Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2006
Patrně největší pokrok roku ve výzkumu planetek představuje rozpoznávání jejich podvojnosti, resp. objevy průvodců (družic) mnohých planetek ve všech hlavních subsystémech (blízkozemní planetky; hlavní pás; Kentauři i transneptunské objekty). Podle J. Burnse jsou největší záhadou páry transneptunských objektů (TNO). Autor odhaduje, že v Edgeworthově-Kuiperově pásu se nalézá na 100 tis. planetek s průměry většími než 200 km, a z toho minimálně 7% představují páry, jejichž vznik není příliš jasný. V únoru 2004 byl díky NICMOS HST odhalen průvodce TNO 2000 CQ 114 ve vzdálenosti minimálně 6 tis. km od primární složky a asi o 0,4 mag slabší než primární složka. V době pozorování byla dvojplanetka vzdálena od Země 46 AU. Další pár našli K. Noll aj. pomocí HST a obřích teleskopů Magellan u planetky (58534) = TNO 1997 CQ29. Obě složky mají průměr kolem 80 km, úhrnnou hmotnost 400 Zg (1/35000 hmotnosti páru Pluto-Charon) a obíhají kolem sebe po výstředné dráze (e = 0,45) v periodě 312 d a ve střední vzdálenosti 8 tis. km. Odtud vyplývá průměrná hustota složek rovná hustotě vody v pozemských podmínkách. Titíž autoři objevili též průvodce planetky (66652) = TNO 1999 RZ253. Planetka má opět výstřednou dráhu (e = 0,46), úhrnnou hmotnost 4 Zg a střední hustotu 1,0 vody. Složky kolem sebe obíhají v minimální vzdálenosti 4700 km v oběžné době 46 d. Autoři dále uvedli, že do konce r. 2003 bylo známo již 14 binárních TNO, a dále, že separace průvodců od hlavních složek párů činí pokaždé asi 2,8% Hillova poloměru, a to nejenom pro TNO, ale také pro Trojany a páry hlavního pásu planetek. Podle jejich názoru to svědčí o jednotném mechanismu vzniku párů resp. družic planetek.
T. Michalowski aj. studovali světelné křivky binární planetky (90) Antiope, pořízené během kampaně na přelomu r. 2002 a 2003 na 7 observatořích. Ukázali, že obě složky jsou zhruba stejně velké s průměrem 85 km, obíhají ve střední vzdálenosti 170 km a rotují synchronně s oběžnou dobou 16,5 h. R. Behrend aj. objevili z rozboru světelných křivek planetky (4492) Debussy od října 2002 do května 2004, že jde o pár těles, vykazujících vzájemné zákryty o trvání 2,5 h a poklesu jasnosti 0,6 mag. Tělesa kolem sebe obíhají v periodě 1,1 d. Zákrytovou dvojplanetkou je i (854) Frostia, kde zákryty o hloubce 0,7 mag trvají 3,7 h a oběžná doba složek činí 1,6 d.
P. Pravec aj. shrnuli údaje o 16 párech blízkozemních planetek (NEO), odhalených většinou z periodických změn jasnosti soustav, popř. z radarových pozorování. Hlavní složky párů rotují obvykle o něco rychleji než synchronně s průměrnou rotační periodou kolem 2,5 h. Naproti tomu průvodci hlavních složek rotují synchronně s minimální oběžnou dobou 12 h. Jejich průměry činí polovinu až pětinu rozměru hlavní složky. D. Durda aj. ukázali pomocí 160 modelových výpočtů, že průvodci (družice) planetek mohou vznikat následkem srážek velkých (řádově 100 km) kamenných (hustota 2,7; hmotnost řádu 1018 kg) planetek se středně velkými (30 km) kamennými projektily při rychlostech srážky kolem 3 km/s. Při takovém nárazu se velká planetka rozbije a některý z menších úlomků je poměrně snadno gravitačně zachycen největším úlomkem.
Zcela bizarní je případ planetky hlavního pásu (121) Hermione, jež byla pozorována počátkem prosince 2003 v blízkém infračerveném pásmu adaptivní optikou obřího Keckova teleskopu. Ukázalo se, že planetka má vzhled burského oříšku se dvěma jádry o poloměrech 60 a 50 km, které jsou spojené mostem o délce 120 km a šířce 80 km, popř. jde o "sněhuláka" s poloměry hrud 90 a 60 km, jejichž centra jsou vzdálena 115 km. Objekt rotuje v periodě 5,55 h a doprovází ho družice v minimální vzdálenosti 790 km s oběžnou dobou 1,6 d. Podobně podivná je i planetka (1089) Tama, jejíž světelná křivka získaná na přelomu r. 2003 a 2004 prozrazuje zřetelnou podvojnost objektu. Větší složka je protáhlá a vykazuje synchronní rotaci v periodě 0,69 d. Poměr poloměrů obou složek činí 0,7 a jsou od sebe 20 km daleko. Také planetka (1313) Berna je podvojná a dokonce zákrytová planetka s oběžnou periodou složek 1,06 d. Obě složky mají přibližně stejné rozměry a také v tomto případě je větší složka protáhlá a jeví synchronní rotaci.
Obří dalekohled VLT ESO našel průvodce 8 km planetky (4764) Pauling v minimální vzdálenosti 250 km od hlavní složky. Velmi malou planetku s družicí zachytil HST na snímku z konce července 2003. Má označení (22899) = 1999 TO14 a průměr 4,5 km. Její průvodce v minimální vzdálenosti 170 km (úhlově jen 0,14arcsec) má průměr 1,5 km. Dalšího průvodce odhalila kamera ACS HST počátkem ledna 2004 v minimální vzdálenosti 230 km od planetky (17246) o průměru 4,5 km; průvodce má průměr 2 km. Obě soustavy patří do rodiny planetek Koronis, skládající se z nejméně 300 členů, vzniklých při rozpadu 250 km planetky před necelou miliardou let. Ještě drobnější planetku 2003 YT1, nalezenou v prosinci 2003 na observatoři Catalina v Arizoně, rozpoznali M. Nolan aj. opticky i radarem při jejím průletu v blízkosti Země (0,013 AU) na přelomu dubna a května 2004 jako 22. pár mezi blízkozemními planetkami. Tělesa o průměru 1 km a 180 m kolem sebe obíhají v periodě = cca.30 h a jejich rotační periody činí 2,3 a <6 h. Konečně M. Pravec aj. odhalili podvojnost planetky 1999 DJ4 typu Apollo během fotometrických měření v únoru a březnu 2004. Světelná křivka planetky totiž vykazovala zákryty v periodě 17,7 h a odtud se podařilo určit poměr poloměrů obou složek 0,5 a rotační periodu hlavní složky 2,5 h. V dubnu podvojnost soustavy potvrdila radarová měření z Areciba, jež dala průměry složek 420 a 200 m a minimální vzájemnou vzdálenost 700 m.
