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 2010
Důvodem pro soustavné hledání planety mezi drahou Marsu a Jupiteru se stal Herschelův objev Uranu (1781), který zapadal svou vzdáleností od Slunce do Titiusova-Bodeova pravidla (TB, 1772) pro n = 6. Zejména J. Bode inicioval po objevu Uranu hledání "chybějící" planety (pro n = 3, tj. velká poloosa 2,8 AU) a jeho úsilí korunoval r. 1801 G. Piazzi objevem tělesa, které dostalo název Ceres; bylo přesně tam, kde pravidlo TB určovalo, jen mělo na planetu poněkud nízkou jasnost. Jenže pak se vše zvrtlo jak rychlými objevy dalších "planet" Juno, Pallas a Vesta v téže vzdálenosti a také selháním TB pravidla při objevu Neptunu (1846), který byl mnohem blíže (30,1 AU), než pravidlo určovalo (38,8 AU), a celé se to dále zamotalo objevem Pluta (1930), který "seděl" téměř přesně (39,4 AU) tam, kde podle pravidla TB měl být Neptun... Dnes se pravidlo TB většinou považuje za náhodnou koincidenci, ale to se může ještě změnit, až bude rozpoznáno více takto početných soustav exoplanet a budeme tak moci porovnávat rozdělení vzdáleností exoplanet pro více případů.
Check on line references: Přehlídkové kombajny přičinlivě rychle zvyšují počty známých planetek hlavního pásu, takže už počátkem roku 2008 byly v databázích údaje o přibližně 400 tis. planetek, i když zdaleka ne všechny mají spolehlivě rozlišené dráhy. Geneticky nejstarší jsou planetky typu uhlíkatých chondritů - to je patrně téměř nepřetvořený materiál, z něhož vznikala svařováním za studena i velká tělesa Sluneční soustavy. Podobně utěšeně přibývá planetek a transneptunských těles s družicemi (satelity), jichž bylo v létě 2008 rozpoznáno již 150. Satelity se patrně vytvářejí zajímavým mechanismem, který popsali K. Walsh aj., kteří tvrdí, že asi 15 % planetek hlavního pásu a křížičů má své průvodce. Efektem YORP (též Jarkovského) se totiž planetky nepravidelného tvaru postupně roztáčejí až na kritické rychlosti, při nichž v okolí jejich rovníku odlétává odstředivou silou materiál, jehož částice se navzájem srážejí a tím brzdí, takže se zachytí na oběžných drahách kolem mateřského tělesa, kde se postupně sbalí do satelitu.
Podle D. Vokrouhlického a D. Nesvorného známe již asi 60 planetek hlavního pásu, tvořených volnými páry se stejnou drahou a tudíž společným původem. Prohlédli totiž databázi 370 tis. planetek a zjistili, že zmíněné páry nejsou příliš staré - vznikly rozdělením těsných dvojic možná jen před několika desítkami tisíc roků buď následkem katastrofických srážek, anebo štěpením těsných dvojic efektem YORP. Vzorovým příkladem je pár (6070) Rheinland a (54827) 2001 NG8 starý jen 18 tis. roků.
Z nově objevených planetek s průvodci je největší (41) Daphne o průměru přes 170 km, která má miniaturní satelit S/2008 (41) 1 o průměru necelé 2 km, jenž kolem planetky obíhá v periodě 1,6 d. P. Descamps aj. využili série vzájemných zákrytů planetky (22) Kalliope a jejího satelitu Linus v r. 2007 ke zlepšení parametrů obou těles. Kalliope má průměr 166 km, tj. o 8 % menší, než vyplynulo z nepřímých měření její velikosti družicí IRAS, a průměr Linuse je 28 km. Hustota Kalliope 3,7násobek hustoty vody se tak nyní dostala do souladu s taxonomickým zařazením této planetky hlavního pásu. Planetka (216) Kleopatra (typ M) se stala v pořadí již třetí planetkou hlavního pásu, která je obdařena dvěma satelity. Oba byly objeveny v létě 2008 v minimálních vzdálenostech 380 km a 650 km od planetky. Sama Kleopatra vypadá jako "psí kost" o rozměrech 217 x 94 x 81 km (efektivní rozměr 108 km).
P. Pravec aj. studovali rozložení rychlostí rotace pro malé planetky hlavního pásu a křížiče Marsu s typickými průměry v rozmezí 3 – 15 km. Zjistili, že toto rozložení je víceméně rovnoměrné v rozmezí period 2,5 – 24 h, ale nejdelších period je přece jen o něco více než kratších. Dlouhodobé změny rotační rychlosti dané planetky nejsou velké; činí jen procenta periody za milion roků. Průměrná doba setrvání planetky na stálé dráze dosahuje 110 mil. roků, pak dráha podlehne chaotické změně. U křížičů Země s typickými průměry 0,2 – 3 km je však situace odlišná. Nejvíce křížičů má buď krátké rotační periody kolem 2,5 h, anebo periody delší než 24 h.
B. Carrymu aj. se zdařilo zobrazit v září 2002 pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu povrch trpasličí planety (1) Ceres v blízké infračervené oblasti s rozlišením 50 km. Na povrchu jsou patrné světlejší i tmavší skvrny s rozměry 50 – 180 km, svědčící o výskytu uhlíkových sloučenin, silikátů a vodního ledu. Ceres rotuje kolem své osy v periodě 9,1 h a jeho tvar lze aproximovat zploštělým elipsoidem o rozměrech poloos 480 x 444 km. J. Drummond a J. Christou využili 3m teleskopu Lickovy observatoře s adaptivní optikou pro blízkou infračervenou oblast spektra k určení rozměrů a tvaru 8 největších planetek hlavního pásu. Zdaleka největší je (1) Ceres (973 x 973 x 908) km, následovaný (2) Pallasem (594 x 549 x 369) km a (4) Vestou (560 x 540 x 440) km. Na dalším místě jsou překvapivě až mnohem později objevené planetky (707) Interamnia (385 x 337 x 163) km a (87) Sylvia (350 x 264 x 227) km.
Kosmická sonda ROSETTA, jejímž cílem je kometa Čurjumov-Gerasimenko, musela postupně vykonat řadu gravitačních manévrů (2 průlety u Země a jeden u Marsu), které ji mají navést k cíli v r. 2014. Počátkem září 2008 tak proletěla v minimální vzdálenosti 800 km od malé (≈10 km) planetky hlavního pásu (2867) Steins (typ E). Podle H. Kellera aj. má planetka dosti nepravidelný tvar s hlavními osami o rozměrech 6 x 4 km a s vysokým průměrným albedem 35 %. Na jejím povrchu se nalézá dvojice podobných impaktních kráterů ve vzájemné vzdálenosti 2 km od sebe a dále řetízek 7 kráterů. Snímky pořizované v intervalu od 4. srpna do 4. září odhalily na povrchu planetky úhrnem 23 kráterů s průměry nad 200 m. Při největším přiblížení 5. září se však bohužel samovolně vypnula kamera s vysokým rozlišením, takže se nepodařilo získat žádné detailní snímky planetky. Sondu čeká v červnu 2010 průlet kolem podstatně větší (≈100 km) planetky (21) Lutetia.
