Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 09. júla 2012
Díky soustavné práci 63kg 0,5m zrcadlové kamery HiRISE na sondě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), která na oběžné dráze kolem planety začala pracovat koncem září 2006, se podařilo do r. 2010 zobrazit ve více barvách 1 % povrchu Marsu s rozlišením lepším než 1 m. Kamera tak zobrazila většinu přistávacích modulů na povrchu Marsu a poskytla jedinečné údaje pro geologické studie povrchu této planety dokonce i ve stereoskopické projekci, což znamená, že povrch Marsu bude geologicky prozkoumán důkladněji, než je to možné na povrchu Země. Dalším cílem projektu je ovšem připravit podklady pro místa budoucího odběru vzorků regolitu a hornin na Marsu, popř. i pro pilotovaný let na Mars. Příval dat z nejvýkonnější kamery určené pro dálkový průzkum ve Sluneční soustavě zaměstná ovšem odborníky minimálně na desetiletí.
C. Dundas aj. využili kamery k prozkoumání povahy stružek (angl. gullies), jež se vyskytují na svažitém povrchu Marsu na obou polokoulích a jejichž délka se pohybuje v rozmezí 50 – 3 000 m. Jednotlivé snímky kamery HiRISE obvykle pokrývají pruhy terénu o šířce až 6 km a délce několika desítek km s lineárním rozlišením až 0,25 m s vysokým dynamickým rozlišením sytosti barev. To autorům umožnilo zkoumat sezónní změny vzhledu v okolí stružek v šířkách 20° – 60° na obou polokoulích planety. Zjistili tak, že vzhled stružek lze ve většině případů vysvětlit jarním táním jinovatky CO2; zbytek odpovídá sesuvům sypkého zrnitého materiálu. S. Diniegaová aj. podobně prozkoumali sezónní změny stružek v dunách na jižní polokouli Marsu v rozsahu areografických šířek 0° – 80° a dospěli ke stejné příčině vzniku stružek, tj. buď následkem jarního tání jinovatky CO2, popřípadě lavinami sypkého materiálu spuštěnými nárazy silného větru, jenž tvaruje zmíněné duny.
Zatímco mnohé přímé i nepřímé způsoby prokázat tekutou vodu na povrchu Marsu v současnosti nebo aspoň v dávné minulosti selhávají, podařilo se nyní I. Smithovi a J. Holtovi díky ohmatávání rozsahu a tloušťky severní polární čepičky radarem na sondě MRO odhadnout, že roztání vodního ledu v této čepičce by zalilo povrch planety mělkým jezerem o průměrné hloubce několika metrů. J. Holt aj. přitom prokázali že kaňon dlouhý 500 km, široký až 100 km a hluboký až 2 km známý jako Chasma Borealis, jakož i spirálovitě se vinoucí koryta v centru čepičky nevznikla erozí, jak se dosud předpokládalo, ale naopak ukládáním ledu, jenž putoval k severu a byl vyzvednut do výše za poslední 2 mil. let.
S. Fonti a G. Marzo využili dat z oběžné sondy Mars Global Surveyor k úvahám o příčinách nerovnoměrného výskytu methanu na povrchu a v atmosféře Marsu. Výskyt malého množství methanu v atmosféře byl totiž velkým překvapením, které zavdalo ke spekulacím o jeho organickém původu, tj. o mikrobiálním životě někde pod povrchem planety. Životnost molekul methanu v atmosféře je totiž kratší než rok, takže methan musí být neustále odněkud doplňován. Přitom fotochemický poločas rozpadu těchto molekul činí pouhých 350 let, takže tak krátká životnost je rovněž záhadou. Nyní je už zřejmé, že množství methanu v atmosféře kolísá jak sezónně, tak sekulárně. V oblasti Arabia Terra byly nalezeny tři zdroje methanu a podobně u dvou vulkánů ve vulkanických pohořích Tharsis a Elysium. Koncentrace methanu stoupá, když je na dané polokouli Marsu v létě tepleji.
R. Morris aj. nalezli pomocí vozítka Spirit důkazy o výskytu uhlíkatých minerálů ve výchozu starých hornin na návrší Columbia impaktního kráteru Gusev. Podle jejich názoru to svědčí o vulkanické činnosti na Marsu v noachiánské éře (4,1 – 3,7 mld. před současností). Podobně P. Niles aj. uveřejnili údaje o zastoupení izotopů uhlíku v atmosféře Marsu, jak je naměřil hmotový spektrometr na přistávacím modulu sondy Phoenix v r. 2008. Z podobnosti mezi těmito daty a zastoupení týchž izotopů v atmosféře Země usoudili, že vulkanismus na Marsu vedl k jeho ohřevu ještě v intervalu -1,0 – 0,5 mld. let před současností. Některá lávová pole na Marsu nejsou starší než 100 mil. let. Tyto závěry podpořil také nejnovější objev sondy MRO horké skvrny na svahu vulkanického kužele Nili Patera. Takové horké skvrny na svazích pozemských sopek jsou buď důkazem horkého vřídla, nebo parní fumaroly, typických pro islandské sopky a bývají osídleny koloniemi extromofilních mikroorganismů.
R. Jacobson zpracoval astrometrické údaje o polohách družic Phobos a Deimos z pozemských měření v letech 1877-2003. Přidal k nim pak astrometrii z kosmických sond počínaje Marinerem 9 až do r. 2007 a také Dopplerova měření pohybu sond Viking a Phobos 2 během těsných průletů kolem Phobosu a Deimosu (únor-březen 1977; říjen 1977 a březen 1989). Získal tak jednak přesné hmotnosti obou družic a jednak revidovanou hodnotu sekulárního urychlování družice Phobos následkem slapů od Marsu. Dostal tak pro velké poloosy drah Phobose a Deimose zpřesněné hodnoty 9 375 km, resp. 23 458 km od centra Marsu, výstřednosti drah 0,0151 a 0,000, sklony 1,08° a 1,79° a hmotnosti 1,063.1016 kg, resp. 1,51.1015 kg. Úhlové urychlení Phobosu dosahuje hodnoty 4,6″/rok.
H. Hammelová aj. sledovali pomocí nejvýkonnější kamery WFC3 (pásmo 225 – 924 μm) instalované na HST v květnu 2009 vývoj skvrny, kterou v atmosféře Jupiteru zanechal impakt z 19. července 2009. Kvůli tomuto unikátnímu jevu přerušili 23. 7. kalibrační procedury nové kamery a na reálném astronomickém jevu dokázali, o jak vynikající kameru jde. V porovnání s proslulými impakty jadérek komety Shoemaker-Levy 9, k němuž došlo o 15 let dříve, jež studovala rovněž H. Hammelová, se tentokrát vzhled skvrny měnil pomaleji a svědčil o tom, že se tentokrát s Jupiterem srazila malá planetka. Podobně se chovají v zemské atmosféře aerosoly vznikající po velkých sopečných erupcích. Následky impaktu sledovali také I. de Pater aj. jednak pomocí Keckova teleskopu v pásmu 1 – 5 μm a jednak pomocí teleskopu Gemini-N v pásmu 7,7 – 18 μm.
K úžasu odborné astronomické veřejnosti již 3. června 2010 ve 20:31 h UT zaznamenal australský amatér A. Wesley v atmosféře Jupiteru 2s jasný záblesk, který nezávisle spatřil na svém digitálním videu Jupiteru také filipínský amatér C. Go. Záblesk sice nevytvořil v atmosféře žádnou tmavou skvrnu, jako tomu bylo v letech 1994 a 2009, ale tím, že byl pozorován ze dvou vzdálených stanovišť v téže poloze, je jisté, že šlo o reálný jev na vzdálené planetě v jovigrafické délce 159° a jižní šířce 16,5°. Když pak týž jev potvrdili nezávisle ještě další dva astronomové amatéři digitálními snímky pomocí dalekohledů o průměrech 0,4 m a 0,3 m ve filtrech R, resp. B, plyne odtud podle R. Huesa aj., že poprvé v historii astronomie se podařilo na Jupiteru pozorovat ze Země velmi jasný bolid.
Autoři odhadli energii impaktu na 1 PJ, což odpovídá velikosti kamenného tělesa o hustotě 2x vyšší než voda zhruba 10 m. Navíc již 20. srpna 2010 v 18 h UT pozorovali japonští amatéři M. Tachikawa a A. Kazuo na Jupiteru další bolid, takže je zřejmé, že metoda soustavného sledování atmosféry Jupiteru pomocí videa a relativně malých dalekohledů přinese velmi užitečné údaje o frekvenci a velikostech drobných těles meziplanetární hmoty, jež se s Jupiterem střetávají. Taková statistika by významně pomohla zlepšit naše odhady rizika pádu nebezpečného kosmického projektilu na Zemi.
H. Levison aj. se zabývali problémem, jak mohly ve Sluneční soustavě vyrůst obří planety Jupiter a Saturn. Pokud totiž vznikaly akrecí, tak to musely stihnout dříve, než se spotřebovala a rozptýlila protoplanetární mlhovina, resp. disk, tj. rychleji, než za 10 mil. let. Autoři ukázali, že ve vzdálenostech, kde vznikala kamenné jádra Jupiteru a Saturnu, se oba zárodky vlivem odporu prostředí a slapů mohly během nějaké stovky tisíc let přisunout (migrovat) ke Slunci až o 6 AU a tak dorůst do hmotnosti až 30 Mz. Tak hmotné těleso pak dokáže velmi rychle nabalit protoplanetární plyn. Naproti tomu kamenné planety terestrického typu potřebují k dostavbě čas možná až o řád delší.
A. Barr a R. Canup se pokusili o vysvětlení, proč se povrchy Galileových družic Ganymedu a Kallistó tak nápadně liší. Ganymed, který je bližší k Jupiteru, je pokryt vrstvami ledu, hornin a tavených kovů, kdežto Kallistó má vzhled geologicky nevyvinutého objektu. Autoři proto soudí, že v období těžkého bombardování vrcholícího před 3,9 mld. let byl Ganymed častějším terčem kometárních jader mířících k Jupiteru. Proto na něj spadlo dvakrát více materiálu a ještě k tomu vyššími rychlostmi v porovnání s Kallistem, což způsobilo úhrnem asi 3,5krát vyšší devastaci jeho povrchu.
K. Khurana aj. polemizovali s atraktivní domněnkou, že pod povrchem družice Io se nachází vodní oceán ¸ la jezero Vostok pod Antarktidou. Ve skutečnosti jde o tekuté magma, tj. roztavené horniny, jehož teplota je dokonce vyšší než teplota magmatických krbů na Zemi, takže jeho viskozita je rekordně nízká a simuluje tak tekutou vodu.
S. Robbins aj. odhadli hmotnosti obou hlavních a historicky nejstarších prstenců Saturnu jednak z jejich optické tloušťky, dále z výpočetních simulací a také z pozorování zákrytů hvězd prstenci. Dostali tak pro vnitřní prsten A hmotnost 6.1018 kg a pro vnější prsten hodnotu o řád větší. Podle autorů jsou prstence stejně staré jako Saturn. Když prstence v srpnu 2009 díky "jarní rovnodennosti" na Saturnu pro sondu Cassini dostatečně zeslábly, podařilo se zachytit kamerou sondy v atmosféře Saturnu jednotlivé blesky, a to asi 200 km pod vrcholky mračen čpavku v "bouřkové aleji" na 30° j.š. planety. Snímky i působivá videa zveřejnila NASA v dubnu 2010. Mezitím dobře známí astronomové amatéři C. Go a A. Wesley pozorovali počátkem března 2010 na Saturnu další bouřku v téže aleji.