A. La Spina aj. zjistili, že blízkozemní planetky vznikají z planetek hlavního pásu dynamickou rezonancí následkem efektu Jarkovského. Tento efekt, související s tepelnou setrvačností ohřívané, resp. chladnoucí části povrchu planetky, se významně uplatňuje u malých planetek s průměrem od cca 0,1 m do 10 km. Výpočty totiž předpovídají, že takto vzniklé planetky budou rotovat převážně retrográdně, což se nyní podařilo potvrdit pozorováním stovky blízkozemních planetek. Platí totiž obecné pravidlo, že při retrográdní rotaci planetky působí Jarkovského efekt pozvolné přibližování planetky ke Slunci, kdežto při prográdní rotaci se planetka od Slunce dlouhodobě vzdaluje.
S. Mikkola aj. odhadli, jak asi vznikl kvazisatelit Venuše - planetka 2002 VE68. Původně šlo o blízkozemní planetku, která byla Zemí vyvržena na novou dráhu zhruba před 7 tis. lety. Planetka teď opisuje vůči Venuši komplexní retrográdní dráhu mezi afelem Merkuru a perihelem Země s oběžnou dobou vůči Slunci shodnou s oběžnou dobou Venuše, s velkou poloosou 0,72 AU, výstředností 0,4 a sklonem 9°. Současná komplexní dráha zůstane zachována ještě asi 500 roků - pak dojde k novému těsnému přiblížení planetky k Zemi a dráha se změní na "podkovu" vůči Venuši. Podobnou podkovu vůči Zemi má planetka 2002 AA29, kde dojde podle R. Brassera aj. k obrácenému přechodu na kvazisatelitní dráhu po 190 letech. Tito autoři odhalili další kvazisatelit Venuše (2001 CK32) jakož i planetku 2001 GO2 na zemské podkovovité dráze, která se za 200 let změní na kvazisatelitní, a planetku 2003 YN107, která podle M. Connorse aj. od r. 1997 do r. 2006 obíhá kolem Země ve vzdálenosti 0,1 AU, načež přejde na podkovovitou dráhu trvající 123 roků. Ta se změní po těsném průchodu u Země na kruhovou dráhu. Přechody mezi různými typy drah se u těchto těles neustále opakují; jde o pozoruhodný důsledek dráhového chaosu. Nejnovějším přírůstkem do této skupiny kvazisatelitů Země se stala planetka 2004 GU9.
Největší rodinu Trojanů, tj. planetek trvale usazených v okolí Lagrangeových bodů L4,5 soustavy Slunce - planeta, má Jupiter (cca přes 1560 planetek); s velkým odstupem následuje Mars (6 planetek) a jednoho Trojana má i Neptun (2001 QR322). Podle R. Brassera aj. se k této skupině dá přiřadit i "zemská" planetka (3753) Cruithne. Zdá se, že Trojané se z dynamických důvodů nemohou vyskytovat u Merkuru, Saturnu a Uranu.
Významné výsledky, týkající se planetek, se nyní daří získávat i obřími přístroji, které jsou přednostně určeny pro pozorování hlubokého vesmíru. Přehlídka SDSS totiž umožnila takříkajíc mimochodem změřit barvy povrchu 28 tis. planetek, z nichž téměř 8,5 tis. patří ke známým rodinám planetek. Tyto rodiny mají různé stáří, odpovídající době, kdy se původní těleso srážkou rozpadlo na rodinu. Tak se podařilo objevit závislost barvy planetek na jejich stáří, počítaném od okamžiku, kdy příslušná rodina vznikla. R. Jedicke aj. tak potvrdili, že povrch planetek hlavního pásu třídy S zvětrává s časem a mění tak barvu v intervalu od 50 tis. do 100 mil. let.
Nejmladší je rodina planetek Karin - podle F. Yoshidy aj. vznikla srážkou před 5,8 mil. let - kdežto k nejstarším (řádově 1 mld. let) patří rodiny Koronis a Eunomia. Podle B. Clarkové tak lze vysvětlit i odchylnou barvu meteoritů - obyčejných chondritů, protože po dopadu na Zemi již nejsou vystaveny kosmickému zvětrávání, tj. působení kosmického záření, implantaci iontů ze slunečního větru a impaktní erozi, na rozdíl od jejich mateřských planetek, pohybujících se dosud v kosmickém prostoru. J. Richardson aj. nalezli na snímcích planetky Eros, pořízených sondou NEAR degradaci malých dopadových kráterů seismickými otřesy, jež vznikají po impaktech projektilů dostatečné ráže na planetku. R. Binzel využil barevných měření v blízké infračervené oblasti spektra pro klasifikaci 252 blízkozemních planetek, pozorovaných v letech 1994 - 2002. Zjistil, že 14% těchto objektů jsou fakticky vyhaslá jádra komet. Pro objevování planetek zejména mimo rovinu ekliptiky se výborně osvědčuje infračervený kosmický teleskop SST, jenž bude patrně funkční až do r. 2008, a pro zpřesňování drah planetek též kamera ACS na HST, kde se planetky na snímcích snadno prozradí vlastním pohybem během expozice.
Podle E. Asphauga je budoucí výzkum planetek závislý na pokroku kosmické techniky, neboť se rýsují možnosti odběru vzorků z povrchu či dokonce podpovrchu planetek a rozlišení povahy konkrétních planetek - v mnoha případech jde o hromady sutě s nízkou střední hustotou srovnatelnou s hustotou vody v pozemských podmínkách, zatímco jiné planetky jsou kamenné, popř. mají železoniklová jádra. Měkké přistání výzkumných modulů na planetkách komplikuje skutečnost, že úniková rychlost z planetek je nepatrná, např. při průměru planetky 500 m činí jen 200 mm/s. Proto se uvažuje o připoutání modulů k povrchu pomocí harpuny. Tyto studie budou mít klíčový význam pro návrh vhodných metod odklonu potenciálně nebezpečných planetek-křížičů od kolizní trajektorie se Zemí.
C. McInnes navrhl využít pro změnu trajektorie nebezpečného křížiče impaktního projektilu, navedeného pomocí sluneční plachty na vstřícnou dráhu proti směru pohybu planetky, čímž se v přísluní zvýší rychlost střetu projektilu s planetkou až na 60 km/s, což v porovnání s klasickým manévrem zvýší kinetickou energii nárazu 40krát, takže hmotnost projektilu lze snížit o 95%. Kamennou planetku o průměru 2 km by pak dokázal dostatečně odklonit projektil o hmotnosti pouhých 650 kg. Startovní hmotnost zařízení by činila jen 3,4 t; z toho na složenou sluneční plachtu by připadlo pouze 0,55 t. Plachta by měla po rozvinutí v kosmu průměr 330 m a při nárazu projektilu na planetku by se uvolnila kinetická energie, odpovídající 1,25 Mt TNT! Autor odhaduje náklady na projekt včetně startu a ceny sluneční plachty na 150 mil. dolarů.
