Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 06. novembra 2015
Křižující miniplanetka 2012 DA14 proletěla kolem Země 15. února 2013 přesně podle výpočtu. První snímek planetky při jejím přibližování pořídil M. Mašek pomocí dálkově ovládaného českého robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině 15. února 2013 v 0:53 UT. Nejblíže Zemi byla v 19:25 h UT, kdy se pohybovala úhlovou rychlostí 0,8°/min. Jak uvedli J. de Léon, přiblížila se v té chvíli k povrchu Země na vzdálenost 27,7 tis. km; níže než probíhá geostacionární dráha. V té době ji už sledovaly velké teleskopy na Kanárských ostrovech a ve Španělsku, které pořizovaly nejenom optické, ale i infračervené světelné křivky a také spektra. Odtud se podařilo určit, že jde o planetku třídy L, tj. podobající se uhlíkatým chondritům. Její rotace před průletem nebyla přesně známa, ale po průletu se zrychlila na 9,0 h. Miniplanetka měla nepravidelný a protáhlý tvar s ekvivalentním průměrem 18 m a albedem 40 %.
N. Tějmurov aj. sledovali planetku na Šemachinské observatoři v Ázerbajdžánu po dobu půl hodiny, když se už od Země vzdalovala rychlostí 7,8 km/s stále ještě vysokou úhlovou rychlostí 0,7°/min. Podle jejich měření byla planetka v 19:49 h UT jen 27,55 tis. km nad Zemí a do 20:19 h UT se vzdálila na 34,43 tis. km. Za tu dobu urazila 13,7 tis. km. T. Tarai aj. měli možnost pozorovat planetku po dobu 2 h O,55m reflektorem japonské observatoře Saitama, a znovu i další noc po dobu celých 5 h. Určili odtud amplitudu červené světelné křivky 1,6 mag, kterou způsobily dva překládající se efekty, tj. vlastní rotace planetky a změny fázového úhlu. Po jejich rozpletení dostali periodu rotace planetky 11,0 h. Potvrdili také vysoké optické albedo jejího povrchu.
J. Giorgini aj. ukázali na základě všech dosud vykonaných pozorování potenciálně rizikové planetky (99942) Apophis o průměru ≈0,3 km (!), objevené v r. 2004, že nás určitě mine jak 13. dubna 2029, tak i v r. 2036. K vyloučení druhého data srážky totiž přispěla radarová pozorování na observatoři Arecibo z počátku r. 2013, kdy Apophis proletěla kolem Země v minimální vzdálenosti 14,5 mil. km. Podle výpočtů autorů se v r. 2019 Apophis přiblíží k povrchu Země na 32 tis. km. Bude ovšem snadno pozorovatelná očima jako pohybující se objekt 3 mag. Současně se ale zdaleka vyhne rizikové "klíčové dírce" o šířce pouhých 600 m. Kdyby se totiž do dírky strefila, tak by to znamenalo srážku se Zemí 13. dubna 2036. Ve skutečnosti se v tom roce přiblíží k Zemi nanejvýš na 23 mil. km, a spíše ještě dále.
I. Wlodarczyk aj. na základě 4 tis. optických poloh Apophisy a dalších radarových měření z druhé poloviny března 2013 propočítali budoucí dráhy planetky až do r. 2110. Vyšla jim teoretická možnost srážky planetky se Zemí 15. října 2068, kdy by se střetla se Zemí v oblasti jižního Atlantiku.
Dalším potenciálně nebezpečným křížičem je objekt 2013 UQ4, jenž proletí přísluním 5. července 2014 ve vzdálenosti 1,08 au od Slunce. Má velkou výstřednost dráhy 0,98 a retrográdní dráhu se sklonem 145° k ekliptice. Vzhledem k nízkému albedu 4 % má patrně docela obří průměr 19 km, a není to přitom kometa. Od počátku září do počátku prosince 2013 byla v mezinárodní kampani proměřována světelná křivka křížiče (8306) Shoko. Tak se podařilo objevit, že jde o dvojplanetku s poměrem velikostí 1:0,4 a oběžnou dobou složek 36 h. Zatímco primární složka rotuje v periodě 3,35 h, sekundární složka jeví rotaci vázanou s oběžnou dobou. Velmi pravděpodobně se původně jediná planetka rozpadla před 300 – 600 tis. lety.
Docela velká planetka 1998 QE2 (průměr 3 km!) proletěla podle radarových pozorování pomocí 70m paraboly v Goldstonu v Kalifornii 31. května 2013 ve zcela bezpečné vzdálenosti necelých 6 mil. km od Země. M. Brozovicová aj. přitom zjistili, že kolem hlavního tělesa obíhá satelit o průměru 600 m, což obecně zvyšuje nebezpečnost takových párů, protože jednak se jejich budoucí dráhy dají hůře zpřesňovat a hlavně případný pád obou těles na Zemi by byl významně drsnější svými následky. Podle dosavadní statistiky má svůj satelit každá sedmnáctá planetka s průměrem nad 200 m.
T. Mueller aj. sledovali planetku (308635) = 2005 YU55 během jejího těsného průletu kolem Země 8. listopadu 2011, kdy se k nám přiblížila na vzdálenost 327 tis. km. Planetku sledovali pomocí řady přístrojů na Zemi i kosmickým teleskopem Herschel v rozsahu vlnových délek 0,009 – 1,3 mm a měření dále zkombinovali s pozorováními radarem a adaptivní optikou na velkých dalekohledech. Zjistili, že planetka má prakticky kulový tvar o průměru 305 m a albedo jen 5,5 %. Rotuje retrográdně, ale periodu rotace se nepodařilo stanovit, takže se nejspíš převaluje. Geologicky se podobá planetce (25143) Itokawa, takže představuj hromadu sutě. Jde o druhý nejbližší pozorovaný průlet řádově stametrové planetky kolem Země; vůbec nejbližší průlet podobně velké planetky ve vzdálenosti jen 190 tis. km od Země byl pozorován v r. 1976.
S. Naidu aj. využili radarů v Arecibu (vlnová délka 126 mm) a Goldstonu (vlnová délka 35 mm) k proměření tvaru a zpřesnění dráhy rizikové planetky (162421) = 2000 ET70 během jejího těsného průletu u Země v únoru 2012. Lineární rozlišení na radarových snímcích dosáhlo až 15 m a na optických snímcích 100 m. Tak se ukázalo, že planetku lze přibližně popsat jako trojoosý elipsoid s rozměry 2,6 x 2,2 x 2,1 km3. Planetka rotuje retrográdně v periodě 9,0 h a má extrémně nízké albedo 2 %. Na jejím povrchu byly rozlišeny povlovné srázy se sklonem <30°. Nejdůležitějším výsledkem je ovšem zpřesnění dráhy pro období let 460 - 2813 n.l. Je tedy jisté, že do začátku 29. století se planetka netrefí do Země.
H. Campins aj. připomněli, že planetka (162173) = 1999 JU3, která byla vybrána za cíl nové japonské sondy Hayabusa 2, jež má k planetce doletět v r. 2020, je vskutku potenciálně nebezpečným křížičem o průměru ≈1 km a s nízkým albedem 7 %. Pochází z vnitřního pásu planetek, ale v současné době má velkou poloosu dráhy jen 1,19 au, výstřednost dráhy 0,19, malý sklon k ekliptice 6° a oběžnou dobu 1,3 roku. To znamená, že v přísluní (0,96 au) křižuje zemskou dráhu a patří k typickým členům nejnebezpečnější rodiny planetek Apollo. N. Murdochová aj. upozornili, že přistání kosmické sondy na křehké planetce (hromadě sutě) může na povrchu planetky vyvolat lavinu!
M. Nolan aj. sledovali v letech 1999 a 2005 opticky i pomocí radarů na observatořích Arecibo a Goldstone těsné průlety planetky (101955) Bennu a odtud zjistili, že planetka má přibližně tvar trojosého elipsoidu s rozměry 565 x 535 x 508 m3, a pomalu rotuje v periodě 4,3 d. Bennu je cílem kosmické sondy OSIRIS-REx (Origins Spectral Interpretation Resource Identification Security - Regolith Explorer), jež má odstartovat v září 2016, aby se stala dočasnou oběžnicí planetky v r. 2018. Po zevrubném průzkumu povrchu planetky z nízké oběžné dráhy má pak sonda velmi zvolna sestoupit do výšky 5 m nad povrch planetky a vysunout rameno, jež nabere z povrchu planetky malé vzorky horniny a prachu. Návrat vzorků na Zemi je naplánován na r. 2023.
Ačkoliv je riziko od planetek, které křižují zemskou dráhu snad nejvýznamnější hrozbou kosmického původu, preventivnímu objevování a zpřesňování budoucích drah křížičů se věnuje málo astronomů a prostředků. Jak uvedl P. Scheirich, první soustavnou přehlídku Spacewatch začali v r. 1982 v USA na observatoři Kitt Peak pomocí 0,9m reflektoru a posléze ji doplnil i 1,8m reflektor. Od r. 1995 následovala přehlídka NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking; 1m reflektory na Mt. Palomaru a na sopce Haleakala na ostrově Maui v Havajském souostroví; od r. 2001 1,2m Oschin Schmidt na Palomaru; ukončena 2007) V r. 1997 se přidala velmi úspěšná přehlídka LINEAR (LIncoln Near-Earth Asteroid Research; White Sands, Nové Mexico) se dvěma 1m širokoúhlými reflektory a posléze třetím 0,5m zrcadlem. O rok později začala klíčová přehlídka Catalina (1,5m reflektor na Mt. Lemmon a 0,7m Schmidt na Mt. Bigelow, Arizona) a LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth-Object Search; 0,6m Schmidt) ve Flagstaffu (Arizona; ukončena 2008), a dvě přehlídky v Austrálii (0,5m Schmidt a UKST 1,2m Schmidt, Siding Spring). Nejnovějším (2010) a nejvýkonnějším přírůstkem se stal 1,8m reflektor PS1 systému PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) na sopce Haleakala se zorným polem 3° snímaným v pěti barevných filtrech kamerou o kapacitě 1,4 Gpix! Odtud lze sledovat během roku 73 % oblohy. Každou jasnou noc lze pokrýt snímky asi 6 tis. čtv. stupňů oblohy, což znamená uložit do databáze asi 2 TB dat. Celá obloha se dá přehlédnout během 40 h expozičního času, takže během jedné lunace lze oblohu právě viditelnou z observatoře zobrazit čtyřikrát a tím odhalit jak řadu nových planetek, tak i krátkodobé variace jasnosti mnoha proměnných hvězd.
