Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 10. mája 2011
R. Duffard aj. srovnali na rozsáhlém vzorku střední rotační rychlosti pro planetky hlavního pásu (6,95 h), objekty TNO (6,88 h) a Kentaury (6,75 h). Střední hustota těchto těles vychází na 1,1násobek hustoty vody. Pak se dá ukázat, že většina těchto objektů vyhovuje podmínce hydrostatické rovnováhy, čili se tím fakticky kvalifikují do nově zavedené třídy trpasličích planet!
Podle M. Bushe se nečekaným pomocníkem při studiu planetek hlavního pásu stává submilimetrová aparatura ALMA (ESO, Atacama), která umožní díky úhlovému rozlišení 0,005″ změřit rozměry 700 největších planetek hlavního pásu a dokonce i stovky největších Trojanů Jupiteru v relativně dohledné budoucnosti pěti let.
Jak uvedli J. Chambers aj., jsou totiž právě geometrické rozměry planetek klíčem k tomu, abychom se dozvěděli, jakým mechanismem vznikaly v rané Sluneční soustavě samotné planety. Z nepatrných zrnek vznikají zejména elektrostatickým přitahováním zhruba centimetrová tělíska. Přechod od centimetrových zrn k metrovým kamenům je však ztížen faktem, že v době I. fáze obsahovala Sluneční soustava kromě tuhých tělísek ještě i větší množství plynu, který rotuje kolem Slunce tím pomaleji, čím dále se od mateřské hvězdy nalézá a působí odporem prostředí na zkracování oběžných dob všech těles budoucího hlavní pásu planetek. Následkem toho se rostoucí kameny spíše přibližují ke Slunci a nakonec se na Slunce zřítí.
Během existence Sluneční soustavy ztratil tak hlavní pás planetek plných 99,9 % původní hmotnosti - zařídily to dále i gravitační poruchy vyvolané Jupiterem. Tak se už zpočátku vytřídila a zachovala jedině větší tělesa o průměru >100 km. V další fázi většina z nich začala splývat na planetární embrya o hmotnostech Měsíce až Marsu. Převážná část tohoto materiálu však byla z hlavního pásu vypoklonkována buď směrem ke Slunci, anebo dokonce mimo Sluneční soustavu. Podle A. Morbidelliho aj. zbyly jen ty největší planetky o průměrech stovek km, které se dodnes srážejí při vysokých vzájemných rychlostech, takže se drtí na prach či malé objekty - jde o členy čím dále rozsáhlejších rodin planetek.
Proto dalším klíčem k poznávání vývoje Sluneční soustavy je studium současných a minulých drah planetek, protože gravitace planet zřetelně ovlivňuje dráhy planetek a moderní výpočetní technika dokáže tyto vlivy čím dál tím podrobněji sledovat. Již v r. 1867 vysvětlil D. Kirkwood existenci mezer v rozložení planetkových drah orbitálními rezonancemi s Jupiterem. Nyní se však podle D. Mintona a R. Malhotraové ukazuje, že ani v pásmu stabilních drah (mimo mezery) nejsou dráhy planetek rozloženy stejnoměrně, což souvisí s nedávno zjištěnou skutečností, že obří planety Sluneční soustavy migrovaly před 4,5 – 4,0 mld. let jak směrem ke Slunci, tak také směrem opačným.
Zatímco Jupiter se nakonec přisunul o 0,2 AU ke Slunci. Saturn se vzdálil o 0,8 AU, Uran o 3 AU a Neptun dokonce o 7 AU! Tím se pochopitelně posouvaly i vzdálenosti rezonančních drah planetek, což nejvíce ovlivnilo rezonance oběžných dob 5:2, 7:3 a 2:1. Velmi silná rezonance těles ve vzdálenosti vnitřního okraje hlavního pásu (2,1 AU) se Saturnem dokonce vyvolala závěrečné těžké bombardování terestrických planet a Měsíce před 3,8 mld. let. Rozložení drah planetek se tak stává dobrým indikátorem migrací planet v dávné minulosti Sluneční soustavy.
V současné době je známo už 445 tisíc planetek a roční přírůstky počtu se pohybují kolem 10 %. V první stovce mil. let existence Sluneční soustavy byl hlavní pás o tři řády hmotnější než později. Vymetení způsobily již zmíněné migrace Jupiteru a Saturnu, zejména pak rezonance 3:1 s Jupiterem, ale také srážky s obřími planetkami. Migrace obřích planet měly rovněž vliv na vznik a strukturu Edgeworthova-Kuiperova pásu planetek za drahou Neptunu. Vnější okraj pásu je dán rezonancí 2:1 s Neptunem a rezonance také vysvětlují, proč v pásu existuje skupina těles s dynamicky excitovanými drahami, zatímco migrace planet silně omezila úhrnnou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu. Tzv. Nicejský model (2005), na němž se podílela řada autorů (H. Levison, R. Gomes, K. Tsiganis a A. Morbidelli), jenž popisuje zmíněný sběh událostí v době budování Sluneční soustavy, byl v r. 2009 potvrzen D. Nesvorným a D. Vokrouhlickým.
P. Vernazza aj. se zabývali vztahem mezi barvou meteoritů a jejich mateřských planetek. Tyto planetky jsou totiž soustavně červenější než meteority nalezené na Zemi. Všimli si totiž toho, že planetky (1270) Datura a (21509) Lucascavin, které vznikly jako samostatná tělesa následkem srážky jiných větších planetek před milionem let, jsou už stejně červené jako jejich starší kolegyně. Podle autorů je příčinou zčervenání planetek sluneční vítr, jenž neustále bombarduje regolit planetek, který tak fakticky zvětrává. Rychlost zčervenání však závisí na chemickém složení a velikosti zrnek regolitu. D. Vokrouhlický aj. změřili rotační periodu 3,4 h Datury, která je hlavním tělesem stejnojmenné rodiny planetek. Určili také velmi pomalou rotaci (24 h) dalšího člena této rodiny 2003 CL5. Odtud upřesnili stáří rodiny na 0,5 mil. roků.
H. Levison aj. rozebírali příčiny velké rozmanitosti objektů hlavního pásu planetek, jenž vlastně představuje prsten obklopující Slunce v rozmezí 2,1 – 3,3 AU. Je sice pravděpodobné, že většina pozorovaných planetek v pásu vznikla, takže se skládá z akumulovaných hornin, ledu a vyvřelých hornin. Nicméně pás byl postupně znečištěn tělesy TNO, které přinesly vysoký podíl organických sloučenin. takže snadno podléhaly drcení při nevyhnutelných následných srážkách s původními planetkami pásu. Poznáváme to na základě rozdílu mezi izotopovém složením mikrometeoritů a velkých meteoritů. Mikrometeority zřejmě pocházejí z TNO rozbitých v hlavním pásu.
V. Reddy aj. kritizovali výpočty W. Bottkeho aj. z r. 2007, podle nichž měla být planetka (298) Baptistina mateřským tělesem obřího meteoritu, který způsobil katastrofické vymírání života na Zemi před 65 mil. lety (impaktní kráter Chicxulub v Mexickém zálivu). Infračervená měření vlastnosti povrchu planetky teleskopem IRTF totiž prokázala, že planetka patří k typu S (převaha silikátů), nikoliv Xc, takže její složení nesouhlasí se složením zmíněného meteoritu.
D. Vokrouhlický zkoumal dráhy planetek (3749) Balam a 2009 BR60 a zjistil, že se od sebe oddělily před necelým milionem roků. Planetka Balam je zřejmě hlavní úlomek minirodiny, která vznikla nikoliv srážkou, ale štěpením, přičemž planetka 2009 BR60 je jen jedním z více malých úlomků. D. Vokrouhlický a D. Nesvorný také ukázali, že planetky (6070) a (54827) mají příbuzné dráhy a společný průsečík před 17 tis. lety, takže jde o pohrobky takto dávné srážky, která se odehrála nepatrnou rychlostí 170 mm/s.
P. Michel aj. oznámili, že planetka (25143) Itokawa snímkovaná zblízka japonskou sondou Hajabusa má nezvykle hladký povrch, na němž zcela chybějí impaktní krátery s průměry <10 m. Odtud vyplývá, že planetka existuje jako samostatné těleso minimálně 75 mil. let, ale asi není starší než 1 mld. let.
