Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 17. septembra 2015
Nejcennější výsledky o kůře Měsíce poskytly výsledky pozorování dvojice kosmických sond (Ebb a Flow) GRAIL (Gravity Recovery And Interior Laboratory), jež podle W. Klipsteina aj. obíhaly za sebou v tandemu ve vzájemné vzdálenosti 50 – 225 km na kruhové polární dráze kolem Měsíce od ledna do prosince 2012. Během první fáze měření trvající 88 dnů obíhaly sondy v průměrné výšce 55 km nad povrchem Měsíce, a během druhé fáze trvající 93 dnů obíhaly ve výšce pouhých 30 – 23 km. Vzájemnou vzdálenost obou sond se podařilo měřit s přesností na 0,2 μm (!), oběžnou rychlost na ±0,05 μm/s (!) a čas s přesností lepší než 100 ns, což pak umožnilo s přesností o čtyři řády lepší než předtím zmapovat gravitační pole Měsíce. Sondy byly 17. prosince 2012 po splnění obou fází mise navedeny ke srážce s Měsícem rychlostí 1,7 km/s. Narazily na úbočí hory o výšce 2,4 km nad okolním terénem poblíž kráteru Goldschmidt u severního pólu Měsíce. Umělé krátery vzniklé na místě dopadu nesou jméno první americké astronautky Sally Rideové (1951-2012).
Díky projektu GRAIL se podařilo zjistit, že v oblasti Mare Moscoviensis a Mare Orientale je měsíční kůra velmi tenká, či dokonce zcela chybí. Podle M. Wieczorka aj. má kůra Měsíce průměrnou tloušťku 34 – 43 km, zatímco dříve se předpokládalo, že je tlustší než 50 km. Její hustota v nejvyšším patře těsně pod povrchem Měsíce je nižší, než se čekalo, neboť porozita materiálu dosahuje podle M. Zuberové aj. až 20 %. Horniny v této vrstvě byly zřejmě mnohokrát drceny v epoše těžkého bombardování, které bylo ještě intenzivnější, než se dosud uvádělo, a zhomogenizovalo tak svrchní část kůry Měsíce. Průměrná hustota Měsíce dosahuje jen 2,55násobku hustoty vody v normálních podmínkách.
Autoři dále ukázali, že variace gravitačního pole souvisejí s povrchovými tektonickými strukturami, vulkanickými terény, pánevními prsteny i centrálními pahorky impaktních kráterů. V impaktních kráterech se dochovaly zbytky hornin z planetek a jader komet, které se zejména v nejranější minulosti s Měsícem srazily. Podle M. Vaughana aj. vznikla impaktní pánev Mare Orientale dopadem obřího projektilu, takže lávové moře o vertikální tloušťce 15 km obsahuje 1,5.106 km3 taveniny. Tím lze také vysvětlit anomální litologii impaktní pánve Jižní pól-Aitken.
Podle J. Andrewse-Hanny aj. se poloměr Měsíce v nejranější fázi (zhruba 700 mil. let od svého vzniku) zvětšil místy až o 5 km. B. Johnson aj. a H. Melosh aj. objasnili na základě měření sond GRAIL, proč se pozoruje nejvyšší gravitace (mascony) uprostřed obřích impaktních pánví: právě tam utuhly roztavené horniny hustšího pláště Měsíce. Směrem k okrajům pánví pak gravitace klesá, protože tam se nacházejí horniny rozmetané explozí při impaktu. Gravitace pak znovu stoupá pod okrajovými valy obřích kráterů či pánví. V té době dosahoval geotermální spád až 30 K/km směrem od centra Měsíce k povrchu.
Jak uvedli K. Miljkovicová aj., za nápadnou nesouměrnost četností impaktních pánví na přivrácené a odvrácené straně Měsíce může ohřev přivrácené strany Měsíce od Země rozžhavené impaktem s Praměsícem. To prodloužilo na přivrácené straně vulkanismus, takže při stejných parametrech těles dopadajících na Měsíc v období těžkého bombardování pozorujeme pánve na přivrácené straně dvakrát větší, než na protilehlé odvrácené straně Měsíce.
E. Speyerer a M. Robinson využili podrobného mapování Měsíce orbitální sondou LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) širokoúhlou a úzkoúhlou kamerou (WAC má lineární rozlišení 100 m a NAC 2,0 – 0,5 m) k identifikaci oblastí, kde na Měsíci téměř stále svítí Slunce, a naopak kde Slunce nesvítí nikdy. Našli tak plošinky o průměru desítek metrů, kde Slunce svítí nepřetržitě. Mnohem rozsáhlejší jsou oblasti, kam sluneční světlo dopadá po více než 94 % roku, takže tma tam trvá nanejvýš 43 h. Takové oblasti jsou přirozeně příznivé pro eventuální zřízení trvale obydlené stanice na Měsíci. Naopak ve věčné tmě a mrazu se nachází větší část (233 km2) dna 21km impaktního kráteru Shackleton poblíž jižního pólu. Kráter vznikl impaktem před 3,6 mld. let.
A. Saal aj. našli ve vzorcích měsíčních hornin a skel z míst přistání Apolla 15 a 17 stejný podíl D/H jako ve vodě na Zemi, popřípadě v uhlíkatých chondritech. Z toho lze usoudit, že voda na Zemi i na Měsíci má společný původ. V době obří srážky Praměsíce se Zemí byla už Země dostatečně vlhká, popřípadě i mokrá, takže voda na Měsíci (v měsíčním olivínu představuje voda 0,12 % jeho hmotnosti) pochází nejspíš ze Země, a Měsíc je geochemicky spíše dítětem než manželem Země.
V. Fernandes aj. využili 15 milimetrových úlomků hornin přivezených posádkami Apolla 16 a 17 k určení stáří rozličných útvarů na Měsíci pomocí poměru radionuklidu 39^Ar (poločas rozpadu 269 let) ke stabilnímu nuklidu 40^Ar. Stáří nejstarší brekcie určili na (4 547 ±27) mil. let. Horniny v impaktním kráteru Plato mají stáří (4 290 ±40) mil. let, což je zároveň spodní mez pro stáří obřího impaktního kráteru Jižní pól/Aitken. Povrch v okolí místa přistání modulu Apolla 17 je starý 4,2 mld. let. Nejmladší zkoumané vzorky vykázaly stáří 3,3 mld. let, zatímco nejstarší pocházejí z období před 4,3 mld. let.
M. Robinson aj., Y. Shuratov aj., V. Dolgopolov aj. a I. Karachevtsevová aj. identifikovali pomocí snímků orbitální sondy LRO přesná místa přistání sovětských automatických sond Luna 16, 20, 23 a 24. Tak se podařilo zjistit, že kvůli technickým problémům přistála Luna 23 jinde, než se předpokládalo. Rovněž se podařilo najít přesná místa zaparkovaných vozítek Lunochod 1 (Luna 17) a Lunochod 2 (Luna 21), takže jejich koutové odražeče na víku vozítek se od té doby dají použít pro měření vzdáleností Měsíce pomocí krátkých laserových impulsů vysílaných ze Země. Mimochodem, robotické vozítko Lunochod 2 ujelo na povrchu Měsíce neuvěřitelných 39 km (!) během necelých 5 měsíců provozu.
P. Strycker aj. oznámili, že oblak prachu, jenž vznikl při dopadu rakety Centaur, která se při závěrečném manévru před dopadem na Měsíc oddělila od sondy LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite), byl nezávisle pozorován ze Země 3,5m reflektorem na observatoři Apache Point na hoře Sunspot v Novém Mexiku. Dopad se odehrál poblíž jižního pólu v zastíněné partii Měsíce a byl s malým zpožděním pozorován zmíněnou sondou, která pak rovněž dopadla na Měsíc. Oblak vzniklý nárazem rakety na Měsíc byl sondou nejlépe zobrazen asi 20 s po impaktu, dosáhl výšky 100 km na povrchem Měsíce a byl pozorovatelný celé 4 minuty do okamžiku dopadu samotné sondy. Raketa Centaur vytvořila v měsíčním kráteru Cabeus impaktní kráter o průměru 27 m a hloubce 5 m, zatímco sonda LCROSS o něco menší kráter o průměru 18 m a hloubce 3 m. Pokusy pozorovat prachový oblak velkými dalekohledy (včetně HST) ze Země až na výše zmíněnou výjimku selhaly. Pozorování 3,5m reflektorem prokázalo, že ve dvou složkách prachového oblaku byla zastoupena vodní pára, což umožnilo odhadnout podíl ledu v trvale zastíněné části dna kráteru Cabeus na (6,3 ±1,6) %.
