Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 29. apríla 2008
Rozhodnutí Mezinárodní astronomické unie (IAU) na srpnovém kongresu v Praze se projevuje v mírném přeorganizování odstavců Žní objevů s tím, že údaje o trpasličí planetě Ceres (1) zůstanou geneticky v odstavci o planetkách hlavního pásu, zatímco poznatky o Plutu (134340) a Eris (136199) budu zcela logicky zařazovat do odstavce o transneptunských tělesech (TNO) a Kentaurech. Reklasifikací Pluta nepochybně vzrostl význam TNO pro popis struktury sluneční soustavy, takže tento odstavec bude napříště začínat údaji o trpasličích planetách.
V únoru 2006 sledovala kamera ACS HST okolí Pluta a potvrdila tak existenci dvou nových družic trpasličí planety, objevených v r. 2005, o jasnostech cca 23 mag. Současně vyloučila až do meze citlivosti kamery (V = 26,8 mag) případnou existenci družic dalších. S. Stern aj. ukázali, že obě družice, nazvané Nix (Pluto II = S/2005 P2) a Hydra (Pluto III = S/2005 P1), obíhají kolem Pluta po kruhových drahách v téže rovině jako Charon a jejich oběžné doby jsou v přibližném poměru 1:4:6 a tudíž dlouhodobě stabilní. Průměr nových, velmi světlých (albedo 35%) družic odhadli na 60 a 50 km. Nejpřesnější výsledky měření parametrů soustavy družic Pluta pomocí ACS HST uveřejnili M. Buie aj. Odtud vycházejí poloměr Pluta 1153 km a Charonu 604 km; hustoty Pluta 2,0 a Charonu 1,65 hustoty vody a hmotnost celé soustavy 1,5.1022 kg. Sklony téměř kruhových drah Charonu, Nix a Hydry jsou vesměs 96° (koplanární dráhy) a oběžné doby po řadě 6,4; 24,9 a 38,2 d při vzdálenostech 19 571, 48 675 a 64 780 km od Pluta.
Všechna tři obíhající tělesa vznikla zřejmě při jediné srážce; nebyla tedy zachycena při nějakém těsném průletu. M. Lee a S. Peale upozornili, že v pohybu družic Nix a Hydra se musí projevit nápadné odchylky od Keplerova zákona, jelikož družice Charon s hmotností ani ne o řád nižší než Pluto výrazně ruší jejich dráhy.
A. Gulbisová aj. a M. Person aj. využili pozemních pozorování zákrytu hvězdy C313.2 (R = 15 mag) Charonem 11. července 2005 na observatořích v Austrálii, Polynézii a v Jižní Americe ke zlepšení hodnoty jeho poloměru na 606 km. Odtud vyplývá průměrná hustota Charonu 1,7násobek hustoty vody, což znamená, že 63% hmotnosti Charonu tvoří horniny, zatímco zbytek je led (Pluto obsahuje 73% hornin). K podobným hodnotám dospěli na základě sledování zmíněného zákrytu pomocí HST také B. Sicardy aj. Obdrželi tak celkovou hmotnost soustavy Pluto-Charon 1,5.1022 kg; z toho na Charon připadá osmina Pluta, tj. 1,6.1021 kg.
Charon na rozdíl od Pluta nemá žádnou měřitelnou atmosféru. Jak uvedl D. Tholen, je zcela překvapující, že v rozporu s předpovědí se rozsah atmosféry Pluta, tvořené převážně N2, zvětšuje s rostoucí vzdáleností trpasličí planety od Slunce! Poloměr Pluta je proto stále nejistý, v rozsahu 1 151 – 1 195 km. Na povrchu Pluta byl v r. 1976 identifikován led metanu a později dusíku a CO. Počátkem r. 2006 klesla teplota povrchu Pluta na -230°C, zatímco na Charonu je -220°. Zdá se, že na objasnění mnoha nevyřešených otázek o stavu soustavy Pluto-Charon si budeme muset počkat minimálně do července 2015, kdy kolem soustavy proletí kosmická sonda New Horizons, vypuštěná po mnoha odkladech 19. ledna 2006.
D. Stephens a K. Noll objevili díky spektrografu NICMOS HST mezi 81 TNO celkem 11% binárních soustav, což znovu dokazuje, že dvojice srovnatelně hmotných objektů jsou v tomto pásu docela časté. S. Kern a J. Elliot se domnívají, že většina těchto párů vznikla gravitačním zachycením spíše než společným vznikem nebo srážkou a odhadují, že v Edgeworthowě-Kuiperově pásu (EKP) se nachází řádově 105 dvojic s velikostmi složek nad 100 km. Hmotnost všech těles celého EKP odhadují na 0,2 Mz. (K. Edgeworth uveřejnil již v r. 1943 svůj odhad, že na periférii planetární soustavy se bude nachází řádově desítky tisíc planetesimál.) Také M. Brown aj. upozornili, že mezi čtyřmi nejjasnějšími objekty EKP (Pluto, Eris, 2003 EL61 a 2005 FY9) mají první tři své průvodce (Pluto dokonce tři a EL61 dva).
J. Licandro aj. ukázali, že nejpodobnějším protějškem Pluta mezi TNO je právě objekt 2005 FY9, jehož průměr dosahuje (v závislosti na neznámém albedu) až 70% průměru Pluta a na jehož povrchu byl v infračerveném spektru identifikován led metanu, N2 a CO a dokonce i komplexní organické molekuly. Objekt má pravděpodobně i svou vlastní atmosféru.
Největším konkurentem Plutu se stala trpasličí planeta 2003 UB313, nazvaná nyní Eris, která má dokonce svého průvodce, jménem Dysnomia (Eris I). M. Brown aj. využili HST k odhadu albeda Eris a dostali neuvěřitelně vysokou hodnotu 86%, což značně zredukovalo očekávaný průměr tělesa na pouhé 2 400 km. Nicméně F. Bertoldi aj. obdrželi vyšší hodnotu 3 000 km, protože díky měřením mikrovlnného radioteleskopu IRAM obdrželi přijatelnější hodnotu albeda 60%. Tím se Eris (19 mag) navzdory své současné rekordní vzdálenosti 96 AU od Slunce (odsluní má v 97 AU) a rekordní oběžné době 560 roků stala vůbec největší trpasličí planetou a přirozeně i největším transneptunským tělesem, jakož i 16. největším objektem sluneční soustavy. V perihelu se ocitne za více než 250 let, kdy se přiblíží ke Slunci na 38 AU. G. Carraro aj. určili z vícebarevné fotometrie, že Eris rotuje v periodě cca 5 d.
J. Licandro aj. zjistili pozorováním v blízké infračervené oblasti, že velké TNO vykazují vesměs silné spektrální rysy vodního ledu, takže jejich povrchy jsou vesměs světlé s albedem nad 40%. To přispívá k jejich snadnějšímu objevování i velmi daleko od Slunce. L. Jones aj. objevili podivuhodné těleso 2004 XR190, provizorně nazývané Buffy, které podle L. Allena aj. obíhá po heliocentrické téměř kruhové (e = 0,08) dráze s hlavní poloosou 57 AU a rekordním sklonem 47° v oběžné době 430 roků. Objekt se podle M. Beeche nikdy ani nedotkne vnějšího okraje EKP, protože má přísluní ve vzdálenosti 52 AU. Podle R. Gomese aj. lze výskyt TNO s velkou poloosou dráhy nad 50 AU a perihelem nad 40 AU pochopit jedině tak, že v hlubinách sluneční soustavy ve vzdálenosti nad 2 kAU se nachází těleso o hmotnosti Neptunu, popřípadě ve vzdálenosti kolem 5 kAU těleso o hmotnosti Jupiteru. Protože tak vzdálená tělesa by měla jasnost kolem 25 mag, je těžké je přímo objevit. Potíž je však v tom, že utvoření tělesa tak velké hmotnosti na periférii sluneční soustavy naráží na nedostatek stavebního materiálu v době budování sluneční soustavy.
P. Lacerda a J. Luuová určili rotační periody 10 objektů EKP z variací jejich světelných křivek. Odtud zjistili, že objekty s průměrem nad 200 km mají střední rotační periodu 9,2 h v porovnání se střední rotační periodou 6,5 h pro planetky hlavního pásu. Mezi zkoumanými tělesy EKP nejrychleji rotuje objekt 2001 CZ31 s periodou jen 4,7 h. Vzápětí však S. Kern a J. Elliot objevili binární objekt EKP 2003 QY90, jenž obíhá kolem společného těžiště v periodě 450 d a jehož hlavní složka rotuje v periodě 3,4 h. Vedlejší složka je o čtvrtinu menší, obíhá v minimální vzdálenosti 13 tis. km a rotuje v periodě 7,1 h. V březnu 2006 nalezli K. Noll aj. pomocí ACS HST průvodce také u Kentaura (42355) = 2002 CR46, vzdáleného od nás 17 AU. Vzájemná vzdálenost mezi hlavním tělesem o průměru 110 km a průvodcem (55 km), jenž je o 1,2 mag slabší, činí 2 700 km. Celkový počet Kentaurů s průměrem nad 50 km se odhaduje na 2 tis., takže jde o docela vzácnou složku meziplanetární látky.
