Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. septembra 2013
B. Sicardy aj. analyzovali pozorování zákrytů anonymní hvězdy 12,5 mag Plutem i Charonem dne 22. 6. 2008 z Austrálie a ostrova La Réunion v Pacifiku, čímž zpřesnili délku velké poloosy dráhy Charonu na 19 636 km. Současně zpřesnili údaje o hmotnosti Pluta (1,31.1022 kg) a průměru Charonu (1 210 km). B. Sicardy aj. využili rovněž zákrytu anonymní hvězdy 17 mag v souhvězdí Velryby trpasličí planetou (136199) Eris z 6. 11. 2010 ke zpřesnění některých parametrů tělesa, které svými rozměry konkuruje Plutu (Pluto s průměrem 2 390 km je menší než 7 přirozených družic u Jupiteru, Saturnu, Země a Neptunu). Ze zmíněných měření vyplývá, že dokonalá koule Eris má průměr 2 326 km; je však poměrně velmi jasná, za což může nevídaně vysoké albedo jejího povrchu (96 % !). Jelikož je však Eris o 27 % hmotnější než Pluto, jak ukázalo pozorování dráhy jejího průvodce Dysnomia, plyne z toho poněkud překvapující závěr, že průměrná hustota Eris dosahuje 2,5násobku hustoty vody, čili musí mít poměrně velké kamenné jádro. Na rozdíl od Pluta však prakticky nemá žádnou atmosféru.
A. Alvarez-Candal aj. studovali pomocí spektrografu X-shooter UT2 VLT ESO složení povrchu na kost zmrzlé (36 K) trpasličí planety Eris. Zjistili tak, že povrch tělesa má heterogenní vzhled, vyvolaný tím, že led methanu je místy rozředěn ledy jiných chemických sloučenin. Eris se ovšem liší od Pluta daleko vyšší excentricitou dráhy e =0,44, takže zatímco v přísluní bývá jen 38,4 AU od Slunce, v odsluní se vzdaluje až na 97,6 AU, takže její oběžná doba dosahuje 557 let. V současnosti je poblíž odsluní v 96 AU od Slunce. Výrazné změny vzdálenosti od Slunce se zajisté podepisují na fyzikálních poměrech na povrchu tělesa.
E. Lellouch aj. našli pomocí VLT ESO v atmosféře Pluta kromě dusíku také nepatrné příměsi methanu (0,6 %) a oxidu uhelnatého (0,05 %). Zastoupení CO v atmosféře při teplotě 90 K se shoduje s jeho zastoupením na povrchu Pluta. Snímky okolí Pluta v červnu a červenci 2011 pořízené kamerou WFC3 HST a následně archivní snímek z června 2010 vedly k objevu 4. družice Pluta S/2011 (134340) 1 o jasnosti 26 mag, jejíž průměr obnáší kolem 20 km. Družice obíhá kolem Pluta po kruhové dráze o poloměru 59 tis.km (tj. mezi Nixem a Hydrou) v periodě 32 d.
R. Canupová aj. tvrdí na základě počítačových simulací, že soustava družic Pluta vznikla při tečné srážce Pluta s Charonem, takže i další družice Pluta vznikly při tomto gigantickém nárazu. Ve prospěch domněnky svědčí nápadně vysoký souhrnný moment hybnosti celé této prapodivné soustavy (Charon má zhruba 10 % hmotnosti Pluta, takže jde spíše o trpasličí dvojplanetu).
M. Brown aj. ukázali, že TNO 2007 OR10 se může stát 5. trpasličí planetou, neboť tomu nasvědčují spektra z 6,5m Baadeova teleskopu na observatoři Las Campanas. Těleso je nápadně červené, takže jde nejspíš o velkou kouli převážně z vodního ledu.
A. Parker aj. se zabývali sedmi páry transneptunských planetek, jež jsou nápadné velkými roztečemi (až 22 % Hillova poloměru, který je definován jako vzdálenost, kdy se ještě dvě složky páru těles udrží dlouhodobě pohromadě díky vlastní gravitaci) mezi zhruba stejně velkými složkami. Jde vesměs o páry s nízkými sklony drah k ekliptice, z toho 4 obíhají prográdně a 3 retrográdně. Z pozorování 8m dalekohledy Gemini-N a VLT a 6,5m teleskopem Magellan v letech 2008-2011 dokázali určit jejich albeda (9 – 30 %) a odtud i jejich rozměry a hmotnosti. Nejnižší hmotnosti 2.1017 kg mají složky páru 2000 CG105; největší rozteč 0,22 % mezi složkami charakterizuje pár 2001 QW322 a nejvyšší dráhovou výstřednost 0,9 nalezli pro pár 2006 CH69. Z těchto měření autoři odhadli, že až třetina větších transneptunských těles s nízkými sklony drah k ekliptice je tvořena širokými páry se zhruba shodnými složkami, takže jejich vznik i existence svědčí o speciálním způsobu samotného vzniku v raných fázích vývoje Sluneční soustavy. Autoři se proto domnívají, že tyto páry vznikaly souběžným zhroucením dvou rovnocenných gravitačně vázaných zárodků, přičemž proces gravitačního hroucení proběhl astronomicky vzato velmi rychle. Navzdory tomu trvanlivost jejich svazku není valná, protože stačí i menší srážka jedné složky s třetím tělesem, aby se takový gravitačně slabě vázaný pár rozpadl.
V polovině července se kosmická sonda NASA Dawn dostala na oběžnou dráhu kolem jedné z nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy (4) Vesta. Po větší část letu od startu koncem září 2007 ji poháněl iontový motor a v blízkosti Vesty má setrvat celý rok. Počátkem srpna pořídila sonda první snímek povrchu Vesty ze vzdálenosti 5 200 km. Ještě předtím však přinesli V. Reddy aj. důkaz o tom, že při obřím impaktu, jenž se odehrál na Vestě v dávné minulosti Sluneční soustavy, se odštípl úlomek v podobě planetky (237422) = 1999 TA10, který má blízké infračervené spektrum shodné s vnějším pláštěm Vesty. Impaktní kráter byl objeven na snímcích HST v r. 1996. Má průměr 460 km a hloubku 13 km. Autoři se domnívají, že kráter vznikl nárazem 80km projektilu rychlostí ≈5 km/s. První snímky Vesty zblízka potvrdily, že její povrch je geologicky velmi pestrý, jak o tom ostatně svědčí vzorky tři druhů meteoritů, které byly při impaktech vymrštěny z Vesty a nakonec dopadly na Zemi v podobě shergottitů, nakhlititů a chassignyitů.
Podle C. Raymondové aj. je jisté, že Vesta má kovové jádro, jak vyplývá z měření tvaru dráhy oběžné sondy Dawn kolem planetky, odkud vyplynula proměnná hustota planetky pod jejím povrchem. B. Weiss a R. Fu pak dokázali, že na Vestě fungovalo dynamo produkující magnetické pole i na povrchu Vesty. Velký meteorit Millbillillie pocházející z Vesty, jenž dopadl na západě Austrálie v říjnu 1960 a jehož úlomky byly nalezeny o 10 let později, vykazuje podle nejnovějších měření fosilní magnetické pole.
J. Laskar aj. zjistili, že dráhy trpasličí planety (1) Ceres a planetek (2) Pallas i Vesta podléhají poměrně rychle dráhovému chaosu následkem častých těsných přiblížení také s planetkami (7) Iris a (324) Bamberga. Proto se dráhy Ceresu a Vesty nedají spočítat na více než 400 tis. let od současnosti. Také změny výstřednosti dráhy Země jsou z téhož důvodu spolehlivě spočitatelné na dobu menší než 60 mil. let. To bohužel ovlivňuje i kalibraci údajů o geologických epochách na Zemi. Planetky (1), (2) a (4) ruší dráhu Marsu o celé kilometry, ačkoliv mají souhrnnou hmotnost jen 700 pM☉, čili jen 10 % hmotnosti trpasličí planety Pluto. Dokonce existuje možnost, že se během několika miliard let srazí Ceres s Vestou, i když pravděpodobnost takové srážky nedosahuje 1 %.
D. Jewitt aj. potvrdili, že "kometa" P/2010 A2 byla ve skutečnosti srážkou dvou planetek, jak vyplynulo z rozboru snímků, jež od konce ledna do konce května 2010 pořídily kamery HST. Větší z planetek měla průměr 120 m a tělísko, které se s ní srazilo, byla miniplanetka o průměru 5 m. Autoři soudí, že k vlastnímu nárazu došlo již během února či března 2009, jak vyplynulo z předobjevových snímků z robotického teleskopu LINEAR z listopadu a prosince 2009. Rozpad sám nemohl být pozorován, protože se odehrál v době, kdy byla planetka úhlově příliš blízko Slunce. Dráhové parametry planetky 2010 A2 (jde o první případ, kdy se z komety stala planetka; mnohem častější je případ opačný) ukazují na miniplanetku hlavního pásu s délkou velké poloosy 2,3 AU, výstředností 0,12 a sklonem 5°
Podobným překvapením byl objev rozmazaného vzhledu planetky (596) Scheila na snímku S. Larsona z 11. 12. 2010, kdy byla planetka asi 13 mag. Scheila je planetkou hlavního pásu s velkou poloosou dráhy 2,9 AU, výstředností 0,16 a sklonem 15°. Má lineární průměr 113 km a rotuje v periodě 16 h. Její zjasnění zavinil podle D. Bodewitse aj. patrně kamenný projektil o průměru <100 m, jenž se s ní srazil rychlostí asi 5 km/s. Za zmíněné rozmazání je proto odpovědný pouze prach o celkové hmotnosti 660 kt; nikoliv plyn. K podobnému závěru dospěli D. Jewitt aj. rozborem vzhledu snímků planetky, jež pořizoval HST. Jádro "komety" bylo totiž stále bodové, kdežto v "komě" o průřezu 22 000 km2 se nacházely prachové částice o úhrnné hmotnosti 40 kt; tento odhad je ovšem o více než řád nižší, než údaj Bodewitsův. Do třetice se o odhad uvolněného prachu pokusili M. Ishiguro aj., kterým vyšlo 300 kt, což je zlatá střední cesta. Tito autoři také odhadli rozměry impaktního kráteru na Scheile na průměr 500 – 800 m. Prachová koma výrazně zeslábla do 4. 1. 2011. Autoři odhadli střední hustotu planetky na 2,0x hustotu vody.