Ostatně Nadace B612 (označení planetky, kterou podle A. Saint Exupéryho objevil turecký astronom v novele Malý princ), založená americkými astronomy a astronauty v říjnu 2002, zamýšlí podle svého předsedy D. Durdy zkušebně odklonit vhodnou planetku již v r. 2015 (podrobnosti na webové adrese: www.b612foundation.org). Kromě toho let k blízkozemní planetce není energeticky o mnoho náročnější než let na Mezinárodní kosmickou stanici, takže podle názoru Nadace jde o mnohem vhodnější pilotovaný kosmický projekt než let na Měsíc či na Mars.
K podpoře objevů nových křížičů astronomy-amatéry schválil americký kongres odměnu 3 tis. dolarů za každý takový objev. Dne 18. března 2004 proletěla ve vzdálenosti pouhých 43 tis. km od Země planetka 2004 FH o průměru cca 30 m, takže její hmotnost představuje asi desetinu hmotnosti tunguzského meteoritu. Tuto miniaturní planetku objevil automatický dalekohled LINEAR - ze světelné křivky vyplynula rotační perioda balvanu pouhých 90 s. Těleso se přitom šinulo po obloze úhlovou rychlostí až 10arcsec za sekundu! M. di Martino aj. využili těsného přiblížení (0,0125 AU) planetky č. 33342 (1998 WT24) k Zemi v polovině prosince 2001 k bistatickým radarovým měřením na stanicích Goldstone v Kalifornii, Medicina v Itálii a Jevpatorija na Krymu, aby zpřesnili její dráhové parametry: přísluní 0,42 AU; odsluní 1,02 AU; e = 0,42; i = 7°, oběžná doba 222 d - planetka patří k typu NEO Aten. Její rotační perioda činí 3,7 h.
Planetku s nejmenší drahou objevila aparatura LONEOS 10. května 2004 jako těleso 19 mag s předběžným označením 2PP4 JG6. Planetka je menší než 1 km, oběhne Slunce za pouhých 6 měsíců a přísluní její dráhy se nalézá uvnitř dráhy Merkuru, zatímco odsluní je uvnitř dráhy Země. Koncem září 2004 proletěla poměrně velká (5 x 2 km) planetka (4179) Toutatis v minimální vzdálenosti 1,5 mil. km od Země mezi souhvězdími Teleskopu, Kentaura a Kozoroha, když se pohybovala úhlovou rychlostí až 30°/d (v největším přiblížení až 1,5arcmin/min) a dosáhla maxima 9 mag. Bylo to její největší přiblížení k Zemi mezi léty 1353 a 2562.
A. Boattini shrnul údaje o blízkozemních planetkách do konce listopadu 2003. Celkem jich bylo v té chvíli známo 2250 v intervalu průměrů od 10 m do 30 km. Počet objevů NEO prudce roste od r. 1997, kdy započaly automatické přehlídky oblohy s detektory CCD. Naneštěstí většina přehlídek probíhá na severní polokouli - jižní polokoule trpí nedostatkem přehlídkových strojů. J. Stuart a R. Binzel shrnuli nejnovější údaje o populaci blízkozemních planetek s průměrem nad 1 km, jichž bylo do poloviny r. 2004 objeveno již 1090 - autoři odhadují, že je to něco málo přes polovinu všech takových těles. Třetina z nich patří k planetkám typu X, 22% k typu S, 17% k typu D a 14% k typu Q. Průměrná hustota blízkozemních planetek dosahuje dvojnásobku hustoty vody; extrémy jsou 1,4 a 2,7-násobky. Průměrné intervaly mezi srážkami s tělesy kalibru tunguzského meteoritu (energie 60 PJ) činí asi 2,5 tis. let; s tělesy o průměru 200 m (4 EJ) asi 56 tis. let, s tělesy o průměru 1 km (1 ZJ) asi 600 tis. let a s tělesy o průměru 3 km (40 ZJ) jednou za 10 mil. roků. Impakt Chicxulub (průměr planetky 10 km) před 65 mil. lety uvolnil energii řádu 1 YJ. Dlouhodobá průměrná úmrtnost na následky impaktů planetek se odhaduje na 100 osob ročně.
B. Burattiová aj. zkoumali blízké infračervené spektrum povrchu planetky hlavního pásu (9969) Braille, kterou v červenci 1999 navštívila experimentální sonda Deep Space 1. Planetka obíhá v periodě 3,6 r po dráze s velkou poloosou 2,3 AU, sklonem 29° a výstředností 0,43. Jde o vejčité těleso s hlavními rozměry 2,1 x 1 x 1 km, které má mimořádně pomalou rotaci - 9,4 d. Autoři se domnívají, že to je důkaz vzniku objektu po mohutné kosmické srážce, k níž podle zbarvení povrchu došlo relativně nedávno. Spektrálně patří planetka k typu Q a na povrchu obsahuje pyroxeny a olivín.
V hlubinách sluneční soustavy bylo v polovině r. 2004 známo již více než 130 Kentaurů mezi Jupiterem a Neptunem a 1000 transneptunských objektů (TNO). Není divu, že rostoucí počet obou typů těles přináší řadu zajímavých zjištění i objevů. O. Groussin aj. shrnuli spektrální a fotometrická pozorování Kentaurů (2060) Chiron a (10199) Chariklo za léta 1969 - 2001, z nichž vyplývá, že Chiron (a = 13 AU; per 51 r) má téměř kulový tvar o průměrném poloměru 71 km a albedu 0,11. Jeho povrch je ze 30% pokryt vodním ledem a zbytek představují tuhá zrnka. Planetka Chariklo, objevená teprve r. 1997 (a = 16 AU; per 63 r), je tmavší (albedo 0,07), protože tuhá zrnka pokrývají 80% povrchu; zbytek je vodní led. Její poloměr dosahuje 118 km.
Mezi nově objevenými objekty TNO vzbudil mimořádnou pozornost objekt 2003 VB12, nalezený M. Brownem aj. v polovině listopadu 2003 pomocí kamery QUEST (170 Mpix) u Schmidtovy komory na Mt. Palomaru. Protože se brzy po objevu podařilo objekt dohledat na archivních snímcích z let 1990 - 2002, dala se spočítat dráha tělesa ve sluneční soustavě, která až do té doby neměla obdoby. V době objevu bylo těleso nazvané (90377) Sedna plných 89 AU od Slunce a přísluním projde teprve r. 2075 ve vzdálenosti 76 AU. Při nezvykle velké výstřednosti 0,86 se pak dostane v odsluní za více než 5,5 tis. roků do vzdálenosti 950 AU od Slunce (z této vzdálenosti se Slunce jeví jako objekt -3 mag!) - plná oběžná doba totiž činí 11,5 tis. roků. Průměr Sedny se dá jen přibližně odhadnout na cca 1500 km (je větší než Plutův průvodce Charon) a teplota na jeho povrchu dosahuje pouhých 33 K - v odsluní dokonce jen 20 K.