H. Chang aj. prohlédli všechna archivní data rentgenové družice RXTE z let 1995-2001, týkající se rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 (d = 2,8 kpc). Tento nejjasnější mimosluneční rentgenový zdroj se nachází jen 6° od ekliptiky, takže je velká naděje, že je často zakrýván tělesy EKP, přičemž detektory na družici mají časové rozlišení pouhou 1 ms. V archivu takto našli 58 zákrytů s minimálním rozměrem objektu EKP pouhých 100 m. Odtud odhadli, že v EKP se nachází asi 1015 TNO s touto minimální velikostí. Kontrolní měření jasností rentgenového zdroje v Krabí mlhovině nedalo žádné krátkodobé poklesy jasnosti.
F. Roques aj. se úspěšně pokusili o zachycení přechodů hektometrových objektů EKP přes hvězdy pomocí obří digitální matice ULTRACAM u 4,2m reflektoru WHT na Kanárských ostrovech. Během dvou nocí pořídili téměř 2 miliony kratičkých (0,02 s) expozic ve dvou filtrech (480 a 770 nm). Pozorovali tak difrakční jevy o trvání 0,08 – 0,4 s při přechodech tří objektů o rozměrech 220 – 640 m ve vzdálenostech 15, 140 a 210 AU od Země. G. Georgevits aj. spustili soustavný program sledování těchto přechodů u 1,2m komory UKST AAO. Měří naráz jasnosti zhruba 100 hvězd s časovým rozlišením 10 ms a měli by tak být schopni zaznamenat přechody 300m objektů EKP. Navzdory 7 tis. h celkové expozice však zatím nedostali žádné pozitivní detekce.
J. Levison aj. využili snímků trpasličí planety (1) Ceres, které pořídila kamera ACS HST mezi prosincem 2003 a lednem 2004 ve třech filtrech (535; 335 a 223 nm), k sestrojení albedové mapy povrchu s rozlišením 30 km. Průměrná albeda v těchto pásmech činí po řadě 9, 6 a 4%. Nejmenší albedové skvrny mají rozměry 40 km a největší 350 km. Jsou to přirozeně zatím nejlepší snímky povrchu Ceresu, které máme k dispozici. A. Vitagliano a R. Stoss využili těsného přiblížení planetky (50278) k velké planetce hlavního pásu (15) Eunomia na vzdálenost 55 tis. km v březnu 2002 ke zpřesnění hmotnosti Eunomie. Výsledná hodnota 3,25.1019 kg je o polovinu větší, než vycházelo z měření poloh planetky v letech 1950-2006.
S. Sheppard a C. Trujillo hledali pomocí obřího 6,5m reflektoru Magellan Trojany v okolí Lagrangeových bodů L4 a L5 u Jupiteru, Saturnu a Uranu. Měli by nalézt všechny objekty s průměrem větším než 100 km, ale neuspěli ani u Saturnu ani u Uranu. Naproti tomu u Neptunu našli celkem 3 Trojany, takže celkový počet Trojanů u Neptunu dosáhl 4. Není tedy nakonec vyloučeno, že skutečný počet srovnatelně velkých Trojanů u Neptunu bude vyšší než u Jupiteru, kde je v současné době známa zhruba tisícovka objektů. F. Marchis aj. soudí, že orbitální rezonance 2:1, kterou vykazuje Saturn vůči Jupiteru, zvýhodňuje zachycení těles EKP v Lagrangeových bodech soustavy Slunce-Jupiter. Celkovou hmotnost Trojanů odhadli na 6.10-6 Mz.
Jupiterův Trojan v bodě L5 (617) Patroclus byl zobrazen laserovou adaptivní optikou Keckova dalekohledu v letech 2004-05. Spolu se staršími měřeními během 4 let se tak F. Marchisovi aj. podařilo zpřesnit parametry binární soustavy, jejíž složky mají průměry 120 a 110 km, úhrnnou hmotnost 1,4.1018 kg a hustoty jen 80% hustoty vody, takže jde převážně o ledová tělesa. Poněkud menší sekundární složka, objevená již r. 2001, dostala jméno Menoetius. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 4,3 d ve vzájemné vzdálenosti 680 km. U téhož dalekohledu byl v červenci 2006 objeven průvodce i u prvního Trojana v bodě L4 (624) Hektora. Planetka sama je silně zploštělá s rozměry 350 x 210 km a její průvodce ve vzdálenosti 1 000 km má průměr jen 15 km.
R. Behrend aj. objevili podvojnost čtyř dalších planetek hlavního pásu: (854) Frostia, (1089) Tama, (1313) Berna a (4492) Debussy. Poslední dvě jsou dokonce zákrytové! Ve všech případech jeví složky rotaci synchronní s oběžnými periodami, které činí po řadě 38, 16, 25 a 27 h. Vesměs vznikly srážkami. První planetka s malým průvodcem (Dactyl) byla (243) Ida v r. 1993. Od té doby je rozpoznáno studiem světelných křivek již asi 50 párů v hlavních pásu, takže z této statistiky vyplývá, že asi 6% planetek s průměry 10 – 50 km je binárních.
P. Pravec a A. Harris shrnuli údaje o binárních planetkách mezi křížiči i v hlavním pásu planetek, neboť jejich souhrnný počet již přesáhl magickou hranici 100 a v současnosti přibývá jedna podvojná planetka měsíčně. Zastoupení binárních planetek v obou skupinách je stejné, což nasvědčuje společnému způsobu, jak tyto páry vznikají. Většinou jde o dvojice, které rotují rychlostí blízkou rozpadu tělesa odstředivou silou za přepodkladu, že jde o struktury zvané "hromady sutě". Většina párů je však napůl asynchronních, tj. primární složka rotuje rychleji, kdežto sekundární synchronně s oběžnou periodou, přičemž rovina oběžné dráhy leží v rovině rovníku primární složky.
Výzkum binárních planetek přináší astronomům stejné výhody jako výzkum dvojhvězd ve stelární astronomii. Pozorování světelných křivek, popřípadě radarová pozorování křížičů v blízkosti Země, poskytují mimořádně cenné údaje o rozměrech a tvaru složek i jejich vzájemné vzdálenosti, sklonu a výstřednosti drah, popř. též o obecné precesi rotačních os složek, vyvolané Sluncem. K. Walsh a D. Richardson se zabývali modelováním vzniku těsných párů u křižujících planetek a zjistili, že tyto páry velmi pravděpodobně vznikají díky blízkým průletům dvou samostatných planetek se strukturou hromad sutě. Téměř všechny modelové páry mají pak výstřednost dráhy e > 0,1 a poměr velikostí v rozmezí 0,1 – 0,2. Rotační periody primárních složek se pohybují mezi 3,5 h a 6 h, zatímco sekundární složky nezřídka rotují mnohem pomaleji (≈ 15 h a více). Primární složky mají rotační osu postavenou kolmo k oběžné dráze, kdežto rotační osy sekundárů jsou orientovány náhodně. Binární křížiči tudíž nevznikají slapovým štěpením jediného objektu - takové páry by měly velkou vzdálenost složek a silně zploštělé primární složky.
P. Pravec aj. zjistili rozborem údajů o 17 binárních křížičích s dobrými pozorovacími údaji, že poměry jejich velikostí se koncentrují kolem hodnoty 0,18 ve shodě se zmíněnými modelovým výpočty. Primární složky však rotují ještě rychleji, než vyplývá z modelů, tj. v průměru během 2,5 h a jen ojediněle do 4 h. To jsou hodnoty blízké kritické rotační rychlosti pro hromady sutě se střední hustotou dvojnásobku hustoty vody. Sekundární složky obíhají v průměrných periodách > 11 h, a to většinou synchronně; synchronnost se však vytrácí u oběžných period > 20 h. Zhruba 15% křížičů s rozměry většími než 3 km patří k binárním planetkám a tento poměr stoupá pro velmi rychle rotující planetky až na 66%. Autoři odtud v protikladu k modelovým výpočtům odvozují, že právě rotační štěpení je hlavním mechanismem vzniku párů u blízkozemních planetek. Binární křížiči znamenají zvýšené riziko v případě jejich srážky se Zemí, protože se tím fakticky zvyšuje "účinný průřez" srážky a roste i nebezpečí, že se dvojice slapově rozpadne s těžko vypočitatelnými změnami drah obou složek.
Podle T. Statlera a T. Watanabeho nejrychleji rotují osamělé planetky s nejmenšími rozměry. Pro 40 miniplanetek o průměru < 150 m našli rotační periody < 2 h. Nejkratší změřené periody činí pouhou 1 min, což je důkaz, že jde o monolitní kamenná tělesa. U větších objektů je rychlá rotace naopak vzácná a nad průměrem planetek 200 m se už nevyskytuje vůbec.
