaté Geminidy s mateřskou planetkou (3200) Phaeton, poprvé pozorované teprve v r. 1862, vyplývá odtud zřejmý závěr, že vydatné, avšak silně nehomogenní, krátkoperiodické meteorické roje jsou důsledkem relativně nedávných rozpadů komet.
J. Vaubaillon aj. vyvinuli nové metody pro určení pravděpodobných časů mimořádných maxim meteorických rojů i jejich ZHR díky shlukům částic, uvolněných během epizod zjasnění z mateřské komety. Metody vyzkoušeli na některých historických kometách s dobrým výsledkem a tak se pokusili předpovědět příští meteorický déšť Leonid na listopad 2034. K. Merz aj sledovali radarem TIRA čelní ozvěny Leonid při deštích v r. 1999 a 2001. Ukázali, že mezi teleskopickými meteory se zvýšení četnosti Leonid v poměru ke sporadickým meteorů projevilo jen nepatrně, čili že drobnější částice v roji prostě chybějí. To je příznivá zpráva pro okolozemní kosmonautiku, protože se tím zmenšuje nebezpečí srážky umělých objektů s meteoroidy tohoto roje.
D. Galligan a W. Baggaley uveřejnili výsledky zpracování drah 500 tis. radarových meteorů, získaných radarem AMOR na Novém Zélandě mezi květnem 1995 a říjnem 1999. Vysoká citlivost zařízení na meteorické mikročástice s rozměry nad 40 µm umožnila u sporadických meteorů odlišit tři složky pozadí: helion, antihelion a apex. Odečtením těchto vlivů pak mohli autoři zkoumat skutečné rozložení meteorů v okolí Země. J. Jones aj. podali první zprávu o výsledcích kanadského radarového systému pro pozorování meteorů CMOR, který pracuje od r. 2001 na třech stanicích v okolí města Tavistock v Ontariu na souměrné severní zeměpisné šířce k novozélandskému radaru AMOR. Kanadské radary vysílají signály na frekvenci 30 MHz. V nepřetržitém provozu získávají asi 1500 drah radarových meteorů denně s přesností určení jejich směru na 6° a lineární rychlosti na 10%.
K. Hill aj. dokázali kombinací radarových pozorování meteorů s videozáznamy a s pozorovanými impakty mikrometeoroidů na pláště umělých družic Země, že k nám přilétají také intestelární meteoroidy, vyznačující se podstatně vyššími rychlostmi střetu, než je hraničních 72 km/s pro objekty ze sluneční soustavy. Tyto objekty dosahují rychlostí až 500 km/s a podle modelových výpočtů mají hmotnosti v rozmezí od 1 µg do 0,1 pg. Meteoroidy o hmotnosti 1 ng a rychlosti 300 km/s dosahují maximální jasnosti +8,5 mag již ve výšce 190 km nad zemí.
B. McBreen aj. se domnívají, že příčinou vzniku chondrulí - zaoblených zrnek, která nalézáme v meteoritech, mohly být gigantické blesky ve sluneční pramlhovině, vyvolané blízkými zábleskovými zdroji záření gama (GRB). Energie těchto blesků totiž mohla být až bilionkrát vyšší než jsou současné blesky v zemském ovzduší. Elektrická bouře, vyvolaná blízkými GRB či magnetary, mohla trvat i týden a způsobila při tomto relativně krátkém trvání, že chondrule napříč celou sluneční soustavou mají týž rozměr řádu 1 mm.