Tentýž tým objevil na Mt. Palomaru v únoru 2004 objekt 2004 DW s absolutní hvězdnou velikosti 2,2, což ho řadí podle jasnosti na druhé místo mezi TNO, hned po Plutu. Jeho dráhové parametry ho ostatně odpovídají tzv. plutinům. Ve vzdálenosti 40 AU od Slunce byl B = 20 mag. Podle S. Fornasiera aj. je jeho průměr 1600 km a v blízké infračervené oblasti má spektrální pásy vodního ledu. Kde se vzaly objekty typu Sedna ve sluneční soustavě, je naprosto nejasné. A. Morbidelli s H. Levisonem a nezávisle S. Kenyon s B. Bromleyem dospěli ke shodnému závěru, že v úvahu připadají dvě možnosti, obě související s průchodem cizí hvězdy v blízkosti Oortova mračna. Poruchové působení cizí hvězdy usměrnilo objekt z Oortova mračna do EKP, anebo poruchové působení Slunce vytrhlo z oblaku planetesimál kolem cizí hvězdy některá tělesa, která se tak stala cizokrajnými vetřelci v naší sluneční soustavě (první mechanismus je asi o řád účinnější).
G. Bernstein aj. využili výkonné kamery ACS HST k prohlídce plošky 0,02 čtv. stupně do mezní hvězdné velikosti 29,2 mag s cílem najít tam nové objekty sluneční soustavy ve vzdálenostech nad 25 AU od Slunce. Objevili tak 3 nové objekty zhruba o 3 mag slabší než je mez ostatních (pozemních) přehlídek. To odpovídá přibližnému průměru nových objektů 25 km. Odtud pak odhadli, že celková hmotnost těles v hlavním Edgeworthově-Kuiperově pásu (EKP) nepřevyšuje 1% hmotnosti Země, a že jedině tzv. excitované objekty EKP mají souhrnnou hmotnost asi o řád větší. Autoři uvedli, že ačkoliv mez dohlednosti přehlídky pro tělesa větší než 40 km byla určitě přinejmenším 60 AU, ve skutečnosti všechna objevená tělesa byla blíže než 43 AU od Slunce - tento neočekávaně blízký vnější okraj EKP vysvětluje, proč je úhrnná hmotnost těles EKP poněkud nižší, než se zprvu čekalo. J. Stansberry aj. využili dalekohledu SST k měření albeda objektů EKP a dostali tak střední hodnotu 12%, což znamená, že tyto objekty jsou o něco světlejší, než se dosud usuzovalo. Tím se ovšem zmenšují odhady rozměrů TNO, založené na pozorované jasnosti ve vizuálním a infračerveném pásmu a i to vede ke snížení odhadované hmotnosti EKP.
V. Jemeljaněnko aj. usuzují, že TNO s vysokými dráhovými výstřednostmi jsou zdrojem nových komet Jupiterovy rodiny. Jelikož životní doba komet Jupiterovy rodiny je maximálně 200 oběhů (< 2 tis. let), musíme umět vysvětlit, odkud se neustále berou její noví členové. Autoři považují za příslušnou zásobárnu objekty TNO s vysokými výstřednostmi. Tato populace objektů byla v době vzniku sluneční soustavy asi 20krát početnější než nyní, takže zachycování jejích objektů Jupiterem ji postupně decimuje. E. Pittich aj. ukázali, jak negravitační síly a dráhové rezonance od všech planet postupně zkracují oběžné periody komety Jupiterovy rodiny, čímž vznikají kometární dráhy podobné dráze krátkoperiodické Enckeovy komety. J. Matese a J. Lissauer studovali časové změny přísluní pro nové komety, přicházející z Oortova mračna, tj. s velkými poloosami drah a >10 tis. AU. Odtud vyplývá, že většina těchto komet byla z Oortova mračna vymrštěna do nitra sluneční soustavy díky slapům jádra Galaxie a dostala se na současné dráhy relativně nedávno.
Sluneční družice SOHO si neustále upevňuje své postavení nejúspěšnějšího přístroje na objevování komet v historii astronomie. Dík koronografům na palubě družice totiž do poloviny r. nalezla již 800 komet - téměř čtyři pětiny objevů přitom připadá na astronomy-amatéry, kteří pečlivě prohlížejí družicové snímky slunečního okolí na internetu. J. Crovisier aj. nalezli v archivu radioteleskopu IRAM jasné komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) zřetelné spektrální pásy molekuly glykoletylénu (HOCH2CH2OH), jejichž frekvence byly teoreticky předpovězeny až v r. 2003. Jde přitom o nejběžnější organickou molekulu v kometárních ledech.
R. Nelson aj. popsali hlavní výsledky těsného setkání sondy Deep Space 1 s kometou 19P/Borrelly v září 2001. Kometa sama patří do Jupiterovy rodiny komet - byla objevena r. 1904. Porucha dráhy Jupiterem v r. 1972 změnila její dráhu tak příznivě, že se stala vhodným cílem experimentální sondy DS-1. Průlet sondy se odehrál relativní rychlostí 16,5 km/s a nejlepší snímky jádra měly lineární rozlišení 47 m. Povrch podlouhlého jádra je mimořádně tmavý (albedo 0,01 -- 0,03) a z jeho povrchu směřují do vzdálenosti až 5 km výtrysky prachu a plynu o šířce až 0,5 km.
Počátkem ledna 2004 proletěla kosmická sonda Stardust v ceně 168 mil. dolarů ve vzdálenosti 236 km od jádra komety 81P/Wild 2 vzájemnou rychlostí 6 km/s ve vzdálenosti 389 mil. km od Země. Pořídila přitom 72 snímků jádra komety s lineárním rozlišením lepším než 20 m. Z jádra, pokrytého četnými velkými impaktními krátery, vychází alespoň 20 usměrněných výtrysků plynu a prachu. Podle H. Weavera je jádro tuhé a husté; má tvar trojosého elipsoidu o rozměrech 5,5 x 4,0 x 3,3 km. Kometa, která teprve nedávno přiletěla z Edgeworthova-Kuiperova pásu, prodělala následkem těsného přiblížení k Jupiteru v září 1974 drastickou změnu své dráhy - její oběžná doba se zkrátila ze 40 let na 6,4 roku a celá dráha se od té doby vejde dovnitř dráhy Marsu. To usnadnilo navedení sondy, která nesla na své palubě speciální křemičitý aerogel, vhodný pro zachycení mikrometrových zrnek, vyvržených z jádra komety. Sonda též zachycovala na jaře 2000 a na podzim 2002 mikrometeority, event. i mezihvězdného původu, a celý tento vzácný náklad dopravila počátkem r. 2006 bezpečně na Zemi.