T. Ito a R. Malhotra se modelově zabývali následky rozbití velké planetky v hlavním pásu srážkou. Obecně vzato vede taková katastrofa k přílivu roje úlomků na terestrické planety. Naproti tomu však nestačí k objasnění těžkého bombardování Měsíce v čase před 4,05 – 3,88 mld. roků, protože pravděpodobnost srážky úlomků jediného tělesa s Měsícem činí jen 1 promile. K objasnění těžkého bombardování bychom museli předpokládat rozpad obří planetky o průměru 1 500 km, což není pravděpodobné. Buď tedy šlo o celou sérii rozpadů menších těles v hlavním pásu, anebo mělo těžké bombardování Měsíce (a Země) nějakou jinou příčinu.
Podle D. Nesvorného aj. se před 2,5 mld. let rozpadlo mateřské těleso velké rodiny planetek (158) Koronis, jehož průměr odhadli na 160 km. Jeden z úlomků z tohoto rozpadu o průměru 33 km se před 5,8 mil. rok opět roztříštil na dnešní rodinu (832) Karin. Podle výpočtu autorů narazila na toto mateřské těleso planetka o průměru necelých 6 km relativní rychlostí 7 km/s.
D. Vokrouhlický aj. uvedli, že stáří třetí největší rodiny planetek (221) Eos, která má dnes na 4 400 členů, dosahuje plných 1,3 mld. let před současností. Titíž autoři také studovali zvláštní případ vzniku rodiny planetek (847) Agnia, kdy mateřské těleso o průměru 50 km bylo roztříštěno před cca 100 mil. lety na úlomky, které mají většinou prográdní rotaci.
Z těchto statistik také vyplývá, že průměrný poločas rozpadu 2km planetky v hlavním pásu je asi 700 mil. roků. Podle D. Nesvorného se největší srážka v posledních 100 mil. let odehrála v hlavním pásu před 8,3 mil. roků, když terčem srážky byla planetka o průměru asi 140 km. Vznikla tak rodina planetek (490) Veritas (průměr 115 km), která mj. produkovala i velké množství meziplanetárního prachu, jenž se vinou brzdění slunečním zářením i větrem nakonec dostal na Zemi. Stopy takových usazenin o stáří 8,2 mil. roků našli K. Farley aj. na dvou místech mořského dna. Předešlé zvýšení toku meziplanetárního prachu odpovídá stáří 35 mil. roků, ale najít k němu odpovídající rodinu planetek bude přirozeně mnohem obtížnější.
W. Bottke aj. se věnovali otázce, odkud vlastně pocházejí kovové meteority, a dospěli k závěru, že vznikaly v pásmu terestrických planet, kde se posléze roztavily při rozpadu radioaktivních izotopů hliníku a železa. Jejich úlomky se tak dostaly do hlavního pásu planetek ještě v rané epoše vývoje sluneční soustavy. Prototypem kovových planetek je (4) Vesta, která je v tom případě fakticky vetřelcem v hlavním pásu. Odtud pak se jejich úlomky po četných srážkách zhruba od stáří 1 mld. let po vzniku sluneční soustavy opět vracejí vlivem srážek, dráhových rezonancí a Yarkovského efektu zpět do míst, kde původně vznikly. Paradoxně tak pomocí kovových meteoritů poznáváme původní materiál dnes zcela nedostupného nitra Země!
D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se dále zabývali rozpady planetek hlavního pásu během posledního milionu let. Příčinou srážek planetek jsou v tomto období poruchy od Jupiteru, což pak vede ke katastrofickým srážkám vysokou vzájemnou rychlostí. Odhalili celkem tři takové potenciální katastrofy, z nichž vznikly rodiny planetek (14627) Emilkowalski, 1992 YC2 a (21509) Lucascavin. K rozpadům došlo po řadě před 220; 50 – 220 a 300 – 800 tis. lety. Již dříve byla identifikována rodina (1270) Datura, která vznikla před 450 tis. lety. Tato četnost rozpadů během posledního milionu let dobře souhlasí s odhadem, že v hlavním pásu planetek dochází k roztříštění 10km planetky v průměru jednou za 100 tis. roků.
D. Nesvorný odvodil, že v hlavním pásu se dnes nachází asi milion těles s průměrem alespoň 1 km. (Pro srovnání: v hlavním pásu je jen 450 planetek s průměrem nad 100 km a jen 63 planetek s průměrem nad 200 km. Pouze 10 největších planetek má kulový tvar.)
Koncem r. 2005 dospěla kosmická sonda Hayabusa vypuštěná japonskou kosmickou agenturou JAXA k planetce (25143) Itokawa a koncem listopadu se pokusila o dvě měkká přistání na planetce, při nichž mj. vystřelila drobné projektily, které měly vniknout pod povrch planetky. Kamera na sondě získala asi 1,5 tis. snímků planetky, na nichž je vidět kamenný povrch planetky prakticky bez větších balvanů. Zatímco iontový motor sondy pracoval po celou dobu letu k planetce bezvadně, přistávací manévry byly jen částečně úspěšné a celý experiment zápolil v r. 2006 s technickými potížemi. Úniková rychlost na povrchu Itokawy dosahuje jen 0,2 m/s, což paradoxně ztížilo přistávací manévr. Planetka sice křižuje dráhu Marsu, ale současně patří mezi křížiče typu Apollo, takže se v periodě 1,5 r přibližuje ke Slunci na minimální vzdálenost 0,95 AU. Její střední hustota dosahuje 2,3násobku hustoty vody, takže jde o zploštělé kamenné těleso s rozměry 520 x 270 x 210 m. Křížiči obecně budí přirozeně stále větší pozornost, protože si už i širší veřejnost začíná uvědomovat, že vzácně leč nevyhnutelně se některý z nich se Zemí srazí.
Od konce r. 2004 je takovým favoritem planetka s příznačným jménem Apophis (99942) o průměru 320 m, která nás sice mine v pátek 13. dubna 2029, ale teoreticky by mohla trefit Zemi v neděli 13. dubna 2036 rychlostí téměř 13 km/s. Pokud by dopadla na pevninu, vyhloubila by kráter o průměru 2 km a hloubce 500 m. Vedení Planetární společnosti proto navrhovalo využít těsného přiblížení v r. 2029 k připevnění radiového responderu k planetce, což by výrazně zpřesnilo údaje o její budoucí dráze a tak bychom získali v předstihu přesnou informaci o průběhu letu v onu kritickou neděli r. 2036. Nicméně v tuto chvíli je možnost srážky se Zemí i v tomto případě již vyloučena. Rozhodla o tom radarová měření v Arecibu z počátku května 2006 na vlnové délce 126 mm (2,4 GHz). Z kombinace těchto měření s optickými pozorováními od března 2004 totiž vyplývá, že v r. 2029 se Apophis přiblíží k Zemi na zcela bezpečnou minimální vzdálenost 38 tis. km (s chybou ±600 km) a v r. 2036 planetka proletí ve vzdálenosti 0,28 AU, daleko za kosmickými humny.
Počátkem července 2006 nás dle měření radaru v Goldstone s parabolou o průměru 70 m minul ve vzdálenosti 400 tis. km křížič 2004 XP14 s průměrem 320 m, který mimořádně pomalu (≈ 20 d!) rotoval. Objekt opticky pozoroval J. Horne v Severní Karolině jako rychle se pohybující objekt 11 mag. I takto malí křížiči představují v případě srážky se Zemí velké riziko, takže NASA se nyní rozhodla vyhledat aspoň polovinu všech křížičů s průměrem >140 m a 90% všech křížičů >300 m. Kilometroví křížiči jsou již zhruba ze 3/4 dohledáni. Dlouhodobě představuje větší riziko kamenná planetka (29075) = 1950 DA s průměrem něco přes 1 km, která by se s pravděpodobností 3 promile mohla srazit se Zemí 16. března 2880.
G. Sitarski uvedl, že při oceňování rizika srážek křížičů se Zemí je výpočet mnoha možných drah na počítačích často tak zdlouhavý, že se vyplatí jej obejít použitím speciálních matic, zvaných krakoviany. Prakticky to dokázal pro výše zmíněné rizikové planetky a našel tak nové riziko srážky Apophise se Zemí v dubnu 2053, jakož i možnost srážky křížiče (2340) Hathor se Zemí v říjnu 2307. Současně R. Kahle aj. ukázali, že v případě obranného manévru je energeticky výhodnější, aby impuls ke změně dráhy křížiče směřoval kolmo ke směru letu, čímž se stane až pětkrát účinnější, než kdyby působil ve směru či v protisměru letu planetky. Energeticky nejnáročnější by bylo změnit sklon dráhy planetky k ekliptice, což by připadalo v úvahu jen v případě varování na poslední chvíli. Jinak je energeticky mnohem výhodnější měnit buď výstřednost dráhy nebo délku velké poloosy.