V. Makarov se zabýval otázkou, proč je Měsíc uzamčen v synchronní rotaci 1:1 ? Kdyby byl totiž původně rotoval rychleji a prográdně, byl by skončil nejspíš v rezonanci 3:2, takže autor z toho odvozuje, že prvotní Měsíc byl chladný, obíhal po kruhové dráze, ale rotoval retrográdně!
Když v r. 1975 přišli W. Hartmann a D. Davis s domněnkou o vzniku Měsíce srážkou Země s poměrně hmotným Praměsícem, narazili na problém, že geochemie Země a Měsíce je nápadně podobná. Problém se dále prohloubil po simulaci srážky na superpočítači v Los Alamos v r. 1986, jež ukázala, že po srážce nemohlo dojít k promíchání pozemského a praměsíčního materiálu, což je v evidentním rozporu s výsledky odběru vzorků z Měsíce v programu Apollo i sběru lunárních meteoritů na Zemi. Proto v r. 2012 přišli M. Čuk a S. Stewartová s variantou původní domněnky, že Praměsíc měl jen asi 1/200 hmotnosti Země a narazil na velmi rychle rotující Zemi, takže pak by mohl být dnešní Měsíc snadno vytvořen materiálem vyvrženým z rané Země. Ani tato varianta však není bez problému, protože nedokáže vysvětlit, kde se ztratila polovina tehdejšího momentu hybnosti celé soustavy.
Vozítko Curiosity, jež přistálo bezchybně na Marsu počátkem srpna 2012, dodalo v březnu 2013 na Zemi první údaje o geologii a geochemii Marsu v okolí místa přistání. Především objevilo jíly zastoupené v horninách zhruba z jedné čtvrtiny. To znamená, že na povrchu Marsu se v dávné minulosti vyskytovala tekutá voda. V mladších vrstvách převažují však sulfáty, vulkanické horniny a skla. V kráteru Gale byly nalezeny i perchloráty. P. Meslin aj. ukázali, že se tam nejvíce vyskytují molekuly v pořadí SiO2, FeOT, Al2O3, CaO, MgO, Na2O a K2O. R. Williams aj. objevili v kráteru Gale oblázky o průměrech 2 – 40 mm, jež jsou důkazem, že v kráteru tekl potok o hloubce 0,003 – 0,9 m a rychlost proudění vody se pohybovala v rozmezí 0,2 – 0,75 m/s. Nejvyšší zastoupení chemických prvků vykazují uhlík, vodík, kyslík, fosfor, dusík a síra. V dubnu 2013 vozítko uskutečnilo první vrty do půdy o průměru 15 mm a hloubce 64 mm. Minerály ve vrtu obsahují O, H, S, P a C.
Podle L. Levinové aj. vozítko odebralo 4 vzorky půdy na místě pojmenovaném Rockfest v intervalu 93 – 117 solů (sol = 1 den na Marsu) po přistání, které byly v aparatuře SAM (Sample Analysis at Mars) ohřáty na teplotu 835 °C. Uvolněné plyny byly identifikovány jako molekuly vody, SO2; CO2 a O2. Zastoupení vody podle hmotnosti dosahovalo v průměru 2 % hmotnosti vzorků, což nasvědčuje tomu, že voda je vázána v amorfní složce půdy. Jemný prach karbonátů obsahujících Fe nebo Mg uvolnil při ohřevu CO2. Molekuly kyslíku byly vázány ve chlorátech a perchlorátech. Zastoupení izotopů se shodovalo se zastoupením izotopů ve vzorcích Marsovy atmosféry, což svědčí o silném vzájemném působení půdy a atmosféry na planetě. D. Bish aj. objevili ve vzorcích Rockfest minerály plagioklas, olivín, augit, magnetit, křemen, anhydrit, hematit, limenit a amorfní materiály podobné těm, které se vyskytují na havajské sopce Mauna Kea.
V atmosféře Marsu se podle P. Mahaffyho a C. Webstera aj. vyskytuje vodní pára, která má pětkrát vyšší poměr D/H, než vodní pára v atmosféře Země. To odpovídá skutečnosti, že molekuly vodní páry jsou na Marsu snadno disociovány ultrafialovým zářením Slunce a lehčí atomy vodíku odtud snáze unikají než atomy deutéria. Z měření poměru lze tak stanovit, kolik vody již Mars takto ztratil. Dávná atmosféra Marsu byla o 95 % hustší než dnes. V atmosféře Marsu se dále vyskytuje CO2, Ar, N2, O2 a CO. To přesně souhlasí s chemickým složením vzduchových kapes v meteoritech z Marsu nalézaných na Zemi i s poměrem nuklidů 40^Ar/36^Ar.
Vozítko se zatím pohybuje ke svému cíli - vrcholu hory Aeolis Mons (v žargonu NASA Mt. Sharp) - doslova hlemýždím tempem. Za prvních 7 měsíců provozu totiž urazilo pouhých 738 m a do konce r. 2013 jen 4 km (tempo 10 m/d), takže před sebou má stále asi 8 km jízdy. Kromě toho selhal hlavní počítač, takže vozítko je řízeno záložním počítačem. To snad přiměje operátory k rychlejšímu pohybu; technicky je možné urazit až 100 m/d.
C. Zeitlin aj. zveřejnili výsledky měření intenzity radiace uvnitř sondy MSL během 8,5 měsíců letu ze Země k Marsu a dostali tak hodnotu celkové dávky radiace 0,47 Sv. To znamená, že během cesty astronautů k Marsu a návratu na Zemi by astronauti obdrželi za rok dávku 0,7 Sv. Povolená celoživotní dávka pro astronauty je přitom jen 1 Sv. K tomu je nutné ještě připočítat druhotné rozpady izotopů ve stěnách kabiny a dokonce i v lidském těle. Veškerá radiace s energiemi >100 MeV je pro lidské tkáně nebezpečná. D. Matthiä aj. a A. Mrigashi aj. ukázali, že hlavním zdrojem kosmické radiace v interplanetárním prostoru je kosmické záření z naší Galaxie, jehož intenzita je modulována sluneční činností. Proto během dlouhého minima sluneční činnosti na rozhraní 23. a 24. cyklu byla z tohoto úhlu pohledu léta 2008-2010 nejhorší za celou dobu měření.
Radar SHARAD (SHAallow subsurface RADar) pracující na frekvencích 15 – 25 MHz (vlnové délky 12 – 20 m) na oběžné kosmické sondě MRO (Mars Reconnaissance Orbiter, NASA) odhalil podle G. Morgana aj. největší podpovrchový systém vodních kanálů v údolí Marte Vallis v nížině Elysium Planitia. Díky radarovým měřením do hloubky až 1 km pod povrchem se podařilo rekonstruovat trojrozměrnou mapu kanálů o délce až 1 tis. km a šířce 100 km. Radar ukázal, že kanály jsou dvakrát hlubší, než se dosud soudilo. Byly vyhloubeny během dvou časově oddělených velepotop v proláklině Cerberus Fossae, jež se odehrály během posledních 500 mil. let před současností a které následně vyvolaly významné změny klimatu na Marsu.
Kamera HiRISE na sondě MRO pořídila podle A. McEwena snímky přistávacího modulu sovětské orbitální sondy Mars 3, jenž byla vypuštěna v květnu 1971 a na rozdíl od sondy Mars 2 měkce přistála na Marsu 2. prosince 1971. Po 15 s rádiového spojení z povrchu se však modul z neznámých příčin odmlčel. Není ani známo, zda problém vznikl na modulu, anebo na oběžné části sondy, s níž měl udržovat rádiové spojení. Snímky z r. 2008 prohlíželi ruští dobrovolníci a v dubnu r. 2011 se jim podařilo identifikovat na povrchu Marsu jak vlastní modul, tak jeho padák, tepelný štít a poslední retroraketu. NASA identifikaci potvrdila v dubnu 2013.
E. Lakdawallaová se věnovala evergreenu: opakovaně ohlašovaným zaručeným objevům vody na Marsu, což obvykle s velkou pompou ohlašuje americká agentura NASA už po čtvrt století. Pokaždé se ovšem ukáže, že přístroje oběžných sond nebo in situ aparatury přistávacích modulů a vozítek objeví led, sníh, popřípadě minerály vzniklé za přítomnosti tekuté vody v minulosti, zatímco široká zejména americká veřejnost by chtěla jasný důkaz o nějaké tekoucí řece či aspoň potoku na povrchu, v nejhorším případě na dně nějakého kaňonu. Protože kde je tekutá voda, tam přece musí být i život...