O. Barnouin-Jha aj. zveřejnili výsledky měření topografie planetky (25143) Itokawa lidarem na japonské kosmické sondě Hayabusa. Na planetce se vyskytují dva odlišné typy terénu, drsné vysočiny a hladké nížiny. Vysočina je pokryta rozházenými balvany a má obecně komplikovanou strukturu. V průměru je však povrch Itokawy hladší než povrch planetky Eros. Autoři se domnívají, že nitro planetky představuje spíše hromadu sutě než tuhé kamenné těleso. Planetka vznikla patrně splynutím menších těles, která si ponechala svůj regolit, jehož tloušťka v nížinách přesahuje 2 m.
Z planetek křižujících dráhu Země budí stále největší pozornost (99942) Apophis, jejíž dráhu i rozměry se podařilo zpřesnit v letech 2005-2006 díky radaru v Arecibu, který dokázal planetku zaznamenat ve vzdálenostech 27 – 40 mil. km od Země. Její střední průměr činí 270 m a průlet u Země v pátek 13. dubna 2029 bude vskutku monumentální, protože se ve 21h 45 min UT dostane do minimální vzdálenosti 36 tis. km od centra Země, tedy do oblasti, v níž se pohybují geostacionární družice. Družicím však nijak neublíží; v uvedeném čase největšího přiblížení se bude nacházet nad středním Atlantikem severně od Brazílie a bude viditelná na nočním nebi jako objekt až 3 mag z Asie, Afriky i Evropy. Její úhlový rozměr naroste až na 2,4″ a úhlový pohyb po obloze dosáhne rychlosti až 50″ za sekundu (0,8°/min)!
Nezávisle počítali okolnosti průletu Apophis v r. 2029 také T. Vinogradova aj. na základě téměř tisícovky optických i radarových pozorování planetky mezi březnem 2004 a srpnem 2006. Při započítání gravitačních poruch planet i trpasličích planet, relativistických korekcí pro Slunce i vlivu tlaku záření jim tak vyšla minimální vzdálenost 38 tis. km od centra Země. Další zpřesnění dráhy lze očekávat při přiblížení planetky k Zemi na "radarovou" vzdálenost v r. 2013, ale už teď je jisté, že nás planetka neohrozí ani v r. 2029 ani při dalším přiblížení v r. 2036.
Radar v Arecibu ovšem mezitím nezahálel a v únoru 2008 objevil při přiblížení planetky (15391) = 2001 SN263 na vzdálenost 11 mil. km od Země, že jde fakticky o tři tělíska o průměrech 2;
1 a 0,4 km, která jsou od sebe vzdálena něco přes 10 km. Není naprosto jasné, jak taková podivná soustava drží pohromadě, takže nebeští mechanici mají co počítat - s takovým problémem tří těles se asi ještě nikdy nesetkali, i když po dvou titěrných průvodcích mají i dvě stakilometrové planetky hlavního pásu (45) Eugenia a (87) Sylvia.
Z dalších křižujících objektů vzbudila pozornost dosud největší (∅ 2,6 km) planetka (1620) Geographos, u níž J. Ďurech aj. zjistili, že její rotační perioda 5,2 h se za rok zkracuje o téměř 3 ms (!), což je důsledek Jarkovského efektu (YORP). Týž efekt byl předtím pozorován jen u menších těles (1862) Apollo (rotační per 3,1 h) a bezejmenného křížiče (54509) = 2005 PH5 (rotační per. 12 min). Britský astronom amatér R. Miles pozoroval pomocí 2m robotického Faulkesova reflektoru v Siding Spring v Austrálii miniplanetku 2008 HJ, jejíž vejčitý tvar má rozměry 12 x 27 m a zjistil, že jde nejrychleji rotující známou planetku s rotační periodou jen 43 s! To znamená, že planetka funguje jako odstředivka, protože jakýkoliv neupevněný předmět v blízkosti jejího rovníku je odmrštěn odstředivou silou do hlubin prostoru, jelikož příslušná odstředivá rychlost je 200krát vyšší než úniková rychlost z povrchu tohoto tělesa.
Efekt YORP je podle všeho hlavní příčinou toho, že asi 15 % planetek je dvojitých. Sluneční záření totiž roztáčí nekulové osamělé planetky tvořené hromadami sutě na kritické rychlosti, při nichž z okolí jejich rovníku odlétá hmota první kosmickou rychlostí, takže vymrštěné částice začnou obíhat kolem zbylé hromady sutě a zde se postupně složí na oběžnici - průvodce původního tělesa.
Podle F. DeMeové a R. Binzela se mezi křížiči nachází asi 8 % objektů, které lze klasifikovat jako komety, jež se k nám dostaly z vnějších částí Sluneční soustavy (Edgeworthova-Kuiperova pásu a Oortova mračna). R. Braser a P. Wiegert upozornili na pravděpodobnou existenci podskupiny doprovodných planetek, která mohou být někdy považována za umělá tělesa (vysloužilé kosmické sondy a poslední stupně jejich raket), jež se pohybují na drahách s parametry blízkými parametrům oběžné dráhy Země kolem Slunce. Podle modelových výpočtů autorů jsou tato doprovodná přirozená tělesa zachycována Zemí na poměrně krátkou dobu řádu 10 tis. roků, zatímco praví křížiči setrvávají v blízkosti Země v průměru 10 mil. roků. Po tomto čase se vinou dráhového chaosu buď navždy od Země vzdálí, anebo se s ní srazí. Pravděpodobnost srážky pro doprovodné planetky je však o něco vyšší než u standardních křižujících planetek.
M. Zavodny aj. využili pozorování z přehlídky Catalina (CSS) v intervalu od června 2005 do prosince 2006 k hledání objektů Sluneční soustavy, jejichž celé dráhy se nacházejí uvnitř dráhy Země, tj. uvnitř pomyslné koule kolem Slunce s poloměrem 0,983 AU. Tato tělesa označují zkratkou IEO (Inner Earth Objects). Z přehlídky vyplývá, že ve zmíněné kouli se nalézá (36 ±26) IEO jasnějších než absolutní hvězdná velikost H = 18 a (530 ±240) IEO jasnějších než H = 21. Současně se zdá, že tyto objekty nepodléhají žádným výrazným negravitačním efektům.
V polovině června 2008 byl objeven objekt 2008 LV16, jenž obíhá Slunce po protáhlé dráze s přísluním poblíž dráhy Venuše a odsluním poblíž dráhy Marsu. Dráha je však natolik stabilní, že toto těleso neohrožuje ani zmíněné planety ani mezilehlou Zemi. Vůbec lze s povděkem konstatovat, že důkladnost současných přehlídek křižujících objektů sama o sobě přinejmenším o řád snížila pravděpodobnost, že se Země srazí s větším kosmickým projektilem v nejbližších staletích.