Na povrchu mnoha malých těles sluneční soustavy (přirozených družic obřích planet, Kentaurech a TNO), vyznačujících se nápadně červeným odstínem, se podle starší domněnky C. Sagana nalézá tholin, což je směs metanu a dusíku v červeném dehtu. Tholin lze považovat za mimořádně vhodný prebiotický materiál a jeho hojnost je dobrým příslibem pro budoucí hledání stop života ve sluneční soustavě i mimo ni. M. Drake se zabýval otázkou, kde se vzala voda na terestrických planetách, najmě pak na Zemi. Tvrdí, že bombardování Země kometami a planetkami na to nemohlo stačit a že vnitřní planety získaly vodu zcela jinou cestou. V rané fázi svého vývoje se totiž zárodečná prachová zrnka nacházela v řídkém plynném oblaku, jehož hlavní složky byly H2, He, H2O a CO2. Prachová zrnka v oblaku adsorbovala molekulární vodík a vodu na svém povrchu a když se posléze sbalila do planet, stačilo to bohatě i na nejvodnatější pozemský oceán. Podobně jsou vodnaté dokonce i planetky ve vnější části hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Merkur a a Měsíc však o "svou" vodu přišly při impaktech velkých planetek, které stačily tuto vodu odpařit. Venuše ztratila vodu fotodisociací molekul na hranici své atmosféry vinou silného ultrafialového záření Slunce.
R. Greenwood aj. ukázali, že rychlá akrece na menší tělesa sluneční soustavy v rané fázi jejího vývoje způsobovala částečné i úplné roztavení těchto těles energií četných nárazů. Zejména se tavila ta tělesa, která jsou diferencovaná na jádro a plášť, což se týká i terestrických planet, které byly nataveny během 15 – 33 mil. let po svém vzniku. G. Wurm aj. uskutečnili pozoruhodný pokus, při němž vrhali milimetrová prachová zrnka SiO2 proti pevnému centimetrovému terči. Při rychlostech nárazu pod 13 m/s se zrnka buď odrazila, anebo částečně rozdrtila. Při vyšších rychlostech se však až polovina hmotnosti zrnka přilepila k terči, což je přesvědčivý důkaz, že planetesimály mohou při vzájemných srážkách růst.
I. Song aj. si všimli okolnosti, že kolem některých hvězd hlavní posloupnosti se kromě studeného prachu v podobě "Kuiperových pásů" vyskytuje také teplý prach o teplotách nad 120 K. Poprvé byla jeho existence prokázána ve středním infračerveném pásmu při měřeních družice IRAS, ale nyní se zjistilo díky infračerveným pozorování Keckova teleskopu, že se vyskytuje i v okolí hvězdy slunečního typu BD+20 30, vzdálené od nás 90 pc. Oblak prachu o teplotě 650 K obklopuje hvězdu ve vzdálenosti 0,25 AU. Autoři se domnívají, že teplý prach vzniká při častých srážkách planetesimál, což se mohlo dít i na počátku vývoje naší planetární soustavy - dnešním pozůstatkem je pak známé zodiakální světlo.
Kosmická sonda Voyager 1 překonala definitivně po 27 letech letu v květnu 2005 rozhraní terminální rázové vlny ve vzdálenosti 94 AU od Slunce, takže předešlé zprávy o překročení této hranice již v r. 2002 byly mylné. Projevilo se to skokovou změnou rychlosti slunečního větru z nadzvukové na podzvukovou a také skokem v indukci meziplanetárního magnetického pole. Sonda se nyní pohybuje v heliomagnetické pochvě a během příští dekády zřejmě dospěje k heliopauze, kde je sluneční vítr zabrzděn interakcí s mezihvězdným plazmatem.
E. Pitěvová uveřejnila velmi přesné efemeridy poloh planet a Měsíce a hodnoty příslušných astronomických konstant na základě 317 tis. měření jejich poloh opticky i radarem v letech 1913-2003. Do výpočtů zahrnula korekce obecné teorie relativity i gravitační poruchy 300 nejhmotnějších planetek. Počítala přitom se zploštěním Slunce 2.10-7 a s velikostí astronomické jednotky (AU) 149 597 870,696 0 km. Celkový počet přirozených družic (měsíců) obřích planet dosáhl v r. 2005 úctyhodných 152 položek (Jupiter 63, Saturn 50, Uran 26 a Neptun 13).