O. Winter aj. posuzovali stabilitu soustavy satelitů planetky (87) Sylvia (střední průměr 280 km; a = 3,5 AU; e = 0,1; i = 11°. Satelity Romulus (průměr 18 km) a Remus (průměr 7 km) obíhají ve vzdálenostech 1 360 a 710 km od planetky; mají své dráhy navzájem "uzamčeny", protože Sylvia má protáhlý tvar a tím zabezpečuje stabilitu drah obou satelitů. V hlavním pásu už byly objeveny čtyři planetky, které mají po dvou satelitech. Poslední z nich byla rozpoznána v srpnu 2009 díky pozorováním Keckova teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Jde o planetku (93) Minerva o průměru 145 km, kolem níž obíhají průvodci o průměrech 3 a 4 km ve vzdálenostech 380 a 630 km od planetky.
Koncem listopadu se podařilo díky snímkům z teleskopu Gemini-N vybaveného adaptivní optikou objevit průvodce planetky (317) Roxane, jež je potenciální mateřskou planetkou meteoritu Pena Blanca Spring, který v r. 1946 dopadl v Texasu do plaveckého bazénu. Průvodce o průměru 5 km obíhá planetku o průměru 19 km v minimální vzdálenosti 254km. P. Descamps aj. využili fotometrie planetky (121) Hermione pomocí obřích teleskopů VLT ESO a Keck ke zpřesnění hlavních parametrů planetky i jejího průvodce. Hermione má průměr 187 km a její průvodce 32 km. Planetka je 1,4krát hustší než voda, avšak její poréznost dosahuje 1/3. Titíž autoři také využili zákrytů binární planetky (90) Antiope v letech 2007-08 k objevu obřího impaktního kráteru na planetce se střední hustotou 1,3násobku hustoty vody. To svědčí o poréznosti 50 %, což vlastně planetku o průměru jen 88 km (její průvodce má průměr 84 km) zachránilo před zničením, protože impaktní kráter má průměr téměř 70 km, ale vysoká poréznost explozi dostatečně ztlumila. Z toho též vyplývá, že impaktor měl průměr >17 km, ale náraz se odehrál rychlostí <4 km/s.
V dubnu 2009 byla v hlavním pásu (q = 2,1 AU) objevena planetka 2009 DD47 (bez nejmenších stop kometární aktivity) s velmi protáhlou drahou (e = 0,9!; a = 16 AU!; oběžná doba 66 let!). Hlavním překvapením je však její retrográdní dráha (i = 106°) kolem Slunce. O měsíc později se podařilo nalézt planetku 2009 HC82 opět s retrográdní drahou (i = 155°) a vysokou výstředností (0,8), která má velkou poloosu dráhy a = 2,4 AU a oběžnou dobu 3,8 let. V přísluní se však dostává do vzdálenosti jen 0,5 AU od Slunce. V prosinci se k nim přidala planetka 2009 YS6 s přísluním ve vzdálenosti 1,3 AU, velkou poloosou dráhy 5,3 AU, výstředností 0,8, oběžnou periodou 12 let a sklonem 144°. V listopadu však byla objevena planetka 2009 UG89 ve vzdálenosti 5 AU od Země, která má opět velmi výstřednou dráhu (e = 0,9) a obíhá kolem Slunce rovněž retrográdně (i = 131°) po dráze s velkou poloosou 74 AU v periodě 640 let. Nicméně toto těleso jeví kometární aktivitu, takže vzniká otázka, zda i v předešlých případech nejde nakonec spíše o spící kometární jádra, než opravdové planetky.
H. Hsieh aj. se zabývali vyhledáváním komet v hlavním pásu planetek a uspěli: prototypem je planetka (7968), známější jako periodická kometa 133P (Elst-Pizarro), jež patří do rodiny planetek Themis. Dynamicky tedy patří k planetkám, ale díky uvolňování prachové vlečky ke kometám. Autoři se domnívají, že ve skutečnosti jde o normální planetku pokrytou ledem. Autoři dále pročesávali rodiny planetek Koronis, Veritas a Karin a našli tak další aktivní planetku/kometu 176P (LINEAR). Navrhují zavést novou třídu komet hlavního pásu (MBC - Main-Belt Comets), jež mají řádové kilometrové rozměry a nízké sklony k ekliptice a jejichž kometární aktivita pochází ze srážek s balvany o metrových rozměrech. Podle jejich odhadu obsahuje hlavní pás planetek na stovku takových obojakých objektů.
B. Schmidt aj. pořídili pomocí HST snímky velké planetky (2) Pallas, charakterizované jako trojosý elipsoid s délkou os 294 x 278 x 250 km. Na jejím povrchu objevili velký impaktní kráter, svědčící o dávné srážce. Odtud pak pochází rodina planetky Pallas, jejímž největším úlomkem je planetka (5222) Ioffe o průměru 22 km.
E. Pitjevová a E. Standish navrhli revidovat hmotnosti tří největších planetek v poměru ke Slunci (v závorce uvádím též percentuální změny proti dosavadní hodnotě: Ceres (4,7.10-10; +7 %), Pallas (1,0.10-10; -6 %) a Vesta (1,35.10-10; -8 %). Ceres o hmotnosti 9,35.1020 kg má asi třetinu hmotnosti celého hlavního pásu planetek, což ovšem představuje dohromady pouhá 4 % hmotnosti našeho Měsíce!
Sluneční sonda STEREO snímala v polovině června 2009 kamerou SECCHI planetku (3200) Phaeton, jež je mateřským tělesem vydatného meteorického roje Geminid. Z pozorování vyplývá, že planetka má protáhlý tvar a během průchodu přísluním ve vzdálenosti 21 mil. km od Slunce se zjasnila na 10 mag. O několik hodin později zeslábla na 13,5 mag.
Radarová měření planetky (136617) = 1994 CC výkonnými radary v Goldstonu (8,6 GHz; 35 mm) a Arecibu (2,4 GHz; 126 mm) při jejím přiblížení k Zemi v červnu 2009 ukázala, že planetka je fakticky trojitá, přičemž průměry složek navzájem vzdálených 0,5 – 1,2 km jsou po řadě 650, 50 a 100 m. Hlavní složka rotuje v periodě 2,4 h.
Počátkem března proletěla nad Pacifikem ve vzdálenosti 64 tis. km od povrchu Země miniplanetka 2009 DD45, která dosáhla maximální jasnosti 10 mag. V největším přiblížení urazila za minutu 0,5°. Přesto se ji podařilo pozorovat 3m infračerveným teleskopem IRTF na Havaji a odtud se podařilo určit její typ S (skládá se převážně ze silikátů) a průměr 20 m. Svou drahou patřilo ke křížičům typu Apollo (v odsluní je od Slunce dále než Země). Pravděpodobně se navrátí k Zemi v r. 2067.
R. Binzel aj. zkoumali spektrální vlastnosti povrchu dnes už proslulého křížiče (99942) Apophis o průměru 250 m a zjistili, že jde o obyčejný chondrit skupiny LL (nízký obsah kovů včetně železa) o hmotnosti 20 Mt s porézností dosahující 40 %. V případě impaktu by se zmařila kinetická energie odpovídající 375 Mt TNT (1,5 EJ), tj. zhruba o dva řády vyšší než při dopadu Tunguského meteoritu. Při těsném přiblížení planetky k Zemi na vzdálenost 37 tis. km v pověstný pátek 13. dubna 2029 záleží podle A. Žabotina a J. Medvěděva na tom, zda planetka prolétne "klíčovou dírkou" ve tvaru elipsy o rozměrech os 390 x 16 km - v tom případě by se podle M. Królikowské aj. mírně zvýšila pravděpodobnost srážky planetky se Zemí v dubnu 2036, nebo 2037, popř. v r. 2076. Pokud však klíčovou dírku mine, tak se nesrazí se Zemí ani v tomto ani v příštím století.
V současné době se odhaduje pravděpodobnost srážky Apophise se Zemí v r. 2036 na 0,004 promile. Budoucí dráhy planetky půjde podle L. Sokolova aj. zlepšit až v r. 2012. Změna v trajektorii průletu planetky v r. 2029 o pouhý ±1 km však znamená změnu dráhy v rozmezí ±30 000 km v r. 2036. Proto O. Kočetovová aj. navrhují upevnit pomocí robotické sondy na povrch Apophis rádiový vysílač, který by umožnil zpřesnit dráhu planetky a tím rozhodnout o potřebě případné obrany proti srážce. Vhodná startovní okna pro takovou sondu připadají na r. 2013, popř. 2020-21.