M. Hedman aj. se věnovali vnitřní struktuře Cassiniho dělení mezi hlavními prstenci Saturnu A a B. Samotné Cassiniho dělení vzniklo v důsledku rezonance 2:1 s oběžnou dobou družice Mimas. Díky sondě Cassini však nyní víme, že dělení o celkové šířce 4,5 tis. km není úplně prázdné; obsahuje 8 ostře ohraničených mezer, jejichž vnější okraje mají tvar kružnic s přesností na 1 km, kdežto 6 vnitřních okrajů je mírně excentrických. Vůči centru planety mají mezery střední poloměry v rozmezí 117 806 – 120 231 km. Jednotlivé mezery v pořadí od Saturnu nesou jména Huygens, Herschel, Russel, Jeffreys, Kuiper, Laplace, Bessel a Barnard. Nejširší je mezera Huygens (350 km), naopak nejužší Kuiper má šířku jen 3 km. Většina mezer opět souvisí s rezonancemi v oběžných dobách s přirozenými družicemi Saturnu.
Sonda Cassini fungující na oběžné dráze u Saturnu od r. 2004 je v tak dobré kondici, že NASA rozhodla o prodloužení její podpory až do r. 2017. Podle tohoto plánu uskuteční sonda dalších 155 oběhů planety, 54 blízkých průletů u Titanu a 11 průletů u Enceladu.
L. Iess aj. využili přesných rádiově měřených poloh družice Cassini během 4 těsných průletů kolem Titanu ke studiu jeho tvaru a vnitřní struktury. Jeho rovnovážný tvar lze popsat trojosým elipsoidem, v jehož nitru došlo jen k neúplné diferenciaci jádra. Jelikož však Titan vykazuje synchronní rotaci, je tím zaručena jeho hydrostatická rovnováha. Vnější slupka Titanu sestává z vodního ledu a kapalných uhlovodíků, pod nimiž se nachází oceán velmi chladné vody smíšené s čpavkem. Na povrchu tohoto oceánu plavou ledové kry a pod ním se nachází tlustá vrstva stlačeného vodního ledu.
V létě 2008 se podařilo spektrometru VIMS na sondě Cassini prokázat existenci tekutého povrchu jezera Ontario na jižní polokouli Titanu, ale dosud nikdo neměl přímý důkaz o souvislé hladině tekutiny na severní polokouli, kde je více uhlovodíkových jezer než na jihu. To se podařilo sondě Cassini až 8. července 2009, kdy sonda získala odraz slunečních paprsků od jižní části hladiny jezera Kraken na severní polokouli Titanu. Jezero o ploše 400 tis. km2 se nachází na 71° s.š. a sonda byla v té chvíli vzdálena od Titanu 200 tis. km. Snímek byl zveřejněně až těsně před Vánoci 2009, zhruba 4 měsíce po tom, co se na severní polokouli Titanu odehrála jarní rovnodennost.
Podle R. Lorenze je 20 % povrchu Titanu pokryto písečnými přesypy (dunami).Duny jsou obvykle široké asi 1 km, přes 100 vysoké a dlouhé až stovky kilometrů. Přenos písku probíhá od západu na východ, ale podle radarových měření sondy Cassini vane na povrchu Titanu mírný vítr od východu k západu! Jedině kolem rovnodennosti se zvedne silný vítr od západu k východu, jehož rychlost dosahuje 1,5 m/s. To je sice málo pro poměry na Zemi, ale hodně pro zrnka o průměru od zlomků mm až po 2 mm, neboť na Titanu je 7krát nižší gravitace.
Podle C. Wooda se podařilo na povrchu Titanu spolehlivě rozlišit 5 impaktních kráterů a dalších 44 kráterů je velmi pravděpodobně rovněž impaktního původu. Malých kráterů do průměru 35 km není mnoho a jsou vesměs mladší než 200 mil. let. Starší krátery jsou silně erodované, nebo pohřbené v písečných dunách, popřípadě zaplavené uhlovodíkovými jezery. Obecně je však impaktních kráterů méně než na jiných srovnatelných objektech Sluneční soustavy. Za tento deficit přirozeně může hustá atmosféra Titanu, která většinu projektilů při průletu silně odporujícím prostředím rozpráší.
J. Spencer a T. Denk odhalili příčinu podivuhodného vzhledu družice Japetus, jejíž "návětrná" strana je neobyčejně tmavá, zatímco "závětrná" strana nápadně světlá. Japetus je naprosto netypický svou velmi dlouhou rotační periodou 79 dnů. Na návětrné polokouli se proto ukládá mimořádně tmavý prach z prstenu kolem družice Phoebe. Jelikož Phoebe obíhá kolem Saturnu retrográdně, jde o čelné srážky a tak na návětrné polokouli Japeta vzniká několik metrů tlustá vrstva tmavého prachu. Ten se však dlouhým osluněním silně zahřívá, což zase vede k sublimaci vodního ledu na vodní páru, která kondenzuje na chladnější závětrné straně družice jako námraza.
C. Porcová aj. zveřejnili výsledky posledního průletu sondy Cassini nad jižním pólem družice Enceladus, jenž se uskutečnil koncem září 2009 s největším přiblížením 1,6 tis. km. Na snímcích zblízka docílila kamera rozlišení až 80 m/pixel a zachytila v "tygřím pruhu" Baghdad Sulcus na 30 malých gejzírů o teplotě až 200 K (okolní terén měl teplotu jen 50 K). V příštích 15 letech se jižní pól družice ponoří do tmy, ale zato bude možné prozkoumat, co se děje na polokouli severní.
V březnu 2010 proběhl úspěšně průlet sondy Cassini v minimální vzdálenosti jen 97 km nad 81° s.š. družice Rhea, která je s poloměrem 764 km druhou největší družicí Saturnu. B. Teolis aj. nalezli v její řiďounké atmosféře O2 a CO2, který se tam dostává z vodního ledu na povrchu družice.
G. Boué a J. Laskar přišli s novým řešením staré záhady, proč se Uran obrazně řečeno kutálí po své oběžné dráze téměř naležato, tj. se sklonem rotační osy k rovině ekliptiky 97°. Na rozdíl od od dosavadních vysvětlení, založených na srážce s planetárním embryem o značné hmotnosti ukázali autoři pomocí numerických simulací, že méně násilné řešení je také možné a dokonce pravděpodobnější. Stačí totiž, aby se Uran zrodil s průvodcem o hmotnosti 1 % hmotnosti Uranu ve vzdálenosti 50 poloměrů Uranu a dokonce by snad stačila hmotnost průvodce ještě o řád menší. Jelikož je vysoce pravděpodobné, že Uran podobně jako ostatní obří planety Sluneční soustavy migroval ke Slunci a zase naopak od něho, mohl být v některé fázi migraci průvodce odhozen a zpětný rázem otočil osu Uranu o potřebný úhel.
S. Sheppard a C. Trujillo ohlásili objev prvního Trojanu Neptunu v okolí Lagrangeova bodu L5. Objekt 2008 LC18 byl poprvé zachycen japonským 8m teleskopem Subaru 7. června 2008 a podle výpočtu dráhy má sklon k ekliptice 28°, takže silně libruje, což je však opravdu teoreticky možné pro všechny Neptunovy Trojany. Jelikož je o něco jasnější než 24 mag, odhadli autoři jeho průměr na >80 km. V letech 2007-2009 bylo sice nalezeno již 5 Neptunových Trojanů, ale všechny se nacházejí v okolí bodu L4. Autoři odhadují, že v okolí tohoto bodu může být dalších asi 250 Trojanů podobné jasnosti, zatímco v okolí bodu L5 jich bude dalších asi 150.
R. Helled aj. si všimli, že rotační periody obřích planet Sluneční soustavy odvozené buď z rádiových měření nebo z variací magnetického pole nemusí být totožné se skutečnou periodou celého planetárního tělesa, pokud ho považujeme za těleso tuhé. Na tyto rozpory poprvé narazili odborníci při měření rotace Saturnu, ale ještě výrazněji právě u Uranu a Neptunu. Autoři práce si všímají toho, že obě planety vykazují velmi vysoké rychlosti zonálních větrů řádu stovek m/s, které jsou ovšem vztaženy k tichému předpokladu, že rádiově či magneticky naměřené rotační periody odpovídají tuhým tělesům. To nemusí být pravda, pokud obě planety vykazují diferenciální rotaci (jako Slunce), anebo v případě, že zmíněné periody se od skutečné periody tuhých těles obou planet odchylují.
Jelikož z těchto rotací odvozená zploštění obou planet neodpovídají zploštěním pozorováním, hledali autoři východisko z těchto paradoxů předpokladem, že by zonální větry měly být vůči rotačním periodám co možná minimální. Odtud odvodili, že Uran jako tuhé těleso rotuje s periodou 16,58 h a Neptun 17,46 h. V literatuře se však udávají zcela odchylné hodnoty 17,24 h, resp. 16,11 h, odvozené z měření sondy Voyager 2 při průletech kolem obou planet v letech 1986, resp. 1989. Nové řešení dává shodné (menší) rychlostí zonálních větrů pro obě planety a zploštění obou planet odvozené z nových hodnot rotace dobře souhlasí s pozorováními. V tomto případě je tedy rovníkový poloměr Uranu 25 559 km a jeho polární poloměr 25 023 km, zatímco odpovídající hodnoty pro Neptun činí 24 787 km a 24 383 km. Podobně se zmenší nepřirozeně vysoké pozorované zonální rychlosti větrů, které podle dosud užívaných rotačních period činí 200 m/s pro Uran a dokonce 400 m/s pro Neptun, pro revidované rotační periody vycházejí pro obě planety zhruba stejné, tj. cca 150 m/s.
M. Buie aj. pořídili pomocí kamery FOC HST albedové mapy povrchu (134340) Pluta během opozice na přelomu let 2002/2003, kdy se severní polokoule Pluta počala vynořovat z temnot, v nichž tonula po více než století. Nalezli tak velké změny v porovnání se snímky pořízenými v r. 2004. Světlé oblasti na snímcích interpretovali jako čerstvou námrazu ledů methanu a dusíku, zatímco tmavší oranžový a zčernalý terén je zřejmě pokryt komplexními molekulami uhlíku. Ty vznikají na povrchu následkem dlouhodobého bombardování ledu methanu částicemi kosmického záření. Naproti tomu na Charonu žádné obdobné změny nepozorovali.
S. Tegler aj. proměřili infračervená spektra Pluta a TNO (136199) Eris pomocí spektrografů Stewardovy observatoře (6,5m MMT a 2,3m Bok). Zatímco povrch Pluta je pokryt ledem methanu jen ze 3 %, na Eris je jeho zastoupení 3x vyšší. Naopak 97 % ledu na Plutu patří dusíku, kdežto na Eris jen 90 %. Belgičtí astronomové využili využili robotického 0,6 m teleskopu TRAPPIST na La Silla (ESO) ke sledování zákrytu hvězdy 17 mag trpasličí planetou Eris dne 6. listopadu 2010 ve 2:19h UT. Zákryt trval 31 s a uprostřed bylo pozorováno malé zjasnění vyvolané refrakcí v atmosféře Eris, která byla v té době v geocentrické vzdálenosti 96 AU! Jelikož týž zákryt byl nezávisle pozorován 0,5m reflektorem na stanici San Pedro v poušti Atacama s trváním >70 s, vyplývá odtud, že průměr Eris je menší než 2 320 km, zatímco Pluto má průměr >2 340 km, takže opět třímá prvenství, pokud jde o rozměry těles Edgeworthova-Kuiperova pásu.