S poměrně překvapujícím návrhem uměle vyvolané srážky přišli T. Kasuga aj. Navrhli totiž, aby byla kosmickým projektilem zasažena planetka (3200) Phaeton, která je mateřským tělesem známého meteorického roje - prosincových Geminid. Kdyby k zásahu došlo 12. dubna 2022, mohli by naši potomci moci o 200 let později pozorovat umělý meteorický roj!
Na konci odstavce připomeňme, že navzdory velkému pokroku pozorovací techniky na zemi i v kosmu není dosud prozkoumáno okolí Slunce ve vzdálenostech 0,08 – 0,18 AU (při pohledu ze Země jde o mezikruží do 10,5° od středu Slunce). Teoreticky se tam mohou nacházet tělesa, souhrnně nazývaná vulkanoidy podle kdysi předpokládané planety Vulkán, která měla obíhat kolem Slunce ve vzdálenosti menší než Merkur.
V samotném závěru pak připojuji tradiční poznámku, že díky objevům slovenských i českých astronomů přibyla na obloze v r. 2006 mj. tato jména planetek: (20364) Zdeněkmiler, (21539) Josefhlávka, (24194) Paluš, (42849) Podjavorinská, (53910) Jánfischer, (59830) Reynek, (68779) Schöninger a (70679) Urzidil.
P. Weissman shrnul některé klíčové okamžiky v dějinách výzkumu komet od poloviny XX. stol. Tehdy se totiž objevily dvě stěžejní práce. J. Oort zjistil z rozložení převrácených hodnot velkých poloos dlouhoperiodických komet, náhodných sklonů drah a dynamické úvahy o nestabilitě drah pozorovaných komet, že existuje kulovitý kometární rezervoár ve vzdálenosti řádu 10 tis. AU od Slunce. Prakticky současně přišel F. Whipple s domněnkou o "špinavé sněhové kouli" jako podstatě kometárního jádra. Tato domněnka umožnila vysvětlit existenci negravitačních sil, které mají vliv na oběžné periody komet. Halleyova kometa, jejíž jádro rotuje prográdně, přichází vždy se zhruba 4denním zpožděním proti předpovědi, založené na Keplerových zákonech. Naproti tomu Enckova kometa, jejíž jádro rotuje retrográdně, se soustavně předbíhá proti předpovědi.
Mimořádný význam pro pochopení struktury kometárních jader mělo pozorování dlouhého řetízku zhruba dvou tuctů jadérek komety Shoemaker-Levy 9 v letech 1993-1994. Existence jadérek umožnila E. Asphaugovi a W. Benzovi odhadnout jejich průměrnou hustotu na 60% hustoty vody. Pokud by byla hustota jadérek větší než 150% hustoty vody, tak by se totiž díky vzájemné gravitaci znovu složila na jedno velké jádro. Pokud by však tato hustota byla nižší než 30% hustoty vody, celá soustava by se rychle rozpadla a proslulý řetízek bychom nepozorovali. Nezávisle vychází tatáž hustota jadérek z jejich poměrně pomalé rotace delší než 6 h.
Nejnovějšími velkými úspěchy kometární astronomie se stala prvotřídní funkce kosmických sond Stardust, která přinesla na Zemi vzorky z okolí jádra komety 81P/Wild (2), když počátkem ledna 2004 proletěla ve vzdálenosti jen 236 km od jádra a dále sondy Deep Impact, kdy téměř půltunový projektil narazil v červenci 2005 na jádro komety 9P/Tempel (1) a průletový modul sondy i další kosmické i pozemské přístroje sledovaly následky "drtivého dopadu". V nedaleké budoucnosti lze očekávat klíčové výsledky od studia jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, k níž směřuje kosmická sonda ROSETTA, jež se má stát v r. 2014 umělou oběžnicí komety.
Podle J. Triga-Rodrígueze a J. Llorcy lze odvodit strukturu a hustotu kometárních jader studiem meteoroidů ve známých meteorických rojích. Vycházejí z toho, že maxima světelných křivek meteorů odpovídají výškám, v nichž probíhá fragmentace meteoroidu. Z těchto pozorování vyplývá, že "panenské" komety, které se dostaly na dráhy křižující Zemi poprvé, mají křehká porézní jádra, kdežto periodické komety mají materiál jádra téměř o dva řády odolnější vůči fragmentaci v zemské atmosféře. Nejtužší jádra z houževnatého materiálu vykazují krátkoperiodické slunečním větrem ošlehané komety, např. jádro komety 2P/Encke nebo (3200) Phaeton (mateřské těleso Geminid). S. Milam aj. nalezli ve spektru komety Hale-Bopp a dalších dvou komet z let 2001-02 formaldehyd. Podle jejich názoru není však zdrojem této zajímavé organické sloučeniny samotné kometární jádro, ale spíše zrnka prachu, která kromě silikátů obsahují povlaky organických látek.
H. Hsieh a D. Jewitt tvrdí, že ke dvěma klasickým populacím komet (dlouhoperiodické a krátkoperiodické - Jupiterova rodina komet) lze nyní na základě četných pozorování přidat ještě třetí populaci komet, která vzniká v hlavním pásu planetek a obsahuje alespoň 300 členů. Jeví se nám ovšem jako planetky; jen 3 z nich za sebou "práší". Autoři se domnívají, že tyto komety vznikají přímo v hlavním pásu a jejich kometární aktivita je důsledkem srážek s jinými tělesy. Je pravděpodobné, že celkový počet aktivních komet v tomto pásu dosahuje 150.
Díky výkonným přehlídkovým strojům přibývá nyní každoročně velký počet nově objevených komet. Suverénně nejúspěšnějším automatickým lovcem komet je již tradičně sluneční družice SOHO, která objevuje v blízkosti Slunce na běžícím pásu úlomky obrovité komety Kreutz (q < 0,01 AU, i = 144°), ale i dalších (skupiny Kracht - q = 0,045 AU, i = 13°; Marsden - q = 0,048 AU; i = 27° a Meyer - q = 0,036 AU, i = 72°), popřípadě "sporadických" komet. Celkem bylo v r. 2006 objeveno přes 200 komet. Koncem roku vzrostl počet periodických komet s dobře určenou drahou na 182.
Od počátku roku 2006 budila největší pozornost periodická kometa 73P/Schwassmann-Wachmann (3), známá od r. 1930, kdy byla objevena zmíněnými astronomy jako objekt 9,5 mag necelý měsíc před jejím těsným přiblížením k Zemi na vzdálenost jen 0,06 AU. Kometa s oběžnou periodou 5,4 r patří mezi krátkoperiodické komety Jupiterovy rodiny, ale až do r. 1979 se jí nepodařilo znovu pozorovat. Tehdy se vynořila z hlubin kosmu se zpožděním plných 5 týdnů proti předpovědi. Od r. 1995 jevila nápadné výbuchy a první rozpady jádra na úlomky. Při návratu v r. 2000-01 však byly podmínky pro její pozorování nepříznivé, takže tehdy se podařilo sledovat jen dva úlomky jádra.
Pozorovací podmínky návratu v r. 2006 však byly od počátku roku velmi příznivé. Kometa tak pokračovala v rozpadu jádra doslova v přímém přenosu. Od konce ledna jevila krátký chvost; koncem února, když byla ještě 1,65 AU od Slunce, přibyla ke dvěma složkám jádra třetí. Ve spektru dvou hlavních složek byla pozorován hydroxyl, vodní pára a kyan, zatímco molekuly uhlíku byly zastoupeny nepatrně. Počátkem března však měla kometa již 7 úlomků a její rozpad rychle pokračoval, takže koncem března již bylo vidět na dva tucty úlomků až 21 mag (nejjasnější úlomky dosahovaly 9 mag). Kometa se během dubna rozsypala na více než 60 úlomků, jak to skvěle zachytil HST, avšak menší úlomky brzo většinou zanikaly. V infračervených spektrech komety se objevily silikáty, olivín a pyroxen; přibyly také metan, kyanovodík, etan, metanol a formaldehyd. Koncem dubna byla kometa již jen 1,1 AU od Slunce a její teplota vzrostla na 310 K. V polovině května 2006 procházely úlomky komety v blízkosti Země ve vzdálenosti kolem 11 mil. km a 7.-9. června měly projít perihelem ve vzdálenosti lehce pod 1 AU. Zda aspoň některé úlomky tento průlet vůbec přežily, se zřejmě dozvíme až někdy koncem r. 2011.
Další kometou, rozpadající se v této době, je dle Z. Sekaniny periodická kometa 101P/Černych, objevená poprvé v r. 1977, která opět procházela perihelem po téměř 14 letech na Vánoce 2005 ve vzdálenosti 2,4 AU od Slunce. Při předešlém návratu se od ní oddělil menší úlomek ještě před průchodem perihelem počátkem dubna 1991, jenž však nepřežil průlet perihelem v lednu 1992. Při posledním návratu byl pozorován nový úlomek již počátkem listopadu 2005, který přežil průchod perihelem a byl sledován až do konce ledna 2006. Podle Sekaninova výpočtu se úlomek oddělil od jádra komety rychlostí asi 2 m/ ve vzdálenosti 9 AU od Slunce koncem r. 1996, tedy prakticky poblíž odsluní dráhy komety.