K. Meechová aj. shrnuli údaje o 21 jádrech komet, pozorovaných poblíž odsluní (> 20 AU) jednak HST a jednak Keckovým dalekohledem. Jádra krátkoperiodických komet mají poloměry od 0,3 do 15 km (medián je 1,6 km). Dlouhoperiodické komety mají dle očekávání větší jádra s poloměry v rozmezí 4 -- 56 km. M. Zamaraškinová a J. Medvěděv popsali pravděpodobný průběh fragmentace komety Shoemaker-Levy 9 při jejím těsném průletu (92 tis. km od planety) u Jupiteru dne 7. července 1992. Pozdější úlomek H představuje hlavní část původního jádra komety o průměru 4 km a rotační periodě 54 h. Štěpení ledové sutě, tvořící původní jádro, započalo asi hodinu před průletem perijovem a největší úlomky po štěpení měly rozměry až 1,6 km. K objevu řetízku asi dvou tuctů těchto úlomků, jež směřovaly do posledního apojova, pak došlo koncem března 1993. Úlomky proletěly apojovem 13. července 1993 a pak se celý rok řítily čím dál vyšší rychlostí až 60 km/s vstříc záhubě v Jupiterově atmosféře. Byl to první případ v dějinách astronomie, kdy jsme mohli sledovat srážku dvou těles sluneční soustavy doslova v přímém přenosu a výsledky pozorování jsou dodnes epochální.
Jaro 2004 přineslo astronomům podívanou hned na tři jasné komety, z nichž dvě byly objeveny už v předešlých letech, takže se na jejich představení s předstihem čekalo. Koncem března 2004 počaly být očima viditelné komety C/2001 Q4 NEAT a C/2002 T7 LINEAR. První z nich prošla přísluním (0,96 AU) 16. května 2004, když předtím 7. května byla nejblíže Zemi (0,3 AU) - právě tehdy dosáhla v Jednorožci 3 mag. Očima byla viditelná do konce května, kdy opouštěla souhvězdí Rysa. Druhá kometa však již koncem března přecházela na jižní polokouli a přísluním prošla 23. 4. 2004 ve vzdálenosti 0,6 AU od Slunce. Teprve 19. 5. se přiblížila k Zemi na necelé 0,3 AU a tehdy dosáhla v souhvězdích Eridanu a Zajíce největší jasnosti 2,4 mag, ale to už vlivem planetárních poruch letěla po hyperbolické dráze, takže sluneční soustavu navždy opustí. Očima byla vidět do poloviny června.
Předtím již 23. března 2004 objevil ve věku 76 let proslulý australský lovec komet W. Bradfield v souhvězdí Velryby svou 18. kometu 2004 F4 jako mlhavý obláček 8 mag. Kometa se pak rychle zjasňovala a od 8. dubna byla vidět očima; maxima 1 mag dosáhla 17. dubna, kdy prošla přísluním ve vzdálenosti 0,17 AU a byla přitom pozorována družicí SOHO. Její chvost se nejvíce protáhl 28. dubna - úhlově na 8° a lineárně na 22 mil. km. Očima byla kometa vidět v souhvězdí Ryb až do konce dubna. Koncem června 2004 byla znovuobjevena periodická kometa Hartley-IRAS (1983 V1 = 1984 III) jako objekt 2004 V2 (19 mag). Proti předpovědi se na své 21,5 r dlouhé oběžné dráze předběhla téměř o 5 dnů.
Koncem srpna objevil kalifornský astronom-amatér D. Machholz v Eridanu svou jubilejní 10. kometu 2004 Q2 jako mlhavou skvrnku 11 mag. Od objevu předešlé 9. komety strávil neúspěšným hledáním 1457 h během 10 roků. Celkem tak od r. 1975 věnoval hledání komet již 7047 h! Machholzova 10. kometa se však objeviteli odměnila tím, že od konce listopadu začala být viditelná očima v souhvězdí Býka a stala se doslova Tříkrálovou kometou počátkem ledna 2005, když 5. ledna byla nejblíže k Zemi (51 mil. km) a vzápětí minula Plejády. Tehdy dosáhla 3,5 mag. Přísluním ve vzdálenosti 180 mil. km od Slunce prošla 24. ledna 2005.
Prvním silným (maximální frekvence 50 -- 200 met/h) meteorickým rojem roku jsou teprve od r. 1835 Kvadrantidy s několik hodin trvajícím maximem činnosti kolem 3. ledna. Souhvězdí Zedního kvadrantu však už v moderních astronomických atlasech nenajdeme, ale název se zachoval, protože přesněji určuje polohu radiantu roje, který se nachází na okraji souhvězdí Pastýře poblíž rozhraní s Drakem a Herkulem. Donedávna to byl jediný význačný meteorický roj, jehož mateřské těleso (kometa?) nebylo známo, ale to se změnilo díky přehlídkovému teleskopu LONEOS ve Flagstaffu v Arizoně, jímž byla mj. objevena planetka 2003 EH1. I. Williams aj. ukázali o rok později, že kolem r. 1500 n.l. byly tehdejší elementy dráhy této planetky shodné s elementy Kvadrantid. Těsně předtím byla spatřena jasná kometa C/1490 Y1 s podobnou drahou, takže je vysoce pravděpodobné, že planetka je úlomkem kometárního jádra. Dráha roje i planetky se výrazně mění vinou planetárních poruch a to je důvod, proč se Kvadrantidy objevily teprve v XIX. stol. Krátké ostré maximum frekvence roje svědčí o jeho relativním mládí pouhého půl tisíciletí.
P. Koten aj. zpracovali dvojstaniční pozorování vizuálních meteorů pomocí videokamer pro hlavní meteorické roje během roku. Podařilo se jim zaznamenat dráhy a světelné křivky pro 496 meteorů s absolutní jasností od -2,1 do +4,7 mag, což odpovídá intervalu hmotností meteoroidů od 0,1µg do 0,1 ng. Typické kometární roje Perseid, Leonid a Orionid byly porovnány s téměř dvakrát pomalejšími Geminidami a Tauridami. Pomalé meteoroidy se vyznačují souměrnou světelnou křivkou s maximem jasnosti uprostřed svítící dráhy. Bez ohledu na hmotnost meteoroidu začínají svítit v téže výši. Naproti tomu výška zážehu kometárních meteoroidů roste s jejich vstupní hmotností.
M. Campbell-Brown podal zprávu o silném denním meteorickém roji Arietid, jenž byl pozorován vždy kolem 9. června v letech 2001-2003 kanadským radarem CMOR v Ontariu na frekvenci 29 MHz. Geocentrická rychlost meteoroidů činí 38 km/s a maximální přepočtená frekvence až 200 met/h! Zatím lze jen spekulovat o mateřském tělesu tohoto roje, protože radarová data vykazují některé nejasnosti.
