ŽEŇ OBJEVŮ 2014 (XLIX.) - DÍL B
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1.1.5. Jupiter

Velkou pozornost budí zjištění, že proslulá obří červená skvrna v atmosféře Jupiteru se zmenšuje. Nejstarší kresba T. Elgera z r. 1881 ukazuje, že hlavní osa podlouhlé skvrny měla délku 40 tis. km, ale skvrna se počala výrazně zmenšovat již od 30. let XX. stol. Snímky skvrny z r. 1979 pořízené Voyagery 1 a 2 ukázaly, že hlavní osa skvrny se zkrátila na 21 tis. km. Vedlejší příčná osa se však nezmenšuje a stále má šířku 12 tis. km. Nejnovější měření podélné osy skvrny J. Rogersem aj. pochází z přelomu let 2013/2014 a dává délku již jen 16 tis. km. Rotační perioda skvrny v r. 1979 činila 6 – 8 dnů, ale do r. 2013 se zkrátila na 3,6 d. Tehdejší rychlost větru na obvodu skvrny dosahovala 430 km/h. V r. 2000 však sonda Galileo naměřila obvodovou rychlost téměř 600 km/h, ale v r. 2013 tato rychlost klesla na 520 km/h. Pokud by toto zmenšování pokračovalo v budoucnosti stále týmž tempem, tak by skvrna měla zaniknout kolem r. 2030. Příčina těchto změn není jasná.

G. Nicolau aj. využili během letu kosmické sondy New Horizons přístroje pro měření vlastností slunečního větru SWAP (Solar Wind Around Pluto) pro sledování plazmového chvostu Jupiteru, jenž byl objeven už předešlou sondou Voyager 2 při letu mezi Jupiterem a Saturnem. Podle těchto měření z přelomu 70. a 80. let minulého století sahá chvost do vzdálenosti minimálně 600 mil. km za polokouli Jupiteru odvrácenou od Slunce. Už tehdy se totiž vědělo, že Jupiterova družice Íó je silným trvalým zdrojem vulkanických plynů, zejména SO₂, jež zčásti unikají z plazmové sféry družice do plazmové obálky Jupiteru obsahující tudíž i ionizované atomy S a O. V Jupiterově magnetosféře přivrácené ke Slunci se proto vyskytuje oblouková rázová vlna, zatímco za Jupiterem se táhne typický plazmový "kometární chvost", tak jako ho ostatně známe i u Země. Nová měření sondy New Horizons, která se během téměř pěti měsíců roku 2007 pohybovala za Jupiterem uvnitř chvostu, však podle P. Kollmanna aj. ukázala, že jde ve skutečnosti o vůbec největší objekt Sluneční soustavy, protože sahá minimálně do vzdálenosti dráhy Saturnu. Měření přístroje SWAP ukázala variace intenzity v periodách necelých 10 h a také 25 dnů, což souvisí jednak s rotací Jupiteru, ale též s rotací magnetického pole Slunce.

N. Krupp v přehledovém článku shrnul poznatky o dvou gigantických magnetosférách Jupiteru a Saturnu, jež se podařilo získat díky měřením sond Galileo (1995-2003) a Cassini od r. 2004. K hlubšímu poznání těchto největších magnetických struktur vytvářených planetami Sluneční soustavy však přispěly i nové údaje z HST a dalších kosmických aparatur, jakož i simulace struktur na výkonných počítačích. C. Jackmann aj. srovnali velkorozměrové struktury magnetických chvostů Merkuru, Země, Jupiteru a Saturnu, jež na jedné straně mají společné hlavní fyzikální rysy (rekonexe, konvekce a urychlování elektricky nabitých částic), ale na druhé straně velmi rozdílnou dynamiku.

Na vulkanicky aktivní Jupiterově družici Íó pozorovali K. de Kleerová aj. na observatořích Gemini-N a IRTF na Mauna Kea v blízké infračervené oblasti spektra mohutné výbuchy nové sopky 15. a 29. 8. 2013. Základna nové sopky o souřadnicích 223° z.d. a 29° s.š. dosahuje 83 km² a v maximu 29. 8. dosahovala zářivého výkonu 15 – 25 TW, čili o 4 řády vyšším než nechvalně proslulá islandská sopka Eyjafjallajökull v r. 2010. Teplota magmatu se přitom pohybovala mezi 1,2 – 1,9 kK! Družice Íó byla už předtím průběžně monitorována japonskou družicí Hitaki pomocí ultrafialového spektrometru a ten upozornil optické astronomy na rostoucí vulkanickou aktivitu na této Galileově družici nejbližší k Jupiteru. Další vulkanická vzplanutí v témže čase, ale v poloze 305° z.d. a 42° s.š., a též u nedaleké sopky Heno Patera pozorovali I. Pater aj. v blízké infračervené oblasti pomocí Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea. Teplota v jícnu sopky dosáhla 1,0 kK a tepelný energetický výkon v maximu 8 TW. Tehdy se magma vylévalo na povrch objemovým tempem až 10⁵ m³/s!

Jak ukázali A. Davies aj., nejdéle činnou sopkou na Íó je vulkán Amirani, jak ukázala pozorování v blízké infračervené oblasti pořizované sondou Galileo od r. 1996. Zářivý výkon sopky však výrazně kolísá vůči střední hodnotě (170 ±30 GW) , což ostatně platí i pro ostatní významné sopky na této Galileově družici (Prometheus, Cullan a Loki Patera). Za předpokladu, že sopka vylévá na povrch družice převážně basaltické horniny, odhadli tempo objemu vylévání na 34 – 56 m³/s.

L. Roth aj. zjistili na základě ultrafialových spekter pořízených koncem r. 2012 spektrografem STIS HST na vedoucí i sledující polokouli družice Europa (poloměr 1,5 tis. km; hustota 3,0x voda), že z její jižní polokoule uniká vodní pára tehdy, když je Europa na své eliptické oběžné dráze nejdále od Jupiteru. Autoři to zjistili sledováním profilů ultrafialových čar Ly-α vodíku (121,6 nm) a neutrálního kyslíku (130,4 nm). Kůra Europy, která jeví četné zlomy pukliny a škvíry, musí podle výsledků přesných měření její oběžné dráhy obsahovat asi 10 % slané vody. Vlastní povrch družice není rozhodně starší než 50 mil. let, což svědčí o silné geologické aktivitě, která je zřejmě vyvolána proměnným slapovým třením od Jupiteru. Díky magnetickým měřením sondy Galileo víme, že plášť Europy je elektricky vodivý, což znamená, že pod kůrou družice se nachází tekutý vodní oceán. Spektroskopie ve zmíněných čarách ukázala, že atomy H a O unikají ve výškách 200 km nad povrchem Europy rychlostí 700 m/s při teplotě -150° C hmotnostním tempem 7 t/s. Nejde však o únikové, nýbrž balistické dráhy. V periapsi oběžné dráhy se škvíry uzavírají a únik H a O ustává, podobně jako to známe u Saturnovy družice Enceladus.

S. Kattenhorn a L. Prockterová využili podrobných snímků povrchu Jupiterovy družice Europa, jež pořizovala sonda Galileo, ke zkoumání tektoniky na 134 tis. km² jejího povrchu. Ukázali, že ledová kůra Europy je tektonicky rozlámaná a našli doklady o podsouvání (subdukci) tektonických desek, tak, jak to geologové dobře znají právě na Zemi. Došli proto k závěru, že povrch Europy je tvořen křehkými pohybujícími se ledovými deskami, pod nimiž se nachází teplejší plastický led. Našli dokonce v oblastech zlomů desek známky kryovulkanismu, který je obdobou horkého vulkanismu na hranicích zemských litosférických desek. Europa je tudíž druhým tělesem Sluneční soustavy, kde je desková tektonika v provozu.

M. Jakubík a L. Neslušan zjistili, že planety Saturn a Jupiter, které podle všeho vznikly mnohem blíže ke Slunci, než jsou vinou migrace dnes, měly své původní rezonanční dráhy v poměru oběžných dob 3:2. Počítačovými simulacemi pak prokázali, že tato rezonance vedla k akumulaci planetesimál ve vzdálenostech 11 au a 16,5 au. Tak se Jupiter ve spolupráci se Saturnem zasloužil o koncentraci materiálu pro kamenná jádra Uranu a Neptunu. Také R. Halled a P. Bodenheimer se shodují v názoru, že obě vzdálené obří planety musely vzniknout blíže ke Slunci, než kde se nacházejí nyní; Uran ve vzdálenosti pouze 12 au. Jak ukázali A. Pierens aj., Saturn s Jupiterem se brzy po svém vzniku musely dostat do rezonance 3:2, ale ani rezonance 2:1 není vyloučena. V oboru případech se však díky rezonancím musely obě planety takto vyvolanou migrací postupně vzdálit od Slunce z místa svého vzniku.

G. D'Angelo aj. se pokusili objasnit, jak vlastně Jupiter vznikl. Podle jejich počítačových modelů základem se stalo kamenné jádro o poloměru 350 km obklopené rojem planetesimál s rozměry 15 – 50 000 m. Další vývojová fáze tohoto komplexu byla charakterizována vznikem planetesimál s různými hmotnostmi. Necelých 9 % hmoty roje se nacházelo v planetesimálách s poloměrem <1 km; <25 % mělo poloměry v rozsahu 1 – 10 km a <7 % poloměry >100 km; zbytek se poztrácel na hyperbolických drahách. Přesto však celková hmota zárodku Jupiteru stačila na vychytávání chladného interplanetárního plynu, který sloužil jako brzda pro vzdálenější planetesimály i interplanetární prach, takže účinný průřez zárodku utěšeně vzrůstal. Autoři dále spočítali, že tehdejší hustota kamenného zárodku ve vzdálenosti 5,2 au dosáhla 10násobku hustoty vody v pozemských podmínkách, čemuž odpovídá hmotnost kamenného jádra Jupiteru 7 M_z a vnějšího obalu na dalších 0,15 M_z. Vybudování kamenného jádra budoucí obří planety Sluneční soustavy tak zabralo pouze 400 tis. let. Rozestavěný Jupiter však následně migroval blíže ke Slunci, kde jeho hmotnost mohla růst rychleji, protože tam bylo dosud více stavebního materiálu. R. Smith aj. dokázali laboratorně stlačit testovaný diamant tlakem 5 TPa, čímž se diamant stlačil proti klidovému stavu 3,7x. Z těchto pokusů lze odvodit vztah mezi hmotností a poloměrem pro obří planety typu Jupiter bohaté na uhlík.

D. Nesvorný aj. se zabývali otázkou, jak vznikly nepravidelné družice Jupiteru. Za nepravidelné se považují menší družice obvykle nepravidelného tvaru, jejíchž relativně vzdálené dráhy kolem mateřské planety vynikají velkými výstřednostmi i sklony, takže nezřídka kolem své planety obíhají retrográdně. Zmínění autoři už dříve ukázali, že nepravidelné malé družice Saturnu, Uranu a Neptunu vznikly gravitačním zachycením z disku prvotních planetesimál v době, kdy se vnější planety vinou migrace k sobě přiblížily. Nyní se jim podařilo díky podrobným simulačním výpočtům prokázat, že stejně vznikly i nepravidelné družice Jupiteru. V současnosti známe již více než 110 nepravidelných družic, z nichž největší jsou Himalia (průměr ≈150 km) u Jupiteru, Phoebe (420 km) u Saturnu, Sycorax (≈160 km) u Uranu a Triton (2 700 km) u Neptunu. Naproti tomu pravidelné družice obřích planet vznikly z plynoprachových disků kolem příslušných planet.

1.1.6. Saturn

Při průletech kosmických sond Voyager kolem Saturnu v r. 1980 a 1981 zachytily kamery nad severním pólem planety nejenom očekávaný oblačný polárního vír, ale ještě rozsáhlejší stabilní oblačnou strukturu v podobě šestiúhelníku se zaoblenými hranami(hexagon), jež se nachází přibližně na 78° severní šířky. Strany hexagonu mají délku 13,8 tis. km a útvar rotuje v téže periodě jako samotná planeta, pokud ji definujeme na základě měření periodických změn rádiového záření planety (10,66 h). V r. 2006 začal výzkum hexagonu pomocí kamer sondy Cassini. Tak se ukázalo, že hexagon má týž tvar po celou dobu oběhu planety kolem Slunce. Jeho existence pouze nad severním pólem planety zřejmě souvisí se značným sklonem rotační osy Saturnu (27°). Většina odborníků se domnívá, že hexagon představuje stojatou Rossbyho vlnu, když je atmosférický vír ovlivňován gradientem tlaku plynu a Coriolisovou silou, jejíž velikost se mění se zeměpisnou šířkou.