B. Yang a H. Hsieh pořizovali infračervená spektra Scheily pomocí kamery IRCS 8,2m teleskopu Subaru již od 11. prosince a pokračovali v sledování pomocí 3m teleskopu IRTF až do 5. 1. 2011. Spojité spektrum planetky neobsahovalo žádné čáry, takže připomínalo povrch meteoritu Tagish Lake, čili téměř určitě nešlo o kometu. Jak uvedli N. Moreno aj., rychlé vymizení prachového chvostu je důkazem, že šlo o následek srážky dvou kamenných těles. Průměrné rozměry částic 0,5 – μm a rychlosti 50 – 80 m/s jejich vymrštění z planetky to potvrzují. Náraz byl téměř určitě šikmý (45°) a došlo k němu na konci listopadu 2010.
V r. 2007 přišli W. Bottke aj. s domněnkou, že úlomek z rodiny planetek (298) Baptistina mohl dopadnout na Zemi před 65 mil. let a způsobit známou impaktní katastrofu. V r. 2011 tuto domněnku kritizovali V. Reddy aj., protože Baptistina má zcela odlišné mineralogické vlastnosti v porovnání s mineralogií na rozhraní křídy a paleogenu.
J. Baer aj. spočítali z astrometrie hmotnosti 26 planetek hlavního pásu. Vyjádřeno v jednotkách 10-10 hmotnosti Slunce (M☉ ≈ 2.1030 kg) je nejhmotnější Ceres (4,76), dále Juno (1,44), Vesta (1,30) a Pallas (1,01). Nejmenší ověřené hmotnosti planetek jsou však dokonce až o 4 řády nižší. Autoři dále u 50 planetek zkoumali, jak dalece jsou porézní. Tak se jim podařilo ukázat, že tzv. hromady sutě mohou mít rozměry až do 300 km - nad tímto rozměrem už jde o hustá kamenná tělesa. Obecně jsou poréznější planetky typu C (uhlíkaté) než S (silikátové). Nejvyšší naměřená porozita dosahuje plných 60% objemu planetky.
H. Sierks aj. využili průletu sondy Rosetta (10. 7. 2010) kolem planetky (21) Lutetia ke zjištění střední hustoty planetky 3,4x vyšší než voda, takže jde evidentně o kompaktní kamenné těleso. Podle všeho jde o původní planetesimálu, pokrytou na severním pólu tlustou vrstvou regolitu. Není tedy ani hromadou sutě, ani úlomkem větší planetky. Její střední rozměr činí 98 km, ale ve skutečnosti je lépe vystižen trojrozměrným elipsoidem s osami 121 x 101 x 75 km3. Její hmotnost dosahuje 1,7.1018 kg.
Ke shodným údajům dospěli nezávisle z týchž měření také M. Pätzold aj. A. Coradini aj. odvodili z pozorování povrchu v optické a blízké infračervené oblasti spektra, že průměrná teplota povrchu Lutetie v té době dosáhla -28° C a teplotní setrvačnost stejná jako u měsíčního prachu potvrzuje domněnku, že jde vskutku o planetesimálu. P. Vernazza aj. poukázali na podobu povrchu planetky s enstatickými chondrity, což jsou typické materiály, z nichž se tvořila Země. Autoři proto usoudili, že planetesimála Lutetia se původně nacházala poblíž dráhy Země a do hlavního pásu se dostala vinou gravitačních poruch od protoplanet, popř. poruchami od Jupiteru v době, kdy se migrací dostal až ke dráze Marsu.
M. Shepard aj. dokázali radarem v Arecibu v pásmu 2,5 GHz (126 mm) určit rozměry planetek (64) Angelina a (69) Hesperina. První z nich má průměr 56 km a druhá 110 km, což je o 15 % méně, než se podařilo svého času určit nepřímo z měření infračervené družice IRAS. Angelina rotuje v periodě 8,75 h, kdežto větší Hesperina to stihne za 5,7 h.
P. Descamps aj. objevili pomocí adaptivní optiky u Keckova 10m teleskopu během opozice planetky (216) Kleopatra (typ M; střední průměr 135 km) v září 2008, že kolem ní obíhají dva průvodci. To umožnilo spočítat hmotnost celé soustavy 5.1018 kg. Z radarových pozorování a měření Spitzerova teleskopu ovšem vyplývá, že planetka o střední hustotě 3,6krát hustota vody je silně (≈40 %) porézní; jde tedy o hromadu sutě ve tvaru "kosti pro psa" o typických rozměrech 217 x 94 x 81 km3.
P. Rojo a L. Margot využili systému adaptivní optiky u VLT ESO k rozlišení průvodce planetky (702) Alauda, jenž obíhá kolem mateřského tělesa ve vzdálenosti 1,2 tis. km v periodě 4,9 d. Odtud se podařilo změřit hmotnost soustavy 6.1018 kg a hustotu planetky 1,6násobek hustoty vody.
Překvapivě účinným pomocníkem při studiu planetek se stala infračervená přehlídková družice WISE, jež pracovala od prosince 2009 do února 2011 na polární dráze synchronní se Sluncem ve výšce 525 km nad Zemí. Její zrcadlový teleskop měl průměr 0,4 m a infračervené detektory chlazené kapalným vodíkem snímaly každých 11 sekund zorné pole o průměru 47′ s rozlišením 6″ ve čtyřech filtrech v pásmech 3,4 – 22 μm. Byla tak citlivější a měla lepší úhlové rozlišení než družice IRAS a COBE a dokázala opakovaně (minimálně desetkrát) sledovat objekty ve Sluneční soustavě i ve vzdáleném vesmíru s teplotou povrchu >70 – 100 K. Celkem tak družice pořídila během 10 měsíců "chladného" provozu 1,5 mil. snímků oblohy.
NASA pak rozhodla ještě o prodloužení její činnosti pod názvem NEOWISE od října 2010 do února 2011 a také na vytěžení archivu všech pozorování s cílem najít planetky hlavního pásu, křížiče, Kentaury, Trojany a komety. Tak se podařilo identifikovat >157 tis. planetek včetně >500 křížičů z toho 33 tis. předtím planetek předtím neznámých, nové Trojany a na 120 komet. Podle A. Mainznera aj. tak známe již 980 křížičů s průměrem >1 km, což je asi 90 % jejich celkového počtu. Značně nebezpečná by byla však i srážka s tělesy >140 m, kterých je asi 20 tisíc, ale jejich objevování není snadné, takže většinu z nich dosud nemáme kontrolou.
Speciálními případy mezi planetkami jsou právě Trojani, kteří se mohou vyskytovat v libračních bodech L4 (vedoucí) a L5 (následující) soustavy Slunce-planeta. Zatím však nic nevíme o případných Trojanech Merkuru a Venuše. Zásluhou družice WISE objevili M. Connors aj. prvního Trojana Země 2010 TK7 teprve v létě 2011 v L4. Trojany Marsu lze zatím spočítat na prstech obou rukou, ale zato Trojanů Jupiteru známe už téměř 5 tisíc. Saturn a Uran jsou na tom stejně jako Země, ale Neptun asi jako Mars.
S. Mottola aj. proměřovali světelné křivky 80 Trojanů Jupiteru a tak zjistili, že jejich rotační periody se pohybují od 5 h po minimálně 14 d. Největší amplitudu změn jasnosti 0,5 mag vykazuje Trojan (3240) Lacoon. M. Brož a J. Rozehnal ukázali, že údajné rodiny Trojanů jsou vesměs nereálné, s výjimkou jediné rodiny kolem Jupiterova Trojanu (3548) Eurybates. Jak uvedli T. Grav aj. rozborem údajů o více než 2 tis. Trojanech z přehlídky NEOWISE, je populace Jupiterových Trojanů překvapivě homogenní pro objekty s rozměry >10 km. Mají vesměs nízké albedo kolem 7 %; populace bodu L4 je asi 40 % početnější než populace bodu L5. Zatím není příliš jasné, odkud se Trojané rekrutují; ve hře je více možných scénářů jejich původu a dalšího osudu.
D. Nesvorný aj. se zabývali osudy zodiakálního prachu, jehož existence je ohrožována na jedné straně roztavením a vypařením u Slunce a na druhé straně vymrštěním ze Sluneční soustavy do mrazivých hlubin vesmíru. Ukázali, že nejvíce sporadických meteorů ve směru helionu a antihelionu pochází od Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet. Země tak získává během roku od částic s rozměry 5 μm - 10 mm asi 15 kt hmoty. Naproti tomu drcení v hlavním pásu planetek a roztroušení jemného prachu komet přináší do zodiakálního oblaku 10 – 100 t každou sekundu.
Návrat vzorků z planetky (25143) Itokawa v polovině června 2010 (s tříletým zpožděním proti plánu!) se podařil zřejmě lépe, než čekali i největší optimisté. Japonská sonda Hajabusa se totiž při návštěvě u planetky potýkala s velkými technickými problémy: selhaly ji dva ze tří gyroskopů, takže k orientaci se muselo používat cenné palivo v pomocných raketách, další palivo uniklo samovolně před zpáteční cestou, v akumulátorech docházelo ke zkratům, porušená orientace způsobila, že sluneční panely přestaly dodávat elektřinu a sonda včetně paliva se podchladila. To, že japonští technici dokázali všechny tyto vážné závady na dálku vykompenzovat, svědčí o jejich obdivuhodné zdatnosti a rychlém i správném rozhodování v krizových situacích.