Ve skutečnosti je však z dosavadního intenzivního pátrání zřejmé, že v současné době představuje povrch Marsu zcela suchou a poměrně studenou poušť. Jiná situace může být jedině hluboko pod povrchem, protože jakákoliv tekutá voda, která se nějak dostane na povrch, vyvře ještě dříve, než by stihla zmrznout. Neutronový spektrometr oběžné sondy Mars Odyssey však objevil tekutou vodu místy dokonce jen 1 m pod povrchem planety a dále v kapsách kolem rovníku, zatímco kamery MRO nalezly na dnech některých impaktních kráterů čistý modrobílý led, jenž se však během několika měsíců buď vypařil, anebo ho pokryl prach. Na úbočích sopek a ledovců přikrytých prachem se pozorují rýhy vzniklé tekoucí vodou během marsovského léta, ale voda tam dočasně tekoucí je asi příliš slaná pro život.
Podle autorky máme však dnes už naprosto důvěryhodné údaje o tekuté vodě na povrchu Marsu v jeho dávné minulosti. Připomíná, že dráhové parametry Marsu vedou k daleko výraznějším Milankovičovým klimatickým cyklům, než je tomu na Zemi. Na rozdíl od Země výkyvy sklonu rotační osy Marsu k oběžné rovině kolem Slunce jsou daleko větší a to silně ovlivňuje oslunění polokoulí červené planety. Mars byl vlhký na povrchu brzy po konci éry těžkého bombardování, tj. asi před 3,6 mld. let. Tehdy se povrchová teplota Marsu zvýšila patrně něčím jiným, než energií impaktů.
Nejspíše za to mohl intenzivní vulkanismus zejména v oblasti Tharsis, kde dodnes vidíme gigantické štítové sopky. (J. Michalski a J. Bleacher našli supervulkány v oblasti Arabia Terra, jež se vyznačují vyvřelými krátery nepravidelných tvarů. Takové útvary neznáme na Zemi, ale na Marsu zajisté silně ohřívaly povrch planety.) Severní polokouli Marsu tehdy patrně pokrýval rozsáhlý mělký vodní oceán, a po povrchu planety tekly řeky, jejichž vyschlá koryta a deltovitá ústí do oceánu jsou dosud zčásti patrná. Lze proto předpokládat, že na Marsu tehdy dokonce pršela voda z oblaků, anebo sněžilo. Svou roli sehrávaly také přívalové řeky či povodně v oblastech zvýšené vulkanické činnosti. Jelikož má Mars jen 1/10 hmotnosti Země, tak chladnutí horkého jádra probíhalo rychleji, následně skončila epocha magnetického dynama a tím i ochrany povrchu před kosmickým zářením a koronálními výtrysky ze Slunce. Celý koloběh vody na Marsu se začal zpomalovat, až se nakonec úplně zastavil.
Evropská kosmická agentura ESA zveřejnila při příležitosti 10. výročí vypuštění kosmické sondy Mars Express mineralogický atlas povrchu Marsu na základě přehlídky pomocí vizuálního a infračerveného spektrometru OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) pracujícího v pásmu 0,5 – 5,2 μm. Atlas zhotovily velké týmy odborníků pod vedením A. Ody a J. Cartera. Mapy pokrývají prakticky celý povrch Marsu s rozlišením 4,1 km/pix, a přes polovinu povrchu s rozlišením lepším než 0,5 km/pix. Jedna z map zobrazuje výskyt minerálů, které vznikaly za přítomnosti tekuté vody (fylosilikáty a hydratované soli). Tyto minerály jsou výrazně zastoupeny v nejstarších silně kráterovaných oblastech planety, což znamená, že v prvních stovkách milionů let po vzniku Marsu se na jeho povrchu i v podloží vyskytovala tekutá voda. Další dvě mapy zobrazují rozložení olivínu a pyroxenů, jež vznikají vulkanickou činností a podávají tak také svědectví o teplotách a tlacích uvnitř planety. V okolí nejstarších velkých impaktních kráterů se nacházejí olivíny s vysokým obsahem hořčíku, které představují minerály vymrštěné z pláště planety podúnikovou rychlostí a uložené na povrchu po zpětném dopadu.
Ty části povrchu, které obsahují vysoký podíl olivínu, jsou dokladem gigantické vulkanické činnosti v době před 3,7 mld. let. Tekuté magma tehdy pronikalo puklinami ve dnech kráterů a rozlévalo se po okolním povrchu planety, kde posléze utuhlo jako láva, podobně jako tomu bylo u měsíčních "moří". Značná část povrchu Marsu však prodělala ještě další geologické proměny, jak dokazuje rozložení pyroxenů v oblastech kráterovaných vysočin, jež představují nejstarší část kůry planety. Další mapy dokazují, že povrch Marsu je pokryt jemným prachem s vysokým podílem oxidů železa. Oxidy zvětrávají vinou interakce s atmosférou Marsu, takže rezaví a tím dodávají celé planetě proslulou načervenalou barvu "boha války". Současný vzhled povrchu Marsu je silně poznamenán dalšími impakty, tvarováním pomalu tekoucích ledovců a zvětráváním prachovými bouřemi, větrnými víry (tančící derviši) a větrem i sezónními cykly tání a tuhnutí vody a CO2. Výsledkem eroze je neustálé rozemílání a drcení prachových zrnek na čím dál tím jemnější prach. Zmíněné mapování Marsu tak přineslo klíčové poznatky pro pochopení vzniku a geologického vývoje donedávna tak záhadného kosmického tělesa.
J. Daubar využil soustavného snímkování povrchu Marsu několika generacemi oběžných kosmických sond, a zejména pak vysokého rozlišení úzkoúhlé kamery HiRISE (až 0,3 m/pix) oběžné sondy MRO, k objevování nových impaktních kráterů na Marsu. Sonda MRO pracuje na oběžné dráze ve výšce 250 – 316 km od listopadu 2006 a za tu dobu objevila do začátku r. 2013 44 nových impaktních kráterů s průměry >1 m. Celkem však se od r. 1976 podařilo nalézt na Marsu již 248 nových impaktních kráterů a díky tomu se autorovi podařilo zpřesnit předešlé odhady o současném bombardování Marsu většími projektily. Dosud největší impaktní kráter za sledované období má průměr 34 m. Na ploše 1 km2 tak vzniká impaktní kráter o průměru >4 m jednou za 620 tis. let, což je o něco méně, než se dosud uvádělo.
A. Christou aj. uveřejnili výsledky obsáhlé mezinárodní kampaně zákrytu jasné hvězdy 45 Cap (HIP 107302; 6,0 mag) Jupiterem počátkem srpna 2009. Úkaz byl dobře pozorovatelný na stanicích v Evropě, Africe a Jižní Americe teleskopy o průměrech zrcadel 0,4 – 2,2 m v blízké infračervené oblasti spektra. Odtud se podařilo změřit škálovou výšku Jupiterovy atmosféry 24 km a její teplotu 165 K. T. Cavalié aj. objevili díky infračervené družici Herschel v atmosféře Jupiteru přebytek vody nad jižní polokoulí planety, který je z 95 % důsledkem srážky slapově rozdrobených jader komety Shoemaker-Levy 9, jež se odehrála v červenci 1994 právě nad touto polokoulí.
H. Hueso aj. shromáždili pozorování optických záblesků v atmosféře Jupiteru ohlášených astronomy amatéry v červnu a srpnu r. 2010 a v září 2012. Z pozorovaných údajů usoudili, že záblesky pocházejí od těles s rozměry 5 – 20 m, jež vstupují do atmosféry Jupitera rychlostmi kolem 50 km/s, takže nakonec vybuchnou při supersonickém průletu. Energie výbuchů je srovnatelná s energií výbuchu superbolidu Čeljabinsk. Autoři odhadli, že na Jupiter dopadá za rok 12 – 60 těles zmíněných rozměrů. Projektily o rozměrech stovek metrů se srážejí s planetou v průměru jednou za tři roky. Jednou za deset let vznikají při průletu větších těles atmosférou dlouhodobé tmavé skvrny pozorovatelné i v menších dalekohledech. Zmíněná statistika naznačuje, že většinu projektilů představují kometární jádra. Autoři apelují na astronomy-amatéry, aby se soustavnému sledování atmosféry Jupiteru věnovali a nabízejí software, který pro pozorovatele napsali.