Mezi trpasličí planety se podle rozhodnutí IAU řadí také planetka (1) Ceres, ale nejnovější snímky z HST ukazují, že tato vůbec první objevena planetka je z hlediska geneze těchto těles spíše protoplanetou, podobně jako planetka (2) Pallas, která má délky os 582 x 556 x 500 km3 a střední hustotu 2,4násobek hustoty vody. Na Pallasu byl objeven obří impaktní kráter o průměru 240 km. B. Carry aj. snímkovali planetku Pallas v opozicích v letech 2003-07 pomocí adaptivní optiky teleskopů Keck II a VLT s rozlišením až 32 km. Dostali tak menší rozměry trojosého elipsoidu 550 x 516 x 476 km3, hmotnost 120 pM☉ a vyšší střední hustotu 3,4násobek hustoty vody. Do téže kategorie protoplanet patří i (4) Vesta, kterou pomocí HST studovali J. Li aj. Pořídili tak barevnou i albedovou mapu planetky v rozmezí "geografických" šířek od +20° do -50°.
M. Barucci aj. pořídili v letech 2005-08 pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO infračervená spektra TNO (90377) Sedna, ačkoliv jde o mimořádně vzdálené těleso (88 AU). Ve spektru jsou vidět pásy vodního ledu, methanu, ethanu, dusíku, tholinu a serpentinu, možná i methanolu. Parametry dráhy Sedny jsou opravdu fantastické, protože v přísluní v r. 2075/76 se ke Slunci sice přiblíží na 76 AU, ale díky vysoké výstřednosti dráhy e.gt;0,24 se v odsluní vzdálí až na 931 AU. Její oběžná doba činí 11,5 – 12,1 tis. let. Můžeme jen spekulovat, kolik podobných objektů v dohledné době neuvidíme, protože vzhledem ke Keplerovu zákonu setrvávají v blízkosti odsluní po většinu svého života.
A. Snodgrass aj. zjistili, že podobně jako v hlavním pásu planetek existují také rodiny v Edgeworthově-Kuiperově pásu, konkrétně identifikovali již 22 kandidátů rodiny trpasličí planety (136108) Haumea. O příslušnosti k rodině lze pak s větší jistotou rozhodnout, jakmile se podaří určit jejich barvu a případně i pásy ve spektru. Pomocí aparatury Hawk-1 VLT ESO tak proměřili blízká infračervená spektra 15 kandidátů a tím potvrdili přiřazení 10 z nich do rodiny Haumea.
J. Elliot aj. zaznamenali 9. října 2009 zákryt anonymní hvězdy 13 mag (And) pomocí TNO (55636) = 2002 TX300 (19,5 mag) v široké mezinárodní spolupráci amerických, havajských, australských i novozélandských pozorovatelů (21 teleskopů na 18 stanicích v oblouku dlouhém skoro 6 tis. km). Přelet stínu mezi USA a Austrálií rychlostí 25 km/s trval totiž pouhých 5 min, takže na daném stanovišti šlo jen o několikasekundové poklesy jasnosti hvězdy, neboť objekt se v té chvíli nacházel 6 mld. km (40 AU) od Země. Přesto se podařilo určit jeho průměr 290 km i vysoké albedo povrchu kolem 90 %. Objekt patří rovněž do rodiny Haumea, neboť má velkou poloosu dráhy 43,5 AU; výstřednost 0,12; sklon 26° a délku oběžné periody 287 r.
W. Fraser aj. změřili pomocí kamery WFPC2 HST parametry transneptunského tělesa (50000) Quaoar, jenž je doprovázen průvodcem pojmenovaným Weywot. Obě tělesa dohromady mají hmotnost 1,6.1021 kg (2 % hmotnosti Měsíce) a obíhají kolem společného těžiště na dráze o poloose 14 tis. km a výstřednosti 0,14 v periodě 12 d. Quaoar má průměr 890 km, čemuž pak odpovídá střední hustota 4,2násobek hustoty vody, což je rekord pro transneptunská tělesa.
Podobně M. Brown aj. odvodili pomocí HST parametry páru plutin (90482) Orcus-Vanth, jež mají dohromady hmotnost 6.1020 kg (poměr hmotností 12:1) a poloměr téměř kruhové dráhy 9 tis. km s periodou 9,5 d a sklonem 21°. Jelikož Vanth není pokryt ledem, liší se albeda obou složek tak výrazně, že to má vliv na určení jejich hmotností a odhady jejich průměrů, které jsou relativně srovnatelné, tj. 860 a 380 km. A. Delsanti aj. využili infračervené spektroskopie i fotometrie pomocí obřích dalekohledů Keck a Gemini-N k potvrzení, že na Orcusu se nachází krystalický vodní led podobně jako na Charonu. Dále objevili stopy iontů NH4+ a ethanu, kteréžto látky vznikají silným ozářením amoniaku a methanu. Autoři soudí, že Orcus měl mít alespoň zpočátku roztavené jádro a tudíž i kryovulkanismus. Nad jádrem pak mohla být desítky kilometrů tlustá vrstva amorfního vodního ledu.
D. Nesvorný aj. si povšimli, že překvapivě mnoho TNO s průměrem >100 km jsou páry s velkými vzájemnými vzdálenostmi složek až 100 tis. km a vysokými sklony k ekliptice až 50°. Příkladem je sám Pluto s Charonem, ale též výše zmíněný pár Orcus-Vanth. Autoři se proto domnívají, že páry rovnou vznikají ze zárodečného disku sluneční pramlhoviny během gravitačního hroucení zárodků TNO, protože přebytek momentu hybnosti prostě zabrání, aby se nakonec slily na jediné těleso. Lze tak dokonce vysvětlit i vícenásobné soustavy jako je TNO (47171) = 1999 TC36. Počet objevovaných TNO nenápadně, ale plynule stoupá a v průběhu roku 2010 překročil číslo 1 100.
V. a J. Jemeljajenkovi uvedli, že tzv. chladná populace těles v Edgeworthově-Kuiperově pásu v heliocentrických vzdálenostech 42 – 48 AU se vyznačuje malými výstřednostmi (e <0,1) i sklony (i <4°) drah. V tom případě je jejich shlukování na vybraných drahách důsledkem migrace planet Sluneční soustavy v dávné minulosti, takže z rozložení shluků se dá rekonstruovat, jak migrace probíhaly. Největší koncentrace odpovídá poloosám ≈ 44,5 AU. Jelikož při zpětné migraci planet hraje pro dráhový chaos klíčovou roli Neptun, jsou planety migrujcí chladnou populací nakonec vymrštěny na dráhy směřující do Oortova oblaku komet, nebo dokonce uniknou ze Sluneční soustavy natrvalo, popř. spadnou na Slunce. Autoři se domnívají, že tedy šlo o migraci planet terestrického typu, které už dnes prostě neexistují.
A. Thirouin aj. využili 2,2m reflektoru na Calar Alto a 2,5m INT na La Palmě k soustavnému 6 let trvajícímu sledování světelných křivek vybraných TNO a Kentaurů. Zjistili, že u většiny objektů nepřesahuje amplituda světelných změn 0,1 mag. Pouze 15 % sledovaných objektů vykazovalo variace >0,15 mag. Obecně lze pozorovat tendenci ke kratším rotačním periodám u menších objektů, ale závislost není příliš výrazná. Průměrná rotační perioda pro celý sledovaný soubor objekt činí 7,5 h; TNO mají průměrnou periodu 7,6 h, kdežto Kentauři 7,3 h.
A. Alvarez-Candal aj. studovali pomocí přístrojů VLT ESO vlastnosti netypického Kentaura (42355) Typhon, kterého doprovází menší souputník Echinda. Dvojice obíhá po velmi protáhlé (e = 0,5) dráze o délce velké poloosy 38 AU, periodě 235 let a sklonu 2° k ekliptice. To znamená, že v přísluní se Typhon dostává do vzdálenosti 17 AU, takže na své dráze křižuje dráhy Neptunu i Uranu. Typhon má průměr 175 km a na jeho povrchu byly objeveny spektrální pásy vodou modifikovaných silikátových minerálů.
J. Horner a P. Lykawka konstatovali, že panuje všeobecná shoda o tom, že následníky Kentaurů jsou krátkoperiodické komety, ale naproti tomu jejich původ je dosud nejasný. Proto přicházejí s nápadem, že zdrojem Kentaurů mohou být Trojani Neptunu a možná i Jupiteru. Příkladem je vůbec první Neptunův Trojan 2001 QR322, jehož dráha je na časové stupnici milionů až miliardy roků zcela určitě nestabilní. Není prý vyloučeno, že právě takto vzniká naprostá většina Kentaurů.
Počátkem ledna 2010 byla v programu LINEAR objevena v souhvězdí Blíženců periodická kometa P/2010 A2 o jasnosti 20 mag, jejíž dráhové parametry byly poněkud zvláštní. Kometa měla projít přísluním ve vzdálenosti 2,0 AU už v polovině listopadu 2009 při nízkém 5° sklonu k ekliptice, ale nepatrné výstřednosti 0,12, takže délka její velké poloosy 2,3 AU a oběžná doba 3,4 roku ji řadily do vnitřního pásu planetek. Pochybnosti o povaze objektu zesílily, když jej koncem ledna a počátkem února několikrát zobrazila nová kamera WFC3 HST. Snímek totiž vůbec nevypadal jako klasická kometa, protože v komě byl patrný zvláštní shluk prachu a z něho vybíhaly radiální paprsky v podobě chvostu. Hlava "komety" měla tvar písmene X, na konci jehož jedné příčky se nacházel onen prachový shluk. D. Jewitt aj. a nezávisle C. Snodgrass aj. přišli proto s odvážným tvrzením, že nešlo vůbec o kometu, ale o první doložený případ srážky dvou planetek hlavního pásu.
K potvrzení této domněnky přispěl spektrograf OSIRIS na kosmickě sondě Rosetta, která byla v době snímkování již 1,8 AU od Slunce a tak se ukázalo, že částečky prachu na snímcích jsou poměrně velké, tj. mají rozměry řádu mm až cm. Do výzkumu se zapojily také další velké dalekohledy, především 3,6 m NTT ESO a 5m na Mt. Palomaru. Kombinací všech údajů dospěly oba týmy pozorovatelů k názoru, že dvě planetky o průměrech 120 m a 10 m a hustotách asi 2,5násobek hustoty vody se srazily již 10. února 2009 a následkem toho se do prostoru kolem srážky rozsypalo asi 600 kt jemného prachu. Neméně záhadné zjasnění bylo počátkem prosince 2010 pozorováno u planetky (596) Scheila, kdy její jasnost dosáhla 13 mag. V rozmazaném obraze planetky byla rozpoznána spirálovitá struktura. I když z jednoho či dvou úkazů je těžké zobecňovat, zdá se, že srážky mezi planetkami hlavního pásu se odehrávají alespoň jednou za rok a prachová mračna vzniklá srážkou se nakonec dostanou do pásma zodiakálního světla. Při této četnosti srážek by však měla jasnost zodiakálního světla s časem rychle klesat, takže zřejmě existují ještě jiné účinnější dodávky prachu do zmíněného pásma.
L. Somenzi aj. využili údajů o přesné poloze Marsových družic Phobosu a Deimosu z pozorování sondami Mars Global Surveyor a Mars Express z let 1999-2007 ke stanovení velikosti poruch v dráze Marsu následkem přibližování zhruba 300 planetek hlavního pásu k této planetě. Je téměř neuvěřitelné, že zmíněné sondy umožňují určit okamžitou polohu Marsu s chybou ±1 m! Odtud byly nově určeny hmotnosti planetek (2) Pallas (90 pM☉), (3) Juno (7 pM☉), (9) Metis (15 pM☉), (14) Irene (26 pM☉), (16) Psyche (23 pM☉), (19) Fortuna (3 pM☉), (29) Amphitrite (6 pM☉), (52) Europa (11 pM☉), (532) Herculina (7 pM☉) a (704) Interamnia (13 pM☉).