V. Ivaškin a K. Stichno propočítali rozličné technické scénáře, které by srážku Apophise se Zemí definitivně odvrátily. K odklonu dráhy planetky by stačil náraz 700kg pasivního projektilu ¸ la Deep Impact v r. 2026. Ten by musel odstartovat ze Země buď v r. 2013 nebo v r. 2021. Lepší by však byl "gravitační traktor", jenž by se usadil na oběžné dráze kolem Apophise a působením raketových motorů střídavě zapínaných a vypínaných po dobu několika měsíců by postupně odtáhl Apophise tak, aby se místo Země srazil najisto s Měsícem. S. Yoo aj. navrhli napadnout nebezpečný kosmický projektil formací minisond, vybavených zrcadly s průměrem 0,3 m a výkonnými ultrafialovými lasery, které by obklopily projektil a ozařovaly ho naprogramovanými záblesky ze vzdálenosti 10 tis. km. Vypařování zasažených oblastí planetky by vedlo k raketovému efektu a tudíž i potřebné změně dráhových parametrů projektilu. Y. Chjubier aj. však tvrdí, že na změnu dráhy planetky Apophis je už pozdě, a jedině účinná metoda obrany spočívá v jejím rozdrcení na neškodné úlomky.
A. Vítek shrnul, že od r. 1914 astronomové zaznamenali 38 průletů planetek ve vzdálenosti menší než Měsíc, z toho 11 průletů ve vzdálenostech do 100 tis. km od Země. Tím, jak se zlepšuje pozorovací technika, četnost objevů stoupá; v r. 2008 bylo zaznamenáno plných 11 průletů; technický zlom přišel už v r. 1998. Před několika lety dostala NASA za úkol najít do roku 2020 90 % potenciálně nebezpečných planetek (PHA - Potentially Hazardous Asteroids) s průměrem >140 m, ale už nyní je zřejmé, že se tohoto cíle nedá dosáhnout včas.
Rozhodující pro takové přehlídky je zabezpečení dalšího financování radaru v Arecibu, a dále optických přehlídkových systémů PanSTARRS a LSST. Jak však uvedli A. Milani aj., lze sice už dnes spočítat dráhy PHA téměř na dvě století dopředu, ale výpočet není příliš přesný, jelikož taková tělesa předtím vícekrát těsně proletí kolem Země, která pokaždé pozmění dráhu křížiče. Tím se opakovaně zhoršuje přesnost výpočtu průběhu budoucích rizikových přiblížení, protože řadu jemných efektů (rotace planetky, její tvar a rozložení hmoty uvnitř, efekt Jarkovského - YORP aj.) nelze dostatečně přesně předem propočítat. P. Vereš aj. proto navrhli, aby do kosmu byl vynesen širokoúhlý přehlídkový teleskop, jenž by obíhal Slunce uvnitř zemské dráhy, a potlačil tak slepé skvrny při sledování nejnebezpečnějších křížičů
Evropská kosmická agentura ESA plánuje ve spolupráci s japonskou agenturou JAXA projekt Marco Polo, v němž by robotická kosmická sonda měla odebrat kolem r. 2020 vzorky z povrchu křížiče typu Apollo (162173) = 1999 JU3 a dopravit je v návratovém pouzdru k Zemi v r. 2023. Planetku (162173) zkoumali H. Campins aj. pomocí Spitzerova teleskopu ve středním infračerveném pásmu 5 – 38 μm a odtud odvodili její průměr 1 km a nízké albedo A = 0,07. Planetka patří k nejběžnějšímu typu C (převaha uhlíkatých sloučenin), což odpovídá jejímu nízkému albedu. Odtud lze odvodit, že tepelná setrvačnost jejího regolitu bude extrémně vysoká.
P. Abell aj. navrhli, aby se o sběr vzorků z planetek pokusili astronauti, protože dokáží lépe a rychleji než autonomní roboty reagovat na konkrétní situace, k nimž při choulostivých manévrech v blízkosti planetek nutně dochází. Dráhy některých známých křížičů jsou tak výhodné, že by zpáteční let ze Země do bezprostřední blízkosti křížiče trval nanejvýš půl roku, z čehož týden až dva by astronauti strávili odběrem vzorků. Jde zároveň o důležitý mezikrok před uskutečněním daleko obtížnějšího pilotovaného letu k Marsu.
Počátkem ledna 2009 prošla kometa 2007 N3 (objevená v červenci 2007 na tajvanské observatoři Lulin) přísluním ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce. Kromě vlastního "zkrouceného" chvostu bylo možné pozorovat i protichvost. V té době byla kometa na hranici viditelnosti očima, ale její jasnost se dále zvyšovala až na 5 mag, protože koncem února se přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,4 AU. Počátkem února se chvost načas utrhl od komy, zřejmě v důsledku předchozí interakce se slunečním větrem. Kometa Lulin obíhá kolem Slunce po retrográdní dráze (i = 178°) v oběžné periodě kolem 40 tis. let.
Během roku byla znovu pozorována řada starých i nových periodických komet (periody <200 let), takže koncem roku dosáhl jejich celkový počet 232. Hodně pozornosti stále budí periodická kometa 9P/Tempel 1, která se počátkem července 2005 stala terčem půltunového měděného projektilu sondy Deep Impact. Náraz projektilu na jádro komety uvolnil totiž 200 tis. tun prachu a vodní páry, řádově téměř stokrát více materiálu, než se čekalo. Oblak prachu tak znemožnil pozorovat tvar a velikost impaktního kráteru. Odborníci se shodli na tom, že projektil zasáhl pod povrchem jádra komety vrstvu amorfního ledu, který může existovat při teplotách nižších než -125 °C, a vinou ohřevu nárazem se náhle změnil na led krystalický, takže vlastně vybuchl.
Podobnou příčinu měl podle W. Altenhoffa aj. také výbuch komety 17P/Holmes, k němuž došlo 23,8. října 2007, tj. 173 dnů po jejím průchodu přísluním ve vzdálenosti 2,05 AU. Při předešlém pozorovaném výbuchu počátkem listopadu 1892 měla kometa přísluní ve vzdálenosti 2,2 AU od Slunce, ale k sublimaci ledu začíná docházet již ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce. Menší hodnota přísluní v r. 2007 proto způsobila vzrůst sublimace ledu na dvojnásobek v porovnání s r. 1892, a to byla příčina relativně dřívějšího výbuchu v porovnání s r. 1892. Při posledním přiblížení se totiž jádro komety o průměru 3,2 km nacházelo téměř rok před výbuchem pod hranicí 2,5 AU.
Autoři dále ukázali, že jádro komety (ze 60 % porézní) je překryto tlustou vzduchotěsnou prachovou pokrývkou, takže sublimace ledu probíhá se zpožděním, daným pomalým vedením tepla v pokrývce. Poréznost jádra zvětšuje sublimační povrch pod pokrývkou, takže po jeho oteplení došlo k výbuchu amorfního ledu, který odhodil plát prachové pokrývky o mocnosti asi 20 m, čímž kometa přišla asi o 3 % své hmotnosti. Tyto údaje autoři odvodili z mikrovlnných měření následků výbuchu bolometrem MAMBO na 30m radioteleskopu Pico Veleta (Španělsko) na frekvenci 250 GHz (1,2 mm). Ke stejnému závěru o povaze výbuchu komety Holmes dospěli také B. Yang aj., kteří koncem října 2007 sledovali výbuch v blízkém infračerveném oboru spektra 3m teleskopem IRTF na Havaji. Zjistili tak, že prachová zrnka měla teplotu 360 K, zatímco ledové krystalky v rozšiřujícím se oblaku kolem jádra zůstaly studené a tepelně oddělené od prachu.
Z. Lin aj. ukázali na základě optických pozorování na observatoři Lulin, že kometa se zjasnila o 14,5 mag (téměř o 6 řádů!) během pouhých 42 h a prachový oblak se přitom rozpínal tempem 0,6 km/s. D. Schleicher připomněl, že periodická kometa 17P (průměrná oběžná doba 6,9 d) byla sice po objevu při výbuchu v r. 1892 pozorována při následujících dvou návratech v r. 1899, kdy však dosáhla jen 13 mag, a v r. 1906 (16 mag). Pak se však ztratila z dohledu až do r. 1964, kdy se však jevila mnohem slabší (19 mag). Při výbuchu v r. 2007 se uvolnila voda, CN, C2, C3 a NH. Hmotnost rozpínající se prachové složky odhadl na 2 % hmotnosti jádra komety.