Kromě toho O. Vaduvescu aj. ukázali, jak velké bohatství údajů o blízkozemních planetkách obsahují digitální databáze středně velkých dalekohledů třídy 2m, které mívají širokoúhlé korekční systémy a tomu odpovídají mozaiku čipů CCD. Konkrétně jde o 2,2m reflektor ESO/MPG na La Silla (od r. 1999) a britský 2,5m Newtonův reflektor INT (od r. 1998) na Kanárských ostrovech, jež věnují část pozorovacího času přehlídkám v zorném poli o ploše přes 0,5 čtv. stupně. Autoři vytvořili velmi účinný výpočetní program pro dolování potřebných údajů o polohách křížičů a použili ho pro vytěžení 330 tis. snímků pořízených oběma přístroji od počátku přehlídky. Podařilo jim tak najít a určit dráhy 44 potenciálně nebezpečných křížičů a dalších 108 "bezpečných" křížičů. Nalezli tak řadu předobjevových snímků planetek, což umožnilo výrazně zpřesnit jejich dráhové elementy. Autoři dále zveřejnili aplikaci Mega-Precovery, která umožňuje podobným způsobem prohlížet celkem 28 podobných archivů, v nichž se nachází 2,5 milionů snímků.
Ze současných statistik vyplývá, že uvnitř dráhy Měsíce proletí kolem Země metrová mikroplanetka v průměru každých 12 minut, a že šestina křižujících planetek je podvojných (ty jsou v případě srážky nebezpečnější než osamělá tělesa). Astronomové však registrují jen jedno metrové těleso za měsíc, takže naprostá většina takto malých těles pozornosti uniká. Hranice rozměrů pro velkou katastrofu při drtivém dopadu na Zemi je dána průměrem kamenného tělesa >140 m. Odhaduje se, že rizikových těles těchto rozměrů je asi 20 tisíc, takže většina dosud objevena není. Přehlídka křížičů je víceméně úplná teprve pro tělesa s průměrem >1 km.
Pokud dojde k neočekávané srážce, jako tomu bylo u superbolidu Čeljabinsk, lze aspoň dodatečně získat údaje z celosvětové sítě sledovacích stanic CTBT (Comprehensive nuclear-Test-Ban-Treaty) řízenou centrálou ve Vídni, kterou provozují jaderné velmoci. CTBT má po celém světě 321 monitorovacích stanic a 16 laboratoří a o její financování se stará 183 států světa. Její provoz stojí ovšem ročně asi 100 mil. dolarů.
Jak uvedl časopis Nature, význam této sítě nelze podceňovat, protože dokud neexistovala, tak by právě Čeljabinsk byl mohl bezděčně vyprovokovat jaderný konflikt, kdyby si byl přispíšil o 30 a více let. Méně než 100 km od Čeljabinsku se totiž vyrábějí a skladují ruské jaderné pumy. Zkázonosný výbuch by byl tehdy téměř určitě považován sovětským vedením za jaderný útok, protože ještě neexistovaly mobilní telefony, internet, a zmíněná síť CTBT. Ostatně i v r. 2013 někteří ruští politici v první chvíli přišli s domněnkou, že USA nad Čeljabinskem testovaly nějakou novou tajnou zbraň. Dnes přirozeně existují také vojenské monitorovací stanice pro detekci všech větších výbuchů nejenom v atmosféře, ale i na zemi či v podzemí. Donedávna měli astronomové v případě superbolidů dodatečný přístup k datům o jejich průletu atmosférou. Tato éra však skončila, jelikož vojenské štáby jakékoliv - byť i dodatečné - uvolnění dat astronomům odmítají, protože by se tak prozradily údaje o rozlišovací schopnosti a důkladnosti takových sledování.
K dosavadní webové adrese o potenciálně rizikových planetkách, kterou už delší dobu provozuje NASA (neo.jpl.nasa.gov/risks/) díky laboratoři JPL, přibyla od září 2011 obdobná stránka ESA (newton.dm.unipi.it/neodys/) na webu Univerzity v italské Pise.
Minimálně kometou desetiletí se měla stát kometa C/2012 S1 ISON, jež byla objevena ve velké vzdálenosti od Slunce (6,3 au). Kometu objevili pomocí dálkově ovládaného 0,4m reflektoru v Kislovodsku astronomové-amatéři Vitali Něvskij a Artjom Novičonok 21. září 2012 v rámci mezinárodního projektu ISON (International Scientific Optical Network). Počátkem r. 2013 byly však pozorovací podmínky pro její sledování nepříznivé, protože její jasnost se zvyšovala jen pomalu (15 – 13) mag a zmizela v červnovém soumraku. Na ranní obloze se objevila v půlce srpna jako objekt 11 mag; 3. října proletěla v těsné blízkosti Marsu a koncem měsíce dosáhla největší západní elongace od Slunce 53°. Očekávalo se, že již počátkem listopadu bude dobře viditelná očima a s chvostem dlouhým 10°. Přísluním ve vzdálenosti 1,2 mil. km od povrchu Slunce prošla 28. listopadu 2013, takže se očekávalo, že dosáhne maxima jasnosti -5 mag, a v prosinci měla být ráno viditelná na severní polokouli s jasností ≈ -1 mag. Jelikož však šlo o panenskou kometu, jež ke Slunci přiletěla z Oortova oblaku poprvé, byla sice její dráha spočítána přesně - šlo o typický otírač, ale zato její maximální jasnost a rozměry chvostu se od předpovědi velmi lišily.
Podle K. Meechové aj. se podařilo kometu najít na předobjevových snímcích přehlídkového teleskopu PanSTARRS již od 30. září 2011, kdy byla kometa ještě 9,4 au od Slunce. Do června 2013 pořídily mnoho snímků komety velké dalekohledy, zejména 2,2m reflektor Havajské univerzity a 8,2m reflektor Gemini-N na Mauna Kea, dále 1,8m reflektor na Lowellově observatoři v Arizoně, 1,2m zrcadlo na Calar Alto atd. Radioteleskop JCMT hledal už v březnu 2013 ve vzdálenosti 4,5 au a v červnu ve vzdálenosti 3,35 au čáry CO a HCN, ale našel jedině čáry CO2. Aktivita komety rostla pomalu od konce r. 2011 až do poloviny ledna 2013, kdy byla kometa 5 au od Slunce. Pak však začala poněkud překvapivě klesat až do června 2013. Během této epizody se na aktivitě komety nejvíce podílely molekuly CO. Podle J. Bortleho je pokles aktivity typický pro panenské komety, protože vrchní vrstvy těkavých látek se již odpaří a spodní jsou spíše inertní. Proto nakonec jsou pozorovatelsky vděčnější již ostřílené komety, které se dostaly vícekrát do těsné blízkosti Slunce, jako jsou právě periodické komety Halley, West nebo Bennett.
Jak uvedli L. O'Rourke aj., kometu ISON sledoval rovněž infračervený kosmický teleskop Herschel v březnu 2013, kdy se kometa nacházela 4,5 au od Slunce a 30m radioteleskop IRAM až do dubna 2013, kdy se kometa přiblížila na 4,2 au od Slunce. Tato měření umožnila zpřesnit průměr jádra komety na 4 km. Ve spektru komety se v té době ještě nevyskytovaly pásy vodní páry, a i množství vyvrhovaného CO bylo poměrně nízké (3.1027 mol/s). HST pozoroval kometu pomocí kamery WFC3 10. dubna 2013 a odtud se podařilo určit přibližný rozměr jádra (5 km) a velikost komy (5 tis. km). Na snímku z 9. října pak bylo vidět stále nedotčené jádro, komu modrozelené barvy a načervenalý chvost.
Počátkem listopadu objevil spektrograf NIRSPEC na 10m teleskopu Keck II ve spektru komety vodní páru, methan, kyanovodík a oxid uhelnatý; dále též organické molekuly (CH3OH; C2H6). Jasnost komety ve vzdálenosti 1,1 au od Země a 0,8 au od Slunce přitom stoupla na 10 mag. Brzy potom dosáhla teplota na povrchu jádra 330 K ve vzdálenosti 0,7 au a kometa se rychle zjasnila na 1,5 mag. V říjnu 2013 se M. Knight a a K. Walsh pokusili předpovědět, zda jádro komety těsný průlet u Slunce vůbec přežije. Podle výpočtů obou autorů největším rizikem pro jádro nejsou sluneční slapy, ale rychlost a směr rotace jádra, tj. rychle prográdně rotující jádro se zničí sublimací. Na základě předešlých pozorování však autoři usoudili, že hlavní složka jádra komety průlet přežije.
V době průletu přísluním sledovala kometu sonda SOHO. Kometa se začala zjasňovat až na -2 mag a pak zmizela v centrálním zástinu kamery. Tam po ní marně pátrala kamera EUV sluneční družice SDO (Solar Dynamics Observatory). Všeobecně se čekalo, že kometa nemůže průlet přísluním přežít, ale k úžasu astronomů se při odletu opět vynořila ze zástinu, ovšem ve zcela odlišném vzezření. Evidentně šlo spíše o oblak prachu, který vykazoval difuzní chvost ve směru kolmém k trajektorii oblaku. Oblak však postupně slábnul a rozplynul se. Jak poznamenal A. MacRobert, z komety IS-ON se stala kometa IS-OFF.
P. McCauley aj. sledovali v pásmech rentgenového a EUV záření pomocí družic SDO a Hinode předešlého otírače Slunce - kometu C/2011 W3 (Lovejoy) během průletu přísluním. Těsně po půlnoci UT 16. prosince 2011 prošla kometa přísluním ve vzdálenosti pouhých 140 tis. km (!) od povrchu Slunce, kdy svištěla rychlostí až 536 km/s. Její jasnost tehdy dosáhla až -4 mag. Po průchodu přísluním byla opět sledována družicí SOHO a sondami STEREO, takže průlet, byť značně ostrouhaná, přežila. Již 20 h po průletu přísluním ji zaznamenali astronomové amatéři v Kalifornii jako objekt -1 mag. Velmi instruktivní sérii snímků pořídil 1,5 d po průchodu přísluním J. Černý pomocí dálkově ovládaného robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera. Jádro se protáhlo do úsečky a z něho vybíhal jasný chvost. O den později se však podle Z. Sekaniny a P. Chodase jádro zcela rozpadlo a kometa se definitivně rozplynula.
D. Jewitt aj ukázali na základě pozorování HST, že kometu 311P/2013 P5 (PanSTARRS) nelze zařadit do standardní klasifikace aktivních těles v hlavním pásu planetek. Její dráhové parametry (a = 2,2 au; e = 0,12; i = 5°; per = 3,2 r) ji řadí mezi planetky vnitřního pásu, ale její aktivita nasvědčuje spíše kometární povaze, protože na snímcích HST je patrných 6 prachových vějířů připomínajících větrník, jenže jednotlivé listy větrníku se přidávaly postupně po dobu 5 měsíců. Nejde tedy o následky srážky ale spíše o rotační nestabilitu planetky, která rozmetává prach do svého okolí odstředivou silou. Na vysoké obrátky ji roztočily efekty tlaku záření. Planetka patří do rodiny planetek (8) Flora. Rodina vznikla srážkou větších planetek před necelou miliardou let.