Tyto hmotnosti se často výrazně liší od údajů získaných ze vzájemných přiblížení planetek, kde se ovšem mísí vliv mnoha poruch, takže fakticky nemohou být příliš spolehlivé. Poruchy způsobené blízkými setkáními mezi planetkami dávají totiž podle W. Zielenbacha často velmi odchylné hodnoty: (1) Ceres (480 pM☉), (2) Pallas (110 pM☉), (3) Juno (14 pM☉), (4) Vesta (130 pM☉), (9) Metis (12 pM☉), (10) Hygiea (50 pM☉), (15) Eunomia (17 pM☉), (16) Psyche (12 pM☉), (29) Amphitrite (12 pM☉), (48) Doris (13 pM☉), (88) Thisbe (12 pM☉), (511) Davida (26 pM☉), (532) Herculina (20 pM☉) a (704) Interamnia (30 pM☉). Překvapivě nízkou hmotnost třetí objevené planetky Juno lze vysvětlit tím, že planetka má mimořádně vysoké albedo 24 %. Téže metody k určování hmotnosti planetek hlavního pásu použili také M. Kuzmanoski aj. a zde jsou jejich výsledky: Ceres (470 pM☉), Pallas (108 pM☉), Juno (15 pM☉), Vesta (130 pM☉),
Hygiea (47 pM☉), Psyche (34 pM☉), Davida (25 pM☉), Interamnia (17 pM☉). Z porovnání všech tří studií zřetelně vyplývá, že pro řadu planetek zůstávají změřené hodnoty zatížené velkými chybami.
M. Jura a S. Xu si všimli skutečnosti, že nejhmotnější planetka Ceres, jejíž hmotnost (9.1020 kg) dosahuje plné čtvrtiny hmotnosti hlavního pásu planetek, má střední hustotu jen 2,1násobek hustoty vody, takže obsahuje přibližně z jedné čtvrtiny vodní led. Podobně ledovým tělesem je také Jupiterova družice Kallistó. To má podle autorů zajímavý důsledek pro planetární soustavy cizích hvězd, které opustily hlavní posloupnost a změnily se v červené obry. V této fázi se totiž vypaří voda namrzlá na jádra komet a komety bližší než 40 AU od hvězdy jsou zničeny. Jelikož exoplanetky hlavního pásu obsahují podobně jako v případě Sluneční soustavy kolem 10 % své hmotnosti v podobě vody, způsobí jejich akrece na následně vzniklého héliového bílého trpaslíka, že můžeme v jeho atmosféře objevit postupně se zesilující čáry vodíku, jak skutečně pozorujeme v případě bílého trpaslíka GD 362. Nejvíc je to patrné u bílých trpaslíků s efektivní teplotou <20 kK, jejichž stáří činí více než 50 mil. let. Zesilování čar vodíku při dalším poklesu teploty je důkazem, že akrece planetek na některé bílé trpaslíky dosud probíhá.
S. Ostro aj. dokázali v listopadu 2006 získat radarové ozvěny od planetky (7) Iris v době, kdy Iris byla jen 0,85 AU od Země. Planetka má přibližně tvar dvojosého elipsoidu o rozměrech os 253 x 228 km2. Odtud vyplývá, že toto těleso představuje přechodný typ mezi protoplanetami a nepravidelnými obřími skálami s typickým rozměrem 50 km.
H. Campins aj. a A. Rivkin s J. Emerym objevili pomocí infračerveného spektrografu 3m teleskopu IRTF, že planetka (24) Themis je pokryta organickými sloučeninami i vodním ledem, ačkoliv se pohybuje ve střední vzdálenosti 3,2 AU od Slunce, kde by měl led při teplotě 145 K poměrně rychle sublimovat do prostoru. H. Hsieh se proto domnívá, že led je plynule doplňován vodní parou z nitra planetky.
V únoru byla objevena planetka 2010 EB46 těsně před průchodem přísluním ve vzdálenosti 1,5 AU, s velkou poloosou dráhy 7,1 AU, výstředností 0,79, oběžnou dobou 19 let a sklonem 156°, což znamená, že obíhá kolem Slunce retrográdně. Další retrográdně obíhající planetky objevila v průběhu roku infračervená družice WISE. Planetka 2010 GW64 (21 mag) obíhá po vysoce výstředné dráze (e = 0,96) se sklonem i = 105°, velkou poloosou a = 2,5 AU a oběžnou dobou 4,1 roku. Dalších pět planetek (GW147, KW7, LG61, OM101 a PO58), objevených družicí WISE, se vyznačuje mimořádně protáhlými retrográdními drahami s oběžnými periodami vesměs nad 100 let (maximum činí dokonce až 2,7 tis. let!), jež však mají přísluní blíže než 5,4 AU; extrémně dokonce jen 1,4 AU. Koncem roku se však objekt 2010 KW7 zařadil svým mlhavým vzhledem mezi komety s přísluním ve vzdálenosti 2,6 AU, výstředností 0,97 a sklonem 147°, takže nelze vyloučit, že podobně dopadnou i ostatní objevené planetky ve zmíněných vyloženě kometárních drahách.
S. Bagnulo aj. využili spektrografu FORS 1 VLT ESO k fotometrii a polarimetrii povrchu planetky (7968), klasifikované rovněž jako krátkoperiodická kometa 133P/Elst-Pizzaro, v době jejího největšího přiblížení k Zemi v r. 2007. Ukázali, že střední průměr tělesa činí jen 3 km a albedo jeho povrchu dosahuje jen 7 %. Odtud též vyplývá, že těleso je fakticky planetkou typu F. Podobné chování vykazují také tři další tělesa hlavního pásu, tj. (2060) Chiron, (4015) Wilson-Harrington, (60558) Echeclus a (118401) LINEAR, které se během průchodu přísluním jeví jako komety.
H. Keller aj. zpracovali měření z aparatury OSIRIS kosmické sondy Rosetta během průletu sondy v blízkosti planetky (2867) Steins počátkem září 2008. Tvar planetky lze aproximovat trojosým elipsoidem o rozměrech 6,7 x 5,8 x 4,5 km3, takže její ekvivalentní poloměr činí 2,65 km a jde ve skutečnosti o pouhou hromadu sutě. U jejího jižního pólu byl rozpoznán impaktní kráter o průměru 2,1 km. Planetka vykazuje vysoké albedo v červené oblasti spektra 40 % a vyznačuje se retrográdní rotací s periodou 6 h.
Dne 10. července 2010 doletěla Rosetta ke svému hlavnímu cíli planetce (21) Lutetia. Celý průlet trval pouhou minutu a sonda se přitom k planetce přiblížila na minimální vzdálenost 3,2 tis. km. Odtud se okamžitě podařilo B. Carrymu aj. určit rotační periodu planetky 8,2 h, délky hlavních os 132 x 76 km2 a její vysokou střední hustotu 5,5násobek hustoty vody; jde tedy o kovovou planetku podobnou planetce Vesta. Planetka vykazuje na povrchu četné šrámy v podobě impaktních kráterů jako dosud zkoumané podstatně menší planetky Mathilde, Ida, Gaspra, Braille, Anne Frank, Steins, Eros a Itokawa. Do konce roku však byly navíc uveřejněny jen údaje, získané o Lutetii velkými pozemními dalekohledy. D. Perna aj. odvodili z pozorování italským 3,6 teleskopem TNG, že planetka rotuje v periodě 8,2 h a je zřetelně protáhlá, tj. s poměrem os a : b : c = 1,44 : 1,2 : 1,0. J. Drummond aj. obdrželi z pozorování Keckovým 10m teleskopem a 8m teleskopem VLT, že planetku lze charakterizovat trojosým elipsoidem s rozměry 132 x 101 x 93 km3 a rovněž odhadli, že planetka může být zčásti kovová.
P. Pravec aj. se zabývali otázkou, zda pozorované páry planetek mohou vznikat rotačním rozštěpením. Z pozorování velkého množství párů a také z případů, kdy páry už nedrží pohromadě gravitací, zjistili, že takto vzniklé páry drží pohromadě tehdy, je-li poměr hmotností složek větší než 0,2. Obecně totiž platí, že čím je poměr hmotností složek vyšší, tím pomalejší je rotace primární složky. To znamená, že k rozpadu původního tělesa na dvě složky došlo díky snížení rotační energie tělesa, jež tak byla využita k rozštěpení složek. Pokud je rotační rychlost hlavní složky páru blízká rychlosti kritické, takže odstředivá síla na rovníku soupeří s gravitaci, je prakticky vždy poměr hmotností složek výrazně nižší než 0,2. To znamená, že je-li poměr hmotností složek menší než 0,2, pár se časem rozpadne. Takových rozpadlých dvojic našli autoři ve svém statistickém souboru 35.
V r. 2002 zjistili W. Merline aj., že planetka (3749) Balam (a =2,2 AU; e = 0,1; i = 5°; per. 3,3 r) má průvodce, jenž kolem ní obíhá po elipse s délkou poloosy 310 km a výstředností 0,15 v periodě 110 d. V r. 2010 oznámili F. Marchis aj., že kolem planetky obíhá ještě třetí tělísko ve vzdálenosti pouhých 20 km s periodou 33 h, takže jde o klasický případ trojplanetky s hierarchickou konfigurací, tj. těsná dvojplanetka a třetí podstatně vzdálenější složka, jako tomu bývá u hierarchických trojhvězd. Primární složka trojplanetky má průměr asi 7 km a rotuje v periodě 2,8 h. Její těsný průvodce o průměru asi 3 km je od ní úhlově vzdálen jen 0,02″, zatímco vzdálená složka má průměr jen 1,5 km, ale zato je úhlově vzdálen 0,5″.
D. Vokrouhlický a j. ukázali, že před několika sty miliony let vznikla srážkou rodina planetky (87) Sylvia, která má více než tisíc (!) členů. Během časové stupnice řádu miliard let se však takové rodiny rozptýlí natolik, že se už její členové nedají dohledat. Podobně B. Novakovic zjistil, že mateřské těleso rodiny planetek (778) Theobalda mělo průměr asi 80 km a dostalo zásah před 7 mil. let, přičemž úniková rychlost z mateřského tělesa byla pouhých 32 m/s. Původní těleso se tak rozdrobilo na minimálně 128 úlomků, které se dnes nacházejí ve vnější části hlavního pásu planetek a jejich dráhy jsou nápadně chaotické.
V červnu 2010 se úspěšně vrátilo na Zemi pouzdro z japonské kosmické sondy Hajabusa, jež odstartovala ze Země v květnu 2003 a v září 2005 se usadila na oběžné dráze u miniplanetky (25143) Itokawa. Po cestě k planetce i na oběžné dráze kolem ní se sonda potýkala s řadou technických problémů, které však japonští technici nakonec mistrovsky zvládli; sonda byla s to odebrat vzorky z planetky a vydala se na zpáteční cestu s velkým zpožděním proti původnímu plánu až koncem dubna 2007. Předností sondy byly 4 nezávisle fungující iontové motory, což dalo sondě tolik potřebnou redundanci pro zpáteční let. Pouzdro ze vzorky bezpečně přistálo v australské poušti 13. června a v ochranném obalu bylo převezeno letadlem do japonské laboratoře o 4 dny později. V polovině listopadu oznámila agentura JAXA, že v pouzdru se nachází na 1,5 tis. mikrometrových zrníček z planetky Itokawa, což znamená epochální předěl ve zkoumání drobných těles Sluneční soustavy, i když podrobný výzkum těchto jedinečných vzorků potrvá léta.
