Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 01. septembra 2014
A. Yudin aj. využili objevu čtvrté družice Pluta (Kerberos) k zlepšení některých parametrů již dříve objevených družic Nix a Hydra. Zjistili, že jde o ledová tělesa s vysokým albedem >30 % a hmotnostmi nižšími než 5.1016 kg, resp. 9.1016 kg. Nová kamera WFC3 HST umožnila objevit 11. 7. 2012 v pořadí již pátou družici trpasličí planety Pluto (Styx) o průměru nanejvýš 25 km. Charon obíhá nejblíže k Plutu po téměř kruhové oběžné dráze o poloměru 19,5 tis. km a podobně jako náš Měsíc vykazuje synchronní rotaci s oběžnou periodou 6,39 dne. Má téměř 12 % hmotnosti Pluta, takže barycentrum obou těles se nachází vně Pluta, což je jedinečný případ mezi trpasličími planetami. Druhá v pořadí podle vzdálenosti od barycentra soustavy je právě nově objevená družice Styx s poloměrem dráhy 42 tis. km a oběžnou dobou 20 d. Dále následují Nix s poloměrem dráhy 49 tis. km a oběžnou dobou 25 d a Kerberos s poloměrem dráhy 60 tis. km a oběžnou dobou 32 d. Nejvzdálenější Hydra má poloměr dráhy 65 tis. km a obíhá v periodě 38 d. Poměry period Charonu, Nixy, Kerbera a Hydry se blíží hodnotám 1:4:5:6, ale nejde o přesný synchronismus. Autoři naopak poukazují na silné slapové působení Pluta i Charonu, takže je svým způsobem překvapující, že dráhy všech družic se blíží kružnicím, ačkoliv dlouhodobě určitě podléhají dráhovému chaosu.
C. a R. de la Fuente Marcosovi dokázali, že plutino (15810) objevené r. 1994 je v současnosti kvazisatelitem Pluta. Pohybuje se jako retrográdní družice v rezonanci 1:1, ale nachází se vně Hillovy sféry (uvnitř sféry převládá gravitace centrálního tělesa soustavy), takže epizoda jeho vazby na Pluta potrvá nanejvýš 350 tis. let. Pak se bude po dobu zhruba 2 mil. let pohybovat nezávisle na Plutu, ale znovu se pak stane jeho kvazisatelitem. Podobné kvazisatelity byly již dříve nalezeny u Venuše, Země, Jupiteru i Saturnu a také u trpasličí planety (1) Ceres a planetky (4) Vesta. Zmíněné plutino je však prvním kvazisatelitem za drahou Neptunu, který se ovšem do jeho obíhání kolem Slunce rovněž vměšuje zásluhou dráhové rezonance 3:2.
Pluto (134340) tím jen potvrzuje svou výjimečnost, protože jde v tuto chvíli o nejpočetnější soustavu družic v pásmu TNO (transneptunských těles) a zcela unikátní příklad pro soudobou nebeskou mechaniku. M. Buie aj. ukázali, že největší družice Charon obíhá kolem Pluta po kruhové dráze v periodě 6,387 d, ale se sklonem 96° k ekliptice, tj. lehce retrográdně. Pluto na své skloněné a silně protáhlé eliptické dráze se v tomto století neustále vzdaluje od Slunce. V r. 2012 zeslábl na 14,0 mag z maxima 13,6 mag, které dosáhl v přísluní v r. 1989. Pozorovatelé na severní polokouli jsou navíc omezeni tím, že Pluto má čím dál tím jižnější deklinaci; v r. 2012 dosáhl -19°, jež do roku 2030 klesne až k -24° v souhvězdí Střelce. To naštěstí nijak neomezuje zatím velmi úspěšný let kosmické sondy New Horizons, která po desetiletí od startu proletí kolem Pluta 14. července 2015 a pro níž se už hledá další cíl v pásmu TNO.
J. Ortiz a mnoho dalších autorů ve velké mezinárodní kampani využili zákrytu anonymní hvězdy 18 mag trpasličí planetou (136472) Makemake (2005 FY9), jenž se odehrál 23. dubna 2011, ke zpřesnění jejího průměru (1 420 ±60) km i tvaru přibližně dvouosého elipsoidu 1 502 x 1 430 km2. Makemake se honosí rekordním albedem 77 % a tomu odpovídající nízkou střední hustotou 1,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách.
J. Ortiz aj. usoudili, že krátká rotační perioda (3,9 h) trpasličí planety (136108) Haumea (2003 EL61; hmotnost 4.1021 kg; přibližně tvaru trojosého elipsoidu s osami 2 000 x 1 500 x 1 000 km3) není důsledkem obří srážky, ale naopak rotačního štěpení. Kolem Haumey obíhají dvě družice Hi'iaka a Namaka, které mají hmotnosti 0,5 % a O,O5 % hmotnosti trpasličí planety a nesou významný moment hybnosti celé soustavy.
Navíc existuje rodina Haumey mezi tělesy TNO, podobně jako je tomu u rodin planetek v hlavním pásu. Počítačové simulace podle autorů ukazují, že pokud se trpasličí planeta roztočí vlivem vnějších sil, dojde nutně k rotačnímu štěpení a vzniku satelitů i celé rodiny TNO. Podobně vznikají také podvojné soustavy TNO, které jsou na periférii Sluneční soustavy překvapivě početné. Všechno tedy nasvědčuje tomu, že v hlubinách Sluneční soustavy se skrývají další rychle rotující trpasličí planety doprovázené družicemi a rodinou menších těles TNO.
H. Schlichtingová aj. využili během posledních devíti let pointeru FGS HST k pátrání po malých objektech za Neptunem v pásmu ekliptikálních šířek <20° po souhrnnou pozorovací dobu 19,5 tis. h. Když k tomu přidali předešlé pátrání po dobu 12 tis. h, zdá se výtěžek této práci dosti hubený, tj. našli jen dvě taková tělesa o rozměrech ≈500 m. Přesto však lze odtud usoudit, že ve vzdálenostech ≈40 AU se nachází poměrně velký počet těles s rozměry >250 m, které mohou doplňovat zásobu komet Jupiterovy rodiny s oběžnými periodami kolem 6 let. Edgeworthův-Kuiperův pás ve Sluneční soustavě lze proto považovat za analogii již objevených prachových disků kolem cizích hvězd podobných Slunci.
Velmi zajímavou studii o původu Kentaurů (planetek-komet na nestabilních drahách s přísluními mezi drahami Jupiteru a Neptunu) uveřejnili R. Brasser aj. Dosud objevení Kentauři se vyznačují malými sklony drah k ekliptice a životností nanejvýš 10 milionů let vinou velkých dráhových poruch od obřích planet Sluneční soustavy. Dosud jich známe zhruba 200 a podle dosavadního mínění pocházejí z Edgeworthova-Kuiperova pásu, popřípadě z rozptýleného disku za Neptunem. Zmínění autoři však studovali dráhový původ tří Kentaurů s nečekaně vysokými sklony drah k ekliptice (70 – 104°), které mají přísluní poblíž Uranu (19 – 21 AU) a velké poloosy v pásmu TNO (42 – 67 AU). Kdyby všichni Kentauři pocházeli z dosud uvažovaných populací TNO, tak by nepoměr mezi Kentaury s nízkými a vysokými sklony měl být řádu 104:1, což je - jak patrno - minimálně o dva řády v rozporu s pozorováním. Počítačové simulace však ukázaly, že daleko pravděpodobněji pocházejí Kentauři s vysokým sklonem drah z Oortova oblaku komet, odkud jsou nasměrováni do vnitřní části Sluneční slapy galaktickými slapy. Autoři odhadují, že velkých Kentaurů pocházejících z Oortova oblaku bude kolem 200 a jejich stavy se plynule doplňují náhradou za ty, kteří se po milionech let stávají obětí gravitačního kulečníku obřích planet od Jupiteru po Neptun.
Kentauři, jak už jejich název naznačuje, rozmývají hranici mezi planetkami a kometárními jádry, což je ostatně známo už od r. 1996, kdy se počínaje kometou 133P/Elst-Pizzaro čím dál tím častěji ukazuje, že některé planetky uvolňují do svého okolí prach a případně i plyn, a to zejména v okolí přísluní, kdy jsou více ohřívány Sluncem. J. Bauer aj. využili infračervené družice WISE reaktivované jako NEOWISE ke sledování čtyř objektů v době, kdy nevykazovaly žádnou měřitelnou kometární aktivitu, k určení jejich albeda a tím i geometrického rozměru. Kromě již zmíněné komety 133P tak pozorovali komety P/2010 R2 (La Sagra) a 176P/LINEAR jakož i planetku (596) Scheila. Vizuální albeda všech těchto těles jsou nízká (1 – 7 %) v souladu s albedy běžných kometárních jader.
Tělesa klasifikovaná jako komety mají malé průměry jader (1,0 – 3,5 km), na rozdíl od Scheily, jejíž průměr dosahuje 113 km. Formálně je tedy Scheila s albedem 4 % největší známé kometární jádro, obíhající v periodě 5 let kolem Slunce po dráze s délkou velké poloosy 2,9 AU, výstředností 0,16 a sklonem 15° k ekliptice! Tento názor však zpochybnili H. Hsieh aj., kteří z optických pozorování a dynamických měření zjistili, že ještě 11. 11. 2011 se planetka jevila jako svítící bod, ale 3.12. již měla difúzní vzhled a 10. 12. ji už obklopoval oblak prachu. Snímky z kamery WFC3 HST jednoznačně prokázaly, že nejde o sublimaci ledu, ale o prachový chvost vytvořený šikmým nárazem menšího tělesa na Scheilu.