Největším překvapením roku se však nepochybně stal objev miniplanetky 2008 TC3, jenž se podařil R. Kowalskému pomocí robotického přehlídkového dalekohledu na Mt. Lemmon v Arizoně dne 6,28 UT října 2008. Na snímcích byl zachycen pohybující se objekt 19 mag ve vzdálenosti 0,5 mil. km od Země. Rychlý výpočet dráhy S. Chesleyem ukázal, že těleso se srazí se Zemí asi po 20 h od objevu v čase 7,115 UT října a těsně před vstupem do zemské atmosféry nad severním Súdánem dosáhne jasnosti 11 mag. Rozměr miniplanetky se odhadoval na několik metrů, takže nebylo potřebí vyvolat nějaký poplach, protože bylo zřejmé, že těleso vybuchne dostatečně vysoko nad Zemí, což se také stalo. J. Borovička a Z. Charvát analyzovali multispektrální snímky meteorologické družice Meteosat 8, jež ukázaly jasnou skvrnu ve všech 12 spektrálních kanálech (0,5 – 14 μm) snímků, pořízených kolem 2 h 45 min UT (7,115 UT). Odtud pak spočítali výšku explozí miniplanetky v rozmezí 30 – 22 km nad Zemí. Záblesk výbuchu pozorovala také posádka jednoho dopravního letadla, které letělo v tu dobu asi 1,5 tis. km od bolidu a následky výbuchu se projevily též zajímavě strukturovanými svítícími mračny prachu, na jehož částečkách se rozptylovalo sluneční světlo. Jde o první případ v dějinách astronomie, kdy máme úplné údaje o tělese, objeveném ještě před vstupem do zemské atmosféry, jehož drobné úlomky dopadly na zem a byly asi o měsíc později nalezeny súdánskými studenty pod vedením amerického odborníka P. Jenniskense.
Jako obvykle, připojuji na konci tohoto odstavce seznam nově pojmenovaných planetek Sluneční soustavy, jež objevili v minulých letech čeští a slovenští astronomové: (4662) Runk, (4663) Falta, (8143) Nezval, (11408) Zahradník, (15902) Dostál, (16869) Košinár, (21888) Ďurech, (22558) Mladen, (24862) Hromec, (24974) Macúch, (29456) Evakrchová, (30253) Vítek, (31109) Janpalouš, (32294) Zajonc, (33061) Václavmorava, (35356) Vondrák, (74764) Rudolfpešek, (76713) Wudia, (90279) Devětsil, (98127) Vilgusová, (129595) Vand, (132798) Kürti, (145768) Petiška, (166570) Adolfträger, (167208) Lelekovice, (170306) Augustzátka, (182592) Jolana. Podrobnosti o původu jmen a parametrech drah těchto planetek naleznete jako obvykle na webu: http://planetky.astro.cz/.
Počátkem července 2008 vydalo Centrum planetek (MPC) společně s Ústředím pro astronomické telegramy (CBAT) již 17. vydání Katalogu kometárních drah, jenž obsahuje údaje o více než 3,7 tis. kometárních návratů. V říjnu 2008 překročil počet "slunečních" komet, objevených neúnavnou družici SOHO, další magické číslo 1 500 a těchto komet stále utěšeně přibývá. V posledních letech se navíc daří objevovat komety v blízkosti Slunce také díky dalším slunečním družicím STEREO A a B.
B. Marty aj. určili zastoupení hélia a neonu v zrníčkách kometárního materiálu, zachycených sondou Stardust u komety 81P/Wild 2. Tak dokázali, že příslušná zrníčka pocházejí z horké části sluneční pramlhoviny, čili že v raném období budování Sluneční soustavy se zárodečný materiál mlhoviny výrazně promíchal. Podobně H. Ishii aj. zjistili, že další složkou prachu z této komety jsou porézní částice z hlavního pásma planetek, ale zato tam vůbec není přítomen chladný nepřetvořený původní materiál vnější chladné části sluneční pramlhoviny - onen pravý "hvězdný prach" rozptýlený v Galaxii z předešlých generací již zaniklých hvězd. T. Nakamura aj. objevili v materiálu z komety 4 submilimetrová zrníčka, která se podobají chondrulím a vznikla zřejmě rychlým roztavením původního materiálu v blízkosti Slunce, načež se přemístila do hlubin Sluneční soustavy. I když kometa dnes obíhá v prostoru mezi Marsem a Jupiterem, původně se nacházela ještě dál a do blízkosti ke Slunci postupně migrovala.
G. Szabo aj. zpracovali pozorování slavné komety Hale-Bopp (C/2005 O1) z října 2007, kdy se tato obří kometa vzdálila již na 26 AU od Slunce. Plných 11 let po průchodu přísluním tam prodělala výrazné zjasnění na R = 20 mag. Prachová koma dosáhla neuvěřitelného průměru 160 tis. km. Kometa tím ustavila nový rekord v projevu aktivity hluboko v mrazivém prostoru Sluneční soustavy. E. Epifani aj. sledují od prosince 2004 aktivity kometárních jader ve vzdálenostech >3 AU od Slunce soustavně pomocí italského 3,5m teleskopu TNG na ostrově La Palma. Zatím tak zkoumali světelné křivky celkem 12 komet až do vzdálenosti 5,3 AU od Slunce. Přitom se jim podařil změřit lineární průměry jader tří periodických komet v rozmezí 1 – 3 km.
P. Lamy aj. změřili pomocí HST a SST rozměry jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko ve vzdálenosti 4,5 AU od Slunce. Jádro komety je protáhlé a délka hlavní osy dosahuje 5 km, což v přepočtu na kulový tvar dává průměr jádra 4 km při albedu jen 4 %. Pokud je střední hustota jádra kolem 35 % hustoty vody v pozemských podmínkách, tak se dle autorů patrně zdaří přistání modulu Philae kosmické sondy ROSETTA na povrchu jádra v r. 2014. Pokud je však jádro hustší, tak hrozí modulu určité riziko ztroskotání při přistávacím manévru. Tutéž kometu snímkovali také C. Tubiana aj. pomocí VLT ESO v letech 2004 a 2006, tj. ve vzdálenosti >4,9 AU od Slunce. Odvodili tak rotační periodu jádra 13 h a efektivní průměr jádra 5 km při poměru hlavní a vedlejší osy >1,45. Za jádrem se však vyskytuje krátká vlečka větších zrnek prachu.
Na počátku prosince 2007 započal další z tradičních výbuchů komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1. Během dvou týdnů se kometa zjasnila ze 14,5 mag až na 11,3 mag. K dalším výbuchům došlo koncem ledna a znovu koncem září a v polovině října 2008, kdy její jasnost dosáhla dokonce 10,3 mag. Plynoprachové obálky komety se přitom rozpínaly rychlostí 0,1 km/s a koma dosáhla průměru až 250 tis. km. J. Trigo-Rodríguez aj. nalezli v archivních záznamech o kometě celkem 28 výbuchů s amplitudou >1 mag za léta 2002-2007, přičemž nárůst jasnosti probíhá vždy během několika hodin a návrat do klidu v následujících 3 – 4 dnech. Každoročně tak kometa vybuchne alespoň sedmkrát, ale výskyt výbuchů nejeví žádnou periodicitu, takže se výbuchy nedají předvídat. Podivuhodné chování této komety není dosud kloudně vysvětleno, ale patrně souvisí s tím, že kometa fakticky patří mezi ledová tělesa Sluneční soustavy souhrnně nazývaná Kentaury, která se relativně nedávno přesunula na své současné dráhy mezi Jupiterem a Saturnem z Edgeworthova-Kuiperova pásu.