Po prvním ohledání návratového pouzdra tak mohli odborníci s úlevou konstatovat, že v pouzdře sondy se nachází přes 1,5 tis. mikroskopických zrníček vesměs menších než 180 μm. Zatím jich japonští badatelé prozkoumali 50, takže - jak patrno - půjde o mnohaletou záležitost. Z prvních výsledků pečlivých analýz plyne, že zrnka se svými fyzikálními i chemickými charakteristikami podobají kamenným meteoritům typu LL, což potvrzuje vztah mezi meteority a tímto téměř prvotním stavebním materiálem těles Sluneční soustavy. O tom, že zkoumaná zrnka pocházejí opravdu z regolitu planetky, svědčí také jejich kosmické zvětrání vyvolané radiací a slunečním větrem, který je doslova opálil.
Jak uvedli T. Nakamura aj., je Itokawa slepenec z různě zpřeházených zbytků vnitřku zaniklé větší planetky. Podle H. Yurimota aj. má každé těleso Sluneční soustavy unikátní zastoupení nuklidu 16O, což umožňuje v principu najít mateřskou planetku ke každému dopadlému meteoritu. M. Ebihara aj. zjistili, že v zrníčkách se nachází olivín, troilit i kovy. Siderofilní chemické prvky zkondenzovaly již ve sluneční pramlhovině a tak se dostaly do chondritů v regolitu planetky. T. Noguchi aj. objevili u poloviny zkoumaných vzorků výrazné kosmické zvětrání, za což podle K. Nagaoa aj. mohou nuklidy He, Ne a Ar ze slunečního větru. Ty dokáží obrousit povrch planetky o desítky centimetrů za pouhý milion roků. A. Tsuchyiama aj. pak pomocí rentgenové mikrotomografie určili hustotu regolitu na 3,4násobek hustoty vody. Regolit nevykazuje žádné známky tavení; terén planetky je mimořádně hladký díky seismickým rázovým vlnám při impaktech větších rychlých těles.
A. Christou a D. Asher zjistili, že planetka 2010 SO16 o průměru ≈300 m, objevená v polovině září 2010 infračervenou družicí WISE, se vůči Zemi pohybuje ve dráze tvaru podkovy, což je teprve 5. známý případ takové relativně velmi stabilní dráhy tělesa v blízkosti Země. Proto se hovoří o kvazisatelitech, neboť se pohybují v blízkosti Země po dobu desítek až tisíce let, aniž by hrozilo nebezpečí, že se s ní srazí. Podle výpočtu autorů jde zatím o největší kvazisatelit, jenž se vyznačuje mimořádně stabilní drahou po dobu >12 tis. let. Pohybuje po mírně výstředné (e = 0,08) dráze se sklonem 15° a velké poloose a = 1,000 39 AU.
J. Fangová aj. objevili po dvou satelitech u dvou blízkozemních planetek 2001 SN263 a 1994 CC. První planetka má hmotnost 1.1013 kg a její vnitřní satelit obíhá ve vzdálenosti trojnásobku poloměru planetky v periodě 3 d. Vnější satelit je vzdálen 13 poloměrů planetky a obíhá v periodě 6,2 d. Jejich hmotnosti představují po řadě 1 % a 2,5 % hmotnosti hlavního tělesa. Druhá z planetek má hmotnost 3.1011 kg s její satelity obíhají ve vzdálenostech 5,5 a 19,5 poloměrů planetky v periodách 1,2 a 8,4 d. Zajímavé je, že roviny drah satelitů v dané soustavě nejsou koplanární; v prvním případě jsou navzájem odkloněny o 14°, ve druhém o 16°. Vnější satelit u planetky CC má poměrně výstřednou dráhu (e = 0,2). V obou soustavách se přímky apsid drah satelitů stáčejí. Asi není třeba zdůrazňovat, že srážka takové trojice se Zemí by měla velmi katastrofální účinky, protože by se těžko dalo předem spočítat, kam které těleso dopadne a tři takové nárazy v krátkém sledu by byly mimořádně zničující.
Dne 9. listopadu 2011 proletěla kolem Země planetka 2005 YU55 o typickém rozměru 300 m (337 x 324 x 267 m3) ve vzdálenosti 330 tis. km od Země, což bylo nejtěsnější přiblížení rizikového tělesa k Zemi od r. 1976. V té chvíli se jevila jako objekt 11 mag a byla sledována jednak infračerveným Herschelovým kosmickým teleskopem a jednak Keckovým desetimetrem na Havaji.
M. Kozubal aj. popsali fotometrické sledování prvního křížiče v historii astronomie (2008 TC3) dříve, než se srazil se Zemí. Pozorování na Clayove observatoři v Brookline (Mass., USA) započali ihned po začátku astronomického soumraku, takže do chvíle, než mikroplanetka vstoupila do stínu Země, mohli měřit její jasnost po dobu 2 h. Během té doby se projektil přiblížil ze vzdálenosti 82 tis. km do vzdálenosti jen 29 tis. km od Země a jeho fázový úhel (zlomek povrchu osvětlený Sluncem) se zmenšil z 15° na pouhé 3°. Jeho jasnost však kolísala o 0,8 mag zřejmě vinou nepravidelného tvaru a rotace v periodě 99 s. Albedo povrchu mikroplanetky dosáhlo 5 % a jeho střední průměr činil jen 4 m. Při objemu balvanu 28 m3 tomu odpovídala vstupní hmotnost 51 t, tj. hustota 1,8násobku hustoty vody.
Počátkem února proletěla v blízkosti Země mikroplanetka 2011 CQ1 ve vzdálenosti 12 tis. km, což je druhé největší přiblížení k Zemi v dosavadní historii astronomických přehlídek. Její nepatrná jasnost však ukázala, že šlo o těleso s průměrem jen ≈1,5 m, což je rekordně miniaturní projektil.
T. Müller aj. určili základní vlastnosti miniplanetky (162173) 1999 JU3, o níž se uvažuje jako o možném cíli pro studium blízkozemních planetek kosmickou sondou. Má průměr asi 900 m, albedo povrchu dosahuje 7 % a rotuje kolem své osy retrográdně v periodě 7,6 h. M. Mueller aj. využili "teplého" Spitzerova teleskopu ke změření základních fyzikálních parametrů 65 křížičů, které různé kosmické agentury mají v hledáčku pro vyslání robotických sond, ale možná i pro pilotovaný let. Do konce roku 2011 pak změřili albedo a rozměry celkem 700 křížičů.
Ve světle nových poznatků o planetkách křižujících nebo těsně míjejících dráhu Země lze podle J. Tonryho shrnout, jak čelit případnému nebezpečí srážky nadlimitní planetky se Zemí. Srážka s planetkou větší než 2 km je v tomto století prakticky vyloučena. U menších těles pak pravděpodobnost střetu s klesajícím rozměrem planetky přirozeně roste, protože pozemní přehlídkové dalekohledy mají svá technická omezení a kosmická patrola s infračervenými teleskopy na dráze někde v okolí dráhy Venuše se v dohledné budoucnosti sotva uskuteční. Téměř každoročně dochází někde nad Zemí k explozi kamenné miniplanetky s průměrem řádově 10 m, přičemž se uvolní energie ekvivalentní 50 kt TNT, což je zhruba energie tří atomovým pum, které zničily Hirošimu. Přesto se však autor domnívá, že s relativně skrovnými prostředky by šlo vybudovat varovný systém ATLAS, jenž by dokázal dvakrát denně prohlédnout celou oblohu na severní i jižní polokouli.
Takový systém by byl schopen nalézt každou planetku o průměru 140 m (taková planetka by explodovala s energií ekvivalentní výbuchu 100 Mt TNT) na kolizní trajektorii se Zemí s předstihem 3 týdnů a planetku s průměrem 50 m (energie výbuchu <10 Mt TNT, tj. zhruba ekvivalent Tungského meteoritu) s předstihem týdne. To by umožnilo evakuovat příslušné území v případě, že by projektil směřoval do obydlených oblastí, ale materiálním škodám by se přirozeně zabránit nedalo. ATLAS by samozřejmě souběžně získával údaje o proměnnosti hvězd, gravitačních mikročočkách, novách v naší i sousedních galaxiích, supernovách i v kosmologických vzdálenostech a o změnách jasnosti milionů kvasarů či aktivních jádrech galaxií, takže by sloužil i jako skvělá databáze pro standardní astronomii, aniž by tím byla jakkoliv omezena jeho primární varovná úloha.
V r. 2011 byly zveřejněny výsledky pozorování komety 103P/Hartley 2 získané 4. listopadu 2010 při průletu kosmické sondy EPOXI (původně Deep Impact; k přesměrování k novému cíli došlo 4. 11. 2010) v minimální vzdálenosti pouhých 694 km od jádra komety. Během desetiminutového průletu byla sonda zasažena jen 9 mikroskopickými zrnky z komety, která se v té chvíli nalézala 1,06 AU od Slunce. Jak uvedli M. A'Hearn aj., soustavné sledování jádra komety započalo již 5. září a skončilo 26.listopadu 2010. Kometa byla sledována ve viditelném i blízkém infračerveném pásmu kamerou s vysokým rozlišením která poskytla podrobné údaje především o bizarním tvaru jádra, přezdívanému "kost pro psa". Centrální část "kosti" má průměr jen 700 m, zatímco hlavice kosti až 2,3 km. V přepočtu na kulový objem by byl průměr jádra komety 1,2 km. Jádro rotuje kolem nejdelší osy "kosti" v periodě buď 28 h, nebo 55,5 h. ale rotační osa opisuje precesní kužel v periodě 18 h. Střední hustota jádra dosahuje jen 22 % hustoty vody, což však bohatě stačí, aby jádro drželo navzdory vysoké poréznosti pohromadě.
Tmavý povrch jádra (albedo 4 %) je překvapivě hladký; rozsah terénních vln nedosahuje ani 100 m ale téměř odevšad tryskají mikroskopické částice i větší ledové úlomky o rozměru až desítek milimetrů urychlované vodní parou a CO2. Až pětina hmotnosti úlomků se však pohybuje po balistických drahách, takže se nakonec na povrch jádra vrátí. Kometa Hartley tak navzdory svým malým rozměrům patří mezi hyperaktivní komety typu 21P/Giacobini-Zinner, nebo 46P/Wirtanen, což je dáno jednak vysokým podílem CO2 vůči CO, ale především extrémně vysokým podílem vody v jádře komety.