D. Galligan a W. Baggaley zpracovali údaje o meteorech, pozorovaných v letech 1995-99 pomocí novozélandského radaru AMOR. Mezní hvězdná velikost radaru odpovídá optickým meteorům 14 mag, tj. o hmotnosti jen 0,3 pg resp. průměru meteoroidů 40µm. Celkem získali údaje o půl milionu radarových meteorů a rozdělení jejich drah ve vzdálenosti 1 AU od Slunce - v záznamech je patrný vliv planetek typu Apollo a Aten na strukturu prachové složky sluneční soustavy.
P. Pecina a D. Pecinová zpracovali ondřejovská radarová měření Leonid v letech 2000-2002. Aktivita roje trvala v letech 2000 a 2001 přes 2 dny a frekvence rychle kolísala. Naproti tomu v r. 2002 bylo vidět jen hlavní a vedlejší maximum v intervalu několika málo hodin - zato v porovnání s předešlými lety byly v roji více zastoupeny slabší meteory. Standardně se opakuje maximum pro délku Slunce 236,11°. Nečekaně vysoká aktivita nastala 19.11. 2001; zatím pro ni neexistuje kloudné vysvětlení.
P. Jenniskensovi aj. se zdařilo 12. 2. 2002 pořídit šťastnou náhodou rozostřené optické a blízké infračervené spektrum meteorické stopy pomocí spektrografu FORS-1 u jednoho z největších dalekohledů světa - VLT v Chile. Stopa ve výšce 100 km nad zemí pocházela od bolidu -8 mag a v jejím spektru byly nalezeny čáry atomárního i molekulárního dusíku a kyslíku. Excitační teplota ve stopě přesahovala 4300 K.
T. Kasuga aj. získali 23. 6. 2004 pomocí kamery HDTV spektrum Bootidy 5 mag v pásmu 360 -- 620 nm. Ve spektru jsou patrné emise Mg I, Fe I a Na I. Poměry těchto prvků se liší od jejich zastoupení na Slunci; excitační teplota dosáhla 3900 K. Bootidy byly předtím aktivní jen v letech 1916, 1927 a 1998. Jejich mateřskou kometou je 7P/Pons-Winnecke, takže dráha roje je silně rušena Jupiterem. Rychlost střetu meteoroidů se Zemí je mimořádně nízká - jen 18 km/s. V r. 2004 překvapily Perseidy, které dle předpovědi E. Lyytinena a T. van Flanderna měly mít 15 h před hlavním maximem ostrý vrcholek na frekvenční křivce, díky meteoroidům, uvolněným z mateřské komety Swift-Tuttle při jejím návratu ke Slunci v r. 1862. Předpověď se báječně vyplnila kolem 21 h UT dne 11. 8. (ekliptikální délka Slunce 139,4°), kdy se vyskytlo mnoho bolidů až -7 mag.
F. Selsis aj. zjišťovali, které meteorické roje by mohly být v činnosti v okolí ostatních planet sluneční soustavy. U Merkuru by to mohl být roj komety 2P/Encke, kdežto u Venuše zejména roj komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, která se k planetě přibližuje na pouhých 240 tis. km. Pro Mars připadá v úvahu hned pět známých komet a pro Jupiter opět kometa 45P a dále 4P/Faye. Nejnadějnější je v tomto směru zřejmě Mars, kde ve větších výškách nad planetou je atmosféra dokonce hustší než pozemská.
O. Gingerich připomněl, že již Ptolemaios a Kopernik se pokoušeli o odhad vzdálenosti Země od Slunce a vyšlo jim, že 1 AU se rovná 1210 Rz, takže tuto vzdálenost podcenili 20krát. Kepler na základě Tychonova neúspěšného pokusu nalézt geocentrickou paralaxu Marsu však usoudil, že tato vzdálenost je alespoň 3krát větší, jenže z dalších úvah dospěl k ještě horší hodnotě pouhých 360 Rz. Proto též při výpočtu data přechodu Venuše přes Slunce soudil, že Venuše přitom zakryje téměř čtvrtinu slunečního disku!
A. Boss připomněl, že až do r. 1995 se při modelování vzniku obřích planet uvažovala pouze akrece zbytků ochlazeného plynného protoplanetárního disku na tuhá jádra o hmotnostech řádu 10 Mz. Odtud vyplýval poměrně pomalý vznik obřích planet po mnoha milionech let. Od té doby se však přišlo na to, že protoplanetární disky se mohou rychle ochladit konvekcí a pak vznik planet proběhne mnohem rychleji (během tisíců let) díky gravitačním nestabilitám v ochlazeném disku, jak dokazují modelové výpočty. Podle O. Hubického aj. má Jupiter kamenné jádro o hmotnosti v intervalu 0 -- 10 Mz, kdežto Saturn v intervalu 6 -- 15 Mz. Obě planety však mají přinejmenším o půl řádu více kovů než Slunce. Uran a Neptun jsou z větší části kamenné planety, obklopené plynem o hmotnosti 2 -- 4 Mz.
W. Rice aj. využili hydrodynamické simulace k odhalení pravděpodobných následků rozpadu nestabilního protostelárního disku o hmotnosti 10% hmotnosti mateřské hvězdy. Zjistili, že již za 12 tis. let se v okolí hvězdy objeví díky gravitačními hroucení zhustků v rozpadajícím se disku a následné akreci okolního plynu 83 substelárních (do hmotnosti 0,01 M☉) a protoplanetárních (s hmotností = cca. 0,001 M☉) objektů, z nichž však 74 během následujících 21 mil. let mateřskou hvězdu opustí a stane se interstelárními nomády, z toho 19 planet o hmotnosti blízké Jupiteru. Dalších 7 objektů se rovněž odporoučí následkem blízkých setkání s okolními hvězdami a jeden se zřítí na mateřskou hvězdu. Zbude tedy jen jeden objekt trvale gravitační vázaný k mateřské hvězdě. Galaxie by tedy měla být vyplněna spoustou osamělých hnědých trpaslíků a obřích planet, jež se však obtížně hledají.
Také S. Oxley a M. Woolfson ukázali pomocí hydrodynamických simulací, že v hustých hvězdokupách mohou snadno vznikat osamělé exoplanety rovnou, díky interakci již vzniklých prahvězd a okolních zhustků prachu a plynu. Takto vznikající planety obíhají zprvu po velmi protáhlých drahách s výstředností až 0,9 a o poloosách dlouhých až 2000 AU; odtud je jen krůček k jejich osamostatnění. Modelové výpočty pro hvězdy slunečního typu naznačují, že asi 7% těchto hvězd má mít exoplanety typu jupiter, což je v souladu s pozorováním. R. van Boekel aj. zkoumali vnitřní 2 AU u protoplanetárních disků tří Herbigových hvězd třídy Ae pomocí interferometru VLT se základnou 103 m, čímž docílili úhlového rozlišení 20 mas v infračerveném pásmu 7,5 -- 13,5 µm. Zjistili, že disky obsahují jak amorfní zrnka, tak i krystalky křemičitanů, což souhlasí se složením meteoritů a naznačuje, že právě takový materiál tvoří stavební kamínky při vzniku planet sluneční soustavy.
