Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 09. marca 2004
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
N. Evans a S. Tabachnik ukázali, že po dobu existence sluneční soustavy se nejstabilnější planetkové dráhy nacházejí především v hlavním pásu ve vzdálenosti 2,0 -- 3,5 AU od Slunce; dále pak v pásu tzv. vulkanoidů (0,09 -- 0,20 AU) a konečně v pásu mezi Zemí a Marsem (1,08 -- 1,28 AU). Navzdory tomu se dosud žádné vulkanoidy nepodařilo najít, ač astronomové jako D. Durda v tom vyvíjejí značné úsilí hledáním planetek na soumrakovém nebi. Naopak dráhové resonance s Merkurem a Venuší vedou k vyprázdnění mezilehlého pásma.
Odhad počtu planetek v hlavním pásu s průměrem >= 1 km se díky měřením družice ISO nejprve zdvojnásobil na cca 1,5 milionu objektů, ale do statistického výzkumu planetek vzápětí významně zasáhla americká přehlídka SDSS, určená primárně pro galaxie a kvasary. Jak uvádějí M. Jurič aj., obsahuje hlavní pás nanejvýš 700 tis. planetek, z nichž dosud probíhající přehlídka SDSS nalezla již 60 tis. těles. Podle Ž. Iveziče aj. lze pozorováním ve více barvách rozlišovat velmi snadno příslušnost planetek hlavního pásu k jednotlivým rodinám planetek (Eos, Koronis, Themis, Nysa-Polana, Vesta atd.). Dosud tak bylo proměřeno přes 10 tis. planetek, z nichž přes 90% patří do některé z dosud definovaných více než 30 rodin.
D. Nesvorný aj. byli schopni dohledat výpočtem zpětně průsečík drah 13 planetek hlavního pásu před 5,8 miliony let. Tehdejším rozpadem větší planetky vznikla rodina planetky (832) Karin, která má průměr 19 km. Podle autorů výpočtu se tehdy srazily dvě planetky o průměrech 25 a 3 km při vzájemné rychlosti 5 km/s a celkem už známe 39 planetek této rodiny. To značí, že planetky této rodiny, jež patří do širší rodiny planetky Koronis, mají dosud relativně čerstvý povrch, což zvyšuje zájem planetologů o jejich průzkum zblízka. K rodině Koronis patří i známá (243) Ida, snímkovaná r. 1992 sondou Galileo. S. Slivan tvrdí, že poloha rotačních os větších příslušníků rodiny jeví zřetelné shlukování směrů, což souvisí se vznikem rodiny srážkami a postupným štěpením.
G. Krasinsky aj. využili přesných (±7 m) měření poloh přistávacích modulů Viking a Pathfinder na Marsu ke zjištění poruch dráhy planety díky působení 300 největších planetek hlavního pásu, zatímco menší byly modelovány jako prstenec planetek ve vzdálenosti 2,8 AU od Slunce. Odtud vyšla maximální hmotnost hlavního pásu 2.10^-10 M_o. Dosud však bylo objeveno jen 10% planetek tohoto pásma. J. Margot však odhadl souhrnnou hmotnost 200 největších planetek (ť >= 100 km) hlavního pásu na 5.10^-4 M_z. Podle A. Galáda a B. Graye polovinu této hmotnosti představují nejhmotnější tři planetky (Ceres, Pallas a Vesta). Oba autoři také propočítali těsná přiblížení pro bezmála 25 tisíc planetek, jež mohou posloužit pro určení hmotnosti prvních 500 nejhmotnějších planetek díky poruchám drah méně hmotných planetek, k nimž při těsném přiblížení nutně dochází. Těchto výpočtů využili M. Kuzmanoski a A. Kovačevič k určení poruchy dráhy planetky (13206) 1997 GC22 při těsném přiblížení k planetce (16) Psyche v červenci 1974 na vzdálenost 570 tis. km. Odvodili odtud hmotnost Psyche 3,4.10^-11 M_o, což ovšem znamená, že jde o vůbec nejhustší planetku 7krát hustší než voda, takže je téměř jistě celá z kovu!
O dva řády hmotnější než hlavní pás je však Edgeworthův-Kuiperův pás (EKP) za Neptunem, neboť obsahuje 0,05 M_z. Jak uvedli S. Sheppard a D. Jewitt, bylo během pouhých 10 roků objeveno už více než 500 planetek tohoto pásu (k objevu téhož počtu planetek hlavního pásu potřebovali astronomové více než století!), takže odtud odhadli, že se tam ve skutečnosti nachází na 70 tis. těles s průměrem nad 100 km. Tempo objevů se nyní ustálilo na 10 přírůstků měsíčně. R. Allen aj. upozornili, že ačkoliv schopnosti současných přístrojů umožňují najít tělesa s albedem 0,04 a průměru 160 km až do vzdálenosti 60 AU od Slunce, ve skutečnosti se nedaří najít žádný takový objekt nad vzdáleností 48 AU, takže tam EKP zřejmě končí. A. Brunini a M. Melita z toho usoudili, že příčinou může být existence X. planety zhruba o hmotnosti Marsu ve vzdálenosti 60 AU od Slunce, která vyvolá takovou mezeru počínaje 50 AU. Její jasnost by se měla pohybovat kolem 20 mag a mohla by být proto docela brzo objevena. Magnituda nejjasnějších planetek pásu dosahuje R = 19,5. Dosud se podařilo změřit světelné křivky pro 13 nejjasnějších objektů, jejichž průměr přesahuje 250 km. Třetina z nich vykazuje velké amplitudy změn jasnosti během rotační periody, což znamená, že tyto planetky asi dvakrát častěji než planetky hlavního pásu vykazují odchylky od kulového tvaru, neboť jde zřejmě o řídké hromady sutě, zploštělé rotací. Jejich albedo je tak nízké, že na povrchu těchto těles není vůbec led.
D. Jewitt a S. Sheppard získali základní údaje o obří planetce EKP (20000) Varuna o jasnosti R = 19,7 mag, která má při rotační periodě 6,34 h amplitudu světelné křivky 0,4 mag, takže je protáhlá v poměru os 1,5 : 1. Její průměrná hustota 1,0 (vůči vodě) značí, že je uvnitř děravá a představuje typickou hromadu sutě a ledu. E. Lellouch aj. určili její albedo na 4%, odkud vyplývá průměr 1060 km. J. Licandro aj. uveřejnili výsledky spektroskopie v blízkém infračerveném oboru pro dosud největší planetku EKP 2001 KX76. Odvodili tak její albedo 4%, odkud pak plyne průměr tělesa 1100 km, jen o něco málo menší než průměr Charonu. Nicméně v průběhu roku byl i tento rekordní rozměr překonán díky objevu C. Trujilla a M. Browna ze 4. června 2002 pomocí palomarské komory Oschin, kteří nalezli v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 43,5 AU od Slunce planetku 2002 LM60 = (50000) Quaoar 18,5 mag, jež se pohybuje po kruhové dráze. Planetka byla během léta 2002 dvakrát zobrazena kamerou ACS HST, takže se zdařilo určit její úhlový průměr 0,04arcsec a odtud i lineární průměr 1255 km. Odtud pak plyne albedo 10%.