C. Murray aj. objevili pomocí snímků sondy Cassini na vnějším okraji prstenu A jasnou skvrnu, kterou považují za příznak zrodu nové miniaturní družice planety s průměrem asi 0,5 km. Skvrna se poprvé objevila na snímku z poloviny dubna 2014 a je naděje, že koncem roku 2016 ji bude možné pozorovat zblízka. Autoři však soudí, že tato miniaturní družice se nedožije dlouhého stáří. Přesto však její výzkum může objasnit, jak vznikaly větší a starší družice Saturnu v době, kdy byl obklopen dnes už neexistujícími dalšími prstenci.

D. Maravilla a J. Leal-Herrera zkoumali pomocí kamer Cassini jemný prsten G objevený v r. 1979 sondou Pioneer 11 a potvrzený oběma Voyagery v práci z r. 1998. Prsten má vnitřní okraj ve vzdálenosti 165 tis. km od Saturnu a šířku 10 tis. km. Prsten je tvořen mikroskopickými zrníčky s rozměry 9 – 80 nm, které dodává družice Aegaeon, jež obíhá kolem Saturnu ve vzdálenosti 161 tis. km a je bombardována většími úlomky meziplanetární a cirkumplanetární hmoty.

Vůbec největší, ale i nejméně jasný prsten Saturnu, je napájen družicí Phoebe. Byl objeven pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) v infračerveném pásmu 24 μm. Prostírá se ve vzdálenostech 7,6 – 12,2 mil. km od centra Saturnu a je šikmo skloněný k Saturnově rovníku pod úhlem 27°. D. Tamaiovi aj. se však v r. 2014 podařil prsten pozorovat také optickou kamerou sondy Cassini. Tak se podařilo prokázat že materiál prstenu se skládá z miniaturní zrnek uvolňovaných z regolitu Phoebe buď impakty, anebo i nějakou vlastní aktivitou této nepravidelné družice o průměru 220 km, jež obíhá Saturn ve vzdálenosti 12,9 mil. km po retrográdní dráze se sklonem 173° vůči ekliptice a 152° vůči Saturnově rovníku. Družice je posetá velkými impaktními krátery a několik malých družic Saturnu objevených teprve nedávno vzniklo pravděpodobně při dávných srážkách s Phoebe.

J. Hofgartner aj. sledovali pomocí radaru na palubě sondy Cassini rozsahy moří a jezer methanu a ethanu na největší a nejhmotnější družici Titanu. U severního moře Ligeia Mare pozorovali v červenci r. 2013 sezónní změny obrysu pobřeží, které souvisejí s ročními dobami na Titanu, protože v r. 2009 přišlo na severní polokouli jaro a v květnu 2017 proběhne na severní polokouli letní slunovrat. Ledová pokrývka okrajů moře tudíž roztává a tím se plocha methanového a ethanové moře rozšiřuje. Nad mořem vane vítr o rychlosti 4,5 m/s, takže radar vidí na tomto moři i methanové vlny. V r. 2009 docházelo ke spekulárnímu odrazu světla (lidově zrcadlovému prasátku) od hladiny Kraken Mare, takže bylo možné pozorovat s vysokým rozlišením změn na jeho ostrovech i pobřeží, kde se ukládají sedimenty. V srpnu 2014 se tak podařilo s vysokým rozlišením zobrazit také podrobnosti na již zmíněném Ligeia Mare. R. Lorenz aj. odvodili pomocí téhož radaru celkový objem kapaliny v Mare Ligeia 32 tis. km³. Mare Kraken se skládá se dvou pánví, propojených 40 km dlouhou a 17 km širokou úžinou. Slapové vzdutí v úžině může dosahovat tempa až 0,5 m/s!

Podobné sezónní změny v opačné fázi byly už dříve pozorovány na polokouli jižní. Jak známo, změny ročních dob na tělesech v soustavě Saturnu mají periodu 30 let. Ve shodě s tím R. de Kok aj. objevili již v r. 2012 ve výšce 300 km nad jižním pólem Titanu polární ledový oblak kyanovodíku (HCN). Ten mohl vzniknout díky destrukci molekul N₂ a CH₄ ve výšce kolem 1 tis. km nad Titanem a následným ochlazením střední atmosféry s blížícím se příchodem podzimu na jižní polokouli. Nad chladným jižním pólem se tak vytvoří polární vír, který má však stále poměrně vysokou teplotu 170 K, takže je docela záhadné, jak při této teplotě kondenzuje HCN.

G. Mitri aj. zmapovali podrobně gravitační pole Titanu na základě přesných měření poloh sondy Cassini při její již více než desetileté činnosti a častých průletech kolem největší a nejhmotnější přirozené družice. Odtud vyplývá, že ledová kůra Titanu má tloušťku <100 km, ale stále tloustne. Pod ní se pak nachází tekutý oceán slané vody s vysokým podílem síry, dusíku, vápníku a dalších prvků.

L. Iess aj. využili úmyslných změn trajektorie sondy Cassini, jež díky tomu proletěla v letech 2010-2012 třikrát nad jižním pólem družice Enceladus, k proměření variací jejího gravitačního pole. Měli k tomu dobrý důvod, protože už předtím se podařilo objevit anomálie v magnetosféře Saturnu související s polohou této nevelké přirozené družice. Odtud pak odvodili vertikální profil hustoty družice pod její kůrou. Zjistili, že pod kůrou družice v hloubce 30 – 40 km pod povrchem se nachází rozsáhlý oceán tekuté vody sahající od jižního pólu minimálně k 50° j.š. Tloušťku oceánu pak odhadli na ≈10 km. Trhlinami v kůře se pak slaná voda z oceánu dostává až na povrch a v okolí jižního pólu tryská vzhůru, jak dokazují snadno pozorovatelné gejzíry.

C. Porcová aj. uvedli, že gejzíry Enceladu jsou sledovány již více než 6 roků a za tu dobu kamery zaznamenaly na 100 izolovaných gejzírů, jež se vyskytují na místech nevelkých (≈10 m) horkých skvrn. Na stěnách trhlin kondenzuje vodní pára a její tlak rozevírá trhliny. Není jasné, odkud se bere potřebná tepelná energie na tak malém tělese. V úvahu připadají dva zdroje, tj. zbytkové teplo z doby budování družice, anebo slapový ohřev v silném gravitačním poli Saturnu; nejspíš se tak projevují oba vlivy.

R. Tajeddine aj. využili pozorování librace družice Mimas v délce, jež jeví navíc synchronní rotací s oběžnou dobou kolem planety (0,942 d). Je také nejmenším známým tělesem sluneční soustavy, jež při průměru necelých 400 km má kulový tvar. Z těchto měření vyplývá, že v útrobách družice se nachází hmota v silné hydrostatické nerovnováze, anebo spíše jde o doklad existence tekutého oceánu uvězněného pod tlustým příkrovem ledu.

1.1.7. Uran a Neptun

M. Alexandersen aj. oznámil objev prvního Trójánu Uranu, jenž dostal označení 2011 QF99. Byl patrně zachycen Uranem před 10 tis. let. Odhadli jeho geometrický průměr na 60 km. To je velmi překvapující, protože k nám bližší a hmotnější Saturn zatím žádné Trójány nemá. Autoři však soudí, že Trójáné Uranu i Neptunu nemohou mít dlouhou životnost, a první objevený Tróján ze svého dočasného uvěznění v Lagrangeově bodě 4 zase uprchne nejpozději za 3 mil. let.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

Kvůli navigaci kosmické sondy New Horizons pořídili G. Benedetti-Rossi aj. 4,4 tis. pozičních snímků Pluta během 120 nocí v letech 1995-2013 pomocí 2,2m teleskopu ESO/MPG. K tomu přidali také pozice získané při zákrytech hvězd Plutem po r. 2005. Na základě tohoto bohatého pozorovacího materiálu se ukázalo, že efemeridy DE421 se odchylují od skutečné dráhy Pluta, přičemž chyba roste lineárně s časem. Opravená efemerida pak posloužila ke snadnější navigaci sondy po jejím probuzení z hibernace.

C. Olkinova aj. pozorovali 31. 7. 2007 zákryt hvězdy 13 mag Plutem pomocí pěti teleskopů na Novém Zélandu a v Austrálii. Hlavním výsledkem pozorování se stalo zjištění, že navzdory rostoucí vzdálenosti Pluta od přísluní je jeho atmosféra stále velmi rozsáhlá a ve vzdálenosti 1,3 tis. km od Pluta dosahuje atmosférický tlak hodnoty 210 mPa. Na novozélandské observatoři na Mt. John dokonce pozorovali uprostřed zákrytu centrální zjasnění, které svědčí o vrstvách oparu poblíž povrchu Pluta. Atmosféra je navíc zploštělá; její vedlejší osa je o 8 % kratší než osa hlavní.

Y. Boissel aj. využili zákrytů hvězd trpasličí planetou Pluto v dubnu 2006 a v červnu 2007 k vyhledávání potenciálních malých přirozených satelitů v jejím okolí. Metoda byla citlivá na objev těles s průměry 1 200 – 40 km, jejichž případná existence by mohla ohrozit činnost kosmické sondy New Horizons, která ma přiletět k Plutu v létě 2015. Autoři však nenašli žádná tělesa v blízkosti Pluta s průměrem >300 m. Také případné prsteny by neměly kosmickou sondu ohrozit, protože žádný z nic nemůže mít šířku větší než 100 m. Do hledání sekundárního cíle pro sondu New Horizons se zapojil i HST, když pátral ve 20 zorných polích po objektech, kolem nichž by mohla sonda New Horizons proletět po skončení mise u Pluta a Charonu. K tomu cíli bude potřebí na podzim 2015 upravit dráhu sondy pokud možno s minimální spotřebou paliva pro korekční motory sondy. HST zatím nalezl celkem 3 nové objekty TNO, které mají rozměry 25 – 55 km a jsou zhruba o 1,6 mld. km dál od Slunce než Pluto, takže sonda by mohla kolem nich proletět v letech 2019-2020.

A. Lockwoodová aj. určovali pomocí infračervené a optické fotometrie rozměry, tvar a albedo povrchu trpasličí planety (136108) Haumea. Její tvar a rozměry lze přibližně charakterizovat trojosým Jacobiho elipsoidem o délkách os 1,9 x 1,5 x 1,0 km³. Odtud také vyplývá střední hustota Haumey 2,6x voda, která patří k nejvyšším mezi dosud objevenými tělesy TNO.

D. Rabinowitz aj. zpracovali pozorování zákrytu hvězdy binárním zákrytovým objektem TNO (79360) Sila-Nunam (velká poloosa dráhy 44 au; výstřednost 0,02; sklon 2°) v noci 7./8. 2. 2013 čtyřmi pozemními dalekohledy na Mauna Kea a v Chile. Celý zákryt trval téměř 10 h. Odtud odvodili přesnou oběžnou dobu objektů Sila (průměr 250 km) a Nunan (236 km) kolem barycentra soustavy 12,51 d s relativní chybou 3.10^-5. Primární složka Sila rotuje s periodou 6,255 d, zatímco Nunan má synchronní rotaci. Obě složky soustavy jsou pravděpodobně mírně protáhlé, takže jejich hlavní osy jsou o 6 % delší než osy vedlejší.

E. Lakdawallová ukázala, jak se změnil celkový pohled na strukturu Sluneční soustavy tím, že v oblasti za drahou Neptunu se prostírá nová složka Sluneční soustavy, která nám poskytuje klíč k poznání, jak celá tato soustava vznikala. Dynamicky tuto soustavu těles silně ovlivňuje Neptun díky rezonancím oběžných drah 3:2 a 2:1, což odpovídá oběžným periodám v rozmezí 40 – 48 au.

Když po pětiletém úsilí objevili D. Jewitt a J. Luuová transneptunské těleso (15760) 1992 QB1, jež má přísluní ve 41 au a odsluní ve 47 au (velká poloosa 44 au a oběžná perioda 290 let), bylo prakticky jisté, že za Neptunem se nachází určitě mnohem více objektů než jen Pluto s Charonem (přísluní 30 au, odsluní 49 au, velká poloosa dráhy 40 au, oběžná perioda 248 let). V tomto rozmezí vzdáleností se nacházejí tělesa klasického Edgeworthova-Kuiperova pásu, přičemž "chladná" složka pásu má téměř kruhové dráhy s malým sklonem k ekliptice, kdežto "horká" složka se liší vysokými sklony drah.