C. Agnor a E. Asphaug ukázali, že v zárodečné sluneční soustavě se 1 km planetesimály sbalily během 100 -- 10 000 let a 1000 km zárodky během 100 tis. až 1 mil. roků. Pak se buď navzájem začnou srážet, anebo vytvoří vnitřní část sluneční soustavy. Pokud dojde k čelní srážce dvou protoplanetárních embryí o hmotnosti 0,1 Mz nízkou rychlostí, embrya se spojí. Při tečné srážce se vytvoří těsný pár embryí, která posléze rovněž splynou. Jenže při vyšších rychlostech se tělesa od sebe odrazí a vypadnou ze sluneční soustavy - právě polovina srážek končí splynutím a druhá polovina vymrštěním. S. Raymond aj. propočítali 44 modelů gravitačních nestabilit v horkém disku sluneční pramlhoviny a zjistili, že ke vzniku planetesimál dochází jak akrecí, tak gravitačními nestabilitami. Jakmile začnou planetesimály splývat, je vyhráno - v jednotlivých modelech dostali 1 -- 4 protoplanety terestrického typu, obíhající blíže než 2 AU k Praslunci. Problémem zůstává, odkud tyto původně suché protoplanety získají vodu.
L. Neslušan přišel s domněnkou, že z posloupnosti vzdálenosti planet podle Titiusova-Bodeova pravidla by měla být vyňata Země, která podle jeho názoru vznikla v oblasti hlavního pásma planetek a do dnešní vzdálenosti se dostala planetární migrací. R. Gomes aj. zjistili, že migrace může také probíhat opačným směrem, jak dokázali na případu Neptunu, který podle jejich názoru vznikl ve vzdálenosti 22 AU od Slunce. V té době sahal plynný protoplanetární disk do vzdálenosti 30 AU od Slunce a Neptun podléhal neustálým výměnám energie a momentu hybnosti s okolními planetesimálami. Tím se posouval až k vnějšímu okraji disku, kde interakce ustaly, takže v této vzdálenosti zůstal dodnes. Titíž autoři zjistili, že příčinou migrace Neptunu i Uranu byl fakticky Saturn, jenž směřoval k rezonanci oběžných dob 2 : 1 s Jupiterem a přitom si vyměňoval energii s planetkami, které naváděl na oběžné dráhy směrem k Zemi - právě tím též destabilizoval původní dráhy Uranu a Neptunu. Neptun tak zase narušoval pohyby těles TNO, která po dobu asi 100 mil. let bombardovala Zemi a Měsíc - četnost velkých impaktů na Měsíci byla tehdy asi o tři řády vyšší než dnes. Tehdejší období těžkého bombardování před více než 3,8 mld. let však mohlo Zemi opatřit kýženou vodu.
G. Ogilvie a D. Lin hledají příčinu migrace obřích exoplanet do blízkosti mateřských hvězd ve výměně momentu hybnosti exoplanety se zárodečným akrečním diskem kolem mateřské hvězdy. Slapová disipace pak způsobí, že původně výstředné dráhy exoplanet se nutně změní na kruhové po dokončení migračního manévru. S tím souhlasí též I. Dobbs-Dixon aj., kteří ukázali, že všechny exoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 d mají skutečně kruhové dráhy. Exoplanety s oběžnými dobami 7 -- 21 d právě prodělávají zmíněný přechod z excentrické dráhy na kruhovou díky slapům.
Slunce je úžasný a neobyčejně stabilní zdroj bezmála nehmotných neutrin: podle M. Weisskopfa jich uvolní každou sekundu neuvěřitelných 2.1039! Pro srovnání: týž počet atomů by obsahovala krychlová kostka tuhy o hraně 1 km. Jak známo, kvůli nepatrnému účinnému průřezu je technicky mimořádně obtížné zachytit sluneční neutrina na Zemi. Poprvé se to zdařilo americkému chemikovi R. Davisovi v proslulém experimentu v dole Homestake v Jižní Dakotě, jenž trval od r. 1967 do r. 1992. Jeden z nejdelších pokusů v dějinách astrofyziky byl založen na zachycování neutrin jádry atomů chlóru, jak to teoreticky propočítal italský fyzik B. Pontecorvo již v r. 1946. Davis během čtvrtstoletí uskutečnil 108 cyklů měření toku slunečních neutrin tak, že vždy po čtvrtroce změřil počet radioaktivních atomů 37Ar, které v podzemní nádrži s perchloretylénem vznikly díky Pontecorvově reakci. Celkem tak získal pouhých 2200 radioaktivních atomů (třikrát méně, než se všeobecně čekalo), což mu v r. 2002 vyneslo Nobelovu cenu za fyziku.
Právě tehdy se ukázalo, že pozorovaný deficit lze objasnit díky oscilacím neutrin, které intuitivně předvídal týž Pontecorvo již v letech 1957-8 (v mezidobí musel Pontecorvo, podezřelý z atomové špionáže pro Sovětský svaz, uprchnout z kanadské atomové laboratoře Chalk River do SSSR, kde byl zvolen akademikem pod jménem Pontekorov). Jak známo, neutrina díky svému zanedbatelnému účinnému průřezu nás informují o okamžitém stavu slunečního nitra, zatímco elektromagnetické záření se z nitra Slunce na jeho povrch prodírá plných 10 mil. roků průměrnou rychlostí 10 mm/h.
Nevýhodou Davisova experimentu byla malá časová rozlišovací schopnost. Nyní se podařilo tuto slabinu odstranit zásluhou měření z japonské podzemní aparatury Superkamiokande v letech 1996,5 - 2001,3. Pro každé zachycené neutrino totiž známe přesný čas příletu. Jak zjistil T. Shirai, naměřené kolísání průměrných hodnot toku slunečních neutrin o 7% během roku vyplývá z výstřednosti dráhy Země kolem Slunce. Přes tuto očekávanou změnu se však překládá překvapivé sinusové kolísání toku o 13% v periodě 30 měsíců, které nikterak nesouvisí s kolísáním sluneční činnosti, takže jeho příčina není zatím známa.
Pro rychlejší poznání stavby a vývoje Slunce má velký význam nalézání tzv. slunečních analogů mezi jasnými hvězdami. To se nyní zdařilo C. Soubiranovi a A. Triaudovi, kteří porovnávali spektrum Slunce ve světle, odraženém od Měsíce a planetky Ceres, s kvalitními spektry jasných hvězd, pořízenými pomocí spektrografu ELODIE u 1,9 m reflektoru observatoře v Haute Provence. Našli tak celkem 10 dobrých slunečních analogů, jímž jednoznačně vévodí hvězda 18 Sco (HD 146233; 5,5 mag; 14 pc). Je však o 0,4 mld. let starší a následkem toho o 5% svítivější než Slunce; má též o 90 K nižší efektivní teplotu. Porovnání chemického složení 15 slunečních analogů A. Galejevem aj. ukázalo, že k nalezení dobrých analogů nestačí pouhá vícebarevná fotometrie; musí se vzít v úvahu i poměrné zastoupení chemických prvků v jejich atmosférách. Právě toto kritérium potvrdilo výjimečné postavení hvězdy 18 Sco. Ze zmíněných 15 analogů má jen 6 totožné chemické složení jako Slunce, zatímco 4 analogy vykazují přebytek a 5 analogů deficit některých prvků v porovnání se Sluncem - mezi nimi jsou i 2 podobři.