Mediálně nejvděčnějším křížičem se stala právem hrozící planetka Apophis, jejíž průměr činí asi 300 m, což je zhruba 6x více, než odhadovaný průměr mateřského tělesa Tunguského meteoritu. Při případné srážce se Zemí by se tak uvolnila energie řádu stovek Mt TNT, tedy asi o 2 řády větší než při tunguské katastrofě. Nyní je už jisté, že při blízkém průletu kolem Země v dubnu 2029 ke kolizi nedojde; dokonce i pravděpodobnost srážky při dalším průletu 13. dubna 2036 již klesla na přijatelnou hodnotu 1/250 000. Ještě nižší je nyní pravděpodobnost srážky Apophise se Zemí 13. 4. 2068.
Těsný průlet v r. 2029 však může podle R. Binzela aj. odhalit, jakým typem planetky vlastně Apophis je. Určitě jde o planetku velmi starou, ale pokud by to byla hromada sutě, tak slapové síly Země jí doslova "svléknou" vnější vrstvu následkem slapového zemětřesení, jak ukázal D. Nesvorný. Zbytek planetky se roztočí na vyšší obrátky, takže odstředivá síla na rovníku způsobí další odhazování materiálu, z něhož může nakonec vzniknout průvodce původní planetky a ten se může znovu spojit s mateřským tělesem, jež nabude vzhledu "kosti pro psa". Pokud se planetka setkává se Zemí častěji, může se tento proces dokonce vícekrát opakovat, takže těsné průlety u Země planetku silně ovlivňují, zatímco Země sama na tato setkání nijak nereaguje. B. Bachšijan aj. propočítali vhodná startovní okna pro vyslání sond k planetce Apophis v období let 2012-2022. První okno se otevře koncem února 2015, ale nejekonomičtější by byly starty 5. května 2020, popř. 18. dubna 2021. Trvání letu k planetce by v těchto případech by bylo dostatečně krátké, tj. 0,7, resp. 1,8 roku.
Právě v souvislosti s hrozbou Apophisu se rozbíhá v USA debata, zda 5,5 mil. dolarů ročně určené pro hledání nebezpečných křižujících planetek jsou dostatečné pro splnění klíčového úkolu projektu Spaceguard nalézt do r. 2022 všechny křížiče s průměrem >140 m (tak velká tělesa by při srážce způsobila kontinentální, popř. i globální katastrofu). Očekává se, že v té době už bude fungovat 8m synoptický teleskop LSST, ale ani ten celý úkol nezvládne. M. Birlan aj. uvedli, že do projektu Spaceguard přispívají také evropské observatoře pomocí 9 přehlídkových teleskopů ve 4 evropských státech. Za posledních 15 let tak bylo objeveno přes 160 křížičů a celkem se podařilo získat pro ně více než 1,5 tis. poloh s přesností na 1″.
Podle T. Kwiatkovského se pro hledání velmi malých křížičů hodí dokonce i obří teleskop SALT poblíž Sutherlandu v JAR s efektivním průměrem zrcadla 9,2 m. První přehlídka objevila celkem 14 drobných křížičů s typickými průměry 20 – 90 m a rotačními periodami 1,3 – 44 min. D. Trilling aj. využili Spitzerova kosmického teleskopu k hledání a soustavnému pozorování 700 křížičů v infračerveném pásmu 3,6 a 4,5 μm. Autoři zjistili, že objekty s rozměrem >1 km jsou většinou velmi tmavé, zatímco řada křížičů s rozměry <1 km má vysoké albedo až kolem 35 %. To svědčí o relativním mládí malých úlomků a relativním stáří úlomků větších.
NASA však chce řešit "obranu planety Země" daleko velkoryseji, protože objev všech křížičů je jen prvním krokem. Druhým, daleko těžším úkolem je zpřesnění drah zejména nejvíce rizikových křížičů a k tomu cíli by bylo nejlepší vypustit přehlídkový teleskop na dráhu blízkou dráze Venuše. Nový úřad pod střechou NASA by měl mít z toho důvodu roční rozpočet až 300 mil. dolarů ročně, protože nezbytný třetí krok, tj. vypuštění sondy určené pro odklonění dráhy nebezpečného projektilu, by přišel minimálně na 1 mld. dolarů.
Otázkou, jak nejlépe odklonit rizikový křížič od srážky se Zemí, se podrobně zabýval D. Durda. Technicky nejjednodušší je uskutečnit výbuch o energii 100 kt TNT ve vzdálenosti 20 m od povrchu planetky o průměru 1 km, který změní oběžnou rychlost planetky o 10 mm/s. Pokud se takový manévr uskuteční 7 – 10 let před očekávanou srážkou, tak nás takto posunutý křížič mine. Další možností je mechanický náraz 1t projektilu o relativní rychlosti 10 km/s na samotný křížič. Tím se vymrští velké množství kamení z planetky, jež se po balistických drahách vrátí a údery na planetku ji odsunou správným směrem. Ty kameny by šlo také vyhazovat magnetickými katapulty z planetky, popřípadě mocnými lasery odpařovat příslušnou část povrchu planetky. Jinou možností je využít obřích slunečních plachet k odpařování regolitu křížiče ve správném místě jeho povrchu. Lze také v principu sestrojit gravitační traktor podle dřívějšího návrhu E. Lu a S. Loveho, ale Durda soudí, že konstruovat něco takového v předstihu nemá valný smysl, protože v době aktuálního nebezpečí by byla příslušná technologie již zastaralá. Za zmínku však stojí možnost uskutečnit pilotovaný let k vhodné planetce, který by šlo odstartovat v letech 2024-26 k planetkám o rozměrech <100 m, např. 1999 AO10, 2003 SM84, nebo 2009 OS5.
H. Campins aj. tvrdí, že potenciálním testem schopností bezpilotní kosmické sondy by měla být přednostně planetka (101955) = 1999 RQ36, která pochází z rodiny Polana v komplexu Nysa-Polana hlavního pásu, ale nyní patří ke křížičům typu Apollo. (Členové komplexu s průměrnou délkou velké poloosy 2,4 AU a sklonem 10° jsou v současnosti hlavními dodavateli nových křížičů dráhy Země.) Planetka (101955) má nyní délku velké poloosy 1,13 AU a v přísluní se přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,9 AU při sklonu dráhy 6° a výstřednosti 0,2. Obíhá kolem Slunce v periodě 1,2 r a její průměr je docela hrozivý: 560 m.
Velkým oříškem pro planetární obranu jsou ovšem podvojní křížiči. Radarová měření z léta 2000 na observatoři Arecibo (vlnová délka radaru 126 mm; frekvence 2,4 GHz) i na stanici NASA v Goldstone (35 mm; 8,6 GHz) prokázala podle M. Brozovicove aj., že planetka (4486) Mithra je kontaktním párem, propojeným údolím hlubokým 380 m, o rozměrech trojosého elipsoidu 2,4 x 1,6 x 1,4 km3. Planetka rotuje velmi pomalu v periodě 2,8 d.
Ke křížičům patří pochopitelně také mateřské těleso meteorického roje Geminid (3200) Phaethon, jež podle J. de Léona aj. pochází z rodiny velké planetky Pallas (průměr 550 km; i = 34°; e = 0,23), do níž patří celkem 9 objevených planetek. Phaethon křižuje dráhy Merkuru, Venuše, Země i Marsu, protože má přísluní ve vzdálenosti 0,14 AU (pouhých 21 mil. km od Slunce), kdežto odsluní až v hlavním pásu planetek (2,4 AU). Těleso tedy na své dráze s periodou pouhých 1,4 roku prodělává značné tepelné šoky a to se jistě podepisuje na vzhledu jeho regolitu.
T. Ito a R. Malhotraová si všimli, že impaktní krátery na Měsíci nejsou rozloženy náhodně, ale jeví přebytek o 1/3 ve směru apexu v porovnání s antapexem. Vesměs jde o projektily, které na Měsíc dopadaly malými rychlostmi, tj. Měsíc tato tělesa doháněl. Stáří těchto impaktů nepřesahuje nikdy 800 mil. rok a autoři se proto domnívají, že ve dráze Země se pohybuje řada těles o průměru >5 km, které mají vůči Zemi a Měsíci malou diferenciální rychlost. Podobné asymetrie s přebytkem ve směru apexu pohybu byly ostatně pozorovány také u Galileových družic Jupiteru a u velké Neptunovy družice Triton. Jinými slovy budování Země, Měsíce a četných planet Sluneční soustavy dosud mírným tempem pokračuje.
O dlouhodobé nestabilitě drah takových těles nás mohou přesvědčit výpočty P. Wajera, jenž propočítal budoucí osudy dvou kvazisatelitů Země: (164207) = 2004 GU a (277810) 2006 FV35. První planetka vydrží na dráze v blízkosti Země ještě zhruba 1 tis. roků. Má totiž současné elementy dráhy a = 1,001 AU; i = 14° a e = 0,14. Pak se však její dráha změní na typickou podkovu kolem Země. Podkova bude ovšem stabilní jen několik tisíc let, pak ji ovlivní poruchy od Venuše a planetka se od Země natrvalo vzdálí. Druhá planetka je vzdálenou družicí Země již desítky tisíc let (a = 1,001 AU; i = 7° a e = 0,38) a zůstane jí ještě asi 800 roků, jenže kvůli vysoké výstřednosti křižuje i dráhy Marsu a Venuše. Pak gravitačně zapracuje Venuše a objekt 2006 FV35 Zemi navždy opustí.
Johannes Kepler kdysi odhadl, že ve vesmíru je více komet, než kolik je ryb v oceánech, a dnes se zdá, že i toto přirovnání kulhá, protože současné statistické úvahy naznačují, že jenom v naší Galaxii je minimálně 1024 potulných komet, které se vymanily z gravitační náruče svých mateřských hvězd a bloudí Galaxií zcela bezcílně. H. Levison ukázal, že jestliže několik mateřských hvězd vzniká víceméně zároveň z téhož zárodečného mezihvězdného mračna, mohou se komety přitom vzniklé u některé z hvězd nakonec uchytit u jiné hvězdy téhož původu, takže téměř každý Oortův oblak sestává se dvou složek - první složku tvoří kometární jádra zrozená u konkrétní hvězdy a druhou složku zachycená kometární jádra od geneticky spřízněných hvězd.
J. Garciová-Sanchezová zjistila před 10 lety z přesných vlastních pohybů změřených pro statisíce hvězd astrometrickou družicí HIPPARCOS, že trpasličí hvězda Gl 710 (= HD 168442; 10 mag; sp. K7 V; 0,6 M☉; 0,7 R☉; vzdálenost 20 pc) se za 1,5 mil. roků přiblíží ke Slunci na minimální vzdálenost 0,5 pc. Také V. Bobylev nyní znovu prohlédl týž katalog vlastních pohybů hvězd a vybral z něho hvězdy, jež jsou ke Slunci blíže než 30 pc. Odtud odvodil případná těsná přiblížení hvězd ke Slunci v intervalu -2 – +2 mil. let. Našel 9 nových kandidátů, kteří se ve zmíněném časovém intervalu přiblížily nebo přiblíží ke Slunci na méně než 2,3 pc. Pokud jde o hvězdu Gl 710, vypočítal, že s pravděpodobností 86 % projde za 1,45 mil. let vnějším okrajem Oortova oblaku komet ve vzdálenosti 100 kAU. Tím se poruší dráhy kometárních jader v této oblasti a následně se zvýší pravděpodobnost dopadu vychýlených kometárních jader na Zemi zhruba o 10 %. Autor také ukázal, že ostrý vnější okraj Edgeworthova-Kuiperova pásu planetek ve vzdálenosti 60 AU od Slunce mají na svědomí předešlé blízké průlety anonymních hvězd vnějšími partiemi Sluneční soustavy. Z téhož důvodu mají některé transneptunské objekty velmi podivné silně protáhlé dráhy, jak dokládá případ transneptunské planetky Sedna s přísluním v 76 AU, ale odsluním ve vzdálenosti téměř 1 kAU.