S. Wahi aj. konstatovali, že jádra obřích plynných planet se nacházejí v termodynamické nerovnováze, neboť při teplotách >2kK a tlaku >0,4 TPa v jejich nitrech se v kovovém vodíku rozpouštějí voda i oxidy MgO a SiO2. Rozdíly v rozpustnosti Fe ve stlačených žhavých horninách pak silně ovlivňují celý vývoj vnitřního prostředí v planetách s hmotnostmi podobnými Jupiteru a Saturnu.
M. Yoneda aj. zjistili, že sodíková mlhovina obklopující Jupiter vykázala zesílení v květnu a červnu 2007, tj. v době, kdy byla pozorována zvýšená vulkanická aktivita na povrchu Jupiterova měsíce Io. Brzy potom naopak zeslábl výskyt polárních září v okolí magnetických pólů planety. Odtud plyne, že ionosféra Jupiteru je ovlivňována zmíněným vulkanismem a větší dodávka plazmatu do Jupiterových radiačních pásů naopak zeslabuje uspořádané elektrické proudy, které jsou příčinou polární září a rádiového záření planety.
D. Allen aj. zveřejnili infračervená pozorování sopek na měsíci Io uskutečněných při třídenním průletu sondy Cassini kolem Jupiteru na rozhraní let 2000/2001 kvůli jejímu gravitačnímu postrčení směrem k Saturnu. Z pozorování vyplynulo, že ve všech sopečných výronech docházelo k vylévání basaltického magmatu, jehož barevná teplota dosahuje v klidu hodnot 0,78 – 1,1 kK, ale během silných vulkanických erupcí stoupá až na 1,4 kK. Během průletu vykazovala sopka Pillan stabilní tepelný výkon, zatímco výkon sopky Wayland plynule klesal, kdežto u sopky Loki kolísal.
M. Brown a K. Hand pozorovali v září 2011 povrch měsíce Europa pomocí Keckova 10m teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Získali tak pomocí spektrografu OSIRIS 40krát lepší spektrální rozlišení, než měla svého času orbitální sonda Galileo (!). Přitom úhlový průměr Europy dosahoval během měření jen 1″. Zjistili tak, že vedoucí polokoule měsíce méně ozářená Sluncem vykazuje pouze absorpční pásy vodního ledu, zatímco na zadní polokouli se vyskytují pásy sulfátu hořčíku (MgSO4) a dalších solí (MgCl2, NaCl, KCl). Podařilo se jim též potvrdit existenci rozsáhlého podpovrchového vodního oceánu, jenž je ponořen v hloubce 100 km pod povrchem Europy a obsahuje přibližně dvojnásobek vody než oceány pozemské.
A. Konovalenko aj. objevili rádiové záblesky z bouřek na Saturnu pomocí dekametrové aparatury UTR-2 ukrajinské observatoře v Hrakovu. Na přelomu ledna a února 2006 zaznamenali celkem 70 blesků s rádiovou jasností 4 – 40 Jy. Úspěšné pozorování dává naději, že touto aparaturou bude možné zaznamenávat i na jiných planetách Sluneční soustavy (Jupiter, Venuše). K. Sayanagi aj. popsali vznik a chování bouřek v atmosféře Saturnu v letech 2010-2011, jak je sledovaly aparatury ISS (Imaging Science Subsystem) a RPWS (Radio and Plasma Wave Science). V atmosféře planety se totiž vytvářejí největší konvektivní kumuly celé Sluneční soustavy. Obří bouřky však probíhají nepravidelně a ta poslední se objevila v prosinci 2010, kdy její hlava driftovala k západu rychlostí 27 m/s a v polovině ledna 2011 dosáhla šířkového rozměru přes 9 tis. km a délkového rozměru 34 tis. km. Kromě toho se v troposféře rozvíjel anticyklonální vír, jenž v téže době dosáhl rozměrů 11 x 12 tis. km. Byl to největší troposférický vír kdy na Saturnu pozorovatelný. V červnu 2011 se hlava trefila do víru a tím veškerá bouřková aktivita začala slábnout a zcela vymizela v srpnu 2011.
Podle U. Dyudinové aj. byly velké anticyklony pozorovány v atmosféře Saturnu již v r. 2009, když driftovaly na vodorovnou vzdálenost až 10 tis. km. Mocné blesky vznikající v hloubce až 250 km pod vrcholky mračen je dokázaly osvětlit až na vodorovnou vzdálenost 200 km. Rádiové záblesky doprovázející optické blesky se dařilo pozorovat ve frekvenčním pásmu 1 – 16 MHz (19 – 300 m), ale někdy až do 10 GHz (30 mm). Odtud se dala také spočítat energie jednoho záblesku až na 8 GJ. Četnost blesků v bouře dosahovala až 5 blesků/s. Během bouřek na Saturnu vznikají v periodě 30 let bílé skvrny pozorovatelné dalekohledy ze Země. Poprvé je astronomové spatřili již v r. 1876 a nejnověji sonda Cassini v r. 2010. Skvrny mají lineární rozměry až 10 tis. km a vznikají v úzkém pásu 31,5 – 32,4° s.š., tj. právě ve zmíněné oblasti velkých bouřek. Vítr ve skvrnách vane rychlostí až 575 km/h.
Infračervená kamera sondy Cassini pozorovala koncem dubna 2013 proslulý polární vír kolem severního pólu planety, jenž má tvar mírně zaobleného šestiúhelníku, a byl poprvé pozorován kosmickou sondou Voyager 2 v r. 1981. Jde fakticky o velmi stálý hurikán s průměrem 30 tis. km a obvodovou rychlostí 320 km/h, jehož centrální oko má průměr 2 tis. km. Jeho stálost je obdivuhodná a patrně získává energii z nitra planety, protože Saturn vydává 2,5krát více tepla, než kolik ho dostává od Slunce. (U Jupiteru jde o přebytek 70 % a u Neptunu dokonce 160 %; pouze Uran žádný přídavný zdroj tepla nemá.)
D. Robertson aj. zjistili, že na měsíci Titan může pršet methan v podobě velmi malých kapiček, takže jejich pád na povrch měsíce trvá velmi dlouho. Plynný methan tvoří 5 % hmotnosti husté Titanovy atmosféry. V horních vrstvách atmosféry probíhají fotochemické procesy ovlivněné UV zářením Slunce a slunečním větrem. Nejvíce jsou zde zastoupeny molekuly dusíku a methanu. Ve výškách kolem 200 km nad povrchem se k nim přidávají tholiny, které dávají Titanu známý oranžově-žlutý nádech. Ještě níže vznikají i organické aerosoly a teplota spodní atmosféry dosahuje 100 K.
J. Hofgartner a J. Lunine ukázali, že ledové kry methanu i ethanu mohou plavat na hladině jezer, protože kry obsahují vzduchové bublinky. Teplota na povrchu Titanu (94 K) je velmi blízká trojnému bodu methanu (90,7 K). Sklon rotační osy Titanu dosahuje 27°, takže tam vznikají roční doby podobně jako na Zemi; jsou pouze teplotně posunuty do vysokých minusových hodnot. V současné době se na severní polokouli Titanu blíží léto. Tomu odpovídá pozorování z průletu sondy Cassini 12. září 2013, že většina jezer na severu je už zalita kapalnými uhlovodíky. Klima na Titanu je pak ovlivňováno výskytem methanu jako skleníkového plynu na časové stupnici stovek tisíc roků. V době, kdy se odpařuje málo methanu do atmosféry, mohou na Titanu nastat i dlouhotrvající ledové doby.
C. Neishová aj. využili radaru na oběžné sondě Cassini k proměření rozměrů a hloubek impaktních kráterů na povrchu Titanu. Radar dokázal při blízkých průletech sondy u Titanu proměřit >30 % povrchu měsíce s lineárním rozlišením až 350 m. Autoři pak zkoumali poměry mezi hloubkami a průměry pro více než 60 kráterů s průměry >20 km. Největší kráter na Titanu jménem Menrva má průměr 425 km, ale poměr hloubky a průměru jen 0,0012. Nejmenší změřený kráter Ksa pak dosahuje průměru 39 km, ale zato vyššího zmíněného poměru 0,017. Tyto poměry se snižují přímo úměrně stáří kráterů, protože se během času zanášejí vrstvami písku rychlostí stovek metrů během miliardy let. Tím se liší od impaktních kráterů na velkých měsících obřích planet, které žádnou atmosféru nemají. Kromě toho kosmické projektily dopadají např. na Jupiterův měsíc Ganymed průměrnou rychlostí 20 km/s, zatímco na Titan rychlostí poloviční, takže hustá atmosféra měsíce zásadně ovlivňuje topografii kráterů. Z topografických měření také vyšel zatím nejpřesnější poloměr Titanu (2 574 km), takže Titan je sice větší než Merkur (2 440 km), ale má menší hmotnost.