M. Belton aj. popsali miniexploze na povrchu jádra komety 9P/Tempel 1, pozorované v červnu 2005 jednak pomocí HST a sondy Deep Impact a jednak teleskopem na Calar Alto. Miniexploze se odehrávaly vždy v téže části povrchu jádra v "pravé poledne" slunečního času. Posléze však byly odhaleny i další aktivní oblasti na povrchu jádra, kde výskyt výbuchů probíhal i "dopoledne", popř. "odpoledne", během "soumraku" a dokonce i kolem "půlnoci". Výbuchy byly řízeny výrony CO a CO2 a v každém se uvolnilo asi 1kt materiálu.
Na přelomu let 2007 a 2008 stále budilo zaslouženou pozornost naprosto neuvěřitelné zjasnění komety 17P/Holmes, která se jevila spíše jako mlhavý disk o jasnosti 3,5 mag než jako klasická kometa s chvostem. Úhlové rozměry komy dosáhly počátkem února 2008 rozměru 1,5° (!), přičemž kometa byla stále pohodlně viditelná očima jako objekt 4,5 mag. M. Montalto aj. zpracovali snímky komety, pořízené v intervalu od 26. října do 20. listopadu 2007 a zjistili, že jasné jádro komety o průměru 3 km obklopovalo vnější prachové mračno rozpínající se stálou rychlostí 140 m/s, zatímco vnitřní část mračna se rozpínala rychlostí 200 m/s. Autoři odhadli hmotnost komy na solidních 10 biliónů km.
F. Moreno aj. srovnali průběh výbuchů komety v r. 1892 a 2007-8. Orbitální parametry dráhy se v obou případech prakticky shodovaly, tj. vzdálenost přísluní q = 2,1 AU a oběžná perioda 6,9 r. Při návratu koncem 19. stol. kometa vybuchla 141 d po průchodu přísluním ve vzdálenosti 2,38 AU od Slunce, kdežto nyní vybuchla 172 d po přísluní v 2,43 AU od Slunce. V obou případech bylo Slunce v době, kdy kometa procházela přísluním, v nadhlavníku té části jejího jádra, kde se posléze výbuch odehrál.
Z. Sekanina nazval celý úkaz megavýbuchem, protože je nesrovnatelně mohutnější než všechny doložené výbuchy jiných komet. Podle jeho výpočtů došlo k výbuchu zásluhou exotermní reakce vyvolané fázovým přechodem amorfního ledu o nízké hustotě do kubické fáze v rezervoáru překrytém plátem povrchových hornin o hmotnosti řádu 100 mld. kg. Následkem exploze byl plát vymrštěn vzhůru do kometární atmosféry, kde se začal rychle drobit na mikroskopická zrnka, jenž se začala rozpínat v podobě prachového mračna. Autor odhadl, že kometa se rozplyne nejpozději po 50 opakováních megavýbuchů, jež následují její průchody přísluním, neboť megavýbuchy kometu postupně doslova rozloupají. Megavýbuch není ovšem jednorázový jev, ale spíše posloupnost událostí, které postupně způsobí tak nádherný přírodní úkaz.
Radar observatoře Arecibo pozoroval počátkem ledna 2008 ozvěny od komety 8P/Tuttle na vlnové délce 126 mm. V té době byla kometa od Země vzdálena 0,25 AU a na hranici viditelnosti očima. J. Harmon aj. zjistili, že jádro komety se skládá ze dvou složek, jež se navzájem prakticky dotýkají a obíhají kolem společného těžiště v periodě 11 h. Průměry složek dosahují po řadě 5,6 a 4,4 km. Radarové albedo jádra 15 % převyšuje dvakrát průměrné albedo kometárních jader, což svědčí o velmi hladkém povrchu jádra této komety. Autoři dokonce zaznamenali radarové odrazy od vnitřní komy kolem jádra. Koma obsahuje poměrně velké kamínky o rozměrech přes 20 mm. Zatímco u planetek už známe několik kontaktních dvojic, u komet jde o premiéru.
V lednu a únoru 2008 snímkovali manželé Tichých na Kleti pomocí dalekohledu KLENOT periodickou kometu P/2008 C2, kterou v únoru ztotožnili s kometou P/2006 U6 Tichý jako objekt 19 mag. Kometa prošla přísluním 7. února v předstihu 0,16 d proti předpovědi. Nová pozorování umožnila zlepšit její dráhové elementy: a =3,8 AU; e = 0,4; i = 19°, P = 7,4 r a kometa dostala definitivní označení 196P/Tichy. Je to zatím poslední kometa objevená českými astronomy. V polovině srpna 2008 prošla přísluním ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce krátkoperiodická (P = 6,5 r) kometa 6P/d'Arrest, která 5 dnů před přísluním prošla ve vzdálenosti 0,35 AU od Země. Koncem srpna dosáhla 8 mag.
Z. Sekanina a P. Chodas zlepšili parametry mimořádně jasné komety C/1843 D1, která prošla kolem Slunce 27. února 1843 ve vzdálenosti 1,2 R☉ a navíc se honosila obrovitým chvostem o délce 2 AU, takže mnoho lidí to tehdy považovalo za znamení blížícího se konce světa. Kometa přirozeně patří do Kreutzovy skupiny komet a byla pozorovatelná očima v úhlové vzdálenosti 1° od Slunce i ve dne! Největšího jasu dosáhla však až počátkem března 1843, když se přiblížila k Zemi a stala se nádherným zjevením na jižní polokouli. Autoři nyní revidovali její oběžnou periodu z 512 let na 742 roků, což potvrdilo, že tato kometa byla fakticky největším úlomkem slavné lízací komety X/1106 C1.
P. Weissman a S. Lowry připomněli, že proslulý Whippleův model "špinavé sněhové koule" pro kometární jádra fakticky popisuje jenom vlastnosti povrchu jádra. Pro nitro komet navrhli B. Donn aj. v r. 1985 a P. Weissman o rok později model "hromady sutě", což jsou agregáty ledových hrud, držící pohromadě jen vlastní gravitací. Tento model vychází z výpočtů vlastností sluneční pramlhoviny, ale i z pozorování zániku komet v okolí Slunce a štěpení kometárních jader, zejména pak proslulé komety Shoemaker-Levy 9, kterou rozdrtily slapové síly Jupiteru na desítky úlomků. Podobně se uplatnila i pozorování celých řetízků impaktních kráterů na Jupiterových družicích Ganymed a Kallistó. Dalším vodítkem jsou rotační charakteristiky kometárních jader (neexistují jádra s rotační periodou <5,2 h, neboť při rychlejší rotaci se hromada sutě rozpadne odstředivou silou) a výsledky měření posledních kosmických sond ke kometám (Stardust, Deep Impact). Ze všech těchto údajů vychází velmi nízká hustota kometárních jader nanejvýš rovná hustotě vody v pozemských podmínkách, ale často spíše jen v rozmezí 0,5 – 0,2 hustoty vody, což je způsobeno vysokou porozitou hromady sutě. Autoři soudí, že definitivní důkaz o vhodnosti modelu podá kosmická sonda ROSETTA po příletu k jádru komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko v srpnu 2014.