Nejpodrobněji se mechanismem megavýbuchů komety Holmes v letech 1892-93 a 2007 zabýval Z. Sekanina v sérii tří prací publikovaných během r. 2009. Odhadl v nich hmotnost vymrštěných plátů až na 100 Mt, k čemuž stačí ohřev amorfního ledu pod povrchem na teploty 130 – 150 K. Plát se tlakem výbuchu nadzvedne nad jádrem a po zpětném dopadu se roztříští na mikroskopický prach a zrníčka ledu. Tato směs je pak vymrštěna subkilometrovými rychlostmi jako rozpínající se obálka. Na konci prvního dne po výbuchu dosáhla produkce prachu do obálky tempa 1 kt/s!, ale pak se tempo výrazně zmírnilo. Nicméně ještě v r. 2009 byla kometa stále až o 4 mag jasnější, než tomu bývalo při klidných návratech do odsluní.
Autor současně ukázal, že v celém sledovaném období 115 let zcela určitě nedošlo k dalším výbuchům, ale je možné, že se velký výbuch odehrál při návratu v r. 1885, kdy ovšem kometa ještě nebyla objevena. Poukázal také na souvislost příčiny výbuchů komety Holmes se zcela zapomenutým megavýbuchem komety 1P/Halley v r. 1836, který se odehrál 68 dnů po průchodu komety přísluním ve vzdálenosti 1,44 AU od Slunce. Kometa se tehdy během několika dnů zjasnila minimálně o 3,5 mag a vyvržená prachová obálka dosáhla hmotnosti 60 Mt. Tehdejší megavýbuch tak podstatně překonal relativně slabý, ale dobře dokumentovaný výbuch téže komety v únoru 1991.
V r. 2009 byla pozorována zjasnění periodické komety 33P/Daniel (q = 2,2 AU; e = 0,46; per. = 8,1 r) o 3 mag v druhé polovině ledna a znovu o 1 mag v polovině února proti klidové hodnotě 18 mag; tj. zhruba půl roku po posledním průchodu přísluním koncem července 2008. K. Meechová aj. si položili otázku, jak je možné, že komety jeví v mnoha případech silnou aktivitu (krátkodobé kolísání své jasnosti) již dlouho před průchodem přísluním, tj. už ve vzdálenostech 5,8 – 14 AU od Slunce, kdy nemůže mít sublimace vodního ledu žádný patrný význam.
Pokusy s amorfním ledem jim odhalily silnou emisi plynu hluboko pod kritickou hodnotou 137 K, kdy začíná hrát významnou úlohu fázový přechod amorfního ledu do krystalické (kubické) fáze. Uvolňování plynu souvisí s temperováním amorfního ledu ve vzdálenosti, která odpovídá teplotě, při níž kometa vznikla, což dává zároveň možnost tuto teplotu zjistit pozorováním počátku kometární aktivity. Pokud se při uvolnění plynu z jádra komety dostávají do komy větší zrnka prachu, vede to ke zvolnění růstu jasnosti komety při jejím přibližování do přísluní; jinak naopak pozorujeme krátkodobá zjasnění. Autoři si experimentální údaje ověřili při rozboru světelných křivek před přísluním pro dvě dlouhoperiodické a tři dynamicky nové komety.
J. Elsila aj. oznámili, že ve vzorcích kometárního prachu, odebraných sondou Stardust v lednu 2004 při průletu kolem komety Wild 2 a navrácených na Zemi v lednu 2006, nalezli aminokyselinu glycin, jež je zcela určitě kometárního původu.
N. Kaib aj. objevili v přehlídce SDSS objekt 2006 SQ372 s přísluním ve vzdálenosti 24 AU (mezi Uranem a Neptunem) a výstředností 0,96, takže v odsluní se dostává do vzdálenosti bezmála 800 AU. To znamená, že se nachází na pomyslném rozhraní mezi rozptýleným diskem Edgeworthova-Kuiperova pásu a okrajem vnitřního Oortova oblaku komet, přičemž jeho dráha je nestabilní na časové stupnici 200 mil. roků. Autoři se proto domnívají, že fakticky objevili nejvzdálenější známou kometu, která v době objevu byla 22 mag v oboru R.
Jako na zavolanou M. Duncan ukázal, že komety vzniklé před 4,5 mld. let ve vnitřní části Oortova oblaku (vzdálenost 3 – 10 kAU) se mohou vinou slapů od centra Galaxie přemístit na bližší dráhy za planetou Saturn, odkud se však následkem planetárních poruch dostávají až do vnějšího Oortova oblaku (vzdálenost 20 – 100 kAU). Ani tam však nejsou v bezpečí, protože již zmíněné slapy je vracejí do vnitřních partií Sluneční soustavy. Tyto komety přímo pozorujeme nejprve jako panenské komety z Oortova oblaku, ale jejich odsluní se postupně přibližují ke Slunci, takže se z nich stávají dlouhoperiodické komety.
A. Sosa a J. Fernández spočítali hmotnosti 10 komet se známými rozměry jejich jader pomocí velikosti negravitačních sil na jádra působících. Zatímco hustoty jader činí v průměru 40 % hustoty vody v pozemských podmínkách a nikdy nedosáhnou dvojnásobku střední hustoty, takže poréznost materiálu jader je zřejmě vysoká, hmotnosti jader se pohybují velmi širokých mezích 0,3 – 400 mld. tun.
D. Prialniková a E. Rosenberg sledovali pomocí počítačových simulací vývoj krátkoperiodické komety 133P/Elst-Pizzaro, jež byla objevena v r. 1979 jako planetka hlavního pásu, která dokonce dostala katalogové číslo (7968). Nachází se totiž během celého svého oběhu kolem Slunce v hlavním pásu planetek s velkou poloosou a = 3,2 AU, ale malou výstředností dráhy e = 0,16, takže má oběžnou periodu jen 5,6 r a podle měření SST průměr 4 km. Jenže v r. 1996 v blízkosti přísluní si vytvořila kometární chvost, takže byla překlasifikována na kometu. Při dalším návratu do přísluní se kometární vzhled opět obnovil, ale v odsluní vypadá jako bodový zdroj podobný planetkám těchto miniaturních rozměrů. Podle obou autorů vzniklo těleso v hlavním pásu planetek současně s ostatními již před 4,6 mld. let a skládalo se z ledu i prachu. Pokud je led na povrchu v přísluní exponován, chová se těleso jako kometa, kdežto v hloubce 50 – 150 m pod povrchem si led uchovává krystalickou strukturu, a těleso má tehdy vzhled klasické planetky. Zdá se, že takových planetek podobojí bude v hlavním pásu víc, ale zatím se těžko dohledávají.
V srpnu 2008 pozorovali C. Lisse aj. krátkoperiodickou kometu Jupiterovy rodiny 103P/Hartley 2 pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) ve středním infračerveném pásmu (22 μm). Odvodili tak poloměr jádra 0,3 km a albedo jeho povrchu 3%. I když kometa má jen setinu hmotnosti a pětinu poloměru komety Tempel 1, která byla v r. 2005 cílem projektu Deep Impact, stala se druhým cílem téže kosmické sondy pod novým názvem EPOXI v říjnu 2010 z toho důvodu, že téměř celý její povrch je aktivním zdrojem vypařování plynu a úniku prachu. Podle měření SST dosahuje hmotnost jádra komety 1 Gt, ale kometa ztrácí při každém oběhu 1 Mt své hmotnosti, takže se odhaduje, že by mohla přežít ještě stovku obletů kolem Slunce, tj. zhruba 7 století.
Na počátku r. 2009 pozorovali R. Barber aj. pomocí 3,8m teleskopu UKIRT blízké infračervené spektrum krátkoperiodické komety 8P/Tuttle, jež byla v té době 1,1 AU od Slunce, a našli tak řadu molekulových pásů vody, která unikala z jádra komety tempem 1,4.1028 mol./s. Souběžně s ní se vymršťuje z povrchu jádra do prostoru led a prachová zrnka, neboť již ve vzdálenosti 3 AU od Slunce se povrch jader komet ohřívá na teplotu >200 K. Kometa 8P má dvojité jádro s úhrnným průměrem 7,5 km a obíhá kolem Slunce v periodě 13,5 r. Je mateřskou kometou "vánočního" meteorického roje Ursid, který znovuobjevil A. Bečvář na Skalnatém Plese v r. 1945.