V. Bhalerao a M. Vahia odhadli úhrnnou hmotnost Oortova oblaku komet na 0,12 – 0,95 Mj. Současně vyloučili existenci hvězdného souputníka Slunce, který má způsobovat údajné globální vymírání života na Zemi v periodě 27 mil. roků, obvykle označovaného jako Nemesis. Jako horní mez hmotnosti případného dosud neobjeveného tělesa v Oortově oblaku uvedli 44 Mj, což odpovídá nanejvýš hnědému trpaslíku. Podobně N. Zakamská a S. Tremaine odvodili horní mez urychlení barycentra sluneční soustavy vůči soustavě milisekundových pulsarů a pulsujících bílých trpaslíků. Odtud vychází, že do vzdálenosti 200 AU od Slunce se nenachází žádné neodhalené těleso s hmotností větší než 1 Mj a do 400 AU větší než 4 Mj.
Koncem září 2005 ztroskotal první pokus Mezinárodní astronomické unie (IAU) o oficiální definici planety sluneční soustavy. Příslušná pracovní komise, ustavená IAU, oznámila ústy svého předsedy I. Williamse, že se nedohodla na všeobecně přijatelné definici. Jak známo, už delší dobu panují mezi mnoha odborníky pochybnosti, zda je správné řadit Pluto mezi planety. Celou situaci ještě více zkomplikoval objev TNO 2003 UB313, o němž se v r. 2005 podařilo ukázat, že je o něco větší než Pluto, neboť je tím pravděpodobnější, že během času bude v pásmu TNO objeveno mnohem více srovnatelně velkých objektů.
Teprve v r. 2005 se objasnil rozpor mezi helioseismologickým určením hloubky konvektivní zóny ve Slunci a výpočtem na základě dosavadních hodnot zastoupení prvků C,N,O ve slunečním nitru. Jak uvedli J. Drake a P. Testa, díky družici Chandra se podařilo změřit relativní zastoupení neonu vůči kyslíku z rentgenových spekter 21 hvězd, vzdálených méně než 100 pc od nás. Odtud vyplynulo, že ve Slunci bylo chybně určeno množství neonu a to pak nepříznivě ovlivnilo i zastoupení skupiny CNO ve slunečním nitru, které bylo o celou třetinu přeceněno. Jakmile se pro výpočet hloubky sluneční konvektivní zóny použije "hvězdných" poměrů zmíněných prvků, dostaneme tutéž hodnotu jako z helioseismologie.
Navzdory úžasnému pokroku v rozlišovací schopnosti při pozorování Slunce umělými družicemi Země i pozemními dalekohledy s adaptivní optikou není stále zodpovězena otázka, odkud se bere přinejmenším dvěstěkrát vyšší teplota sluneční koróny oproti fotosféře. Jak uvedl R. Walsh, z kombinace pozorování družicemi SOHO a TRACE sice vyplývá, že klíčovou úlohu při ohřevu mají sluneční magnetická pole; rozličné navržené modely přenosu energie do koróny však stále spíše selhávají, anebo nemohou být dostatečně účinné. D. Tsiklauri se domnívá, že Slunce funguje jako magnetohydrodynamický generátor energie a vypočítává pět základních možných mechanismů: 1) Silný stejnosměrný elektrický proud a magnetická rekonexe v koróně; 2) Ohřev koróny střídavým elektrickým proudem; 3) Ohřev zvukovými vlnami z chromosféry; 4) Magnetická rekonexe v chromosféře; 5) Výběrová filtrace vysokých rychlostí.
A. Fossumová a M. Carlsson sice díky družici TRACE našli očekávané vysokofrekvenční zvukové vlny o frekvencích 10 – 50 mHz, ale ty přenášejí zcela nedostatečné množství očekávané energie ze spodní chromosféry. Zdá se, že střední a horní chromosféru ohřívají magnetická pole, ale i tam jsou problémy, jak ukázali H. Isobe aj. při sledování ohřevu a urychlování ve filamentech a jejich okolí. Obrazně řečeno je potřebí vysvětlit, jak může být těžká hustá kapalina urychlována a silně ohřívána lehkou řídkou tekutinou.
Docela překvapivě se při zobrazování sluneční koróny během úplných zatmění Slunce prosazuje outsider - brněnský matematik M. Druckmüller, který se už řadu let soustavně věnuje systematickému digitálnímu snímání změn v koróně během všech dostupných úplných zatmění. Snímky pak skládá a zpracovává moderními matematickými metodami zpracování obrazů a jejich kvalita dává nové možnosti studia koróny a její časové proměnnosti, jak o tom v srpnovém úvodníku z r. 2005 napsal šéfredaktor časopisu Sky and Telescope R. Fienberg.