A. Doressoundiram aj. se zabývají mnohobarevnou fotometrií transneptunských planetek a Kentaurů již od r. 1997 a dosud se jim zdařilo proměřit 29 objektů. Barevný diagram vykazuje velký rozptyl, jenž nasvědčuje tomu, že každý objekt prodělal svou vlastní historii srážek a zvětrávání. Obecně však platí, že nad 40 AU od Slunce pozorujeme přebytek červených povrchů planetek při rovnovážné teplotě asi 50 K. V soustavě (EKP) lze rozlišit tři hlavní pásma:
Od té doby J. Kavellaars našel na snímku 3,6 m reflektoru CFHT z konce srpna 2001 dvojplanetku 2001 QW22 s průměry složek kolem 100 km ve vzájemné vzdálenosti 130 tis. km. Koncem listopadu 2001 odhalil HST STIS ve vzdálenosti 42 AU od Země další transneptunský pár 1997 CQ20 o úhrnné jasnosti R = 22,6 a vzájemné vzdálenosti složek asi 5 tis. km, koncem prosince průvodce planetky (26308) 1998 SM165 ve vzdálenosti přes 6 tis. km a hned v lednu 2002 o 2,2 mag slabšího průvodce plutina 1999 TC36 ve vzdálenosti něco přes 8 tis. km. Tato série pak ještě týž měsíc pokračovala díky HST WFPC2 objevem dvojplanetky 2000 CF105, vzdálené od nás 41 AU s jasnostmi složek 24,2 a 25,1 mag a vzájemnou vzdáleností minimálně 23 tis. km. Z dosavadní omezené statistiky tak vyplývá, že asi 5% transneptunských objektů tvoří páry. S. Weidenschilling a P. Goldreich se dommívají, že tyto dvojice v EKP nejsou výsledkem příliš vzácných srážek planetek, ale následkem dávných těsných setkání dvou planetesimál za poruchového působení třetího tělesa, čili že jde o prvotní soustavy.
Nejsnadněji se prokazuje podvojnost planetek radarem, který má ovšem velmi omezený dosah, že může sledovat pouze pro křížiče v době jejich přiblížení k Zemi. Astronomové k tomu využívají velmi výkonných radarů v Arecibu (Portoriko) a v Goldstonu (Kalifornie). Tak se podařilo prokázat podvojnost křížiče 2000 DP107, jehož složky o průměru 800 a 300 m obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 2,6 km a v periodě 42 h. Jejich střední hustota 1,7násobek hustoty vody svědčí o vysoké poréznosti, tj. o obíhajících hromadách sutě namísto kompaktních kamenných těles. Další úlovek přišel v únoru 2002, kdy odhalili podvojnost křížiče 2002 BM26. Členové páru mají průměr 600 a 100 m; primární složka rotuje v periodě 2,7 h a oběžná doba soustavy je kratší než 3 d. Série objevů pokračovala pozorováním planetky 2002 KK8, která je rovněž dvojitá s rozměry složek 500 a 100 m. Největším překvapením však jsou dle M. Kaasalainena aj. velké kontaktní dvojplanetky hlavního pásu: (41) Daphne, (44) Nysa, (90) Antiope, (216) Kleopatra, (617) Patroclus a (624) Hektor. To znamená, že takové těsné páry jsou zřejmě zcela běžné, ale není jasné, jak mohly vzniknout a hlavně jak se po tak dlouhou dobu mohly udržet pospolu. Antiope se stala dokonce první zákrytovou dvojplanetkou, neboť T. Michalovski aj. sledovali od října 2001 do února 2002 zákryty dvou nekulových složek v oběžné době 16,5 h s poklesy jasnosti o 0,12 mag. Odtud vychází synchronní rotace obou složek. Koncem září 2002 se podařilo pomocí Keckova dalekohledu rozpoznat průvodce planetky (121) Hermione, která patří k typu C s průměrem 209 km. Její průvodce má průměr 13 km a obíhá kolem ní ve vzdálenosti 630 km.
A. Harris ukázal, že rozpad binárních planetek vede k výraznému prodloužení jejich rotačních period. Zatímco střední hodnota rotace planetek činí 8 h, byla v r. 1982 změřena dosud nejdelší doba rotace pro planetku (288) Glauke s trváním plné 2 měsíce! Celkem jsou známy rotační periody bezmála tisíce planetek.
Pro pozemšťany mají přirozeně klíčový význam odhady rizika srážky Země s křižujícími planetkami. První kloudné číslo 2000 rizikových planetek (ť >= 1 km) publikoval r. 1980 E. Shoemaker na základě četnosti příslušně velkých kráterů na Měsíci. Od té doby se však na základě přímého objevování křížičů odhady soustavně snižují, naposledy na 1250 těles, z nichž je již objeveno něco přes 600. W. Bottke aj. zkoumali rozložení drah křížičů jasnějších než 18. absolutní magnituda a ukázali, že 62% těles patří k rodině Apollo, 32% k rodině Amor a 6% k rodině Aten. Z 960 sledovaných křížičů pochází 61% z vnitřní části hlavního pásu (a <= 2,5 AU); 24% z rozmezí 2,5 < a < 2,8 AU; 8% z vnější části pásu nad 2,8 AU a 6 % z Jupiterovy rodiny planetek. A. Morbidelli aj. se zabývali měřením albeda křížičů a tak získali zatím nejspolehlivější údaj o počtu nebezpečných křížičů s průměrem nad 1 km - je jich (855 ± 110). Země pak prodělá ničivý impakt o energii 1 Gt TNT každých (63 ± 8) tisíc roků, což je vlastně docela hrozivý údaj. Srážka hrozí především s tělesy, jejichž přísluní q < 1,3 AU, resp. jejichž odsluní Q > 0,983 AU.
J. Veverka rekapituloval výsledky mimořádně úspěšné sondy NEAR-Shoemaker při výzkumu největšího známého křížiče - planetky Eros. Měření probíhala od února 2000 do února 2001 a ukázala na základě pořízení bezmála 180 tis. snímků, více než 200 tis. spekter a 7 milionů měření laserovým altimetrem, že tvar planetky typu S lze přibližně vystihnout trojosým elipsoidem s rozměry 34 x 13 x 13 km, rotujícím kolem své osy v periodě 5,3 h. Střední hustota planetky (2,7násobek hustoty vody) svědčí o tom, že planetka je silně porézní.