J. Trigo-Rodriguez aj. zaznamenali v r. 2007 zvýšenou činnost nepravidelného meteorického roje κ-Cygnid, jenž byl poprvé pozorován M. Konkolym v r. 1874 a 1877 a potom W. Denningem v letech 1885-87. Moderní pozorování pocházejí až z r. 1993, ale nejlepší údaje získali až zmínění autoři pomocí celooblohových videokamer s čipy CCD. Vrchol činnosti připadl na 18. srpna 2007, kdy bylo zaznamenáno několik jasných bolidů roje. Dráha roje je prakticky totožná s několika křížiči (2001 MG; 2004 LA12; 2008 ED69), což jsou nejspíš spící komety. Porovnání četnosti bolidů v r. 1993 a 2007 poukazuje dle autorů na postupnou fragmentaci jádra původní komety na zmíněné křížiče a drobné úlomky v podobě chondritů, jak ukázalo spektrum velmi jasného bolidu z r. 2007.
P. Atreya a A. Christou předpověděli na 11. října 2007 krátkodobé (1,5 h) zvýšení činnosti nepravidelného meteorického roje Aurigid s maximální četností 200 met/h. V předpověděný čas byly Aurigidy zpozorovány v San Francisku, i když jen s poloviční hodnotou maximální četnosti. Maximum nastalo o 21 min. dříve, než autoři předpovídali, a hodně meteorů bylo jasných, v rozmezí -2 – +1 mag. Pozorováním ze dvou stanic se podařilo určit trajektorie 5 Aurigid odpovídající elementům dráhy mateřské extrémně dlouhoperiodické (per ≈ 2 tis. let!) komety Kiess (C/1911 N1), přičemž pozorované meteoroidy byly vyvrženy z komety při jejím předešlém návratu do přísluní v r. 83 př. n. l.! Vstupovaly do zemské atmosféry vysokou rychlostí 66 km/s a nejvyšší zaznamenaná výška začátku svítící dráhy dosáhla neuvěřitelných 137 km. Aurigidy byly předtím pozorovány jen v letech 1935, 1986 a 1994, protože se dosud nestačily rozptýlit podél celé obrovité eliptické dráhy mateřské komety.
L. Shrbený a P. Spurný shrnuli údaje o bolidech Leonid, pozorovaných v Evropské bolidové síti v letech 1998 až 2006. Získali tak přesné heliocentrické dráhy pro 34 Leonid, které ve výšce 111 km nad Zemí měly průměrnou absolutní magnitudu -2 mag. Odtud odvodili roky původu jednotlivých bolidů, kdy se příslušné meteoroidy uvolnily z jádra komety při jejich návratech do přísluní: r. 1333 (bolidy v r. 1998); r. 1699 (2001); r. 1733 (2000); r. 1767 (2001 a 2002); r. 1866 (1999, 2000 a 2002); r. 1899 (1999); r. 1932 (2000 a 2006). V listopadu 2008 se Leonidy opět poněkud nečekaně vytáhly, když 17. 11. ve 21:43 h UT dosáhly četnosti minimálně 120 met/h; krátkodobě až 500 met/h. Šlo o meteoroidy vyvržené z jádra mateřské komety Tempel-Tuttle v r. 1466 n.l.
K. Lee aj. objevili staré korejské záznamy o pozorování komety C/1490 Y1, které jim pomohly spočítat její dráhové elementy. Kometa prošla přísluním 8. ledna 1491 ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce. Výstřednost její dráhy 0,75 a velká poloosa 3 AU ukazovaly, že jde o krátkoperiodickou kometu s oběžnou periodou 5,3 r, která má sklon dráhy 70° k ekliptice, tj. parametry shodné s elementy dráhy meteorického roje Kvadrantid. S rojem však patrně souvisí také planetka 2003 EH1, což může být vyhaslý úlomek jádra zmíněné komety.
D. Čapek a J. Borovička zjistili, že meteoroidy z rojů, které mají přísluní blíže než 0,2 AU od Slunce, tam přicházejí o sodík, který pak chybí ve spektrech meteorů z těchto rojů při jejich setkávání se Zemí. Týká se to především známých Geminid, kde je ztráta sodíku úplná pro meteoroidy s rozměry <0,1 mm, ale také Monocerotid, δ Akvarid a denních Arietid.
J. Kikwaya aj. vyvinuli speciální televizní okruh LLLTV pro pozorování mikrometeoroidů ze dvou stanic.V květnu 2004 uskutečnili pozorování na 5km základně v Londonu, Ont. v Kanadě a v říjnu 2007 použili touž aparaturu na 118km základně ve švédské Kiruně. Kamery měly zorné pole o průměru 6° a jejich mezní hvězdná velikost dosáhla 8 – 11 mag. Tomu odpovídalo rozmezí hmotností zaznamenaných mikrometeoroidů 0,4 – 4 mg! Nalezli tak trajektorie celkem 42 mikrometeoroidů s relativně velmi vysokými hustotami. Jejich dráhy ve Sluneční soustavě vycházely z hlavního pásu planetek, popř. z kometárních drah Jupiterovy rodiny komet.
J. Younger aj. uvedli, že v letech 2006-07 pracovaly na jižní polokouli meteorické radary na frekvenci 33 MHz jednak v Antarktidě (Davis, 69° j.š.) a jednak v Austrálii (Darwin, 12° j.š.). Za 727 dnů měření na stanici v Davisu získaly 6,5 mil. pozorování a v Darwinu za 605 dnů dokonce 8,8 mil. pozorování radarových ozvěn od meteorů. Nalezli tak celkem 37 meteorických rojů a pro 31 rojů se jim podařilo určit dráhové parametry; 9 rojů bylo do té doby neznámých. Na XXVII. kongresu IAU v Riu de Janeiru schválila 22. komise IAU oficiální jména a trojpísmenné zkratky pro 64 meteorických rojů.
Podle L. Burlagy aj. se kosmická sonda Voyager 2 pohybovala v srpnu r. 2007 již poblíž jižního okraje závěrečné rázové vlny meziplanetárního magnetického pole, kdy se sluneční vítr brzdí díky interakci s intergalaktickým polem v pouzdře magnetického pole Sluneční soustavy. Rázová vlna je evidentně prostorově zvlněná, takže sonda jí procházela celkem pětkrát v průběhu tří dnů ve vzdálenosti 84 AU od Slunce. Podle M. Ophera aj. je osa magnetického pouzdra skloněna asi o 30° k rovině Galaxie a indukce interstelárního magnetického pole kolísá zhruba o pětinu kolem střední hodnoty 0,5 nT. V této vzdálenosti od Slunce je již indukce interstelárního magnetického pole silnější než indukce interplanetárního magnetického pole a jejich osy jsou navzájem skloněny o 25°. Protože sonda Voyager 1 prošla závěrečnou rázovou vlnou na jejím severním okraji již v prosinci r. 2004 ve vzdálenosti 94 AU, plyne odtud podle E. Stonea, že interplanetární magnetické pole je nesouměrné a tato nesouměrnost se nejspíš mění s časem.
V listopadu 2009 byla v americkém vědeckém týdeníku Science uveřejněna řada studií, založených na měřeních družice IBEX (Intestellar Boundary Explorer), která byla vypuštěna v říjnu 2008 na velmi protáhlou eliptickou dráhu s přízemím ve vzdálenosti 7 tis. km a odzemím ve vzdálenosti 320 tis. km od Země. Úkolem družice je zejména zmapovat fyzikální interakce na rozhraní pouzdra magnetického pole Slunce a interstelárního magnetického pole. Poprvé se tak podařilo srovnat pozorování s trojrozměrnými modely této interakce slunečního větru s větrem interstelárním. V místech střetu obou větrů se pozorují pásové struktury, obsahující neutrální atomy, zářící až třikrát více než je běžné.