M. Ogurtsov srovnal údaje o sluneční činnosti, získaná jednak pomocí relativních (Wolfových) čísel za léta 1700-2000 a jednak nepřímo za období 1090 - 1700, s údaji radiouhlíkové metody za období 8005 př. n.l. - 1895 n.l. Zjistil tak, že za celou tu dobu se intenzita a periodicita sluneční činnosti nezměnila. D. Hathaway a R. Wilson soudí, že za posledních 400 let se počty skvrn hodí jako indikátor sluneční činnosti, který je korelován jak s decimetrovým radiovým šumem Slunce, tak s počtem a intenzitou rentgenových erupcí, s úrovní geomagnetické činnosti i s tokem galaktického kosmického záření. Dobrá data máme za posledních 27 cyklů sluneční činnosti, pro něž vychází průměrná perioda (10,9 ±1,2) roku. Amplituda slunečních cyklů kolísá v 90leté periodě. Při větší amplitudě cyklu má předešlý cyklus vysokou úroveň během minima a interval od minima do maxima je kratší. Pro 24. cyklus předpovídají maximální R = (145 ±30) v r. 2010, kdežto 25. cyklus by měl vrcholit až v r. 2023. K. Li a H. Wang předpokládají, že příští 24. cyklus sluneční činnosti započne v prosinci 2006 a dosáhne maxima v březnu 2011 s maximálním relativním číslem R = cca. 140 -- 190. Alternativně však prý může nový cyklus začít až v červnu 2008 a pak by dosáhl maxima v únoru 2013, přičemž maximální R = cca. 80 -- 137. Zdá se, že autoři se pojistili pro všechny možnosti: něco z tak nejisté předpovědi vyjde téměř určitě...
Jak uvedl L. Schmied, je však hlavní maximum sluneční činnosti dáno spíše četností než velikostí skvrn. Starší pozorování pouze větších skvrn znamenají, že cykly činnosti vypadají souměrněji, jelikož největší skvrny mají vlastní maximum posunuté asi o 2 roky po maximu hlavním. J. Vaquero upozornil na Galileovo pozorování z 19.-21. srpna 1612, kdy viděl na Slunci skvrnu pouhým okem. G. Chapman aj. varovali, že podle měření z družice SOHO byl uplývající 23. cyklus anomální, jelikož svítivost Slunce nebyla téměř vůbec závislá na sluneční činnosti, na rozdíl od předešlého 22. cyklu. Počet slunečních skvrn tudíž není příliš dobrým indikátorem sluneční činnosti.
C. Selhorst aj. měřili pomocí radioheliografu na observatoři Nobejama v Japonsku na frekvenci 17 GHz kolísání rovníkového i polárního poloměru Slunce během let 1992-2003. Zjistili, že poloměr Slunce kolísá přímo úměrně počtu slunečních skvrn - polární o 1arcsec a rovníkový o 3arcsec během slunečního cyklu. Průměrná hodnota polárního poloměru činí 974,4arcsec. Naproti tomu J. Kuhn aj. odvodili z Dopplerova interferometru MDI na družici SOHO v intervalu od února 1996 do ledna 2003 střední poloměr Slunce (959,6 ±0,5)arcsec, čemuž odpovídá lineární střední poloměr Slunce (695 740 ±110) km. Přesnost úhlových měření dosáhla 0,007arcsec a žádná kolísání nad dvojnásobkem této hodnoty nenalezli.
Naproti tomu kolísá podle P. Foukala aj. sluneční konstanta o 0,08% během jedenáctiletého cyklu sluneční činnosti. Slunce však nesvítí úplně izotropně, protože během jedné otočky kolísá sluneční konstanta až o 0,2%. Během erupcí roste sluneční konstanta krátkodobě až o 0,015%. Takto přesná měření lze přirozeně uskutečnit pouze z družic, tj. od r. 1978. Střední hodnota sluneční konstanty činí dle J. Passachoffa aj. 1365,9 kW/m2.
R. Lin aj. zjistili, že při mimořádně energetické sluneční erupci z 23. 7. 2002, kdy bylo poprvé pozorováno i záření gama, se elektrony a ionty pohybovaly po obloucích magnetických siločar odděleně, ve vzájemné vzdálenosti tisíce km od sebe - připomíná to dvojité oblouky v logu restaurací McDonaldarcmins, ale fyzikální příčina rozdvojení není jasná. K překvapení všech se však na Slunci odehrály mezi 28. říjnem a 4. listopadem 2003 v aktivní oblasti 10486 gigantické erupce o rekordní intenzitě až X45, přestože Slunce bylo již 3,5 r po maximu posledního 23. cyklu sluneční činnosti. Nejsilnější erupce překonala svou intenzitou všechny, které byly kdy zaznamenány v rentgenové oblasti spektra. Erupce vyřadila z činnosti japonskou komunikační družici JAXA a aparaturu MARIE na americké sondě Mars Odyssey. Příslušná koronální ejekce hmoty dosáhla rekordní rychlosti 2800 km/s, ale Zemi naštěstí jenom "olízla".
T. Moran a J. Davila využili aparatury LASCO na družici SOHO k trojrozměrným polarimetrickým měřením struktury dvou koronálních ejekcí v době minima sluneční činnosti (říjen a listopad 1998), díky faktu, že Slunce včetně ejekcí rotuje. Počítačová tomografie tak umožnila zobrazit komplexní strukturu ejekcí, které měly odstředivé rychlosti až 250 km/s a jejichž smyčky se rozpínaly do koróny. Autoři odhadli hmotnost ejekcí na 100 Gt.
B. de Pontieu aj. studovali sluneční spikule, objevené jako "vlásky" dlouhé tisíce km již r. 1877. Sluneční povrch pokrývá neustále koberec asi stovky tisíc spikulí, jejichž životnost bývá jen několik minut. Díky družici TRACE se podařilo zjistit, že tzv. módy p obřích akustických vln na povrchu Slunce mají periodu 5 min - tatáž perioda platí i pro vlny koronální. Oba jevy spolu souvisejí, tj. na povrchu Slunce vznikají magnetické trubice, které slouží jako vodicí kanály pro horký plyn spikulí, jenž se v trubicích pohybuje rychlostí 20 km/s.
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2006