Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 12. júla 2005
Koncem roku 2002 překročil počet pojmenovaných planetek 10 tisíc a počet očíslovaných planetek 50 tisíc. Jubilejní číslo (50000) dostala poměrně velká transneptunská planetka Quaoar, objevená v červnu 2002 na Mt. Palomaru, která dle J. Ortize aj. má průměr (1 260 ±200) km a lehce protáhlý tvar s poměrem hlavních os 1,13. Planetka rotuje v periodě 8,8 h; popř. v jejím dvojnásobku.
Astronomové ovšem nyní evidují už více než 200 tis. planetek, i když zdaleka ne všechny mají dosud tak spolehlivě určenou dráhu, aby jim mohli přidělit katalogová čísla. Nárůsty počtů v posledních letech jsou opravdu dramatické, což je dáno především výkonnými automatickými přehlídkami oblohy (LINEAR, LONEOS, Spacewatch, NEAT atd.); navzdory tomu R. Jedicke aj. tvrdí, že vytyčený cíl objevit tímto způsobem 90% křižujících planetek s průměrem nad 1 km do r. 2008 není realistický, protože mezní hvězdná velikost všech přehlídek dosahuje jen 20 mag, a k dosažení cíle by bylo potřebí jít o plné 4 mag hlouběji. To bude vyžadovat mj. umístit přehlídkový teleskop do kosmu na dráhu uvnitř zemské dráhy a autoři odhadují, že zmíněného cíle se v tom případě podaří dosáhnout teprve kolem r. 2035.
Jako na zavolanou byla v únoru 2003 objevena planetka 2003 CP 20 s délkou velké poloosy 0,76 AU, sklonem 25° a výstředností 0,29, což znamená, že její odsluní leží uvnitř zemské dráhy (Q = 0,980 AU; přísluní Země činí 0,983 AU). Planetka o průměru asi 2 km a s oběžnou dobou kolem Slunce 235 d nás však neohrozí, protože se k Zemi nikdy nepřiblíží na vzdálenost pod 0,19 AU, zatímco k Venuši se může dostat až na 0,05 AU. Podobně neškodná pro Zemi je i miniplanetka 2002 AA 29 typu S o průměru 25 m, která se počátkem ledna 2003 přiblížila k Zemi na ve XXI. stol. minimální vzdálenost pouhých 6 mil. km, což umožnilo měřit její polohu a vlastnosti radarem. Podle S. Ostra aj. se vůči Zemi pohybuje po podkovovité dráze, kdy je při oběhu kolem Slunce střídavě "před" Zemí a pak zase "pozadu" za Zemí. Krajní polohy se střídají po 95 letech, ale za 600 roků se planetka stane dočasnou oběžnicí Země na nějakých 40 let, načež se opět vrátí na zmíněnou podkovovitou dráhu, která je dlouhodobě velmi stabilní. I. Gerasimov aj. zjistili, že se planetky shlukují na základě resonancí period oběžných drah s periodami oběhu obřích planet sluneční soustavy. Nejvíce jich je pro periodové resonance s Jupiterem (1:2 a 2:3) a dále se Saturnem (2:1, 2:5, 1:3 a 1:4). Asi 200 transneptunských planetek vykazuje resonance s oběžnými dobami Neptunu a Uranu. Autoři dále odhadují, že do vzdálenosti 100 AU od Slunce se nalézá asi 1 milion planetek s průměrem alespoň 5 km. Podle A. Morbidelliho a D. Vokrouhlického se do blízkosti Země dostává v současnosti asi 150 planetek jasnějších než 18 mag (tzv. absolutní hvězdná velikost; to odpovídá průměru planetek kolem 1 km) a jelikož podle jejich názoru obstarává "přísun" planetek křižujících dráhu Země tzv. efekt Jarkovského, znamená to, že v hlavním pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem musí být přibližně 1,3 milionu tak jasných planetek, což je v řádově shodě s jinými odhady.
S. Chesley aj. oznámili, že se jim podařilo přímo prokázat efekt Jarkovského při radarovém měření poloh planetky (6489) Golevka během čtyř přiblížení planetky k Zemi v letech 1991 až 2003. Těleso o průměru 0,5 km bylo měřitelně vystaveno negravitačnímu zrychlení vinou nesouměrného tepelného vyzařování pohlceného slunečního záření, což je podstatou efektu Jarkovského. Pokud planetka rotuje prográdně, tak se následkem efektu pozvolna vzdaluje od Slunce; je-li rotace retrográdní, tak se ke Slunci postupně přibližuje. Jelikož se velká poloosa planetky v mezidobí změnila o 15 km, podařilo se odtud spočítat i její hmotnost 210 Mt a hustotu (2,7 ±0,5)násobek hustoty vody.
V srpnu objevil automat LINEAR planetku 2003 QQ 47 o odhadovaném průměru 1,2 km a hmotnosti 2 Gt, jejíž dráhové parametry (a = 1,08 AU; e = 0,19; i = 62°; q = 0,88 AU; P = 1,13 r) vzbudily velký mediální rozruch, neboť podle nich by se planetka mohla 21. března 2014 srazit se Zemí vysokou rychlostí 30 km/s, což by způsobilo děsivou devastaci uvolněním mamutí kinetické energie 350 Gt TNT (1,5 ZJ !). Jakmile se však po objevu začala pečlivě sledovat dráha planetky, pravděpodobnost srážky rychle klesala a dnes už je jisté, že nás tato planetka v nejbližších sto letech netrefí. V říjnu 2004 se přiblížila k Zemi na zcela bezpečnou minimální vzdálenost 0,44 AU. Dne 27. září 2003 proletěla kolem Země mikroplanetka 2003 SQ 222 o průměru cca 5 m ve vzdálenosti pouhých 80 tis. km, která byla ve skutečnosti objevena až následující den, když se od Země již opět vzdalovala.