S. Portegies Zwart aj. zjistili z rozboru dynamiky jednotlivých složek Edgeworthova-Kuiperova pásu, že "sluneční hvězdokupa" měla v době vzniku Sluneční soustavy průměr menší než 5 pc a hmotnost v rozmezí 0,5 – 3 kM☉. Dnes jsou hvězdy této hvězdokupy rozptýleny v obecném galaktickém poli, ale autoři soudí, že možná až 50 z nich je dosud tak blízko, že v rozsáhlých přehlídkách prostorových rychlostí hvězd vůči Slunci bychom je jednou mohli ještě dohledat, protože galaktocentrické dráhy všech členů hvězdokupy jsou stále navzájem podobné. Hmotné hvězdy, jež ve hvězdokupě vznikly mohly vzniknut o 4 – 10 mil. let dříve než Slunce, stačily vybuchnout jako supernovy právě v době, která způsobila gravitační hroucení zhustku prachoplynové mlhoviny, z níž vzniklo Slunce a planety Sluneční soustavy. Autoři odhadují, že příslušná supernova vybuchla ve vzdálenosti 0,02 – 1,6 pc od sluneční pramlhoviny a její hmotnost před výbuchem činila 15 – 25 M☉.
S. Sahijpal a G. Gupta ukázali, že Sluneční soustava se ve zmíněné mladé hvězdokupě utvořila vzápětí po výbuchu anonymní Wolfovy-Rayetovy hvězdy jako supernovy třídy Ib/c. Při výbuchu byly totiž do protoplanetárního disku vstřeleny krátkožijící radionuklidy 26Al (poločas rozpadu 0,74 mil. roků), 41Ca (0,1 mil r.), 36Cl (0,3 mil. r.), 53Mn (3,7 Myr) a 60Fe (1,5 mil.r.). Supernova však nesměla vybuchnout příliš blízko, jelikož v tom případě by patrně sluneční pramlhovinu rozmetala. Hvězdokupa se musela rozptýlit během prvních 10 mil. let po výbuchu, protože kdyby trvala déle, byly by dráhy planet Sluneční soustavy velmi protáhlé.
A. Trinquierová aj. uvedli, že v protoplanetárním disku Sluneční soustavy se mezihvězdná látka dobře promíchala s materiálem sluneční pramlhoviny. Terestrické planety totiž vznikaly z ohřátých zrnek, jejichž nuklidy 46Ti a 50Ti jsou v nich zastoupeny stejně jako v interstelárních mračnech, tedy odlišně od zastoupení týchž nuklidů v protoplanetárním disku. O dobrém míchání materiálu ve sluneční pramlhovině svědčí také dle G. Israeliana aj. nápadný deficit lithia ve sluneční atmosféře. Autoři totiž pořídili pomocí spektrografu HARPS ESO na La Silla spektra 451 hvězd slunečního typu a zjistili, že podobný deficit lithia jako u Slunce má právě 70 z nich - jsou to vesměs hvězdy, kolem nichž prokazatelně obíhají exoplanety. Naproti tomu osamělé hvězdy mají stejné zastoupení lithia, jaké známe z pozorování meteoritů ve Sluneční soustavě, tj. asi 140krát více lithia, než kolik ho pozorujeme na Slunci. Autoři se proto domnívají, že planety v raném stádiu vývoje hvězdné soustavy promíchají materiál zárodečné pramlhoviny natolik, že se prohloubí konvektivní zóna mateřské hvězdy a lithium se z jejího povrchu dostává až hluboko do hvězdného nitra, kde je pozorováním nedostupné.
S. Kenyon a B. Bromley prokázali rozsáhlými modelovými výpočty (25 let času CPU na běžných superpočítačích a dalších 10 let času CPU na superpočítači Hydra), že k rychlému vytvoření jader obřích plynných planet Sluneční soustavy přispěla koagulace zrnek tuhých látek v plynném protoplanetárním disku. Brzdění úlomků plynem totiž způsobí, že úlomky se často srážejí a drtí na drobný prach, jenž pak klesá do hlavní roviny disku a zde se tak zahustí, že koaguluje na protoplanety o typických rozměrech 1 tis. km za pouhých 10 mil. let. Jejich slepováním se vytvoří zárodečné "superzemě" během 1 – 2 mil. roků a na ně se pak nabalí plyn, čímž vzniká obří plynná planeta jako Neptun nebo dokonce Jupiter. Také O. Benvenuto aj. potvrdili, že obří plynné planety vznikly ze zárodečných kamenných planetesimál o rozměrech 30 – 100 m, jež se vytvořily koagulací a postupně splývaly až na kamenné zárodky zmíněných obřích planet.
T. Bethell aj. se věnovali otázce, kde se v protoplanetárním disku vzala voda, která pak zkondenzovala na povrchu terestrických planet. Podle jejich názoru musíme hledat původ této vody v nejvzdálenějších vrstvách disku, kde je tvorba molekul vody intenzivnější než jejich rozpad fotolýzou. To pak umožňuje existenci vodní páry ve vnitřních teplejších oblastech disku, z nichž vznikají terestrické planety.
Pro současný výskyt vody na terestrických planetách je rozhodující poloha tzv. sněhové čáry ve Sluneční soustavě, která je dána vzdáleností od Slunce, v níž veškerá tekutá voda zmrzne na jinovatku, sníh a led. V současné době se nachází ve vzdálenosti 2,0 – 2,5 AU od Slunce, ale v rané Sluneční soustavě se nalézala až ve vzdálenosti 5 AU od Slunce. To znamená, že tekutá voda mohla být tehdy přítomna na planetkách hlavního pásu a dokonce Trójanech Jupiteru jakož i na Marsu. Jde však o to, kde se voda na těchto tělesech vůbec vzala. Největší zásobárnu vody v podobě ledu představují zmrzlá jádra komet v Oortově oblaku, odkud se však musela nejprve dostat migrací na bližší dráhy do nitra Sluneční soustavy.
J. Laskar a M. Gastineau se zabývali budoucími drahami terestrických planet Sluneční soustavy. Přesné výpočty změn drah s využitím obecné teorie relativity jsou vinou dráhového chaosu možné je na desítky milionů roků do budoucnosti. Už I. Newton věděl, že problém interakce mnoha těles v teorii gravitace přesahuje možnosti lidské mysli, ale v průběhu 18. stol. vyvinuli L. Euler, J. Lagrange a P. Laplace v rámci klasické gravitační teorie poruchový počet, jenž umožňuje předvídat dráhy těles poměrně dobře, pokud lze problém zjednodušit na silné vzájemné působení dvou těles, kdežto ta ostatní jenom "kibicují". H. Poincaré ovšem v r. 1889 ukázal, že už problém tří těles nemá rigorózní analytické řešení. Záležitost se pak znovu zásadně zkomplikovala po publikaci obecné teorie relativity A. Einsteinem v r. 1915.
Zmínění autoři nyní ukázali, že největší riziko pro terestrické planety představuje Merkur, jenž se vinou sekulární rezonance oběžné periody s Jupiterem postupně vzdaluje od Slunce. Pokud by v budoucnu překročil dráhu Venuše, povede to k chaosu drah všech terestrických planet Sluneční soustavy, ačkoliv podle G. Laughlina to není v nejbližších třech miliardách let příliš pravděpodobné. Jak uvedli J. Chambers aj., tak výpočty dráhy Merkuru pomocí Newtonovy gravitace vedou k přiblížení Merkuru ke Slunci nebo k Venuši, což by drasticky změnilo jeho dráhu a Merkur by pak prakticky zlikvidoval s pravděpodobností 60 % všechny terestrické planety. Když se však užívá rovnic teorie relativity, sníží se riziko ničení planet na pouhé 1 %!
Nicméně výpočty Laskara a Gastineaua naznačují, že k destabilizaci drah terestrických planet dojde za 3,34 mld. let, protože výstřednost dráhy Merkuru se zvětší natolik, že se buď Merkur, anebo Venuše či Mars přece jen srazí se Zemí. Pokud budou pozemšťané existovat, tj. přežijí oteplení povrchu Země nad 100 °C vinou plynule se zvyšujícího zářivého výkonu Slunce zhruba za 1 mld. let, čeká je další hrozba v podobě této drtivé maxisrážky, kterou by život na Zemi zaručeně nepřežil.