Jelikož je pravděpodobné, že mladý Neptun migroval směrem od Slunce, tak svým rušivým gravitačním vlivem rozhodil část objektů do tzv. rozptýleného pásu s velkými sklony i výstřednostmi drah, jak ukázal poprvé objev TNO (90377) Sedna v r. 2003. Sedna má přísluní v 76 au, ale odsluní v 936 au, tj. velkou poloosu dráhy 506 au a "kometární" výstřednost dráhy 0,84, oběžnou periodu 11,4 tis. let a sklon 11° k ekliptice. V r. 2012 objevili C. Trujillo a S. Sheppard pomocí 4m teleskopu na observatoři CTIO v Chile objekt VP113, jehož parametry se však podařilo určit až o dva roky později. V přísluní se totiž ocitá ve vzdálenosti 80 au od Slunce, zatímco v odsluní se dostává až do vzdálenosti 438 au od Slunce, takže výstřednost dráhy dosahuje 0,69 a oběžná doba činí 4,2 tis. let. Tyto objevy naznačují, že ani pásmo za okrajem pásu TNO není prázdné a představuje jakýsi most mezi vnějším okrajem Edgeworthova-Kuiperova pásu a bližším okrajem vnějšího Oortova oblaku komet.

C. a R. de la Fuente Marcosovi ukázali po objevu TNO 2012 VP113, že všechna tělesa TNO s přísluním >30 au a velkou poloosou dráhy >150 au mají tendenci mít argument perihelu kolem 0°, což považují za nepřímý důkaz, že jejich dráhy řídí Lidovovým-Kozaiovým mechanismem jedna, či spíše dvě, planety větší a hmotnější (2 – 15 M_z) Země, jejichž poloosy by měly být ve vzdálenostech 200 – 300 au. Jejich názor však kritizovali L. Iorio aj., kteří zjistili, že takové planety by musely být podstatně dále, tj. např. pro hmotnost 2 M_z dostali poloosy 496 – 570 au, a pro 15 M_z dokonce 970 – 1 170 au, což je velmi málo pravděpodobné.

V r. 2000 začal hledat tělesa TNO M. Brown aj. a do r. 2003 jich objevil asi 200. Od té doby sice tempo objevů kleslo o řád, ale je naprosto jasné, že pozorujeme stále jen pověstnou špičku ledovce. Úhrnná hmotnost těles v pásu TNO je srovnatelná s hmotností Země, čili je podstatně vyšší než hmotnost planetek v hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem. V současné době překročil počet pozorovaných těles pásu TNO metu 2 000.

Většina družic obřích planet s rozměry <300 km pochází pravděpodobně z pásu TNO, odkud vycestovaly vinou gravitačních poruch Neptunu, a nakonec byly planetami zachyceny. Saturnova družice Phoebe s retrográdní drahou je téměř určitě objekt, který přicestoval z pásu TNO. Podobný byl osud i dalších větších ledových měsíců, například Mirandy u Uranu, Mimase a Enceladu u Saturnu i četných Trójánů. Také velká družice Neptunu Triton téměř určitě pochází z pásu TNO. V pásmu za Neptunem bylo až dosud objeveno jen 10 objektů, které lze považovat za trpasličí planety. Největší z nich je Pluto, jenž tvoří spolu s Charonem fakticky trpasličí dvojplanetu, ale nejhmotnější je (136199) Eris s velkou poloosou dráhy 68 au, oběžnou dobou 558 let a s extrémně vysokou výstředností 0,44 i sklonem k ekliptice 44°.

M. Schwambová aj. se pokusili odvodit luminositní funkci trpasličích planet v Edgeworthově-Kuiperově pásu tím, že studovali četnost všech TNO jasnějších než 22 mag. Za předpokladu, že všechny trpasličí planety budou v opozici jasnější než 19,5 mag, jim z luminozitní funkce vyšlo 12 trpasličích planet. Současně známe již 9 těles, která by splňovala toto kritérium, takže příliš mnoho dalších podobných těles v těchto hlubinách Sluneční soustavy už asi neobjevíme.

1.2.2. Kentauři a Trojáné

F. Braga-Ribas aj. objevili během zákrytu hvězdy 12,4 mag Kentaurem (10199) Chariklo (poloměr 124 km; objeven r. 1997), jenž byl pozorován 3. 7. 2013 na observatořích v Jižní Americe, že tento největší známý Kentaur s dráhovými parametry a = 15,8 au; i = 0,17; Per = 63 let je obklopen dvěma prsteny. Vnitřní má poloměr 391 km a šířku 7 km; vnější o poloměru 405 km je široký 3 km. Vnitřní prsten pohltil 40 % světla hvězdy, zatímco vnější jen 5 %. (Prsteny dostaly vlastní jména Oiapoque a Chuí podle dvou pohraničních řek v Brazílii.) Jasnost Charikla od objevu (1997 CU23) soustavně slábla, ale po r. 2008 se začala zvyšovat. Jak se nyní ukázalo, za tyto změny jasnosti jsou odpovědné právě ledem pokryté prstence s vysokým albedem, jejichž sklon vůči Zemi se mění, takže v době objevu byly vidět čelně, kdežto v r. 2008 z profilu. V r. 2013 jejich osvětlená plocha odpovídala 15 % osvětlené plochy povrchu Charikla. Dráha planetky ve Sluneční soustavě není dlouhodobě stabilní a změní se vinou dráhového chaosu během řádově 10 mil. let. Autoři též odhadli úhrnný počet Kentaurů na 44 tis. těles.

S. Fornasier aj. sledovali Chariklo pomocí 4,2 teleskopu SOAR na Cerro Pachón v Chile již v červnu 2013, kdy se nacházel ve vzdálenosti 14,5 au od Slunce a určili ze světelných změn jeho synodickou periodu rotace 7,0 h, efektivní poloměr 119 km a albedo 4 %. Nenašli přitom žádný náznak komy. R. Duffard aj. analyzovali spektra Charikla i prstenců a zjistili, že prstence se skládají z 20 % vodního ledu, 40 – 70 % silikátů; 30 – 10 % tholinů a malé příměsi amorfního uhlíku. Naproti tomu povrch Charikla obsahuje 50 % amorfního uhlíku, čímž lze vysvětlit nízké albedo povrchu. Prsteny jsou pravděpodobně zbytky po přirozených družicích Kentaura Chariklo, jež byly rozdrobeny slapovými silami během minulých tisíců let.

R. Mazzota Epifani aj. ukázali na příkladu periodické komety P/2010 C1 Scotti, jak se rozmývá hranice mezi dosud jednoznačně oddělenými kategoriemi drobných těles Sluneční soustavy, tj. mezi kometami Jupiterovy rodiny a Kentaury. Sledovali kometu, jež má dráhu typickou pro Kentaury pomocí 3,8m italského teleskopu TNG (Telescopio Nazionale Galileo) na ostrově La Palma pomocí čtyřbarevné fotometrie BVRI v době, kdy kometa byla vzdálena 5,5 au. od Slunce. Kometa vykazovala barevné indexy typické pro komety Jupiterovy rodiny, ale produkce prachu <15 kg/s je vůbec nejmenší mezi všemi klasickými Kentaury.

Zatímco Jupiter má tisíce Trójánů v bodech L₄ i L₅. Mars, Uran i Neptun jich mají jen několik. Nedávno se podařilo pomocí družice WISE potvrdit první Tróján u Země! Dostal označení 2010 TK (23 mag; velká poloosa 1,000 96 au), který však vyniká tím, že se skokem přesouvá z bodu L₄ soustavy Slunce-Země do bodu L₅ a zase nazpátek.

F. Marchis aj. využili 10m Keckova teleskopu ke sledování podivuhodného Trójánu Jupiteru (624) Hector, jenž se vyznačuje tím, že jeho tvar připomíná burský oříšek, a dále, že díky adaptivní optice se autorům podařilo v r. 2006 objevit jeho přirozenou družici, která kolem tohoto silně deformovaného objektu obíhá po exotické dráze. Hector má hmotnost 8.10¹⁸ kg, ekvivalentní průměr 250 km (416 x 131 x 120 km), střední hustotu 1,0x voda a rotační periodu 6,9 h. Jeho spektrum se velmi podobá spektru Kentaurů. Miniaturní družice Hectora má zanedbatelnou hmotnost a odhadnutý průměr 12 km. Obíhá ve vzdálenosti 620 km v periodě 3,0 d. Během jednoho heliocentrického oběhu Hectora kolem Slunce (perioda 12,0 let; velká poloosa dráhy 5,3 au; sklon 18°) se mění dráhové parametry jeho satelitu: velká poloosa dráhy o 3 % výstřednost o 13 % v periodě 2,7 let; dále pak sklon kolísá od 60° do 180° (!) v periodě 6 let, takže spočítat takto podivuhodnou dráhu byl technicky náročný oříšek. Podobný typ obíhání nemá mezi Trójány obdobu. Dnes už známe na 200 takových objektů mezi TNO, planetkami hlavního pásu i křížiči, ale jen jediný případ mezi Trójány.

V. a R. de la Fuente Marcosovi zjistili, že slaboučký objekt s absolutní hvězdnou velikostí 24,1 mag 2013 HD15 je ve skutečnosti Trójánem Venuše v blízkosti Lagrangeova bodu 4. Obíhá v rezonanci period 1:1 s Venuší, ale tato rezonance se během několika stovek let poruší a objekt se dostane na rekurentní librující dráhu s vysokou výstřednosti 0,6. To ovšem znamená, že se může stát potenciálně nebezpečný pro střet se Zemí! Jde už o třetí případ malého Trójánu Venuše. Tyto objekty se dají pozorovat jen v době největších elongací Venuše, a proto jejich výskyt silně podceňujeme. Autoři odhadují, že v libračních bodech soustavy Slunce-Venuše se nachází několik tisíc Trójánů s rozměrem >150 m. Nejméně 70% z nich podlehne zmíněné dráhové poruše, a proto je třeba odhalit tato tělesa co nejdříve.

F. DeMeo a B. Carry uvedli, že od 80. let minulého století se dařilo klasifikovat planetky hlavního pásu do řady kategorií díky změřených barevným indexům. V současné době máme díky přehlídce SDSS fotometrii pro >100 tisíc planetek, a to umožňuje statisticky sledovat zastoupení různých kategorií v různých vzdálenostech od Slunce. Autoři tak zjistili, že v celé šířce pásu se vyskytují jak tělesa, která do tam doputovala z Edgeworthova-Kuiperova pásu za Neptunem, tak Trójáné uniklí z Lagrangeových bodů L₄ a L₅ obřích planet, ale i úlomky ze srážek větších geologicky diferencovaných těles. Jejich promíchání proběhlo během první miliardy let po vzniku Sluneční soustavy vinou migrace Jupiteru a Saturnu směrem dovnitř sluneční soustavy, a posléze při rezonancích oběžných dob planetek během migračního odtažení obou hmotných obrů do současných vzdáleností od Slunce.

Podobně M. Momment aj. ukázali, že Edgeworthův-Kuiperův pás nás zásobuje krátkoperiodickými (periody <10 let) kometami. Vlivem gravitačních poruch od obřích planet se jádra komet náhodně dostávají na protáhlé dráhy s přísluním blíže ke Slunci. Na takto zkrácených drahách pak žijí asi 10 mil. let, jenže měřitelnou kometární aktivitu jen po dobu pouhých 12 tis. let. Tím lze vysvětlit sporadickou aktivitu některých těles, jak se poprvé ukázalo u komety 107P/Wilson-Harrington objevené v r. 1949 s oběžnou dobou 4,3 r a přísluním ve vzdálenosti 0,98 au. Kometa vykazovala aktivitu ještě při návratu v r. 1979, ale v r. 1992 už bylo pozorováno jen její jádro jako u klasických planetek, takže má pořadové číslo (4015) a současně nejdelší jméno mezi planetkami (17 znaků!; povoleno je jen 16).

Do léta 2013 tak bylo rozpoznáno již 160 takových komet a celkem 10 tis. planetek. Dalším zdrojem těles, která nakonec skončí jako křížiči dráhy Země (přísluní <1,3 au) jsou ovšem také srážky planetek v hlavním pásu. Takové planetky se řadu týdnů či měsíců po objevu náhle projeví jako komety. To se nejnověji potvrdilo u planetky (3552) Don Quijote objevené již v r. 1983 s oběžnou dobou 8,7 let. Planetka má střední rozměr 18 km, což ji řadí na 3. místo v seznamu největších křížičů, a nízké albedo (0,03). Díky infračervenému kosmickému teleskopu SST však byla nyní objevena její kometární aktivita v pásmu 4,5 μm. Z jádra komety se totiž uvolňuje jen malé množství prachu tempem <2 kg/s a plyn CO₂ tempem <10²⁶ mol/s, který ovšem nemá žádné opticky pozorovatelné pásy.