Jelikož každý takový případ budí zbytečné obavy v široké veřejnosti, rozhodl se prestižní americký astronomický časopis Sky and Telescope, že s uveřejněním takových zpráv počkají na dobu, kdy bude spolehlivěji určena budoucí dráha a že tedy zejména nebudou veřejnost plašit údaji o křižujících tělesech, jejichž riziko srážky se Zemí nedosáhne č. 2 na tzv. turínské stupnici. Všechna dosud objevená křižující tělesa byla klasifikována stupni 0, resp. 1 na zmíněné stupnici.
Šťastnou shodou okolností znovuobjevil B. Skiff 15. října 2003 na snímku ze Schmidtovy komory LONEOS v Arizoně proslulou planetku Hermes, která byla poprvé pozorována po pět nocí K. Reinmuthem na přelomu října a listopadu 1937 ve vzdálenosti kolem 0,8 mil. km, kdy dostala předběžné označení 1937 UB a od té doby byla považována za ztracenou. Mezitím stihla 31krát oběhnout kolem Slunce. Planetka se 4. listopadu 2003 přiblížila k Zemi na 7 mil. km a úhlová rychlost jejího pohybu dosáhla 7°/d. Blízkost k Zemi umožnila její sledování radarem v Arecibu, odkud vyplynula těsná podvojnost planetky o středním rozměru asi 0,5 km a oběžné době 14 h, přičemž obě složky mají synchronní rotaci, jak odhalily fluktuace jasnosti. Hermes obíhá kolem Slunce po velmi protáhlé dráze, která zasahuje dovnitř dráhy Venuše a naopak vně dráhy Marsu, v periodě 2,13 r. Výpočet budoucí dráhy potvrdil, že v nejbližších 100 letech se planetka nikdy nepřiblíží k Zemi na méně než 3 mil. km.
Podle M. Delbóa aj. známe již na 2200 křižujících planetek (NEO), které jsou v průměru daleko světlejší než planetky hlavního pásu, protože jejich průměrné albedo se pohybuje kolem 0,25. To je docela příznivá zpráva, protože jednak usnadňuje jejich objevování a jednak odtud vyplývají relativně menší rozměry těles dané jasnosti, čili i nižší rozsah devastace při případné srážce křížiče se Zemí. F. Yoshida aj. využili obří digitální kamery dalekohledu Subaru k prozkoumání 3 čtv. stupňů oblohy s cílem najít planetky jasnější než 26 mag. Ze statistiky více než 1100 pohybujících se objektů vyplývá, že planetek s průměrem pod 1 km je méně, než by vyplývalo z extrapolace četnosti větších planetek.
D. Durda shrnul údaje o planetkách s průvodci, kteří jsou objevováni teprve od r. 1993, kdy sonda Galileo odhalila družici Dactyl obíhající kolem planetky Ida. Od té doby bylo objeveno již 35 průvodců planetek. Průvodci planetek hlavního pásma jsou většinou podstatně menší než samotná planetka, která obvykle patří ke třídě C, tj. porézní těleso se střední hustotou jen 1,3násobku hustoty vody. Autor z toho odvozuje, že tyto planetky samy jsou "hromadami sutě" a průvodci vznikli při srážkách planetek, často následnou gravitační akumulací úlomků srážky. O značné četnosti takových párů svědčí i podvojné impaktní krátery na Zemi. Naproti tomu planetky v Edgeworthově-Kuiperově pásu na periférii planetární soustavy tvoří často dvojice srovnatelných rozměrů, které vznikly naráz a udržely se pohromadě - to ostatně platí i pro největší objekt pásu, jimž je stále dvojice Pluto-Charon.
V průběhu r. 2003 byly objeveny další binární planetky jednak rozborem změn světelných křivek a jednak radarem: (5381) Sekhmet (oběžná doba = cca. 12 h); (66063) = 1998 RO 1 (14,5 h); 2003 SS 84 (< 24 h); 2003 QY 90 (TNO; 40 d?); 1990 OS (21 h?); (65803) = 1996 GT (11,9 h); 2003 UN 284 (TNO; ?); (1509) Esclangona (?); (3782) Celle (36,6 h); (283) Emma (?); (379) Huenna (?); (130) Elektra (?); (22899) = 1999 TO 14 (?); 1999 RZ 253 (TNO; ?). Již dříve objevení průvodci planetek (22) Kalliope a (45) Eugenia dostali vlastní jména Linus a Petit Prince. F. Marchis aj. zjistili, že Kalliope rotuje retrográdně, ale Linus obíhá ve střední vzdálenosti 1020 km prográdně v periodě 3,6 d, jenže jeho oběžná rovina je skloněna o 20° k rovníku Kalliope. Střední hustota Kalliope činí jen dvojnásobek hustoty vody, takže jde zřejmě o hromadu sutě.
D. Vokrouhlický aj. studovali vlastnosti rotace členů rodiny planetek Koronis, jejichž velké poloosy oběžných drah se pohybují v rozmezí 2,83 -- 2,95 a výstřednosti v rozmezí 0,04 -- 0,09. Odtud usoudili, že rodina s více než 300 členy je pozůstatkem po dvou planetkách s průměry 60 a 120 km, které se před 2,5 mld. let střetly rychlostí 3 km/s. Jednotlivé úlomky o průměrech 20 -- 40 km od té doby už žádné podstatné srážky neprodělaly. Jelikož na úlomky (hromady sutě) soustavně působí sluneční záření, mnohé planetky se postupně roztočí natolik, že ztrácejí hmotu odstředivou silou. Z uniklé hmoty se pak poskládají jejich družice, což je mimochodem případ dvojice Ida - Dactyl.