H. Leroux a D. Jacob si všimli, že v aerogelovém lapači mikroskopických zrníček z komy komety 81P/Wild 2, jenž v návratovém pouzdru kosmické sondy Stardust přistál na Zemi v lednu 2006, ulpěly mikroskopické úlomky roztříštěných zrníček na vnitřních stěnách pouzdra. Zkoumali je pomocí transmisního elektronového mikroskopu a objevili tak chemicky navzájem provázané polykrystalické silikáty (olivín, pyroxen a spinel) jakož i sklovité chuchvalečky, které vznikly spečením roztaveného materiálu komety s aerogelem. Našli také miniaturní chondritická zrníčka submikronových rozměrů, které ještě před vytvořením jádra komety prodělala silný ohřev v nejranější fázi vývoje Sluneční soustavy.
Několik obsáhlých prací bylo věnováno výsledkům projektu Stardust/EPOXI, jak shrnuli M. A'Hearn aj. Stále dobře fungující kosmická sonda Stardust byla navedena na dráhu ke kometě P9/Tempel 1, na jejíž jádro narazil v červenci 2005 370kg měděný projektil, jenž vytvořil kráter a oblak prachu. Oblak však znemožnil průletové sondě Deep Impact pořídit kvalitní snímek impaktního kráteru. Proto byla sonda Stardust navedena počátkem ledna 2009 metodou gravitačního praku u Země na dráhu ke kometě Tempel 1 (projekt NExT = New Exploration of Tempel 1), kam úspěšně dospěla 15. února 2011 v době, kdy byla kometa 1,55 au od Slunce. Sonda se zhruba měsíc po průchodu komety přísluním přiblížila rychlostí 11 km/s k jádru komety na minimální vzdálenost 178 km a pořídila sérii snímků okolí umělého impaktního kráteru s rozlišením až 12 m/pix. Sondě došlo palivo pro ovládání trysek raketových motorků koncem března 2011 a obíhá bezvládně Slunce po dráze v periodě 1,5 r. V nejbližším století se nedostane k Zemi blíže než na 1,7 mil. km.
Podle J. Veverky aj. má jádro komety Tempel 1 poloměr 2,8 km, albedo povrchu 6 % a rotuje v periodě 41 h. Nerovnosti povrchu dosahují amplitudy 830 m. Průměr umělého impaktního kráteru činí 50 m, ale je možné, že se podstatně zmenšil po návratu částeček prachu, které se impaktem dostaly na balistické dráhy, a pak se vrátily zpět na povrch. Tloušťku sypkého materiálu v kráteru totiž odhadli na 15 m. S. Chesley aj. zjistili, že během každého průchodu přísluním se rotační perioda jádra zkracuje, protože asi 0,25 % povrchu jádra zabírají výtrysky, které jsou velmi aktivní v okolí přísluní a vlivem tepelné setrvačnosti se odehrávají na neosvětlené části jádra. Sublimace vodního ledu začíná již při teplotě 200 K. Z výtrysků totiž pochází asi 20 % prachových částic, přičemž v přísluní se do okolí jádra dostává až 260 kg materiálu za sekundu. Tento mechanismus rovněž přispívá k zasypávání umělého impaktního kráteru, takže není vyloučeno, že těsně po impaktu měl kráter průměr až 200 m.
Také kombinovaný projekt EPOXI (EPOCh = Extrasolar Planet Observation and Characterization + DIXI = Deep Impact eXtended Investigation) zamýšlený původně jako průlet kolem komety 85/Boethin dopadl úspěšně, ačkoliv se cílová kometa nečekaně rozpadla. Odborníci NASA dokázali najít jako vhodný cíl kometu 103P/Hartley 2 a rychle propočítat potřebné manévry gravitačního praku pomocí Země, takže stihli úpravu dráhy sondy v polovině listopadu 2007 a využili praků v r. 2008 a 2009 k přesnému navedení sondy k jádru komety. Průlet kolem komety 103P se uskutečnil 4. listopadu 2010 (týden po průletu přísluním) při rychlosti 12,3 km/s v minimální vzdálenosti 694 km od jádra, a ve vzdálenosti komety od Slunce 1,06 au. Podle P. Thomase aj. má jádro typický vzhled "kosti pro psa", přičemž jádro je osově souměrné a evidentně porézní, jelikož jeho střední hustota dosahuje jen 30 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Povrch jádra o objemu 0,8 km3 zabírá plochu 5,2 km2 a jeho efektivní poloměr dosahuje 0,6 km. J. Belton aj. zjistili, že jádro komety 103P rotuje v periodě 14 h, ale současně se převaluje podél hlavní osy psí kosti v periodě 27 h.
D. Schleicher aj. oznámili, že pomocí 4,3m teleskopu Discovery Channel Lowellovy observatoře v Arizoně na vrcholu Happy Jack (2,3 km) uskutečnili koncem února 2013 první vědecké pozorování, jež se týkalo velké komety 10P/Tempel 2, která se v té době blížila odsluní, jímž prošla v březnu 2013 ve vzdálenosti 4,7 au od Slunce. Z pozorování světelné křivky zjistili, že jádro má velmi nepravidelný tvar o rozměrech srovnatelných s Halleyovou kometou, ale na rozdíl od ní patří ke kometám Jupiterovy rodiny. Jádro rotuje prográdně v periodě 9,0 h a rotace se zvolňuje s tím, jak ubývá aktivita jádra.
Odborníkům stále nedá spát spektakulární výbuch komety 17P/Holmes, jenž proběhl v říjnu 2007, tedy pět měsíců po průchodu komety přísluním, ve vzdálenosti 2,4 au od Slunce. M. Ishiguro aj. ukázali, že před výbuchem, který zjasnil kometu během jediného dne zhruba půlmiliónkrát (!), bylo na povrchu jádra jen 0,6 % plochy činných výtrysků prachu, zatímco při výbuchu se tato plocha zvětšila až 50krát! Autoři odhadli, že během gigantického výbuchu přišla kometa o 76 m tloušťky povrchových vrstev. Jádro však zůstalo aktivní ještě ve vzdálenosti 4 au od Slunce, kdy se z povrchu komety uvolňovala mikronová až milimetrová prachová zrníčka tempem >170 kg/s. (V odsluní je kometa vzdálena 5,2 au, takže patří rovněž do Jupiterovy rodiny.)
J. Rao ukázal, že jasné komety viditelné dobře očima se vyskytují zcela náhodně. Od počátku XX. stol. do konce r. 2012 se na obloze objevilo 25 jasných komet, čili v průměru jedna za 4,5 roku. Z nich 11 dosáhlo kolem přísluní záporných hvězdných velikostí. V letech 1928-1941 však nebyla na nebi žádná očima viditelná kometa. Rekord drží kometa 1965 S1 (Ikeya-Seki), která se otřela o Slunce a přitom dosáhla neuvěřitelné jasnosti -15,0 mag. Druhou nejjasnější kometou byla kometa 1927 K1 (Skjellerup-Maristany): -6 mag a bronz získala kometa 2006 P1 (McNaught).
Z. Sekanina a R. Kracht upozornili, že četnost jasnějších komet otírajících se o Slunce a řazených do Kreutzovy rodiny se začíná v posledních letech zvyšovat. Zatímco po dlouhou dobu přicházely tyto komety do přísluní průměrně jednou za rok, v poslední době pozorujeme otírače jasnější než 3 mag v průměru 4,6krát ročně, a pokud jde o komety jasnější než 2 mag 4,3krát ročně. Autoři proto předpověděli, že vysoce pravděpodobně se blíží do přísluní hlavní roj Kreutzovy družiny a během několika desetiletí by se mohla dostavit i poněkud otrhaná obří Matka kometa...
D. Jewitt v přehledovém článku připomněl, že dnes už nové komety ve Sluneční soustavě nevznikají; naprostá většina je však stále uložena u ledu při teplotě -260° C v Oortově oblaku komet. Jen o něco málo tepleji (-230° C) se daří kometám v Edgeworthově-Kuiperově pásu (EKB). Jádra komet však vznikala původně mnohem blíže ke Slunci, jak o tom svědčí prachová zrníčka v kometárním materiálu, která prodělala v minulosti ohřev až na 1 tis. °C.
Komety z Oortova oblaku přicházejí ke Slunci vinou gravitačního působení při průchodu hvězd v blízkosti Slunce, ale také vinou stále působících galaktických slapů. Naproti tomu komety z EKB se dostávají do vnitřních částí Sluneční soustavy vinou poruch od obřích planet. Na povrchu aktivních komet se vyskytují průduchy, jimiž proudí ohřátý plyn a prach vytvářející posléze komu a chvosty. Průduchy obvykle pokrývají jen kolem 1 % povrchu; výjimkou je kometa 1P/Halley, jejíž průduchy zabírají 10 % povrchu. Stále zůstává záhadou, proč některé komety vybuchují a výbuchy přežívají, a jiné komety se zdánlivě bez příčiny rozpadnou před našima očima. Nejnadějnější vysvětleni, že ohřev velmi studeného amorfního ledu vede k jeho krystalizaci za uvolnění velkého množství energie, je sice možný, ale neplatí v pásu EKB. protože tam se nachází krystalický led. Jádra komet se mohou rozpadnout také příliš rychlou rotací, ale jádro komety 103P/Hartley 2 rotuje v periodě 18 h, což je ještě dost daleko od kritické rychlosti rotace pro kamenné těleso o poloměru 600 m.
M. Brož aj. využili tzv. Nicejského modelu dynamického vývoje Sluneční soustavy k odhadu přínosu kometárních jader do pásma planetek. V Nicejském modelu hrají klíčovou roli migrace obřích planet následující po rozpuštění protoplanetárního plynného disku, čímž lze uspokojivě vysvětlit, proč proběhlo pozdní těžké bombardování těles ve vnitřní části Sluneční soustavy, jak vznikl vzdálený Oortův oblak kometárních jader, Edgeworthův-Kuiperův pás, hlavní pás planetek a Trojáné Jupiteru a Neptunu. Autoři ukázali, že model poukazuje na poměrně rychlé rozptýlení kometárních jader v pásu EKB, což by mělo patrně ovlivnit hlavní pás planetek, kde bychom mohli odhalit důsledky kometárního bombardování rozptýlenými jádry. Na základě počítačových simulací pokrývajících vývoj pásu planetek během posledních 4 mld. let nalezli dobrý souhlas mezi četností kometárních bombardování a počtem 12 srážkových rodin planetek, jejichž mateřská tělesa měla rozměry >200 km. Simulace však naznačují, že by v hlavním pásu mělo být také přes sto srážkových rodin s mateřskými tělesy >100 km, což je v rozporu s pozorováním. Autoři navrhli různá řešení tohoto rozdílu, ale uzavírají svou studii konstatováním, že komety svým vpádem do pásma planetek zřejmě přispěly ke vzniku srážkových rodin větších planetek.