G. Leto aj. simulovali vznik vnitřní části Oortova oblaku komet během prvních dvou miliard let od vzniku Sluneční soustavy pro soubor 10 tis. kometárních jader. Počítali přitom s gravitačními poruchami Oblaku od čtyř vnějších planet Sluneční soustavy a od prolétávajících cizích hvězd i s galaktickými slapy. Ukázali, že 35 % jader vnitřní části Oblaku se tam dostalo ze zóny Uranu a stejné množství ze zóny Neptunu. Dalších 18 % se do Oblaku přemístilo z Edgeworthova-Kuiperova pásu. Obecně je však účinnost zachycení jader komet ve vnitřní části Oortova oblaku velmi nízká - jen kolem 1 %, přičemž ve stáří 2 mld. let od vzniku sluneční soustavy mají na jeho strukturu největší vliv galaktické slapy. Oblak má zcela nehomogenní strukturu, koncentruje se k ekliptice až do vzdálenosti 1 kAU a ve vzdálenostech 6 kAU od Slunce už neobsahuje žádnou složku kolmou k ekliptice.
P. Spurný a Z. Ceplecha uveřejnili převratnou práci o původu fragmentace meteoroidů ve velkých výškách nad Zemí, mnohem výše, než by odpovídalo křehkosti meteoroidů a aerodynamickému odporu při průletu tělísek hypersonickou rychlostí. Využili přitom soustavného sledování těchto úkazů automatickými bolidovými kamerami AFO v Evropské bolidové síti. Podle jejich názoru se různé části meteoroidů liší svou elektrickou vodivostí a elektricky se nabíjejí třením o molekuly zemské atmosféry. Elektrické výboje pak drtí meteoroid a tento proces se znovu opakuje pro vznikající úlomky.
T. Kohout aj. poukázali na rozdíly ve fyzikálních vlastnostech mezi planetkami a meteority. U planetek lze změřit magnetickou susceptibilitu na dálku, tj. z obíhající kosmické sondy nebo z přistávajího modulu. U meteoritů v muzeích se dá využít mobilní aparatury autory zhotovené. Autoři tak prozkoumali 700 vzorků meteoritů z evropských muzeí a nalezli značný rozdíl v susceptibilitě mezi meteority a planetkami, což však se může ještě změnit, protože měření susceptibility planetek je teprve v plenkách.
J. Pittichová aj. studovali vlastnosti mateřské komety 21P/Giacobini-Zinner v souvislosti s aktivitou meteorického roje Drakonid. Z pozorování v optickém i infračerveném oboru spektra zjistili, že jádro komety má průměr necelé 4 km, a albedo 11 %. Jádro začíná být aktivní již ve vzdálenosti 3,8 AU od Slunce a uvolňování prachu po průchodu přísluním pokračuje až do vzdálenosti 3,3 AU.
P. Babadžanov aj. zkoumali souvislost mezi křižující planetkou 2003 EH1 a lednovým meteorickým rojem Kvadrantid. Roj se poprvé objevil až v r. 1839 a nyní patří k vydatným rojům s velmi krátkým trváním aktivity. Autoři zjistili, že k jeho výskytu na pozemské obloze přispěly gravitační poruchy od Jupiteru a fragmentace většího tělesa zhruba před 500 roky, přičemž planetka 2003 EH1 je patrně největším úlomkem z této katastrofy.
P. Babadžanov aj. rovněž studovali komplex meteorických rojů Aries-Taurus, k němuž však také náleží krátkoperiodická kometa P2/Encke. Ukázali, že ke komplexu patří i několik křižujících planetek o rozměrech 0,1 – 8 km s typickými dráhovými parametry q ≈ 0,4 AU a e ≈ 0,85. Komplex se skládá přinejmenším ze 13 diskrétních meteorických rojů, většinou označovaných jako Tauridy. Patrně jde o pozůstatky po rozdrcení většího tělesa, přičemž největším dochovaným "úlomkem" je právě jádro Enckeovy komety. Titíž autoři také našli souvislost mezi meteorickými roji severních a jižních δ-Piscid i denními roji γ-Arietid a α-Piscid s několika křižujícími planetkami, konkrétně 1997 GL3, 2002 GM2, 2000 PG3 a 2002 JC9. Jde o skupinu těles s mimořádně nízkým albedem 2 % a průměrech 0,6 – 6,6 km. Jejich dráhové parametry se vyznačují vysokými výstřednostmi e ≈ 0,8; délkami velkých poloos a v rozmezí 2,2 – 2,8 AU a přísluními q ≈ 0,4 AU.
Také P. Jenniskens poukázal na častou souvislost mezi meteorickými proudy a křižujícími planetkami, protože nás tak mohou upozornit na spící kometární jádra. Obvykle jde o proudy s velkou poloosou dráhy a > 2,5 AU, výstřednostmi e v rozmezí 0,5 – 0,8; odsluním blíže než Jupiter a přísluním v okolí dráhy Země. P. Jenniskens a J. Vaubaillon zjistili, že také meteorický roj κ-Cygnid souvisí s křižující planetkou 2008 ED69, takže na rozdíl od původního předpokladu jde o velmi mladý roj, který vznikl nanejvýš 4 tis. let př. n. l., ale spíše ještě později. Mateřská planetka se svými dráhovými parametry podobá mateřské planetce Phaethon pro Geminidy. Sklon její dráhy k ekliptice i = 36° a průsečík dráhy s ekliptikou se nachází poblíž dráhy Jupiteru. Roj κ-Cygnid musí být díky své dráze velmi dobře pozorovatelný také na Venuši. Autoři dále připomínají, že nejméně šest dalších meteorických rojů má jako mateřská tělesa planetky a navíc denní Arietidy souvisejí s Marsdenovou rodinou "slunečních" komet, podobně jako δ-Akvaridy souvisejí s Krachtovou rodinou. To znamená, že rozpady malých těles sluneční soustavy hrají při vzniku meteorických rojů významnější úlohu, než jsme si dosud mysleli.
J. Chau a F. Galindo oznámili úspěšnou detekci čelních ozvěn od meteorů v rojích, která se jim zdařila díky výkonnému meteorickému radaru HPLAR na observatoři Jicamarca v Peru. Nejkvalitnější ozvěny získali od meteorů roje η-Akvarid, nejslabší vinou nevýhodné geometrie od Perseid. Moderní videokamery s čipy CCD jsou však tak citlivé, že i astronomové amatéři dokázali v r. 2008 pozorovat dopady Perseid na neosvětlenou část povrchu Měsíce. Celkem se tak zdařilo zaznamenat 115 Perseid.
Podle C. Alexandera aj. se ve vnitřní části rané sluneční pramlhoviny utvářely nejprve chondruly, tj. asi milimetrové žhavé (1,7 – 2,2 kK) kapky se silným zastoupením křemíku. Chondruly vznikaly v hustších chuchvalcích pramlhoviny, které se dále zahušťovaly vlastní gravitací. Chondruly tvoří 20 – 80 % objemu chondritů, které se pak stávaly stavebními kameny planetesimál.