Ostrá hranice mezi planetkami a kometami se vůbec dále rozmývá, jak ukázal objev periodické komety P/2013 P5 (průměr jádra 0,5 km; a = 2,2; e = 0,1; albedo 5 %). D. Jewitt aj. však díky snímkům na observatořích Catalina a Mauna Haleakala ze září 2013 objevili, že "kometa" je fakticky stále rychleji rotující planetkou, která prach na svém povrchu přesouvá do rovníkového pásma, kde ho odstředivá síla občas rozmetá v podobě prachových svazků v šesti různých směrech. Zvyšování tempa rotace způsobuje efekt YORP (zvyšování rychlosti rotace nesouměrných těles vlivem ohřevu povrchu planetky přivrácenému ke Slunci a vyzařováním energie v "odpoledních" hodinách, což je tzv. Jarkovského efekt pro kulově souměrná tělesa). Planetka se postupně rozpadá, protože v prachových svazcích se nacházejí i větší úlomky hlavního tělesa. Následné snímky HST ze září 2013 zobrazily jíž 10 úlomků zahalených prachovými komami a z nich vybíhajícími krátkými kometárními chvosty. Největší úlomek představuje miniplanetku o průměru 200 m. Celý oblak prachu kolem planetky obsahuje na 200 tis. tun hmoty a rozpíná se tempem 0,2 – 0,5 m/s. Její rozpad započal někdy mezi únorem a zářím 2013 a planetka se zcela rozpadla v lednu 2014, když největší zbylý úlomek má průměr 360 km. Poprvé v historii astronomie se tak zdařilo pozorovat rozpad planetky v přímém přenosu. Planetka patří do rodiny (8) Flora a odštěpila se v hlavním pásu následkem srážky přibližně před 200 mil. let. Obdobný osud čeká naprostou většinu asférických planetek s rozměry <10 km.

Podobně D. Jewitt aj. ukázali, že periodická kometa 133P/Elst-Pizarro = (7968) Elst-Pizzaro (a = 3,2; e = 0,16; i = 1,4°; albedo 0,05) s oběžnou dobou 5,6 let a jádrem o rozměrech 3,6 x 5,4 km² je ve skutečnosti aktivní planetkou hlavního pásu s rotační periodou 3,5 h. Jako planetka byla objevena v r. 1979 a její kometární aktivitu poprvé pozorovali E. Elst a G. Pizzaro v r. 1996, když se nacházela poblíž přísluní své dráhy. Totéž se opakovalo po dobu 5 měsíců při dalším průchodu přísluním v listopadu 2001. Autoři získali podrobné snímky objektu pomocí kamery WFC3 HST dne 10. července 2013 s lineárním rozlišením 60 km. Na snímcích se podařilo rozlišit bodové jádro o absolutní hvězdné velikosti 15,7 mag se světelnou křivkou o amplitudě 0,4 mag, úzký prachový chvost dlouhý 90 tis. km a krátký protichvost směřující ke Slunci. Prachové částice chvostu o průměru 1 μm se od komety vzdalují přibližně únikovou rychlostí 1,8 m/s, ale větší částice této rychlosti nedosahují. To je v souladu s domněnkou, že prach je urychlován sublimací plynné složky z povrchu jádra a jeho únik usnadňuje rychlá rotace jádra.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

V listopadovém čísle časopisu Planetary and Space Sciences (sv. 103; 15. 11. 2014) vyšlo 9 prací a v prosincovém čísle časopisu Icarus (sv. 244; r. 2014) dalších 12 studií věnovaných chronologii, geologii a impaktní historii planetky (4) Vesta na základě pozorování oběžné sondy Dawn od července 2011 do září 2012. Podle úvodu D. Williamse se podařilo rozčlenit geologickou historii planetky podle dat o největších impaktech na čtyři epochy: Nejstarší je éra Preveneniánská -(4,6 – 3,7) mld.let, následuje éra Veneniánská -(3,7 – 3,5) mld. let, dále Rheasilviánská -(3,5 – 0,14) mld. let a nejmladší Marciánská <140 mil. let. Geologové identifikovali na planetce skupinu serpentinů, což jsou hydratované fylosilikátové minerály s vysokým obsahem železa a hořčíku. Tyto minerály ztrácejí stabilitu při teplotách ≈400° C, takže na Vestě patrně nebyly sopky a povrch planetky neprošel fází tavení. Zmíněné minerály vznikaly v historii Vesty nejspíš později při šikmých dopadech menších planetek. Naproti tomu horniny v nitru planetky stádiem tavení zřejmě prošly.

F. Tossi aj. měřili teplotu tmavých a světlých skvrn na povrchu Vesty. V době místního poledne tak naměřili pro 313 tmavých skvrn teploty 260 – 273 K, kdežto pro 75 světlých skvrn teploty 255 – 266 K. R. Jaumann aj. zjistili, že tmavé skvrny souvisejí vždy s impakty planetek na povrch Vesty. Jejich tloušťka dosahuje nanejvýš 100 m a většina z nich souvisí se vznikem druhého největšího impaktního kráteru Veneneia (průměr téměř 400 km).

M. Kuppers aj. zjistili, že trpasličí planeta (1) Ceres se zásadně odlišuje od planetky (4) Vesta tím, že obsahovala velké množství vody, která sublimovala do kosmického prostoru a tím odvedla těsně po vzniku planetky dostatečné množství tepla z jejího nitra, takže horniny na Cereře se v minulosti netavily, na rozdíl od menší, ale sušší Vesty. Dodnes se na povrchu Cerery vyskytují ve středních šířkách dvě oblasti, odkud uniká vodní pára tempem 6 kg/s. To také znamená, že Ceres je díky své hmotnosti geologicky diferencovaná, tj. má hustší silikátové jádro obklopené ledovým obalem. Geologické rozdíly mezi oběma planetkami ovlivnila podle F. DeMea a B. Carryho migrace Jupiteru a Saturnu až do blízkosti dráhy Marsu v rané etapě vývoje Sluneční soustavy. V současné době obsahuje hlavní pás již na půl milionu identifikovaných planetek.

Jak uvedli D. Bodewits aj., v prosinci 2010 se planetka (596) Scheila o průměru 113 km srazila s miniplanetkou o průměru 100 m. Z pozorování vyplynulo, že zplodiny impaktu pokryly povrch planetky tenkou (2 – 20 mm) vrstvou až do vzdálenosti 10 km od vzniklého kráteru. Tento jedinečný úkaz tak prokázal, že i impakty malých těles na velké planetky ovlivní albedo povrchu do nečekaně velké vzdálenosti od vzniku relativně malého kráteru. Protože četnost impaktů s malými objekty je daleko nejvyšší, vede to k revizi našich představ o geologických proměnách povrchů velkých planetek.

P. Pravec aj. v široké mezinárodní spolupráci téměř čtvrt stovky astronomů ze sedmi států zjistili, že planetka hlavního pásu (8306) Shoko (a = 2,2 au; e = 0,22; i = 4,8°) má průvodce, jenž kolem ní obíhá v periodě 36 h. Autoři si objekt vybrali proto, že kdysi tvořil jediné těleso s planetkou 2011 SR158, které se rozpadlo před 300 – 650 tis. lety. Planetka Shoko s rotační periodou 3,35 h má téměř kulový tvar a sekundární složka má vázanou rotaci. W. Johnson odvodil geometrické průměry obou složek 3,2 a 1,3 km. F. Vachier aj. rovněž ve velké mezinárodní spolupráci pozorovali 6. září 2014 zákryt hvězdy 10 mag planetkou (93) Minerva, kolem níž obíhají průvodci Aegis a Gorgoneion, objevení v r. 2009. Samotná planetka zakrývala hvězdu na různých pozorovacích stanicích po dobu 8,1 – 16,8 s, takže se tím potvrdil její střední průměr 154 km. Kratičký sekundární zákryt v trvání 0,6 s pozorovaný S. Messnerem aj. patřil zřejmě vnitřnímu průvodci Gorgoneion a odtud plyne, že jeho průměr činí 6,5 km za předpokladu, že jde o kulové těleso. Alternativně však může jít o velmi protáhlé těleso s minimálním rozměrem jen 3,2 km

Do seznamu planetek hlavního pásu se dvěma průvodci přibyla díky B. Yangovi aj. také (130) Electra (a = 3,1 au; e = 0,21; i = 23°), kteří počátkem prosince 2014 pozorovali pomocí 8,2m teleskopu UT3 na Paranalu aparaturou SPHERE (adaptivní optika s koronografickým zástinem) v blízké infračervené oblasti nového průvodce ve střední vzdálenosti 460 km od planetky. Průvodce obíhá kolem Electry v periodě 1,1 d a jeho průměr autoři odhadli na 5 km. První průvodce Electry byl objeven pomocí Keckova 10m teleskopu již v r. 2003. Obíhá kolem planetky po dráze s velkou poloosou 1,3 tis. km s výstředností 0,13 v periodě 5,3 d. Má průměr ≈7 km a hmotnost ≈400 Gt. Jde o již pátou planetku hlavního pásu se dvěma satelity. Kromě již zmíněné Minervy do této skupiny patří též planetky (45) Eugenia, (87) Sylvia a (216) Kleopatra.

Až dosud se zdálo, že mezní rotační perioda planetek o průměru větším než 150 m nemůže být kratší než 2,2 h, protože malé planetky představují vlastně hromady sutě a při ještě rychlejší rotaci by se rozpadly odstředivou silou. Jenže již v r. 2002 objevili P. Pravec aj. planetku 2001 OE84 typu Amor o průměru ≈0,7 km, která má synodickou dobu rotace 29 min, a přesto se nerozpadla. Nyní však C. K. Chang aj. zjistili ze světelných křivek pořízených na Mt. Palomaru, že planetka hlavního pásu (335433) 2005 UW163 (a = 2,4 au; e = 0,15; i = 1,6°) o průměru ≈0,6 km rotuje v periodě 1,3 h, rovněž hluboko pod kritickou periodou pro hromady sutě.

C. K. Chang aj. určili díky pozorováním z přehlídky Palomar Transient Factory (PTF; Oschinova Schmidtova komora o průměru 1,2 m s digitální kamerou se zorným polem o ploše 7,3 čtv. st.; dosah v pásmu R 21 mag během 1 min expozice) poprvé rotační periody 313 planetek. Během čtyř nocí v polovině února 2013 měřili jejich světelné křivky v 11 polích podél ekliptiky o úhrnné plošné výměře 87 čtv. stupňů oblohy. Celkem však během té doby sledovali v zorných polích světelné křivky 2,5. tis. planetek s lineárními průměry v rozmezí 0,5 – 200 km. Ze statistiky vyplývá ostrá spodní mez 2,2 h pro jejich rotační periody. Existenci zmíněné ostré hrany v délce period lze vysvětlit tím, že větší planetky představují poměrně křehké hromady sutě, takže při rychlejší rotaci se rozpadnou odstředivou silou. Výjimku představuje planetka 2001 OE84 s lineárním průměrem 0,9 km, pro níž P. Pravec aj. určili už dříve rotační periodu 29,2 min, kterou autoři potvrdili. Sami našli také další rychle rotující planetku (49175) 1999 VE50 o průměru 2,6 km s rotační periodou 1,24 h. Funkce rotačních period planetek má atypické rozdělení, jež svědčí o tom, že periody nemusejí souviset jen se srážkami planetek, ale také s efektem YORP, což je zobecnění efektu Jarkovsého, jenž vzniká nestejnoměrným ohřevem různých částí planetek Sluncem.

E. Goffin se pokusil určovat hmotnosti planetek svéráznou cestou. Uložil do databáze 89 milionů astrometrických poloh pro téměř 350 tis. planetek, jež si přirozeně navzájem ruší Keplerovy dráhy. Z velikosti poruch pak úspěšně určil hmotnosti 132 planetek; z toho 49 dosud odhady hmotností nemělo. K úspěchu pomohlo také započtení poruch od všech planet Sluneční soustavy i našeho Měsíce, a dále od trpasličí planety Ceres a hmotných planetek Pallas a Vesta. Velmi přesnou hodnotu hmotnosti planetky Ceres se podařilo získat díky oběžné sondě Dawn (2,591.10²⁰ kg; tj. 3,53 promile hmotnosti našeho Měsíce), zatímco zmíněná Goffinova metoda dává hodnotu 2,585.10²⁰ kg, což dává souhlas s přesností ±0,2 %. Autor dále uvádí, že když nyní pracuje astrometrická družice Gaia, zlepší se přesnost v určování poloh planetek až na 3 tisíciny obloukové vteřiny, což povede následně k spolehlivému určení hmotností tisíce planetek.

J. Elmer aj. zjistili, že kovový materiál z proslulého arizonského meteoritu Canyon Diablo se nedá svařovat ani pomocí elektronového svazku ve vakuu. Brání tomu vysoké zastoupení fosforu a uhlíku, takže při chladnutí svar popraská. To je ovšem velmi varovná informace pro případnou těžbu kovů z planetek, jak se o tom v poslední době začíná uvažovat. Podrobně se případnou těžbou surovin z křižujících planetek zabýval M. Elvis. Ukázal, že těžební potenciál mají pouze planetky s průměrem >100 m, relativní rychlostí pohybu vůči Zemi <4,5 km/s a s vysokým zastoupením železa a niklu. Odhadl, že takových křížičů je nanejvýš 10. Podstatně lepší je situace kolem případného získávání vody z planetek, kde stačí najít uhlíkatá tělesa s průměrem >18 m, z nichž asi čtvrtina obsahuje až 20 % své hmoty v podobě ledu. Počet takových křížičů autor odhadl na 9 tisíc, ale připouští, že jde o velmi nepřesné odhady. Budoucí důkladnější přehlídky jsou žádoucí, přičemž hledání kovových planetek či ledových planetek vyžaduje odchylné různé strategie.