Dalším proslulým křížičem je kontaktní dvojplanetka (4179) Toutatis o průměru téměř 6 km, objevená v lednu r. 1989, která se proslavila těsným průletem kolem Země v prosinci r. 1992 v minimální vzdálenosti 4 miliony km od Země, a jež se koncem září 2004 přiblíží k Zemi na vzdálenost pouhého 1,5 milionu km. Podle B. Muellerové aj. je však hlavní zvláštností Toutatise jeho komplexní rotace v periodě 5,4 d s precesní periodou 7,4 d, čímž připomíná jádro Halleyovy komety. Další planetku 2002 TD60 rotující podél dvou os odhalili v listopadu 2002 P. Pravec a L. Šarounová, když určili příslušné rotační periody 2,01 a 2,85 h. To znamená, že jde o silně protáhlé kamenné těleso s poměrem hlavních os 1:3. J. Ostro aj. uveřejnili teprve nyní výsledky radarových měření prototypu (1862) Apollo třídy Q při blízkém přiblížení k Zemi v listopadu 1980 na vzdálenost 8,4 milionů km. Dostali tak střední průměr planetky 1,7 km a rotační periodu 3,1 h.
Díky sdělovacím prostředkům se v posledních letech čím dál tím častěji stává, že se široká veřejnost dozvídá o průletu křižujících planetek blízko Země a bývá z toho i mírná panika. Toto nebezpečí však vskutku nelze podceňovat. Ze statistik vyplývá, že každoročně proletí ve vzdálenosti menší než 0,5 milionu km od Země průměrně 25 "mateřských těles tunguzských meteoritů". Naposledy nás tak minula planetka 2002 EM7 v polovině března ve vzdálenosti 464 tis. km, jež byla ovšem asi dvakrát menší než tunguzský meteorit. Jinou potenciální hrozbu představovala křižující planetka 1950 DA, která byla po 52leté přestávce náhodně pozorována počátkem r. 2000 blízko Země. O tři měsíce později však její dráhu zpřesnil radar, čímž se vyloučily obavy, že se tato planetka srazí se Zemi v březnu 2880, což by představovalo výbuch o úděsné energii 10 Gt TNT. Další velmi těsný průlet planetky 2002 MN o průměru 100 m ve vzdálenosti pouhých 120 tis. km odhalil robotický dalekohled LINEAR 17. června 2002. L. Benner aj. sledovali radarem planetku 1999 JM8 při jejím průletu v létě 1999 se špičkovým rozlišením 15 m. Určili tak její střední průměr na plných 7 km a zmapovali její nepravidelný tvar. Na povrchu pak rozpoznali impaktní krátery o průměrech 100 m až 1,5 km. Jde o těleso s rekordně nízkým albedem 0,02, jehož přesnou dráhu ve sluneční soustavě se podařilo propočítat pro interval mezi r. 293 a 2907 n. l. Ukazuje se, že v celém tomto období nehrozí nebezpečí jeho srážky se Zemí.
Obecně platí, že následky srážky se Zemí výrazně rostou pro dvojité planetky, jak ukazuje případ dvojice kráterů na Měsíci, označených jako Plato K a KA. Mezi krátery o průměru 7 a 5 km je totiž na půl cestě patrná rýha, vytvořená zřejmě vzájemnou srážkou úlomků obou mateřských těles. Přitom podle dosavadních statistik je každý šestý křížič podvojný!
J. Spitale ukázal, jak k odvrácení srážky křižující planetky se Zemí lze využít Yarkovského efektu, jenž spočívá ve zpoždění tepelného vyzařování z rotujícího povrchu planetky. Čím je toto zpoždění větší, tím více se mění zejména velká poloosa dráhy planetky. Změna je úměrná dokonce 2. mocnině uplynulého času. Pokud bychom např. natřeli povrch planetky nabílo a zvýšili tak jeho albedo z obvyklých 0,1 na plných 0,9, odsune se tak kilometrová planetka za století o 15 tis. km. K tomu by ovšem bylo potřebí asi 25 tis. tun nátěrové hmoty.
W. Huebner a J. Greenberg shrnuli výsledky mezinárodní porady o fyzikálních a chemických vlastnostech rizikových křížičů, jež se konala v létě 2001 v Itálii. Podle nejnovějších odhadů existuje asi 25 tisíc křížičů se Zemí s průměrem nad 200 m. Pokud bychom chtěli odvrátit srážku s některým z nich, musíme dobře znát především hmotnost a vnitřní stavbu křížiče, jehož míra rizika je úměrná kinetické energii při srážce se Zemí. Síla, kterou hodláme křížič vyhodit ze sedla, musí nezbytně procházet těžištěm planetky - jinak ji hlavně roztočíme.
Na poradě ve Washingtonu v červenci 2002 přítomní astronomové konstatovali, že ohrožení lidstva impakty planetek je ve skutečnosti akutnější než důsledky globálního oteplování, takže pro dokončení přehlídky rizikových křížičů před koncem dekády by bylo zapotřebí, aby se na tento výzkum ročně věnovalo více, než současné 4 miliony dolarů. Probíhající přehlídky přinášejí ročně objevy přibližně 100 nových křížičů, a toto číslo během času kupodivu stále neklesá...
Jako kuriozitu bych však připomněl objev poměrně jasného křížiče arizonským amatérem B. Yeungem z 3. září 2002, když pozoroval svým 0,45 m reflektorem v souhvězdí Ryb těleso 16 mag, předběžně označené jako J002E3. Výpočty ukázaly, že těleso obíhá kolem Země v periodě 50 d, ale nejde o potenciálně nebezpečnou planetku, nýbrž o poslední 18 m dlouhý stupeň nosné rakety Apolla 12, vypuštěné 14. listopadu 1969, jež se sice v r. 1971 dostala průletem přes Lagrangeův bod L_1 soustavy Země-Slunce na heliocentrickou dráhu, ale v dubnu 2002 byla znovu zachycena soustavou Země-Měsíc opět přes bod L_1. Toto zajetí však netrvalo dlouho, neboť již v červenci 2003 se vrátila na heliocentrickou dráhu a k dalšímu zachycení dojde až v r. 2033 (viz též Kozmos 33 /2002/, č. 6, str.2).
Kupodivu zcela amatérsky se hledaly planetky v přehlídce infračervené družice IRAS. NASA si totiž s planetkami na záběrech přehlídky nechtěla komplikovat život, takže po skončení mise se mazal software pro základní zpracování a na dohledání planetek nezbyly v rozpočtu žádné peníze. Tím více je třeba ocenit úsilí E. Tedesca aj., kteří v uložených záznamech z družice IRAS nalezli 2228 planetek, z toho 526 s pravděpodobným průměrem pod 20 km. E. Tedesco a F. Desert se však posléze vrhli na ještě obsáhlejší materiál z novější infračervené družice ISO, z něhož plyne, že v hlavním pásu je asi 1,2 milionů planetek s průměry nad 1 km. Studiem vybraných polí na nebi jim dokonce vyšla ještě vyšší čísla až 1,9 milionů takových planetek. Naproti tomu přehlídka SDSS dává předběžně mnohem nižší údaj pouze 740 tis. takových planetek.