Patrně nejvýznamnější vědecké výsledky roku v kometárním výzkumu přinesla kosmická sonda Stardust, která odstartovala z Floridy 7. února 1999, aby po sedmileté oklice dlouhé 4,6 mld. km vstoupila 16. ledna 2006 do zemské atmosféry rekordní rychlostí 12,9 km/s nad Utahem. Návratové pouzdro s cenným nákladem 100 mg vzorků meziplanetárního a kometárního prachu vzápětí úspěšně měkce přistálo v utažské poušti. Jak známo, pouzdro obsahovalo ve 132 oddělených blocích prachové částice, úspěšně zabrzděné navzdory relativní rychlosti střetávání 6 km/s ve speciálním aerogelu mj. během průletu sondy kolem jádra komety 81/Wild (2) počátkem ledna 2004.
Kometa sama se po miliardy let nepřiblížila ke Slunci více než Uran, když obíhala v mrazivě chladné části planetární soustavy po téměř kruhové dráze. Teprve dráhové poruchy postupně zmenšovaly vzdálenost jejího přísluní, až ji v r. 1974 svou gravitací zachytil Jupiter a změnil její dráhu na krátkoperiodickou (6,4 r) s přísluním ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce. Podle B. Davidssona a P. Gutiérreze lze prográdně rotující jádro komety 81P/Wild (2) modelovat jako trojosý elipsoid s hlavní osou 5 km, průměrnou hustotou 70% hustoty vody a horní mezí hmotnosti 2.1013 kg.
První inspekce 30 vzorků odhalila dle D. Brownleeho aj. na 50 zrnek mezihvězdného původu a dále inkluze vápníku a hliníku, jež vznikly při teplotě 1 100 K. Původní předpoklad, že jádra komet obsahují pouze prvotní stavební materiál sluneční soustavy, vzniklý za studena, tak vzal za své. Počet zachycených zrnek překonal nejméně desetkrát i ty nejoptimističtější odhady. Studium vzorků je pochopitelně časově náročné; komplexní výzkum každého zrnka představuje asi roční práci jednoho odborníka.
Proto si astronomové vypomáhají dobrovolníky díky počítačovému programu Stardust@Home a uvažují o tom, že budou zrnka pojmenovávat. Podrobnější průzkum tak odhalil v aerogelu tisíce částeček s průměrem nad 50 μm; z toho je 45 zrnek viditelných očima a bloky navíc obsahují dokonce i četné submikronové částice. Do vědeckých laboratoří po celém světě rozeslala NASA 150 vzorků k dalšímu podrobnému průzkumu, na němž se podílí asi 180 specialistů. Již prozkoumaná zrnka z prvních 10 bloků obsahují minerály olivín, spinel, anortit, forsterit a pyroxen. Ve vzorcích byl dále zjištěn neočekávaně velký přebytek barya (o plné čtyři řády proti jeho zastoupení v meteoritech) jakož i organické látky. Prvních sedm prací o výsledcích studia vzorků v projektu Stardust vyšlo v americkém vědeckém týdeníku Science již před koncem r. 2006.
Mezitím pokračoval výzkum komety P9/Tempel (1), jejíž jádro bylo počátkem července 2005 zasaženo zešikma projektilem kosmické sondy Deep Impact, přičemž se dle M. A°prime;Hearna uvolnila kinetická energie 19 GJ. Místo dopadu se zřejmě příliš neohřálo, takže ve vyvrženém materiálu byl silně zastoupen plynný CO2 a organické látky jakož i neidentifikované chemické sloučeniny. Kometární jádro má velmi pestrou geologii a je silně porézní. R. Schulzová aj. objevili těsně po dopadu v okolí komety kýžená ledová zrnka s krátkou životností díky pozorováním v rentgenovém a ultrafialovém oboru spektra. R. Willingale aj. využili rentgenové družice Swift ke sledování okolí komety o průměru 100 tis. km v měkkém rentgenovém pásmu po dobu 12 dnů od impaktu. Zjistili, že mrak plynu a prachu se rozpínal rychlostí 7 – 10 km/s a impakt uvolnil celkem 200 tis. t vody anebo 400 tis. t CO2 (ve skutečnosti se na této bilanci podílely obě složky v neznámém poměru). Hmotnost jádra komety odhadli na 7.1013 kg a jeho hustotu na 40% hustoty vody. Podle D. Hughese má jádro komety průměr 7,5 km a jen 0,6% jeho povrchu jeví kometární aktivitu. Prach vyvržený při nárazu projektilu má rozdělení částeček podle velikosti odlišné od běžného prachu v komě.
Samotná kometa prodělala dramatický vývoj dráhy vinou blízkých přiblížení k Jupiteru v letech 1881, 1941 a 1953. Poprvé ji pozoroval astronom amatér E. Tempel v r. 1867; pak však byla nadlouho ztracena a znovu objevena až r. 1967 na základě zlepšené efemeridy B. Marsdena. V současné době je kometa typickým členem Jupiterovy rodiny komet s přísluním ve vzdálenosti 1,5 AU, sklonem dráhy 11°, výstředností 0,5 a oběžnou dobou 5,5 r. Byla dobře pozorovatelná při návratech v letech 1983 a 1994, což ji předurčilo pro zacílení v projektu Deep Impact.
J. Vaubaillon aj. odhadli z pozemních pozorování prachové komy, že během přibližování sondy k jádru komety na vzdálenost pouhých stovek km by se sonda mohla srazit s tisíci mikrometeoroidy o průměru řádu 0,1 mm. Jelikož však sonda nebyla při těsném průletu nijak poškozena, znamená to, že žádná částice neměla průměr 10 mm a výše, což by sondu patrně zničilo. Zato vlastní místo dopadu projektilu bylo okamžitě zahaleno oblakem vyvrženého prachu, takže se nepodařilo změřit rozměry impaktního kráteru na povrchu jádra. Odhady se pohybují v rozmezí 100 – 250 m.
E. Jehin aj. zveřejnili pozorování průběhu impaktu obřími dalekohledy Keck a VLT během 15 nocí po dopadu. Zaznamenali proměny toku molekul CN a NH s periodou 1,7 d a rychlosti úniku molekul 400 m/s a prachu 150 m/s. Poměr izotopů uhlíku a dusíku ve vyvrženém prachu se shodoval s obdobným poměrem pro povrch jádra komety. C. Lisse aj. zjistili pozorováním jádra komety pomocí Spitzerova kosmického teleskopu, že kromě krystalků vodního ledu obsahuje koma také amorfní i krystalické křemičitany, které vznikly v rané fázi vývoje sluneční soustavy při vysoké teplotě a byly tedy dosud neznámým procesem přemístěny do chladné části sluneční soustavy, kde vzniklo smícháním se "studeným" materiálem jádro komety Tempel 1. Při dopadu projektilu se uvolnilo asi 1 tis. t. prachu, který se rozptyloval tak ohleduplně, že si zachoval původní mineralogické složení povrchu jádra komety.
R. Branham ukázal, že kometa C/1853 E1 Secchi s přísluním 1,1 AU a sklonem dráhy 155° má zřetelně hyperbolickou dráhu s výstředností e = 1,011, což je druhá nejvýraznější hyperbola po kometě C/1980 E1 Bowell (e = 1,057). H. Levison aj. hledali příčiny neobvyklé dráhy komety 2P/Encke, neboť její odsluní 4,1 AU se nachází uvnitř dráhy Jupiteru. Modelové výpočty naznačují, že za tuto neobvyklou dráhu mohou gravitační poruchy planet a jiných komet, jenže změna dráhy je asi dvěstěkrát pomalejší než doba průměrné kometární aktivity. Podle všeho to znamená, že kometa Encke dlouho "spala". Jádro komety v odsluní pozorovali kosmickým teleskopem SST M. Kelley aj., kteří ukázali, že jeho povrch je pokryt zrnky amorfního uhlíku o typických průměrech 0,4 μm.
Dalším podivuhodným objektem je dle D. Jewitta kometa D/1819 Wl (Blanpain), která byla po krátkém pozorování na přelomu 1819-20 považována za ztracenou, protože přes příznivé pozorovací podmínky a krátkoperiodickou dráhy nebyla již nikdy znovu pozorována. Až v r. 2003 byla objevena planetka, křižující zemskou dráhu (2003 WY25), která má tak shodnou dráhu, že ji lze považovat za úlomek zmíněné komety, zejména proto, že jeví slabou kometární aktivitu (ztrátu hmoty tempem 10 g/s). Objekt má a = 3,1 AU; e = 0,6; i = 6° a průměr jen 300 m, takže jde o vůbec nejmenší známé kometární jádro.