Koncem ledna 2005 vzplanula ve skupině slunečních skvrn NOAA 720 na severozápadním okraji Slunce jedna z největších slunečních erupcí v historii, srovnatelná jedině s úkazy z r. 1956 a 1989. Zemi totiž již po 15 minutách od rentgenového signálu z erupce zasáhly protony a neutrony o energiích řádu 1 GeV, které putovaly přímo z nitra erupce, nikoliv z rázové vlny v koróně. Erupce se přitom odehrála hluboko v sestupné fázi cyklu sluneční činnosti a představuje tak velké varování pro všechny pilotované kosmické lety za hranice radiačních pásů Země, protože v takových případech by astronautům hrozila nemoc z ozáření. I. Veselovskij aj. komplexně analyzovali pozorování Slunce v období výjimečné aktivity na přelomu října a listopadu 2003, kdy koronální ejekce hmoty odnášely rekordní energie podobně jako propukající série slunečních erupcí. Autoři odtud vyvozují, že zdroj anomální aktivity ležel dokonce pod fotosférou a příval energie pak jako velká voda bral po cestě ven všechno, co mu stálo v cestě.
V učebnicích se většinou traduje, že objevitelem slunečních skvrn byl Galileo Galilei v r. 1610, a že dokonce vznikl spor o prioritu tohoto objevu s dalšími pozorovateli z téže doby, tj. J.a D. Fabriciusovými a Ch. Scheinerem. Ve skutečnosti již r. 1607 pozoroval sluneční skvrnu v Praze J. Kepler škvírou mezi střešními taškami, která posloužila jako camera obscura; domníval se však chybně, že vidí přechod Merkuru přes Slunce. Jak však uvádí A. Van Helden, celá řada anonymních pozorovatelů v Evropě viděla sluneční skvrny očima už mnohem dříve (i několik dnů po sobě, jako např. v r. 807 n.l.), ale většinou je rovněž považovali za přechody Merkuru. Pouze Marco Polo během své expedice v Číně pozoroval vědomě sluneční skvrny během písečných bouří a svá pozorování publikoval v r. 1319. Nejstarší čínské záznamy o skvrnách na Slunci ovšem pocházejí již z r. 28 př. n.l.
C. de Jager uveřejnil významnou práci o vztahu sluneční činnosti a pozemského klimatu s ohledem na okolnost, že ve druhé polovině XX. stol. bylo Slunce nejaktivnější za posledních 1150 roků. Především tvrdí, že občas nadhazovaný vztah mezi klimatem a polohou barycentra sluneční soustavy vůči středu Slunce nemůže existovat, protože rychlost pohybu Slunce vůči barycentru je o tři řády menší než relativní rychlosti pohybů hmot uvnitř i na povrchu Slunce. Jinými slovy, pokud má Slunce vliv na klima, tak je příčinou změn Slunce samo. Jelikož celkový zářivý výkon Slunce je mimořádně stálý s výkyvy na úrovni zlomků promile, lze hledat kauzální souvislosti spíše s extrémně energetickými projevy sluneční činnosti, tj. koronálními ejekcemi hmoty nebo změnami rychlosti a hustoty slunečního větru a změnami v toku slunečního kosmického záření. E. Pallé aj. sice tvrdí, že zvýšení toku kosmického záření zvyšuje celkovou oblačnost na Zemi, což by mělo zajisté i vliv na klima už proto, že v podstatě světlá oblaka zvyšují albedo Země. Jenže ve druhé polovině XX. stol. celkové albedo Země klesalo a začalo stoupat až po r. 2000, takže to vůbec nehraje dohromady. Zdá se, že dostatečně přesné údaje o sluneční činnosti, oblačnosti a albedu Země i intenzitě kosmického záření pocházejí zatím z příliš krátkého období, než abychom je mohli navázat na mnohem delší, dosti věrohodné údaje o kolísání zemského klimatu.
Dátum poslednej zmeny: 17. mája 2007