A. Waszczak aj. uveřejnili výsledky proměření poloh 220 tis. objektů hlavního pásu planetek za období od března 2009 do července 2012, což představuje plných 40 % současného počtu identifikovaných planetek hlavního pásu. Z 2 milionů měření objektů s průměrem >1 km odhalili existenci 626 nových objektů a kometární aktivitu u 115 objektů. Odtud jim také vyšla horní mez <33 aktivních komet na 1 milion planetek. Také I. Ferrín aj. hledali aktivní komety v hlavním pásu planetek. Ty se liší od komet Jupiterovy rodiny svým Tisserandovým invariantem >3,0, zatímco komety Jupiterovy rodiny vykazují invariant <3,0. Aktivní komety v pásu planetek mají odsluní <4,5 au. Je jich zatím známo 14, mezi nimi 2P/Encke, 133P/Scheila a (3200) Phaeton. Ve vzdálenosti 1 au dosahuje jejich povrchová teplota (325 ±5) K. Teplota se pak mění nepřímo úměrná odmocnině z okamžité vzdálenosti vyjádřené v astronomických jednotkách. Podle autorů se však v hlavním pásu nachází velké množství "Lazarových" komet, které sice dlouhodobě spí, ale mohou se znovu probrat k životu, když se přísluní jejich dráhy posune směrem ke Slunci.
A. Gulijev aj. propočítali možný vliv hustých meteorických rojů na fragmentaci kometárních jader. Nalezli v literatuře celkem 114 komet, u nichž bylo pozorováno postupné dělení kometárního jádra na více složek, popřípadě dokonce zánik komety (typ D). Konfrontovali jejich dráhy s dráhovými parametry 68 meteorických rojů z katalogu A. Cooka, a porovnávali uzly drah komet a rojů. Ve 24 případech rojů nalezli souhlas s průchodem rojů dolním uzlem a v 15 případech horním uzlem drah. Speciálně tak fungují Lyridy, Orionidy, sev. a již. Tauridy, Perseidy a Drakonidy.
Astronomy dlouho překvapovala sdělení laických pozorovatelů jasných bolidů, že souběžně s optickým jevem slyšeli zvuky většinou označované jako svisty. To nedávalo dobrý smysl, protože, jak známo, zvuk se v atmosféře Země šíří řádově miliónkrát pomaleji než světlo. Teprve kolem r. 1980 odborníci připustili, že nejde o halucinace. První záznam elektrofonického zvuku bolidu mikrofonem se zdařil až v r. 2002. Nejnověji A. Molina a F. Moreno podrobně zkoumali dva roje, jejichž bolidy často vydávají elektrofonické zvuky, a to Lyridy, jejichž mateřskou kometou je C/1861 G1 (Thatcher) s oběžnou dobou ≈415 let, a dále Perseidy, které mají mateřskou kometu 109P/Swift-Tuttle s oběžnou dobou 135 let. Autoři ukázali, že průlet pomalých bolidů jasnějších než -12 mag provází emise rádiových vln v pásmu VLF, které se přirozeně šíří rychlostí světla a při styku s překážkou se transduktují do akustického oboru. Jenže u zmíněného zvuku z r. 2002 zaznamenaného mikrofonem, nebyla pozorována žádná měřitelná emise vln v pásmu VLF! Naopak zase u jiného bolidu -8 mag byly pozorovány vlny VLF, ale zato žádný elektrofonický zvuk!
Autoři z toho všeho dovozují, že musí existovat více různých způsobů, jak elektrofonické zvuky vznikají. Pro Lyridy jim vyšlo, že klasické transdukce rádiového signálu na optický nastávají pro meteoroidy s průměrem 0,9 – 1,2 m. U Perseid vyšel minimální průměr 1,1 m při minimální hmotnosti 495 kg. Aby vše nebylo tak jednoduché, autoři objevili, že krátké svisty mohou produkovat i meteoroidy s rozměry 35 – 140 mm a hmotnostech pouhých 6 g! Autoři soudí, že na výskytu krátkých svistů se podílí okamžitý stav ionosférické vrstvy E ve výškách 90 – 150 km, jež během noci slábne, protože právě v těchto výškách začíná intenzivní interakce meteoroidu se zemskou atmosférou. Krátké svisty tak může vyvozovat rázová vlna v plazmovém obláčku, jenž vzniká při rychlém průletu meteoroidu řídkými vrstvami zemské atmosféry.
Na podivuhodnou provázanost různých oborů astronomie poukázalo zjištění, že v době činnosti Perseid se ve výšce ≈90 km nad Zemí zesiluje sodíková vrstva, která už desítky let slouží astronomům u dalekohledů vybavených adaptivní optikou k podstatnému zlepšení rozlišovací schopnosti zejména obřích dalekohledů zkoumajících objekty vzdáleného vesmíru. To znamená že během činnosti roje se zvyšuje jasnost umělých sodíkových "hvězd" vytvářených žlutými lasery a astronomové tak mohou pozorovat slabší objekty než v jiných obdobích roku.
P. Wiegert aj. objevili na základě pozorování kanadského třístaničního radaru CMOR (Tavistock, Ontario), že ve dnech 3.-5. prosince 2011 se zvýšila frekvence meteorů s radiantem v souhvězdí Kasiopeji až na 50 meteorů za hodinu. Výpočet dráhy poukázal na souvislost s vyhaslou kometou 3D/Biela, která v letech 1872 a 1885 vyvolala meteorické deště Andromedidy (jejich radiant byl ve skutečnosti v souhvězdí Kasiopeji!). Geocentrická rychlost vstupu meteoroidů do zemské atmosféry byla velmi nízká - jen 16 km/s, jejich průměrná vstupní hmotnost činila jen 5.10-7 kg, rozměry ≈1 mm a průměrná hustota 1,0násobku hustoty vody. Poruchový výpočet ukázal, že šlo o meteoroidy vyvržené z jádra komety při jejím návratu ke Slunci v r. 1649.
D. Janches aj. uveřejnili prvé výsledky rádiového pozorování meteorických rojů na jižní polokouli pomocí nového systému radarů SAAMER-OS (Southern Argentina Agile MEteor Radar-Orbital System; Rio Grande Tierra del Fuego; 68° z.d.; 34° j.š.). Systém nové generace, složený z 8 vysílacích antén s výkonem 60 kW a šířkou pásma 0,3 MHz pracující na frekvenci 32,5 MHz už od května 2008, má velmi dobré schopnosti získávat odrazy od meteorických stop i nízko nad obzorem. Autoři během prvních čtyř let činnosti pozorovali 32 různých meteorických rojů, které vykazují aktivitu alespoň po 3 dny. Z toho dva roje jsou nové. Od ledna 2012 začal radarový komplex měřit díky přidáním dvou dalších vzdálených radarů i průběh atmosférických drah meteorů.
R. Waryk aj. spustili v Kanadě automatický systém vizuálních a radarových pozorování meteorů CAMO (Canadian Automated Meteor Observation). To umožňuje v širokém zorném poli 30° pozorovat celkový přítok meteoroidů na Zemi pro meteory až do 5 mag. Kromě toho je v provozu citlivá kamera se zorným polem 20°, jež zachytí i meteory slabší než 7 mag. Třetí videokamera se zorným polem 1° dovoluje určit velmi přesné dráhy a rychlosti s přesností na desetiny procenta. Radianty rojů lze pak určovat s přesností ±0,01°. Širokoúhlé kamery pracují s přesností 3 % pro rychlosti meteoroidů a ±3° pro polohy radiantů. Plné 3/4 meteoroidů jeví během průletu atmosférou fragmentace různých typů.
L. Shrbený a P. Spurný vymysleli, jak lze určit lineární rychlost jasných bolidů i bez rotujícího sektoru, pokud se zdaří pořídit světelnou křivku průletu bolidu s vysokým časovým rozlišením nezávisle na snímku světelné stopy bolidu na fotografii. Synchronizaci obstarají fluktuace jasnosti bolidu, popř. jeho výbuchy, takže v rozsahu lineárních rychlosti 14,5 – 50 km/s lze tak určit průběh zpomalování bolidu s přesností na několik km/s.
J. Trigo-Rodríguez pozorovali v říjnu 2011 navzdory silně rušícímu Měsíci nápadné zvýšení aktivity říjnových Drakonid. Identifikovali několik krátkodobých zvýšení zenitové frekvence až na 400 met/h a určili jejich přesné radianty. Podle jejich pozorování přibylo na Zemi během 6 h kolem maxima roje 950 kg rozprášených částic roje. Autorům se podařilo určit, že pozorovali prachové vlečky komety 21P/Giacobini-Zinner, jež se vytvářely během průletů komety přísluním v letech 1873-1894, a následně též v r. 1900, kdy byla mateřská kometa roje poprvé pozorována Giacobinim. Kometa má oběžnou periodu 6,6 r, takže patří do Jupiterovy rodiny komet. Drakonidy předvedly nádherné meteorické deště v letech 1933 a 1946. Se Zemí se střetávají rychlostí 21 km/s. Podobně Q. Ye aj. pozorovali předpovězenou vyšší aktivitu Drakonid pomocí kanadského radaru CMOR, jenž zaznamenal 61 Drakonid z více stanic a 179 nasycených ozvěn z jedné stanice. Geocentrické rychlosti však vyšly o 2 – 3 km/s nižší než naznačovaly výpočty, hustota pozorovaných meteoroidů se pohybovala od 30 % do 300 % hustoty vody v pozemských podmínkách a hmotnosti v rozsahu 2.10-8 – 5.10-7 kg.
N. Brosch aj. využili třístaničního radaru EISCAT (European Incoherent SCATter), jehož radary se nacházejí v Norsku, Švédsku a Finsku a pracují v pásmu UHF na frekvenci 929,5 MHz, ke sledování meteorického roje Geminid v prosinci 2008. Následně v prosinci 2009 po maximu roje pozorovali sporadické meteory s cílem určit jejich geocentrické rychlosti. Z měření vyplývá, že všechny meteoroidy sporadického komplexu vznikly uvnitř sluneční soustavy, tj. že žádné z nich nepřicházejí z interstelárního prostředí.
J. Madiedo aj. zpracovali pozorování superbolidu Belmonte de Tajo (-20 mag) z 13. července 2012 (0h 4m UT), který pozorovalo mnoho očitých svědků nad středním a jižním Španělskem, a také osm stanic pozorovací sítě SPMN (SPanish Meteor Network). Odvodili tak dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě, která se podobá dráze Halleyovy komety, ale houževnatost meteoroidu o řád vyšší než u jádra komety odpovídá planetkám. Vstupní hmotnost meteoroidu odhadli na 1,7 t a střední rozměr na 1 m. Svítící dráha v trvání 3 s započala ve výšce 100 km a skončila 35 km nad Zemí. Zatím se sice nepodařilo najít žádné úlomky meteoritu na zemi, ale podle autorů jde o objekt typu Damocloid podle prototypu, jímž je planetka (5335) Damocles.