Podobně O. Hainaut aj. dokázali z pozorování teleskopy NTT ESO, Gemini-N a UHT, že periodická kometa P/2010 A2 je ve skutečnosti planetka o poloměru 90 m, která se pod šikmým úhlem 80° srazila s podobně velkým tělesem někdy koncem roku 2009. Při pozorováních mezi 14.1. a 19.2. 2010 ji doprovázel prachový chvost zrnek o průměrech 1 – 20 mm prapodivného převážně kuželovitého tvaru, který se rozpínal rychlostí 0,2 m/s. Hmotnost chvostu odhadli na 800 kt.
Dalším přírůstkem do této kategorie se podle R. Stevensona aj. stala planetka hlavního pásu P/2012 F5 (Gibbs) původně klasifikovaná jako krátkoperiodická kometa, která na snímku z 27. 3. vykazovala prachovou vlečku o úhlové délce 7′ potvrzenou o 3 dny později na záběru z Haleova pětimetru. Planetka o poloměru <3 km, která byla v té době na cestě do odsluní své dráhy, jímž prošla koncem října 2012, vyvrhla do vlečky o lineární délce >600 tis. km celkem 50 kt prachových zrnek o typickém průměru >20 μm. Velká poloosa její dráhy činí 3,0 AU při výstřednosti 0,04 a sklonu 10° k ekliptice. Dráha je dlouhodobě stabilní po dobu >1 mld. let, což těleso rovněž řadí mezi klasické planetky; nikoliv jako jádro krátkoperiodické komety Jupiterovy rodiny.
Autoři se proto přiklonili k názoru, že planetka Gibbs se srazila s kamenným úlomkem o metrovém rozměru někdy počátkem července 2011 a odtud pochází její dočasná prachová vlečka. Autoři navrhli pro podobné případy akronym AMBO (aktivní objekty hlavního pásu). Do této kategorie zařazují 9 takových objektů, charakterizovaných velkými poloosami drah mateřských těles v rozmezí 2,3 – 3,2 AU, výstřednostmi 0,1 – 0,3 a sklony 0 – 21°, přičemž tyto dráhy jsou stabilní minimálně po stovky milionů let. Dráhy se zmíněnými parametry tedy ukazují na vysokou koncentraci drobných úlomků právě v této části hlavního pásu, takže tam srážky úlomků s planetkami nebudou nijak výjimečné.
D. Jewitt uvedl, že "kometární" aktivita planetek může mít ovšem i jiné příčiny. Autor rozebral údaje o 11 planetkách s výskytem dočasné prachové komy nebo jednoho či více chvostů a potvrdil, že u Scheily šlo o následek srážky s miniaturní planetkou, zatímco u mateřského tělesa Geminid (3200) Phaethon o důsledky silného ohřevu planetky v přísluní (0,14 AU, tj. 21 mil. km), kdy teplota povrchu dosahuje 1 kK. Další příčinou může být rychlá rotace planetky, kdy na rovníku odletuje prach odstředivou silou.
A. Kovačevicová využila těsných přiblížení 21 planetek k trpasličí planetě (1) Ceres ke zpřesnění její hmotnosti na (4,54 ±0,07).10-10 M☉, což je hodnota o 2,5 % menší než dosud udávaná v tabulkách. V r. 2012 však byla největší pozornost mezi planetkami hlavního pás upřena na planetku (4) Vesta, kolem níž obíhala od poloviny července 2011 do začátku září 2012 kosmická sonda Dawn nejprve ve výšce 2,7 tis. km a posléze 680 km nad planetkou, takže její kamery docilovaly na povrchu tělesa lineárního rozlišení 750 m/pixel. Tak se podařilo R. Jaumannovi aj. na povrchu Vesty rozpoznat dva obří impaktní krátery Veneneia (stáří 2 mld. let; průměr 400 km; hloubka 12 km; 52° j.š.) a Rheasilvia (stáří 1 mld. let; průměr 500 km; průměr centrálního vrcholu 180 km; hloubka 19 km; 75° j.š.), které se zčásti překrývají. Od středního poloměru planetky se topograficky odlišují prolákliny o hloubce až 22 km a hory o výšce až 19 km. Impakty, které vytvořily tyto krátery, vymrštily podle P. Schenka aj. také do meziplanetárního prostoru úlomky, které dopadají občas i na Zemi jako meteority zvané diogenity, eukrity nebo howardity. Samotná planetka je stará 4,55 mld let a za hlavní minerál na povrchu lze označit křemičitý pyroxen s příměsí hořčíku nebo železa.
Nitro Ceresu je podle S. Marchiho aj. i V. Reddyho aj. geologicky diferencováno, takže obsahuje kovové (železné) jádro, jehož poloměr podle C. Russella aj. dosahuje 110 km, zatímco rozměry planetky lze dobře charakterizovat jako trojosý elipsoid s poloosami 286 x 279 x 223 km3, čemuž odpovídá efektivní poloměr 263 km. Při hmotnosti 2,6.1020 kg činí její střední hustota 3,46 násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Rotační perioda Vesty byla zpřesněna na 5,342 h. Jde o nejjasnější planetku hlavního pásu, která se utvořila záhy již v prvních deseti milionech let po vzniku Sluneční soustavy. Její severní polokoule je posetá velmi starými menšími krátery, které dokládají raný vývoj Sluneční soustavy. Jižní polokoule byla pozměněna zmíněnými velmi pozdními dopady obřích planetek, takže je téměř zázrak, že to Vesta vydržela.
M. De Sanctis aj. objevili pomocí infračerveného spektrometru na sondě Dawn pásy hydroxylu OH na vlnové délce 2,8 μm, jež poukazují na velmi nerovnoměrné zastoupení hydrátů v jednotlivých částech povrchu planetky. Jestliže se tedy mohla dostat voda na tělesa v pásmu planetek, dává to nové možnosti, jak vysvětlit existenci vodních oceánů na Zemi. D. Buczkowski aj. objevili na povrchu Vesty trhlinu Divalia Fossa dlouhou 456 km, širokou 22 km a hlubokou 5 km. Jde o přímý důkaz, že nitro planetky je geologicky zvrstvené a byla na počátku svého vývoje roztavená, jak je pravidlem u terestrických planet. Vesta má přitom jen sedminu poloměru Měsíce.
R. E. Fu aj. a B. Weiss aj. objevili v meteoritu ALH81001 klasifikovaném jako eukrit z planetky Vesta remanentní magnetismus. Z termochronometrie izotopů 40Ar a 38Ar se podařilo určit, že materiál meteoritu zkondenzoval při chladnutí povrchu Vesty před 3,7 mld. let, takže odtud lze odhadnout tehdejší hodnotu indukce magnetického pole na povrchu planetky na >2μT. Autoři uvedli, že po svém vzniku měla Vesta kapalné kovové jádro o poloměru 110 km a hmotnosti 5 – 25 % hmotnosti celé planetky. Díky proudění kovové kapaliny a rotaci planetky tak vzniklo silné dynamo (indukce až 2,6 mT), které se mohlo projevit permanentním magnetismem v plášti planetky teprve poté, kdy teplota pláště klesla pod Curieův bod pro tamější horniny 780 °C, což trvalo dalších několik milionů let.
Indukce remanentního magnetismu povrchových vrstev planetky tak mohla dosáhnout hodnot kolem 100 μT. Magnetické dynamo Vesty ovšem zaniklo nejpozději za 100 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, takže v době vzniku meteoritu ALH81001 remanentní magnetismus povrchových vrstev již podstatně zeslábl. Meteorit byl vymrštěn z Vesty při nějakém impaktu teprve před 15 mil. let a na Zemi dopadl "nedávno". Je však velmi pravděpodobné, že povrchové vrstvy Vesty dodnes vykazují remanentní magnetismus s indukcí >0,2μT, což by mělo stačit k odclonění iontů slunečního větru. Ze snímků Vesty sondou Dawn vyplývá podle C. Pieterse aj. a T. McCorda aj., že její povrch skutečně není kosmicky zvětralý, jak tomu bývá u méně hmotných planetek či kometárních jader, která takovou magnetickou ochranu nemají.
Série prací o vlastnostech Vesty založených na rozboru údajů ze sondy Dawn, které se v r. 2012 vyrojily v prestižních astronomických časopisech, způsobila opravdový převrat v nazírání na její podstatu. Vesta vznikla tak brzy po vzniku Sluneční soustavy a jeví jasně geologickou diferenciaci i magnetické vlastnosti, že to daleko více odpovídá definici terestrické planety spíše než planetky. Zatímco v r. 2006 byl Pluto právem vyřazen ze seznamu planet, ale současně se stal prototypem těles transneptunského pásu těles. Vesta považovaná od poloviny 19. století za běžné těleso hlavního pásu planetek, je nyní zejména díky sondě Dawn geologicky povýšena mezi planety, i když se její formální klasifikace nejspíš nezmění. Mimochodem, Vestu lze v době opozice se Sluncem pozorovat za dobrých podmínek prostým okem jako objekt 5,4 mag, což je jedinečná výsada mezi všemi planetkami Sluneční soustavy.