Díky HST se J. Parkerovi aj. podařilo v červnu 1995 poprvé zobrazit povrch největší planetky hlavního pásmu Ceres v ultrafialovém spektrálním pásmu s lineárním rozlišením 50 km. Planetka má elipsovitý tvar s poloosami 585 a 466 km a rotuje prográdně v periodě 9,08 h. Uprostřed disku byl rozpoznán světlý útvar - patrně impaktní kráter, jenž dostal jméno Piazzi. Velmi cenné výsledky lze získat při vzácných pozorováních zákrytů hvězd planetkami. Vůbec první takové pozorování se zdařilo 19. února 1958, kdy planetka Juno zakryla hvězdu 8 mg. Dosud nejkvalitnější světelná křivka zákrytu pochází z 29. května 1983, kdy Pallas zakryla hvězdu 5 mag. V r. 2002 k tomu 17. září přibyl zákryt hvězdy 43 Tau (5,5 mag) planetkou (345) Tercidina, výtečně pozorovatelný díky šťastnému vyjasnění oblohy na poslední chvíli asi 50 evropskými pozorovateli - téměř pětinu těchto unikátních měření získali čeští pozorovatelé. R. Vasundhara aj. pozorovali 15. března 2001 na observatoři V. Bappu v Indii zákryt hvězdy SAO 120035 (9 mag; vzdálenost 120 pc) planetkou (423) Diotima. Odtud jednak zjistili, že zakrývaná hvězda je vizuální dvojhvězdou s roztečí složek 0,02arcsec a jednak že planetka má rozměry 240 x 166 km a rotuje v periodě 4,6 h. L. Hric aj. zaznamenali 9. března 2002 na observatoři ve Staré Lesné zákryt hvězdy 11,5 mag planetkou (1107) Lictoria (14 mag) v trvání 16 s. Odtud vychází průměr planetky 81 km. J. Bauer aj. shrnuli dosavadní údaje o Kentaurech, kteří se nacházejí v rozmezí 5 -- 30 AU na drahách se značnou výstředností. Do poloviny r. 2002 jich bylo objeveno 37, ale jejich skutečný počet pro průměry těles nad 50 km se odhaduje na 2000 objektů. Mezi nimi se vyskytuje pozoruhodný křížič Saturnovy dráhy 1999 UG5 s velkou poloosou dráhy 12,8 AU a výstředností 0,42 o průměru 55 km, albedu 5% a rotační periodě 13,4 h. V porovnání s ostatními Kentaury má nízké albedo a červenější povrch. Y. Fernández aj. využili infračervené fotometrie k odvození albeda Kentaurů (8405) Asboluse a (2060) Chironu (= C 95P/Chiron), po řadě 12 a 17%. Odtud pak je snadné určit průměry obou těles, tj. 66 a 148 km. R. Duffard aj upozornili, že po minimu v r. 1999 jasnost Chironu znovu roste - do dubna 2001 již o 1,4 mag, takže možná se vbrzku opět projeví jako kometa - proto má ostatně unikátní dvojité označení.
J. Anderson aj. zjistili, že pokud má pozorované anomální urychlení kosmických sond Pioneer 10 a 11 příčinu ve vnějších okolnostech, musí se totéž urychlení týkat také 364 dlouhoperiodických komet s kvalitními drahami, což by vedlo k soustavně vyšším hodnotám jejich velkých poloos. To pak znamená, že neexistují žádné hyperbolické dráhy komet a Oortovo mračno je ve skutečnosti pouhá slupka o tloušťce maximálně 400 AU ve vzdálenosti 2500 AU od Slunce. M. Bailey upozornil na to, že z Oortova mračna přichází o dva řády méně krátkoperiodických komet, než bychom čekali. Jelikož jejich přísluní nejsou rozložena náhodně, je zřejmé, že Oortovo mračno je ovlivněno slapy galaktického jádra. Naproti tomu komety Jupiterovy rodiny pocházejí z EKP. H. Levison se domnívá, že zmíněný deficit komet z Oortova mračna nelze vysvětlit tím, že většina kometárních jader zrovna spí, protože je pokryta souvislou struskou, ale že tato jádra se již zcela rozpadla na prach. Podle jeho výpočtů přichází do nitra sluneční soustavy ročně v průměru 12 komet z Oortova mračna. D. Hughes si povšiml, že rozložení jasností komet s přísluními nad 2 AU má jiný tvar než u komet s přísluními blíže ke Slunci. Odtud usoudil, že polovina současných komet s oběžnými periodami do 20 roků zmizí během nejbližších 2600 let a další čtvrtina během následujících 2300 roků.
Počátkem ledna 2002 byla očima pozorovatelná kometa C/2000 WM1 (LINEAR), která se ovšem během měsíce přestěhovala hluboko na jižní polokouli a po průchodu přísluním 22. ledna ve vzdálenosti 0,55 AU dosáhla koncem ledna dosáhla 2,3 mag a měla navzdory úplňku chvost delší než 2°. Očima byla pozorovatelná až do 20. února 2002.
Japonský výrobce astronomických zrcadel Kaoru Ikeya (*1944) se proslavil jako mladík objevem pěti komet v letech 1963-67, mezi nimiž byla i proslulá jasná kometa Kreutzovy skupiny slunečních komet C/ 1965 S1 (Ikeya-Seki), která při průchodu přísluním byla vidět i ve dne. Pak se však na plných 35 let astronomicky odmlčel, až 1. února 2002 objevil svou šestou kometu C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) jako objekt 9 mag v souhvězdí Velryby. I tato kometa se sklonem dráhy 26° se v polovině března 2002 přiblížila dosti blízko ke Slunci na vzdálenost 0,5 AU, když už v polovině února byla nejblíže Zemi (1,1 AU). Od konce února byla vidět očima a v půlce března dosáhla 5 mag a její chvost měřil plných 5°. Nejjasnější pak byla koncem března, když dosáhla 3,3 mag. Na počátku dubna ji bylo možné spatřit v minimální úhlové vzdálenosti 1,5° od galaxie M31. Koncem dubna se pak znovu protáhla v minimální vzdálenosti 0,4 AU od Země. Očima byla pozorovatelná až do konce května 2002. Koncem března zaznamenal mikrovlnný radioteleskop JCMT v její komě čáry sloučenin HCN, HNC a CS. Šlo o mimořádně velkou kometu s povrchem téměř o řád větším než u komety Halleyovy a s velkou ztrátou hmoty až 400 t/s. Podle T. Clarka jde navíc o kometu s rekordní potvrzenou periodicitou 341 roků, neboť při předešlém návratu ji pozoroval známý hvězdář Hevelius (C/1661 C1) a předtím možná Číňané v letech 979 a 1320 n.l. Příště ji tedy můžeme očekávat v r. 2343. K. Ikeya si opravdu uměl počkat...