P. Hartogh aj. zjistili z pozorování Herschelova infračerveného teleskopu v polovině listopadu 2010, kdy byla kometa 103P jen 0,2 AU od Země, že poměr deutéria k vodíku v kometě 1,6.10-4 se prakticky shoduje s týmž poměrem v pozemských oceánech. Naproti tomu pro komety Oortova oblaku vychází tento podíl téměř dvojnásobný. Protože kometa Hartley patří ke kometám Edgeworthova-Kuiperova pásu, lze odtud usoudit, že voda v pozemských oceánech sem v průběhu éry těžkého bombardování dodaly právě kometami z tohoto pásu.
S. Ipatov a M. A'Hearn uveřejnili výsledky pozorování komety 9P Tempel 1 během experimentu Deep Impact, kdy 4. 7. 2005 narazil 370kg projektil na její jádro. Kamery na sondě Deep Impact sledovaly jádro po dobu 13 minut. Z jádra se velkou rychlostí uvolňovala ledová zrnka s průměry <3 μm. V 10 s po zmíněném nárazu se proud částic z místa impaktu nápadně zvýšil a jeho těžiště se posouvalo. Nejvíce jasně svítících částic se objevilo v intervalech 1 – 3 s a 8 – 60 s po nárazu projektilu. Následkem impaktu došlo v 10. sekundě po nárazu k silnému výbuchu, který dozněl v 72. sekundě. Výbuch lze vysvětlit tím, že pod povrchem jádra se nacházely dutiny vyplněné plyny. Ty dokonce mohou způsobit, že se jádra některých komet rozpadají sama od sebe. K výrazném snížení výronu ledových zrnek pak došlo ve 115. sekundě po impaktu. V polovině února 2011 proletěla kolem téže komety v nejmenší vzdálenosti pouhých 178 km přesměrovaná kosmická sonda Stardust s cílem najít vlastní kráter po impaktu, který byl během snímkování v r. 2005 zahalen oblakem vyvržených ledových zrnek. Impaktní kráter má průměr 150 m a vyznačuje se i tradičním centrálním vrcholkem, jak to známe u velkých kráterů na Měsíci.
M. Knight aj. změřili periodu rotace jádra krátkoperiodické (5,2 r) komety Jupiterovy rodiny 10P/Tempel 2 v období od dubna 1999 do března 2000. Kometa tehdy prošla přísluním 8. září 1999 ve vzdálenosti 1,5 AU od Slunce a byla v červenci téhož roku nejblíže k Zemi (≈0,7 AU). Jelikož byla před průchodem přísluním mdle aktivní, využili autoři k měření periody období od dubna do června 1999, kdy byl obraz jádra jen nepatrně ovlivněn slabou komou. Tak zjistili, že rotace jádra se měřitelně zpomalila o 32 s proti hodnotě z předešlého příznivého průchodu komety u Slunce v r. 1988, kdy jádro rotovalo v periodě 8 h 55 min 55 s. Autoři proto předpověděli, že při dalším průchodu přísluním komety 4. 7. 2010 se její rotace prodlouží opět o 32 s, pokud zpomalování rotace souvisí s plynulou ztrátou plynu z jádra komety v retrográdním směru, a nikoli s nějakým jednorázovým výbuchem.
J. Li aj. zveřejnili údaje o výbuchu komety 17P/Holmes získané zobrazovacím systémem SMEI (Solar Mass Ejection Imager, jehož 3 kamery pokrývají celou oblohu) na vojenské družici Coriolis vypuštěné v lednu 2003. Předností údajů je jejich podrobné pokrytí celého průběhu výbuchu, aniž by přitom došlo k saturaci detektorů. Kometa byla poprvé zachycena na snímku z 24. 10. 2007 v 6:37 h UT, kdy její jasnost v pásmu R dosáhla 4,25 mag. (První známky výbuchu komety pozorovali týž den od 1:40 h UT vizuálně J. Santana a R. Naves, když kometa dosáhla jasnosti 7,3 mag a bleskově se nadále zjasňovala.) Série snímků SMEI ukazuje na prudký nárůst jasnosti, který vyvrcholil 1,2 dne po prvním pozorování. Tehdy kometa ztrácela 300 t prachu za sekundu, přičemž prach se od jádra o poloměru 1,7 km vzdaloval rychlostí až 0,5 km/s. Naposledy byla pozorována 6. 4. 2008. Autoři odhadli celkovou hmotnost komy na 100 mil. tun, což představuje minimálně 0,2 % hmotnosti jádra, nebo též hmotnost slupky na povrchu jádra o minimální tloušťce 1 m. Kinetická energie částic vyvržených během výbuchu dosáhla ekvivalentu 30 Mt TNT, tedy stejné jako velkorážová vodíková puma.
Příčinou výbuchu byla zřejmě krystalizace hluboce zanořeného amorfního ledu vlivem velmi pomalého přestupu tepla z povrchu jádra ozářeného v přísluní Slunce do hloubky, kde se amorfní led nacházel v dostatečném množství. Samotná energie výbuchu kolem 140 PJ (!) je příliš velká, než aby šlo jen o energii tepelného ohřevu. Přestup tepla byl tedy jen rozbuškou pro krystalický proces, při němž se z 1 kg amorfního ledu uvolní energie 100 kJ. Kometa byla v té době 1,6 AU od Země a pohodlně viditelná očima, ačkoliv její jasnost před výbuchem, když se už vzdalovala od Slunce, činila jen 17 mag. V každém případě jde o největší výbuch komety, který kdy astronomové pozorovali. Kometa Holmes patří do Jupiterovy rodiny komet s délkou velké poloosy dráhy 3,6 AU, výstředností 0,4 a sklonem dráhy k ekliptice 19°. Zatímco v přísluní bývá 2 AU od Slunce, v odsluní se vzdaluje až na 5 AU, přičemž její oběžná doba činí 6,9 roku.
K. Kossacki a S. Szutowiczová připomněli, že kometa Holmes prodělala v uplynulých 125 letech minimálně tři velké výbuchy (listopad 1882, leden 1993 a říjen 2007), které se pokaždé odehrály po jejím průchodu přísluním s prodlevou po řadě 144, 216 a 172 dnů ve vzdálenostech 2,39; 2,64 a 2,44 AU. Podle jejich názoru nestačí k mocnosti výbuchu energie uvolněná krystalizací amorfního ledu; dalším zdrojem kinetické energie výbuchu je tlak ohřátého plynu CO, který může pod povrchem jádra komety překročit hodnotu 10 kPa.
Překvapivě úspěšný byl průlet technologické sondy Deep Space 1 vypuštěné NASA v říjnu 1998, která měla za úkol vyzkoušet v dlouhodobém provozu možnosti iontového pohonu v podmínkách meziplanetárního prostoru ve velkých vzdálenostech od Země. Jak známo, sonda proletěla ve vzdálenosti 26 km od planetky (9969) Braille koncem července 1999, ale pořízené snímky byly neostré. Naproti tomu průlet kolem jádra komety 19P/Borrelly koncem září 2001 se povedl skvěle, jak dokládá práce I. Richtera aj. zveřejněná zjara 2011. Sonda proletěla kolem jádra komety v minimální vzdálenosti 2,2 tis. km a přestože neměla žádný ochranný štít, nebyla poškozena žádnou srážkou s částicemi vystřelovanými ve výtryscích z jádra, ačkoliv kometa byla v té době vzdálena jen 1,4 AU od Slunce. Pořídila do té doby vůbec nejkvalitnější portrét jádra komety. Díky plazmovému detektoru na své palubě objevila také obloukovou rázovou vlnu ve vzdálenosti 147 tis. km od jádra komety a změřila i maximální indukci jeho magnetického pole 83 nT.
Autoři tak mohli porovnat výsledky z průletů různých kosmických sond v blízkosti komet 21P/Giacobini-Zinner, 1P/Halley, 26P/Grigg-Skjellerup a 19P, jež se odehrály v heliocentrických vzdálenostech 0,9 – 1,4 AU při rychlostech průletů sond 14 – 68 km/s. Indukce magnetického pole na povrchu jader se pohybovala v rozmezí 57 – 71 nT. Před konstruktéry i operátory kometárních sond NASA, ESA i JAXA nezbývá než smeknout; museli překonat nesmírné technické problémy letů do hlubin Sluneční soustavy a vypořádat se na dálku s řadou záludných technických závad, a přesto dokázali téměř ve všech případech získat unikátní výsledky jak pro samotné komety, tak i pro širší poznatky zejména v oboru fyziky plazmatu, kosmogonie a chemie exotických sloučenin.
G. Szabó aj. využili 2,2m teleskopu na observatoři La Silla v Chile k pořízení 10 snímků komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) v rekordní vzdálenosti 30,7 AU od Slunce. Kometa vykazovala aktivitu ještě ve vzdálenosti 25,7 AU, takže teprve na nejnovějších snímcích ze 4. 12. 2010 se podařilo zobrazit její holé jádro s albedem 4 % jako objekt 23 mag v pásmu R. Odtud vyplývá, že jde o suverénně největší kometární jádro dosud astronomy pozorované, neboť má průměr 130 km! Ve zmíněné vzdálenosti je ovšem zmrzlé na kost při teplotě 50 K. Předešlý rekord pro nejvzdálenější portrét komety drželi O. Hainaut aj., kteří v březnu 2003 spřáhli tři 8,2m dalekohledy VLT ESO na Paranalu k sledování jádra komety 1P/Halley v době, kdy byla od Slunce vzdálena 28,1 AU. Tehdy mělo její holé jádro jasnost 28,2 mag. I tato kometa prodělala ovšem počátkem r. 1991 stonásobné zjasnění ještě ve vzdálenosti 14,2 AU od Slunce, nejspíš z podobného důvodu, jako již zmíněná kometa Holmes.