L. Jorda aj., S. Spjuth aj., S. Besse aj. zveřejnili podrobné práce o pozorováních planetky (2867) Šteins sondou Rosetta během 4h průletu 5. září 2008. Velký odstup mezi pozorováním a publikacemi byl způsoben nešťastným vypnutím úzkoúhlé kamery NAC v době, kdy se sonda k planetce přiblížila na vzdálenost 5,2 tis. km, takže veškerá tíha detailních pozorování spočívala na širokoúhlé kameře OSIRIS-WAC s maximálním rozlišením 81 m/pixel v minimální vzdálenosti 803 km od planetky. Šteins obíhá ve vnitřní části hlavního pásu planetek po eliptické dráze s velkou poloosou 2,36 AU s výstředností 0,15 a sklonem dráhy 10° v periodě 3,6 let a patří k planetkám třídy E. Trojrozměrná rekonstrukce tvaru planetky vedla ke trojosému elipsoidu o rozměrech 6,8 x 5,7 x 4,4 km3, tj. o ekvivalentním průměru 5,2 km a ploše povrchu 92 km2. Planetka rotuje retrográdně (sklon rotační osy k ekliptice dosahuje 172°) v periodě 6 h.
Na jejím povrchu vystupuje protáhlý rovníkový hřbet, jenž je nejspíš důsledkem odstředivé síly rotace, neboť rotační perioda Šteinse byla v minulosti dvakrát kratší než dnes. Největším překvapením je však obří impaktní kráter Ruby o rozměrech 2,1 x 1,8 km, takže je s podivem, že planetka tento náraz ustála, ačkoliv ji evidentně tvoří hromada sutě. Následkem obřího impaktu se však navzájem silně liší vzhled obou polokoulí planetky; na jedné z polokouli prakticky chybějí impaktní krátery. Na viditelné části (44 %) povrchu objevily zmíněné týmy 42 relativně mělkých (4 – 25 % šířky) impaktních kráterů s rozměry od 150 do 2 100 metrů. Povrchový regolit je většinou drsný a silně porézní; jeho albedo dosahuje 57 %.
J. Fangová aj. zpřesnili údaje o soustavě planetky (87) Sylvia, kolem níž obíhají satelity Romulus a Remus po téměř kruhových drahách s poloměry 706 a 1357 km, tj. zhruba pětinásobku a desetinásobku středního poloměru planetky. Hmotnost planetky dosahuje 1,5.1019 kg, zatímco satelity mají po řadě hmotnosti 7,3 a 9,3 v jednotkách 1014 kg. Jejich oběžné dráhy jsou koplanární a rotační osy rovnoběžné. Jedna z největších planetek hlavního pásu o střední hustotě 1,3násobku hustoty vody obíhá kolem Slunce po mírně výstředné (e = 0,08) dráze s poloosou 3,5 AU a sklonem 11° k ekliptice.
Jak známo, vůbec první Troján (planetka poblíž libračního bodu L4 nebo L5 soustavy Slunce-planeta) byl objeven M. Wolfem v únoru 1906 v bodě L4 a dostal jméno (588) Achilles. Dnes je rodina Trojánů Jupiteru zdaleka nejpočetnější, neboť jich známe už téměř 6 tisíc! Teprve r. 1990 byl E. Bowellem aj. objeven první Troján Marsu nazvaný (5261) Eureka a až v r. 2001 L. Wassermanem aj. první Troján Neptunu (2001 QR322). R. Schwarz a R. Dvorak nyní ukázali, že Trojány mohou mít všechny terestrické planety s výjimkou Merkuru. Jsou totiž doprovodným jevem při výstavbě těchto planet, ale jejich dráhy nejsou dlouhodobě příliš stabilní. V současné době známe 6 Trojánů Marsu a 3 Trojány Země, z nichž jeden (2010 TK7) se nachází v bodě L4 a další dva vykazují podkovovité dráhy. K tomu, aby byla planetka zachycena jako Troján, musí mít výstřednost dráhy v rozmezí 0,15 – 0,45 a sklon k ekliptice v rozmezí 3 – 32°.
Současní křížiči zemské dráhy jsou už jen slabým odvarem toho, co se podle W. Bottkeho aj. dělo v dávné minulosti Sluneční soustavy. Ke srážkám s velkými planetkami, popř. planetesimálami docházelo totiž po celou první polovinu dosavadní existence Sluneční soustavy. Vnitřní okraj hlavního pásu planetek (tzv. pás E) byl tehdy blíže ke Slunci ve vzdálenosti jen 1,7 AU, tj. sahal až do odsluní dnešní dráhy Marsu. Je dokonce možné, že fáze těžkého bombardování začala ihned po dokončení tvorby terestrických planet, tj. již před 4,5 mld. let. Datování impaktů v tak vzdálené minulosti je ovšem poměrně nepřesné.
Těžké bombardování nejspíš vyvolaly migrační pohyby Jupiteru a Saturnu směrem ke Slunci, následkem čehož se dostaly do dráhové rezonance 2:1 před 4,1 mld. let a následně se obě obří planety začaly od té chvíle vzdalovat od Slunce. Pozdní fáze těžkého bombardování Měsíce se odehrála v rozmezí 4,1 – 3,75 mld. let před současností a pro Zemi se protáhla dokonce až do doby před 2,3 mld. let. Největší impaktní kráter na Měsíci má průměr 2,5 tis. km a druhý největší (Mare Imbrium = Moře dešťů) přes 1,1 tis. km. Z počítačových simulací vyplývá, že na Zemi se odehrálo přibližně 40 impaktů, jež vytvořily krátery o průměru >1 tis. km a stovky impaktů s následnými krátery >300 km. Aktivní geologie Země však na rozdíl od Měsíce všechny tyto stopy téměř dokonale zahladila.
K podobnému závěru dospěli také B. Johnson a H. Melosh, kteří spočítali, že planetky větší než 10 km dokázaly při impaktu vypařit pozemské horniny o hmotnosti srovnatelné s vlastní hmotností. Impaktní projektily měly rozměry až 70 km. Rozpínání páry ohnivé koule po impaktu vedlo k jejímu ochlazení a vzniku kapalných kulovitých sferulí, jež nakonec utuhly a usadily se ve víceméně souvislé vrstvě na povrchu Země. Tloušťky těchto vrstev dosahují pouhých 0,4 m a pocházejí z období 3,5 – 1,85 mld. let před současností.
Neúnavná infračervená družice WISE dokončila ve spektrálním pásu 3 – 22 μm přehlídku NEO-WISE věnovanou křížičům, kteří se mohou k Zemi přiblížit na vzdálenost <0,3 AU. A. Mainzerová aj. tak nalezli 585 nových křížičů, takže jejich celkový počet se blíží tisícovce; z toho samotná družice WISE jich potvrdila 911. Odtud plyne, že křížičů s průměry 0,1 – 1,0 km se je celkem jen 19,5 tisíce, což je 55 % starších odhadů. Autoři dále ukázali, že již více než 90 % pro Zemi nebezpečných křížičů (PHA) s průměrem >1 km objeveno bylo, podobně jako 30 % PHA s průměry >100 m. Úhrnný počet PHA všech rozměrů autoři odhadli na 4 750 (±30 %). Podle S. Greenstreeta aj. má 0,1 % křížičů s přísluním <1,3 AU retrográdní dráhy následkem rezonance 1:3 s oběžnou dobou Jupiteru. Průměrná životnost křížičů se pohybuje v rozmezí 0,001 – 100 mil. let. Již v r. 2005 dokázal J. Borovička, že retrográdní dráhy se vyskytují i mezi drobnými tělísky, které se běžně střetávají se Zemi jako meteoroidy.
D. Vokrouhlický aj. ukázali na příkladu NEO 2004 LG, že o řadu takových objektů se nakonec postará Slunce, které je zničí. Autoři totiž zjistili, že dráha 2004 LG je silně ovlivňovaná Kozaiovým mechanismem, který silně mění výstřednost jeho dráhy během tisíců let. Už před 3 tis. lety se těleso dostávalo v přísluní na vzdálenost jen 6 R☉ a tam se pokaždé ohřálo na 2,5 kK, jenže za 9 tis. od od současnosti dosáhne výstřednost jeho dráhy maxima a v přísluní ve vzdálenosti jen 1,6 R☉ se bude zahřívat na 4,5 kK. K tomu se připojí silné sluneční slapy, takže těleso nepochybně zanikne.
Mimořádnou publicitu v r. 2012 získala planetka (101955) = 1999 RQ36, objevená aparaturou LINEAR v září 1999. Patří mezi křížiče typu Apollo, má průměr kolem 0,5 km a rotační periodu 4,3 h, jak zjistily radary v Arecibu a Goldstonu během těsného přiblížení planetky k Zemi v r. 2005. Planetka se podle současných měření přiblíží těsně k Zemi osmkrát mezi lety 2169 a 2199. Z hlediska potenciálního zkoumání kosmickou sondou zblízka má planetka jednu výhodu navíc - nevelký rozdíl v rychlostech oběhu Země kolem Slunce a v rychlosti oběhu planetky - necelých 8 km/s. Planetka obíhá po silné protáhlé (e = 0,52) eliptické dráze o velké poloose 1,9 AU a sklonu 15° k ekliptice.
Proto vedení NASA vážně uvažuje o náročné misi automatického odběru vzorků uhlíkatých chondritů z povrchu planetky. Příslušná sonda by měla startovat v rámci projektu OSIRIS-REx vedeného D. Laurettou v r. 2016. V r. 2019 by sonda odebrala vzorky a v r. 2023 by je přivezla na Zemi. Americké instituce, které se podílejí na přípravě projektu, vypsaly v r. 2012 soutěž na pojmenování planetky, které se zúčastnilo přes 8 tis. studentů nejenom z USA. Jméno Bennu (pták z egyptské mytologie) vybral student Michael Puzio ze Severní Karoliny.