Kuriózně se podařilo vybrat jméno pro fiktivní planetku B612, kterou proslavil spisovatel Antoine de Saint-Exupéry v Malém princi, když její objev přiřkl tureckému astronomovi. Jména planetek totiž nesmí obsahovat číslice, a kdyby se číslo 612 vyjádřilo anglicky slovně, překročilo by povolený počet 16 znaků. Nakonec jsme to vyřešili opravdu šalomounsky francouzským názvem planetky (46610) Bésixdouze (1993 TQ1), přičemž jsme přihlédli k jedinečné koincidenci, že číslo 46 610 v desítkové soustavě se rovná číslu B612 v hexadecimální soustavě! Planetka obíhá kolem Slunce po elipse s velkou poloosou 2,3 au a výstředností 0,2 v periodě 3,4 let.

Zajímavým objektem na rozhraní mezi hlavním pásem a křížiči se stala planetka (2577) Litva objevená v r. 1975 s oběžnou dobou 2,6 let, která má odsluní v hlavním pásu (2,2 au), ale přísluní ve vzdálenosti 1,6 au, takže křižuje dráhu Marsu. Planetka o průměru 4 km rychle rotuje v periodě 2,8 h. Patří do rodiny planetek (434) Hungaria, takže její dráha spadá do rezonance 4:1 s oběžnou periodou Jupiteru, ale současně je silně ovlivněna gravitací Marsu, takže v budoucnosti se stane křížičem Země jako prototyp planetka (1221) Amor. V r.2009 se podařilo objevit první satelit Litvy o průměru 1,4 km, jenž kolem planetky obíhá ve vzdálenosti 21 km v periodě 1,5 d. Koncem r. 2013 oznámili W. Merline aj. na základě pozorování 10m Keckovým dalekohledem na Mauna Kea a dalekohledem LBT v Arizoně vybavenými adaptivní optikou, že kolem planetky obíhá další satelit o průměru 1,2 km ve vzdálenosti 378 km s oběžnou dobou 0,6 roku. Jde tedy teprve o 12. případ planetky se dvěma prokázanými satelity; polovina z nich připadá právě na křížiče.

1.2.4.Křížiči (NEO)

Infračervená družice NASA nazvaná WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) vypuštěná v prosinci 2009 překvapila astronomy schopností objevovat planetky, zejména ty, které křižují zemskou dráhu. Družice chlazená tuhým vodíkem uskutečnila do července 2010 přehlídku celé oblohy v blízkém a středním infračerveném pásmu a zpoloviny ji do října 2010 stihla opakovat dříve, než se vyčerpala zásoba vodíku. Právě kvůli své úspěšnosti při hledání křížičů však pokračovala pod názvem NEOWISE (NEO = Near Earth Objects) v přehlídce oblohy i bez chlazení v blízkém infračerveném oboru až do února 2011, kdy byla hibernována. Znovu byla aktivována v prosinci 2013 a od té doby přednostně hledá křížiče, i když její záběr zůstává daleko širší.

Jak uvedli A. Mainzer aj., NEOWISE snadno objevuje křížiče tehdy, když prolétají blíže k Zemi, protože jejich úhlový pohyb po obloze je v tu dobu nejrychlejší. Obecně se za křížiče považují všechny planetky s přísluním <1.3 au. Autoři odhadli, že se už podařilo najít 90 % křížičů se středním průměrem ≈1 km. Tento podíl však klesá na 25 % pro tělesa s průměrem ≈100 m a dále na <1 % pro objekty s průměrem <20 m. V současné době známe asi 10 tis. křížičů všech velikostí. Z toho je asi 900 větších než 1 km, ale zato 3,5 tisíce má rozměry <100 m. Křížičů s rozměry <10 m bylo takto nalezeno ≈100 kusů. Naštěstí pro objevování se s klesajícím průměrem křížičů zvyšuje jejich albedo, což objevy usnadňuje. Obecně se zdá, že žijeme v epoše, kdy nám na Zemi střet s opravdu nebezpečným křížíčem prakticky nehrozí. O tento závěr se postarala družice se zrcadlem o průměru pouhých 0,4 m!

Podle V. Alí-Lagoa aj. se družici WISE podařilo získat tepelné a další fyzikální údaje o planetce (341843) 2008 EV5, k níž měla směřovat kosmická sonda projektu Marco Polo-R (ESA a NASA). Sonda měla odebrat vzorky hornin z povrchu planetky a dopravit je ke zkoumání na Zemi. Planetka má průměr 370 m, retrográdní rotaci a její regolit se skládá ze zrnek o průměrech 7 – 12 mm. L. L. Yu aj. sledovali podobně další potenciální terč pro odebrání vzorků hornin robotickou sondou. Jde o binární křížič (175706) 1996 FG3, jehož primární složka má průměr 1,8 km, albedo 4,5% a rotační periodu 3,6 h. Sekundární složka má průměr 0,5 km a obíhá kolem těžiště soustavy po téměř kruhové dráze v periodě 16 h ve vzdálenosti 3 km od těžiště soustavy. Osud projektu automatického odběru vzorků je však na rozdíl od zmíněných planetek starých téměř stejně jako Sluneční soustava zatím ve hvězdách.

S. Urakawa aj. sledovali světelnou křivku křížiče 2011 XA3, jenž se v přísluní přibližuje ke Slunci na vzdálenost 16,5 mil. km, takže jeho povrchová teplota se přitom zvyšuje na 900 K! Planetka o průměru ≈0,2 km rotuje v periodě pouhých 44 min! To znamená, že jde o monolitické těleso, protože hromada sutě by se odstředivou silou už dávno rozpadla. Přestože se dráha této planetky podobá dráze podstatně větší planetky a mateřského tělesa meteorického roje Geminid (3200) Phaeton (průměr 5 km), nemají obě tělesa společný původ.

S. Lowry využili snímků křížiče (25143) Itokawa, pořízených v letech 2001 - 2013 teleskopem NTT ESO (průměr zrcadla 3,6 m) na La Silla v Chile a dalšími dalekohledy v Kalifornii, Arizoně a na Kanárských ostrovech k důkazu, že objekt je slepencem dvou složek s různými hustotami materiálu. Menší část je kamenná s průměrnou hustotou 2,85x voda, a větší porézní s hustotou 1,75x voda. Od r. 2005 totiž díky japonské kosmické sondě Hajabusa známe tvar planetky (trojosý elipsoid o rozměrech 530 x 290 x 210 m³) a její topografii. Odtud se podařilo předpovědět, že tlak slunečního záření zkrátí díky efektu YORP periodu rotace planetky. Autoři určovali periodu rotace ve zmíněném časovém intervalu celkem pětkrát, pokaždé v době, kdy byla planetka nejblíže k Zemi. Tak naměřili zrychlování rotační periody planetky tempem 45 ms/r. Současně ukázali, že těžiště planetky je posunuto o 21 m vůči předešlému modelu ve směru podélné osy planetky. Na základě těchto pozorování a modelu planetky odvozenému z rozboru přesných údajů sondy Hajabusa tak dospěli k závěru, že jde o slepenec dvou planetek, které se buď srazily, anebo vznikly splynutím binární planetky, popřípadě katastrofickým rozpadem velkého geologicky diferencovaného objektu.

S. Mazrouei aj. studovali rozložení balvanů s rozměry >6 m na povrchu planetky Itokawa pomocí snímků z kosmické sondy Hajabusa. Z nerovnoměrnosti jejich rozložení po povrchu, jenž je na 80 % plochy velmi drsný odvodili, že předchůdce planetky se srazil s jiným menším tělesem a částečně se rozpadl na úlomky, které kolem zbytku původního tělesa vytvořily plochý prstenec, jenž se postupně znovu spojil s otřískaným tělesem.

M.-H. Zhu aj. oznámili, že 13. 12. 2012 se při rychlém (10,7 km/s) průletu čínské kosmické sondy Chang'E-2 kolem křížiče (4179) Toutatis v minimální vzdálenosti 3 km podařilo během 50 s pořídit přes 300 expozic jeho povrchu. Jejich úhlové rozlišení 25″/pixel v pásmu vlnových délek 430 – 780 nm odpovídalo lineárnímu rozlišení snímků povrchu v rozmezí 4,5 – 80 m. Během průletu sonda zobrazila 45 % povrchu protáhlého tělesa, jež je zřejmě slepencem dvou těles, spojených tenčím "krkem", jak už dříve ukázala radarová pozorování v době, kdy Toutatis prolétal k Zemi nejblíže.

Snímky kamerou sondy odhalily rovnoměrný výskyt minimálně 70 impaktních kráterů o průměrech 100 – 800 m na povrchu Toutatise. Kolem nich se nacházejí na povrchu balvany o průměrech až 40 m. Všechny velké krátery jsou poměrně mělké následkem seismicity při impaktech dalších projektilů, zatímco krátery o průměrech <50 m mají strmější stěny a nepatrné známky eroze. Tloušťka regolitu Toutatise dosahuje několika metrů. Vysoká poréznost Toutatise (35 – 45 %) odvozená z nízké střední hustoty 2,1x vody, znamená, že rasance impaktů se porézní strukturou tělesa významně ztlumila. Jde fakticky o velkou hromadu sutě o rozměrech 4,8 x 2,0 x 1,7 km³, která se zásluhou vysoké poréznosti nerozbila, ačkoliv na jejím viditelném povrchu se nachází pět impaktních kráterů s průměry >200 m. Toutatis se nejvíce přiblížil k Zemi v letech 1992 (9 mil. km) a 2004 (4 mil. km). Příští přiblížení na vzdálenost 8 mil. km proběhne až v r. 2069.

B. Rozitis a S. Green zkoumali fyzikální parametry křížiče (1620) Geographos, jehož rovníkový průměr je 5 km, takže potenciálně patří k nejnebezpečnějším objektům, jež mohou ve vzdálené budoucnosti Zemi ohrozit. Zjistili, že jde o hromadu sutě s průměrnou hustotou 2,1x voda. Jeho budoucnost ovlivňuje jednak Jarkovského jev, kdy tlak slunečního záření mění parametry oběžné dráhy kolem Slunce, a jednak již zmíněný efekt YORP, který ovlivňuje periodu rotace tělesa. Autoři ukázali, že v tomto případě může změna dráhy v budoucnu způsobit, že budeme pozorovat na Zemi nový meteorický roj, protože dráha křížiče bude přesně protínat dráhu Země.

J. Souchay aj. upozornili, že při těsném přiblížení křížiče (99942) Apophis k Zemi dne 13. dubna 2029 na vzdálenost pouhých 38 tis. km dojde nejenom ke změně jeho dráhových parametrů, ale i k měřitelně změně jeho současné rotační periody (30,4 h). P. Pravec aj. však odvodili ze světelné křivky Apophise měřené v intervalu od prosince 2012 do dubna 2013, že planetka nemá definovanou osu rotace, ale na své dráze se retrográdně převaluje s precesní periodou 27 h a rotační periodou 263 h. Riziko srážky se Zemí v r. 2029 i v r. 2036 je však už zcela vyloučeno. T. Muller aj. sledovali počátkem roku 2013 křížič v době jeho přiblížení k Zemi pomocí infračerveného kosmického teleskopu Herschel v pásmech vlnových délek 70 – 160 μm. Z měření vyplynulo, že Apophis je silně protáhlý objekt se středním průměrem 375 m a albedem 0,3. Hmotnost objektu jim vyšla třikrát vyšší než se dosud odhadovalo: 5.10¹⁹ kg. Objekt je zřejmě dosti porézní, podobně jako planetka (25143) Itokawa, čili v obou případech jde o hromady sutě.

Zato M. Micheli aj. ukázali, že minikřížič 2011 MD se 27. června přiblížil k povrchu Země na pouhých 12 tis. km, jak ukázala pozorování objektu pomocí 2,2m teleskopu UHT na Havaji. Jeho vizuální jasnost stoupla v době největšího přiblížení až na 11 mag. Byl objeven 22. června robotickými teleskopy LINEAR (LIncoln Near Earth Asteroid Research) s průměry zrcadel 1 m na observatoři White Sands v Novém Mexiku. Po čtyři dny před průletem a po něm byl jasnější než 19 mag. Vůči Zemi se pohyboval docela pomalu rychlostí 6,7 km/s, takže z prvních pozorování se zdálo, že jde spíše o úlomek kosmického smetí než o přírodní objekt. Teleskop UHT ho naposledy snímal ještě počátkem září 2011, ale v mezidobí ho pozorovali také další dalekohledy v Severní i Jižní Americe, Austrálii a Jižní Africe.