M. Birlan vypočítal hmotnost planetky Ida 4.1016 kg, odkud vyplývá její hustota (2,6 ±0,5)násobek hustoty vody, zatímco Eros má jen 7.1015 kg a hustotu (3,0 ±0,4). Průměrné hustoty planetek třídy C (obsahující uhlík a organické látky) mu vyšly na (1,9 ±0,3); třídy S (olivín a pyroxen) na (3,0 ±0,4); třídy V (silikáty, plagioklas) na (3,6 ±0,7) a třídy M (železo a nikl) na (6,9 ±1,0). Mezi největšími planetkami hlavního pásu je nejhustší Pallas (4,8), následovaná Vestou (4,3) a Cererou (2,8). Mimořádně řídká (0,95) je planetka (15) Eunomia. D. Bogard a D. Garrison ukázali, že na planetku (4) Vesta dopadlo několik obřích projektilů v době před 4,1 -- 3,4 mld let. Spodní mez stáří Vesty činí 4,56 mld. let. M. Trieloff aj. odvodili z tepelné historie a radiochronologie chondritů H, pocházejících z anonymní planetky hlavního pásu, stáří sluneční soustavy (4,566 ±0,002) Gr, což je ve výtečné shodě s hodnotou, uvedenou na počátku odst. 1.1.2.1. tohoto přehledu.
E. Chiang ukázal počátkem r. 2003, že planetka 2001 QR 322 je první známý Neptunův Trojan o průměru kolem 100 km, jenž se nachází poblíž bodu L4 soustavy Slunce-Neptun na dráze s odstupem 20 AU od Neptunu. Podle autorových výpočtů je tato dráha stabilní po dobu řádu miliard let. Objektem na rozhraní mezi třídou planetek a komet se stalo těleso, objevené v r. 1979 jako standardní planetka, jež však bylo v r. 1996 rozpoznáno E. Elstem a G. Pizarrem jako kometa a dostalo tak označení 133P/Elst-Pizarro při krátké oběžné době 5,6 r, která ji "geograficky" řadí do hlavního pásma planetek. V druhé polovině r. 2002 se u tohoto "kometoidu" objevil další chvost, takže nejspíše jde o dohasínající kometu.
V. Jemeljaněnko aj. odhalil novou třídu transneptunských planetek (TNO) s vysokými dráhovými výstřednostmi, která si nejspíš zachovává původní parametry z období vzniku sluneční soustavy. R. Gomes, H. Levison a A. Morbidelli se domnívají, že TNO s vysokými sklony drah jsou pozůstatkem dvou odlišných populací planetek. Jedna migrovala zevnitř sluneční soustavy a byla zachycena Neptunem, který vznikl asi ve 20 AU od Slunce a migroval souběžně s ní. Druhá představuje původní planetky Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP), jenž však byl původně rovněž blíže ke Slunci než je dnes. Tyto úvahy však zatím provází řada pochyb a nejasností.
Podle D. Hughese činí úhrnná hmotnost EKP asi trojnásobek hmotnosti Pluta s Charonem. G. Bernstein aj. hledali slabší členy EKP pomocí kamery ACS HST a tvrdí, že EKP prakticky končí již ve vzdálenosti 50 AU od Slunce, takže celková hmotnost planetek TNO dosahuje jen 0,01 -- 0,1 Mz. Ostrá a překvapivě blízká vnější mez EKP zůstává zatím velkou záhadou. Úhrnný počet objevených TNO dosáhl koncem r. 2003 čísla 800, takže během toho roku přibylo bezmála 100 objektů zejména zásluhou zapojení obřích 8 m teleskopů do jejich vyhledávání.
Na Vánoce 2002 proletěla kometa C/2002 V1 NEAT v minimální vzdálenosti od Země (0,80 AU) a její jasnost od té doby narůstala, takže konce ledna 2003 byla již viditelná očima, i když pozorování za soumraku nebyla vůbec jednoduchá. Kometa prošla perihelem ve vzdálenosti jen 0,10 AU od Slunce dne 18. února 2003 a stala se jedinečným objektem na snímcích z družice SOHO, protože při jasnosti -2 mag ji navíc zdobil mohutný jasný zakřivený prachový chvost. Stala se tak vůbec nejjasnější kometou, zaznamenanou až dosud družicí SOHO. Podle výpočtu se jádro komety v přísluní ohřálo na 1 000 K. Shodou okolností právě v té době došlo na Slunci ke dvěma velkým erupcím, které doslova rozčísly iontový chvost komety. Pozemští pozorovatelé si mohli kometu vychutnat, až když se úhlově poněkud vzdálila od Slunce: 24. února měla 2 mag, ale pak rychle slábla a počátkem března přestala být viditelná očima. Její oběžná doba se odhaduje na 37 tis. let a ten těsný průlet u Slunce zřejmě celkem bez větší úhony přežila.
Počátkem roku 2003 byla v dosahu triedrů kometa 2002 X5 Kudo-Fujikawa, která před průchodem přísluním koncem 29. ledna ve vzdálenosti 0,19 AU byla dokonce viditelná očima, i když s obtížemi kvůli malé úhlové vzdálenosti od Slunce. Někteří pozorovatelé ji zahlédli znovu očima v polovině února, ale pak už rychle slábla a v polovině března byla 9,5 mag. M. Povich aj. využili spekter komety, získaných družicí SOHO při vzdálenosti komety 0,19 AU od Slunce, k identifikaci dvakrát ionizovaného uhlíku v jejím plazmovém chvostu. To znamená, že zrnka kometárního prachu obsahují organické látky, avšak při velké blízkosti ke Slunci se uhlík odpaří a ionizuje.
Počátkem března 2003 se po devítileté přestávce podařilo O. Hainautovi aj. pomocí kombinace tří 8,2 m teleskopů VLT ESO v Chile zobrazit během 9 h souhrnné expozice jádro komety 1P/Halley jako objekt 28,2 mag ve vzdálenosti 28,1 AU od Slunce a 27,3 AU od Země, což jsou pochopitelně historické rekordy. Odtud též vyplývá, že je téměř jisté, že jádro komety bude možné ze Země sledovat i během průchodu odsluním v r. 2023 ve vzdálenosti 35,3 AU. Astronomové z ESO tím testovali svůj nový pozorovací program pro hledání nejslabších transneptunských objektů.