Na Štěpána 2010 si krakovský student M. Kusiak vykoledoval jubilejní komety s pořadovým číslem 1999 a 2000, které objevil na webu kamery LASCO vytrvalé sluneční družice SOHO (ESA a NASA), jež pracuje v Lagrangeově bodě L1 soustavy Země-Slunce již od počátku r. 1996. Od té doby se jakoby mimochodem stala nejúspěšnější lovkyní komet v dějinách astronomie. Zatímco na objev prvního tisíce komet v blízkosti Slunce potřebovala 10 roků, druhou tisícovku stihla nalézt za poloviční čas. Zčásti jde jistě o zvyšující se zkušenosti pátračů po kometách na webu družice, ale mnozí odborníci soudí, že za to částečně může také nárůst četnosti komet s přísluním v blízkosti Slunce. Kupříkladu těsně před Kusiakovými nálezy objevila zmíněná družice v intervalu 10 dnů před Vánoci 2010 celkem 25 nových slunečních komet. Není proto úplně vyloučeno, že se brzy dočkáme sluneční maxikomety...
Ostatně docela mimořádným úkazem se stala na konci roku 2011 podivuhodná sluneční kometa C/2011 W3 Kreutzovy rodiny, objevená australským astronomem-amatérem T. Lovejoyem koncem listopadu jako mlhavý objekt 13 mag ještě ve velké úhlové vzdálenosti od Slunce. SOHO ji začala pozorovat 14. prosince, kdy už byla dobře známa její retrográdní dráha (sklon 134°), s průchodem přísluním 16,01. prosince ve vzdálenosti 830 tis. km od centra Slunce, tj. pouhých 140 tis. km nad sluneční fotosférou! V té době se pohybovala vůči Slunci rekordní rychlostí téměř 540 km/s a po dobu celé hodiny byla vystavena milionovým teplotám ve sluneční koróně. Od počátku prosince ji pak postupně sledovaly kosmické sondy (STEREO A i B, SOHO, SDO, Hinode a PROBA2). Kometa se vyznačovala úzkým chvostem o délce několik stupňů a zejména pak vysokou vizuální jasností až -3 mag.
Patrně nikdo nepředpokládal, že by kometa Lovejoy tak nebezpečný průlet sluneční korónou mohla přežít, ale kupodivu se to stalo a kometa sice přitom přišla o svůj chvost, ale vynořila se znovu a už po několika hodinách si jako ještěrky pořídila chvost nový, dlouhý asi 0,2°, ale sama kometa měla stále jasnost kolem -1 mag. První pozemní snímky komety po průchodu přísluním získali 17. 12. J. Černý aj. pomocí robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině. Kometa na těchto snímcích vypadala zcela jinak než před průchodem přísluním. Měla velmi jasnou centrální kondenzaci, z níž vybíhal protáhlý chvost jasnější po svém obvodu. O dva dny později se právě uprostřed osy chvostu objevil úzký jasnější centrální paprsek. Tato unikátní pozorování využil pak pro podrobnou analýzu interakce komety se Sluncem náš krajan Z. Sekanina.
P. Dobczynski a M. Królikowská studovali vývoj drah 64 dlouhoperiodických komet, jež přišly do blízkosti Slunce z Oortova oblaku. Pokud je jejich současné přísluní uvnitř dráhy Jupiteru ve vzdálenostech 3 – 4 AU, tak na jejich dráhy téměř v polovině případů působí negravitační síly. Autoři současně ukázali, že na poruchách kometárních drah se měřitelně podílejí dokonce i slapové síly od jádra Galaxie! Naproti tomu poruchy od současných hvězd blízkých ke Slunci jsou zcela zanedbatelné. Původní přísluní zmíněných komet se nacházela mezi drahami Saturnu a Uranu, tj. přibližně kolem 15 AU, ale další poruchy jim pak dovolily protnout bariéru gravitace Saturnu a Jupiteru. M. Fouchard aj. ukázali, že největší dráhové poruchy jader komet v Oortově oblaku působí těsná setkání Slunce s (velmi vzácnými) hmotnými hvězdami. Podle počítačových simulací dokáže taková hmotná hvězda zvýšit tok panenských komet ve vnitřních částech Sluneční soustavy až o 40 % proti normálu.
Příznivce domněnky o velmi vzdálené hmotné planetě Sluneční soustavy kdesi v Oortově oblaku komet jistě potěší studie J. Mateseho a D. Whitmira. Podle jejich vyhodnocení obsáhlých údajů o distribuci planetek v hlavním i Edgeworthově-Kuiperově pásu získaných infračervenou družicí WISE se tam nachází obří planeta o hmotnosti až čtyřnásobku hmotnosti Jupiteru! Autoři tím rovněž chtějí vysvětlit existenci transneptunské planetky (90377) Sedna s pozoruhodnými dráhovými elementy (přísluní 76 AU; odsluní 937 AU; výstřednost 0,85; sklon dráhy 12°). Sám bych však na věrohodnost jejich domněnky nevsadil ani jednu stravenku na oběd.
Naproti tomu má téměř určitě pravdu I. Bertini, když ukázal na základě neustále přibývajících nových pozorování, že se zřejmě podařilo rozlišit nový typ kosmických těles Sluneční soustavy v podobě komet, které obíhají v hlavním pásu planetek. Komety hlavního pásu totiž představují jakési hybridy mezi klasickými kometárními jádry a kamennými planetkami; zastoupení ledu v jejich jádrech je totiž nižší a zastoupení hornin naopak vyšší než u klasických komet.
H. Hsieh aj. to ukázali na příkladu planetky (118401) LINEAR objevené v r. 1999, která z hlediska dynamiky své dráhy jasně patří mezi planetky hlavního pásu (a = 3,2 AU; e = 0,2; i = 0°; P = 5,7 r), ale koncem roku 2005 byla po dobu měsíce obdařena krátkým prachovým chvostem, který však v r. 2006 zase zmizel. Planetka protáhlého tvaru s poměrem hlavních os 2:1 rotuje v periodě 22 h a dostala kvůli své občasné kometární aktivitě, jež se vyskytuje vždy po průchodu přísluním hybridní označení jako periodická kometa 176P. Jak uvedli S. Sonnettová aj., první takové hybridy byly rozpoznány již v r. 1966. Vypadají téměř stejně jako planetky, ale čas od času se obklopují komou, z níž vybíhá krátký chvost. Jsou od Slunce vesměs vzdáleny více než 2,5 AU a představují asi 2 promile planetek hlavního pásu s průměrem >150 m. V hlavním pásu se podobných hybridů nachází nanejvýš 400 tis. v rozsahu absolutních hvězdných velikostí H 18 – 21 mag.
P. Wiegert předpověděl, že rojem roku 2011 se stanou Drakonidy, jež - jak známo - souvisejí s krátkoperiodickou kometou 21P/Giacobini-Zinner s oběžnou dobou 6,6 roku, jejíž nejbližší průchod přísluním nastal v únoru 2012. Autor odhadl, že zenitová hodinová frekvence roje by mohla dosáhnout až 1 000 meteorů. Předpověď se kvalitativně - byť ne kvantitativně - vyplnila, jak ukázala pozorování videokamerami a spektrometry mnoha skupin profesionálních i amatérských astronomů z řady zemí (včetně našich odborníků) rozesetých na stanovištích od Švédska až po Itálii. Ostré maximum činnosti roje nastalo ve 20 h UT 8. října s frekvencí 400 met/h.
P. Vereš aj. dokázali na základě pozorování videokamerami v japonské síti SonotaCo za období let 2007-2009, že kometa C/1917 F1 Mellish je zdrojem dvou slabých, ale pravidelných meteorických rojů, prosincových Monocerotid a listopadových ξ Orionid, přičemž Monocerotidy jsou mladší než Orionidy. Existence dvou rojů je důsledkem velké příčné složky rychlosti >100 m/s úlomků vyvržených z komety v okolí přísluní ve vzdálenosti jen 28 mil. km od Slunce. Mateřská kometa roje byla v r. 1917 viditelná po dobu 96 d a svými dráhovými parametry (a = 27,6 AU; e = 0,9931; i = 33°; P = 145 r) patří mezi periodické komety typu Halley. I. Williams uvedl, že nejstarší astronomický déšť popsaný v čínské kronice, jenž se odehrál 23. března 687 př. n.l., patřil na základě soudobých poruchových výpočtů minulých drah Halleyově kometě a nesouvisel tedy s dnešními Lyridami, jejich mateřským tělesem je dlouhoperiodická kometa Thatcher (1861 G1) s oběžnou dobou 415 let.
J. Kero aj. zveřejnili první výsledky nového radaru pro výzkum střední a vysoké atmosféry MU na japonské observatoři Shigaraki. Radar je schopen zaznamenávat čelní ozvěny, které pak slouží jak k určení směru letu meteoroidu, tak i jeho geocentrické rychlosti a brzdění v atmosféře Země. Pozorování od června 2009 do prosince 2010 tak přinesla bohatou úrodu 10 tis. čelních ozvěn, z nichž plných 600 patřilo říjnovým Orionidám ve třech nocích kolem maxima činnosti roje (33 h pozorovacího času) v r. 2009. Tak určili přesně polohu radiantu roje α = 6 h 19 min; δ = +15,4° i geocentrickou rychlost meteoroidů 66,9 km/s. Odtud se podařilo ukázat, že toho roku se Země potkala převážně s prachem vyvrženým z Halleyovy komety při jejím průchodu přísluním v r. 1266 př. n.l.!
J. Kikaya aj. zpracovali vícestaniční fotografická pozorování trajektorií 107 meteorů v intervalu jasnosti 2,5 – 6,0 mag a pro 4/5 z nich se jim podařilo změřit jejich brzdění v atmosféře. Odtud pak mohli určit přibližnou hustotu každého meteoroidu v porovnání se standardní hustotou vody. Zjistili tak, že většina meteoroidů má hustotu 4,2, takže pochází nepochybně z planetek. Naproti tomu meteoroidy od rojů z Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet mají hustoty o něco nižší (3,1), podobně jako meteoroidy z roje ι Akvarid (3,2) od známé komety P2/Encke. Naproti tomu nízké hustoty svědčící o silné poréznosti materiálu mají meteoroidy z obou rojů komety 1P/Halley (0,4 - 1,5) i nejznámějších Perseid (0,6) s mateřskou kometou P109/Swift-Tuttle.