F. Moynier aj. zjistili pomocí radioaktivního datování (53Mn/53Cr) uhlíkatých chondritů, že 100m planetesimály ve sluneční pramlhovině se tvořily v čase (4,568 ±0,002) mld. let, což výborně souhlasí s nezávislými metodami určení stáří samotné Sluneční soustavy. Tak například J. Connelly aj. z radioaktivního datování pomocí nuklidů 207Pb/206Pb) odvodili stáří Sluneční soustavy 4,565 45 mld. roků a horní mez jejího stáří <4,567 5 mld. let. Potvrzuje se tak výsledek modelových výpočtů, že akumulace planetesimál na planety proběhla astronomicky vzato bleskově během několika málo milionů let.
G. Kennedy a S. Kenyon ukázali pomocí modelových výpočtů, že obří plynné planety mohou vznikat poměrně snadno u hvězd libovolných hmotností, ale pravděpodobnost výskytu obří planety se pro hvězdy s hmotnostmi 0,4 – 3 M☉ zvyšuje úměrně jejich hmotnostem. Naproti tomu poloměr tzv. sněhové čáry (rozhraní, pod nímž vznikají kamenné planety, zatímco nad ním vznikají obří plynové planety) závisí jen slabě na hmotnosti mateřské hvězdy. Hvězdy s hmotnostmi >3 M☉ se však vyvíjejí tak rychle, že se sněhová čára odsune do vzdálenosti 10 – 15 R☉ od mateřské hvězdy dříve, než se do této vzdálenosti od hvězdy vyvinou protoplanety, potřebné jako kamenná jádra pro obří planety. B. Militzer aj. modelovými výpočty dále zjistili, že např. plynná planeta o hmotnosti Jupiteru by měla mít kamenné jádro o hmotnosti kolem 16 Mz, z čehož však 4 Mz představuje stlačený led pod pláštěm vodíku a hélia.
Když mateřská hvězda stárne, začne se sněhová čára opět ke hvězdě přibližovat. To pak dává možnost vzniku tzv. oceánských planet u hvězd s hmotnostmi >2,5 M☉. Oceánské planety mají na svém povrchu hluboké oceány tekuté vody, popřípadě tlustou vrstvu ledu, který roztaje následkem migrace takové planety směrem k mateřské hvězdě. Typická četnost obřích planet u hvězd s hmotností Slunce činí 6 %, kdežto pro trpasličí hvězdy o hmotnosti 0,4 M☉ jen 1 %. Naproti tomu u hvězd s hmotností 1,5 M☉ dosahuje 10 %.
S. Dodsonová-Robinsonová aj. modelovali vývoj planety typu Saturn akrecí na kamenné jádro a zjistili, že výsledek příliš nezáleží na volbě modelu. Ve velkých heliocentrických vzdálenostech >10 AU od hvězdy slunečního typu růst kamenného jádra zkrátka určuje tempo tvorby planet, takže modely platí také pro Uran a Neptun ve Sluneční soustavě. Tak např. Jupiter se začal utvářet s kamenným jádrem o hmotnosti jen 0,1 Mz ve vzdálenosti >9,2 AU od Slunce a již za 2,5 mil. roků dokázal vyrůst rychlou akrecí na dnešního obra, jenž navíc během pouhých 2 mil. roků migroval do současné vzdálenosti 5,2 AU. Podobně rostl akrecí Saturn, původně vzdálený od Slunce >11,9 AU, jenž se přitom přesunul do současné vzdálenosti 9,5 AU. K podobným výsledkům dospěli také R. Helled a G. Schubert, kteří se zabývali akrecí křemíkových zrnek vzniklých chladnutím chondrul pro planety s hmotností Saturnu až hmotností 10 Mj. Ukázali tak, že pro objekty s hmotností >5 Mj jsou křemíková zrnka tak horká, že kamenné jádro obří planety nevznikne vůbec. Pro kamenné jádro Jupiteru jim vyšlo <12 Mz a pro Saturn <8 Mz.
Důležité výsledky přináší i studium vzorků interplanetárního prostředí (ztroskotanou) kosmickou sondou Genesis. Pečlivým zpracováním vzorků v roztříštěné sondě se podařilo zjistit, že meteority nemají izotopy prvků s lichými nukleonovými čísly, ale na Zemi se tyto izotopy vyskytují. To znamená, že tyto izotopy nepocházejí z dávných supernov, ale vznikly spíše díky silnému ultrafialovému záření raného Slunce.
Hlubiny Sluneční soustavy stále úspěšně brázdí kosmické sondy Voyager 1 a 2, vypuštěné ze Země již v r. 1977. Po splnění svého hlavního úkolu snímkovat zblízka čtyři obří plynné planety se vzdalují od Slunce různými směry (Voyager 1 letí ve směru pohybu Slunce vůči mezihvězdnému prostředí, kdežto Voyager 2 letí kolmo na tento směr) a pod různými úhly k ekliptice. V r. 2008 se Voyager 1 vzdaloval od Slunce rychlostí 17 km/s a je nyní vůbec nejvzdálenějším tělesem Sluneční soustavy, které lze pozorovat (všechny známé TNO jsou blíže). V současné době se promítá do souhvězdí Hadonoše, kdežto Voyager 2 do souhvězdí Dalekohledu. Bublina sluneční magnetosféry je v těchto vzdálenostech deformována do tvaru kapky, protože Slunce se pohybuje vůči místnímu mezihvězdnému prostředí rychlostí 25 km/s. Rozměry bubliny se pohybují v rozmezí 100 – 150 AU.
Obě sondy zaznamenaly první známky hraniční oblasti mezi slunečním a mezihvězdným magnetickým polem již v srpnu 1992. Voyager 1 proletěl terminální rázovou vlnou v prosinci 2004 ve vzdálenosti 94 AU od Slunce, ale Voyager 2 se do ní dostal již ve vzdálenosti 84 AU, ale až koncem srpna 2007, což právě svědčí o výrazné směrové deformaci sluneční magnetosféry a její neostré hranici. V terminální oblasti tzv. magnetického pouzdra se prudce snižuje rychlost rozpínání slunečního větru ze 400 km/s na pouhých 100 km/s. Příští sondáž heliopauzy lze očekávat od kosmické sondy New Horizons, která se do těchto vzdáleností (ve směru k souhvězdí Střelce) dostane kolem r. 2030.
Y. Shen a S. Tremaine ukázali pomocí numerických simulací, že velké přirozené družice (měsíce) obřích planet Sluneční soustavy mohou mít dlouhodobě stabilní dráhy i za hranicí příslušné Hillovy koule (oblast, kde přitažlivost mateřské planety je dostatečná, aby zabezpečila dlouhodobou stabilitu dráhy družice vůči gravitačním poruchám od Slunce i dalších planet). Jde o speciálně zvolené dráhy pro vzdálenosti minimálně dvojnásobku poloměru Hillovy koule (v rozmezí 1 – 2 Hillových poloměrů skutečně žádné stabilní dráhy nejsou!) u Uranu a Neptunu. Je dokonce možné, že takové stabilní dráhy by se mohly vyskytnout i u Jupiteru; záleží však také na smyslu oběhu (prográdní vs. retrográdní dráhy) a velikosti sklonu dráhy k ekliptice. Kupodivu však takové stabilní dráhy neexistují pro Saturn, který je příliš blízko k Jupiteru.