Dne 10. března 2003 znovunalezl J. Scotti dalekohledem Spacewatch II periodickou kometu (oběžná doba 14,7 r) Jupiterovy rodiny 66P/du Toit jako objekt 20 mag. Kometa si přispíšila oproti předpovědi o 0,25 d, nejvíce se přiblížila k Zemi na 1,07 AU v polovině května a dosáhla maximální jasnosti 12 mag kolem průchodu perihelem 28. srpna 2003. Během celého roku se postupně blížila ke Slunci i Zemi kometa 2001 Q4 NEAT, jejíž jasnost vzrostla z 16 na 10 mag, ale jejíž hlavní představení se odehrálo až kolem přísluní v polovině května 2004. Druhá perspektivní kometa 2002 O7 LINEAR, která procházela přísluním až v dubnu 2004, dosáhla na počátku r. 2003 jasnosti 14 mag; do konce roku 2003 se pak zjasnila na nadějných 8 mag.
Počátkem října 2003 se podařilo C. Juelsovi znovunalézt kometu 157P/Tritton jako objekt P/2003 T1 o jasnosti 12 mag. Kometa byla předtím krátce pozorována jen v r. 1978 a považována za ztracenou, jelikož navzdory krátké periodě 6,4 r ji od té doby nikdo nespatřil. Posléze se ukázalo, že kometa byla v době nového objevu o 6 mag jasnější než předpovídala původní efemerida, takže při průchodu přísluním koncem září 2003 zřejmě prodělala mohutný výbuch, ale koncem roku kometa rychle slábla; o Vánocích 2003 nad 18 mag. V polovině listopadu 2003 prošla při svém 59. pozorovaném návratu ke Slunci ve vzdálenosti 0,26 AU od Země slavná kometa 2P/Encke. Byla v té době dobře pozorovatelná na severní polokouli i triedry, neboť dosáhla až 6,2 mag. Když se však blížila do přísluní 30. prosince 2003, zmizela pozorovatelům ve sluneční záři.
Koncem roku 2003 se známá periodická kometa 29P/Schwassmann-Wachmann 1 s téměř kruhovou drahou (e = 0,04) nacházela ve vzdálenosti 3,7 AU od Země. Současná dráha je výsledkem těsného přiblížení (na 0,25 AU) k Jupiteru v r. 1943 a podle nejnovějších výpočtů bude stabilní až do r. 2022, kdy se kometa přiblíží k Jupiteru na 0,75 AU, jenž ji tím převede na protáhlou eliptickou dráhu. Nejnovější periodickou kometou roku 2003 se stal původně asteroidální objekt 2003 UD16 LONEOS, který byl dohledán jako kometa na snímcích z II. Palomarského atlasu z prosince 1989 a února 1991. Dostal tak označení C/159P a už jako kometa pak prošla přísluním v březnu 2004 ve vzdálenosti 3,65 AU. Její dráhové parametry (e = 0,38; a = 5,9 AU; i = 23°) ji řadí ke krátkoperiodickým kometám (oběžná doba 14,3 r).
I. Hasegawa a S. Nakano prokázali identitu komety 2002 C1 Ikeya-Zhang s kometou 1661 C1 Hevelius. Vypočtené dráhové parametry q = 0, AU; e = 0,99; a = 51 AU; i = 28° vedou k oběžné době 360 r, což je vůbec nejdelší spolehlivě určené oběžná doba pro kometu. P. Korsun a G. Chörny odhalili při pozorování ze září 1999 mohutný prachový chvost u velmi vzdálené (7,2 AU) komety 1999 J2 (Skiff). Kometa s drahou o sklonu 86° prošla přísluním ve vzdálenosti 7,1 AU počátkem dubna 2000 a dosáhla tehdy jasnosti 14 mag, což znamená, že šlo fakticky o zcela mimořádně velké těleso.
Pomocí HST se podařilo v březnu 2003 během 21 h složené expozice zobrazit jádro komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež má být cílem projektu ESA Rosetta v r. 2014. Jádro má oválný tvar s hlavními osami 5 x 3 km a dobou rotace 12 h. Y. Fernández aj. pozorovali pomocí dalekohledů Keck I a UHT v srpnu 2002 jádro komety 9P/Tempel ve vzdálenosti 2,55 AU od Slunce. Odvodili odtud jeho střední poloměr 2,6 km a albedo povrchu 0,07. I v této velké vzdálenosti od Slunce je jádro aktivní, což představuje jistou hrozbu pro zamýšlený projekt Deep Impact.
S. Lowry a P. Weissman pozorovali 2,3m a 5m dalekohledem v letech 2000-2001 jádra 9 komet, které byly v té době vzdáleny 2,8 -- 5,5 AU od Slunce. I v této vzdálenosti jevila dvě kometární jádra zřetelnou aktivitu, ale přesto se podařilo určit střední poloměry jader v rozmezí 1,4 -- 2,4 km při albedu 0,04. Odtud pak vycházejí střední hustoty jader v rozmezí 0,11 -- 0,24 hustoty vody; jde tedy zřejmě o velmi porézní tělesa. Jádro komety 22P/Koppf je protáhlé v poměru 1,7:1. P. Gutiérrez aj. využili 2,5m teleskopu NOT na ostrově La Palma k určení rotační periody jádra komety 6P/darcminArrest na základě kolísání jeho jasnosti s amplitudou 0,08 mag. Protáhlé jádro nyní rotuje s periodou 6,7 h, což ovšem nejspíše nasvědčuje jeho složitému "převalování", protože se nová perioda liší od hodnoty zjištěné dříve.
M. Ishiguro aj. oznámil objev prachové vlečky komety 81P/Wild 2, složené z prachových částic o průměru kolem 1 mm. Šířka vlečky v okolí jádra komety dosahuje 14 000 km a je dlouhá asi 20 mil. km. D. Jewitt aj. objevili modulaci jasnosti u jádra komety 143P/Kowal-Mrkos s amplitudou 0,45 mag a periodou 17,2 h, která je patrně dána rotací oválného jádra s poměrem hlavních os 1,5:1. Z. Sekanina zkoumal pár komet 2002 A1 a A2, jež mají téměř shodné - byť poněkud nestabilní - dráhy v rozmezí 4,7 -- 29 AU od Slunce. Ukázal, že mateřské těleso obou komet se rozpadlo někdy kolem r. 1978, kdy bylo ve vzdálenosti 22,5 AU od Slunce a plné 2,5 AU nad ekliptikou. Oddělení složek proběhlo rychlostí 2,7 m/s, což znamená, že komety se mohou rozpadat bez nějakého zjevného důvodu i velmi daleko od přísluní.