D. Nesvorný aj. se vrátili k výsledkům sledování proslulé komety C/1995 O1 Hale-Bopp, která nepochybně dorazila ke Slunci z Oortova oblaku poprvé. Autoři ukázali, že cesta Oortových komet ke Slunci je docela strastiplná. Jak se na kost zmrzlé jádro komety postupně prohřívá, dochází pod jeho povrchem k fázovým přechodům uvolňujícím značnou energii, což může jádro komety zčásti či úplně rozmetat. Uvolněné části s průměrem <10 μm se vymetou ze Sluneční soustavy tlakem záření. Podobně se k Zemi nedostanou částice s rozměry >1 mm. Naopak částice s typickými rozměry ≈100 μm skončí vlivem Poyntingova-Robertsonova efektu (tlaku slunečního záření na částice v určitém intervalu velikostí částic) na drahách s velkou poloosou kolem 1 AU. Tyto částice se pak často střetávají se zemskou atmosférou čelně, tj. ve směru od apexu zemské dráhy a pozorujeme je jako významnou složku v rozložení radarových meteorů.
P. Jenniskens aj. popsali novou soustavu kamer CAMS pro sledování slabých meteorických rojů po celé obloze. Jde o tři stanice v Kalifornii ve vzájemných vzdálenostech 37, 66 a 85 km, které jsou osazeny 60 videokamerami, jež dokáží zachytit meteory s jasností vyšší než 4 mag. Při pozorováních v listopadu 2010 zaznamenali za 17 nocí přes 2,1 tis. přesných drah meteorů a určili tak radianty 6 známých rojů s přesností 0,3° a rychlosti s chybou na 0,5 km/s. Nejnovější oficiální katalog meteorických rojů příslušné komise IAU obsahuje sice již 365 rojů, ale pro slabé meteory (>5 mag) se těžko odlišuje sporadické pozadí od rojových meteorů.
Podobně R. Musci aj. popsali první výsledky kanadského projektu CAMO za období od června 2009 do srpna 2010, v němž se z více stanic pozorují meteory jasnější než R = 5 mag, což odpovídá meteoroidům s hmotností >0,2 μ.. Získali tak dosti přesné trajektorie pro více než 1,7 tis. meteoroidů s chybou ±30 m kolmo ke směru dráhy a také jejich rychlostí s přesností lepší než 1,5% a radianty s přesností lepší než 0,4°. Z těchto údajů pak dokázali určit geocentrickou rychlost, která pro 22 meteoroidů dala slabě hyperbolické dráhy, ale jen ve dvou případech s odchylkou více než trojnásobek střední chyby od dráhy parabolické. Autoři z toho usuzují, že v jejich souboru nejsou žádné interstelární meteoroidy; stanovili však zatím nejostřejší horní mez pro jejich eventuální přítok na Zemi.
Kosmické sondy Voyager 1 a 2 dosáhly takové vzdálenosti od Slunce, že patrně již přecházejí z klasické heliosféry do tzv. magnetické pochvy (heliosheath), jež tvoří přechod mezi heliosférou a interstelárními magnetickými poli. Střední rychlost elektricky nabitých částic, které sonda potkává, mají totiž vstřícnou rychlost rovnou heliocentrické rychlosti sond, což znamená, že vůči Slunci jsou přibližně v klidu. Sluneční vítr se zde ohřívá střetáváním jeho částic s mezihvězdným větrem a pozvolna se rozplývá. Podle S. Krimigise aj. prošel Voyager 1 terminální rázovou vlnou slunečního větru již v polovině prosince 2004, kdy se vítr vzdaloval od Slunce rychlostí 70 km/s. Jelikož v r. 2010 byl již o dalších 22 AU dále od Slunce, pozoruje sonda od té doby zmíněnou klidový stav okolního plazmatu vůči Slunci. Tuto rozsáhlou přechodovou vrstvu předtím nikdo nepředpokládal. Přístroje sondy pozorují nyní převážen nízkoenergetické protony o energiích 53 – 85 keV.
G. Aielli aj. využili experimentu ARGO-YBJ, při němž se studuje rozložení elektricky nabitých částic kosmického záření na vysokohorské (4 300 m n.m.) observatoři Yangbajain v Tibetu k určení proměnnosti magnetické indukce meziplanetárního magnetického pole na základě stínu v intenzitě kosmického záření vytvářeného Sluncem. Částice kosmického záření mají převážně kladný elektrický náboj a meziplanetární magnetické pole je proto odklání týmž směrem. Tyto částice se ovšem pohybují téměř rychlostí světla a reagují během pouhých 8 minut spirálovitými změnami směru během letu podél stínu na okamžitý stav interplanetární magnetického pole od příslušné heliocentrické délky sluneční fotosféry až k Zemi. Jelikož sluneční vítr přináší k Zemi magnetické pole sluneční fotosféry se zpožděním kolem 4,5 dne, nabízí se tak možnost předvídat případné silné geomagnetické bouře s předstihem. S ohledem na rotaci Slunce činí tento předstih prakticky asi 1,6 dne. Experiment využil okolnosti, že poslední minimum sluneční činnosti bylo velmi dlouhé, takže se podařilo dobře určit klidové hodnoty magnetického pole na Slunci. Kolísání indukce magnetického pole vyvolané sluneční aktivitou dosahuje amplitudy 2 nT, což lze dobře změřit umělými družicemi. K tomu, aby se této metody dalo prakticky využít, je ovšem nutné zvýšit výkon aparatury v Tibetu, a to se již chystá konstrukcí detektoru LHASSO.
K. McKeegan aj. a B. Marty aj. uveřejnili výsledky izotopové a chemické analýzy vzorků slunečního větru, získaných sondou Genesis přesto, že pouzdro sondy při návratu na Zemi havarovalo. Tak mohli poprvé určit zastoupení nuklidů 17O, 18O a 15N v protoplanetárním disku, protože vzorky prachu ze Země, Měsíce, Marsu a meteoritů se vlivem různých výběrových efektů od složení sluneční pramlhoviny liší. Odtud plyne, že kamenná tělesa ve vnitřní části Sluneční soustavy mají vyšší zastoupení zmíněných izotopů vůči 160, resp. 14N, než jaké bylo v protoplanetárním disku. Svědčí to o výrazné nehomogenitě protoplanetárního disku.
S. Okozumi aj. se zabývali problémem, jak mohou ze submilimetrových zrn chomáčů prachu vzniknout kilometrové planetesimály, aniž by tomu bránil nahromaděný elektrostatický náboj. Prachové částice se totiž převážně nabíjejí záporně, protože se podstatně častěji srážejí s elektrony než s ionty. Hromadící se elektrický náboj tak zabrání dalšímu srůstání zrn a celá oblast dostatečně hustého disku tak doslova "zamrzne". Pro hvězdy slunečního typu se zamrzlé zóna prostírá ve vzdálenostech 1 – 100 AU od hvězdy. V 1 AU dosahují zrna maximálního rozměru jen 1 μ., kdežto ve 100 AU se dokáže spojit jen několik atomů. Pozorování mladých proměnných hvězd typu T Tauri v infračerveném oboru spektra však naznačuje, že tuto bariéru lze zrušit díky silným turbulencím v zamrzlé zóně během milionu roků a radiálním transportem rostoucích zrn směrem ke hvězdě. Tak mohou nakonec vzniknout docela rychle i kamenné (terestrické) planety.
K. Walsh aj. využili bohatých údajů o migraci exoplanet k simulaci pravděpodobného scénáře vývoje rané Sluneční soustavy poté, co během několika málo milionů let po jejím vzniku se utvořily obří planety Jupiter a Saturn, které byly v době svého vzniku podstatně blíže (2 – 5 AU) ke Slunci než dnes. Navíc během pouhých 100 tis. let migrovaly směrem ke Slunci, takže Jupiter se přiblížil ke Slunci na pouhých 1,5 AU, Původní protoplanetární disk se prostíral jen do vzdálenosti 1 AU od Slunce a vznik terestrických planet se proto vinou Jupiteru pozdržel. Teprve když zásluhou rezonance mezi oběžnými periodami Jupiteru a Saturnu se začaly obě obří planety od Slunce vzdalovat, mohly během následujících 30 – 50 mil. let vzniknout terestrické planety a ve vzdálenostech kolem 3 AU se stabilizoval hlavní pás planetek.
K podobným výsledků dospěli rovněž A. Pierens a S. Raymond, kteří využili k hydrodynamickým simulacím interakcí migrujících obřích planet s planetesimálami znalostí o dnešních drahách terestrických planet a také o mezerách v drahách planetek hlavního pásu. Jupiter je tedy viníkem mimořádně nízké hmotnosti Marsu (0,1 Mz), protože svou přítomností vyčistil od planetesimál oblast, v níž mohl následně vzniknout jejích akrecí Mars. Autoři navíc zjistili, že Jupiter i Saturn mají z té doby pravděpodobně kamenná jádra o hmotnostech kolem 10 Mz.
Další pás planetek se původně nacházel ve vzdálenostech 8 – 13 AU, ale následkem přibližování Jupiteru a Saturnu se rozptýlil, tj. část těchto těles spadla nakonec na Slunce a zbytek se usadil na periférii planetární soustavy, tj. v oblasti dnešních transneptunských objektů. Tento scénář nezávisle potvrdili také O. Guilera aj., podle nichž obří planety Sluneční soustavy vynikly velmi rychle z planetesimál o typickém rozměru <1 km. Nejvíce převážně ledových planetesimál se utvořilo ve vzdálenostech 5 – 14 AU od Slunce a soustředilo se postupně do plochého disku ve vzdálenostech 16 – 30 AU. Hmotnost disku odhadli na 40 Mz. Také C. Agnor a D. Lin dokázali rozborem ze sekulárního výskytu rezonančních vazeb mezi terestrickými a obřími planetami, že v rané Sluneční soustavě docházelo k migracím Jupiteru a Saturnu jak směrem ke Slunci, tak i v protisměru a tato kritická epizoda, která rozhodla o dlouhodobé stabilitě planetárních drah, skončila nejpozději 100 mil. let po vzniku Sluneční soustavy.