Jak uvedli M. Mommert aj., objekt 2011 MD se podařilo sledovat znovu v únoru 2014 Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) v infračerveném oboru spektra 4,5 μm po dobu 20 h. Tím se jednak podařilo protáhnout pozorovaný oblouk dráhy na více než 2,6 let, ale také určit albedo povrchu na 0,3. Odtud pak vyplynulo, že jde o přírodní křížič s rozměrem kolem 6 m, rotační periodou 12 minut, hmotností 50 – 350 t, střední hustotou 1,1x voda a porézností >65 %. Jedná se tedy o miniplanetku v podobě hromady sutě. Před těsným průletem u Země měl minikřížič dráhové parametry a = 1,025; e = 0,018; i = 2,7° a oběžnou dobu kolem Slunce 379 d. Po průletu u Země se ovšem tyto parametry zřetelně změnily: a = 1,056; e = 0,039; i = 2,5° a oběžná doba vzrostla na 397 d.

Tím se také vyloučilo riziko srážky tohoto minikřížiče typu Apollo se Zemí. Znovu se tak ukázalo, že velmi blízké průlety potenciálně nebezpečných planetek vedou častěji k takové změně dráhy, jež budoucí srážky vyloučí. Země si zkrátka umí poradit s nebezpečnými planetkami sama bez lidského přičinění. (Hromada sutě o průměru 6 m by ovšem nepřežila vcelku průlet zemskou atmosférou. Ve velké výši nad povrchem by se rozpadla na neškodné úlomky.) Není vyloučeno, že odběr vzorků z povrchu planetky plánovaný na počátek příští dekády 21. století agenturou NASA se zaměří právě na křížič 2011 MD. Ve hře jsou zatím i další cíle vesměs s průměrem <10 m a periodou rotace >2 min: 2009 BD a 2013 EC20. Alternativní možností je odlomení většího balvanu z povrchu planetek Itokawa, 2008 EV9, nebo Bennu. NASA musí zvolit konkrétní cíl nejpozději v r. 2018.

S. Chesley aj. připomněli, že křížič (101955) Bennu (1999 RQ36) má kvalitně určenou dráhu (a = 1,1 au; e = 0,20; i = 6,0°; oběžná doba 1,2 r) i rozměr (0,5 km) a tvar, periodu rotace 4,3 h, jakož i hmotnost 8.10¹⁰ kg, čemuž odpovídá střední hustota 1,26x voda. Byl totiž po dobu 12 let sledován během blízkých přiblížení k Zemi radary v Goldstonu a Arecibu. Autoři dále zjistili, že křížič je silně porézní (40 %) a z dostatečně přesného výpočtu minulé i budoucí dráhy v intervalu let 1654-2135 vypočítali, že Bennu se v r. 2135 přiblíží k Zemi dovnitř dráhy Měsíce, což zvýší pravděpodobnost srážky se Zemí mezi lety 2175 a 2196.

D. Nedelcu aj. studovali minulost dráhy jednoho z největších křížičů (214869) 2007 PA8 (třída Apollo; střední průměr ≈1,6 km; největší dosavadní přiblížení k Zemi 5. 11. 2012 na vzdálenost 6,5 mil. km; příští přiblížení v r. 2084). Na základě infračervených pozorování 3m reflektorem IRTF na Mauna Kea, ovládaným dálkově z Bukurešti (!) zjistili, že křížič má poměrně mladý povrch tvořený chondrity třídy H. Dále pak vypočítali, že jde o objekt z hlavního pásu planetek, jenž se v minulosti dostal do dráhové rezonance s Jupiterem v poměru 5:2, a to vedlo vinou poruch ke změně jeho dráhy na křížení se Zemí. Autoři poukázali na to, že právě tato rezonance je docela nebezpečná, protože objekty, které v ní uvíznou, se posléze mohou stát nebezpečnými křížiči Země.

Jak uvedli J. Madiedo aj., mohou Zemi ohrožovat i jiné rezonanční poměry period planetek vůči Jupiteru. Pomocí 4 španělských stanic, které mají videokamery pro sledování bolidů, se jim totiž podařilo určit dráhy ve Sluneční soustavě pro dva bolidy, které se nad španělskou sítí objevily 5. 7. 2009 a 4. 7. 2010. Oba vykazovaly shodnou vstupní rychlost do zemské atmosféry 18 km/s. První bolid dosáhl maximální jasnosti -9 mag a druhý dokonce -14,5 mag (jasnější než Měsíc v úplňku) a jejich vstupní hmotnosti činily 23 a 280 kg. Dráhové elementy ukázaly, že jde o úlomky křížiče, jež měly délku velké poloosy 2,4 au, vysokou výstřednost 0,6 a sklon 20°. To souhlasí s elementy dráhy mateřského křížiče 2007 LQ19. Jeho oběžná perioda je v rezonanci 3:1 s Jupiterem.

R. Araujo a O. Winter propočítali riziko srážky Země s binárními křížiči, přičemž by průvodce křížiče měl buď zanedbatelnou hmotnost, nebo hmotnost 10 %, resp. 100 % hmotnosti křížiče (dvojplanetka). V simulacích uvažovali blízká přiblížení na vzdálenost menší než 100 poloměrů Země. Křížiči typu Atens mají 93 % šanci těsného přiblížení k Zemi průměrně jednou za 10 mil. let. Polovina takových přiblížení se dokonce odehraje v průměrném intervalu 330 tis. let. Těsná přiblížení mohou způsobit, že se průvodce vymkne gravitační vazbě s mateřským tělesem a může pak s vysokou pravděpodobností Zemi trefit. F. Spoto aj. již vypočítali, že binární křížič (410777) 2009 FD typu Apollo o průměrech složek 150 m a 90 m a souhrnné hmotnosti 8.10¹⁰ kg se může srazit se Zemí již v letech 2185 nebo 2196 s pravděpodobností 0,27 %. Z těchto simulací plyne, že osudy binárních křížičů jsou obecně silně ovlivňovány blízkými přiblíženími k planetám Sluneční soustavy. Totéž pochopitelně platí i pro binární křížiče v cizích planetárních soustavách.

Mezi nebezpečnými křížiči zaujímá zvláštní postavení planetka (29075) 1950 DA s dobře určenou drahou i rozměry, protože se v březnu 2001 přiblížila k Zemi na vzdálenost necelých 8 mil. km, takže mohla být "ohmatána" radary v Goldstonu a v Arecibu. Lze ji charakterizovat jako trojosý elipsoid 1,4 x 1,5 x 1,1 km³, má střední hustotu 3,5x voda a hmotnost >4.10¹² kg. Výpočty dráhy ukazují, že by se mohla trefit do Země 16. 3. 2880 (!) s pravděpodobností 0,012 %, což bylo donedávna vůbec nejvyšší riziko mezi dosud známými křížiči! Planetka rotuje retrográdně v poměrně krátké periodě 2,1 h. Jelikož je pokryta písečným regolitem, jenž díky poréznosti má hustotu jen 1,7x voda, měla by zrnka při této rychlé rotaci odlétat do prostoru odstředivou silou; to se však neděje.

B. Rozitis aj. však nyní ukázali, že u takto malých těles hraje roli nejen gravitační síla planetky a síla tření mezi zrnitými materiály na povrchu, ale také kohezní van der Waalsovy síly, jež se až dosud neuvažovaly. I když jde o síly poměrně slabé, stačí na udržení zrnek písku na planetce. Autoři ovšem poznamenávají, že spíše než s planetkou se může Země v r. 2880 střetávat s pískovými zrnky odvrženými z planetky, pokud jejich rozměry spadají do intervalu rozměrů 1 – 10 μm, takže by šlo o teleskopický meteorický roj. Kohezní tlak totiž závisí na rozměrech částic. Pro povrch zmíněné planetky vychází maximálně na 64 Pa, kdežto například pro měsíční regolit dosahuje 100 Pa.

V závěru odstavce nemohu vynechat zprávu C. a L. de la Fuentes Marcosových, že kolem Země retrográdně obíhají miniaturní kvaziměsíce (164207) 2004 GU8, (277810) 2006 FV35 a 2013 LX28. K nim přibyl další kvaziměsíc 2014 OL339, jenž patří mezi miniplanetky typu Aten, ale nejpozději před 775 lety se stal zajatcem zemské přitažlivosti, ale už za 165 let se z ní opět vymaní. Jeho heliocentrické dráhové elementy jsou docela bizarní: a = 0,9994 au; e = 0,46; i = 10°, oběžná doba 364,92 d, což znamená, že objekt kříží dráhu Venuše i Země, a v odsluní se téměř dotýká dráhy Marsu. Jeho velká poloosa dráhy je jen o 30 tis. km kratší než poloosa dráhy Země, ale je silně chaotická, podobně jako dráha kvaziměsíce (164207). Tři již dříve objevené kvaziměsíce podléhají změnám dráhových elementů Lidovovým-Kozaiovým cyklem (poruchami dráhy, vyvolanými v soustavě, kde kvaziměsíc má zanedbatelnou hmotnost, takže v zásadě jeho pohyb určuje kromě Slunce Země, ale nezanedbatelný vliv na elementy dráhy má i méně hmotný Měsíc), takže argument šířky perihelu (úhel svíraný polopřímkami vycházejícími ze Slunce ve směrech k výstupnému uzlu a k přísluní dráhové elipsy) osciluje pro kvaziměsíc (164207) kolem hodnoty -90°, pro (277810) kolem 180° a pro 2013 LX28 se drží v blízkosti 0°.

1.2.5. Komety

P. Lamy aj. pořídili snímky jádra komety C/2012 S1 ISON kamerou WFC3 HST během jejího přibližování do těsné blízkosti ke Slunci v intervalu od dubna do listopadu 2013, a odtud odvodili pravděpodobný střední průměr jádra 1,4 km a jeho periodu rotace 10,4 h. M. Knight a K. Battams ukázali, že se podle pozorování kamerou na družici SOHO začala silně zjasňovat počínaje 20. 11. 2013 a dokonce ve dnech 21.-23. 11. prodělala výbuch. Její jádro s původním průměrem ≈1,2 km se počalo výrazně zmenšovat na závěrečných 50 m. Maximální jasnosti dosáhla ve vzdálenosti 17 R_☉ v čase 28,1. 11.; poté zeslábla a její centrální kondenzace se rozplynula v čase 28,5. 11. Navzdory tomu se znovu se zjasnila v čase 28,6. 11. ve vzdálenosti 5 R_☉; těsně předtím, než zmizela za stínítkem slunečního kotouče. Přísluním ve vzdálenosti 2,7 R_☉ prošla v čase 28,78. 11. Byla sice ještě pozorovatelná po průchodu přísluním jako slabý obláček, ale podle W. Curdta aj. se jádro rozpadlo už v čase 28,43 UT A. MacRobert a E. Pooreová uvedli, že jasnost komety dosáhla maxima -2 mag, ale sluneční družice SDO (Solar Dynamics Orbiter) ji už nespatřila. To znamená, že jádro komety bylo v té chvíli určitě menší než 1 km; pravděpodobně jen ≈100 m.

Naproti tomu M. Druckmüller aj. pořídili snímek komety 27 minut po průchodu přísluním pomocí Lyotova koronografu na Meesově sluneční observatoři na Mauna Haleakala. Tehdy se kometa pohybovala vnitřní části sluneční koróny a byla viditelná až do vzdálenosti 6 R_☉ po průchodu přísluním. Slabě ji zaznamenaly také heliocentrické sondy STEREO A i B, které byly v té době v úhlových vzdálenostech 150° od Země. Nejspíš však nešlo o jádro, ale o šípovitý oblak prachu, který přežil vysokou teplotu v přísluní a postupně se rozplynul. Šlo o panenskou kometu při jejím prvním průletu do nitra Sluneční soustavy, takže obsahovala hodně těkavých látek, které se ještě daleko před přísluním vypařily. Snad nejlépe vystihl zašmodrchaný příběh komety ISON náš krajan Z. Sekanina v obsáhlém článku na webu časopisu Vesmír: vesmir.cz/2014/10/13/fiasko-vesmirne-kocky .

Zájemcům o tuto tématiku ho vřele doporučuji.