D. Hemingway aj. zjistili, že nad hřbety a horami Titanu je nižší gravitace, než nad dolinami. To znamená, že hory byly původně ještě vyšší, ale postupně erodují, zatímco kořeny vrostlé do ledu zůstaly. Ledová kůra Titanu má tloušťku minimálně 40 km, aby tuto konfiguraci udržela. Vinou zmíněné povrchové eroze je na Titanu vlastně docela málo impaktních kráterů a naopak mnoho písečných dun. Na Titanu byl objeven kryovulkán Sotra Facula, na jehož vrcholku se nachází klasická kaldera, z níž je vystřelován tuhý methan, který aspoň zčásti vyrovnává úbytek methanu v atmosféře, kde je rozkládán působením ultrafialového záření Slunce.
E. Asphaug a A. Reufer upozornili, že hmotnost Titanu je vyšší než všech Jupiterových měsíců dohromady! Titan sám má 95,6 % hmotnosti celé soustavy Saturnových měsíců. Autoři proto na základě počítačových simulací tvrdí, že původně měl i Saturn několik hmotných "Galileových měsíců", jež se postupně srazily a vytvořily unikátní Titan. Splývání doprovázel vznik spirálních ramen hmoty, jež se posléze oddělily a sbalily na středně velké ledové měsíce Saturn. Tento proces se vyhnul Jupiteru, neboť tamější Galileovy měsíce byly ve svých drahách uzamčeny gravitačními rezonancemi.
M. Hedman aj. zpracovali výsledky pozorování měsíce Enceladus během 20 průletů sondy Cassini v jeho blízkosti. Když je Enceladus na své excentrické oběžné dráze nejdále od Saturnu, jsou chocholy ledových částic nad jižním pólem čtyřikrát jasnější, než když je k planetě nejblíže. Tyto chocholy vyvěrají z tzv. tygřích pruhů u jižního pólu, jež jsou dlouhé 130 km a rozteče mezi nimi dosahují 35 km. Pruhy se v apocentru rozevírají a v pericentru svírají, evidentně následkem slapových sil. J. Goguen aj. zveřejnili údaje o průletu sondy Cassini ve výšce 74 km nad jižním pólem Enceladu v dubnu 2012. Kamerou VIMS pracující v blízké infračervené oblasti spektra snímali s frekvencí 40 Hz tepelné záření nad velkou štěrbinou Baghdad Sulcus (82° j.š.; 28° z.d.). Ze štěrbiny o lineární šířce 9 m vystupovala z hloubky 40 m pod povrchem vodní pára o teplotě 197 K.
C. Porcová aj. se dlouhodobě věnuje výzkumu Saturnových prstenců, jelikož sonda Cassini pořídila do r. 2013 již 285 tis. jejich snímků zblízka. Hlavní prsteny A + B + C zabírají plochu 40 mld. čtv. kilometrů, což je stonásobek plochy povrchu Země. Proto také výrazně přispívají k jasnosti planety zejména v době, kdy jsou široce rozevřené - nejbližší takové maximum nás čeká v r. 2018. Infračervená měření teleskopu SST ukázala, že jemný prach kolem Saturnu sahá až do vzdálenosti 12 mil. km od centra planety, tedy až ke dráze nepravidelného měsíce Phoebe o průměru 215 km, jehož velká poloosa dráhy činí téměř 13 mil. km, má výstřednost 0,16 a pohybuje se vůči Saturnu retrográdně se sklonem 28° k jeho rovníku. Jde tedy o prach z Phoebe, který směřuje k Saturnu, ale část ho zachytí Iapetus a zbytek Hyperion. Gejzíry z měsíce Enceladus zase zásobují prachem prsten E. Při pohledu zdálky je však nejrozsáhlejší prsten F, který nemůže být starší než milióny let a nejspíš vznikl rozpadem nějakého křehkého měsíce. Těsně pod ním obíhá pastýřský měsíc Prometheus.
V hlavním (vnějším) prstenu A se pozorují tisíce vrtulek objevených právě pomocí sondy Cassini již v r. 2006. Pocházejí zřejmě od miniaturních měsíčků s rozměry ≈300 m. V prstenu B skoro žádné vrtulky nepozorujeme, ale zato radiální tmavší špice, které souvisejí se změnami magnetického pole. Obrovským překvapením byly však především jemné drážky v prstencích, připomínající drážky na poněkud přerostlé gramofonové desce. Tvoří je úlomky o rozměrech od centimetrů do 1 m. Drážky se však vyskytují i uvnitř Cassiniho dělení mezi prsteny B a A. Celková hmotnost prstenců se odhaduje na >1020 kg, což je asi setina jejich původní hmotnosti.
J. O'Donoghue aj. pozorovali spektrometrem NIRSPEC Keckova teleskopu II propojení poměrně slabého magnetického pole Saturnu (indukce jen 25μT, tj. polovina indukce magnetického pole Země) s jednotlivými měsíci. V širokém rozsahu zeměpisných šířek (25 – 60°) prší z prstenců elektricky nabité částice do svrchní ionosféry planety, takže prstence poměrně rychle ničí elektromagnetická eroze. Magnetická osa Saturnu je rovnoběžná a středově souměrná s osou rotace.
R. Canupová upozornila na rozdíly v poloměru Rocheovy meze podle hustoty těles, která se rozpadají slapovými silami centrální planety. Kamenná tělesa jsou pochopitelně odolnější proti rozpadu než ledová, a tomu odpovídá skutečnost, že z ledových měsíců mohly vzniknout prstence, zatímco původ kamenných měsíců Titanu, Enceladu a Dione musí být odlišný. Titan je téměř určitě od počátku samostatným objektem, popřípadě vznikl srážkami ještě starších kamenných měsíců. Jak poznamenali P. Goldreich a S. Tremaine, má dynamika soustavy Saturnových prstenců hodně společného s procesy, které probíhají při vzniku planet z akrečních disku kolem hvězd.
Sonda Cassini se dostala 19. července 2013 do zákrytu za Saturnem, takže mohla zhotovit působivé snímky Saturnových prstenců ozářených Sluncem, ale také planety Země a jejího průvodce Měsíce ze vzdálenosti 1,45 mld. km. Jde teprve o čtvrtý portrét Země z kosmické vzdálenosti větší než 10 mil. km. NASA při té příležitosti iniciovala mezinárodní kampaň "Zamávejte Saturnu", jež našla odezvu u zhruba 20 tis. pozemšťanů, kteří s předstihem 80 minut před snímkováním zamávali do kamery v čase 21:27 - 21:42 UTC (saturn.jpl.nasa.gov/news/waveatsaturn/timezones).
L. Sromovsky aj. zveřejnili úžasný snímek atmosféry Uranu získaný 10m Keckovým teleskopem II vybaveným adaptivní optikou. Byl pořízen kamerou pro blízkou infračervenou oblast spektra v červenci 2012. Autoři pořídili na 200 snímků s krátkými expozicemi a z nich 117 nejlepších sečetli v počítači. Kvalita výsledného snímku je lepší než záběry Uranu, které vyslala kosmická sonda Voyager 2 při průletu kolem planety v r. 1986. Na snímku lze snadno rozlišit četné oblačné systémy v různých šířkách planety, z nichž některé se nehýbou a jiné driftují a mění rozměry i tvar. Přitom Uran dostává jen 0,1 % sluneční energie v porovnání se Zemí. Oblaka tam vytvářejí husté kumuly a poloprůhledné cirry a dokonce je zobrazen i Uranův prstenec Ε.
C. a R. de la Fuente Marcosovi nalezli dočasného průvodce Uranu (83982) Crantor původně klasifikovaného na základě pozorování z let 2000 a 2002 jako Kentaur. Nová pozorování potvrdila, že Crantor se nachází v rezonanci 1:1 s Uranem a jeho relativní dráha vůči Uranu má typický podkovovitý tvar. Současně zjistili, že při započtení gravitačních poruch od všech 8 planet, našeho Měsíce a soustavy Pluto-Charon, je zmíněná podkova překvapivě stabilní. Nakonec však všechno zkazí Saturn, jehož rezonanční poruchy nakonec objekt z báječné stability vypoklonkují na nestabilní dráhu.