A. Olech aj. pozorovali 19. října 2012 pomocí 5 videostanic a jedné fotografické observatoře v severovýchodním Polsku jasný bolid PF 191012 Myszyniec, který dosáhl maximální jasnosti -14,7 mag ve výšce 77 km. Začal však svítit jako objekt kolísající kolem 1,5 mag v rekordní výšce 168 km. Poloha radiantu v Orionu odpovídá příslušnosti k pravidelnému meteorickému roji Orionid, jehož meteoroidy vstupují do zemské atmosféry vysokou rychlostí 66 km/s. V porovnání s ještě o něco rychlejšími Leonidami (71 km/s) jsou však tužší a hustší.
P. Babadžanov aj. nalezli mezi lety 2005-2008 šest planetek křižujících zemskou dráhu, jejichž dráhové parametry se podobají komplexu meteorických rojů chí- a δ-Sco a denních rojů β- a σ-Lib. Autoři odtud usoudili, že celý tento komplex vznikl před několika tisíci let rozpadem obří komety.
L. Neslušan aj. upozornili na propojenost komplexů meteorických rojů pocházejících od komety 96P/Machholz a od planetky 2003 EH1. Komplexy tvoří minimálně šest meteorických rojů, z nichž čtyři spadají mezi ekliptikální a dva mezi toroidální složku. Autoři v počítačových simulacích dynamického vývoje jednotlivých rojů dokázali společnou příbuznost pro řadu rojů (severní a jižní δ-Akvaridy, Kvadrantidy a denní Arietidy; možná i kappa-Velidy a α-Cetidy). Jižní Arietidy byly nejnověji pozorovány kanadským meteorickým radarem CMOR. Odtud se jednak daří potvrdit existence toroidální složky meteorických rojů a také příslušnost Kvadrantid k tomuto významnému komplexu. Dynamický vývoj drah celého komplexu ovládá Jupiter.
A. Sekhar a D. Asher zjistili, že dráhy meteorických rojů Orionid a Leonid ovlivňují dráhové rezonance s Jupiterem (1:6 a 5:14) a Saturnem (1:3 a 8:9). Započtení těchto vlivů na dráhu prachových stop příslušných rojů umožnilo objevit kompaktní stopy, jejichž dráhy ovlivňují obě planety .
J. Ebr uvedl v přehledovém článku, že na severní polokouli lze během roku sledovat očima 13 nočních meteorických rojů, které vstupují do zemské atmosféry geocentrickými rychlostmi 29 – 71 km/s (Leonidy). Rychlé (66 km/s) jsou také Orionidy a éta-Akvaridy. Pokud jde o roční přírůstek hmoty Země, tak hlavní podíl mají sporadické meteoroidy (200 tis. tun).
D. Burnett aj. zkoumali vzorky slunečního větru, které dopravil na Zemi přistávací modul sondy Genesis, která sbírala po dobu 29 měsíců vzorky různými typy detektorů v okolí bodu L1 soustavy Slunce-Země. Plánované měkké přistání modulu se sice nezdařilo; modulu se neotevřel padák, takže dopadl 8. září 2004 rychlostí 311 km/h do přistávacího koridoru ve vojenské základně v Utahu. Posléze se ale ukázalo, že tvrdé přistání jednotlivé detektory dobře přežily. Autoři pečlivým a časově náročným zpracováním zastoupení izotopů zjistili, že sluneční vítr obsahuje více lehkých izotopů prvků dusíku, než se očekávalo. Také zastoupení izotopů O, N, Ar a Kr je velmi odlišné od jejich zastoupení v materiálu těles vnitřní části Sluneční soustavy; zato se částečně shoduje s izotopickým složením těchto prvků v atmosféře Jupiteru, a pokud jde o Kr, tak též našeho Měsíce. Z měření dále vyplynulo, že izotopické složení slunečního větru se za posledních 100 mil. let nezměnilo.
M. Rowan-Robinson a B. May shrnuli údaje o zodiakálním světle získané infračervenou družicí IRAS, mikrovlnnou družicí COBE a kosmickou sondou Ulysses. Zodiakální prach tvoří vějíř sahající od Země až ke dráze Marsu (≈1,5 au). Hlavními dodavateli mikroskopického prachu jsou komety (podíl 70 %), dále planetky (22 %) a interstelární prach (7,5 %). Dále od Slunce interstelárního prachu rychle ubývá a ve vzdálenosti 4 au jeho podíl na prachové složce klesá podle měření sondy Ulysses na pouhé 1 %.
Jak ukázali L. Saul aj., velkým úspěchem umělé družice Země IBEX (Interstellar Boundary EXplorer) vypuštěné na protáhlou (odzemí ve vzdálenosti 183 tis. km) dráhu kolem Země v r. 2008 se stalo nové okno otevřené ke studiu Sluneční soustavy - pozorování neutrálních interstelárních atomů, které do ní pronikají. Neutrální vítr k nám proudí od pozůstatků hvězdných explozí a také od prvotního vesmírného plynu a plazmatu. Jeho hustota se mění v závislosti na fázi sluneční činnosti. Po vypuštění IBEX se v r. 2010 podařilo objevit na okraji heliosféry jasný pás, což způsobují vysokoenergetické atomy vodíku vlétající dovnitř heliosféry z interstelárního prostoru. Vítr slábl současně s tím, jak rostla sluneční činnost. V r. 2012, kdy vodíkový vítr zeslábl proti počátečním hodnotám osmkrát, vymizel v pozadí. Autoři slábnutí vysvětlují tím, že jak roste tlak slunečního záření během přibližování k maximu slunečního cyklu, odklání tak interstelární vítr mimo Sluneční soustavu. Sluneční vítr představuje jakýsi větrný pytel, neboť rychlé protony polárního slunečního větru zachycují volné elektrony a vytvářejí tak uvnitř heliosféry mírně promáčknutý a zakřivený bezedný trychtýř směřující zhruba k jasným hvězdám Betelgeuze a Aldebaran.
P. Frisch aj. zjistili, že heliosféra se v čase mění tím, že Slunce prolétá dynamicky aktivním mezihvězdným prostředím. Jelikož v současné době máme díky celkem deseti umělým družicím i kosmickým sondám dobré údaje o stavu heliosféry od r. 1972, je vidět, že tok interstelárního plynu se během té doby lineárně zvyšuje a směr příchodu interstelárních neutrálních atomů He se stáčí.
V r. 1961 ruský nebeský mechanik M. Lidov a o rok později nezávisle japonský astronom Y. Kozai objevili mechanismus, jak se mění dráha satelitu planety působením vzdálené třetí hmotné složky (planety). Zjistili, že poruchy způsobují změny sklonu dráhy satelitu k rovníku planety a současně se výrazně zvyšuje výstřednost jeho dráhy. Podobně to platí i pro těsné dvojhvězdy, kterým gravitační kibicuje třetí vzdálená hvězda. Následně v letech 1978-1980 ukázali P. Goldreich a S. Tremaine, že podobný mechanismus může způsobit dráhovou migraci obřích planet Sluneční soustavy, především Jupiteru. Tyto teoretické předpovědi se podařilo vzápětí ověřit během tzv. Velké cesty kosmických sond Voyager 1 a 2 zejména při jejich průletu kolem Saturnu. Migrace obřích exoplanet pak celou záležitost dovršila, protože jedině tak lze vysvětlit, že existují obří exoplanety v těsné blízkosti mateřských hvězd, takže jejich oběžné periody dosahují jen několika dnů a vzdálenosti od hvězdy jen pár milionů kilometrů.
Podle R. Brassera aj. začala migrace obřích planet Sluneční soustavy poměrně pozdě, ale zato proběhla velmi rychle, během jednoho milionu let. Vinou migrace byla totiž zřejmě jedna obří ledová planeta vymrštěna ze Sluneční soustavy a putuje jako nomád Galaxií. To se projevilo také na změnách drah terestrických planet, takže Mars měl původně velmi výstřednou a k ekliptice šikmo skloněnou dráhu, zatímco Merkur, Venuše a Země vykazovaly koplanární téměř kruhové ekliptikální dráhy. Jelikož dráhy terestrických planet během doby prodělávaly změny díky častým rezonancím, vypadá dnes planetární soustava úplně jinak než na počátku. K podobnému závěru dospěli také O. Lykawka a T. Ito, na základě 68 simulací vývoje terestrických planet z různých počátečních podmínek. Odtud plyne, že obří plynné planety Sluneční soustavy nejprve putovaly směrem ke Slunci, a tak dostávaly do rezonancí dráhy embryí budoucích terestrických planet. Odtud též vyplývá velký deficit planetek ve vzdálenostech 1,5 – 2,0 au, které vychytal Mars.
A. Kataoka aj. nalezli patrně řešení záhady, jak se z mikronových zrnek protoplanetárního disku mohly vytvořit terestrické planety a jádra obřích plynných planet. Lze přece namítnout, že taková zrnka se při vzájemných srážkách buď odrazí, odsunou, nebo rozpadnou na ještě drobnější zrníčka, spíše než, aby se zcelovaly. Autoři však tvrdí, že původní materiál byl velmi načechraný a kyprý, takže slepování se tím usnadnilo. Rovněž zapůsobily elekrostatické síly a výsledkem byla koagulace tohoto měkkého materiálu do větších útvarů, které se pak už díky vlastní hmotnosti zahušťovaly a působily jako dostatečně silná gravitační centra. Původní hustota materiálu 0,001 g/cm3 se tak zvýšila zmíněnou koagulací o dva řády, jakmile kyprá koule dosáhla rozměru řádu 10 km. Tento proces funguje až do vzdálenosti 6 au od Slunce.
S poměrně výstředním řešením hlavní otázky, jak Sluneční soustava vznikla, přišel M. Woolfson. Využil vyhlazených hydrodynamických simulací chování prvotních planetesimál a výpočtů pravděpodobností srážek vzniklých obřích těles k tvrzení, že v rané Sluneční soustavě vznikly dvě obří planety s hmotnostmi 800 a 600 Mz (až téměř trojnásobné hmotnosti Jupiteru) a rozsáhlými obaly plynného vodíku. Tyto veleplanety se nakonec srazily, což vedlo k dočasné termonukleární reakci slučování jader deutéria na hélium, ale i na další prvky včetně železa. Následná exploze rozhodila těžší prvky do vnitřních partií Sluneční soustavy, kde se z nich postupně utvořily Venuše a Země. Měsíc, Merkur a Mars vznikly nejprve jako satelity Venuše a Země, ale pak se kromě Měsíce osamostatnily. Ostatními zbytky divokých procesů jsou pak planetky hlavního pásu, transneptunského pásu a Oortova oblaku. Pluto a Triton byly původně satelity Neptunu. (Docela žasnu, že v poměrně renomovaném časopisu Earth, Moon and Planets taková divočina prošla úspěšně recenzním řízením.)