Mnohem aktuálnější hrozbu však podle I. Wlodarczyka představuje planetka 2012 DA14 = (367943) Duende objevená 23. února 2012 robotickými dalekohledy ve španělském pohoří La Sagra v Andalúzii. Měla totiž dráhu velmi podobnou dráze Země s velkou poloosou 1,002 AU a oběžnou dobou 366 d při výstřednosti 0,11 a sklonu 10°. Během několika týdnů po objevu se ukázalo, že miniplanetka o průměru asi 45 m proletí v polovině února 2013 znovu těsně kolem Země ve výšce kolem 34 tis. km od centra Země, tj. blíže než kde probíhá geostacionární dráha umělých družic Země, a dosáhne v největším přiblížení asi 8 mag.
Z prvních pozorování dokonce vyplývala nenulová pravděpodobnost (0,03 %), že těsný průlet u Země vyvolá nepříznivou změnu dráhových parametrů a Duende se srazí se Zemí v r. 2026, což by byla katastrofa srovnatelná s dopadem Tunguského meteoritu v červnu 1908. Tyto obavy se naštěstí rozplynuly během zmíněného průletu v únoru r. 2013, kdy byla dráha planetky zpřesněna na základě radarových pozorování na observatořích Arecibo a Goldstone. Jak autor uvádí, v polovině roku 2012 byly známy dráhy již téměř 9 tisíc křížičů typu Apollo, které představují hlavní nebezpečí srážky se Zemí, byť naštěstí ve velmi vzdálené budoucnosti.
V. Reddy aj. zkoumali vlastnosti proslulého křížiče (4179) Toutatis, který se jeví jako nediferencovaný chondrit, jemuž však zcela chybějí pyroxenové minerály obsahující železo a související s vyvřelinami. Toutatis proslul jako planetka, která nemá stálou rotační periodu; namísto toho se převaluje na své dráze s periodami 5,4 a 7,4 d.
Počátkem roku 2012 byly zveřejněny početné rozbory pozorování komety C/2011 N3 (SOHO), která se doslova otřela o Slunce, protože 6. 7. 2011 proletěla v minimální výšce 100 tis. km nad fotosférou. Geneticky patřila do rozsáhlé Kreutzovy rodiny komet, která má už minimálně 1,6 tis. členů. Svým těsným průletem (či spíše ztroskotáním) posloužila k testování vlastností nízké koróny, v níž se ohřála na teplotu až 4 kK. C. Schrijver aj. popsali, jak se rychlost letu komety vůči Slunci zvýšila až na 650 km/s a 10 min před průchodem přísluním se vypařil její chvost o hmotnosti 6 kt. Jádro komety o průměru <50 m ještě chvíli odolávalo, ale pak se rovněž vypařilo. Díky sluneční družici SDO a dalším přístrojům v kosmu i na Zemi se tak podařilo získat jedinečné údaje jak o materiálu komet, tak i o struktuře koróny.
Z. Sekanina a P. Chodas podrobně rozebrali podobný případ komety C/2011 W3 (Lovejoy), objevené koncem listopadu 2011 pouhých 18 dnů před průchodem přísluním, takže pozorování ze Země byla obtížná. Naštěstí se kometa v blízkosti Slunce dostala do hledáčku sluneční družice SOHO a kosmických sond STEREO A a B. Autoři využili pozemních i kosmických měření poloh kometárního jádra k pokusu určit geometrické parametry její dráhy a uspěli. Kometa prošla přísluním 16,012 prosince 2011 ve vzdálenosti 831 tis. km od centra Slunce a předtím 5. ledna 1329 AD ve vzdálenosti 886 tis. km. Současný sklon dráhy 134,4° se jen nepatrně liší od sklonu při předešlém průchodu 133,8°. Současná orbitální perioda dosáhla 698 let, minulá činila 684 let.
Autoři na základě tohoto výsledku tvrdí, že se tím posiluje jejich domněnka o brzkém příchodu celého uskupení jasných Kreutzových komet otírajících se o Slunce. Statečná kometa W3 přežila průchod přísluním zhruba o 4 dny, pak se centrální kondenzace rozplynula. Místo ní se rozvinula úzká prachová stuha, která byla pozorovatelná celé 3 měsíce po průchodu přísluním. Skládala se z prachových zrnek, které přežily sublimaci u Slunce a jejichž úhrnná hmotnost dosáhla řádu milionů tun. Kometární jádro nebylo tedy hromadou sutě, ale porézním kamenným objektem.
Sekanina a Chodas se pak podrobně věnovali procesům rozpadu komety v žáru těsně nad sluneční fotosférou a ukázali, že obdobné úkazy mohou probíhat v menší intenzitě i velmi daleko od Slunce. V každém případě je zřejmé, že těsně kolem Slunce existuje dokonale bezprašná zóna. Kreutzova rodina komet je naprosto jedinečný fenomén, kdy se obří kometa patrně poprvé rozpadla v r. 467 AD a tato kaskáda rozpadů pak pokračovala v r. 1106, dále v r. 1329 a znovu r. 1888 a pátou epizodu prožíváme právě nyní.
Běloruský astronom amatér V. Něvskij a jeho ruský kolega A. Navičonok objevili 28. 11. 2012 kometu C/2012 S1 (ISON = International Scientific Optical Network) jako objekt 19 mag na snímcích z observatoře ISON v Kislovodsku. Dodatečně ji pak další astronomové nalezli na snímcích z jiných observatoří v datech 28. 11. 2011 a 28. 1. 2012. Tak se velmi rychle ukázalo, že kometa pochází z Oortova oblaku a do blízkosti Slunce se dostává poprvé. Přísluním měla projít 28. 11. 2013 ve vzdálenosti jen 1,8 mil. km od Slunce. Zprvu se zdálo, že bude patřit k velmi jasným kometám snadno viditelným pouhým okem, ale u panenských komet je předvídání jejich jasnosti v okolí přísluní ošidné.
B. Novakovič aj. ukázali, že s planetkou-kometou P/2006 W139 = (300163); (a = 3,1 AU; e = 0,2; i = 3°; Per 5,3 r) geneticky souvisí celkem 24 planetek hlavního pásu a z nich 11 vzniklo před 7,5 mil let v důsledku srážky, přičemž jejich mateřské těleso mělo průměr asi 11 km. Odtud také pochází současná aktivita komety W139. Podobných případů mladých rodin planetek spjatých s kometou hlavního pásu bude zřejmě více - autoři uvádějí příklad rodiny (656) Beagle a komety 133P/Elst-Pizarro.
D. Lang a D. Hogg uvedli na příkladu výbuchů komety 17P/Holmes, jak cenným pokladem pro výzkum komet (a nejenom jich) může posloužit internetová pavučina WWW. V archivech, ale i na sociálních sítích a v soukromé elektronické korespondenci, jsou nepřeberné spousty astronomických snímků, pořízených z valné části laiky, které mohou být vědecky využity minimálně pro okamžité určení polohy i jasnosti objektu pohybujícího se na hvězdném pozadí. Autoři odhadují, že by se tak dalo zpětně využít na 5 miliard snímků!
Samotnou kometu Holmes sledovali během posledního velkého výbuchu koncem října 2007 J. Boissier aj. pomocí rádiového interferometru IRAM (Plateau de Bure) na frekvenci 90 GHz. Měření probíhala 4. a 5. den po začátku exploze a odhalila dvě složky rozlétajícího se prachu. Malé částečky prachu o rozměru 1 mm se vzdalovaly od komety rychlostmi 50 – 100 m/s, zatímco větší zrna (rozměry až 100 mm) dosahovala rychlostí jen kolem 8 m/s. Celkové množství uvolněného prachu dosáhlo hmotnosti řádu 1 Gt, čili nanejvýš 9 % hmotnosti jádra komety.
Zcela jiný typ rozpadu zažila podle N. Movshovitze aj. jiná slavná kometa D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9), objevená brzy po slapovém rozpadu při blízkém (1,33 Rj) průletu u Jupiteru v červenci 1992. Kometa se tehdy rozsypala na menší jadérka o průměrech 100 – 1 000 m. Autoři tento rozpad modelovali jako nepružnou odpověď hromady sutě (v podobě nepravidelného mnohostěnu) na roztažení a tření vyvolané slapy. Odtud také vyplývá, že původní jádro komety mělo průměr asi 1,5 km a vynikalo porézností, takže jeho střední hustota nepřevýšila 35 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
M. Szabó aj. studovali jádro obří komety C/1955 O1 (Hale-Bopp) v rekordní vzdálenosti 32 AU od Slunce jednak pomocí Herschelova kosmického teleskopu, ale také pomocí obřích zrcadel VLT ESO. K jejich velkému překvapení vykázalo obnažené jádro komety vysoké albedo přes 8 %, což výrazně přesahuje hodnoty pro běžná kometární jádra. Ostatně totéž jádro komety Hale-Bopp mělo na záběrech HST pořízených daleko před přísluním nízké albedo 4 %, takže tehdy se asi ledová zrnka od jádra odpoutala, ale nedosáhla únikové rychlosti. Na povrch jádra se zřejmě nyní vrátila, což je novinka možná jen u obřích komet. Rozměry jádra komety Hale-Bopp, které rotuje v periodě 11,3 h, odhadli autoři na 30 km. Aktivita jádra ustala až někdy počátkem r. 2009 ve vzdálenosti 28 AU od Slunce a více než 10 let po průchodu přísluním. Díky moderní technice jsme tak mohli pozorovat kometu v rozsahu 25 mag jasnosti v červeném oboru spektra.