H. Feuchtgruber aj. měřili pomocí spektrografu PACS infračervené družice Herschel poměry D/H pro atmosféry Uranu i Neptunu. Zjistili, že obě atmosféry jsou vykazují mírný přebytek deutéria proti hodnotám ze sluneční pramlhoviny, protože jim vyšel poměr 4.10^-5 s chybou ±10 %, zatímco ve sluneční pramlhovině je tento poměr ≈6.10^-5 s chybou ±20 %. Protože poměr D/H pro protoplanetární ledy činí (15 – 30).10^-5, lze odtud vyvodit, že led tvoří nanejvýš 14 – 32 % hmotnosti planet, takže uvnitř se nacházejí dosti významná kamenná jádra. Podle Y. Kaspiové aj., kteří zkombinovali údaje získané Voyagerem 2 a HST, nemohou být atmosféry obou planet tlustší než 1 tis. km, takže jejich hmotnosti představují pouze 0,15 % hmotnosti Uranu a 0,2 % hmotnosti Neptunu. Obě planety vykazují tryskové proudění v poměrně tenké vrstvě a rychlost vichřice na Neptunu představuje rekord pro tělesa Sluneční soustavy s atmosférou: 2,5 tis. km/h! M. Hasselfield aj. měřili pomocí mikrovlnného radioteleskopu ACT v poušti Atacama s průměrem přesné paraboly 6 m jasové teploty Uranu a Saturnu v letech 2007-2010 v pásmu frekvencí 148 – 277 GHz (2,0 – 1,1 mm) a dostali tak pro Uran hodnotu 103 K a pro Saturn 137 K.
M. Showalter aj. objevili v červenci 2013 na snímcích HST z let 2004-2009 nový měsíc Neptunu S/2004 N 1 (měsíc není zobrazen na žádném záběru z Voyageru 2 zřejmě kvůli svému příliš rychlému úhlovému pohybu). Obíhá v rovině Neptunova rovníku po kruhové dráze ve vzdálenosti 105 tis. km od centra planety v periodě 22,5 h. Z jeho průměrné jasnosti 26,5 mag odhadli, že jeho průměr nedosahuje ani 20 km.
M. Person aj. zpracovali výsledky pozorovací kampaně zákrytů hvězdy z katalogu 2UCAC v poloze 1826-1848 Plutem i Charonem dne 23. června 2011. Zákryty pozorovala jednak létající infračervená observatoř SOFIA (společný projekt NASA a německé agentury pro letectví a kosmonautiku DLR), a dále pozemní observatoře ve Flagstaffu v Arizoně, na Mauna Kea na Havaji, a na Cerro Tololo v Chile. Odtud se podařilo určit tloušťku svrchní vysoké atmosféry Pluta (1 288 ±1) km. Svrchní atmosféra se jeví dlouhodobě velmi stabilní, zatímco v nízké atmosféře se pozorují výrazné změny hustoty i tlaku.
L. Beauvalet aj. přišli s přesnějšími řešením pohybu (134340) Pluta kvůli tomu, že k této trpasličí planetě míří kosmická sonda New Horizons a dosavadní efemeridy polohy Pluta v červenci 2015 nejsou pro ten účel dostatečně přesné. HST sice situaci poněkud usnadnil objevem dalších dvou měsíců Pluta v letech 2011-2012, ale ani to nestačí, protože pro úspěšný průlet spojený s rychlým nabíráním dat je nutné dosáhnout přesnosti efemerid s chybou <1 000 km. Jakmile se sonda počátkem r. 2015 probudí, bude muset sama Pluta najít zdálky a tím získat vysoce přesné podklady pro navigaci během průletu kolem Pluta i Charonu. Nejnověji objevené měsíce P4 a P5 dostaly počátkem r. 2013 svá jména: Kerberos a Styx. M. Buie aj. ukázali, že díky HST, který sledoval měsíce Pluta již od r. 2007, klesly chyby v určení poloh Nixe a Hydry na 60 km, resp. 38 km, ale chyby v poloze Kerbera a Styxe dosahují desítek tis. km. Je zajímavé, že oběžné periody malých měsíců nejsou v dokonalé rezonanci s oběžnou periodou Charonu (6,4 d). Poměr pro periody Hydry s Charonem totiž činí 5,98; Kerbera s Charonem 5,04 a Nixe s Charonem 2,89.
J. Ortiz aj. zpracovali pozorování zákrytu hvězdy trpasličí planetou (136472) Makemake na pěti stanicích jižní polokoule v Brazílii a Chile. Úkaz v trvání až 1 minuta se odehrál 23. dubna 2011 a autoři odtud odvodili rozměry, hustotu a albedo Makemake. Jejich výsledky však kritizoval M. Brown, který ukázal, že Makemake měla v době zákrytu svou rotační osu namířenu téměř přímo k nám, takže spolehlivě se dal určit jen rovníkový průměr (1 434 ± 14) km a projekce polárního průměru (1 422 ±14) km. Odtud pak vychází mimořádně vysoké albedo 81 %, ale nelze spolehlivě určit střední hustotu trpasličí planety.
M. Čuk aj. se zabývali párem měsíců trpasličí planety (136108) Haumea, které dostaly jména Namaka a Hi'iaka. Namaka začínal s dráhovou rezonancí 8:3, což postupně zvýšilo jak výstřednost, tak sklon jeho dráhy k ekliptice. Haumea je velmi protáhlá díky rychlé rotaci. Autoři proto propočítali vývojový scénář, v němž Haumea měla původně jeden velmi hmotný měsíc s hmotností 100krát menší než trpasličí planeta. Ten obíhal kolem Haumey po výstředné (e – 0,5) dráze ve vzdálenosti 25 tis. km. a rozpadl se jednak na rozsáhlý disk otáčející se kolem planetky, ale též na rodinu TNO s centrem Haumea. Z disku pak vznikly zmíněné drobné měsíce Namaka a Hi'iaka.
W. Fraser aj. podrobně studovali planetku (50000) Quaoar s průvodcem Weywot, který kolem ní obíhá v periodě ≈12 d po eliptické dráze s velkou poloosou 14 000 km a výstředností 0,15. Odtud lze určit také hmotnost soustavy 1,4.1021 kg a z pozorování apulsu s hvězdou 12 mag v červnu 2011 i horní mez průměru Quaoaru 890 km. To znamená, že Quaoar je vůbec nejhustším tělesem Edgeworthova-Kuiperova pásu s minimální hustotou 2,7násobku hustoty vody, ale může být i pětkrát hustší! Jeho satelit však bude nejspíš převážně z vodního ledu. Autoři to vysvětlují tak, že velké objekty TNO mají jádra ze silikátů obklopená ledovými plášti. Při náhodných srážkách se tedy nejspíš odpaří část ledového pláště, a zbylé TNO tak postupně zvyšuje svou střední hustotu. F. Braga-Ribas aj. využili zákrytů hvězd Quaoarem v květnu 2011, jakož i únoru a říjnu 2012, ke zpřesnění rovníkového průměru na 1,14 tis. km a polárního na 1,04 tis. km. Při albedu 11 % odtud vychází střední hustota planetky 2,0násobku hustoty vody. Weywot neobíhá v rovníkové rovině Quaoaru, který podle průběhu zákrytu není obklopen žádnou atmosférou.
Spektrální a zobrazovací aparatury na infračervených družicích Herschel a WISE i teleskopu SST umožnily S. Fornasierovi aj. proměřit základní charakteristiky (rozměry, albedo, teploty) sedmi jasných objektů z oblasti TNO a dvou Kentaurů Chironu a Charikla. Pozorování se uskutečnila ve spektrálních pásmech 12 – 500 μm. Tak se potvrdilo, že Quaoar s průvodcem Weywot jsou opravdu nejhustší mezi všemi dosud známými objekty TNO. Quaoar se zkrátka velmi podobá trpasličím planetám a mohl by být mezi ně v budoucnu přiřazen. Má totiž s nimi i stejné mineralogické složení žáruvzdorných prvků promíchaných s ledem.
D. Rabinowitz aj. upozornili na nezvyklé dráhové parametry TNO 2010 WG9 získané v přehlídce QUEST na La Silla (ESO) a pomocí 1,3m reflektoru na CTIO v Chile. Objekt má průměr asi 100 km a mění jasnost s amplitudou 0,14 mag v periodě 5,5 d. Sklon dráhy k ekliptice dosahuje "kometárních hodnot" 70°! Pomalá rotace je nejspíš důsledkem slapového vývoje původně binárního objektu, který se do oblasti TNO dostal ze vzdálenějšího Oortova oblaku.