L. Iorio se zabýval otázkou, zda lze vyvrátit či prokázat existenci hypotetického obřího tělesa (planety či dokonce hnědého nebo červeného trpaslíka, resp. druhého Slunce) na periférii Sluneční soustavy, kterému se pod vlivem ujetých mediálních výstřelků začalo říkat Nemesis. Zjistil, že případná existence Nemesis by nejvíce ovlivnila dráhu Marsu, zejména stáčení jeho přísluní. Jestliže po řadě předpokládáme hmotnost Nemesis rovnou hmotnosti Marsu, Země, Jupiteru, hnědého trpaslíka (80 MJ) a hvězdných trpaslíků o hmotnostech 0,5 a 1,0 M☉, lze při přesnosti dnešních astrometrických poloh Marsu vyloučit existenci Nemesis do vzdáleností 85 AU (Mars), 175 AU (Země), 1 200 AU (Jupiter), 5 170 AU (80 MJ), 9,5 tis. AU (0,5 M☉) a 12 tis. AU (Slunce).
Jak uvedli E. Pitjevová a E. Standish, základ veškerých astronomických měření vzdáleností ve vesmíru, tj. střední vzdálenost Země od Slunce (1 AU) je nyní zejména díky radarovým měřením vzdálenosti Venuše od Země známa s chybou pouze ±3 m! To znamená, že 1 AU =149 597 870 700 m (s relativní chybou 2.10-11). Podle A. Kilcika aj. odpovídá vzdálenosti 1 AU úhlový poloměr Slunce 959,22″±0,04″, jak se podařilo změřit při úplném zatmění Slunce 29. 3. 2006.
J. Tatum uveřejnil zajímavou tabulku o nejdřívějších a nejpozdějších východech a západech Slunce v různých zeměpisných šířkách severní polokoule. Tak například vychází Slunce ráno nejpozději na 25° s.š. až 13. ledna, kdežto na 65° s.š. připadá jeho nejpozdější východ již na 23. prosince. Podobně Slunce nejdříve zapadá na 25° s.š. až 29. prosince, na 65° s.š. se kritické datum posouvá na 19. prosince. V létě Slunce vychází na 25° s.š. nejdříve už 8. června, kdežto na 65° s.š. až 20. června, zatímco nejpozdnější západ nastává na 25° s.š. až 3. července, kdežto na 65° s.š. již 21. června.
V. Kutvickij aj. publikovali údaje o neutrinovém toku ze Slunce v průběhu let 1990-1992 zaznamenaném aparaturou SAGE v Baksanské observatoři pod horou Andyrči na Kavkaze. Uvedli, že ve zmíněném období byl tento tok prakticky stálý; okamžité hodnoty toku však tehdy jevily větší rozptyl než v letech následujících.
M. Rempel aj. zjistili, že v umbře slunečních skvrn probíhají siločáry magnetického pole vodorovně, avšak na vnějším okraji umbry se zanořují pod fotosféru. Jakmile dosáhne sklon siločar úhlu 45° vůči povrchu Slunce, přechází umbra v penumbru. Indukce lokálního magnetického pole ve skvrnách dosahuje až 0,4 T.
C. Raftery aj. uveřejnili údaje o sluneční erupci ze dne 26. 3. 2002, sledované aparaturami na družicích RHESSI, GOES a TRACE. Na počátku erupce v chromosféře pozorovali proudění plazmatu v čáře Fe XIX vzhůru do koróny rychlostí 90 km/s. Plazma se během 10 min. ohřálo na teplotu přes 13 MK a za dalších 5 min. se vyzařováním ochladilo na 8 MK. Během impulzní fáze erupce pozorovali v čarách He I a O V i proudění plazmatu směrem dolů k fotosféře rychlostí 80 km/s.
H. Mészárosová aj. objevili ve vláknitých vzplanutích z července 2005, pozorovaných ondřejovským rádiovým spektrografem na decimetrových rádiových vlnách (frekvence 1,6 – 1,8 GHz) ze Slunce, tzv. tažné pulce (drifting tadpoles) s periodou 81 s driftující rychlostí -7 MHz/s. Spatřují v nich důkaz výskytu magnetoakustických vlnových stop podél hustého vlnovodu sluneční erupce. Pulci byli předvídáni už delší dobu a k jejich objevu došlo díky výtečné časové rozlišovací schopnosti ondřejovského spektrografu (0,1 s).
D. Jess aj. objevili na La Palmě pomocí dalekohledu SST vybaveného adaptivní optikou, jež umožňuje lineární rozlišení až 110 km, dlouho hledané Alfvénovy torzní vlny slunečního plazmatu ve fotosféře. Vlny jsou nestlačitelné a řízené magnetickým napětím; projevují se zkroucenými oscilacemi jasných skvrn ve fotosféře na ploše přes 400 tis. čtv. km. Zkroucení vln vůči směru magnetických siločar dosahuje úhlů až ±22°; amplituda oscilací 2,6 km/s a jejich perioda 126 – 700 s. Vlny postupují vzhůru do koróny rychlostí přes 20 km/s. Přenášejí tak energii potřebnou k dosud neobjasněnému ohřívání sluneční koróny na teploty řádu až 10 MK.
N. Mittal aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o koronálních výronech látky (CME) v letech 1996-2007, které získala aparatura LASCO na družici SOHO, k změření počátečních rychlostí jejich vymrštění ze sluneční koróny v závislosti na fázi 23. cyklu sluneční činnosti. Na počátku cyklu dosáhl medián rychlostí jen 237 km/s, ale s blížícím se maximem stoupnul až na 478 km/s v r. 2003 a pak opět klesal až na 240 km/s ke konci 23. cyklu. Aritmetický průměr rychlostí CME v r. 2003 dosáhl dokonce 544 km/s. Kolísala i samotná četnost CME, na začátku a konci cyklu činila jen 200 úkazů za rok, kdežto v maximu stoupla až na 1 644 případů za rok.
K poznání struktury CME nyní podle R. Colaninna a A. Vourlidase přispěly sondy STEREO A (Ahead) a B (Behind), které se od sebe vzdalují úhlovým tempem 22,5°/rok. Dokázaly tak od konce r. 2007 sledovat prostorovou strukturu CME a odtud se podařilo odvodit i jejich hmotnosti čistě na základě měření integrální hustoty elektronů v koronálním výtrysku. Autoři obdrželi pro pozorované struktury CME hodnoty v rozmezí 3 – 8 bil. kg. M. Aschwanden aj. dokázali díky sondám STEREO poprvé rekonstruovat trojrozměrnou strukturu koronálních smyček v rozsahu teplot od 10 kK do 10 MK. Je to cenný příspěvek k řešení zapeklité otázky, proč je sluneční koróna tak horká, když vrstvy pod ní jsou fakticky jen vlažné s teplotami 5 – 30 kK.
Jak uvedli B. de Pontieu aj., příčinu teplotní inverze takového rozsahu lze hledat v souhře konvekce a magnetického pole poblíž fotosféry, která ve svém důsledku vede k ukládání netepelné energie v koróně. Družice Hinode a SOHO nalezly slabé toky horkého plazmatu po celém povrchu Slunce směrem od fotosféry do koróny s rychlostmi 50 – 100 km/s. Tytéž rychlosti pozorujeme také u spikulí II. typu, vystupujících z chromosféry. Spikule vznikají při magnetických rekonexích a trvají jen 10 – 100 s, takže proto dlouho unikaly pozornosti pozorovatelů. Spikule II mají souhrnně tolik hmoty, že mohou bez problémů ohřát korónu na pozorované vysoké teploty. Naproti tomu výše zmíněné koronální smyčky na ohřátí koróny zřejmě nestačí.
M. Xapsos a E. Burke objevili díky měření obsahu 14C v letokruzích velmi starých stromů a dále díky obdobným měřením zastoupení 10Be v jádrech ledu z hloubkových vrtů v Antarktidě a v Grónsku, že existuje velmi dlouhá perioda sluneční činnosti zhruba 6 tis. let. Proměnnost sluneční činnosti lze tak sledovat až do minulosti před 11,4 tis. let.
R. Arlt prohlédl kresby slunečních skvrn, které pořídil J. Staudacher v letech 1749-1796, kdy zakreslil polohy téměř 6 300 skvrn v 999 dnech. Pokryl tam svými bezmála půlstoletými pozorováními období cyklů 0 až 4 sluneční činnosti. Autor tak zjistil, že v cyklech 0 (1744-1755) a 1 (1755-1766) jevily skvrny koncentraci výskytu směrem k rovníku a v 2. cyklu se již projevil náběh jejich časového výskytu ke známému motýlkovému diagramu. Klasický motýlek vykazují cykly 3 a 4. Autor odtud usoudil, že v cyklech 0 a 1 mělo Slunce nikoliv dipólové, ale kvadrupólové magnetické pole. I. Usoskin aj. upozornili, že v sérii raných cyklů se vyskytuje mimořádně dlouhý cyklus 1784-1799, ale ve skutečnosti jde jen o chybějící data o počtech slunečních skvrn v závěru předešlého cyklu. Nyní se podařilo dohledat několik klíčových pozorování skvrn a sestrojením motýlkového diagramu se tak podařilo prokázat, že cyklus počínající r. 1784 skončil již r. 1793 a na něj navázal další kratší cyklus 1793-1800. Délka slunečních cyklů totiž náhodně kolísá mezi 9 a 14 lety.