Automat LINEAR znovunalezl v červnu 2006 kometu P/1889 M1 (Barnard) jako objekt 17 mag na základě Marsdenovy efemeridy. Kometa prošla přísluním 28. srpna 2006 a dostala tak definitivní označení 177P/Barnard. Její dráhové parametry činí: e = 0,05; q = 1,1 AU; a = 24 AU; i = 31° a oběžná doba 120 roků. P. Lamy aj. využili v březnu r. 2003 kamery WFPC2 HST k zobrazení jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež se v té době nacházela ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce a k níž v r. 2014 doletí evropská kosmická sonda ROSETTA. Zjistili, že elipsoidální jádro o s osami 4,6 x 3,8 x 3,4 km rotuje prográdně v periodě 12,4 h a uvolňuje prach tempem 4 kg/s. Kometu sledovali v odsluní M. Kelley aj. pomocí infračerveného kosmického dalekohledu SST, kteří i v této vzdálenosti pozorovali komu kolem jádra komety. Kometa s oběžnou dobou 6,6 r, velkou poloosou dráhy 3,5 AU a přísluním ve vzdálenosti 1,3 AU patří do Jupiterovy rodiny komet. Y. Fernández aj. zjistili, že kometa 162P/Siding Spring (=P/2004 TU12), pozorovaná ve středním infračerveném pásmu v prosinci 2004, má velmi nízké albedo 6% a odtud vyplývá průměr jejího jádra (12± 2) km, což je nový rekord pro komety Jupiterovy rodiny.
P. Koten aj. se podrobně zabývali nedávno objevenými meteory s mimořádně vysokými začátky svítivé dráhy v atmosféře. Měli k dispozici dvojstaniční pozorování celkem 164 meteorů s výškami zážehu nad 130 km nad zemí; rekord je 195 km. Nejvíce z nich se rozzářilo již ve výškách do 150 km, kdežto začátky svícení nad 160 km se vyskytují vzácně. Světelné křivky nad 130 km jeví mimořádně silné variace jasnosti a náhlé změny, způsobené patrně odprýskáváním částeček z povrchu meteoroidů. Teprve ve výškách pod 130 km dochází k regulární ablaci povrchu meteoroidu.
Podle M. Campbella-Browna aj. došlo 8. října 2005 k nečekaně vysoké aktivitě meteorického roje Drakonid, když po dobou tří hodin stoupla frekvence radarových meteorů až na 150 a optických na 40 met/h, takže v roji se v té době vyskytovaly převážně drobné meteoroidy. Maximum činnosti roje nastalo v 16 h UT (geocentrická délka Slunce 195,42°) a souviselo nepochybně s návratem mateřské komety roje 21P/Giacobini-Zinner do přísluní 2. července 2005.
P. Koten aj. analyzovali dvojstaniční pozorování a spektrální údaje o 51 meteorech roje Kvadrantid (název pochází od dnes už zrušeného souhvězdí Quadrans Murales - Zední kvadrant, které se stalo součastí souhvězdí Bootes). Některé charakteristiky meteoroidů roje jsou typické pro kometární roje, ale jiné se blíží spíše Geminidám, jejichž mateřským tělesem je planetka Phaethon. Autoři připomínají, že přísluní Kvadrantid se před dvěma tisíciletími nalézalo ve vzdálenosti jen 0,1 AU od Slunce, takže tehdy z meteoroidů roje unikla většina těkavých látek. Stáří jádra roje se odhaduje na pouhých 200 roků a jeho mateřským objektem je planetka 2003 EH1, což je podobně jako Phaethon spící kometa. P. Jenniskens odhadl celkovou hmotnost Kvadrantid na 1.1013 kg, což je asi desetinásobek hmotnosti mateřské planetky. Z toho lze usoudit, že roj vznikl rozpadem nějakého většího tělesa a planetka je jeho největší úlomek.
H. Ohtsuka aj. ukázali, že planetka typu Apollo 2005 UD je úlomkem mateřského objektu meteorického komplexu Phaethon-Geminidy o průměru 1 km. Jak známo mateřské těleso Geminid, objevené v r. 1983, nejeví kometární aktivitu, ačkoliv jeho parametry (a = 1,27 AU; e = 0,9; q = 1,14 AU; i = 22°) se dobře shodují s parametry dráhy tohoto nejbohatšího pravidelného meteorického roje. Ke komplexu dále patří meteorické roje Sextantidy a Canis Minoridy. R. Arlt a J. Rendtel zpracovali 29 tis. vizuálních pozorování Geminid během 612 h v prosinci 2004 a zjistili, že roj vykázal dvě maxima s frekvencemi 126 a 134 met/h pro geocentrické délky Slunce 262,16° a 262,23°. Meteoroidy pozorované během druhého maxima měly o něco větší rozměry než meteoroidy v maximu prvém. Ještě vyšší frekvenci 257 met/h pro 13,85. prosince 2004 ohlásili indičtí pozorovatelé K. Chenna Reddy aj. S kuriózním nápadem přišli T. Kasuga aj., totiž vyrobit umělý meteorický roj nárazem projektilu na planetku (3200) Phaethon, jenž by se měl uskutečnit 12. dubna 2022. Meteorický roj vzniklý nárazem by se potkal se Zemí o 200 roků později...
D. Kumar aj. objevili pomocí indického meteorického radaru, že 11. srpna 2004 prošla Země anomálním prachovým vláknem meteorického roje Perseid. Během 27 h měření pozorovali téměř 3 tis. radarových ozvěn ve výškách 80 – 120 km. Radarové maximum roje nastalo pro geocentrickou šířku Slunce 140,6°, kdy radarová frekvence dosáhla 250 ozvěn/h. D. Jones aj. studovali komplex meteoroidů κ Cygnidy, jež byly poprvé pozorovány v r. 1874 těsně po maximu srpnových Perseid. Podle autorů jsou mateřskými tělesy komplexu planetky 2001 MS1 a 2004 LA12, jež jsou ovšem pouhými úlomky většího rozpadlého tělesa.
S. Maret aj. si všimli zákonitostí zastoupení dusíku - pátého nejhojnějšího prvku ve vesmíru - v mezihvězdném prachu, molekulových mračnech, kometách a meteoritech. V molekulových mračnech totiž převažuje atomární dusík nad molekulami dusíku, neboť molekuly jsou rozkládány ultrafialovým zářením vznikajících hvězd. Komety a meteority jsou tvořeny agregáty zrnek mezihvězdného prachu, které přežily vznik sluneční pramlhoviny a to umožňuje vysvětlit nízké zastoupení molekul dusíku i nižší podíl atomárního dusíku v kometách a meteoritech v porovnáním se Sluncem. Také relativní zastoupení izotopů 15N/14N v meteoritech je vyšší než v mezihvězdném prachu.
I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15 mladých hvězd podobných Slunci, které mají teplé (100 – 300 K) prachové disky, viditelné ve středním infračerveném spektrálním pásmu. Ukázali, že do vzdálenosti 10 AU od hvězdy nepřesahuje hmotnost plynné složky disků 12 Mz a v pásmu 10 – 40 AU je plynu méně než 2 Mz. To znamená, že už 30 mil. roků po vzniku planetární soustavy je plynná složka disku rozptýlena a v těchto vzdálenostech se mohou nacházet jedině hotové planety o hmotnosti Uranu. Terestrické planety na kruhových drahách poblíž mateřské hvězdy musí vzniknout rychle, aby zbylý plyn stačil jejich dráhy upravit na kruhové. I když je pravděpodobné, že většina hvězd vzniká souběžně s cirkumstelárními disky, je vývoj disků tak rychlý, že jen málokdy umožní vznik terestrických planet a planetárních soustav podobných naší.
J. Cuzzi a C. Alexander se zabývali otázkou, jak vznikly milimetrové silikátové chondrule, nalézané v nejstarších meteoritech. Domnívají se, že v hlavní rovině protoplanetárního disku se vyskytovaly zhuštěniny, ohřáté na vysokou teplotu a tudíž roztavené. Těkavé látky z disku přitom unikly a ochlazením tuhých zbytků vznikly zmíněné chondrule.
E. Asphaug aj. studovali dynamické děje ve velmi rané sluneční soustavě, která obsahovala po miliony let stovky planetárních embryí o rozměrech Měsíce až Marsu. Embrya získávala náhodné rychlosti díky gravitačním setkáváním a dráhovým rezonancím jak mezi sebou, tak také s Jupiterem. Následkem toho se embrya nejčastěji tečně srážela a ze srážek odcházela pošramocená, tj. silně deformovaná, roztočená na vysoké obrátky, obraná o vnější vrstvy pláště a často i roztrhaná na více úlomků. Původní pás planetek obsahoval více těles s rozměry nad 1 tis. km. Výsledkem činnosti této protoplanetární mlýnice v necelé první stovce milionů let od vzniku sluneční soustavy jsou zejména terestrické planety, planetky hlavního pásma a meteority, dopadající na terestrické planety, Měsíc i družice Marsu.