Německý astronom amatér S. Hoenig objevil 22. července 2002 v Pegasu kometu 12 mag C/2002 O4 s vysokým sklonem 73°, jež prošla přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU počátkem října 2002, což dávalo naději pozorovatelům na severní polokouli spatřit ji koncem září i v triedru, když už od poloviny srpna byla kometa cirkumpolární. Skutečně v té době dosáhla 8 mag, ale koncem září začala rychle slábnout a při průchodu přísluním se rozplynula. Hoenigův objev je svým způsobem unikátní, neboť jde o první německý objev komety po 62 letech. Také okolnosti objevu jsou kuriózní. Hoenig tu noc nemohl usnout a tak si vyjel autem do lesa u Heidelberku, kde kometu spatřil v přenosném dalekohledu. Neměl po ruce ani kousek papíru, takže si její polohu a pohyb v zorném poli nakreslil na nálepku od PET láhve. Pak musel čekat pět dní na vyjasnění, aby mohl svůj objev ověřit a teprve pak poslal hlášení do centrály pro astronomické telegramy - přesto ho nikdo nepředběhl.
Dalekohled NEAT na Havaji objevil 11. října kometu 19 mag P/2002 T4, jež prošla přísluním už 31. července 2002 ve vzdálenosti 2,1 AU. Jde o periodickou kometu s oběžnou dobou 7,3 r, která však v květnu 1968 prošla ve vzdálenosti 0,16 AU od Jupiteru, což vedlo ke změně dráhy. K. Muraoka zjistil, že je totožná s kometou 54P/de Vico-Swift, která byla objevena r. 1844 a od té doby pozorována pouze při návratu v r. 1894. P. Lamy aj. využili koncem r. 1997 kamery WFPC2 HST k zobrazení jádra komety 9P/Tempel 1, která má být cílem experimentu Deep Impact v r. 2005. Ukázali, že poloosy protáhlého jádra komety mají délky 3,9 a 2,8 km, a že jádro s albedem 4% rotuje v periodě (29 ± 4) h. Titíž autoři pozorovali i jádro komety 22P/Kopff jednak pomocí HST a jednak družicí ISO těsně po průchodu přísluním v červenci a říjnu 1996. Zjistili tak, že jádro rotuje v periodě několika dnů při albedu 4% a poloměru 1,7 km. Plná třetina povrchu jádra je aktivní, což je nezvykle vysoký poměr. V přísluní ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce ztrácela kometa prach tempem 130 kg/s. M. Ishiguro aj objevili pomocí Schmidtovy komory na observatoři Kiso v Japonsku její prachovou vlečku, obsahující mimořádně tmavé částice (albedo 1% !) o průměrných rozměrech řádu centimetru.
H. Boehnhardt aj. využili 8 m dalekohledu VLT k pozorování jádra komety 46P/Wirtanen v květnu 1999 a prosinci 2001, kdy byla kometa 5 AU od Slunce a neměla žádnou komu. Poloměr jádra protáhlého v poměru 1,4 : 1 vyšel na pouhých 0,6 km a rotační perioda na 7 h; 60% povrchu je aktivní. Kometa je cílem evropské kosmické sondy ROSETTA, jež má na jádře měkce přistát r. 2011. To znamená, že i v té době nebude jádro v té době nebude kvůli velké vzdálenosti od Slunce aktivní a sonda má dobrou naději na přežití přistání.
L. Soderblom aj. uveřejnili výsledky pozorování komety 19P/Borrelly při průletu kosmické sondy Deep Space 1 ve vzdálenosti 2170 km od jádra koncem září 2001. Na povrchu velmi tmavého (albedo 1 -- 3 %) jádra nebyl nalezen ani vodní led ani minerály, obsahující vodu. Při teplotě povrchu jádra kolem 325 K unikalo méně než 1 t vody za sekundu a ve spektru byl objeven polymer formaldehydu - polyoxymetylén. Pouze necelých 10% povrchu jádra vykazovalo aktivitu - uvolňování prachu a plynu.
N. Samarasinha se věnoval modelování rozpadu komety D/1999 S4 (LINEAR) při průchodu přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU v červenci 2000. Kometa byla při objevu koncem září 1999 klasifikována jako planetka a její kometární charakter byl rozpoznán až o pár dnů později. Ukázalo se, že šlo o zcela křehký slepenec kometesimál o průměrech 10 -- 100 m s řadou dutin, v nichž při přiblížení ke Slunci narůstal tlak plynu, až se kometa rozplynula. Jádro komety měřilo napříč pouhé 2 km a podléhalo vlivu negravitačních sil o řád větších než vykazuje jádro Halleyovy komety. W. Altenhoff aj. odvodili další údaje z radioastronomických měření v pásmu 32 -- 860 GHz. Podle nich započal rozpad kometárního jádra o průměru 0,9 km 23. července, kdy kometa ztrácela prach rychlostí 90 kg/s a plyn tempem 300 kg/s, což v přepočtu na jednotkovou plochu povrchu je srovnatelné s aktivními kometami Halley nebo Hale-Bopp. Jde o nejlépe dokumentovaný příklad rozpadu komety v dějinách astronomie. Podle C. a R. de la Fuente Marcsových kometa vznikla v přechodně stabilním kometárním pásu mezi drahami Jupiteru a Saturnu. Po průchodu přísluním v červenci 2002 se před našima očima začala rozpadat periodická kometa 57P/Du Toit-Neujmin-Delporte na desítky úlomků, když první rozdělení na dvě složky se podle Z. Sekaniny odehrálo již při předešlém průchodu komety přísluním v r. 1996.
Koncem března 2002 započal další výbuch komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, jež se do poloviny června zjasnila o 4 mag oproti klidové hodnotě 16 mag. P. Gronkowski se na příkladu výbuchů této komety zabýval otázkou, o jaký mechanismus vlastně jde. Kometa 29P má jen málo výstřednou dráhu, takže se pohybuje v rozmezí 5,5 -- 7,5 AU od Slunce v oběžné době 16 roků. K výbuchům dochází jednou až dvakrát za rok a kometa se přitom zjasní o 2 -- 5 mag, výjimečně však i o 9 mag! Při jednotlivých výbuších ztrácí až kolem 1 Mt hmoty, takže energie výbuchů činí až 100 TJ. Podobný výbuch prodělala i Halleyova kometa v únoru 1991, kdy byla již 14,3 AU od Slunce a kdy se náhle zjasnila o více než 6 mag, takže při tomto výbuchu ztratila 100 kt hmoty. Autor se domnívá, že ve všech případech je za zjasnění odpovědná náhodná polymerace kyanovodíku vyvolaná ultrafialovým zářením Slunce nebo elektrony ze slunečního větru, čímž se zvýší sublimace CO a CO_2 z povrchu jádra komety. Další příčinou je fázový přechod amorfního ledu vody na krystalický.