M. Królikowská a P. Dybczynski si položili otázku, odkud se vlastně berou pozorované dlouhoperiodické komety. Studovali dráhy 26 dlouhoperiodických komet, ale zjistili, že jejich dráhy jsou často výrazně ovlivněny galaktickými slapy, takže jen o třetině z nich lze spolehlivě dokázat, že jde o dynamicky nové komety z Oortova oblaku komet. U většiny komet z tohoto vzorku se proto nedá stanovit, odkud skutečně pocházejí. V každém případě většina nových dlouhoperiodických komet posléze Sluneční soustavu opustí, protože se vlivem poruch drah dostanou na nevratné hyperbolické dráhy.
Nejnovější 17. vydání generálního katalogu komet s uzávěrkou v červnu 2008 obsahuje téměř rovnou půlstovku přesných kometárních drah, ale naprostá většina z nich patří krátkoperiodickým kometám s oběžnou dobou pod 200 let. Úhrnem však obsahuje již 3815 dráhových elementů pro 3708 návratů komet ke Slunci. Z toho téměř 1,5 tis. drah se týká komet objevených kosmickými družicemi SOHO, STEREO, SMM a Solwind.
Sonda STEREO zpozorovala v březnu 2010 ve svém koronografu dosud nejjasnější kometu C/2010 E6 STEREO, jež dosáhla 13. 3. jasnosti 1 mag. Nejjasnější kometu Marsdenovy rodiny komet lízajících Slunce následně pozorovala družice SOHO 18. dubna 2010 těsně před průchodem přísluním 20. 4., kdy dosáhla 5,5 mag, ale rozpadla se na tři úlomky. Proti předpovědi si tak přispíšila téměř o 12 dnů. Kometa byla poprvé pozorována již v r. 1996 (J6) a znovu v r. 2004 (V9). K výpočtu nové dráhy přispěla také pozorování sondou STEREO, takže revidované elementy dráhy činí q = 0,05; a = 3,1 AU; i =24°; per. 5,4 r. Z výpočtů také vyplynulo, že kometa prošla 12. 6. 1999 ve vzdálenosti 0,014 AU od Měsíce a 0,013 AU od Země. Koncem června 2008 proletěla ve vzdálenosti 1,16 AU od Jupiteru.
Kometa C/2009 R1 (McNaught) dosáhla v polovině července 2010 hranice viditelnosti očima. Byla v té době dobře pozorovatelná v souhvězdích Vozky a Blíženců. Zpřesnění dráhy ukázalo, že kometa proletěla přísluním 2. 7. 2010 ve vzdálenosti 0,4 AU po hyperbolické dráze, takže Sluneční soustavu navždy opouští.
Nejzajímavější kometou roku se stala nepochybně kometa 103P/Hartley objevená v r. 1986, jež patří do Jupiterovy rodiny komet a prošla přísluním 28. 10. 2010 ve vzdálenosti 1,05 AU, když o 8 dnů předtím proletěla kolem Země ve vzdálenosti pouhých 18 mil. km (0,12 AU) a dosáhla v tom týdnu 5 mag. Už od poloviny září se nápadně zvyšovala celková aktivita komety, stoupala produkce plynných molekul CN, CO, H2O, CO2 a HCN. Kometa Hartley 2 se navíc stala cílem prodloužené výpravy kosmické sondy Deep Impact označené jako EPOXI. K jádru komety se 4. 11. 2010 sonda přiblížila rychlostí 12,3 km/s na vzdálenost pouhých 700 km a pořídila mj. sugestivní snímky jejího povrchu. Jádro komety má vzhled "kosti pro psa" o délce 2,2 km, průměru obou "kloubů" kolem 1 km a šířce spojovací části kosti asi 0,4 km. Jde teprve o páté kometární jádro pozorované zblízka kosmickou sondou (poprvé se to podařilo sondě Giotto v r. 1986, kdy zobrazila siluetu jádra komety 1P/Halley.)
Souběžně byla kometa pozorována 2,1m reflektorem KPNO v Arizoně, Keckovým desetimetrem, radarem v Arecibu, družicemi WISE, Odin i Herschel a dále HST. Data o délce rotační periody jádra se však rozcházejí v rozmezí 16 – 18 h. Spektrograf na Keckově teleskopu odhalil také přítomnost dalších, převážně organických, molekul: OH, H2CO, C2H6 a CH3OH, Čidla sondy EPOXI zaznamenala nárazy až 10 mm zrnek z komy, v níž byla pozorována trajektorie ve tvaru Archimedovy spirály vytvářené ze zrnek vyvržených z jádra komety rychlostmi až 700 m/s. Pohonným plynem je však spíše CO2 než vodní pára. Jádro komety má překvapivě hladký povrch, posetý jen místy obrovitými skalisky. Z povrchu jádra se vypařuje až 300 kg vodní páry za sekundu.
Zatímco souhrnné výsledky projektu EPOXI se teprve připravují do tisku, objevily se v literatuře r. 2010 souhrnné výsledky téže sondy, která pod názvem Deep Impact uskutečnila počátkem července 2005 jedinečný experiment, když vyslala měděný projektil o hmotnosti 372 kg k jádře komety 9P/Tempel, jenž na kometu Tempel 1 narazil šikmo relativní rychlostí 10,3 km/s. Nárazem se podle O. Groussina aj. uvolnila kinetická energie 20 GJ (≈ 5 t TNT). V prvních sekundách po impaktu se vynořil z místa dopadu horký chochol, obsahující 190 kg vodní páry, 255 kg prachu, 28 kg organických látek a 10 kg plynného CO a CO2. Více než 36 % energie v chocholu se spotřebovalo na vypaření vody, kdežto na vypaření CO a CO2 jen necelá 2 % a na odpaření organických látek přes 5 %. Nejvíce (41 %) vyžadovalo odpaření prachu. Dalších 10 % spotřebovalo vymrštění vodní páry, přes 3 % vymrštění zbytků projektilu a poslední 2 % vymrštění prachu. Úhrnem však z místa dopadu bylo vymrštěno na 10 kt materiálu.
Pokud jde o podíl fyzikálních procesů na celém úkazu, tak nejvíce energie (68 %) se spotřebovalo na urychlování prachových zrnek, 16 % na jejich ohřev, 6 % na jejich roztavení nebo sublimaci a maximálně 10 % na drcení a stlačení zrnek a ledových krystalků na částice o mikronových rozměrech. Složení vymrštěného materiálu nesouhlasí se zastoupením prvků a molekul v celém objemu kometárního jádra, což lze vysvětlit tak, že podpovrchové vrstvy zasažené impaktem se skládaly z pláství různého chemického složení. Největším překvapením celého pokusu byl vysoký obsah vody v chocholu i v celém vymrštěném oblaku materiálu, jak nezávisle potvrdili P. Feldman aj. měřeními na ultrafialové družici GALEX v pásmu (200 – 340 nm). Z měření intenzity pásů molekul OH (308 nm) a CS (257 nm) odvodili ihned po impaktu dočasné zvýšení produkce molekul vody v poměru 25 000:1 a molekul CS2 v poměru 20 000:1.
Odborníci pokračovali také v luštění záhady obřího výbuchu komety 17P/Holmes z roku 2007. H. Hsieh aj. zjistili z pozorování robotického teleskopu SuperWASP na ostrově La Palma, že výbuch začal v čase 23,3. října (UT), tedy asi 19 h před Santanovým objevem. Jasnost komety vzrůstala zprvu exponenciálně a koma se rozpínala tempem 550 m/s. Před výbuchem měla kometa 17,5 mag a během dvou dnů se zjasnila až na 2 mag. R. Stevensová aj. sledovali rozpínání kulové prachové komy po výbuchu pomocí 3,6m CFHT na Mauna Kea. Podle vzhledu komy usoudili, že výbuch byl téměř dokonale izotropní. Nalezli v ní 16 větších úlomků o rozměrech 10 – 100 m, obklopených vlastními prachovými komami. Úlomky však slábly tempem 0,2 mag/den, takže patrně šlo o ledové úlomky, které se odpařovaly na slunci. Autoři také odhadli, že jádro komety má poloměr asi 1,7 km. M. Ishiguro aj. usoudili z infračervených pozorování, že teplota zrnek v materiálu vymrštěném z jádra dosahovala 200 K. Podařilo se jim také odhadnout celkovou hmotnost prachu uvolněného do kosmického prostoru během výbuchu na 40 Mt, což odpovídá tloušťce několika metrů na povrchu komety. Z toho též vyplývá, že zdroj exploze se nacházel jen několik metrů pod povrchem jádra. Ze submilimetrových měření parabolou HHST na Mt. Grahamu vyplynulo, že rychlost rozpínání plynné složky výbuchu dosahovala 500 m/s.
K. Kossacki a S. Sztowiczová sice tvrdí, že k tak mohutné explozi nemůže stačit energie uvolněná krystalizací amorfního ledu, jenže přitom vyšli z předpokladu, že hmotnost vymrštěného prachu byla podstatně větší, než hmotnost pláště jádra komet, v přímém rozporu s uvedenou prací M. Ishigura aj. W. Reach aj. proto na základě infračervených měření ze Spitzerova kosmického dalekohledu podpořili původní domněnku, že za celým úkazem opravdu stojí fázový přechod amorfního ledu na krystalický, i když kinetická energie výbuchu přesáhla 100 TJ, což je více než vazebná gravitační energie kometárního jádra. Ostatně hmotnost prachové komy jim vyšla prakticky shodná s Ishigurovými údaji. Podle jejich výpočtů byl výbuch z r. 2007 asi 20krát mocnější než analogický výbuch komety Holmes v r. 1892. Jde tedy o vůbec největší pozorovaný výbuch jakékoliv komety v celé historii lidstva.
Několik variant příčin kometárnich výbuchů předložili P. Gronkowski a Z. Sacharczuk. Kromě již zmíněné krystalizace amorfního vodního ledu uvažovali polymeraci kyanvodíku (HCN), tepelné namáhání vyvolané pomalým přestupem tepla z povrchu jádra komety do jejího nitra a konečně tepelné rozpínání inkluzí CO ve vodním ledu. Právě tento poslední mechanismus považují pro výbuchy komety Holmes za nejpravděpodobnější.
M. Knight aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o kometách Kreutzovy rodiny, jež v průběhu dekády 1996-2005 získala družice SOHO. Zaznamenala v tomto období více než 900 členů této rodiny při jejich průletech přísluních. Rozměry jejich jader byly vesměs miniaturní v rozmezí 5 – 50 m, takže tak nepatrné komety se vlastně nedají ve větších vzdálenostech od Slunce současnými prostředky pozorovat - svítí právě jen díky extrémně blízkým průletům u Slunce, protože jejich přísluní se pohybuje v rozmezí 1 – 2 R☉. Není proto divu, že zejména menší jádra takový průlet už ani nepřežijí. Zajímavé je, že komety Kreutzovy rodiny mají vysoký sklon k ekliptice 143° a obíhají přitom po retrográdní dráze v periodách 500 – 1 000 roků. Autoři zároveň zjistili, že podél celé eliptické dráhy je četnost komet evidentně proměnná, a že hmotnost všech úlomků podél celé dráhy činí přibližně jen 4.1011 kg.
J. Harmon aj. využili počátkem ledna 2008 příznivé okolnosti, že se kometa 8P/Tuttle přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,25 AU, k proměření rozměrů jejího jádra radarem v Arecibu na frekvenci 2,4 GHz (vlnová délka 126 mm). Zjistili tak, že kometa se skládá ze dvou jader, která jsou patrně v dotyku, mají poměr hmotností složek 2,1:1 a společně rotují v periodě 11,4 h. Rozměry jader lze přibližně popsat dvěma sféroidy s rozměry 5,8 x 4,1 km a 4,2 x 3,3 km. Přitom jde o teprve třetí kometu, jejíž jádro se podařilo radarem zobrazit.