S. Raynmond aj. simulovali závěrečnou fázi vzniku terestrických planet z několika desítek planetárních embryí o průměrech řádu 1 tis. km a dále miliard planetesimál s průměry 1 – 10 km. Pět různých simulací dalo pokaždé 2 - 4 terestrické planety s hmotnostmi 0,4 – 2,6 Mz o výstřednostech drah kolem 0,05. Vodu na terestrické planety však přinesla tělesa ze vzdáleností nad 2,5 AU. Hlavní pásmo planetek mělo tehdy asi stokrát větší hmotnost než dnes, ale vinou rezonancí s Jupiterem a rozptylem drah při těsných přiblížení naprostá většina těles buď zanikla ve Slunci anebo opustila sluneční soustavu.
R. Strom aj. našli pravděpodobnou příčinu těžkého bombardování Měsíce (jakož i všech terestrických planet) před 3,8 mld. let v tělesech, které se tehdy nacházely v hlavním pásu planetek. Podle jejich modelových výpočtů vznikl Jupiter dále od Slunce než je dnes a postupně migroval směrem ke Slunci, čímž gravitačně rušil dráhy velkých těles v pásmu planetek a ty se pak dostaly na kolizní dráhy s terestrickými planetami. Díky impaktům na Měsíci pak máme celou epizodu těžkého bombardování doslova na dlani.
M. Lecar aj. revidovali vzdálenost tzv. sněhové čáry od Slunce, tj. rozhraní, za nímž už může být voda pouze v tuhém skupenství. Dosud se myslelo, že sněhová čára se nachází v průměrné vzdálenosti 2,7 AU, tedy na vnitřním okraji hlavního pásma planetek. Autoři však dokázali, že sněhová čára leží těsně za drahou Marsu ve vzdálenosti 1,7 AU.
R. Canupová a W. Ward si všimli, že planety sluneční soustavy, které mají větší soustavy přirozených družic (měsíců), jsou vždy asi o 4 řády hmotnější, než kolik činí souhrnná hmotnost jejich měsíců. Modelové výpočty ukázaly, že tento poměr je zákonitým důsledkem protichůdných vývojových tendencí: z okolního meziplanetárního prostředí se stahuje materiál pro tvorbu družic a současně prográdně rotující družice ztrácejí odporem v prachoplynovém prostředí energii a padají na mateřskou planetu. Jinými slovy, většina zejména velkých družic se utvořila u každé planety, ale dokud se prostor v okolí planety dostatečně nevyčistil, družice opět zanikaly následkem brzdění a spirálového sestupu na mateřskou planetu. Dnešní stav soustav družic je tedy posledním epizodou jejich tvorby - prostor kolem mateřských planet je už dostatečně vyčištěn, aby k dalším pádům nedocházelo. Výjimkami ve sluneční soustavě jsou Triton u Neptunu, který byl zachycen později, a náš Měsíc, jenž vznikl tečnou srážkou velkého tělesa se Zemí.
Nejvzdálenějším umělým tělesem sluneční soustavy je stále funkční kosmická sonda Voyager 1, která se nyní promítá do souhvězdí Hadonoše a v červenci 2006 překročila magickou hranici 100 AU od Slunce, když přitom stále sleduje vlastnosti sluneční heliosféry. Rychlost slunečního větru v této vzdálenosti podstatně klesla na osminu předchozí hodnoty, což je známka průletu sondy terminální rázovou vlnou slunečního větru. Sonda se nyní nachází v tzv. heliomagnetickém pouzdře, oddělujícím heliosféru od interstelárního větru a magnetického pole. Počítá se s tím, že pouzdro opustí asi kolem r. 2015, kdy je ještě naděje, že bude vysílat vědecké údaje. M. Opher aj. ukázali, že průchod kosmické sondy Voyager 1 terminální rázovou vlnou slunečního větru naznačil severojižní nesouměrnost interplanetárního magnetického pole vůči interstelárnímu větru, z čehož lze odvodit, že sluneční soustava se pohybuje vůči interstelárnímu prostředí rychlostí 26 km/s. Údaje o tomto pohybu se podaří zpřesnit, jakmile touto terminální vlnou proletí sonda Voyager 2.
V. Kuzmičev a V. Tomanov studovali dráhové parametry 792 komet s oběžnými dobami nad 200 roků s cílem zjistit pomocí koncentrace uzlů jejich drah případnou existenci větších transneptunských planet. Je zajímavé, že plných 86% těchto komet má přísluní blíže než 3 AU od Slunce, což téměř určitě poukazuje na ovlivnění jejich drah kolektivním gravitačním působením terestrických planet. Žádné indicie však nenaznačují, že by se za Neptunem nacházely hmotnější planety třídy Uran/Neptun.
Největší mediální rozruch roku 2006 však nepochybně způsobila vzrušená debata odborníků o tom, co vlastně lze považovat za planetu sluneční soustavy. Mezinárodní astronomická unie totiž již v r. 2005 ustavila komisi, která měla takovou definici ustavit, jelikož díky novým objevům transneptunských těles se hranice mezi planetami a planetkami naprosto rozmazala, podobně jako se to již v historii stalo v první polovině XIX. stol. po objevu prvních dvaceti planetek hlavního pásu. (V r. 1851 astronomové považovali za planety celkem 23 objektů včetně Neptunu a všech tehdy známých planetek. Teprve v šedesátých letech XIX. stol. se počet planet zredukoval na 8). Když první komise nedospěla ke společnému názoru, byla výkonným výborem IAU zřízena druhá tzv. Gingerichova komise, která se shodla na definici, že planeta sluneční soustavy má mít průměr nad 800 km a hmotnost nad 5.1020 kg, což by mimochodem vrátilo mezi planety také planetku Ceres, jenž na počátku XIX. stol. byla za planetu skutečně považována.
Na XXVI. kongresu IAU v Praze byla však v srpnu 2006 přijata velkou převahou hlasů členů IAU zcela odlišná definice, vycházející z hydrostatické rovnováhy tělesa (přibližně kulový tvar) a dráhy výhradně kolem Slunce (tím byly vyloučeny obří družice jako Ganymed atd.), přičemž třetí podmínka gravitační dominance ve svém okolí vyloučila Pluto. Současně byla zavedena nová třída těles sluneční soustavy - trpasličí planety, mezi něž byly zařazeny Ceres, Pluto a Eris. "Demontáž" Pluta vzbudila velké pobouření zejména mezi americkými astronomy, kteří podepisovali koncem roku protestní petici, žádající revizi definice na XXVII. kongresu IAU v Riu v r. 2009.
Poměrně podrobně shrnul problémy první závazné definice planety sluneční soustavy S. Soter. Ten považuje za planetu konečný produkt akrece v disku primární hvězdy nebo hnědého trpaslíka. Výhodou nové definice je dynamická dominance tělesa ve svém okolí, což se dá určit z pozorování snadno, na rozdíl od stanovení hmotnosti tělesa. Takto definovaných 8 planet sluneční soustavy skutečně dominuje svému okolí na úrovni nejméně o 4 řády vyšší, než je tomu u planetek či komet. (Pluto sám je menší než 7 měsíců planet sluneční soustavy.) Podmínka hydrostatické rovnováhy je však pochybná, protože např. Vesta s průměrem 540 km je zřetelně nekulová, zatímco Mimas s průměrem 400 km je kulový. Kromě planet a jejich družic je nejvýznamnější hmotnou složkou sluneční soustavy Oortův oblak komet, obsahují asi 500 mld. komet s úhrnnou hmotností 2 – 40 Mz. Na druhém místě je pak Edgeworthův-Kuiperův pás transneptunských těles, v němž se nachází cca 600 mil. objektů s průměry nad 10 km, a jehož hmotnost činí 30 mMz. Teprve pak následuje hlavní pás planetek s více než 1 mil. těles o průměru nad 1 km a úhrnné hmotnosti 0,6 mMz. Těsně za ním se umístili Kentauři mezi Saturnem a Neptunem, jichž je asi 10 mil. o celkové hmotnosti 0,5 mMz. Planetky křižující dráhu Marsu mají úhrnnou hmotnost 20μMz, kdežto planetky křižující zemskou dráhu mají jen 600 nMz, těsně následovány dlouhoperiodickými kometami s přísluním do 50 AU s úhrnnou hmotností 500 nMz. Bilanci uzavírají krátkoperiodické komety s úhrnnou hmotností 50 nMz.