H. Schlichtig aj. srovnávali pozorování těles v Edgeworthově-Kuiperově pásu s modely koagulace planetesimál v protoplanetárním oblaku. Ukázali, že objekty s průměrem >60 km vykazují původní rozdělení neovlivněné srážkami. Pro tělesa s původním rozměrem <60 km hrají srážky významnou roli. Proto se pozoruje deficit těles s průměrem 4 km a naopak jejich přebytek pro tělesa s rozměrem ≈20 km. V protoplanetární mlhovině vzniklo z planetesimál nejvíce planetek s průměry v rozmezí 0,8 – 8 km, takže samy planetesimály mohly nanejvýš vyrůst na průměry ≈20 km.
M. Brownovi se podařilo určit střední hustotu poměrně velkého tělesa Edgeworthova-Kuiperova (EK) pásu 2002 UX25, jenž při průměru 650 km má hustotu jen 80 % hustoty vody za normálních podmínek. Přesto je to tuhé těleso, což lze vysvětlit jedině tím, že je dosti porézní, ale porozita sotva dosáhne 20 %. Skutečně velká (>1 tis. km) tělesa pásu EK však mají hustoty 1,5x vody! Zdá se, že rozhraním pro porozitu je průměr planetky 350 km; nad touto hranicí dochází k samovolnému stlačení vzduchových pórů a tím začne hustota objektu růst.
V září 2007 byla právě dvě století po objevu planetky Vesta H. Olbersem vypuštěna kosmická sonda Dawn (NASA), která se stala dočasnou oběžnicí planetky mezi 16. červnem 2011 a 5. zářím 2012. Poté se sonda vydala pomocí iontového pohonu k trpasličí planetě (1) Ceres. První výsledky vědeckého zkoumání Vesty pomocí sondy Dawn zveřejnil v listopadu 2013 vědecký časopis Meteoritics and Planetary Science v celkem 16 vědeckých pracích, které přirozeně znamenají převrat ve výzkumu samotné planetky, ale i v širších souvislostech týkajících se historie vzniku a vývoje planetární soustavy Slunce.
M. Jutzi aj ukázali, že na základě pozorování planetky (4) Vesta sondou Dawn je zjevné, že jde o původní exemplář basaltické protoplanety, z nichž se pak tvořily planety Sluneční soustavy. Planetka má železné jádro, obsahuje také krystalicky vázanou vodu. Neměla však ani oceány, ani vulkány nebo atmosféru, takže je vskutku zachována v původním stavu. Na jejím povrchu byly identifikovány minerály howardit, eucrit a diogenit, které známe z meteoritů HED nalézaných na Zemi, kde ve sbírkách představují asi 6 % z celkového počtu meteoritů. Dvě století po objevu planetky se tak potvrdila domněnka z r. 1970, že meteority HED pocházejí z Vesty.
Velmi důležitým svědectvím o poměrech v dávných dobách Sluneční soustavy je objev dvou obřích impaktních pánví na jižní polokouli Vesty, Venetia o průměru 400 km staré asi 2 mld. let a mladší (před ≈1 mld. let) Rheasilvia, jakož i vysoká četnost menších impaktních kráterů z období před 4,1 – 3,4 mld. Za tyto úkazy mohou nejspíš obří planety Jupiter a Saturn, které prodělaly před 4,1 mld. let dráhové migrace a tím měnily výstřednosti drah úlomků planetek, jež následně dopadaly i na Vestu vyššími rychlostmi, a zanechávaly v kůře planetky výrazné jizvy.
Podle E. Ammannita aj. je překvapením vysoké zastoupení minerálu olivínu na severní polokouli planetky, kde je zhruba napůl promíchání s howarditem. Nachází se zejména na stěnách impaktních kráterů a v paprscích vystřeleného materiálu kolem kráterů. Odborníci předpokládali, že na povrchu Vesty bude olivín vzácný, a pokud se vůbec někde najde, tak jedině ve zmíněných obřích impaktních pánvích, které mohly prorazit kůru až do svrchního basaltického pláště, kde bývá olivín hojně zastoupen. Přitom v meteoritech HED nalezených na Zemi je olivín zastoupen vzácně.
V. Carruba se zabýval vlastnostmi čtvrté největší a nejhmotnější planetky hlavního pásma, kterou je (10) Hygiea, objevená A. de Gasparisem v r. 1849. Planetka patří do třídy C (silné zastoupení karbonátů na povrchu těles), takže má velmi nízké albedo 7 %, ale zato velkou hmotnost (9.1019 kg) i rozměry (530 x 407 x 370 km3). Obíhá ve vnějším pásu planetek po dráze s velkou poloosou 3,14 au a výstředností 0,14 v periodě 5,6 roků. Představuje hlavní těleso početné rodiny planetek, protože představuje 90 % hmotnosti celé rodiny. V době, kdy je Zemi nejblíže, dosahuje jasnosti 9 mag a během přísluní se její povrch ohřívá až na -26 °C
M. Jutzi aj. uvedli, že sonda Rosetta (ESA) objevila pomocí kamer aparatury OSIRIS v červenci 2010 během průletu kolem planetky (21) Lutetia velké množství impaktních kráterů kolem severního pólu planetky. Největší z nich má průměr 34 km a vznikl poměrně nedávno následkem rychlé (5 km/s) srážky s projektilem o průměru 2,3 km.
D. Jewitt aj. se věnovali interpretaci pozorování podivuhodné planetky-komety P/2010 A2, objevené 6. ledna 2010 díky nápadnému prachovému ohonu. Planetku snímkoval HST kamerou WFC3 mezi 25. lednem a 29. květnem 2010 a autoři z rozboru snímků a dalších dat usoudili, že miniplanetka o průměru 120 m se srazila s kamenným meteoritem o průměru 3 m vzájemnou rychlostí asi 5 km/s někdy v únoru či březnu 2009. Srážka způsobila vymrštění prachového oblaku o hmotnosti ≈5 tis. tun, což znamená, že miniplanetka přišla o 10 % své hmotnosti. Během čtyř měsíců byly prachové částice s poloměrem <3 mm odvanuty tlakem slunečního záření, zatímco větší částice přetrvávají ve chvostu poškozené miniplanetky. Autoři odtud usoudili, že podobné srážky jsou poměrně četné a průběžně obohacují pás zodiakálního světla. Naproti tomu J. Agaralová aj. změřili na citovaných snímcích úkazu z HST rychlosti vzdalování malých úlomků od planetky 2010 A2 tempem 0,02 – 0,3 m/s, přičemž úniková rychlost z jejího povrchu činí 0,08 m/s. Odtud usoudili, že spíše než o srážku s meteoritem byl příčinou úkazu únik prachu z povrchu planetky odstředivou silou vyvolanou kritickou rychlostí její rotace.
Koncem srpna 2013 objevila robotická soustava čtyř 1,8m robotických dalekohledů PanSTARRS na Havaji další podivuhodný kometární objekt P/2013 P5. Vzápětí ho snímala kamera HST a tak se ukázalo, že objekt má celkem 6 prachových kometárních chvostů, jejichž vzhled se rychle měnil v čase. Podle D. Jewitta aj. objekt zapadá svými charakteristikami (podobně jako P/2010 A2) do hlavního pásu planetek. Má střední poloměr 0,24 km, a i když nelze zcela vyloučit, že stal obětí srážky s rychlým menším astronomickým projektilem, je v tomto případě pravděpodobnější, že planetka se roztočila na kritické otáčky působením tlaku záření a v proměnlivých epizodách odvrhuje odstředivou silou prach z povrchu do tvaru vícečetných kometárních chvostů. Autoři odhadli, že tak během léta 2013 planetka ztratila asi 1 kt materiálu.
Když se ukázalo, že infračervená družice WISE se báječně hodí k objevování planetek ve Sluneční soustavě, byla její činnost prodloužena v září 2010, kdy se vyčerpala kryogenika, v rámci projektu NEOWISE. Přednostním cílem prodloužení projektu je objevovat v pásmech 3,4 a 4,6 μm planetky, které křižují dráhu Země. Do února 2011 tak WISE a NEOWISE pozorovala více než 158 tis. planetek, z toho 34 tis. nově objevených, mezi nimi 135 křížičů. Navíc pozorovala 21 komet. Poté byla hibernována do konce listopadu 2013. Od té doby je znovu v provozu nejméně na tři roky s cílem určovat především dráhy, rozměry a albeda křížičů.
Celkový počet identifikovaných (očíslovaných) planetek přesáhl koncem roku 2013 hranici 350 000 a dále lineárně roste s časem. Zdalipak astronom Franz Xaver von Zach (1746-1826) byl mohl tušit, co způsobí jeho nápad zřídit mezinárodní Nebeskou policii při konferenci vybraných odborníků v Gothě v r. 1798, svolanou s cílem systematicky hledat "chybějící planetu" mezi Marsem a Jupiterem?