C. Fröhlich aj. uvedli, že sluneční konstanta (TSI = ozáření čtverečního metru plochy kolmé ke směru ke Slunci ve vzdálenosti 1 AU nad hranicí zemské atmosféry) se v minimu sluneční činnosti v r. 2008 zmenšila o 0,2 W/m2, tj. o 0,15 promile, zatímco v maximu stoupá tato hodnota proti průměru o celé promile. Zvýšení obstarávají jasná fakulová pole, obklopující tmavší a chladnější skvrny. Změna postihla též globální magnetické pole Slunce, které podle R. Zimmermana pokleslo o 65 % proti průměru. Přesná měření TSI pomocí družic jsou k dispozici teprve od r. 1978, takže nevíme, jak tomu bylo např. v proslulém dlouhodobém Maunderově minimu sluneční činnosti v letech 1645-1715. Víme však, že v té době bylo na severní polokouli zřetelně chladněji; zvláště zimy byly velmi tuhé.
L. Morris uveřejnil v r. 2009 zajímavé údaje o pozadí ojedinělého experimentu při pozorování úplného zatmění Slunce 30. června 1973, kdy k prodloužení doby totality astronomové pod vedením P. Lény využili nadzvukové dopravní letadlo Concorde 001 pilotované nadšeným astronomem-amatérem A. Turcatem. Akce se účastnilo 7 astronomů, 2 asistenti, fotograf a 4 členové posádky. Start Concordu z mezinárodního letiště na ostrově La Palma musel být přesně naplánován, jelikož letadlo mohlo dosáhnout rychlosti "jen" 2 145 km/h, zatímco stín Měsíce letěl po povrchu Země rychlostí 2 500 km/h. Z letiště na Kanárských ostrovech stroj skutečně odstartoval na sekundu přesně, takže právě ve chvíli, kdy letadlo překročilo rychlost zvuku, uviděli 1. kontakt, tj. tzv. diamantový prsten, který mohli pozorovat téměř celou minutu! Hlavní fázi zatmění pozorovali z výšky 16 km nad Mauretánií po dobu 74 minut!! Nadzvuková část letu trvala přes 3 h a letoun pak přistál v Čadu. Diamantový prsten však mohla pozorovat i japonská sonda Kaguya 9. 2. 2009, kdy sonda obíhala Měsíc a během polostínového zatmění Měsíce. pozorovaného zakryla Země z pohledu sondy zcela Slunce. Vzniklo tak působivé video uveřejněné na webu japonské kosmické agentury JAXA.
Za mimořádný pokrok při dynamickém studiu sluneční koróny lze však označit až snímky sluneční koróny z uplynulého desetiletí, pořizované a zpracované brněnským matematikem M. Druckmüllerem, jež vykazují neobyčejné podrobnosti, dynamický rozsah i časové rozpětí změn v koróně. V červnu 2009 se jeho snímek sluneční koróny ocitl dokonce na titulní stránce 7428. čísla britského vědeckého týdeníku Nature. V téže době vyšla studie o vzhledu bílé koróny při zatmění Slunce 1. 8. 2008, kterou připravili J. Pasachoff, M. Druckmüller aj., v níž je rozebrána díky zmíněné nové metodě zpracování snímků dynamika koróny v průběhu 19 min, neboť se podařilo slícovat snímky koróny z Mongolska a Ruska. Bílá koróna byla viditelná až do vzdálenosti 20 R☉ od Slunce s rozlišením lepším než 1″. Vzhled koróny nasvědčoval tomu, že již započal 24. cyklus sluneční činnosti. Na snímcích je dále zachycen povrch Měsíce v novu ve slunečním světle odraženém Zemí, hvězdy do 12 mag a kometa C/2008 O1, která patří mezi komety Kreutzovy rodiny komet. Snímky v optickém oboru se rovněž podařilo navázat na odpovídající záběry Slunce z družic SOHO, Hinode, TRACE a STEREO.
Podle údajů ze slunečních sond STEREO skončil 23. cyklus sluneční činnosti v prosinci 2008. První magnetickou aktivitu 24. cyklu objevily družice STEREO počátkem května 2009. Odtud prý lze odhadnout, že maximum cyklu nastane někdy v květnu 2013. Podle D. Dalaberta aj. dokazují helioseismologická měření slunečních oscilací, že příznaky nového cyklu sluneční činnosti se objevily pod povrchem Slunce již ve druhé polovině r. 2007, i když na povrchu Slunce ještě dozníval předešlý 23. cyklus sluneční činnosti. Podle M. Švandy začal 24. cyklus oficiálně již 4. 1. 2008. R. Zimmerman však uvedl, že přechod mezi 23. a 24. cyklem je neobvykle dlouhý. V průměru trvá vlastní minimum, kdy na Slunci nejsou pozorovatelné žádné skvrny, kolem 485 dnů, ale nynější rozhraní cyklů dosáhlo rekordu přes 840 dnů beze skvrn.
Jako na zavolanou proběhlo během rozpačitého začátku 24. cyklu sluneční činnosti mimořádně dlouhé úplné zatmění Slunce 22. 7. 2009, které trvalo až 6:39 min. - delší zatmění v maximálním trvání 6:55 min. uvidí až naši vzdálení potomci 13. 7. 2132. Mnoho výprav zejména do Číny však ztroskotala na špatném počasí - většinou tam v pásu úplného zatmění lilo jako z konve. Přesto se však mnoha skupinám podařilo získat dobré snímky, buď díky operativním přesunům podle údajů meteorologických stanic, anebo díky prozíravému výběru pozorovacích stanovišť mimo Čínu (např. již zmíněný prof. Druckmüller pozoroval korónu těsně po minimu sluneční činnosti z atolu Enewetak na Marshallových ostrovech, kde totalita trvala 5:41 min).
V r. 2009 uplynulo 65 let od průkopnické publikace radioamatéra G. Rebera, v němž popsal výskyt rádiového šumu ze Slunce v pásmu metrových vln (ApJ 100, str. 279), tj. na frekvenci 160 MHz. Šlo o měření, jež Reber vykonal svou 9m parabolou na zahradě rodinného domu ve Wheatonu ve státě Illinois. Když zaslal svou práci do redakce, byl jejím recenzentem holandský astronom B. Bok, který žil za války v USA. Jelikož Reber byl v astronomických kruzích neznámý, Bok se rozhodl přesvědčit se na místě, že jeho pozorování jsou věrohodná; vzal sebou do Wheatonu dokonce i šéfredaktora ApJ a tak se ubezpečili, že lze Reberova průkopnická měření publikovat v prestižním časopise. (Reber už předtím potvrdil Janského měření rádiového záření, které přichází z centra Galaxie.)
Koncem května (29. 5.) 2009 jsme si připomněli 90. výročí úplného zatmění Slunce s totalitou v délce 6,5 min, během níž dvě britské výpravy ověřily pomocí hvězd v Hyádách správnost předpovědi obecné teorie relativity o ohybu světla hvězd v gravitačním poli Slunce. Zpracování měření vedl proslulý britský astrofyzik A. Eddington, jenž už v lednu a únoru 1919 fotografoval Hyády v Oxfordu týmiž dalekohledy, aby tak získal referenční polohy hvězd v době mimo zatmění. Jak vtipně poznamenal J. P. McEnvoy, "nová teorie o povaze vesmíru. jež se zrodila v hlavě německého Žida pracujícího v Berlíně, aby byla potvrzena anglickým kvakerem na malém africkém ostrově". Podle P. Ferreiry aj. se 29. 5. 2009 konala oslava experimentu na Princově ostrově při západoafrickém pobřeží (druhá britská expedice pořizovala snímky v brazilském Sobralu).
Dátum poslednej zmeny: 10. mája 2011