Pozorovatelskou událostí roku 2006 se stalo nepochybně úplné zatmění Slunce dne 29. března, které bylo pozorovatelné v úzkém pásu o šířce 126 – 189 km a délce 14,5 tis. km, od východní Brazílie, přes Atlantik, Ghanu, Niger, Libyi, Egypt, Turecko, Černé moře, Gruzii, Kavkaz, Kaspické jezero, Kazachstán a Mongolsko. Nejdelší trvání 4:07 min mělo zatmění v Libyi v 10:11 h UT ve výši 67° nad obzorem, kde byla také největší pravděpodobnost jasného počasí. Také slovenští a čeští profesionální i amatérští pozorovatelé uspořádali řadu individuálních i kolektivních výjezdů zejména do Libye, Egypta a Turecka a přivezli odtamtud skvělé záběry, jimž jako obvykle v posledních letech vévodily jedinečné snímky koróny, pořízené brněnským matematikem prof. M. Druckmüllerem a jeho rodinou.
Jak známo, hlavním problémem záběrů zatmění je nesmírný nepoměr jasností vnějších částí Slunce, neboť sluneční fotosféra je řádově tisíckrát jasnější než chromosféra a dokonce milionkrát jasnější než koróna. Přitom teplota fotosféry dosahuje necelých 6 tis. K; chromosféra má asi 10 tis. K a koróna až několik MK. Koróna je ovšem u své paty asi stomiliardkrát řidší než zemská atmosféra u povrchu Země. Jedinečný přírodní úkaz úplných zatmění Slunce je navíc dočasný: vlivem soustavného vzdalování Měsíce od Země tempem téměř 4 cm ročně přestanou být úplná zatmění ze zemského povrchu pozorovatelná za 600 milionů let! Už brzy se dočkáme nejdelšího úplného zatmění Slunce celého XXI. stol., které bude viditelné 22. července 2009 především z Indie a Číny a nad Pacifikem dosáhne trvání 6:39 min.
J. Kiener aj. zveřejnili údaje o záření gama, které provázelo gigantickou sluneční erupci z 28. října 2003, jež se k všeobecnému překvapení odehrála plné 3,5 roku po maximu 23. cyklu sluneční činnosti. Erupce klasifikovaná jako X17.2 vykazovala tři spektrální čáry o energiích 2,2; 4,4; a 6,1 MeV, které jsou důkazem jaderných reakcí urychlených iontů ve sluneční atmosféře, jež tam probíhaly plných 15 min. Podle K. Watanabeho doletěly k Zemi z této erupce také neutrony o 45 min později, což znamená, že musely být urychleny na vysoce relativistické rychlosti, protože v klidu je poločas rozpadu volných neutronů necelých 15 min. Neutrony z ještě mohutnější erupce ze 4. listopadu téhož roku, klasifikované jako X28, dospěly k Zemi dokonce již za 13 min.
Pro srovnání téměř stejně hmotným, ale stabilním protonům trvá po standardních erupcích cesta k Zemi několik hodin a jen výjimečně (u erupcí z 23. února 1956; 29. září 1989; výše zmíněných erupcí z r. 2006 a z 20. ledna 2005) desítky minut. Nebezpečí těchto výjimečných erupcí nelze podceňovat právě též pro jejich nepředvídatelnost. Zejména by mohly ohrozit astronauty, kteří by letěli kamkoliv za hranici zemské magnetosféry. Přitom až do 1. září 1859 astronomové o existenci erupcí na Slunci neměli ani tušení. Teprve tehdy viděl očima po dobu téměř pěti minut první sluneční erupci při měření slunečních skvrn na projekčním stínítku známý britský astronom R. Carrington. O něco později zaznamenali geofyzikové mohutnou magnetickou bouři a v noci byla viditelná úžasná polární záře. Tím začala epocha výzkumu vztahů Slunce-Země, která nám od té doby přináší neustále nové mimořádně důležité poznatky.
Během erupcí se totiž uvolňuje nesmírná energie v podobě částic slunečního větru, jak je dnes dobře patrné díky řadě kosmických sond a umělých družic Země, zaměřených na projevy sluneční činnosti. Příčinou těchto hrozivých úkazů je reorganizace magnetických siločar v plazmatu, které se říká magnetická rekonexe. V podstatě jde o uvolnění magnetické energie ve prospěch urychlovaných částic jako jsou protony a elektrony. Rekonexi přímo poprvé pozorovali T. Phan aj při erupci z 2. února 2002. Měla ve slunečním větru podobu písmene X o délce 2,5 mil. km a trvání přes 2,5 h. Jde fakticky o linii, podél níž se přepojují opačně směřující magnetické siločáry.
A. Egidi aj. měřili při letech stratosférických balónů v r. 1992, 1994 a 1996 úhlový průměr Slunce (v přepočtu na vzdálenost přesně 1 AU) a zjistili, že průměr kolísá v nepřímé úměrnosti se sluneční činností mezi hodnotami 959,5 – 959,7″. Ve stejném rytmu se mění také sluneční zploštění v rozmezí (4 – 10).10-6. Tyto výsledky však jsou v rozporu s měřeními S. Lefebvra aj., konaných soustavně na věžovém dalekohledu na Mt. Wilsonu v Kalifornii v letech 1974 - 2005. Ačkoliv normalizovaný sluneční průměr 959,49″ kolísal za tu dobu o plnou 1″, autoři nenašli žádnou korelaci se sluneční činností. Zato objevili malou výduť ve tvaru Slunce mezi 20 – 30° heliografické šířky. Pro tvar Slunce tak zavedli název helioid (podle vzoru geoidu pro Zemi).
V r. 2006 bylo uveřejněno několik odhadů, kdy započne 24. cyklus sluneční činnosti: mělo to být někdy mezi začátkem posledního čtvrtletí r. 2007 až koncem I. čtvrtletí r. 2008. Maximum cyklu by mělo být o 25 – 40% vyšší, než tomu bylo u poměrně slabého 23. cyklu (R ≈ 120 v dubnu 2001). N. Krivovová aj. zkoumali změny slunečního ozáření Země během právě uplynulého cyklu a zjistili, že zatímco celkové ozáření Sluncem kolísalo jen o 1 promile, v ultrafialovém oboru v okolí čáry Ly-α dosahoval rozkmit 50 – 100%! Podle názoru autorů to může silně ovlivňovat produkci či destrukci ozónu ve stratosféře a i celkové klima na Zemi.
Tyto změny jsou ovšem nicotné v porovnání s tím, co se odehrávalo ve vztahu mezi Sluncem a Zemí v dávné minulosti a co čeká Zemi v daleké budoucnosti za nějakých 6-7 mld. roků. Podle J. Birrielové, I. Sackmannové a A. Boothroyda totiž mělo mít rané Slunce o třetinu nižší zářivý výkon než dnes, pokud mělo v té době stejnou hmotnost jako dnes. Jelikož roční ztráta hmoty Slunce činí v průměru jen 3.10-14 M ☉, byl by předpoklad o stálé hmotnosti splněn s přesností řádu 10-4 a jediné kloudné vysvětlení, proč Země tehdy nezamrzla, dává domněnka o silně skleníkové prvotní atmosféře Země. Doklady pro silný počáteční skleník však nejsou v souladu s geologickými nálezy vzorků atmosféry z té doby.
"Naštěstí" se nedávno našly dobré důvody pro domněnku, že Slunce zprvu rozhazovalo svou hmotu do prostoru mnohem marnotratněji, takže jeho původní hmotnost činila 1,03 M ☉, a to bylo na počátečním zářivém výkonu znát. Háček spočívá v tom, že podle pozorování mladších hvězd slunečního typu jeví tyto hvězdy gigantické erupce v první miliardě let své existence, což na jedné straně vysvětluje, proč Země v té době nezamrzla, ale na druhé straně klade silná omezení na možnost vzniku a vývoje života na Zemi v rané etapě její existence. Je ovšem také myslitelné, že raná Země byla ke Slunci o něco blíže než dnes a do dnešní vzdálenosti postupně migrovala působením poruch od obřích planet sluneční soustavy.
Jak patrno, jde většinou o domněnky vymyšlené ad hoc, takže lze očekávat, že se v budoucnu o minulosti Země a Slunce leccos nečekaného a překvapujícího. Podobně neurčité jsou i odhady budoucího vývoje Slunce ve vztahu k existenci Země. Podle K. Rybického za necelých 7 mld. roků, kdy Slunce přejde z pásma hvězd hlavní posloupnosti mezi červené obry, stoupne energie slunečního větru v okolí Země proti současnosti o pět řádů, celkové ozáření Země o tři řády a měkké rentgenové a tvrdé ultrafialové ozáření Země stokrát. Následky si těžko lze představit; pro život na Zemi to bude téměř jistě znamenat soudný den.
Na závěr odstavce o výzkumech Slunce připojuji zmínku o studii B. Camerona Reeda, založenou na měření spektroskopických paralax 2,5 tis. žhavých hvězd tříd O a B do vzdálenosti 1,2 kpc od Slunce. Odtud totiž vyplývá, že Slunce se nenachází úplně přesně v hlavní rovině disku Galaxie, ale je od ní vysunuto o 20 pc.
Dátum poslednej zmeny: 29. apríla 2008