Dlouhodobou stabilitou drah planet Sluneční soustavy se zabývali K. Batygin a G. Laughlin v numerickém experimentu, jenž zahrnul rekordních 24 mld. let existence soustavy. Nejvíce je poruchami od Jupiteru ohrožena stabilita dráhy Merkuru, který se buď srazí s Venuší za 862 mil. let, anebo se zřítí na Slunce za 1,3 mld. roku. Také Mars to má spočítáno na pouhých 822 mil. roků, kdy dosáhne vlivem poruch především od Jupiteru únikové rychlosti a opustí navždy Sluneční soustavu jako mezihvězdný nomád. Naproti tomu dráhy vnějších obřích planet se prakticky nezmění ani za 24 mld. roků.
V každém případě je zřejmé, že Sluneční soustava je šita na míru Zemi jako obydlitelné planety. Pokud by totiž byl protoplanetární disk příliš hmotný, vzniklo by tolik obřích planet, že by svými poruchami velmi rychle zlikvidovaly terestrické planety dříve, než by na nich mohl život vzniknout a dokonce se rozvinout. Pokud by byl disk příliš řídký, nevznikla by žádná obří planeta a terestrické planety by obíhaly po protáhlých eliptických drahách. Nebylo by ničeho, co by je srovnalo do "kružnicové latě", která je pro pobyt v ekosféře nutnou podmínkou.
K. Schröder a R. Smith revidovali údaje o budoucnosti Sluneční soustavy v době, kdy Slunce definitivně opustí hlavní posloupnost a stane se červeným obrem. Počítali přitom i s poměrně výraznou ztrátou hmotnosti Slunce vinou budoucího intenzivního slunečního větru v době, kdy Slunce opustí hlavní posloupnost a bude v Hertzsprungově-Russellově diagramu stoupat vzhůru k větvi červených obrů. Následkem úbytku hmotnosti Slunce se všechny zbylé planety od Slunce poněkud vzdálí. V současné době ztrácí Slunce slunečním větrem jen 8.10-14 M☉/rok, což je hodnota dlouhodobě zanedbatelná (řádově desetina promile M☉ za 1 mld. let). Ještě o tři řády zanedbatelnější je úbytek hmotnosti Slunce vinou termonukleárních reakcí. Nicméně za 7 mld. let od současnosti vzroste tempo ztráty hmoty Slunce větrem o plných 7 řádů!
Pokud Merkur a Venuše nepodlehnou předtím dráhovému chaosu, budou rostoucím Sluncem vypařeny a také Země bude navzdory budoucí vzdálenosti 1,5 AU od Slunce zalita sluneční chromosférou, takže vinou odporu prostředí a slapovým silám se začne pohybovat po utahující se spirále smrti a roztaje ve Slunci. K tomu, aby mohla některá planeta přežít toto drama, musí být její současná vzdálenost od Slunce větší než 1,15 AU, takže teoreticky může přežít Mars s tou výhradou, že i on patrně už dávno předtím podlehne dráhovému chaosu. Již za 1 mld. let od současnosti se ekosféra Slunce, v níž je možný život pozemského typu, odsune do vzdálenosti 1,3 – 1,9 AU. Jinými slovy, naše případné prapotomky stěhování ze Země na Mars nemine.
Podle výpočtů obou autorů vzniklo Slunce před 4,58 mld. roků, když mělo jen 70 % dnešního zářivého výkonu a poloměr o 11 % menší než dnes. V současnosti se jeho zářivý výkon zvedá o 1 % za 110 mil. let. Původní efektivní teplota Slunce 5,60 kK se zvýšila na dnešních 5,77 kK a dosáhne rekordní výše 5,82 kK v příštích 2,55 mld. let. V té době se zářivý výkon Slunce zvedne na 1,26 L☉. Od té chvíle se sice Slunce počne opět ochlazovat, ale vlivem rostoucích geometrických rozměrů dále poroste jeho zářivý výkon. Po 5,4 mld. let od současnosti bude mít sice efektivní teplotu opět jen 5,75 kK, ale zářivý výkon 1,8 L☉ a poloměr 1,4 R☉.
Právě v té době skončí termonukleární hoření vodíku v jeho nitru a Slunce přejde do režimu hoření vodíku ve slupce kolem svého jádra. Tím se výrazně urychlí jeho další vývoj, protože nitro Slunce se počne smršťovat, kdežto jeho vnější vrstvy výrazně zřídnou a budou se tedy rozpínat. Právě tehdy opustí Slunce hlavní posloupnost a začne směřovat šikmo vzhůru do větve červených obrů. Slunce dosáhne vrcholu na větvi červených obrů za 7,6 mld. let od současnosti, tj. ve stáří 12,2 mld. let, když jeho zářivý výkon dosáhne na dnešní poměry fantastické hodnoty 2,7 kL☉ a podobně se neuvěřitelně rozepne na poloměr 256 R☉, tj. 1,2 AU, ačkoliv jeho hmotnost klesne proti současnosti o třetinu! Efektivní teplota Slunce rovněž výrazně poklesne na pouhých 2,6 kK. Tzv. ekosféra (mezikoulí, v němž budou příznivé podmínky pro život pozemského typu) se odsune do vzdáleností 49 – 71 AU, tj. do pásma plutoidů.
Výraznou změnou proti dosavadním modelovým výpočtům na toto vrcholně katastrofické téma se stalo zjištění obou autorů, že Slunce poztrácí v posledních etapách své existence tolik hmoty, že nebude v závěru svého termonukleárního života schopno vytvořit planetární mlhovinu, jak se dosud všeobecně předpokládalo. Zbylé plynové obaly kolem Slunce budou totiž obsahovat nanejvýš 1 % M☉ a prach bude chybět úplně. Při závěrečných nestabilitách dosáhne Slunce krátkodobě zářivého výkonu až 4,2 kL☉, ale současně ztratí ještě další díl původní hmotnosti, takže v době, kdy se zhroutí na hustého a malého bílého trpaslíka, bude mít jen 54 % dnešní hmotnosti.
Počátek r. 2008 znamenal i počátek 24. cyklu sluneční činnosti - obrácení magnetické polarity bylo poprvé pozorováno již 4. ledna. O 10 dnů později proletěla kosmická sonda Ulysses nad severním pólem Slunce. R. Kane poukázal na zatím stále neuspokojivé předvídání času a výšky maxim sluneční činnosti. Pro 23. cyklus dalo šest různých metod hodnotu maxima relativního čísla R v rozmezí 75 – 235 (skutečné Rmax = 122). Podobně špatné je to i pro 24. cyklus, pro který různí autoři udávají čas maxima od října 2011 do srpna 2012 a Rmax v rozmezí 90 – 140. Ještě ostřeji kritizuje takové předpovědi W. Pesnell. Do r. 2008 bylo různými autory publikováno na 50 odhadů parametrů 24. cyklu. Rozptyl časů maxima je doslova úděsný: od poloviny r. 2009 (!) do konce r. 2014. Podobně rozkolísané jsou očekávané hodnoty Rmax: <50 – 185! I. Kitiashvili a A. Kosovichev poukázali na chaotické chování relativního čísla R, jež patrně není příliš dobrým indikátorem sluneční činnosti. Autoři však přesto sami odhadují, že Rmax nadcházejícího cyklu dosáhne jen 85. Vzhledem k tomu, že tento přehled nabral značné zpoždění, budeme si moci tyto odvážné, či spíše odvázané, předpovědi už brzo zkontrolovat...