D. Nesvorný však upozornil, že migrace velkých planet Sluneční soustavy se nutně musí týkat také Uranu a Neptunu. Kdyby totiž byly vznikly ve svých současných drahách (20 a 30 AU od Slunce), nemohly by mít hmotnosti ≈25 Mz, protože v těchto vzdálenostech nebylo dost materiálu k jejich akreci. Autor na základě rozsáhlých simulací proto ukázal, že daleko nejpravděpodobněji vzniklo ve vzdálenosti <15 AU od Slunce dokonce pět obřích plynných planet, protože v této blízkosti od Slunce bylo k jejich vzniku dost stavebního materiálu. Následné migrace odsunuly Uran a Neptun do dnešních drah a "přebytečná" 5. velká planeta byla při těsném přiblížení k Jupiteru záhy vyvržena ze Sluneční soustavy rychlostí vyšší než únikovou, takže od té doby putuje vesmírem jako nomád.
J. Fernández se věnoval spekulacím, že ve velké vzdálenosti od Slunce by se mohla nacházet dosud neobjevená planeta s hmotností srovnatelnou či dokonce větší než má Jupiter. Podle současných zkušeností by se takové těleso dalo nejlépe nalézt v infračerveném oboru spektra, jak tomu nasvědčují skvělé výsledky infračervené družice WISE při detekci planetek. Autor ukázal, že pokud by hmotnost vzdáleného průvodce Slunce byla větší než 5 Mj, byl by už soudobými přehlídkami objeven, popř. též nepřímo ze svého gravitačního působení na Oortův oblak komet. Naproti tomu těleso s hmotností ≈1 Mj by se našlo jedině s notnou dávkou šťastné souhry okolností. Těleso o hmotnosti srovnatelné s Neptunem by pak uniklo zcela naší pozornosti, pokud by obíhalo kolem Slunce ve vzdálenosti větší než 1 tis. AU.
Když tak přehlížíme nejnovější výsledky ve studiu dávné minulosti Sluneční soustavy, nelze si nevšimnout, že počáteční fáze její výstavby byly až dramaticky bouřlivé v porovnání se současnou idylou, kdy terestrické planety mají téměř kruhové dráhy v bezpečných vzdálenostech od Slunce i od obřích planet. Krátkodobý dráhový chaos postihuje pouze drobná tělesa v hlavním pásmu planetek a dále v pásmu těles transneptunských, např. stabilita dráhy Pluta je zaručena jen na nějakých 5 milionů let. Obecně však platí, že tělesa s výstřednějšími drahami zažila v minulosti, anebo mohou očekávat v budoucnosti dramatické chvíle. Pokud jde o minulost, tak se to týká především Neptunovy družice Nereidy s dráhovou výstředností 0,75, ale také těles transneptunského pásu, kde je dosavadní přebornicí planetka (90377) Sedna s výstředností dráhy 0,855, jež v době objevu byla od Slunce vzdálena 90 AU, ale jejíž odsluní se nachází v neuvěřitelné vzdálenosti 937 AU (5,4 světelného dne), zatímco přísluní má v 76 AU. Sedna oběhne Slunce za více než 11 tis. let, ale přísluním projde už v r. 2076. Jedině komety z Oortova oblaku mají ještě výstřednější dráhy, takže jejich dráhové elementy jsou přirozeně velmi nejisté, neboť tyto komety byly zatím vesměs pozorovány jen jednou v krátkém oblouku silně protáhlé eliptické dráhy v blízkosti přísluní.
P. Foukal aj. ukázali, že dlouhá minima sluneční činnosti (Spörerovo a Maunderovo) v 15. a 17. stol. n.l. nemohou vysvětlit tehdy pozorované klimatické ochlazení sníženým zářivým výkonem Slunce, i když je pravda, že Slunce zářilo o něco méně, než je standard vinou globálního ochlazení fakulových polí na svém povrchu. Podobně vyšší sluneční činnost ve 20. stol. nestačí na vysvětlení tempa současného globálního oteplování. Autoři však soudí, že odezva zemského klimatu na změny zářivého výkonu Slunce může být silně nelineární, ale nebude jednoduché něco takového opravdu prokázat.
G. Kopp a J. Leanová zveřejnili nově kalibrovaná data o střední hodnotě sluneční konstanty, založená na měření monitorem TIM družice SORCE, která ve výšce 645 km nad Zemí měří od r. 2003 dosud nejpřesněji v širokém pásmu vlnových délek (1 – 1 000 nm) kolísání celkového ozáření Země Sluncem (TSI - Total Solar Irradiance) během cyklu sluneční činnosti. Navazuje tak na dřívější přesné údaje (od listopadu 1978) z družic NIMBUS7, SMM, ERBS. UARS, SOHO a ACRIMSA.. Autoři ukázali, že všechna předešlá měření přeceňovala absolutní hodnotu sluneční konstanty v průměru o 0,34 % vinou zanedbání vlivu rozptýleného záření na detektorech. Nová střední hodnota sluneční konstanty tedy činí jen (1360,8 ±0,5) W m-2 a během cyklu sluneční činnosti kolísá nanejvýš o 0,1 %. Nikterak to ovšem neznamená, že by Slunce nyní svítilo méně; jde o systematickou chybu předešlých kalibrací.
Jak uvedli D. Preminger aj., poslední tři cykly sluneční činnosti (č. 21 až 23), kdy jsou k dispozici přesná data o kolísání hodnoty TSI, svědčí o tom, že všechny variace TSI v rozsahu od dnů do desítek let způsobuje kolísající magnetická aktivita Slunce. Výskyt radionuklidu 14C v minerálech na zemském povrchu umožnil L. Vieirovi aj. proměřit variace sluneční konstanty během holocénu za posledních 11,5 tis. let. Dlouhodobé změny nepřesáhly ±1 W m-2.
A. Abdo aj. využili dlouhého minima sluneční činnosti ke studiu galaktického kosmického záření, jež v tomto intervalu proniká do nitra Sluneční soustavy nejhlouběji. Použili k tomu cíli širokoúhlou aparatury LAT družice Fermi, jež po dobu 1,5 roku sledovala intenzitu a rozložení záření gama, jež vzniká díky interakci plazmatu Sluneční soustavy s galaktickým kosmickým zářením. Zjistili, že toto výsledné záření gama se skládá ze dvou složek: téměř bodového zdroje slunečního disku a plošného zdroje v heliosféře. Integrální tok v energetickém pásmu >100 MeV z disku byl sedmkrát vyšší, než vyplývá z modelování příslušné interakce. Plošný zdroj vzniká díky Comptonovu rozptylu elektronů v kosmickém záření na fotonech v heliosféře a jeho tok je v souladu s modelováním.
Jak známo, minimum sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem nastalo počátkem ledna 2008, kdy se objevila první skupina skvrn 24. cyklu. Náběh nového cyklu byl však extrémně pomalý; plných 267 dnů roku 2008 a dalších 260 dnů roku 2009 zůstávalo Slunce zcela bez skvrn. (Podle údajů SICD Report bylo ovšem Slunce souvisle beze skvrn jen mezi 30. 7. až 1. 9. 2009, tj. jen 32 dnů. Nejdelší souvislé období, kdy na Slunci nebyla žádná skvrna, bylo zaznamenáno v intervalu 8.4. až 8.7. 1913 - 91 dnů v minimu mezi 13. a 14. cyklem.). P. Watson aj. zjistili pomocí aparatury MIDI družice SOHO, že plocha umbry slunečních skvrn představuje v průměru 30 % celkové plochy skvrn nezávisle na fázi cyklu. Zatímco po maximu klesá indukce magnetického pole ve skvrnách obvykle tempem 2,4 mT/r, v případě závěru 23. cyklu byl pokles daleko prudší (7,0 mT/r).
D. Nandy aj. oznámili, že v minimu mezi 23. a 24. cyklem byl meridionální tok plazmatu na povrchu Slunce mimořádně slabý kvůli velmi nízké hodnotě indukce magnetického pole v okolí pólů a tím lze objasnit loudavý nástup nového cyklu. K. Mursula a I. Virtanem k tomu přidali další příčinu - asymetrii rozložení globálního magnetického pole vůči oběma polokoulím; magnetické pole na severní polokouli je slabší než magnetické pole na polokouli jižní, jak ukázala poprvé měření kosmické sondy ULYSSES. Tato asymetrie v účincích globálního magnetického pole kolísá v periodě 200 roků. M. Perryman a T. Schulze-Hartung vyvrátili dlouho tradovanou domněnku, že intenzita sluneční činnosti závisí na vzdálenosti barycentra Sluneční soustavy od středu Slunce.
J. Pasachoff aj. zpracovali pozorování sluneční bílé koróny během úplného zatmění Slunce ze dne 11. 6. 2010 na dvou stanovištích, Velikonočním ostrově a na atolu Tatakoto ve Francouzské Polynézii. Využitím metody H. a M. Druckmüllerových se podařilo snímky koróny pořízené s časovým odstupem 83 min. přesně navázat a tak zachytit změny, které v koróně v tomto mezidobí nastaly. Snímky koróny jsou mnohem kvalitnější než snímky pořizované na družicích a dobře ukázaly, jak se koróna změnila nástupem 24. cyklu sluneční činnosti.