J. Watanabe aj. shrnuli výsledky pozorování "umělého bolidu" v podobě návratového pouzdra a samotné kosmické sondy Hayabusa, která přivezla 13. 6. 2010 vzorky materiálu od blízkozemní planetky (25143) Itokawa. Poměrně spektakulární přistání se odehrálo nad jižní Austrálií do vojenského prostoru Woomera. Návratové pouzdro se oddělilo od sondy 3 h před vstupem do zemské atmosféry, bylo chráněno ablačním štítem a přistálo pak pomocí padáku. Naproti tomu těleso sondy vstoupilo do zemské atmosféry plnou rychlostí 12,2 km/s bez jakékoliv ochrany. Sonda se začala drolit a svítit ve výšce 84 km nad zemí a její rozpad vrcholil o 15 sekund později, kdy se úlomky roztáhly do šířky 1 km od sebe v délce 14 km. Největšího jasu dosáhla rozpadající se sonda ve výšce 57 km (-13,1 mag; o něco více než Měsíc v úplňku). Návratový modul dosahoval na povrchu štítu teploty 3,1 kK ve výšce 50 km a 2,4 kK ve 40 km.
D. Čapek a D. Vokrouhlický poukázali na velké tepelné namáhání, kterému jsou vystaveny meteoroidy v rojích, které v přísluní procházejí poblíž Slunce. Jde celkem o 8 významných meteorických rojů (hodnoty přísluní v AU jsou v závorkách): jižní δ-Akvaridy (0,07); Geminidy (0,14); prosincové Monocerotidy (0,19); severní Tauridy (0,35); α-Monocerotidy (0,45); η-Akvaridy (0,54); α-Capricornidy (0,60) a říjnové Draconidy (1,00). Tepelné namáhání se projeví už při prvním průchodu přísluním krupičkovitým povrchem meteoroidu.
P. Jenniskens využil pokroků ve videoregistraci meteorů k prvnímu objektivnímu zhodnocení, jak jsou v katalozích meteorů zastoupeny reálné meteorické roje. Dosud totiž po více než dvou stoletích pozorování známe spolehlivě jen 64 meteorických rojů, i když v análech Mezinárodní astronomické unie nalezneme údaje o dalších cca 300 nepotvrzených rojích. Současné bezpečnostní videokamery s čočkami o ohniskové vzdálenosti 12 mm jsou schopné v poli o rozměrech 20° x 30° zaznamenat všechny meteory jasnější než 5,4 mag. V projektu CAMS pracují v Kalifornii tři pozorovací stanice (Fremont, Lick a Sunnyvale). Každá z nich je osazena baterií 20 kamer, které míří do výšky 30° nad obzorem a umožňují tak triangulací zjišťovat přesné dráhy meteorů. Jádrem systému je prvotřídní software napsaný P. Guralem. Za jasné noci totiž jediná kamera získá 10 GB dat, z toho 200 MB údajů se týká meteorů. Do léta 2012 tak autoři dostali údaje o 100 tis. meteorických drah. Podobný systém SonotaCo se 100 kamerami provozují již po dobu tří let japonští astronomové amatéři. Už nyní je zřejmé, že se tak postupně podaří ověřit existenci mnoha dalších meteorických rojů, dokonce i těch, které mají v různých letech silně proměnnou aktivitu.
J. Kero aj. uvedli, že japonský meteorický radar Shigaraki umístěný na 35° sev. š. a 136° vých. délky (poblíž Osaky) věnoval pozorování meteorů 529 h od června 2009 do prosince 2010 a zaznamenal tak 106 tis. drah meteorů. Frekvence meteorů se pochopitelně měnila jak během dne, tak i během roku podle polohy denního a ročního apexu. Průběh těchto změn však není souměrný vůči rovnodennostem. Autorům se přitom podařilo najít nových 6 meteorických rojů.
P. Babadžanov aj. zkoumali meteorické roje související s planetkou 2004 CK39, což je ve skutečnosti nejspíš uspaná anebo vyhaslá kometa (podobně jako mateřská planetka Phaethon pro Geminidy). Numerická integrace její dráhy za 17 tis. roků ukázaly, že výstupní a sestupné úhly dráhy protínaly v minulých 8,5 tis. letech dráhu Země čtyřikrát a odtud plynou možnosti výskytu čtyř meteorických rojů (dvou v únoru a dvou v říjnu). Podrobným rozborem údajů z optických i radarových katalogů meteorů se autorům podařilo prokázat všechny čtyři roje (denní a noční Virginidy), které podle výpočtů souvisejí s mateřským tělesem 2004 CK39.
V. Porubčan aj. si položili otázku, zda výška zážehu meteorů daného roje nezávisí na fázi sluneční činnosti. Řešili ji pomocí generálního katalogu údajů o stabilním meteorickém roji Perseid. Dosavadní pozorování radarových meteorů ukázala, že v obsáhlém materiálu žádná korelace se sluneční činností neexistuje a autoři zjistili, že podobně i výšky začátků a konců vizuálních Perseid nijak nereagují na stav sluneční činnosti. Závěr by však bylo dobré ověřit ještě i pro slabší meteory, které jsou ještě zachytitelné televizními kamerami a rádiem.
Když astronomie získala před téměř dvaceti lety možnost porovnávat naší Sluneční soustavu s jinými a v současnosti má již poměrně rozsáhlý přehled o vzhledu některých cizích planetárních soustav, vychází čím dál tím zřetelněji najevo, že žijeme v poměrně bizarní soustavě s řadou záhadných rysů. Podle S. Elsera aj. není vůbec jasné, proč má Merkur zdaleka největší železné jádro a jeho složení se tak pronikavě liší od všech ostatních planet, proč je jeho magnetické pole silnější než pole Marsu, proč se tak liší vlastnosti Venuše a Země, když obě planety mají téměř stejné hmotnosti i rozměry, proč Venuše rotuje tak pomalu a ještě k tomu retrográdně, a nemá žádnou přirozenou družici.
U Jupiteru je záhadou, kde přišel ke svým čtyřem hlavním (Galileovým) družicím, které jsou věcně vzato spíše planetami než měsíci. Podobně není vůbec jasné, proč má Saturn prstence tak monumentální, kdežto ostatní obří planety poměrně nevýrazné obroučky, resp. oblouk, a proč magnetická osa Saturnu přesně souhlasí s osou rotace, když u všech ostatních planet s měřitelným dipólovým polem jsou osy skloněné. Dipól magnetického pole Uranu je navíc vyosený pod rekordním úhlem 60° k rotační ose a sama rotační osa je skloněna do roviny ekliptiky, takže Uran ve skutečnosti podobně jako Venuše rotuje retrográdně, byť pod úhlem jen 98° k normále ekliptiky. Rovněž Neptun má magnetický dipól vyosený a svírající s rotační osou úhel 47°. Obě posledně jmenované planety mají značnou hmotnost, ačkoliv patrně vznikly v oblasti, kde zárodečný planetární disk mnoho hmotnosti neměl. Bude proto nesmírně cenné, až se pomocí příštích zlepšených pozorovacích možností studia exoplanet podaří obdobné parametry zjišťovat u cizích planetárních soustav.
A. Crida a S. Charnoz se zaobírali otázkou, jaký je původ ostatních pravidelných družic obřích plynných planet Sluneční soustavy od Jupiteru po Neptun. Nejpravděpodobněji se tak stane, jestliže vnější okraj prstenců přesáhne hranice Rocheovy meze. Zrnka tvořící prstence se začnou vně této meze spojovat, až dosáhnou rozměrů a hmotností pravidelných družic u obou planet. Autoři spočítali, že za hranicí meze nejsou dráhy pravidelných družice dlouhodobě stabilní, takže družice divergentně migrují. Dokonce i samotný počet vzniklých pravidelných družic, ale i jejich hmotnost závisí na tempu migrace. Pokud je migrace družic rychlá, vznikne nakonec jen jeden velmi hmotný průvodce dané planety, což je případ Země-Měsíc a také trpasličí planety Pluto, kde je tím hmotným objektem jeho největší družice Charon. U Jupiteru platí, že hmotnost regulérních satelitů roste se vzdáleností od okraje Rocheovy meze.
J. Connelly aj. zlepšili na základě radioaktivní chronometrie datování počátků Sluneční soustavy tak, že první chondruly ve sluneční pramlhovině vznikaly před (4 567,32 ±0,42) mil. roků a v nich první inkluze Ca-Al před (4 567,30 ±0,16) mil. let. Tato nejranější epocha utváření těles Sluneční soustavy skončila v čase (4 564,71 ±0,30) mil. let před současností. Podle H. Schlichtinga aj. probíhal vznik terestrických planet v několika fázích, přičemž dost dobře chápeme posloupnost prvních tří: Nejprve vznikaly malé planetesimály, které posléze koagulovaly na protoplanety, tj. tělesa srovnatelná s Marsem. Ve třetí etapě pak díky srážkám protoplanet se konečně vytvořily terestrické planety. Problémem však zůstávají dosud početné planetesimály, od nichž bylo potřebí Sluneční soustavy vyčistit. Tyto planetesimály dopadaly po konci epochy těžkého bombardování na již téměř dokončené terestrické planety a přidaly jim okrouhle posledních 0,5 %. Důkazem je vysoké zastoupení siderofilních prvků v plášti Země a na Měsíci, ale patrně i na Marsu. Nejvyšší četnost přitom vykazovaly planetesimály o rozměrech <10 m. Tím se také srovnaly původně velké výstřednosti a sklony terestrických planet na současné téměř kruhové a koplanární dráhy.