V r. 2014 vyvrcholila desetiletá pouť kosmické sondy Rosetta (ESA) k periodické kometě 67P/Čurjumov-Gerasimenko(vá). Sonda byla vypuštěna raketou Ariane 5G+V-158 z francouzského kosmodromu Kourou 2. 3. 2004. Měla počáteční hmotnost 3 t a na své palubě 11 různých přístrojů; dalších 10 na přistávacím modulu Philae. Sluneční panely dodávaly sondě ve vzdálenosti 3,4 au od Slunce elektřinu příkonem 850 W. Na své cestě ke kometě využila třikrát gravitačního praku Země a jedenkrát praku Marsu (25. 2. 2007 v minimální vzdálenosti 250 km od povrchu). Týden před druhým průletem kolem Země 13. 11. 2007 byla americkou přehlídkou Catalina objevena jako křížič s průměrem asi 20 m a dostala předběžné označení 2007 VN84; dokonce byla obava, že se toto těleso srazí se Zemí (přiblížila se k povrchu Země na minimální vzdálenost 5,7 tis. km). Následně uskutečnila těsné průlety kolem planetek (2867) Šteins (5. 9. 2008; vzdálenost 800 km) a (21) Lutetia (10. 7. 2010; 3,2 tis. km), načež řízeně upadla do zimního spánku (červen 2011) až do 20. 1. 2014, kdy ji technici opět probudili.

V květnu 2014, kdy byla ještě 2 mil. km od svého cíle, si nejprve sama zpřesnila polohu komety 67P ze 100 km na ≈3 km a koncem května zahájila přibližovací manévr k jejímu jádru. Ten vyvrcholil usazením na oběžné dráze kolem jádra komety 6. 8. 2014 ve vzdálenosti 3,6 au od Slunce, přičemž rychlost komety vůči Slunci dosahovala téměř 17 km/s! Ve vzdálenosti 120 km od jádra komety měly kamery sondy rozlišení 2,2 km/pix a její čidla změřila teplotu na povrchu jádra ≈90 K. Nakonec se sonda usadila na kruhové dráze ve výšce ≈30 km nad povrchem jádra. Jak uvedli S. Motto aj., rotační perioda jádra komety se od minulého přiblížení ke Slunci v r. 2009 zkrátila ze 12 h 46 min na 12 h 24 min. Tvar jádra komety připomíná burský oříšek, jehož rotace zkomplikovala výběr místa pro přistání modulu Philae, které bylo vybráno v polovině září 2014 a dostalo název Agilkia. Hmotové spektrometry ROSINA dokázaly v plynoprachových výtryscích z jádra komety identifikovat H₂S (sulfan = sirovodík), CH₂O (methanal = formaldehyd), CH₃OH (methanol), H₂O, CO₂, C₂S (dikarbonsulfid), CO, a SO₂ (oxid siřičitý).

Modul Philae se oddělil od sondy 12. 11. 2014 a přibližoval se k povrchu komety relativní rychlostí 1 m/s. Ačkoliv měl hmotnost 100 kg, jeho váha v gravitačním poli jádra činila pouhý 1 gram. Protože tři různé způsoby, jak přidržet modul při kontaktu s jádrem selhaly, tak od povrchu odskočil rychlostí 380 mm/s, tj. téměř únikovou rychlostí (460 mm/s) do výšky 1 km, vrátil se po balistické dráze zpět k povrchu a znovu odskočil rychlostí 30 mm/s a teprve při třetím doteku uvízl nakřivo ve skalní rozsedlině zcela mimo plánovanou oblast s vyhlídkou, že sluneční panely budou osvětlovány po 12 % uběhlého času. Mezi prvním a třetím kontaktem uplynuly plné dvě hodiny. Měření modulu během neplánovaných skoků však přineslo řadu dalších cenných údajů o jádru komety i jejím bezprostředním okolí. Philae navíc dokázal po přistání vysílat naměřené údaje ze svých přístrojů po dobu téměř 64 h, protože byl vybaven kromě slunečních panelů chemickou baterií. (Jeho přesnou polohu odhalily kamery Rosetty až těsně před skončením celé mise v září r. 2016.)

Dalším pozoruhodným objektem roku se stala kometa C/2013 A1 Siding Spring, jejíž dráha procházela 19. 10. 2014 ve vzdálenosti 138 tis. km nad povrchem Marsu (v historii astronomie se k Zemi nejvíce přiblížila kometa v r. 1491 na vzdálenost 1,4 mil. km a v éře po vynálezu dalekohledu jiná kometa v r. 1770 na vzdálenost 23 mil. km). Jak známo, kolem Marsu obíhá několik kosmických sond a na jeho povrchu pracovala dvě vozítka, což dávalo naději na velmi zajímavá pozorování interakce komety s planetou a důmyslnými přístroji pozemšťanů. Zatímco jsme zvyklí, že k blízkému prozkoumání komet musíme vypouštět drahé sondy, které případně selžou, tady se situace obrátila: kometa přiletěla k sondám sama od sebe a byla ostře sledována, přičemž oběžná sonda MRO zobrazila jádro komety a určila jeho tvar i rotační periodu, MO sledovala komu a chvost ve vizuálním a infračerveném oboru spektra, MAVEN interakci atmosféry Marsu s komou a chvostem, ME interakci s atmosférou a ionosférou Marsu, MOM pořizovala barevné snímky a vozítka Opportunity a Curiosity pohyb komety po obloze. Obavy z poškození sond MRO a MO se nepotvrdily.

Při průletu komety kolem Marsu se tak podařilo určit rozměr jádra komety (400 – 700 m), periodu rotace 8 h, a v kometárním prachu, který opouštěl jádro tempem ≈kg/s, se podařilo objevit atomy Fe, Na, K, Mn, Ni, Cr a Zn. Jde o panenskou kometu, která před několika milióny let opustila Oortův oblak a po historicky prvním průchodu přísluním 19. 10. 2014 se její oběžná perioda zkrátila na ≈1 mil. let.

M. Mašek aj. objevili 9. 4. 2014 pomocí 0,3m robotického teleskopu FRAM na observatoři Los Leones v Argentině kometu P/2014 G2 a následně prokázali, že jde o návrat komety P/2005 JQ5 (Catalina 3). Její oběžná perioda 4,4 roku ji řadí mezi komety Jupiterovy rodiny a dráhové elementy a = 2,7 au; e = 0,69; i = 5,7° z ní podle S. Chesleyho činí nejnebezpečnější známou kometu, jež by se s pravděpodobností 3.10^-6 mohla střetnout se Zemí 11. 6. 2085. Podle jeho odhadu má jádro komety průměr asi 1 km, takže při srážce by se uvolnila energie 6 Gt TNT.

H. Sato znovunalezl 17. 6. 2014 na observatoři Siding Spring v Austrálii již podvakrát ztracenou periodickou kometu 72P/Denning-Fujikawa, poprvé pozorovanou v r. 1881 a znovuobjevenou až v r. 1978. Příští tři návraty komety však opět nebyly pozorovány, přestože při nejnovějším objevu se proti minulé předpovědi zpozdila jen o čtvrt dne.

R. Arendt nalezl v infračervených měřeních (12 μm a 25 μm) aparatury DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) družice COBE (COsmic Background Experiment) prachové vlečky řady komet, jež jsou mateřskými tělesy známých meteorických rojů. Vlečky se daří odhalit díky jejich vlastnímu pohybu na hvězdném pozadí při následných pozorováních po dobu několika dnů. Jde o komety 1P/Halley, 2P/Encke, 73P/Schwassmann-Wachmann 3, 169P/NEAT a planetku (3200) Phaethon. Intenzita záření vleček představuje několik procent intenzity záření zodiakálního světla.

J. H. Wang a R. Brasser se pokusili pomocí numerických simulací zjistit, odkud se berou dlouhoperiodické komety a proč je jejich výskyt u Země dlouhodobě stálý. Srovnali dráhové parametry dlouhoperiodických komet pozorovaných od r. 1950 s numerickými simulacemi pro 0,5 mil. komet vyvržených z Oortova oblaku. Pozorované komety totiž nutně stárnou a zanikají a porovnání se simulacemi ukázalo, že přísun nových komet z oblaku tuto ztrátu dlouhodobě vyrovnává. Pro komety typu Halley s přísluním <1,8 au a průměrem jádra >2,3 km pak vychází, že jejich počet zůstává trvale na úrovni kolem 100 aktivních komet pozorovatelných ze Země. Podle F. Martínka samotná Halleyova kometa projde odsluním v r. 2024 a těsně před příštím průchodem přísluním proletí 9. 9. 2060 ve vzdálenosti 1 au od Jupiteru, což zvýší vzdálenost přísluní její dráhy 0,6 au o 1 % a zkrátí dosavadní oběžnou dobu 76 let rovněž o 1 %.

M. Fouchard aj. podobně simulovali vývoj drah 4 mil. komet z Oortova oblaku během 5 mld. let. Tak zjistili, že poruchy vyvolané zejména Jupiterem a Saturnem dostávají některé z nich na dráhy s přísluním <1 kau. Ty se pak dalším vývojem stávají buď Kentary, anebo dlouperiodickými kometami typu 1P/Halley. Na Kentaury připadá asi 70 % a zbytek na zmíněné komety z tohoto souboru objektů. Krátkoperiodické komety s přísluním <5 au vznikají 2/3. většinou tak, že při předešlém průchodu vzdáleným přísluním podlehnou velké poruše dráhy od některé z obřích planet. Komety s častým průchodem přísluním ve vzdálenostech kolem 15 au mají tendenci přejít na retrográdní dráhy.

F. Kiefer aj. ukázali, že kolem mladé hvězdy β Pictoris (stáří 23 mil. let; sp. A6 V; vzdálenost 19 pc) se v jejím plynoprachovém disku nachází velmi rozsáhlý oblak komet a planetek. Prokázali to pozorováním tranzitů a absorpčních spekter pomocí přesného spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Hvězdu obíhá planeta o hmotnosti 7 M_J ve vzdálenosti 8 – 15 au od hvězdy v periodě 15 – 20 let, kterou se podařilo zobrazit přímo a určit i její rotační periodu 8 h (I. Snellen aj.). Kromě toho se spektroskopicky podařilo v blízkosti hvězdy pozorovat objekty, které se před dopadem na hvězdu vypařily. Během 9 let sledování (2003-2011) autoři pozorovali téměř 500 komet dvou různých tříd: staré vysušené komety a mladé, jež vznikly nedávno rozpadem většího tělesa. Staré komety se pohybují nejrůznějšími rychlostmi a nacházejí se blíže ke hvězdě, takže se prozrazují mělkými širokými absorpčními čarami při tranzitech, kdežto mladé komety pokryté ledem mají dráhovou rychlost 15 km/s, vyskytují se dále od hvězdy a při tranzitech se projevují úzkými hlubokými absorpcemi. Je to první přímý doklad existence komet u cizí hvězdy a zároveň nepřímý důkaz, že mladé Slunce muselo být obklopeno daleko vyšším počtem komet a planetek než nyní.

1.2.6. Meteory

P. Pokorný aj. zveřejnili dynamický model toroidálního zdroje sporadických meteorů, založený na desetiletém sledování drah meteorických rojů i sporadických meteorů kanadským vícestaničním meteorickým radarem CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar; poblíž Londonu v Ontariu). Podařilo se jim ve sporadickém pozadí rozlišit helionovou i antihelionovou složku, severní a jižní apexové i toroidální složky. Jde o rozsáhlé prachové komplexy, jejichž zdrojem jsou zejména dlouhoperiodické komety. Významný vliv mají také gravitační poruchy od Jupiteru. O přednostní kruhové dráhy meteoroidů se stará především Poynting-Robertsonův efekt (prachové částice s rozměry od 200 mikronu po 3 mm vinou tohoto efektu ztrácejí moment hybnosti a následkem toho směřují po spirálové dráze k Zemi). Toroidální zdroj obsahuje odhadem 10¹⁸ kg prachu, jehož průměrná životnost dosahuje 2 mil. let. Roční přírůstek hmotnosti Země tak činí asi 1 mld. tun.

S. Molau a G. Baertsen zveřejnili výsledky pozorování vysoce nadprůměrné činnosti meteorického roje Drakonid 8. 10. 2011. Maxima hodinové frekvence 118.10^-3/km²/h ve vizuálním oboru s mezní magnitudou 6,5 roj dosáhl ve 20:09 h. Interval, kdy frekvence meteorů byla vyšší než polovina maxima, trvala jen 80 minut. Šlo o prachovou stopu uvolněnou z mateřské komety roje 21P/Giacobini-Zinner (oběžná perioda 6,6 r; odsluní 6,0 au, sklon dráhy 32°) v přísluní r. 1900. P. Koten aj. pozorovali maximum roje ve stejnou dobu ze dvou letadel operujících nad severní Evropou. Maximální frekvence dosáhla 350 met/h s tím, že jasnější meteory měly nejvyšší četnost asi o čtvrt hodiny dříve než slabší. O hodinu později se pak objevilo nižší sekundární maximu frekvence, které odpovídalo prachové stopě z přísluní v r. 1929. Také R. Rudawská aj. potvrdili, že meteory z maxima činnosti roje pocházely z prachové stopy uvolněné kometou v přísluní r. 1900.