G. Chapman aj. zkoumali proměnnost efektivního polárního poloměru Slunce v závislosti na fázi slunečního cyklu. V letech 1986-2004 pozorovali Slunce denně v červeném pásmu 672 nm a zjistili, že úhlový poloměr Slunce bývá největší v maximu sluneční činnosti a během cyklu se mění s amplitudou 0,14″. M. Haberreiter aj. porovnali přesnost dvou nezávislých metod měření středního poloměru Slunce: helioseismologické a fotosférické a ukázali, že se jejich výsledek dobře shoduje. Střední poloměr Slunce tak činí 695 660 km. M. Fivian aj. zjistili, že z měření poloměru Slunce umělou družicí RHESSI vychází zploštění Slunce o 38 % vyšší, než jak by plynulo z rychlosti jeho rotace. Může za to globální magnetické pole, ale jinak je zploštění opravdu nepatrné (<0,001 %), takže Slunce nemá rychle rotující jádro. Tím pozbývá platnosti Bransova-Dickeova domněnka o povaze gravitace. Dosud však nemáme dobré údaje o rozhraní mezi jádrem Slunce a jeho konvektivní zónou.
Podle P. Sturrocka rotuje jádro Slunce dokonce pomaleji než konvektivní zóna, protože tam indukce vnitřního magnetického pole dosahuje extrémně vysoké hodnoty 700 T. Autor tak usuzuje z údajné variace toku slunečních neutrin v periodě 31 dnů.
W. Manchester aj. uvedli, že aktivní oblast AR 10486, která se proslavila na přelomu října a listopadu 2003 třemi gigantickými erupcemi "Halloween" s klasifikací X17 – X28, byla též zdrojem mocného koronálního výtrysku, jenž dospěl k Zemi za necelých 20 h rychlostí >2,5 tis. km/s. Další mimořádnou sluneční erupci z 13. prosince 2006 s klasifikací X3.4 popsali Y. Liu aj. na základě účinků, pozorovaných na Zemi i kosmickými aparaturami STEREO, ACE, WIND a Ulysses. Zejména se tak podařilo předpovědět příchod koronálního výtrysku k sondě Ulysses, jež se při pohledu od Slunce jevila pod úhlem 74° vůči směru k Zemi. Rázová vlna se řítila Sluneční soustavou počáteční rychlostí 2,2 tis. km/s, ale brzdila se průměrným tempem -35 m/s2. U Země měla rychlost 1,0 tis. km/s a při průchodu sondou Ulysses 870 km/s. Zpoždění mezi sondami ACE a Ulysses dosáhlo dokonce 75 h, což je mimochodem rekord v úhlovém rozdílu dosud zaznamenaném pro jakýkoliv koronální výtrysk. Na Zemi byla v době průchodu rázové vlny pozorována silná geomagnetická bouře a R. Abassi aj. zaznamenali v antarktickém detektoru IceTop příchod částic o energiích 0,6 – 7,6 GeV již 35 min. po příslušné sluneční erupci. O 5 min poté se z koróny vynořil zmíněný výtrysk.
E. Chané aj. dokázali z údajů sondy ACE, jež se nalézá v bodě L1 soustavy Země-Slunce, určit pro koronální výtrysk ze 4. června 2000 jeho střední magnetickou indukci 250 μT a úhrnnou hmotnost 7.1012 kg. Ve vzdálenosti 30 R☉ od Slunce se výtrysk pohyboval vůči Slunci rychlostí 1,5 tis. km/s. P. Cassak aj. shromáždili komplexní údaje o parametrech 107 slunečních erupcí a zjistili, že pro 37 z nich byla energie magnetické rekonexe velmi blízká kritické hodnotě potřebné pro patřičný ohřev koróny. Odtud usoudili, že velmi pravděpodobně právě rekonexe ohřívají korónu na tak nečekaně vysokou teplotu řádu MK. Jak však uvedli E. Lippiello aj., přestože erupce nepochybně nějak souvisejí s koronálními vytrysky, jejich příčiny jsou patrně různé, protože existují četné erupce, po nichž se žádný koronální výtrysk nevyskytne, a naopak některým výtryskům nepředchází žádná erupce. Platí však, že erupce plodí další erupce a magnetická rekonexe vede ke koronálním výtryskům.
Y. Sakamoto aj. využili přístrojů na umělých družicích Jókó a TRACE ke sledování tzv. nanoerupcí při teplotách 1 MK, resp. >2 MK. Nanoerupce vynikají především svou četností; vyskytují se na Slunci nepřetržitě s kadencemi 0,4 – 30 za sekundu! Jelikož v každé nanoerupci je uložena energie 10PJ - 1 EJ, usoudil už v r. 1988 E. Parker, že právě tyto nanoerupce přispívají rozhodující měrou k ohřevu sluneční koróny. Nová pozorování Parkerovu domněnku výrazně podpořila.
Díky vynikajícími úhlovému rozlišení sluneční umělé družice Hinode (0,2″, tj. 145 km na povrchu Slunce) i rychlými expozicemi v kadenci 5 sekund se podařilo S. Tomczykovi aj., B. De Pontieuovi aj. a S. McIntoshovi aj. konečně prokázat existenci teoreticky předvídaných příčných Alfvénových vln s frekvencemi <5 mHz jak ve sluneční chromosféře, tak i v koróně. Předešlé pokusy selhaly právě vinou horších technických parametrů (družice TRACE, solární teleskop SEST). Sluneční fyzika tak získává nový nástroj ke studiu chování slunečního plazmatu.
M. Aschwaden vytipoval současné problémy výzkumu Slunce: 1. Sluneční neutrina; 2. Struktura nitra z helioseismologie; 3. Magnetická pole na Slunci (dynamo, příčina slunečního cyklu, koróna); 4. Hydrodynamika koronálních smyček; 5. Magnetohydrodynamické oscilace a vlny; 6. Ohřev koróny; 7. Kritická samoorganizace erupcí; 8. Magnetická rekonexe; 9. Urychlování částic; 10. Koronální výtrysky a zeslabení koróny. Autor konstatuje, že první dva problémy jsou uspokojivě vyřešeny, zatímco dalších osm je stále zcela otevřených. Pokud lze nějaký jev vyjádřit mocninným zákonem, jde zřejmě o jev nelineární. Naproti tomu Poissonovo exponenciální rozdělení je důsledkem náhodných procesů s lineárními závislostmi mezi parametry. Samooorganizace se uplatňuje zejména u erupcí ve velkém rozsahu uvolněné energie 1017 – 1025 J. Gigantické erupce jsou odpovědné za převážnou část výsledné uvolněné energie.
Dátum poslednej zmeny: 17. mája 2010