C. Dale aj. skutečně zjistili, že menší planetesimály mají nejvyšší zastoupení siderofilních prvků (Re, Os, Ir, Ru, Rh, Pt, Pd a Au), takže se musely dostat do plášťů Země, Měsíce a Marsu až po vzniku geologických jader těchto těles. O tomto zpoždění svědčí ostatně i planetka Vesta, která vznikla hned v prvních milionech let existence Sluneční soustavy, ale tamější dodávka siderofilních prvků souvisí až s jejím pozdějším těžkým bombardováním drobnými chondritickými projektily.
Obecně se výskytem chemických prvků na planetách zabývali v průkopnické práci J. Bond aj. již v r. 2010, když pro zárodečný cirkumsolární disk spočítali posloupnost kondenzací chemických prvků a sloučenin během vychládání původně horké sluneční pramlhoviny. J. Elser aj. však tvrdí, že i pro těch pár zbylých planet Sluneční soustavy žádný univerzální model nejde neexistuje. Dnešní planetární systém je ovšem pouhým odvarem bohatství forem, které Sluneční soustava měla na počátku. Během epochy těžkého bombardování se totiž téměř dokonale vyčistila, ale díky tomu prokoukla do dnešní podoby.
Pod vlivem objevů obřích plynných exoplanet těsně u mateřských hvězd se rozvíjí myšlenka migrace obřích planet Sluneční soustavy, která postihla zvláště nejhmotnější planety, tj. Jupiter a Saturn. A. Morbidelli aj. vypracovali již v r. 2002 koncept migrace zvaný nyní jako Nicejský model. Zdá se, že prvních 700 mil. let od vzniku Sluneční soustavy proběhlo celkem klidně, jak naznačují i výsledky výše citovaných prací. Jakmile se však oběžné doby Saturnu a Jupiteru dostaly do rezonance 2:1, vedlo to k migraci obřích plynných planet, tj. tyto planety se odsouvaly z místa zrodu v protoplanetárním disku, kde díky velké hmotnosti stavebního materiálu mohly vzniknout, směrem od Slunce do dnešních v podstatě kruhových drah. Zbylé planetesimály spadly na terestrické planety, ale dopadaly ve velkém počtu řádově biliónu kusů i na náš Měsíc v intervalu kratším než 100 mil. let. Podle D. Nesvorného aj. způsobí blízká přiblížení planet během migrace, že dráhy planetesimál se poruší a nakonec tyto planetesimály skončily jako přirozené družice obřích planet. D. Nesvorný a D. Vokrouhlický podobně vysvětlili i skutečnost, proč mají Trojáné Jupiteru rozmanité sklony drah k ekliptice. Jupiter také způsobil, že vznikl hlavní pás planetek a Neptun díky rezonanci 2:1 ovlivnil rozsah i náplň vnějšího Edgeworthova-Kuiperova pásu.
G. D'Angelo a F. Marzar simulovali migrace Jupiteru a Saturnu v dvojrozměrné i trojrozměrné simulaci slapových interakcí v plynném disku sluneční pramlhoviny. Zjistili, že obří plynné planety se utvořily velmi rychle v průběhu 1 – 3 mil. let. Následně spočítali, jak se jejich dráhy měnily do doby, než se plynný disk spotřeboval na tvorbu planetesimál. Zatímco při dráhové rezonanci 2:1 dochází ke konvergentní migraci obou planet směrem ke Slunci, při rezonanci 3:2 jde o divergentní migraci směrem od Slunce, avšak další akrece plynu na planety může divergenci proměnit rovněž na konvergenci. Autoři dále ukázali, že Jupiter a Saturn mohly vzniknout v hustších partiích disku jen 4 AU a 5 AU od Slunce, ale díky rezonanci 3:2 se mohly snadno dostat až do současných vzdáleností 5,2 a 9,6 AU.
D. Nesvorný a A. Morbidelli zjistili na základě téměř 10 tisíc počítačových simulací s různými počátečními podmínkami, že pravděpodobnost dnešní podoby Sluneční soustavy nebyla příliš velká - pouhých 5 % simulací k ní dospělo. Pro stabilitu dnešní Sluneční soustavy muselo při dráhové rezonanci Saturnu a Jupiteru 3:2 pravděpodobně vzniknout 5 až 6 obřích planet, z nichž alespoň jedna, ale spíše dvě (ledové) planety, musely být vlivem poruch vymrštěny ze Sluneční soustavy pryč.
J. Klačka aj. upozornili, že migruje dokonce i celá Sluneční soustava, protože během času kolísá její radiální vzdálenost od centra Galaxie, a to v závislosti na počtu jejích spirálních ramen. Pokud by měla Galaxie jen dvě spirální ramena, tak by vzdálenost Slunce od centra Galaxie kolísala dlouhodobě v rozmezí 7,55 – 8,90 kpc. Pokud má čtyři ramena, cože se nyní zdá pravděpodobnější, pak se kolísání zmenší na rozsah 7,9 – 8,1 kpc. Výpočet předpokládá že oběžná rychlost Slunce kolem centra Galaxie činí v průměru 220 km/s a současná vzdálenost od centra Galaxie dosahuje 8,0 kpc.
D. Baker a T. Ratcliffe srovnali výkyvy počasí na povrchu Země s obdobnými jevy na ostatních planetách. Zatímco vzdušné víry (tančící derviši) na Zemi sahají maximálně do výše 1 km a tornáda do 6 km, na Marsu dosahují tančící derviši výšky až 10 km Na Jupiteru trvají hurikány (červené skvrny) minimálně stovky let a dokáží se i navzájem propojit a zesílit, kdežto na Zemi to bývá záležitost maximálně týdnů. V atmosféře Jupiteru a Saturnu se odehrávají elektrické bouře s intenzitou a kadencí blesků až o čtyři řády řádů vyšší než na Zemi. Bouře na Saturnu převážně v jižních šířkách kolem 30° trvají třeba i půl roku.
B. Randol aj. nalezli v údajích z kosmické sondy New Horizons letící k trpasličí planetě Pluto známky výskytu interstelárních iontů. K jejich nárůstu došlo mezi říjnem 2008, kdy byla sonda vzdálena od Slunce 11,3 AU, a červnem 2010, kdy vzdálenost sondy vzrostla na 17 AU. Rozložení iontů v různých směrech je přitom dokonale izotropní.
L. Burlaga a N. Ness ukázali, že vytrvalá kosmická sonda Voyager 1 proletěla ve vzdálenostech 104 – 113 AU pouzdrem sluneční magnetosféry, což se projevilo poklesem rychlosti částic slunečního větru ze 70 km/s na nulu a klid sám trval 26 dnů. Současně se měnila kladná polarita nábojů na zápornou a poté indukce magnetického pole lineárně rostla až na 0,14 nT. Voyager 1 vstoupil do pouzdra v červenci 2007 a vystoupil z něho v dubnu 2010. V únoru 2011 byl již 118 AU od Slunce. Situace v heliopauze s nulovým radiálním prouděním je však podle M. Ophera aj. složitější, protože sluneční magnetické pole mění polaritu v jednotlivých sektorech v různých vzdálenostech od Slunce. V magnetickém pouzdru probíhá přepojování magnetického pole ve vrstvě tlusté 7 – 11 AU. To prakticky znamená, že Voyager 1 ve skutečnosti vstoupil do heliomagnetického pouzdra již v prosinci 2004 a od dubna 2010 se ocitl ve vnější přechodové vrstvě k heliopauze. Podle J. Richardsona a C. Wanga vstoupil Voyager 2 do heliomagnetického pouzdra v srpnu 2007 v době minima sluneční činnosti. Hustota slunečního větru tehdy klesla ma polovinu a jeho teplota se snížila třikrát. Od té doby však vlivem nárůstu sluneční činnosti začala hustota slunečního větru opět stoupat až na maximum v polovině r. 2012. Vzrostla i teplota o polovinu, ale nikoliv rychlost. Díky rostoucími dynamickém tlaku se terminální rázová vlna odsunula od Slunce právě proto, že sluneční činnost mezitím vzrostla. Velmi teď záleží na tom, co zjistí Voyager 2, až se za několik let dostane to týchž vzdáleností od Slunce. Už teď je však zřejmé, že naše modely heliopauzy bude třeba radikálně přepracovat.
D. Comas aj. zjistili na základě měření družice IBEX na protáhlé geocentrické dráze (přízemí 63 tis. km; odzemí 283 tis. km, oběžná doba 8,7 d), že nadzvukový a ionizovaný interstelární vítr vyrývá v dutině zvané heliosféra zářezy. Pohyb Slunce vůči tomuto prostředí je však pomalejší, než se dosud předpokládalo, takže přitom nevzniká na rozhraní heliosféry a interstelárního prostředí rázová vlna. Apex slunečního pohybu rychlostí 23 km/s má galaktické souřadnice 185° délky a -12° šířky. S. Redfield připomněl, že IBEX zkoumá atomy a ionty, které proniknou dovnitř heliosféry. Slunce se nyní pohybuje v místní interstelární bublině, jejíž hustota silně kolísá v čase i prostoru až o 6 řádů!
Mimochodem, Voyager 2 se počátkem září 2012 stal nejdéle fungující kosmickou sondou, protože startoval ze Země o 2 týdny dříve než Voyager 1. Obě sondy tak souvisle pracují v kosmu již 35 let a překonaly tak dosavadní rekord, který držela sonda Pioneer 6 (34,93 roků). Voyager 1 se dostal do vzdálenosti 18 mld km od Slunce a směřuje na sever od ekliptiky. Voyager 2 je o 3 mld. km pozadu a směřuje na jih. Optimistické odhady jejich životnosti sahají až do r. 2025.