D. Biesecker aj. se věnovali slunečním kometám, objeveným koronografem LASCO na družici SOHO v letech 1996-1998. Šlo celkem o 141 komet Kreutzovy rodiny a tempo jejich objevování bylo po celou dobu stále. Žádná z nich však zřejmě nepřežila průchod přísluním. Komety dosahují nejvyšší jasnosti ve vzdálenosti 12 R_o; v 7 R_o se počínají rozpadat. Přísluní obvykle koinciduje s poloměrem Slunce. Rovněž Z. Sekanina se zabýval statistikou více než 300 komet, objevených v blízkosti Slunce družicí SOHO do r. 2000. Ukázal, že mezi nejjasnějšími a nejslabšími úlomky původní prakomety Kreutzovy rodiny komet je rozdíl plných 20 mag. Tři komety měly přísluní blíže než 3 AU, zatímco jejich odsluní spadají do intervalu 120 -- 200 AU, tj. oběžné doby se pohybují v rozmezí 500 -- 1000 roků. Během pohybu po retrográdních drahách se sklony 35 -- 40° kolísá proto heliocentrická rychlost komet Kreutzovy rodiny od 20 m/s do 600 km/s. Ze Země bylo zatím objeveno pouze 8 slunečních komet; o ostatní objevy se podělily umělé družice Solwind, SMM a především sonda SOHO, která nyní objevuje každoročně asi 50 nových úlomků. Přibližně 94% slunečních komet patří do Kreutzovy rodiny. Zbytek patří do rodiny komet M. Mayera, pro něž je typický sklon 72°, délka výstupného uzlu 72° a délka přísluní 57°, resp. do rodiny B. Marsdena se sklonem 26°, délkou uzlu 82° a délkou přísluní 23°. R. Strom zjistil, že komety Kreutzovy rodiny pozorovali už Číňané za denního světla - nejstarší záznam pochází už z r. 15 n.l. a plná polovina ze 17. stol. - úhrnem jde o 14 komet do r. 1865. V posledních dvou stoletích bylo pozorováno jen 5 komet za denního světla, z čehož 3 případy náleží do Kreutzovy rodiny. Mezi nimi je i Velká zářijová kometa 1882 R1, která byla vidět očima jako objekt -10 mag přímo u okraje slunečního disku. Z. Sekanina a P. Chodas ukázali, že sluneční komety z r. 1882 a 1965 (Ikeya-Seki) mají společné mateřské těleso, které se rozdělilo na dva úlomky 18 dnů po průchodu přísluním r. 1106 n.l. ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce. Původní kometa 1106 B1 tehdy prošla přísluním 26. ledna a v únoru téhož roku byla pozorována v Koreji, Japonsku, Číně a Instanbulu jako objekt -3 mag. Titíž spoluautoři vzápětí prokázali, že také sluneční komety 1843 D1, 1880 C1 a 1970 K1 se postupně oddělily od komety 1106 B1, často i ve vzdálenosti několika AU od Slunce.
Též v r. 2002 byla družice SOHO s převahou nejúspěšnějším lovcem komet, takže bylo jen otázkou času, kdy počet jí objevených komet přesáhne magickou hranici 500. Více než 1200 lidí se pokusilo ten okamžik uhádnout a nejpřesněji se trefila D. McElhineyová, která prohádala pouhou hodinu a tři čtvrtě. Jubilejní kometou se stal objekt C/2002 P3, jenž prošel přísluním 12. srpna 2002.
Celému oboru stále vévodilo zpracovávání bohatého materiálu z posledních "dešťových" návratů Leonid. M. Yanagisawa a N. Kisaichi zpracovali údaje o Leonidách na Měsíci, pozorovaných v 0,2 m reflektoru černobílou kamerou CCD 18. listopadu 1999 kolem 11h 25min UT. Během 5,8 h pozorování zaznamenali 5 záblesků, z toho 3 případy nezávisle ve 2 kamerách. Světelné křivky záblesků jeví dosvit, což je tepelné záření horkých pozůstatků po prudkém impaktu v měsíčním regolitu. J. Watanabe aj. uveřejnili výsledky japonských televizních pozorování meteorické "bouře" 18. listopadu 2001. Během tří hodin mezi 17h 17min a 20h 20min UT zaznamenala širokoúhlá televizní kamera 869 Leonid a 32 sporadických meteorů jasnějších než +3 mag. Maximum nastalo v 18h 25min UT, kdy během několika sekund byly pozorovatelné desítky meteorů, což značí, že jejich rozpad se odehrál těsně před vstupem do zemské atmosféry. V r. 2002 se Leonidy dostavily ve dvou maximech - první nastalo 19. listopadu ve 4h 11min UT a bylo dobře pozorovatelné v Evropě a druhé v 10h 30min UT, pozorovatelné hlavně v Severní Americe. Pozorování ovšem ztěžoval Měsíc v úplňku. Přepočtené hodinové frekvence dosáhly ve špičkách až 1500, resp. 150 met/h a odpovídaly meteoroidům, uvolněným z komety v r. 1767, resp. 1866.
P. Babadžanov porovnával hustoty meteoroidů (v jednotkách hustoty vody) hlavních meteorických rojů, odvozené z fotografických pozorování jasných meteorů. Nejhustší jsou Geminidy (2,9), po nichž následují delta-Akvaridy (2,4) a sporadické meteoroidy (2,2). Prostřední skupinu představují Kvadrantidy (1,9), Tauridy (1,5) a Perseidy (1,3). Daleko nejřidší jsou pak Leonidy (0,4).
T. Arter a I. Williams odvodili rychlosti vymršťování meteoroidů z mateřského tělesa meteorického roje Lyrid. Ukázali, že rozsah rychlostí 25 -- 150 m/s dobře vysvětluje prostorovou strukturu roje. V periodě 12 roků se pak ejekční rychlosti zvýší až na 600 m/s, takže žádné další dodatečné urychlování není nutné a Whipplův model kometárního jádra stále dobře vyhovuje.
D. Asher a V. Jemeljaněnko studovali rychlosti ejekce meteoroidů z komety 7P/Pons-Winnecke, jež je mateřským tělesem meteorického roje Bootid. Kometa obíhá v resonanci 2:1 s Jupiterem a prodělala velké změny dráhových elementů: oběžná doba se prodloužila z 5,6 na 6,4 r; velká poloosa se zvětšila z 3,1 na 3,4 AU; výstřednost klesla z 0,75 na 0,63 a přísluní se vzdálilo z 0,8 na 1,3 AU. Meteoroidy se z ní uvolnily v r. 1825 rychlostmi kolem 15 m/s. Roj Bootid dosáhl v r. 1916 maximální zenitové frekvence 40 a od té doby až do června 1998 byl neaktivní, neboť míjel Zemi.