V březnu 2003 vydali B. Marsden a G. Williams již XV. katalog kometárních drah, který obsahuje údaje o 2358 návratech 1642 komet, pozorovaných od r. 239 př. n.l. (kometa 1P/Halley -239 K1) do konce února 2003. Z toho je 1368 komet dlouhoperiodických (184 drah je hyperbolických) a 274 komet periodických s oběžnou dobou do 200 roků.
D. Hughes zkoumal výskyt nově objevených dlouhoperiodických komet v průběhu posledních dvou tisíciletí a dospěl k závěru, že jejich přísun je velmi stálý, pokud se omezíme na komety jasnější než 2 mag na pozemské obloze. Až do poloviny 18. stol. byly totiž komety objevovány výhradně prostým okem, přičemž platí, že mezní hvězdná velikost pro takové objevy je 3,6 mag. Pokud jsou komety jasnější než 2 mag, tak je asi 50% naděje, že ji lidé spatřili (na celé obloze je jen 44 hvězd jasnějších než 2 mag, a z toho lze naráz vidět pouhou polovinu) a pokud byla jasnější než 0,4 mag, tak ji nemohli přehlédnout. Od poloviny 18. stol. přirozeně začalo přibývat slabších komet, objevovaných dalekohledy očima pozorovatelů, avšak ve 20. stol. vstoupila do hry fotografie, takže se začaly objevovat komety kolem 16 -- 20 mag.
Další pokrok přinesly automaty, které kromě planetek objevují v hojné míře také komety. Nezřídka je objev nejprve klasifikován jako planetka, ale dodatečně se odhalí jeho kometární povaha (koma, chvost). Zcela nečekaně začaly těmto v podstatě klasickým technikám konkurovat umělé družice Země, určené pro výzkum slunečního okolí. Jak uvedl X. Leprette, vojenská družice Solwind nalezla prvních 6 komet v blízkosti Slunce. Ještě úspěšnější byla civilní družice SMM s 10 objevy.
To vše však byla pouhá předehra kometárního koncertu, který hraje od r. 1996 družice SOHO, umístěná v bodě L1 mezi Zemí a Sluncem. Do konce r. 2002 bylo na snímcích SOHO nalezeno 540 komet, z toho v reálném čase 218 a v archivech na internetu 322 komet. Tato obří statistika získaná v krátkém čase umožnila rozlišit několik rodin komet s přísluním v blízkosti samotného Slunce. Jde především o komety z Kreutzovy rodiny s přísluním 0,005 AU (750 tis. km od středu Slunce); dále o rodinu Meyerovu s perihely 0,03 -- 0,04 AU a sklony 69° - 79°; rodinu Marsdenovu s perihely 0,04 -- 0,05 AU a sklony 22° - 28°a konečně rodinu Krachtovu s perihely 0,0435 -- 0,0540 AU a sklony 12° -14°.
Z. Sekanina se zabýval kometami, které mají perihel těsně u Slunce, takže jim při každém průletu perihelem hrozí "ohryzání" nebo i zničení Sluncem. Z 27 takto pozorovaných komet měla jejich jádra rozměry pod 200 m a zřejmě proto průlet perihelem již nepřežila. Autor ukázal, jak se původní tělesa už dávno před průletem perihelem drobí, a že k přežití potřebují mít těsně před průletem minimální průměr přes 1 km. Přesto se však většina hmoty těchto komet dosud nachází v hlavních velkých úlomcích, z čehož lze soudit, že příslušné kometární rodiny jsou nedávného původu. J. Fernández soudí, že z hypotetického Oortova mračna pocházejí jak všechny dlouhoperiodické komety, tak komety typu Halley a možná i komety Jupiterovy rodiny, které obíhají poblíž roviny ekliptiky. Komety typu Halley představují jen 1% komet, vyvržených z Oortova mračna, přičemž nejsnáze se uvolňují komety, jejichž původní vzdálenosti v Oortově mračnu činily 20 -- 50 tis. AU.
D. Hughes zkoumal údaje o 150 známých krátkoperiodických kometách s oběžnou dobou kratší než 20 roků a zjistil, že polovina z nich vyhasne nebo zanikne v průběhu následujících 2 600 roků. Tento úbytek však prakticky bezezbytku nahradí nové krátkoperiodické komety, jejichž dnešní dráhy ještě řadíme k dlouhoperiodickým. Za tuto proměnu drah jsou odpovědné gravitační poruchy od velkých planet sluneční soustavy a tento "výměnný obchod" funguje naprosto spolehlivě patrně po celé miliardy let.
J. Horner aj. však upozornili, že bude třeba vytvořit zbrusu novou klasifikaci kometárních drah, protože dynamiku kometárních drah zásadně ovlivňuje Jupiter. Podle toho bychom měli zejména rozlišit komety typu Encke, standardní krátkoperiodické, střednědobé a dlouhoperiodické. Autoři navrhují zavést celkem 20 dynamických kategorií, především podle gravitačního ovlivňování planetami jednak v perihelu a jednak v afelu. Např. typ JN značí, že dráha komety je v perihelu ovlivňována Jupiterem a v afelu Neptunem, atd. Empirické rozlišování kometárních těles typu Kentaurů a transneptunských objektů nemá dynamické opodstatnění.
P. Jenniskens nalezl dlouho marně hledané mateřské těleso význačného meteorického roje Kvadrantid, který má krátké vysoké maximum každoročně počátkem ledna. Je jím poněkud překvapivě planetka 2003 EH1, jež se v posledních stoletích často přiblížila k Jupiteru do vzdálenosti jen 0,2 -- 0,3 AU, čímž se postupně zvětšil její perihel z hodnoty těsně pod 1,0 AU na současných 1,19 AU a současně též sklon dráhy z někdejších 13° na dnešních 71°. Pozorované částice roje se uvolnily z mateřského tělesa nanejvýš před 500 lety a střetávají se se Zemí rychlostí 42 km/s.