Jak uvedli Q. Ye aj., CMOR zaznamenal 8. 10. 2012 neočekávaný meteorický déšť Drakonid s maximální radarovou zenitovou frekvencí 9 000 met/h. Optická frekvence byla ovšem mnohem nižší (200 met/h). Byla to však nejvyšší frekvence Drakonid od r. 1946, přičemž mateřská kometa prošla přísluním v únoru 2012. Kometa se při svém obletu kolem Slunce v letech 1966-1972 přiblížila k Jupiteru, což změnilo její dráhu, takže podle autorů lze očekávat zvýšené frekvence roje v letech 2018, 2019, 2021 a 2025.

T. Kanamori aj. pozorovali 7. 4. 2014 po dobu 2,5 h v Japonsku nový meteorický roj α-Capricornid. Během pozorovacího intervalu zaznamenali videokamerami na několika stanicích atmosférické dráhy 71 meteorů, z toho 15 příslušelo k novému roji. Odtud odvodili dráhové parametry roje: a = 85 au (!); q = 0,8 au; e = 0,98; i = 167° a geocentrická rychlost 69 km/s. Roj nebyl pozorovatelný předchozí ani následující noc. Zdrojem meteoroidů je tedy dosud zcela neznámá kometa s oběžnou dobou ≈780 let.

P. Jenniskens a E. Lyytinen předpověděli, že 23./24. 5. 2014 bude možné pozorovat vzácný meteorický roj Camelopardalid komety 209P/LINEAR, jež se 29. 5. 2014 přiblíží k Zemi na vzdálenost 8,3 mil. km. Kometa má přísluní ve vzdálenosti 0,97 au a oběžnou dobu 5,1 let. Autoři spočítali, že Země projde vlečkami meteorického roje z přísluní v letech 1803-1924 a odhadli maximální hodinovou frekvenci až na 400 meteorů. J. Fontria aj. však spočítali na základě rádiových a optických i spektroskopických pozorování španělské meteorické sítě, že maximální frekvence roje dosáhla nanejvýš 20 met/h. Celkem pozorovali jen 11 meteorů a bolidů z nového roje. Šlo o velmi křehké objekty podobné meteoroidům z rojů Orionid a Leonid se silným deficitem železa.

P. Spurný aj. pozorovali 12. 8. 2012 pomocí 11 kamer středoevropské bolidové sítě bolid, jenž začal svítit v rekordní výšce 170 km pro Perseidy. Až do výšky 130 km nad zemí byly ve spektru vidět jen čáry O, N a N₂. Poprvé se tak podařilo pozorovat difúzní fázi spektra atmosféry. Ve výšce <110 km se však světelná křivka i vzhled spektra nelišily od běžných Perseid. Bolid urazil v atmosféře svítící dráhu o délce 145 km a maxima -9,2 mag dosáhl ve výšce 85 km. Svítící dráha skončila vzápětí ve výšce 79 km nad zemí. Autoři odhadli vstupní hmotnost bolidu na 60 gramů. Svítící stopa po jeho průletu začínala ve 139 km, končila v 79 km a trvala asi 4 min. V jejím spektru se podařilo identifikovat zakázanou čáru O I a dále čáry Mg I, Na I a O I. Jak známo, geocentrická rychlost Perseid činí 60 km/s, ale ještě vyšší rychlost vykazují Leonidy (71,8 km/s). To je zřejmě důvod, proč u jedné Leonidy byla v r. 1998 pozorováno svícení už od výšky 199 km.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Podle F. Ciesly se mohl v protoplanetárním oblaku Sluneční soustavy vytvářet amorfní led při teplotách <70 K. Taková fáze ledu dokáže na rozdíl od krystalického ledu vstřebávat vzácné plyny a jiné těkavé látky. Dosud se předpokládalo, že veškerá voda v pramlhovině byla silně ohřáta a postupně chladla až na 120 K, takže amorfní let nemohl vzniknout. Nyní je však prakticky jisté, že vnější okraj sluneční pramlhoviny byl velmi chladný a dokázal vstřebat vzácné plyny do amorfního ledu, a tak je zachovat pro soudobé použití.

J. Marboeuf aj. simulovali vznik planet z planetesimál pro různé poměry ledu k horninám a uhlíku ke kyslíku v planetesimálách, jež měly stejné chemické složení jako sluneční pramlhovina. Dostali tak funkci hmotnosti protoplanetárního disku v závislosti na vzdálenosti od mateřské hvězdy. Obvykle to dopadne tak, že výsledné objekty jsou zpoloviny z ledu a zpoloviny z hornin, ať už jde o oceánské planety, nebo obří plynné planety.

K. Jansson a A. Johansen ukázali, že planetky i tělesa TNO pocházejí z planetesimál tvořených malými oblázky s rozměry řádu milimetrů až centimetrů. Ty se začnou díky nestabilitám v hydrodynamickém proudění spojovat na větší a hmotnější gravitačně vázané shluky. Oblázky se přitom ohřívají srážkami a začnou se následkem ztráty tepelné energie gravitačně hroutit. Planetesimály o poloměru >100 km se dokáží zhroutit během 25 let, kdežto 10km planetesimálám trvá hroucení stovky let a kilometrovým až tisíce let. Nezávisle na této studii zkoumali problém růstu shluků oblázků také K. Kretke a H. Levison. Uvažovali o něco větší oblázky (od centimetrových po metrové) a celkem hladce tak dokázali, že jejich srážky, akrece a příslušná dynamika dokáží ve vzdálenostech 4 – 10 au od Slunce vytvořit kamenná embrya o hmotnostech řádu 10 M_z a stovky planet o hmotnostech Marsu až Země. To je ovšem v příkrém rozporu s tím, jak Sluneční soustava vypadá, takže něco je špatně, protože se nedaří simulovat vznik kamenných jader obřích plynných planet.

J. Chambers popsal tvorbu kamenných jader obřích planet počínaje koagulací prachových zrnek v protoplanetárním disku a následnou akrecí plynu tak dlouho, až jádro dospěje ke kritické hustotě, což se musí stihnout nejpozději během několika málo miliónů let od vzniku disku. Kritické hmotnosti se nejspíš dosáhne rychlým smetáním planetesimál o velikosti dnešních planetek. K nim se nakonec přidávají již dříve zmíněné oblázky, jež se nabalují na jádro efektem sněhové koule. Optimální rozměr oblázků pro rychlý růst by měl být kolem 100 mm. Podle autorova výpočtu tak kamenné jádro obří planety ve vzdálenosti 5 au dosáhne hmotnosti 10 M_z během 3 mil. let, pokud se spojují planetesimály s průměrem 1 – 10 km. Paradoxně podstatně déle by budování jádra trvalo planetkám s rozměry řádu 100 km

T. Kruijer aj. ukázali z měření výskytu nuklidu ¹⁸²W, jenž je rozpadovým produktem radionuklidu ¹⁸²Hf (poločas rozpadu 9 mil. roků), že ve sluneční pramlhovině proběhl stavební boom vedoucí k tvorbě současných planet během necelých 100 miliónů let, tedy během prvních 2 % dnešního stáří Sluneční soustavy. Ještě rychleji vznikly kovové planetesimály - během 1 mil. let, což umožnilo rychlou diferenciaci a akreci v protoplanetárním disku na planetesimály, planetky a kamenná jádra budoucích planet. M. Lugarová aj. pomocí téhož radioaktivního datování ukázali, že proces kontaminace protosolární mlhoviny těžkými prvky započal již v intervalu 100 – 30 mil. let před vznikem Slunce zásluhou blízkých výbuchů supernov typu II! Nejnovější údaj o stáří Sluneční soustavy pochází z radiochronologie meteoritů: (4,567 3 ±0,16) mld. let.

L. Cleeves aj. ukázali, že z poměru deutéria a atomů vodíku v různých částech Sluneční soustavy lze odvodit, že jediným zdrojem vody v celé soustavě byl interstelární led, což ovšem znamená, že všechny rodící se planetární soustavy mají dost vody pro případný budoucí rozvoj života pozemského typu.

C. Vita-Finzi navrhl, jak sychronizovat geologické epochy na tělesech Sluneční soustavy s pevným povrchem. Lze k tomu využít výbuchů blízkých (<50 pc) supernov typu II, které dopraví do Sluneční soustavy radionuklidy ²⁶Al a ⁶⁰Fe, jež pak poslouží jako časové značky při analýze hornin a minerálů. Současné datování pak vypadá takto:

Merkur: do -3,9 Gr: éra pretolstojská; -3,85 Gr: tolstojská; -3,0 Gr: caloriská; -1,0 Gr: caloriská; do současnosti: kuiperská.

Venuše: do -0,8 Gr: prefortunská; -0,75 Gr: fortunská; -0,05 Gr: guiniverská; do současnosti: aureliánská.

Země: do -3,9 Gr: hadeánská; -2,5 Gr: archaeánská; -0,65 Gr: proterozoická; -0,25 Gr: paleozoická; -0,05 Gr: mezozoická; dosud: cenozoická.

Měsíc: do -3,9 Gr: prenectariská; -3,85 Gr: nectariská; -3,3 Gr: imbrijská; -1,1 Gr; eratosthénská; dosud: kopernikánská

Mars: do -4,1 Gr: prenoachiánská; -3,7 Gr: noachiánská; -3,0 Gr: hesperiánská; dosud: amazónská

Na Zemi máme po ruce nejstarší minerál (-4,3 Gr), nejstarší horninu (anorthosit) z Měsíce (-4,36 Gr) a nejstarší meteorit (NWA 7433) z Marsu (-4,36 Gr).

M. Desai aj. ukázali, že se díky datům z kosmických sond Voyager 1 a 2, které se pohybují v magnetickém pouzdru heliosféry a novým datům o neutrálních nízkoenergetických i vysokoenergetických atomech, získávaných kosmickou sondou IBEX v prostoru mezi Zemí a drahou Měsíce, podařilo sestrojit trojrozměrný model sluneční magnetosféry. Podle L. Burlagy a N. Nesse měří Voyager 1 od konce července 2012 magnetickou indukci interstelárního magnetického pole, neboť tehdy opustil magnetické pouzdro heliosféry. Průměrná indukce činí 0,47 nT, zatímco indukce v heliomagnetickém pouzdře činila pouze 0,17 nT. R. Lallement a J. Bertaux uvedli, že během provozu sond Ulysses a IBEX se potvrzuje, že vliv interstelárního magnetického pole na vnější i vnitřní heliosféru je stálý. F. Vincent aj. to potvrdili také pro vektor rychlosti interstelárního větru, jenž se od r. 1991 do r. 2009 téměř nezměnil; kolísal v nepatrném rozmezí 22,6 – 23,5 km/s.

Tyto výsledky však zpochybnili L. Fisk a G. Gloecker, kteří tvrdí, že Voyager 1 byl v r. 2012 stále ještě v magnetickém pouzdře heliosféry (≈127 au od Slunce) právě proto, že vektor rychlosti interstelárního větru se nezměnil. Autoři namítají, že během přechodu do interstelární magnetosféry by měla sonda objevit odchylné chování nabitých částic galaktického kosmického záření, což se dosud nestalo. Na podporu původní představy o poloze Voyageru 1 se vzápětí přihlásili J. Grygorzuk aj., kteří tvrdí, že IBEX pozoruje vlákno interstelárního pole ve stejné heliografické šířce jakou má Voyager 1, ale liší se v heliografické délce o 27°. Jak to je doopravdy, se asi podaří zjistit až po roce 2017, kdy Voyager 2 dospěje do vzdálenosti Voyageru 1 v r. 2012, a tato měření ukáží, kdo má pravdu.

K. Luhman využil obsáhlé infračervené přehlídky družice WISE ke stanovení spodních mezí pro údajnou planetu X na periférii Sluneční soustavy, což je téměř evergreen posledních desetiletí, někdy docela pokleslý na tvrzení, že odtamtud míří k Zemi zlověstná planeta zmaru Nemesis, která nás zahubí. Infračervená měření jsou daleko nejcitlivější při objevování planetek v Edgeworthově-Kuiperově pásu a mezní hvězdná velikost přehlídky 14,9 mag tak prokázala, že hnědý trpaslík by se za těchto okolností musel nacházet ve vzdálenosti >26 tis. au, aby ho družice WISE neodhalila. Ještě vyšší spodní meze platí též pro planetu hmotnosti Saturnu (>28 kau) a Jupiteru (>82 kau). Nejcitlivější přehlídka proběhla ve vlnové délce 4,5 μm; je tedy o řád citlivější než předešlé přehlídky družicí IRAS a dalekohledy 2MASS. V katalogu družice WISE se nacházejí údaje o 750 miliónech planetek, hvězd i galaxií.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLIX. (2014).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 03. januára 2017