L. Burlaga a N. Ness zpracovali pozorování Voyageru 2 z r. 2010, kdy se sonda nacházela ve vzdálenostech 91,0 – 94,6 au od Slunce v severní heliografické šířce kolem 29°. V té době dospívaly do této vzdálenosti elektricky nabité částice slunečního větru vymrštěné ze Slunce v r. 2009, kdy byla sluneční činnost nízká a vítr zeslábl a pohyboval se už od Slunce pomaleji. Magnetometr sondy sice vykazoval fluktuace, ale jinak bylo magnetické pouzdro heliosféry poměrně klidné.
Vytrvalé sondy Voyager 1 a 2 ovšem stále přinášejí nové údaje o opravdových hlubinách Sluneční soustavy. Počátkem srpna 2013 byl Voyager 1 vzdálen od Slunce 125 au. S jeho provozem se počítá až do r. 2020 a v omezeném rozsahu ještě o něco déle. Sonda se pohybuje setrvačností rychlostí 17 km/s a za 300 let dosáhne vnitřního okraje Oortova oblaku komet a po dobu 30 tis. let jím pak bude prolétat. Voyager 2 byl koncem prosince 2013 vzdálen od Slunce 103,6 au a vzdaloval se rychlostí 15,4 km/s. Obě sondy se během r. 2013 nacházely v heliomagnetickém pouzdru, ale Voyager 1 už na tzv. magnetické dálnici, kde siločáry heliomagnetického pole se propojují se siločárami interstelárního magnetického pole.
Obě sondy se však dosud nalézají v heliosféře, i když je pravděpodobné, že Voyager 1 ji už brzo opustí. Rozhraní mezi oběma sférami patrně není úplně ostré a dokonce se během času třepetá, takže podle S. Krimigise aj. i L. Burlagy aj. překonával Voyager 1 během srpna 2012 pohyblivé rozhraní celkem pětkrát. Jak uvedli E. Stone aj., zaznamenaly přístroje na Voyageru 1 od poloviny roku 2012 rychlý pokles hustoty nízkoenergetických (10 – 40 MeV) iontů slunečního větru o plné tři řády a současně zesílení interstelární složky kosmického záření s průměrnou energií 3 MeV/nukleon o 9 %. Indukce magnetického pole vzrostla během té doby z 0,2 nT na dvojnásobek, ale orientace magnetických siločar se přitom nezměnila. Voyager 1 tak zřejmě pronikl do tzv. pouzdra (heliosheath) heliosféry. Pouzdro vyplňuje oblast za mezní rázovou vlnou slunečního větru uvnitř vnější heliopauzy.
Následně L. Burlaga aj. pozorovali koncem r. 2012 nejprve silné oscilace elektronového plazmatu a následně další zesílení indukce magnetického pole na 0,6 nT. Odtud usoudili, že Voyager 1 se již nalézá v interstelárním plazmatu. Podle M. Schwadrona a D. McComase dosáhla hustota plazmatu již hodnoty 0,1 částice/cm3, což odpovídá průměrné hustotě interstelárního plazmatu, ale magnetické pole tam ještě stále jeví spirální strukturu typickou pro heliopauzu. Jak uvedli J. Quenby a W. Webber, v komplexní oblasti mezi rázovou vlnou, pouzdrem, heliopauzou a interstelárním prostorem dochází k celé řadě přechodných jevů a silné turbulenci. Podivné je též náhle vymizení měkké (≈ MeV) anomální složky kosmického záření ve vzdálenosti 121,7 au od Slunce.
Když všechna zmíněná data probrali a komplexně hodnotili D. Gurnett aj., došli k závěru, že Voyager 1 se od dubna 2013 po 36 letech od vypuštění nachází v interstelárním prostoru. Pozorovali totiž v té době oscilace plazmatu s frekvencí 2,6 kHz, typické pro interstelární plazma. To znamená, že pohyblivá vnější hranice heliopauzy probíhá ve vzdálenosti ≈125 au od Slunce. Podle M. Swisdaka aj. je nyní v okolí Voyageru 1 hustota plazmatu 80krát vyšší než v heliopauze. Odborníci prožívají nepochybně velmi vzrušující chvíle pro poznání složité struktury přechodu mezi heliosférou a interstelárním magnetickým polem, které závažně mění naše dosavadní schematické představy. Současně nelze neobdivovat stabilní činnost sond Voyager, jež jsou nepochybně technickým zázrakem nepilotované kosmonautiky.
M. Pitjeva aj. zkoumali planetární efemeridy EPM2011 a porovnali je s 617 tis. měřeními poloh planet a také kosmických sond. Cílem porovnání bylo objevit případný gravitační vliv skryté látky (dark matter) na pohyb těchto těles. Uvažovali nejprve extrémní (nejspíš nerealistický) případ, že je veškerá skrytá látka koncentrována v těžišti Sluneční soustavy. Dostali tak docela ostrou horní mez pro množství skryté látky ve Sluneční soustavě až po poloměr dráhy Saturnu <10-10 M☉. Pokud je průměrná hustota skryté látky napříč Sluneční soustavou nějak rozptýlena, tak porovnání efemerid s pozorováními dává horní meze v závislosti na vzdálenosti od Slunce rovněž docela nízké: ve vzdálenosti 1 au <14 g/cm3; v 1,5 au <1,4 g/cm3 a v 10 au <1.10-20 g/cm3.
O další možné řešení věkovité záhady nepochopitelně vysoké teploty sluneční koróny se s úspěchem pokusili J. Cirtain aj. Autoři zjistili, že se zde překládají dva různé fyzikální mechanismy. Když je Slunce klidné, ohřívají korónu Alfvénovy vlny na teplotu ≈1,5 MK. Je-li Slunce aktivní, obstarává další zvýšení teploty na 2 – 4 MK přepojování magnetických siločar a jemné magnetické stužky sahající do koróny. Některé krátkodobé výtrysky dosahují teplot až 7 MK! Právě objev jemných struktur, které nedokáže zobrazit žádná družice nebo sonda, se podařil teprve teď díky rekordnímu rozlišení kamer (0,2″, tj. lineárně 150 km) na vertikálních sondážních raketách. O objev jemné magnetické struktury v pásmu EUV (vlnová délka 19 nm) se tak zasloužily rakety, které mohou Slunce na rozdíl od družic a sond sledovat nanejvýš po dobu pěti minut!
Podobně vleklé debaty se vedou o domněnce R. Wolfa, jenž na konci XIX. stol. hledal souvislost mezi fázemi cyklu sluneční činnosti a změnami polohy barycentra Sluneční soustavy. Když však C. Hale objevil magnetickou povahu slunečních skvrn, tak bylo zřejmé, že taková souvislost nejspíš vůbec neexistuje. Přesto však debata mezi astronomy a geofyziky dále pokračovala bez jasného výsledku. Dobrým základem pro historii sluneční činnosti se nyní stala data o časové proměnnosti výskytu radionuklidů 14C (poločas rozpadu 5,7 tis. let) a 10Be (poločas rozpadu 1,4 mil. let) v ledových jádrech z Arktidy i Antarktidy za posledních 9,4 tis. let, která zveřejnili K. McCracken aj. V datech je vidět vliv kosmického galaktického záření s periodou <250 let a pozemské příčiny kolísání s periodami delšími. Celkem tak autoři odhalili v pozorovacím materiálu 15 významných periodicit v rozmezí 40 – 2 320 roků. Za tu dobu se odehrálo 26 velkých minim sluneční činnosti podobných známé Maunderově periodě z druhé poloviny 17. a počátku 18. století. Velká minima se vyskytují v sériích po dvou až sedmi, a pak následuje delší období (800 – 1 200 let) standardní sluneční činnosti. Délka základního (Schwabeova) cyklu kolísá v rozmezí 8 – 15 let! Docela stabilní je naproti tomu Gleissbergova perioda 87 let, která je i dostatečně úzká, takže autoři snadno nalezli její přibližné násobky 350, 510 a 708 let.
Těchto údajů pak využili J. Abreu aj. a zjistili, že výskyt obou zmíněných radionuklidů potvrzuje existenci dlouhodobých minim sluneční činnosti: Wolfovo (1280-1340), Spörerovo (1420-1540), Maunderovo (1650-1715) a Daltonovo (1795-1830). Autoři odtud usuzují, že na Wolfově domněnce o vlivu barycentra Sluneční soustavy na sluneční činnost by přece jen mohlo něco být, protože z moderní helioseismologie vyplývá, že dno sluneční konvektivní zóny není kulově souměrné, takže sluneční dynamo by mohlo být ovlivňováno proměnným gravitačním momentem vyvolaným kolísáním barycentra ve slunečním nitru. Efekt však nebude nejspíš dost výrazný, aby se hodil pro lepší předpovědi o úrovni sluneční činnosti. Abreovu práci však vzápětí kritizovali R. Cameron a M. Schüssler kvůli významnému podcenění náhodných koincidencí slapových působení planet o pět až osm řádů. Autoři proto uzavírají, že zmíněné kolísání radionuklidů nemůže s proměnností period sluneční činnosti vůbec souviset.
K. J. Li aj. ukázali, že počínaje 10. slunečním cyklem je patrné, že v rovníkovém pásu se perioda rotace Slunce prodlužuje. Prodlužování diferenciální rotace směrem k rotačním pólům Slunce se zmenšuje v letech po minimu sluneční činnosti, a naopak se zvětšuje v období po jejím maximu. Globální magnetické pole Slunce reaguje na rozdíly v diferenciální rotaci nejsilněji v nízkých heliografických šířkách; směrem k pólům, kde se rotace Slunce výrazně zpomaluje, kolísá magnetické pole jen málo. Silná magnetická pole v okolí slunečního rovníku tedy potlačují diferenciální rotaci, zatímco rotační perioda ve vyšších šířkách reaguje na změny magnetického pole chabě. Naproti tomu R. Ikšanov a V. Ivanov tvrdí na základě měření vykonaných během 21. a 22. cyklu v letech 1976-2000, že globální magnetické pole Slunce rotuje jako tuhé těleso ve střední periodě 27,225 d, která však během slunečního cyklu kolísá.
Z. N. Qu a J. L. Xie zjistili, že magnetický tlak od proudových trubic na dně sluneční konvektivní zóny cyklicky kolísá, jak vyplývá z přesných měření kolísání lineárního průměru Slunce na observatoři v Calern za období od února 1978 do září 2000. Čím menší je sluneční průměr, tím vyšší je sluneční činnost. J. Rozelot a Z. Fazel publikovali výsledky měření zploštění Slunce z pozorování družice SDO a z výškových balónů, které měří poloměr Slunce po jeho celém obvodu. Výsledky pozorování dávají zploštění 8,2 obl. milivteřin, zatímco teorie rotačního zploštění předvídala zploštění 7,8 obl. milivteřin, což je zajisté vzhledem k delikátnosti takových měření vynikající souhlas.