Podobně P. Babadžanov objevil mateřské těleso meteorických rojů sigma Capricornid a CHÍ Sagittariid, které jsou v činnosti v únoru a červenci každého roku. Ani v tomto případě nejde o kometu, ale o křižující planetku (2101) Adonis, která je zřejmě podobně jako mateřské těleso Geminid vyhaslou kometou s parametry a = 1,87 AU; q = 0,44 AU; e = 0,76; i = 1,4°. Navíc byla objevena planetka 1955 CS, která proletěla počátkem února 1955 ve vzdálenosti 2 mil. km od Země, jež je patrně 50 m úlomkem Adonisu a současně mateřským tělesem denního meteorického roje CHÍ-Capricornid. T. Tanigawa a T. Hašimoto identifikovali mateřskou kometu 7P/Pons-Winnecke nečekaně bohatého meteorického roje Bootid, které 27. června 1998 dosáhly maximální zenitové frekvence 270 met/h a které byly pozorovány již v letech 1916, 1921 a 1927. Podle jejich výpočtu se dráha částeček, uvolněných z komety při průletech přísluním v letech 1819 a 1869, začala vinou poruch od Jupiteru protínat se zemskou drahou již v polovině minulého století a zmíněný roj nás opět zasáhne v r. 2010.
Y. Fujiwara aj. využili ke sledování posledního meteorického deště Leonid v r. 2002 televizní kamery a pozorovali tak 17. 11. v intervalu pouhých 2,5 h celkem 412 leonid a 303 sporadických meteorů. Šlo vesměs o teleskopické meteory slabší než 10 mag a příkrý nárůst počtu leonid proběhl během jediné hodiny, takže jde fakticky o první pozorování deště slabých teleskopických meteorů. Z bohaté statistiky se ukázalo, že slabé leonidy začínaly v průměru zářit už ve výšce 118,5 km nad Zemí, dosáhly maximální jasnosti ve 108,4 km a pohasínaly ve 101,5 km. Velké hodnoty souvisí s vysokou geocentrickou rychlostí částic roje 69 km/s. V následujících letech se Leonidy bohužel téměř odmlčí nejméně do r. 2031.
M. Beech aj. se zabývali světelnou křivkou jasného bolidu -9 mag z meteorického roje Geminid, který byl pozorován v Kanadě 13. prosince 2002, jenž jevil silné mihotání jasnosti s frekvencí 6 Hz. Autoři to vysvětlují rotací nekulového tělesa o hmotnosti 0,4 kg, které bylo odhozeno z mateřského tělesa (3200) Phaeton před 2 500 roky a vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí 36 km/s. Mihotání vykazuje 70% geminid jasnějších než -3 mag, na rozdíl od stejně jasných sporadických bolidů, kde se vyskytuje jen v 18% případů. J. Carbary aj. popsali spektrum jasné (-2,8 mag) leonidy, pozorované 18. listopadu 1999 "seshora" spektrografem na palubě vojenské družice MSX, která od dubna 1996 obíhá kolem Země po polární dráze ve výšce 900 km nad Zemí. V době expozice byla družice vzdálena od meteoroidu 3350 km a získala poprvé spektrum, jež pokrývá též ultrafialové pásmo od 110 nm výše, které je ze zemského povrchu nepozorovatelné kvůli ozonové vrstvě. Ve spektru meteoroidu tak byly vůbec poprvé pozorovány čára Ly-alfa a dále ultrafialové čáry železa a hořčíku; dále pak optické čáry železa, sodíku a kyslíku.
J. Trigo-Rodriguez aj. určili ze spekter, pořízených v letech 1961-1989 v Ondřejově relativní chemické složení 13 bolidů (geminida, leonida, 5 perseid; zbytek sporadické meteoroidy) o hmotnostech 0,2 g až 9 kg. Zastoupení prvků Mg, Fe, Ni, Cr, Mn a Co v poměru ke křemíku se velmi zásadně liší od zastoupení těchto prvků v prachu Halleyovy komety.
D. Hughes se věnoval otázce, proč jsou rotační periody planet tak rozmanité: od nejrychlejšího Jupiteru s periodou 0,39 d po nejpomalejší Venuši s neuvěřitelnou hodnotou 243 d (delší než je její oběžná doba kolem Slunce). Rotace Země a Pluta byla zcela jistě zbrzděna jejich průvodci. Pluto dnes rotuje synchronně s oběžnou dobou Charonu (6,4 d) a perioda rotace Země se za posledních 360 milionů roku prodloužila o plné 2 h, tj. délka dne vzrůstala v průměru o 0,25 ms za století. Pomalou rotaci Merkuru (téměř 59 d) a již zmíněné Venuše mají téměř určitě na svědomí sluneční slapy a resonance s oběžnou dobou planet kolem Slunce, což poprvé ukázali již v letech 1859-60 C. Delaunay a C. Flammarion. Poněkud nejisté jsou rotační doby Uranu a Neptunu, odvozené z měření sondou Voyager 2. Radiově určená doba rotace Uranu činí (17,2 ±0,1) h, zatímco u Neptunu se vychází z měření rotace magnetosféry, čímž dostaneme (16,11 ±0,05) h. Kuriozitou je nápadná podobnost oběžné doby Měsíce kolem Země a doby rotace Slunce kolem své osy.