D. Meisel aj. pozorovali v letech 1997 a 1998 mikrometeory výkonným radarem v Arecibu na frekvenci 430 MHz. Z 12 tis. pozorovaných mikrometeoroidů mělo 143 objektů (1,2%) výrazně hyperbolické dráhy, takže velmi pravděpodobně přišly z mezihvězdného prostoru. Jejich extrasolární radiant naznačuje, že patrně přilétají od pozůstatků supernov v tzv. místní bublině a speciálně od pulsaru Geminga. Potvrdily se tak dřívější výsledky měření výskytu mikrometeoroidů pomocí sond Pioneer 10 a 11 a radiových měření novozélandským radarem AMOR, jenž z 350 tis. záznamů odhalil 1600 hyperbolických drah (0,5%). Mimořádně jasný bolid byl pozorován na řadě slovenských i moravských stanicích bolidové sítě nad východním obzorem 17. listopadu 2001 v 16h 53min UT (viz Kozmos 33 /2002/, č. 2, str. 30). Podle P. Spurného a V. Porubčana dosáhla jeho jasnost pro pozorovatele na vých. Slovensku, v Polsku a na Ukrajině -18,5 mag a pronikl do rekordní hloubky pouhých 13,5 km nad zemí jako svítící těleso, takže je téměř jisté, že na zemi dopadly úlomky meteoritu o celkové hmotnosti 370 kg (vstupní hmotnost byla asi 4,3 t), a to poblíž obce Turji-Remety na Zakarpatské Ukrajině nedaleko východních hranic Slovenska. Pád byl totiž doprovázen mohutnými akustickými efekty. Těžko přístupný terén však pravděpodobně znemožní jakékoliv nálezy. Z pozorování slovenských a moravských stanic bolidové sítě se podařilo rekonstruovat jak dráhu tělesa ve sluneční soustavě, tak i průlet zemskou atmosférou. Původní těleso mělo dráhové elementy: a = 1,3 AU; e = 0,5; q = 0,7 AU; Q = 2,0 AU; i = 7°. Do zemské atmosféry vstoupilo pod úhlem 40° k zemskému povrchu rychlostí 18,5 km/s. Délka svítící dráhy dosáhla 106 km a objekt jí prolétl za 7 s. Při pohasnutí měl rychlost 3,8 km/s.
T. Dickinson připomněl, že seřazení planet viditelných očima v první polovině května 2002 bylo nejtěsnější od 28. února 1940. Příští "velká seřazení" se odehrají 15. dubna 2036 a ještě těsněji (rozteč poloh krajních planet pouhých 10°) 8. září 2040. Jsou to krásné úkazy pozorovatelné očima, ale když člověk čte, slyší a vidí, co z toho dělají masové sdělovací prostředky, skoro by si přál, aby k žádným seřazením raději nedocházelo. Je však pravděpodobné, že v tom případě by si astrologové vymysleli nějakou jinou záminku ke strašení veřejnosti, např. "velké rozřazení" planet.
E. Standish a A. Fienga upozornili na nemožnost zpřesnit současné efemeridy čtyř terestrických planet, ačkoliv radarová měření vzdáleností planet jsou nyní přesná na ±10 m. Chyby současných efemerid však vinou nespočitatelných poruch od planetek dosahují ±5 km. Kdybychom je chtěli zmenšit na úroveň radarové přesnosti, museli bychom znát hmotnosti planetek s přesností na 1%, což je v současné době zcela vyloučeno. T. Ito a K. Tanikawa se zabývali dlouhodobou stabilitou drah všech devíti planet sluneční soustavy po dobu přesahující 1 mld. let. Odtud vyplývá neobyčejná stabilita drah vnějších pěti planet po dobu ±50 Gr; rezonanční uzamčení Pluta vůči Neptunu dokonce po dobu 100 Gr. Naproti tomu stabilita drah terestrických planet je přinejmenším o řád nižší, což se nejvíce týká Merkuru.
S. Kenyon ukázal, že ze sluneční pramlhoviny se vydělí akreční pás ve vzdálenosti 35 -- 50 AU, v němž během 10 -- 30 Mr vznikne několik těles s průměrem kolem 1000 km a větší počet těles s průměry 50 -- 500 km, přičemž jejich počet je nepřímo úměrný 3. mocnině průměru těles. Srážky však celý pás velmi výrazně vyčistí, protože objekty s průměry 0,1 -- 10 km se během první miliardy let po vzniku sluneční soustavy rozemelou na prach a tak se z příštího EKP odstraní až 90% původního materiálu. Autor své výpočty dokládá porovnáním s pozorovanými prachovými disky osamělých blízkých hvězd jako je Vega nebo beta Pictoris.
M. Landgraf aj. připomněli, že při pozorování z dálky představuje EKP nejjasnější rys sluneční soustavy, jak naznačují pozorování rozložení prachu sondami Pioneer 10 a 11 do r. 1983. V pásu mezi Jupiterem a Saturnem dodávají prachová zrnka o rozměrech 0,01 -- 6 mm především komety Jupiterovy rodiny; průměrný přítok z ročního měření činí 80 kg/s; dále pak krátkoperiodické komety z Oortova mračna - přítok 30 kg/s. Za drahou Saturnu se už uplatňují mezihvězdná zrnka jakož i zmíněná mlýnice EKP, takže úhrnný přítok tam vzrůstá na 5t/s.
E. Thomas aj. zjistili, že planety Uran a Neptun nemohly vzniknout v jejich současné vzdálenosti od Slunce, neboť tam bylo příliš málo stavebního materiálu a akrece by trvala příliš dlouho. Proto je prakticky jisté, jak také vyplývá z modelových simulací, že se utvořily v prostoru mezi drahami Jupiteru a Saturnu a odtamtud postupně migrovaly do dnešních poloh.
A. Cameron shrnul výsledky metody radioaktivního datování pro posloupnost událostí v rané fázi vývoje sluneční soustavy. Ideálním chronometrem je především radioaktivní nuklid 26^Al, jenž se rozpadá na stabilní 26^Mg s poločasem 730 kr a dále radioaktivní nuklid 182^Hf, jenž se s poločasem 9 Mr rozpadá na 182^W. Odtud pak vyplývá, že výbuch blízké supernovy může urychlit gravitační zhroucení zárodku Slunce na pouhé desetitisíce roků. Už během prvního tisíce let po zhroucení sluneční pramlhoviny v ní vznikají planetesimály o průměru až 100 m a během pouhého sta tisíc let i zárodky planet o velikosti Marsu. Měsíc vznikl již 30 milionů let po vzniku sluneční soustavy.
Q. Yin aj. studovali zastoupení hafnia a wolframu v meteoritech a odtud zjistili, že planetka Vesta byla dostavěna 3 -- 16 Mr po vzniku sluneční soustavy a terestrické planety do 60 Mr. Rozhodující události formující dnešní vzhled sluneční soustavy se odehrály už v prvních 10 Mr od výbuchu anonymní supernovy, jež prozíravě dodala do sluneční soustavy i vhodné radionuklidy pro chronometrii. Podobné hodnoty uvádějí též T. Kleine aj., kterým vyšel vznik Vesty v čase 4,2 Mr, vznik jádra Marsu v 13 Mr a jádra Země v 33 Mr po zrodu sluneční soustavy. Zdrojem radioaktivního tepla v prvních 5 Mr byl zmíněný radionuklid 26^Al. J. Gilmour udává vznik sluneční soustavy v době před 4,56 Gr s chybou menší než 1%. Pro stáří Slunce vyšla A. Bonannovi aj. z modelových výpočtů stavby Slunce hodnota (4,57 ± 0,11) Gr.