P.Kuchynka a W. Folkner přišli s naprosto nečekanou metodou, jak zpřesnit určování hmotnosti planetek. Jejich poměrně nízká hmotnost se totiž zjišťuje obtížně klasickými prostředky nebeské mechaniky. Až dosud se podařilo takto určit s chybami <35 % hmotnosti pouhých 27 planetek a velmi hrubé odhady máme jen pro dalších asi 70 planetek. Autoři si uvědomili, že od r. 1999 lze díky soustavným měřením poloh Marsu pomocí oběžných sond Mars Global Surveyor (1997-2006), Mars Odyssey (2001-dosud) a zejména Mars Reconnaissance Orbiter (2006-dosud) průběžně získávat hodnoty okamžité vzdálenosti Marsu od Země s neuvěřitelnou přesností ±1 m!
Mars je přitom docela blízko k hlavnímu pásu planetek a jeho přesná poloha je na gravitační poruchy od blízko prolétajících planetek velmi citlivá. Díky přehlídce infračervené družice WISE jsou nyní známy průměry asi 100 tis. planetek. Autoři se proto zaměřili na 3,7 tis. planetek s průměry >20 km, z toho dokonce na 200 objektů TNO. Podařilo se jim tak z poruch Marsovy dráhy určit hmotnosti 343 planetek, které dohromady dávají asi 90 % hmotnosti hlavního pásu. Podle těchto měření má hlavní pás hmotnost 13.10-10 M☉, tj. 4,3.10-4 Mz, resp. 0,035 hmotnosti Měsíce. Dřívější odhady dávaly hmotnosti o 40 – 150 % vyšší. S ohledem na objev Edgeworthova-Kuiperova pásu se tedy ukazuje, že název "hlavní pás" pro planetky na drahách mezi Marsem a Jupiterem by měl být opuštěn; hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu se odhaduje na >0,1 Mz a jeho rozsah je asi 20krát větší než rozsah pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem.
Zato selhávají pokusy nalézt další pás drobných těles uvnitř dráhy planety Merkur, kterým se obvykle říká vulkanoidy. (V XIX. stol. se U. Le Verrier pokoušel hypotézou o planetě Vulkán obíhající tak blízko Slunce, že je technicky nemožné ji pozorovat ze Země, vysvětlit přebytek stáčení přísluní Merkuru; exces se však podařilo vysvětlit A. Einsteinovi, když formuloval v r. 1915 obecnou teorii relativity.) A. Steffl aj. využili kamer na páru družic STEREO k prohlídce interiéru dráhy Merkuru, a nenašli známky žádného objektu s rozměrem >5,6 km. Stále sice ještě zbývá možnost, že blízko Slunce se pohybuje až něco přes 70 vulkanoidů s průměrem >1 km, ale nepřímé důkazy takovou možnost prakticky vylučují.
R. Martinová a M. Livio soudí, že obecně mohou pásy planetek vznikat v okolí hvězd poblíž tzv. sněhové čáry, kde už veškerá voda zmrzla. Za jejich existenci bývá zodpovědná obří planeta, která vznikla až za sněhovou čarou a zabránila tak vzniku větší kamenné planety mezi sebou a sněhovou čarou. Takto umístěné obří planety nejsou však příliš početné, a navíc ještě narušují stabilitu planetárních soustav svou migrací směrem k mateřské hvězdě. To obecně snižuje pravděpodobnost obydlitelnosti kamenných planet před sněhovou čarou. Autoři však připouštějí, že výskyt planetek v oblasti sněhové čáry se může kamenným planetám před sněhovou čarou hodit, neboť impakty planetek mohou přinášet planetám vodu a další organické látky vhodné pro následný vznik života na planetách.
B. Timerson aj. zorganizovali 19. ledna 2012 na severovýchodě USA pozorovací kampaň sledování zákrytu hvězdy HD 70920 (8 mag) Trojánem (911) Agamemnon (16 mag). Jeden z pozorovatelů využívající 0,36m reflektor natočil celý průběh zákrytu na video. Zpracováním všech pozorování se podařilo odhalit vejčitý tvar planetky s osami 191 x 144 km a objevit i jejího průvodce o průměru 3 – 10 km, jenž obíhá ve vzdálenosti 278 km od planetky (úhlová vzdálenost 0,9 obl. milivteřiny). K případnému zobrazení průvodce nestačí tedy ani teleskopy třídy VLT vybavené adaptivní optikou. Průvodce ovšem nebyl objeven při předešlých zákrytech hvězd v březnu 2000 a květnu 2004. Úhlový průměr kotoučku hvězdy jim vyšel na (0,5 ± 0,1) obl. milivteřin v dobré shodě s očekáváním (0,6 obl. milivteřin). Zatím známe jen dva Trojány Jupiteru, které mají solidní průvodce: (624) Hector (průměr 225 km) má průvodce o průměru (10 – 15) km a (617) Patroclus-Menoetius je dvojplanetka s průměru složek ≈100 km.
T. Grav aj. zveřejnili výsledky přehlídky Jupiterových Trojánů uskutečněné v posledních letech infračervenou družicí WISE/NEOWISE v letech 2009-2011. Družice potvrdila existenci 1 750 Trojánů, přičemž jejich výskyt v Lagrangeových bodech L4 a L5 není rovnoměrný. V okolí vedoucího bodu L4 se nachází o 40 % více planetek, než v okolí vlekoucího se bodu L5. Konvence pro pojmenování větších Trojánů přitom přiřazuje planetkám v bodě L4 proslulým útočníkům v Trojské válce, zatímco obránci se soustřeďují kolem bodu L5. Pro 400 Trojánů se podařilo díky WISE určit i jejich barvy, které nesouhlasí s barvami objektů TNO. Proto autoři usuzují, že Trojáné Jupiteru patří k vůbec nejstarším dochovaným objektům Sluneční soustavy, takže by se vyplatilo poslat k nim kosmickou sondu a zkoumat jejich vlastnosti zblízka, popřípadě in situ.
D. Nesvorný aj. ukázali, že Trojáni Jupiteru jsou pozůstatkem daleko početnější populace planetesimál z období rané Sluneční soustavy, takže jejich výskyt umožňuje zpětně propočítat, co se s planetesimálami stalo v mezidobí, a zejména jak hmotný byl původní planetesimální disk. Autoři ukázali, že na nestejné populaci Jupiterových Trojánů v bodech L4 a L5 se podepsaly skoky v rychlosti migrace Jupiteru a Saturnu vlivem přeskoku poměru oběžných period z rezonance 2:1 na 2,3:1 v době 5,7 mil. let od začátku simulovaného dráhového vývoje obou obřích planet. Velká poloosa dráhy Jupitera se tak skokově zkrátila z původních 5,5 au na současných 5,2 au vinou setkání s hypotetickou 5. obří ledovou planetou, jež během této interakce opustila Sluneční soustavu. Autoři odhadli, že původní hmotnost disku planetesimál dosahovala 14 – 28 Mz, takže dnešní "hlavní pás" planetek představuje nepatrný zbytek tak hmotné původní populace těles mezi Marsem a Jupiterem. Autoři také odhadli, že průměrné rozměry planetesimál se pohybovaly kolem 80 km a albedo jejich povrchů asi 7 %.
M. Aleksander aj. nalezli pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea první Troján Uranu 2013 QF99, paradoxně během systematické přehlídky hledání Trojánů Neptunu (o Uranu se soudilo, že nemůže mít stabilní Trojány kvůli různým gravitačním poruchám zejména od Jupiteru a Saturnu). Nový objekt má průměr asi 60 km, je od Slunce vzdálen 19 au a nachází se opodál Lagrangeova bodu L4. Výpočty však naznačují, že jeho dráha je metastabilní, takže nejpozději za 1,7 mil. let opět unikne do volného prostoru mezi Saturnem a Uranem, kde se ostatně nacházejí všichni Kentauři.
A. Parker aj. objevili Troján 2011 HM102 Neptunu během pozorovacího programu, jehož cílem je nalézt v Edgeworthově-Kuiperově pásu vhodného kandidáta pro sondu New Horizons poté, co proletí kolem trpasličí planety Pluta. Troján Neptunu se nachází v okolí Lagrangeova bodu L5 , což je teprve druhý Neptunův Troján v tomto bodě. Na objevu se podílely velké dalekohledy Magellan, Subaru a CFHT. V době objevu byl objekt vzdálen 27,8 au od Slunce. Sklon 29° jeho dráhy vůči ekliptice představuje nový rekord pro Trojány.
Dátum poslednej zmeny: 17. septembra 2015