S. Sheppard a D. Jewitt shrnuli poznatky o nově objevených přirozených družicích (měsících) obřích planet sluneční soustavy. V říjnu 2003 totiž dosáhl úhrnný počet družic planet ve sluneční soustavě čísla 135, z čehož naprostá většina (131) připadá na obří planety, především Jupiter a Saturn. Zásluhu na tomto přírůstku mají kupodivu spíše pozemní dalekohledy než kosmické sondy, protože současné dalekohledy střední třídy (průměr zrcadla kolem 4m) dokáží nalézt objekty až 24 mag, což odpovídá u Jupiteru průměrům družic kolem 5 km a řekněme 20 km u Neptunu. Ze statistiky vyplývají dvě základní skupiny drah družic vůči dané planetě. První skupinu tvoří družice na přímých (prográdních) téměř kruhových drahách s malým sklonem k rovníku planety; to jsou prakticky určitě prvotní družice, vzniklé zároveň s planetou v období vzniku sluneční soustavy. Druhá skupina představuje jak prográdní, tak zejména retrográdní dráhy s vysokou excentricitou a sklonem až 55° k rovině rovníku planety. Jde o soubor tzv. mimořádných družic, jež byly zachyceny později z pásma planetek, popř. vznikly srážkami už obíhajících družic. Jupiter a Uran mají dokonce více retrográdních než prográdních družic.
V. Uralskaja rozlišuje dokonce tři skupiny přirozených družic planet: vnitřní družice, které se nacházejí do vzdálenosti trojnásobku poloměru planety a vznikly srážkami nebo bombardováním velkých družic planetkami; hlavní družice s průměry do cca 4000 -- 5000 km ve vzdálenostech 3 -- 100 poloměrů planety a v prográdních drahách, jež vznikly současně s mateřskou planetou; vnější družice ve vzdálenostech nad 100 poloměrů planety až do nějakých 25 mil. km od planety, které byly zachyceny později. Saturn se navíc vyznačuje malými družicemi, jež librují v drahách hlavních družic.
F. Varadi aj. spočítali, jak se dlouhodobě mění dráhové parametry planet sluneční soustavy a zjistili, že u vnitřních planet se objevují příznaky dráhového chaosu už po 4 milionech let; tj. spolehlivé dráhy lze zpětně propočítat nanejvýš na 50 mil. let. Naproti tomu obří planety nevykazují známky chaosu ani po 30 mil. let. E. Thomess a J. Lissauerr zjistili, že se planety vinou chaosu navzájem vyhazují z původně koplanárních drah.
D. Whitmire a J. Matese se pozastavili nad důsledky zjištění J. Andersona aj. z r. 2002, že sondy Pioneer 10 a 11 vykázaly ve vzdálenostech od Slunce 20 -- 70 AU anomální urychlení o hodnotě kolem 8.10-10 m/s2, protože tuto anomálii nepozorujeme u stejně vzdálených komet. Zejména tím padá možnost, že by pro tyto vzdálenosti nebyl splněn gravitační zákon o úbytku přitažlivé síly s 2. mocninou vzdálenosti; spíše jde o dosud nerozpoznaný výběrový efekt.
Vůbec nejvzdálenějším umělým tělesem v kosmu je ovšem sonda Voyager 1, s níž se dosud udržuje radiové spojení. S. Krimigis aj. si všimli nápadného růstu počtu energetických částic v okolí sondy od počátku srpna 2002, kdy byla sonda v ekliptikální šířce 34° severně a ve vzdálenosti 85 AU od Slunce. V téže době dle F. McDonalda aj. výrazně vzrostl i tok energetických iontů a elektronů. Tyto změny naznačují, že se sonda blíží k rozmezí rázové vlny nadzvukového proudění slunečního větru do okolního mezihvězdného prostoru. Další pozorování během r. 2003 ukázala, že toto rozmezí je pohyblivé, protože sonda jím prošla znovu v červenci 2003. Patrně jde o poměrně tlustou přechodovou vrstvu (pouzdro), kterou bude sonda prolétat ještě asi 12 roků. L. Fisk se domnívá, že vzdálenost heliopauzy, za níž klesne rychlost proudění slunečního větru definitivně na podzvukovou, činí asi 150 AU. Protože sonda se od Slunce vzdaluje tempem 3,5 AU/r, mohla by stihnout poslat o tom zprávu, protože plutoniový generátor energie a zásoby paliva pro korekční raketové motorky by měly vystačit až do r. 2020.
L. Mayer aj. ukázali, že obří planety v zárodečném cirkumstelárním disku do 20 AU od Slunce mohou díky gravitačním nestabilitám vzniknout kosmogonicky bleskově, během cca 800 roků, tj. hroucením velkých zárodků, spíše než slepováním planetesimál. R. Durisen aj. poukázali na to, že Jupiter se Saturnem představují plných 93% hmoty všech planet sluneční soustavy a kdyby se měly utvořit až kondenzací na kamenná jádra, vzniklá akumulací planetesimál, trvalo by to tak dlouho, že zárodečný plyn by se mezitím rozplynul do mezihvězdného prostoru. Přímá tvorba z protoplanetárního plynu by naopak vyžadovala nerealisticky velkou hmotnost zárodečného disku. Jejich simulace s 1 mil. částic disku však ukázaly, že gravitační nestability rychle "zhrudkovatí" a již za tisíc let z toho vzniknou 2 - 3 obří planety ve vzdálenostech 3 -- 20 AU od Praslunce. Slabinou výpočtů je neschopnost vysvětlit kruhové dráhy obřích planet a nemožnost migrace planet z oblasti vzniku dovnitř či vně sluneční soustavy, jak to vyplývá z pozorování hlavního pásu planetek a existence Kentaurů a transneptunských těles. Pozorování mladých hvězdokup, v nichž se dosud tvoří hvězdy, naznačuje, že vlastní cirkumstelární disk má rovněž krátkou životnost pouze několika málo milionů let - v té době se z něho utvoří na dálku neviditelné, ale relativně velké planetesimály.
Zajímavý pokus uskutečnili P. Duggan aj., když v laboratoři ozařovali synchrotronovým svazkem o energii 6 GeV granule se složením podobným sluneční pramlhovině. Granule se přitom ohřívaly až na 1400° C a roztavily a utuhly pak na chondrule, z nichž se nejspíš tvořila všechna velká tělesa sluneční soustavy. Autoři se domnívají, že v zárodku sluneční soustavy proběhl tak pronikavý ohřev materiálu díky výbuchu velmi blízkého zábleskového zdroje záření gama, což pak vedlo mj. i k utvoření planetární soustavy.