N. Brosch aj. zveřejnili výsledky obsáhlého souboru radarových pozorování meteorů v projektu EISCAT. Jde o soustavu složenou z radarů a pasivních přijímacích antén, které využívají nekoherentního rozptylu rádiových vln na ionizovaných stopách meteorů k získání údajů o četnostech meteorů a jejich atmosférických trajektoriích. Radary vysílající impulsy vertikálně na frekvencích VHF a UHF byly instalovány v norském Tromsö, kdežto přijímací antény se nacházely také v švédské Kiruně a finském Sodankylä. V prosinci 2008 uskutečnili během činnosti meteorického roje Geminid nepřetržité celodenní měření, během něhož získali v pásmu VHF téměř 23 tis. ozvěn, kdežto v pásmu UHF jen něco přes 2 tis. ozvěn. 11 ozvěn VHF se vrátilo z výšky přes 150 km nad zemí; rekord drží ozvěna z výšky 247 km!
Během doby, kdy byl radiant Geminid nad obzorem, nepozorovali žádné zvýšení počtu ozvěn, takže v souboru se vyskytují téměř výhradně sporadické meteory s geocentrickými rychlostmi <60 km/s. Průměrná četnost ozvěn v pásmu VHF se pohybovala kolem 16 met/min, což opticky odpovídá meteorům 13 – 14 mag. Pozorované meteory se štěpily na úlomky již při tlacích >0,5 Pa, tj. jsou o dva řády křehčí, než jasné kometární meteoroidy. Autoři tak objevili novou populaci radarových meteorů s výškami zážehu v rozmezí 150 – 120 km nad zemským povrchem.
A. Berezhnoy a J. Borovička uvedli, že zářící jasné bolidy dosahují během letu atmosférou na krátkou chvíli teplot 4 – 5 kK, takže tam vznikají nejen atomy a ionty, ale i molekuly SiO, CO, N2 a NO. Při nižších teplotách 2,0 – 2,5 kK se tvoří monoxidy kovů a při ještě nižších teplotách dokonce molekuly SO2, CO2 a H2O.
P. Jeniskens a J. Vaubaillon se věnovali vývoji dráhy nepravidelného meteorického roje α-Capricornid, jenž byl poprvé pozorován M. Konkolym vždy koncem července v letech 1871 a 1873. V r. 2002 bylo objeveno jeho mateřské těleso původně klasifikované jako planetka EX12, jež je však ve skutečnosti krátkoperiodickou kometou 169P/NEAT s dráhovými elementy a = 2,6 AU; q = 0,6 AU; i = 11° a oběžnou periodou 4,2 let, takže v odsluní je jen 4,6 AU daleko, čili bezpečně uvnitř dráhy Jupiteru. Proto je dráha komety dlouhodobě stabilní. Kometa je však o 10 mag slabší než bývají běžné komety Jupiterovy rodiny, takže jde o stařenku nad hrobem. Tím lze vysvětlit vysokou hmotnost meteorického roje 9 Gt, řádově shodnou se současnou hmotností jádra komety. Podle autorů se většina tohoto materiálu nalézá uvnitř dráhy Země, takže zatím nás meteorický roj zasahuje jen svým "roztřepeným" vnějším okrajem, a proto patří mezi roje nepravidelné. Gravitační poruchy planet však posouvají nejhustší vlákno roje směrem k Zemi, takže podle výpočtu autorů se tento roj stane v letech 2220-2400 nejsilnějším pravidelným meteorickým rojem pro budoucí obyvatele Země. T. Kasuga aj. odvodili efektivní poloměr jádra komety 169P 2,3 km při zploštění zhruba 30 % a jeho rotační periodu 8,4 h. Hmotnost meteorického proudu odhadli na minimálně 10 Gt, ale nevylučují, že během dosavadního stáří roje cca 5 tis. let se do meteorického proudu α-Capricornid mohlo dostat ještě o dva řády více rozptýleného materiálu. Jádro komety ztrácí v současné době při každém oběhu asi 1 Mt materiálu.
J. de León aj. zjistili pomocí numerických simulací, že mateřské těleso (3200) Phaethon (průměr 5 km) meteorického roje Geminid je úlomkem velké planetky (2) Pallas (průměr 550 km). Do její rodiny patří dalších 9 členů o rozměrech řádu desítek km, které rovněž představují úlomky po srážce, k níž došlo před nějakými 25 miliony let. Phaethon má sice odlišné spektrum v porovnání s ostatními členy příslušné rodiny, ale to lze vysvětlit jeho malými rozměry, protože se obecně ukazuje, že čím menší je planetka, tím má drsnější regolit. Svou roli hraje také silný ohřev povrchu Phaethonu v přísluní (0,14 AU) až na 1025 K. Ostatně dříve či později se Phaethon zřítí na Slunce. D. Jewitt a J. Li uvedli, že když byl Phaethon v polovině června 2009 v přísluní, pozorovala kosmická sonda STEREO A, že se zjasnil téměř o 1 mag a vyvrhl oblak prachu o hmotnosti 250 kt, což odpovídá zlomku promile hmotnosti celého meteorického proudu Geminid (1 – 10 Gt)! To znamená, že Geminidy vznikly rozprášením pláště Phaethonu o tloušťce 5 – 50 m. (Současná hmotnost Phaethonu činí 160 Gt.) V každém případě to znamená, že každoroční Geminidy jsou tvořeny materiálem, jenž kdysi patřil jedné z největších a nejhmotnějších planetek hlavního pásu.
Pozoruhodné údaje o dlouhodobé stabilitě drah hlavních těles Sluneční soustavy shrnul G. Laughlin. Vyvrcholení představ založených na platnosti Newtonova gravitačního zákona přinesla stěžejní publikace P. Laplacea z konce 18. století "Nebeská mechanika". Laplace byl, jak známo, zastáncem přísného determinismu, takže se domníval, že Sluneční soustava bude trvale šlapat jako švýcarské hodinky. Nicméně již v polovině XIX. století to byl především U. Le Verrier (1811-1877), kdo objevil zřetelné odchylky od přísného determinismu v podobě gravitačních poruch, jimiž planety na sebe působí navzájem a H. Poincaré (1854-1912) v r. 1890 publikoval svou slavnou práci o tom, že problém tří těles nemá analytické řešení.
Dnes je chaos planetárních drah už zcela běžným pojmem, doloženým jednak numerickými výpočty o omezené stabilitě drah prakticky všech planet Sluneční soustavy a jednak objevem migrace obřích planet, která je typická zejména pro většinu exoplanet typu Jupiteru. V r. 1995 ukázal J. Laskar, že štěstím v neštěstí je skutečnost, že obecná teorie relativity, která je podstatným pokrokem gravitační teorie v porovnání s klasickou Newtonovou mechanikou, zmírňuje chaotické změny drah planet. Kdybychom totiž používali pro výpočet dráhového chaosu Newtonovy teorie, podlehl by Merkur chaotické změně své dráhy daleko dříve a nejspíš by se srazil s Venuší. Podobně by se Země podle takového výpočtu srazila v kosmologicky dohledné budoucnosti s Marsem. Paradoxně tak vděčíme právě moderní Einsteinově teorii za jistotu, že stabilita Sluneční soustavy je zřetelně dlouhodobější, než bychom podle klasické fyziky čekali.
B. Shikita aj. zjistili na základě numerických simulací, že nejlepší stabilitu exoplanetárních soustav vykazují ty z nich, jejichž mateřské hvězdy si opatřily dvě obří planety (typu Jupiter nebo Saturn) dostatečně daleko od sebe. Pokud však mají tři takto rozmístěné obří planety, dochází po dlouhém období stability k prudkému nástupu chaosu, čímž je jedna obří planeta ze zmíněného tria vymrštěna z exoplanetární soustavy rychlostí vyšší než únikovou a dráhy zbylých dvou planet získají tak vysokou dráhovou výstřednost, že zlikvidují všechny případně existující méně hmotné (tj. např. terestrické) planety v dané soustavě.
W. Bottke aj. uvedli, že tři velké planety Jupiter, Saturn a Uran mají poměrně až dvě třetiny nepravidelných družic s podobnou sestavou dráhových elementů. Zřejmě vznikly podobným procesem zachycení v době, kdy byla Sluneční soustava vyplněna mnoha planetesimálami II. generace, nejčastěji v době před 3,9 mld. roků. Nejsnáze se daří zachycení páru planetesimál, kdy relativně pomalejší složka páru se zachytí, zatímco druhá se od planety vzdálí rychlostí vyšší než únikovou.
Mnohé z těchto planetesimál se ovšem srážely jak navzájem, tak také s již existujícími většími tělesy počínaje Jupiterem a konče třeba Měsícem u Země. Byly tedy hlavními činiteli v období těžkého bombardování a jsou odpovědné za většinu kráterů na tělesech s pevným povrchem i za existenci uhlíkatých chondritů, které představují nejstarší a málo přetvářený materiál z období vzniku Sluneční soustavy.
Podle D. Nesvorného aj. lze vysvětlit trvanlivost zodiakálního světla neustálým přísunem prachu z krátkoperiodických komet Jupiterovy rodiny. V období těžkého bombardování vnitřních terestrických planet Sluneční soustavy byl však tento přísun materiálu mnohem vyšší, takže rané zodiakální světlo svítilo o plné tři řády více než nyní. Nicméně při pozorování Sluneční soustavy zdálky je úhrnná jasnost zodiakálního světla ještě nyní vyšší než jasnost planety Venuše. Současná hmotnost prachu zodiakálního světla do vzdálenosti 5 AU od Slunce se odhaduje na 1016 kg a velikost zrnek se pohybuje v rozmezí 0,1 – 0,2 mm. Prachová zrnka z komet o rozměrech 0,01 –1,0 mm dopadala v dávné minulosti Sluneční soustavy také na Zemi, Měsíc a Mars v podobě uhlíkatých mikrometeoritů. Autoři odhadli celkový přínos tohoto materiálu na 1019 kg pro Zemi, až 1018 kg pro Měsíc a 2.1017 kg pro Mars.
Podle D. Jewitta by Země ve vzdálenosti 5 AU od Slunce byla viditelná jako objekt o úhlovém průměru 4″ a jasnosti 2,6 mag, ale ve 30 AU od Slunce už jen jako téměř bodový zdroj o průměru 0,6″ a jasnosti 10,8 mag. Konečně v 600 AU od Slunce by měla úhlový průměr pouhé 0,03″ a jasnost 24 mag. Pokud by byla od Slunce dál než 50 AU, nebyli bychom schopni odhalit gravitační poruchy jí vyvolané na dráhy známých planet Sluneční soustavy. Podobně by to platilo i pro těleso o hmotnosti Neptunu, pokud by bylo od Slunce dále než 130 AU. Jelikož vnější okraj Oortova oblaku komet je od Slunce vzdálen asi 65 kAU, znamená to, že naše vědomosti o případných planetárních tělesech Sluneční soustavy v rozmezí 1 – 100 kAU jsou v podstatě nulové. Přitom lze statisticky odhadnout, že v Galaxii se nachází minimálně bilión planet-nomádů, které se odpoutaly od svých mateřských hvězd, popřípadě vznikly samostatně bez návaznosti na nějakou hvězdu. Zachycení takových nomádů v již existující planetární soustavě není sice úplně vyloučeno; vyžaduje však souhru málo pravděpodobných událostí. Podstatně pravděpodobnější je ovšem těsný průlet nomádu planetární soustavou, i když i takový případ se sotva kdy podaří zdokumentovat.