Těsně před konce roku 4. prosince 2002 proběhlo na jižní polokouli úplné zatmění Slunce, viditelné zejména v Jižní Africe (90 s totality), Indickém oceánu (na východ od Madagaskaru maximální totalita 124 s) a Austrálii (30 s). V době totality bylo Slunce v Austrálii pouhé 4° nad obzorem, takže díky známé optické iluzi se jevilo pozorovatelům 2,5krát větší než v zenitu, a to zvýšilo estetický účinek úkazu. Přehled o úplných i prstencových zatměních Slunce v letech 2001-2020 lze nalézt na internetové adrese: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html
A. Hady uvádí, že současný 23. cyklus sluneční činosti začal v dubnu 1996 a jeho rysem je znovuobjevení podružné periody 154 d, která chyběla v předešlých dvou cyklech. Autor se domnívá, že může jít o projev oscilace slunečního jádra. Ačkoliv maximum cyklu nastalo podle R. Altrocka mezi lednem a dubnem r. 2000 (maximum slunečních skvrn připadlo právě na ten duben), sluneční aktivita je stále vysoká, jak o tom svědčí rekordní eruptivní aktivita v polovině dubna 2001 (A. Tylka aj.) i velká rentgenová erupce z 21. 4. 2002 a výskyt obřích aktivních oblastí na protilehlých polokoulích Slunce, pozorovatelných v polovině července 2002.
Neocenitelnou službu pro sluneční fyziku poskytuje nepřetržité sledování Slunce družicí SOHO, která podle D. Haberové a B. Hindmana "vidí" až do hloubky 15 tis. km pod povrch fotosféry. Tak lze sledovat vznik slunečního "počasí", jež ovlivňuje směr i rychlost šíření akustických vln na slunečním povrchu. I Slunce tak má své úkazy typu El Niňo a hurikány, krátkožijící obří bouře trvající několik týdnů a tryskové proudění o rychlosti 160 km/h. Od r. 1996 do r. 1998 se dalo pozorovat proudění podpovrchového slunečního plazmatu od rovníku k pólům, ale v r. 1998 se smysl proudění obrátil v hloubce 10 tis. km pod povrchem a tak to zatím zůstalo. S. Vorontsov aj. upozornili na torzní oscilace slunečního plazmatu, jež se pohybují v heliografické šířce během 11tiletého cyklu. Všechna tato měření by měla pomoci pochopit podstatu slunečního cyklu a snad i zlepši předpovědi slunečního počasí včetně koronálních výronů.
J. Chae aj. využili měření družice TRACE v extrémní ultrafialové oblasti spektra ke zjištění teplot útvarů ve sluneční koróně. Nejchladnější (250 kK) je přechodová oblast a výtrysky EUV. Tzv. koronální mech dosahuje teploty 1 MK a v koronálních smyčkách stoupá teplota až na 2 MK. Výtrysky horkého plazmatu do koróny připomínají vodotrysk. Do měření se také zapojila nová sluneční družice RHESSI, vypuštěná v únoru 2002, která umožňuje zobrazování povrchu Slunce v pásmu X a gama. Družice už po čtvrt roce provozu stačila zjistit, že v rentgenovém pásmu začíná erupce dříve než v pásmu UV, a že Slunce je vlastně neustále rentgenově neklidné. Jak uvádí R. Lin aj., vede tato trvalá aktivita k silnému ohřevu koróny, neboť rentgenové plazma se ohřívá až na 10 MK. Podle měření družice SOHO vibrují magnetické smyčky velmi žhavého plynu, obsahující vysoce ionizovaná jádra atomů železa, při teplotách 9 -- 20 MK a směr jejich kolébání se mění několikrát za hodinu. Horký plyn letí smyčkou rychlostí 100 km/s na vzdálenost až 350 tis. km, ale po třech oscilacích smyčka zaniká a její energie se rozptýlí ve sluneční koróně, kterou tak vydatně ohřívá.
Problém slunečních neutrin se zdá být vyřešen díky výsledkům observatoře SNO v Kanadě. Detekce neutrin pomocí deuteronu v těžké vodě totiž umožňuje pozorovat všechny typy interakcí neutrin: pokud se elektronové neutrino srazí s deuteronem, změní se neutron v jádře na proton a elektron, což je tzv. nábojový proud. Pokud se však neutrino libovolné vůně (elektronové, mionové nebo tauonové) srazí s deuteronem, rozbije ho na proton a neutron, což je tzv. neutrální proud, stejnoměrně citlivý vůči všem neutrinovým vůním. Úhrnný počet takto změřených slunečních neutrin výborně souhlasí s astrofyzikálními modely slunečního nitra.
P. Sturrock a M. Weber srovnávali údaje z neutrinových experimentů GALLEX a Homestake a z helioseismických měření družice SOHO, aby tak případně vysvětlili dosud spornou modulaci neutrinového toku ze Slunce v závislosti na rotaci Slunce. Poločas rozpadu radionuklidu 71^Ge je totiž jen 11,4 d, na rozdíl od poločasu rozpadu 37^Ar (35,0 d), takže galiový experiment má lepší časovou rozlišovací schopnost. P. Sturrock a D. Caldwell navíc uvedli, že také údaje z neutrinového detektoru Superkamiokande od května 1996 do července 2001 potvrzují výraznou modulaci v poměru toků 1 : 2 v periodě 10 dnů. Autoři se domnívají, že k modulaci neutrinového toku dochází spíše v konvektivní než v zářivé zóně Slunce.
Navzdory všem proměnám na Slunci existuje veličina, která je překvapivě stálá, takže ji právem nazýváme sluneční konstanta (1369,7 W/m^2). Její měření ze zemského povrchu však nutně zatěžují soustavné chyby, takže k přesným měřením se od listopadu 1978 využívá výhradně specializovaných družic, počínaje družicí Nimbus 7 a konče družicí SOHO. Jak uvádějí C. Fröhlich a J. Lean, přesnost měření dosahuje ±0,05 W/m^2 a výkyvy sluneční konstanty během slunečního cyklu nepřesahují 1,3 W/m^2, tj. 1 promile, což je fakticky záviděníhodná stálost.
Přestože je pokrok ve výzkumu Slunce přímo pohádkový, R. Kurucz připomněl, že toho ještě mnoho nevíme: chybí realistický model sluneční atmosféry a identifikace poloviny (!) čar ve slunečním spektru. Nemáme dobrou představu o konvekci a mikroturbulenci uvnitř Slunce, neznáme pořádně rozdělení energie ve slunečním spektru a chemické složení naší nejbližší hvězdy atd. atd.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 09. marca 2004