H. Morgan aj. využili soustavných pozorování aktivních oblastí na Slunci, jež pořizuje na družici SOHO (ESA a NASA) spektrograf LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) kamerou C2 (bílá koróna v rozmezí 2 – 6 R☉), ke sledování vývinu aktivních oblastí na Slunci směrem do vnější koróny. Doprovodné magnetické pole se vějířovitě rozšiřuje až do vrcholového úhlu 50° a rychlost výstupu aktivní oblasti plynule roste od 10 km/s v chromosféře na dvojnásobek ve vzdálenosti 2,3 R☉ a dokonce na 60 km/s ve vzdálenosti 5 R☉. Magnetické pole v aktivní oblasti se postupně uzavírá do smyčky a aktivní oblast opustí sluneční okolí jako tichá rozpínající se smyčka. Spíše než o výtrysky tak jde o relativně plynulé proudění, které začíná na samém povrchu Slunce v průměru jednou za 3 hodiny a výstup z dané aktivní oblasti je pozorovatelný v průměru 3 dny.
R. Kwon aj. využili koronografů COR1 instalovaných na obou kosmických sondách STEREO-SECCHI k první globální seismologii sluneční vnitřní koróny. Koronografy tak poskytly údaje o rychlosti magnetoakustických vln a hustotě koronálního pozadí. Ukázali, že hustoty i indukce magnetických polí v koronálních dírách je nižší než v koronálních paprscích, a dále že indukce magnetického pole pomalu klesá se vzdáleností od sluneční fotosféry. Naproti tomu rychlost vln klesá s výškou velmi prudce a variace rychlostí vln se řídí podle elektronové hustoty v dané oblasti koróny, a nikoliv podle velikosti magnetické indukce.
K významnému pokroku ve studiu aktivních oblastí na Slunce nyní přispívá družice SDO (Solar Dynamics Observatory; NASA) umožňující pořizovat multispektrální snímky aktivních oblastí na Slunci s kadencí 45 s. G. Chintzoglou a J. Zhang tak mohli prozkoumat prostorový vývoj aktivní oblasti AR 11158. Čtyři kořeny oblasti ve fotosféře byly seřazeny na úsečce a tvořily je magnetické póly střídavých polarit. Do chromosféry vybíhaly dva magnetické dipóly, přičemž každý pól jevil vnitřní stromovou strukturu užších proudových trubic propojujících opačné magnetické póly. Uvnitř konvektivní zóny Slunce jde zřejmě o svislé přímé proudové trubice, které se při prostupu vzhůru větví jak vodorovně, tak svisle. V chromosféře pak dochází k magnetickým rekonexím (přepojováním magnetických siločar), jež uvolňují velké množství energie z aktivních oblastí.
Družice SDO umožnila X. Chengovi aj. ukázat, jak se podél inverzní čáry magnetických polarit vytváří toková trubice v podobě zakrouceného horkého kanálu pozorovatelného v pásmech 9,4 a 13,1 nm, jež během impulsivní fáze vytvoří půlkulovou šňůru směřující do nízké sluneční koróny a je základem pro vymrštění koronálního výtrysku hmoty (CME) do meziplanetárního prostoru. T. Iju aj. studovali pomocí spektrografu LASCO družice SOHO a interplanetární rádiové scintilace na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 917 mm) chování výtrysků CME v průběhu 23. cyklu (1997-2009). Zjistili, že CME s počáteční rychlostí >500 km/s se poměrně rychle zbrzdí na průměrnou rychlost slunečního větru, zatímco pomalu vymrštěné CME se na tuto průměrnou rychlost slunečního větru zrychlí. Nejpozději ve vzdálenosti 0,8 au od Slunce mají všechny výtrysky stejnou rychlost jako průměrný sluneční vítr (480 km/s). B. Bein aj. využili družic STEREO A a B k určení parametrů 25 CME, jež vytryskly ze Slunce do meziplanetárního prostoru mezi prosincem 2007 a dubnem 2011. CME přibírá hmotu až do vzdálenosti 20 R☉. Počáteční hmotnosti CME dosahují hmotnosti ≈1011 kg, ale vyrostou na konečných 1014 – 1016 kg. Jejich kinetické energie se pohybují v rozmezí 1023 – 1025 J.
Unikátní příležitost k testování struktury magnetického pole v nízké sluneční koróně poskytla odborníkům kometa C/2011 W3, jež se v přísluní dostala na vzdálenost pouhých 140 tis. km od sluneční fotosféry. To se dosud nepovedlo žádné kometě, která se o Slunce otírala. C. Downs aj. využili snímků vzhledu chvostu komety v pásmu EUV k diagnostice proměn magnetického pole, jež je v této oblasti silně nehomogenní. Přímá měření směru a indukce magnetického pole tak blízko slunečního povrchu nejsou technicky možná, ale důmyslné magnetohydrodynamické simulace umožnily autorům poprvé vytvořil realistický model slunečního magnetického pole v této kritické vrstvě.
Družice SDO ve spolupráci s kosmickou sondou STEREO A sledovala 25. září 2011 vznik slunečního tornáda, tedy eruptivní protuberance se šroubovicovou strukturou. Jak uvedli N. Panesar aj., tornádo se vynořilo na okraji slunečního disku v pásmu EUV (vlnová délka 17 nm) v důsledku tří slunečních erupcí, které se odehrály v této oblasti v předchozích 10 hodinách. Tornádo vzniklo po druhé z erupcí a jeho urychlování obstarala třetí z erupcí v blízké aktivní oblasti. Erupce způsobila ztrátu magnetické energie v nízké koróně, kde vznikla magnetická dutina, rozpínající se magnetickým tlakem. Tornádo tedy bylo dynamickou reakcí na rozpínání dutiny.
P. Charbonneau a P. Smolarkiewicz tak právem poukázali na hlavní výsledek moderního výzkumu Slunce pomocí družic a sond: magnetická pole na Slunci jsou motorem a energetickým komunikačním kanálem pro všechny projevy sluneční činnosti včetně erupcí, koronálních výtrysků hmoty a modulace fyzikálních vlastností interplanetárního plazmatu.
Pro studium přechodu od fotosféry přes chromosféru do sluneční koróny vypustila NASA v červnu 2013 novou levnou (180 mil. dolarů) umělou družici IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph), jež startovala z letadla L-1011 letícího ve výšce 11,9 km, a pracuje ve výšce 620 – 680 km nad Zemí na polární dráze synchronizované se Sluncem v oběžné periodě 97 min. K překlenutí pozorování přechodových vrstev Slunce o teplotách 6 kK - >1 MK má na své palubě spektrografy pro pásma FUV a NUV a kameru se čtyřmi úzkopásmovými UV filtry. Během expozic dociluje na Slunci lineárního rozlišení 240 km (úhlově 0,3″) a kadence snímků 1 – 5 s.
T. Riethmüller aj. pozorovali podrobnosti slunečního povrchu v čáře Mg II K (280 nm) pomocí stratosférického balónu Sunrise, který startoval ze švédské Kiruny v červnu 2013 a dosáhl výšky 38 km, načež driftoval po dobu >5 dnů k západu a přistál v Boothii v sev. Kanadě. V gondole se nacházel dálkově ovládaný robotický dalekohled s průměrem zrcadla 1 m poskytující úhlové rozlišení 0,2″ a zobrazující reverzní granulaci klidného Slunce, jasné body i vláknovou strukturu fakulových polí. Typický rozměr granulí dosahuje ≈1 tis. km, trvání ≈10 min a vnitřní pohyby mají rychlost ≈3 km/s, kdežto supergranule charakterizují rozměry ≈30 tis. km, trvání ≈24 h a rychlosti ≈0,5 km/s.
Zobrazovač HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) družice SDO přispěl rozhodujícím způsobem k teoretiky téměř půlstoletí očekávanému objevu obřích konvektivních slunečních buněk. Podle D. Hathawaye aj. mají buňky rozměry 200 tis. km a trvání ≈1 měsíc. K objevu přispěla soustavná Dopplerova měření pohybu supergranulí vystředěná v intervalech 12 min. Objev je zároveň dalším důkazem, že teplo ve vnějších 30 % slunečního poloměru (≈200 tis. km) se přenáší konvekcí, takže obří buňky jsou fakticky trojrozměrné útvary o středním poloměru ≈100 tis. km. Jelikož na cestování buněk po povrchu Slunce má vliv jeho rotace, tak ve shodě s předpovědí se buňky na severní polokouli Slunce pohybují ve směru hodinových ručiček, a na jižní polokouli v protisměru. Následkem toho buňky přenášejí moment hybnosti Slunce směrem k jeho rovníku, čímž právě tam udržují nejvyšší rychlost diferenciální sluneční rotace.
H. Ebadi aj. poukázali na klíčovou úlohu slunečních spikulí - krátkodobých (<15 min) úzkých výtrysků nejsnáze viditelných v chromosféře na okraji slunečních disku, kde je objevil A. Secchi v r. 1877. Spikule stoupají vzhůru rychlostmi do 20 km/s až do svého rozplynutí ve výškách <10 tis. km nad chromosférou. V chromosféře jich bývá kolem 300 tisíc, takže pokrývají asi 1 % slunečního povrchu. Autoři práce objevili ve spikulích příčné oscilace s periodami 20 – 55 s a 75 – 100 s, které souhlasí s magnetohydrodynamickými simulacemi pro Alfvénovy vlny šířící se podél spikulí dlouhých 5 – 9 tis. km a tloušťkách 400 – 1 500 km. Podélná osa spikulí přitom kolísá s periodou kolem 3 minut. Z těchto údajů zjistili Z. Fazel a H. Ebadi, že zmíněné Alfvénovy vlny hrají klíčovou úlohu jak v ohřevu sluneční koróny, tak v urychlování částic slunečního větru. Spikule totiž sebou nesou i zhustky magnetického pole, jež v koróně velmi rychle disipují a tím ji ohřívají. Proto žijí spikule tak krátce.
S. Wedemeyer aj. sledovali sluneční tornáda pomocí aparatury AIA (Atmospheric Imaging Assembly) na družici SDO, jež pracuje v pásmu EUV na vlnové délce 17 nm. Během pouhých 25 dnů objevili 201 obřích tornád. V maximu sluneční činností viděli na Slunci naráz až 30 tornád. Většina tornád se vyskytuje ve skupinkách a představují fakticky základy protuberancí. Tím, že tornáda rotují, zamotávají siločáry lokálních magnetických polí, což nakonec katapultuje protuberance. Četnost tornád i spikulí je nepřímo úměrná jejich rozměrům a životnosti. To posiluje domněnku, že za ohřev koróny jsou nejvíce odpovědné právě nejmenší a krátkotrvající rotující úkazy.