L. Orio ukázal, jaké jsou současné horní meze pro případnou existenci tzv. planety X na periférii Sluneční soustavy. Téma zajisté souvisí s domněnkou D. Whitmira a A. Jacksona z r. 1984 o hypotetické velmi hmotné planetě (hnědém trpaslíku?) Nemesis s velkou poloosou silně výstředné dráhy 95 tis. AU, což způsobuje periodické (?) vymírání organismů v historii Země vždy po 26 milionech let vinou gravitačních poruch drah kometárních jader v Oortově oblaku komet.
L. Orio dále připomněl, že ve vzdálenosti 1 tis. AU od Slunce by měl pro nás Jupiter 20 mag a Neptun 23 mag, takže taková tělesa by nemohla uniknout současným přehlídkám. Přehlídka Spacewatch vyloučila existenci planety o rozměrech Marsu do vzdálenosti 300 AU a Jupiteru do vzdálenosti 1,2 tis. AU. Přehlídka PanSTARRS by našla planetu o rozměrech Neptunu do vzdálenosti 800 AU a hnědého trpaslíka o hmotnosti 0,1 M☉ do vzdálenosti 2 tis. AU. Dokonce již průkopnická ekliptikální přehlídka C. Tombaugha z 30. let minulého století vyloučila existenci planety o velikosti Země do vzdálenosti 81 AU od Slunce. Autor navíc dospěl k závěru, že současně nejcitlivějším testem pro případnou existenci planety X je sledování precese přísluní planety Mars a případně i dalších terestrických planet. Tak dostal daleko ostřejší horní meze pro planetu X, takže planeta o hmotnosti Marsu neexistuje do vzdálenosti 200 AU, o hmotnosti 0,7 Mz do 450 AU a o hmotnosti 4 Mj do 4,5 tis. AU.
S. Batista a J. Fernandes hledali případné sourozence Slunce z hypotetické mateřské hvězdokupy tím, že si vytipovali 27 hvězd vzdálených nyní <100 pc od Slunce, jejichž spektrální třídy pokrývají pásmo F, G, a K. Našli tak vskutku minimálně 13 kandidátů na sourozence, jejichž dnešní hmotnosti se pohybují v rozmezí 0,87 – 1,22 M☉ a vznikly před 2,6 – 7,4 mld. let.
D. Veras a M. Wyatt vyšli ze známé skutečnosti, že Slunce ke konci své existence po opuštění hlavní posloupnosti ztratí v řadě dramatických epizod zhruba polovinu své nynější hmotnosti. Jak ukázali, projeví se to silnými poruchami stability mnoha drah uvnitř Sluneční soustavy. Soustava tak přijde o celý Oortův oblak komet a dokonce i o TNO typu Sedna, tj. o všechny objekty, jež se dostávají do vzdálenosti >1 tis. AU. Týž závěr platí i pro všechny osamělé hvězdy podobné Slunci.
R. Harrison aj. zveřejnili výsledky komplexního pozorování série čtyř koronálních výronů hmoty (CME) počínající 1. srpna 2010 a vystřelených ze Slunce v průběhu pouhých 16 h. První CME opustil Slunce ve 3:42 h UT h a byl pozorován během svého průletu interplanetárním prostorem (stejně jako jeho tři další sourozenci) sondami STEREO a družicemi SDO, GOES, SOHO a WIND až do 4. srpna téhož roku. Zatímco počáteční rychlost pohybu všech CME vůči Slunci dosahovala ≈1 tis. km/s, brzy po svém vzniku se CME zpomalovaly. První CME třídy M, jejíž příčinou byla eruptivní protuberance, se zpomalila na 730 km/s; druhá CME sice započala rychlostí >1 tis. km, takže dohnala svou předchůdkyni, kterou zakryla, ale její "vinou" se sama také zpomalila. Její příčinou byla erupce třídy C3.2. Splynuvší CME se znovu mírně zpomalila 3. srpna těsně před příletem k Zemi 3. srpna v 17:05 h. Třetí CME třídy A vyletěl v 10:04 h UT, zpomalil se na 600 km/s a přiblížila se k Zemi 4. srpna. Její příčinou byla opět eruptivní protuberance. Poslední CME třídy B se zpomalil na 560 – 610 km/s a jako magnetický oblak dorazil k Zemi rovněž 4. srpna; i jeho příčinou byla eruptivní protuberance.
Y. Jiang aj. pozorovali 15. února 2011 první sluneční erupci třídy X v nového 24. cyklu sluneční činnosti pomocí japonské družice Hinode a americké družice SDO. Erupce intenzity X2.2 vznikla v aktivní oblasti AR 11159. Měření ukázala, že již 20 h před erupcí začaly skvrny v aktivní oblasti rychle rotovat a rotace skončila až hodinu po erupci, která trvala jen 22 minut. Vedoucí skvrna rotovala nejrychleji a splynula s dalšími skvrnami téže polarity, takže zmohutněla a vytvořila penumbru, jejíž spirálová vlákna rotovala ve směru hodinových ručiček. Asi 100 min před vzplanutím erupce se vnější penumbra skvrny srazila s několika skvrnami opačné polarity. Zdá se, že to byla hlavní příčina následného vzplanutí rentgenové erupce, která skončila zcela náhle a zanechala po sobě zkroucená vlákna penumbry.
K témuž závěru dospěli nezávisle X. L. Yan aj., kteří pomocí SDO pozorovali průběh dvou erupcí z 10. února 2010 v aktivní oblasti AR 08858. I zde před vlastní erupcí začaly sluneční skvrny kolem sebe rotovat úhlovou rychlostí 8 – 20° a během vrcholné rotace se vytvořil sigmoidní filament, jenž vyvolal obě erupce a následně i CME. Další podrobnosti o celém procesu dostali A. Sterling aj., když zkombinovali údaje o erupci z 1. června 2011 získané družicemi SDO a Hinode i sondami STEREO. První záblesk erupce je tedy vyvolám magnetickým přepojením (rekonexí) a o celý další průběh úkazu trvajícího ve skutečnosti skoro hodinu se pak již postará standardní magnetohydrodynamika.
Velmi podrobné údaje o vzniku slunečních erupcí zveřejnili B. Johnstone aj. na základě dlouhodobých pozorování družice TRACE v pásmu 160 nm a geostacionárních družic GOES i magnetogramů získaných pomocí pozemní sítě GONG. Mohli tak podrobně sledovat uměny podélné složky magnetických polí v případě čtyř rentgenových erupcí s intenzitami X1 - X10, jež se odehrály mezi srpnem 2001 a červencem 2004. Odtud se jim podařilo prokázat, že prvotní příčinou erupcí jsou Alfvénovy vlny a s nimi spojená rekonexe magnetických siločar ve sluneční koróně. Vlny vznikající v koróně se šíří z místa vzniku všemi směry, tj. také do chromosféry a fotosféry a všude tam pak pozorujeme projevy vlastní erupce. Magnetické pole v koróně má totiž nad řídkým plazmatem navrch, kdežto ve fotosféře plazma dominuje nad magnetickým polem. Koronální plazma je vysoce vodivé, takže proto se energie vln uvolní náhle a vratké magnetické pole se přestaví do stabilnější konfigurace. Celková uvolněná energie erupcí dosahuje až 1025 J v souladu s jinými měřeními. Ultrafialové záření erupce ve fotosféře vyvolává pozorovatelné změny, které v průměru trvají sice jen 4 minuty, ale výjimečně se mohou protáhnout až na celé hodiny.
D. Ryan aj. zveřejnili výsledky rentgenových pozorování Slunce pomocí geostacionárních družic GOES během tří cyklů sluneční činnosti v letech 1980-2007. Během té doby družice zaznamenaly více než 50 tis. slunečních erupcí, během nichž se na Slunci v průběhu minut až hodin uvolňovaly energie <1026 J.
I. Ramírez aj. se zabývali hledáním hvězd, které se svými parametry silně podobají Slunci. Říkáme jim sluneční analogy a v současné době jich známe už zhruba 80. Analogy Slunce musí mít podobné efektivní teploty, gravitaci na svém povrchu a zastoupení chemických prvků. Pro hledání analogů se hodí fotoelektrická fotometrie, která dává pro Slunce dává následující referenční hodnoty: (B-V) = 0,653 mag; (U-V) = 0,166; (V-R) = 0,352 a (V-I) = 0,702. L. Casagrande aj. také zatím nejpřesněji určili efektivní teplotu Slunce (5 755 ± 22) K.
Podobně důležité je mít přesné údaje o slunečním spektru, pořízeném s co největším rozlišením, což kvůli velké jasnosti Slunce je pozorovatelský těžký oříšek. Vtipně ho však vyřešili P. Molaro a S. Monai, když využili podstatně slabšího zdroje slunečního spektra ve světle odraženém od povrchu planetky Ceres. Namířili k ní štěrbinu ultrapřesného vysokodispersního spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu na observatoři ESO La Silla a zobrazili tak v pásmu vlnových délek 400 – 686 nm přes 2 300 spektrálních čar. Určili tak jejich radiální rychlosti s přesností 0,3 – 1,0 km/s, což je výsledek až pětkrát přesnější než u kterékoliv spektrografu namířeného přímo na Slunce. Změřili také přesnou hodnotu Einsteinova gravitačního posuvu na povrchu Slunce: +636 m/s.
Einsteinův posuv měřili nezávisle také japonští astronomové na observatoři Hida pomocí 0,6 zrcadlového teleskopu v pásmu vlnových délek 519 – 521 nm uprostřed slunečního kotouče, kde se neprojevuje Dopplerův jev související s rotací Slunce. Dostali tak hodnotu +(698 ±113) m/s. Z obecné teorie relativity i hmotnosti a poloměru Slunce vyplývá +633 m/s.