D. Champion aj. poukázali na možnost, jak určit s rekordní přesností 10-7 hmotnosti planet Sluneční soustavy od Merkuru po Saturn netradičním způsobem, totiž měřením impulsních period alespoň 4 pulsarů po dobu alespoň 10 let. Měření hodnoty je totiž třeba vztáhnout k barycentru Sluneční soustavy a k tomu je potřebné znát co nejpřesněji hmotnosti a vzdálenosti zmíněných planet v okamžiku měření periody pulsaru. Pokud jsou některé hodnoty hmotnosti chybné, projeví se to periodickým kolísáním takto ovlivněné impulsní periody, což zpětně umožní opravit hmotnost konkrétní planety s přesností lepší, než když je k mání hodnota odvozená z průletu kosmické sondy. V případě Jupiteru tak ovšem dostáváme hodnotu hmotnosti Jupiteru a jeho Galileových měsíců, ale to se dá v případě dlouhodobého sledování vybraných pulsarů dokonce od sebe oddělit.
L. Burlaga a N. Ness objevili výrazné fluktuace heliomagnetického pouzdra (angl. heliosheath) z měření kosmické sondy Voyager 1 během r. 2009, kdy sonda prolétala oblouk své dráhy ve vzdálenosti 108 – 112 AU od Slunce v heliografické šířce +34°. Od poloviny února 2009 byl po dobu 7 měsíců příslušný magnetický sektor záporný a pak až do konce roku naopak kladný. Je zřejmé, že již od vzdálenosti 94 AU od Slunce je magnetické pouzdro metastabilní a prodělává takto pozorované variace.
A. Vecchio aj. odhalili dvouletou modulaci sluneční činnosti, jež se v údajích z let 1974-2001 projevila jak v kolísání toku slunečních neutrin, tak i v změnách toku slunečního a galaktického kosmického záření. Podle názoru autorů za to může interakce magnetického momentu neutrin se slunečními magnetickými poli a překládání tohoto dvouletého cyklu s jedenáctiletým cyklem magnetickým, což se mimo jiné projevuje tzv. Gněvyševovou mezerou v době maxima aktivity každého jedenáctiletého cyklu. Maxima slunečního cyklu jsou tak obvykle rozeklaná a tento fenomén tak má konečně přirozené fyzikální vysvětlení. Poslední 23. cyklus sluneční činnosti tak trval plných 12,5 let a vykázal vyhlazené maximální relativní číslo R =120. Maximum 24. cyklu by mělo podle předpovědi z ledna 2010 nastat v březnu r. 2013 s maximálním vyhlazeným relativním číslem R = 90. V létě 2010 odhadli R. Dabas a L. Sharma, že maximum 24. cyklu nastane už v červenci 2012 s nejistotou ±4 měsíce a maximálním relativním číslem R = (131 ±20). Pokud se může čtenáři zdát, že jde spíše o hádání z křišťálových koulí než o fyzikálně zdůvodněné předpovědi, patrně se nemýlí.
Mimochodem, neutrina vzniklá při termonukleárních reakcích v nitru Slunce se dostanou na povrchu Slunce za 2,3 sekundy, zatímco fotonům viditelného světla trvá strastiplná cesta mnohonásobného pohlcování a opětného vyzařování z centra k povrchu v průměru asi 200 tis. let. Kdyby tedy z nějakého neznámého důvodu ustala termonukleární reakce v nitru Slunce, dozvíme se to jedině z poklesu toku neutrin, ale opticky bude Slunce svítit ještě po dobu delší, než je dosavadní existence člověka Zemi.
J. Vaquero aj. vyhledali záznamy o polárních zářích pozorovaných v poslední čtvrtině XVIII. stol. ve Velké Británii a Španělsku a hledali s jejich pomocí event. projevy 155d (Riegerovy) periody, jež se projevuje v periodicitě slunečních erupcí. Skutečně tak našli známky této periody zejména v průběhu 3. cyklu sluneční činnosti (1777-1781).
F. Sánchez-Bajo aj. prohlédli kresby slunečních skvrn, pořizované W. Bondem na Harvardově observatoři v letech 1847-1849 a odvodili odtud synodickou rotaci Slunce v periodě 27,86 dne, resp. siderickou rotaci 25,88 dne. To jsou hodnoty nepatrně menší než současné, ale autoři se domnívají, že v zásadě je v posledních 160 letech rychlost sluneční rotace stálá.
J. Wilson shrnul údaje o sledování projevů aktivity hvězd slunečního typu (analogů Slunce), jež by nám mohla pomoci objasnit dlouhodobé výkyvy periodicity sluneční činnosti, jako bylo období velkého sucha v Arizoně v letech 1270-1300, anebo tuhých zim na severní polokouli během proslulého Maunderova minima (1645-1715). Sledování činnosti 91 chladných hvězd za období let 1909-1994 uveřejnil už před 16 lety americký astronom O. Wilson a nyní v tom pokračují S. Baliunasová aj. V uvedeném souboru vykazuje 60 % hvězd aktivitu podobnou Slunci s periodami několika málo až asi 20 let. Nicméně až do r. 2006 byl znám je jeden sluneční analog, objevený v r. 1997 - hvězda 18 Sco (=HD 146233; 5,5 mag; sp. G2 V; 5,4 kK; 1,0 M☉; 1,0 R☉; 1,1 L☉; stáří 4,7 mld. r.; vzdálenost 14 pc). Teprve od té doby jich přibylo díky objevům analogů v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc). Kromě toho hvězda ψ Serpentis A (=HD140489; 5,9 mag; sp. G5 V; stáří 3,2 mld. let; vzdálenost 15 pc) se proslavila tím, že během sledování v letech 1997 přešla z fáze "Maunderova minima" do fáze periodické variace magnetické činnosti. Z těchto údajů pak vyplývá, že Slunce tráví v průměru asi 15 % doby v hlubokém útlumu (v Maunderových minimech).
R. Bush aj. využili okolnosti, že družice SOHO sleduje pomocí aparatury MDI úhlové rozměry Slunce již po dobu delší než jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti. Měření na družici jsou totiž v principu prostá systematických chyb, jež do obdobných pozemních měření vnáší zemská atmosféra. Prokázali tak maximální krátkodobé variace úhlového poloměru Slunce menší než 0,023″, což znamená, že střední průměr Slunce se během let nemění o více než 0,001 2″. Dosavadní pozemní měření poukazující na větší změny rozměrů Slunce tak ve skutečnosti jen odrážejí proměnné optické vlastnosti atmosféry Země.
D. Hathway a L. Rightmireová ukázali na základě údajů z téže družice, že poledníkový tok plazmatu po povrchu Slunce je osově souměrný a směřuje od rovníku k pólům minimálně do heliografických šířek ±60°. Na konci 23. cyklu však dosáhl do ještě vyšších šířek a prodloužil tak délku cyklu na 12,5 roku. V období slunečních minim se rychlost tohoto proudu zvyšuje a v současném slunečním minimu mezi 23. a 24. cyklus je rekordně vysoká, což zřejmě úzce souvisí s anomáliemi probíhajícího minima. M. Dikpati aj. potvrdili, že na konci 23. cyklu dosahoval poledníkový tok minimálně do šířek ±70°, což opozdilo nástup nového cyklu sluneční činnosti. (Průměrná perioda předešlých několika cyklů sluneční činnosti dosáhla jen 10,8 roku.)
H. Antia a S. Basu uvedli, že zatímco délka 23. cyklu počítaná z variace výskytu slunečních skvrn vychází na 12,6 roku, helioseismologické údaje z projektů GONG a MIDI dávají podstatně kratší periodu jen 11,7 roku. Tento rozpor souvisí s tím, že rychlost rotace Slunce na rozhraních 22./23. a 23./24. cyklu se výrazně lišila.
J. Haighová aj. zjistili z měření aparatury SIM v pásmu 0,2 – 2,4 μm na družici SORCE, že od dubna 2004 klesalo ultrafialové záření Slunce zhruba pětkrát rychleji, než vyplývá z dosavadní zkušenosti s průběhem sluneční činnosti po maximu cyklu. Tento deficit byl zčásti vyrovnán růstem slunečního záření v optickém oblasti spektra. Jde však o další důkaz, že Slunce se v poslední fázi 23. cyklu chovalo neobvykle.
P. Conlon a P. Gallagher popsali vznik sluneční aktivní oblasti AR 10956 na základě stereoskopických a třírozměrných pozorování kamerou MDI SOHO a sondami STEREO v extrémní ultrafialové oblasti spektra. Zachytili tak poprvé, jaký vliv má vynořující se magnetické pole na topologii siločar i celkovou magnetickou energii aktivní oblasti. M. Temmer aj. využili souběžných pozorování tří koronálních výtrysků (CME - angl. coronal mass ejection) sondami STEREO a družicí RHESSI s kadencí snímků po 2,5 min k proměření rychlosti a zrychlení CME v blízkosti slunečního povrchu. Zjistil tak, že výtrysky se nejvíce urychlují ve vzdálenostech do 0,4 R☉ od slunečního povrchu a nabývají nejvyšší rychlosti ve vzdálenostech do 2,1 R☉ od povrchu Slunce. Evidentně souvisely se slunečními erupcemi z 3. 6. i 31. 12. 2007 a dále z 25. 3. 2008.
Mimochodem, na zpracování bohatých dat o sluneční činnosti ze sond STEREO A i . se podílejí také počítačoví dobrovolníci. Zhruba 50 snímků pořízených denně zpracovává na 10 tis. dobrovolníků s cílem předpovědět příchod slunečních magnetických poruch k Zemi. Zatím se daří předvídat bouře s chybou ±12 h, ale zkušenosti nabývané s tímto zpracováváním údajů umožní tuto chybu ještě zmenšit.
J. Chae aj. získali kratičkými expozicemi s kadencí 0,035 s vynikající údaje o průběhu magnetické rekonexe v klidné sluneční chromosféře během 12 minut dne 26. 8. 2009. Využili k tomu nového slunečního teleskopu NST o průměru zrcadla 1,6 m na observatoři Big Bear v Kalifornii, jenž byl uveden do chodu v dubnu 2009. Na záběrech s rozlišením 0,1″ v čáře H-α je dobře vidět, jak se úlomky magnetických siločar s opačnou polaritou navzájem ruší.
S. Rifai Habbal aj. využili červených a infračervených snímků pořízených při úplných zatměních Slunce 29. 3. 2006 a 1. 8. 2008 a zpracovaných metodou M. Druckmüllera k objevu, že protuberance pozorované nad okrajem slunečního disku jsou obaleny horkým plazmatem o teplotě až 2 MK ve zkroucených magnetických strukturách. Existence těchto obalů (angl. shrouds) byla předvídána modelovými výpočty již počátkem 70. let minulého století, ale pozorovatelé je nedokázali odlišit od tzv. dutin (angl. cavities), které se v optickém oboru jeví jako tmavé. Teprve nynější měření v mnoha spektrálních oborech sahající od povrchu Slunce až do vzdálenosti 2 R☉ umožnilo oba jevy jasně rozlišit.
V r. 2010 se odehrálo úplné sluneční zatmění 11. července, jehož pás totality procházel převážně jižními oblastmi Tichého oceánu, takže zasáhl jen některé ostrovy ve Francouzské Polynézii, Velikonoční ostrov a Patagonii v Jižní Americe. Přesto se díky výtečnému počasí podařilo řadě expedicí získat opět vynikající záběry sluneční koróny, které po zpracování moderními matematickými postupy vyvinutými M. a H. Druckmüllerovými předčí svou kvalitou i snímky z umělých družic či kosmických sond.
Dátum poslednej zmeny: 09. júla 2012