S. Habbal aj. použitím téže metody pro spektrální snímky z atolu Tatakoto zjistili na základě proměření vodíkové čáry H-α a vysoce ionizovaných čar Fe (IX-XIV) i Ni XV, že většina koróny měla v té době teplotu kolem 1 MK, což také odpovídá elektronové teplotě zjištěné z průběhu magnetických siločar v koróně. Jen velmi malé úseky koróny měly teploty <500 kK, nebo naopak >2,5 MK. Podařilo se jim totiž sledovat teploty korónu s rozlišením ±100 kK v rozsahu 1,0 – 3,0 R☉, když pokryli poprvé oblast 1,05 – 1,5 R☉, jež byla až dosud nepřístupná jak ze Země, tak z kosmického prostoru. Potvrdili také, že v koróně se vyskytují dutiny s deficitem plazmatu, ale nalezli také různá zvlnění a pruhy v její struktuře. Údaje o bílé koróně byly též potvrzeny pomocí experimentu SWAP na družici PROBA2 (ESA), jenž poskytl data o extrémně ultrafialovém záření z koróny.
S. Ilonidis aj. studovali údaje z aparatury MDI družice SOHO v místech, kde se posléze vynořily sluneční skvrny. Našli tak známky akustických oscilací s periodami 12 – 16 s vystupujících z hloubek až 66 tis. km pod povrchem Slunce (dno konvektivní zóny je však až v hloubce 200 tis. km) s předstihem plných 10 h před vynořením aktivní oblasti AR 10488 na okraji slunečního disku.V té chvíli na daném místě začal rychle stoupat lokální magnetický tok.
S. McIntosh aj. prokázali existenci dlouho marně hledaných Alfvénových vln (driftující oscilace iontů v magnetickém poli) v přechodové vrstvě mezi sluneční chromosférou a korónou. Snímky aparaturou AIA americké družice SDO v kadenci 12 s a s lineárním rozlišením 1 tis. km ukázaly, že amplituda oscilací vln činí 20 km/s (v koronálních dírách až 25 km/s, zatímco v aktivních oblastech je výrazně nižší!) a jejich perioda dosahuje hodnot 100 – 500 s. Autoři odtud odvodili, že tyto vlny jsou schopny ohřát korónu na pozorované vysoké teploty řádu MK. Na rozdíl od Alfvénova průkopnického výpočtu oscilací v homogenním prostředí se na Slunci tyto vlny totiž generují v prostředí výrazně nehomogenním. Ohřívání koróny pomocí Alfvénových vln prokázali teoreticky pomocí hydrodynamického modelování ve 3D A. van Ballegooijen aj. Vyšla jim sice malá amplituda vln 2 km/s, ale perioda 60 – 200 s za předpokladu, že indukce magnetického pole ve skvrnách dosahuje hodnoty 0,1 T. Přenos energie do koróny přičítají turbulentnímu proudění v Alfvénových vlnách.
B. De Pontieu aj. popsali na základě údajů z družic Hinode a SDO, jak se asi dokáže rozpálit sluneční koróna. Jak známo, v chromosféře je běžně pozorovatelný "les" malých krátkožijících výběžků (spikulí), mezi nimiž je při vyšším rozlišení vidět vějiřovité výtrysky hustého plazmatu (o dva řády hustšího, než sluneční vítr) s teplotou až 1 MK. Žhavé plazma v těchto spikulích nového typu je na rozdíl od běžných spikulí urychlováno natolik, že se nevrací zpět do chromosféry, ale uniká do koróny, kterou může ohřát na dosud nevysvětlené extrémně vysoké teploty. To je v souladu s nezávislým rozborem údajů z družice Hinode T. Bergerem aj. Při studiu protuberance z 22. 6. 2010 zjistili, že koronální dutina přilehlá k protuberanci vydává rentgenové záření o teplotách 0,25 – 1,2 MK.
N. Savani aj. využili možností stereoskopického sledování koronálních výtrysků hmoty (CME - Coronal Mass Ejection) kosmickými sondami STEREO k popisu geometrického vzhledu CME v závislosti na heliocentrické vzdálenosti od Slunce. CME má při svém vymrštění z koróny v podstatě tvar válce s kruhovým průřezem, přičemž osa válce směřuje přibližně radiálně od Slunce. Poměr průměru válce k jeho délce je na heliocentrické vzdálenosti nezávislý a činí obvykle 1:5. Podle měření A. Joshiho a N. Srivastavy se CME nejvíce urychlují ve vzdálenostech <2 R☉. Zrychlení probíhá plynule pro ty výtrysky, které souvisejí s protuberancemi, zatímco v ostatních případech dojde ke zrychlení ve dvou oddělených vlnách. Svědčí to o různých mechanismech urychlování ve zmíněných konfiguracích.
Y. Liu aj. získali díky sondám STEREO jedinečné údaje o velkém CME z 3. 4. 2010, neboť mohli plynule sledovat jeho pohyb od chvíle, kde CME odstartoval ze sluneční koróny po erupci klasifikované jako B7.4. V místě startu došlo totiž k dramatickému zeslabení koróny a současně byly pozorovány krátké záblesky v pásmech rádiovém i EUV. CME pohybující se radiální rychlostí až 1 100 km/s doprovázela extrémně silná rázová vlna ve slunečním větru.
Ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce se však CME zbrzdil na 800 km/s a touto rychlostí dospěl k Zemi. Zde způsobil silnou geomagnetickou bouři a vpád vysoce energetických částic zaznamenaných postupně sondou MESSENGER a družicí WIND (v Lagrangeově bodě L1) i geostacionární družicí GOES. Energetické částice CME dočasně vyřadily z provozu ovládání telekomunikační družice Galaxy 15, která neřiditelně opustila svou polohu nad 133° západní délky a hrozilo nebezpečí, že se časem srazí s některou jinou geostacionární družicí. Riziko se podařilo odvrátit až koncem r. 2010 a přesně po roce od svého napadení částicemi CME se družice opět usadila ve svém původním hnízdě.
Y. H. Yang aj. odhadli gradient elektrického pole gigantické sluneční erupce z 29. 10. 2003, klasifikované intenzitou X17, jež dokonce dostala vlastní jméno Halloween. Na základě jejího sledování družicemi RHESSI a TRACE zjistili, že spád napětí elektrického pole v erupci dosahoval až několik kV/m. O 19 h později zasáhla CME Zemi a kosmonauti na ISS ukrytí v centru kosmické stanice pozorovali při zavřených očích četné "hvězdičky" vzniklé interakcí elektricky nabitých částic se sítnicí jejich očí. Podle M. Kretzschmera aj. dosáhla teplota v erupci během impulzní fáze 9 kK, což je pro erupce typické. Ještě intenzívnější erupce vzplanula na Slunci 4. 11. 2003, neboť byla klasifikována jako X34, ale příslušná CME Zemi minula. Americká družice SDO sledovala erupci z 3. 11. 2010 ještě mnoho hodin po vlastním vzplanutí. Tak se ukázalo, že ve skutečnosti erupce vyzařuje v té době daleko více energie než během počáteční (řádově minutové) impulzní fáze.
Díky novým družicím se C. Schrijverovi aj. podařilo zatím nejpodrobněji v historii popsat ve 3D průběh velké sluneční erupce X2, která se odehrála 15. 2. 2011 v aktivní oblasti AR 11158. Na záběrech z družic jsou vidět rozpínající se smyčky, v nichž se sluneční plazma adiabaticky ohřívá. Dokládají to profily čar 6 – 20krát ionizovaného železa v ultrafialové oblasti slunečního spektra.
D. Baker a J. Green připomněli v přehledovém článku mimořádné polární záře ve dnech 28.-29. 8. 1859, která se v ještě větším rozsahu opakovaly ve dnech 2.-4. 9. I v krajinách nedaleko od rovníku (Kuba, Bahamy, Havajské ostrovy) byly tehdy pozorovány nádherné polární záře a indukce elektrických proudů vyvolaná aktivitou Slunce byla taková, že tehdejší telegrafy jiskřily a zapalovaly tak telegrafní blankety. I když telegrafy obsluha odpojila od baterií, stále fungovaly a odesílaly zprávy! Britský astronom R. Carrington zakresloval 1.9. na své soukromé observatoři v projekci obrovskou skupinu slunečních skvrn, když v 11:18 h GMT spatřil uprostřed skupiny jasný záblesk, který se rozšířil do tvaru malé ledvinky a trval asi pět minut. Byla to první (a zatím jediná vizuálně pozorovaná) bílá sluneční erupce astronomy na Zemi pozorovaná. Obdobně silná erupce od té doby ještě nikdy Zemi netrefila. Svědčí o tom i fakt, že tehdejší koronální výtrysk (CME) dospěl k Zemi v dosud nepřekonaném rekordně krátkém čase 17 h. Tak dramaticky začal výzkum nejenergetičtějšího projevu sluneční činnosti, který mívá nezřídka silnou odezvu v zemské ionosféře, ale i na povrchu Země.
Zatímco obecně v astronomii platí, že s rostoucím poznáním se zdánlivě výjimečné astronomické jevy a tělesa stávají spíše běžnými a doslova tuctovými, se Sluncem je tomu naopak. Není to tak dávno, kdy bylo Slunce jako žlutý trpaslík považováno za podprůměrnou, doslova tuctovou hvězdu. Postupně však převládlo mínění, že Slunce je typická průměrná hvězda. Nejnovější výsledky astronomických přehlídek velkých souborů hvězd však ukazují, že Slunce je svou hmotností silně nadprůměrná hvězda, protože nejčetnější hvězdy ve vesmíru - červení trpaslíci - mají jen pětinu hmotnosti Slunce. Podobě se osamělost Slunce jako hvězdy jeví čím dál tím více jako anomálie; většina hvězd žije ve dvojicích či vícenásobných soustavách, jak o tom svědčí případ nejbližšího systému α Cen, jenž se skládá z těsné dvojvězdy žlutého a oranžového trpaslíka a vzdálené třetí složky Proximy Centauri, která je momentálně natočená blíže k Zemi, ale evidentně obíhá po velmi rozsáhlé dráze kolem hmotnější dvojhvězdy.
Dátum poslednej zmeny: 02. septembra 2013