Z. Mouradis připomněl, že švýcarský astronom R. Wolf (1816-1893) nalezl náznaky dlouhé periody sluneční činnosti, která trvá vždy po pět standardních cyklů, protože rychlost rotace Slunce kolísá v periodě 52,4 let. Kromě toho se někdy objevují náznaky existence velkých minimech s periodou 109 let. Autor sám se přiklání k názoru, že mohutnost i periodicitu sluneční činnosti lze odvodit z předešlých kolísání vyhlazených relativních čísel pro sluneční skvrny již zmíněného kolísání rychlosti sluneční rotace. D. Hathaway aj. usoudili, že současný 24. cyklus představuje minimum zmíněného Gleissbergova cyklu a proto doufají, že příští cyklus bude silnější.
Nemohu se však ubránit dojmu, že předvídání sluneční činnosti je podobné meteorologii na Zemi, tj. že i sluneční činnost podléhá deterministickému chaosu a spolehlivé dlouhodobé předpovědi při současném stavu vědění nejsou prostě možné. Není divu, že soustavné sledování slunečních skvrn koordinované nyní belgickou observatoři v Uccle má doslova na kahánku. Výsledná relativní čísla slunečních skvrn totiž počítá jediný astronom Fréderic Clette ve svém volném čase a zdarma! K ruce má počtářku na půl úvazku.
R. Arlt aj. zdigitalizovali všechny zákresy slunečních skvrn, které pořizoval německý astronom (původním povoláním lékárník) Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) v letech 1825-1867 s cílem objevit přitom případný tranzit hypotetické planety Vulkán, o níž se tehdy spekulovalo, že obíhá velmi blízko Slunce a ovlivňuje stáčení přísluní Merkuru. Šlo celkem o 8 486 zákresů a 135 tis. slunečních skvrn, jejichž polohy jsou nyní známy s přesností až na ±45″ v heliografické délce a ±3° v heliografické šířce pro skvrny v blízkosti centra slunečního disku. Schwabe také určoval rozměry skvrn ve dvanáctidílné stupnici a jeho soubor obsahuje také data o dnech, kdy na Slunci nebyla žádná skvrna. Jak známo, Schwabeho pozorování vedla k objevu jedenáctileté periody sluneční činnosti a inspirovala již zmíněného R. Wolfa, který na Schwabeho pozorování navázal, a v r. 1848 zavedl dodnes používanou klasifikaci intenzity sluneční činnosti pomocí relativního (Wolfova) čísla, které kombinuje počet skvrn a počet skupin skvrn v daném dnu.
Jak však ukázali R. Leussuová aj., Schwabe skončil s pozorováními skvrn v r. 1848; pokračoval však v identifikaci skupin slunečních skvrn po celou dobu. Počet skupin je tedy homogenní pro celý soubor, ale počet pozorovaných skvrn na sebe nenavazuje. Relativní čísla od r. 1848 určoval R. Wolf a tento přechod obsahuje systematickou osobní rovnici. Autoři proto zjistili, že relativní čísla určovaná do r. 1848 je třeba zmenšit o pětinu. Teprve pak obdržíme souvislý průběh sluneční činnosti za celou pozorovací epochu. H. Ahluwaila porovnával hodnoty relativních čísel sluneční činnosti s velikostí indukce interplanetárních magnetických polí v průběhu celého XX. stol. a došel k závěru, že oba parametry spolu korelují. Naproti tomu neexistuje přímá korelace mezi velikostí toku galaktického kosmického záření a kolísáním průměrné teploty na povrchu Země.
L. H. Deng aj. porovnávali erupční index sluneční činnosti během 20. až 23. cyklu odděleně pro obě sluneční polokoule. Zjistili, že v těchto cyklech bylo rozložení erupcí na obou polokoulích nesouměrné, takže během cyklů 20, 21 a 23 byl index pro severní polokouli vyšší než pro jižní; u cyklu 22 tomu bylo naopak. Každý cyklus však začal na severní polokouli o 3 – 9 měsíců dříve než na jižní, přičemž v lichých cyklech je toto předbíhání vyšší než v cyklech sudých.
D. McComas aj. konstatovali, že minimum sluneční činnosti na rozhraní mezi 23. a 24. cyklem bylo mimořádně hluboké a extrémně dlouhé. Data o slunečním větru mezi r. 2009 a březnem 2013 ukázala, že průměrná rychlost slunečního větru poklesla proti období let 1975-1995 o 11 %, teplota o 40 %, tepelný tlak o 55 %, hmotový tok plazmatu o 34 %, energetický tok o 48 % a indukce magnetického pole o 31 %. Klesl i dynamický tlak slunečního větru zhruba o 40 %.
K. Schröder aj. se zabývali statistikou analogie sluneční činnosti u hvězd podobných Slunci v obsáhlém pozorovacím materiálu observatoře Mt. Wilson, na níž se zásluhou O. Wilsona sleduje již od r. 1967 kolísání emise vápníkové čáry Ca II K v stovce hvězd slunečního typu. Kolísání emise zmíněné čáry je totiž dobrým indikátorem proměnné činnosti těchto hvězd. Autoři tak zjistili, že hvězdná činnost hvězd s průměrnou metalicitou Z ≈ 0,02 se nejvíce podobá mírné - leč zřetelně cyklické - sluneční činnosti u hvězd, které prodělávají druhou čtvrtinu svého pobytu na hlavní posloupnosti. Naopak hvězdy ve třetí čtvrtině života na hlavní posloupnosti už žádné měřitelné kolísání své činnosti nevykazují. Naprosto neaktivní jsou pak hvězdy v poslední čtvrtině své existence na hlavní posloupnosti, jichž je v programu observatoře zdaleka nejvíce (70 %). Hvězdná činnost se prakticky nepozoruje u hvězd, které jsou jen o něco málo hmotnější než Slunce, což ovšem znamená, že se na hlavní posloupnosti udrží výrazně kratší dobu. Statistika tedy prokazuje, že hmotnost Slunce je blízká horní mezi pro výskyt proměnné činnosti a jelikož už se blíží do poloviny svého života na hlavní posloupnosti, bude tato činnost v dlouhodobé perspektivě slábnout, čili směrovat k trvalému Maunderovu minimu. Tato zjištění mají ovšem závažné důsledky pro teorii magnetického dynama ve hvězdách hmotnějších než Slunce.
A. Mrigakshi aj. sledovali zvyšování toku interstelárního (galaktického) kosmického záření uvnitř Sluneční soustavy v letech 2008-2010; tedy na rozhraní 23. a 24. cyklu sluneční činnosti. Jelikož minimum bylo dlouhé a sluneční aktivita během něj rekordně nízká, byl interiér Sluneční soustavy vystaven nejsilnější expozici galaktického kosmického záření za celou dobu, co taková data získáváme.
G. Anufriev aj. porovnávali vzorky měsíčního regolitu přivezené posádkou Apolla 16 v listopadu 1970 z Moře hojnosti a automatickou sovětskou sondou Luna 24 v srpnu 1976 z Moře nepokojů. Vzorky z Apolla jsou staré až 90 mil. let a vzorky z Luny až 600 mil. let. Zastoupení nuklidů 3He/4He ve vzorcích pak umožnilo určit, jak se měnila intenzita slunečního větru během dlouhého časového rozmezí. Měření odhalila dvě epochy silného toku slunečního větru před 470 a 80 mil. let. Druhé z maxim je známo z pozemské paleodendrologie.
V. Bobylev aj. porovnali údaje o poloze Slunce v Galaxii na základě dvou nezávislých metod. První metoda využívá poloh a pohybu oblastí aktivní tvorby hvězd, zatímco druhá sází klasicky na dobře určené vzdálenosti a pohyby cefeid. První metoda dává pro vzdálenost Slunce od centra Galaxie 7,25 kpc a galaktocentrickou rychlost 267 km/s, zatímco z cefeid vychází vzdálenost Slunce od centra galaktické soustavy 7.6 kpc a galaktocentrická rychlost jen 217 km/
K. Wilhelm a B. Dwivedi se zabývali problémem sekulárního růstu střední vzdálenosti Země od Slunce, které objevili v r. 2004 G. Krasinsky a V. Brumberg rozborem pozorování poloh planet v období 1971-2003. Tehdy jim vyšlo, že Země od Slunce se vzdaluje tempem (15 ±4) m/století. Zatím však nemáme pro tak velké tempo vzdalování žádné fyzikální vysvětlení.
Další otevřenou otázkou je nesouhlas v měřeních celkového slunečního ozáření (TSI = Total Solar Irradiance) aparaturami na různých družicích. Podle C. Wehrliho aj. taková měření probíhají dlouhodobě na družici SOHO (aparatura VIRGO = Variability of solar IRradiance and Gravity Oscillations) už od r. 2002 v pásmech vlnových délek 402 – 862 nm, což však nesouhlasí s výsledky měření TSI pomocí aparatury SIM (Spectral Irradiance Monitor; pozorování v pásmech RTG, UV, V, NIR) na družici SORCE (SOlar Radiation and Climate Experiment) vypuštěné NASA v r. 2003. Jak autoři uvádějí, kalibrace čidel v podmínkách kosmického prostoru je totiž obtížná, protože čidla degradují vlivem působení krátkovlnného slunečního záření, a to vnáší do měření systematické chyby. Zatím se však stále potvrzuje, že navzdory proměnné sluneční činnosti kolísá střední hodnota TSI nanejvýš o 1 promile!
S. Solanki shrnul údaje o vlivu velikosti TSI na pozemské klima a ukázal, že i když TSI kolísá nepatrně, přece jen má na všech časových stupnicích vliv na zemské klima, hlavně proto, že v některých pásmech elektromagnetického záření je toto kolísání výraznější. Jedině úhrnné (bolometrické) ozáření zůstává obdivuhodně konstantní. Na ozáření v určitých spektrálních pásmech má navíc vliv okamžitá indukce magnetického pole Slunce a zejména proměnné ozáření stratosféry Země slunečním ultrafialovým zářením, což se nakonec přenese k povrchu Země dynamicky a klima ovlivní.
G. Gough se ve speciálním dvojčísle časopisu Solar Physics (sv. 287) věnoval novým výsledkům studia slunečního nitra díky helioseismologii a sluneční atmosféry pomocí nových družic a kosmických sond. Helioseismologie poskytla dobré údaje o rychlosti šíření zvukových vln v nitru Slunce a o rozložení hustoty slunečního plazmatu. Naproti tomu není dosud vyřešeno, zda pozorovaná precese eliptických drah planet odpovídá přesně předpovědi obecné teorie relativity, dále, jak je to s přenosem slunečních neutrin z nitra k povrchu Slunce, jak se z centra přenáší energie, jak se přerozděluje moment hybnosti uvnitř Slunce a jak funguje sluneční dynamo.
Na závěr odstavce o Slunci ještě pozorovatelskou perličku roku 2013: 3. listopadu se odehrálo hybridní zatmění Slunce, jež na Atlantiku bylo prstencové, ale v severní Ugandě už úplné!
Dátum poslednej zmeny: 06. novembra 2015