M. Emilio využili tranzitů Merkuru ze 7. května 2003 (trvání 5,40 h) a 8. listopadu 2006 (trvání 4,95 h) přes kotouč Slunce k prvnímu měření úhlového a lineárního poloměru Slunce nad hranicí zemské atmosféry. Pomocí Dopplerova zobrazovače MDI družice SOHO (ESA) tak dostali zatím nejpřesnější hodnotu úhlového poloměru (960,12 ±0,09)″, tj. lineárně (696 342 ±65) km. Obdobná měření ze zemského povrchu dávala chybu ±500 km, čili téměř o řád horší.
Zploštění Slunce měřili J. Kuhn aj. pomocí družice SDO a zjistili, že Slunce je překvapivě kulaté s relativním zploštěním jen 5,0.10-6 a tato hodnota vůbec nezávisí na fázi periody sluneční činnosti. Výsledek je dokonce v rozporu se známou skutečností o rychlosti sluneční rotace, takže odstředivá síla na rovníku by měla Slunce zploštit o 17 % více než vyplývá z pozorování.
K. J. Li aj si položili otázku, proč je sluneční konstanta měřená na vnější hranici zemské atmosféry jako TSI (Total Solar Irradiance) vskutku konstantní. Měření TSI pomocí družic započalo v listopadu 1978 a autoři zpracovali její denní hodnoty až do 20. listopadu 2010. Na odchylkách TSI od střední hodnoty 1 366 W/m2 se podle autorů podílejí tři složky různého původu. Zhruba 42 % variací představují změny TSI vyvolané poměrně pomalou rotací Slunce; stejný podíl variací vzniká kolísáním v rámci 11tiletého cyklu sluneční činnosti, jež se projevuje změnami magnetických struktur v klidných oblastech na Slunci. Třetí složka (15 %) představuje variace s periodou kalendářního roku, jejíž původ je dosud záhadný.
P. Foukal kritizoval zprávu klimatického panelu IPCC, která tvrdila, že existuje korelace mezi historickými hodnotami TSI a průměrnou teplotou povrchu Země. Hodnoty TSI lze totiž nepřímo odvodit z intenzity spektrální čáry K ve fakulových polích na Slunci, a to již od r. 1915. Pro předešlé období lze využívat údajů o ploše slunečních skvrn měřených na observatoři v Greenwichi od r. 1875, ale pro období 1610-1875 už jen zpráv o výskytu slunečních skvrn, popř. přibližná relativní čísla. Z historických údajů vyplývá, že v 17. stol. byla svítivost Slunce nižší, než se dosud uvádělo, a naopak TSI byla o 30 – 50 % vyšší mezi lety 1925 - 1960, než uvádí zpráva klimatického panelu IPCC pro roky 1925-1945, která pak tvrdí, že existuje korelace mezi TSI a průměrnou teplotou na Zemi. Autor však ukázal, že TSI ve skutečnosti kolísá tak nepatrně, že žádná korelace s globálním oteplováním Země se nepotvrdila.
Například W. Ball aj. zpracovali variace TSI během 21.-23. cyklu sluneční činnosti jak z měření na arizonské observatoři Kitt Peak, tak na družici SOHO. Rozdíl TSI v minimech mezi 22. a 23. cyklem dosáhl jen 0,2 W/m2, což představuje relativní změnu 0,15 promile! Je vskutku pozoruhodné, jak gigantický zdroj tepla pro Zemi je ve střednědobém měřítku konstantní - žádná pozemská teplárna nebo elektrárna není seřízena tak dokonale.
S. Wedemeyer-Böhm aj. využili vysokého rozlišení americké družice SDO k určení průběhu siločar magnetických polí mezi sluneční fotosférou a korónou. Magnetická pole se do fotosféry přenášejí konvekcí z pásma pod slunečním povrchem. Vynořené siločáry se dostávají do vířivého pohybu a směrem do koróny nejsou přesně svislé, čímž vzniká odstředivá síla, která urychluje částice teplého plynu po spirálové dráze až do vnitřní koróny. V podstatě jde o magnetické tornáda o svislé výšce až 100 tis. km, které slouží jako kanály přenosu energie. Z každého čtverečního metru povrchu Slunce se tak přenáší do koróny zářivý výkon až 300 W/m2 , což postačí na vysvětlení vysoké teploty koróny (≈2 MK). Ve sluneční chromosféře proto pozorujeme UV čáry ionizovaného hélia a vysoce ionizovaného železa. Autoři odhadují, že na viditelném povrchu klidného Slunce se nachází řádově 104 magnetických tornád, jejichž průměrná životnost dosahuje 13 minut. Zmíněná měření a popsané fyzikální pochody platí však pouze pro klidné Slunce. Vliv slunečních skvrn a aktivních oblastí na Slunci zatím objasněn není.
Z. Huang aj. uvedli, že zatímco magnetické smyčky v aktivních oblastech na Slunci lze snadno pozorovat družicemi a sondami v pásmu záření EUV a rentgenového, u klidného Slunce viditelné prakticky nebyly. Nyní se jim však podařilo zobrazit je kombinací údajů z aparatury EUVI na sondách STEREO a zobrazovače MDI na družici SOHO. K jejich překvapení se na klidném Slunci podařilo rozlišit dva druhy smyček - jak očekávali, jsou to jednak smyčky, jejichž teplota se ve směru nahoru zvyšuje, ale kromě toho existují smyčky, kde teplota směrem vzhůru klesá. Smyčky se stoupající teplotou převažují ve vysokých heliografických šířkách, kdežto smyčky s klesající teplotou převažují v nízké koróně. Tento úkaz není zatím objasněn, ale nepochybně souvisí s odvěkým problémem, proč je koróna mnohem teplejší než fotosféra a chromosféra Slunce.
K podobným výsledkům dospěli nezávisle díky sondám STEREO A a B také A. Vourlidas aj., kteří ze stereoskopických pozorování v pásmu EUV (17 a 28 nm) sestrojili trojrozměrné modely magnetických smyček pohybujících se vzhůru před vzplanutím erupce 2. ledna 2008. Když se smyčky zhroutily do erupčního kanálu, vedlo to vzápětí k vytvoření koronálního výronu hmoty (CME), jenž se počal zvětšovat a urychlovat v radiálním směru od Slunce. Celý úkaz se odehrál v průběhu 7 h. Tak se konečně daří zjistit, jak vznikají CME objevené v interplanetárním prostoru počátkem 70. let minulého století. Dnes víme, že to jsou mimořádně energetické jevy ve Sluneční soustavě, které občas výrazně ovlivňují zemskou atmosféru. Zasahují tam aparatury na družicích, ale poškozují i některá technická zařízení na Zemi. V listopadu 2008 pozorovali F. Shen aj. dokonce superpružnou srážku dvou CME v interplanetárním prostoru, čímž lineární kinetická energie celé soustavy ještě vzrostla.
K. Kusano aj. a J. Karpen aj. věnovali pozornost souvislostem mezi CME a slunečními erupcemi jak z pozorování magnetických polí na Slunci a náhlých změn jejich konfigurací, tak i z odpovídajících magnetohydrodynamických modelů. Modely se díky ohromujícím pokrokům v komplexním pozorování úkazů na Slunci i v interplanetárním prostoru neobyčejně zdokonalily. Tak se ukazuje, že případné předvídání kosmického počasí a vlivů na Zemi by se mohlo zlepšit nepřetržitým a velmi podrobným pozorováním změn magnetických polí na Slunci. Úkol je však zřejmě ještě obtížnější než předpovídání počasí na Zemi, protože "magnetická paměť" Slunce nepřesahuje podle B. Karaka a D. Nandyho pět let. Tím více je udivující, že J. Abreu aj. se vrátili ke kontroverznímu tématu údajného gravitačního vlivu planet na sluneční dynamo a snaží se prokázat, že tyto vlivy nejenom působí na mohutnost známých cyklů sluneční činnosti 11 a 22 let, ale údajně dokonce na problematické dlouhé cykly sluneční činnosti na stupnici do 9,4 tis. let!
E. Bosman aj. zjistili pozorováním ze sond STEREO mezi lednem 2007 a prosincem 2010, že četnost úkazů CME stoupá úměrně s počtem slunečních skvrn, takže mezi zářím 2009 a březnem 2010 se proti klidovém stavu zvýšila až čtyřikrát. Pro 51 CME v tomto období se podařilo určit jejich trojrozměrnou strukturu. Vyskytují se ve 4/5 případů v heliografických šířkách ±30° od rovníku a většinou se při svém výstupu směrem k rovníku Slunce sklánějí. Mimochodem, 6. února 2011 byly sondy A a B na svých drahách úhlově vzdáleny 180° od sebe, takže poprvé v historii měli astronomové možnost naráz přímo pozorovat celou kouli Slunce.
Nový pozemní sluneční teleskop o průměru zrcadla 1,6 m na observatoři Big Bear v Kalifornii umístěný v kopuli na ostrůvku v jezeře vyniká svým úhlovým rozlišením při pozorování slunečního povrchu. Podle V. Abramenka aj. se tak podařilo zobrazit povrch Slunce v čáře TiO o vlnové délce 706 nm s úhlovým rozlišením 0,04″, tj. lineárně 80 km. Tak se podařilo objevit na klidném Slunci subgranulární struktury <600 km, zatímco průměrný rozměr granulí dosahuje 1 050 km. Nově rozlišené minigranule mají ovšem další fraktální strukturu...
Dátum poslednej zmeny: 01. septembra 2014