Nejpodrobnější výpočty klasického vzniku obřích planet pocházejí od S. Inaby aj. Astronomicky překotně vznikají planetesimály s poloměrem řádu 10 km. Během následujících 100 tis. roků se spojí na planetární embrya o hmotnostech řádu 1024 kg ve střední vzdálenosti 5,2 AU od Slunce. Embrya mají rozsáhlé plynné obálky, které zabrzdí mnoho planetesimál či rozbitých planetek, takže hmotnost embrya dále rychle roste. Kamenné embryo Jupiteru tak dosáhne za necelé 4 mil. roků hmotnosti 21 Mz a další blesková akrece materiálu vede ke vzniku obří plynné planety. Podobně vznikl Saturn v původní vzdálenosti 7,3 AU od Slunce, který vlivem gravitačních poruchu Jupiterem se postupně vzdálil (migroval) na dnešních 9,5 AU. Podle K. Zahnleho se dá z počtu impaktních kráterů na velkých družicích Jupiteru, Saturnu a Neptunu odhadnout, že Jupiter byl zpočátku vystaven těžkému bombardování kometárními jádry tempem jedna kometa za 200 let, na rozdíl od Neptunu, kde převažovaly dopady kamenných transneptunských těles. Srážky planetárních embryí v blízkosti Slunce pak vytvoří během řádově 100 mil. roků terestrické planety. Máme tedy v současné době dva naprosto rozdílné konkurenční scénáře vzniku obřích planet a dosud není jasné, který scénář je pravděpodobnější.
Podle S. Solankiho pozorovali sluneční skvrny už starověcí Číňané, kteří o tom zanechali písemné zprávy počínaje počátkem našeho letopočtu. Proměnlivosti výskytu skvrn si všestranný W. Herschel povšimnul již v r. 1796, když zjistil, že tržní cena obilí v Anglii je nepřímo úměrná intenzitě sluneční činnosti; bezmála půlstoletí před objevem cyklu sluneční aktivity S. Schwabem. Nejmenší skvrny mají průměr 3500 km, největší až 60 tis. km a vyskytují se téměř výhradně v heliografických šířkách do 30°; jen výjimečně až do 40°. Životnost skvrn se pohybuje od několika hodin po celé měsíce. Z hlediska relativního čísla slunečních skvrn byl nejvyšší 19. cyklus s maximem v r. 1958, což byl shodou okolností v době Mezinárodního geofyzikální roku 1957/1958. Vnitřní struktura skvrn s vysokým úhlovým rozlišením se začala studovat až v 90. letech XX. stol.; v r. 2003 dosáhl 1m sluneční dalekohled SST na ostrově La Palma za použití adaptivní optiky rekordního rozlišení 0,1arcsec, tj. lineárně 75 km. Dalekohled umožňuje u slunečního okraje zobrazit granulaci trojrozměrně.
V r. 1908 byla ve skvrnách rozpoznána velmi silná magnetická pole (dosahující v penumbrách slunečních skvrn indukce až 0,5 T). Globální magnetické pole Slunce je ovšem velmi komplexní a skládá se téměř výhradně z mnoha lokálních polí. V lichých cyklech sluneční činnosti má vedoucí skvrna na severní polokouli Slunce zápornou polaritu, stejnou jako okolí severního pólu Slunce. V březnu 2000 se však jižní pól Slunce přepóloval na severní a jižní pól migroval z jihu k rovníku a změnil se v široký pás, odkud se však již v květnu 2000 opět vrátil na jih. K úplnému přepólování magnetického dipólu Slunce došlo v r. 2001. Podle N. Gopalswamyho aj. souvisí přepólování se zánikem koronálních výtrysků ve vysokých heliografických šířkách, takže polární filamenty zmizí a magnetické pole se otvírá. Koronální výtrysky totiž odnášejí sebou zbytky starých magnetických polí a tím mohou na Slunci vznikat pole nová. Mechanismus je velmi účinný, neboť běžný koronální výtrysk odnáší miliardy tun hmoty z koróny, takže kolektivní efekt koronálních výtrysků je pro sluneční činnost dokonce významnější než výskyt skvrn a erupcí. Autoři to dokázali pro 21. cyklus sluneční činnosti na základě měření družice Solwind a pro 23. cyklus díky družici SOHO. Největším objektem na slunečním povrchu je tzv. proudová vrstva obklopující vlnovitě sluneční rovník, jež je tlustá asi 10 tis. km. Okamžitý tvar proudové vrstvy ovlivňuje magnetické bouře na Zemi. Podle B. Lowa aj. dosahuje magnetické pole ve sluneční koróně indukce do 1 mT a hmotnost klidných protuberancí až 3.1014 kg. Pomocí dlouhodobých měření kosmické sondy Ulysses se E. Smithovi aj. podařilo zmapovat trojrozměrnou strukturu heliosféry, která vytváří magnetický dipól s osou téměř kolmou k ose sluneční rotace!
N. Krivova aj. zkoumali vzhled magnetického pole na povrchu Slunce během 23. slunečního cyklu v letech 1996-2002. Autoři porovnali kolísání magnetického pole, měřené na družici SOHO aparaturou MDI, s přesnými měřeními proměnnosti zářivého toku Slunce (sluneční "konstanty" v rozmezí 1364 -- 1367 W/m2) radiometrem VIRGO a zjistili velmi dobrý souhlas obou křivek s korelačním koeficientem 0,96. Domnívají se proto, že příčinou změn zářivého toku ze Slunce na stupnicích dnů až roků jsou opravdu změny magnetické indukce na povrchu Slunce.
I. Usoskin aj. zjistili rozborem historických pozorování, že v počítání slunečních cyklů byl koncem XVIII. stol. vynechán cyklus s minimem na přelomu let 1792/93 a maximem 1794/95. Současný 23. cyklus s maximem v dubnu 2000 udivil velkou aktivitou Slunce ještě v létě 2003, ale hlavní překvapení přišlo až koncem října 2003, kdy na povrchu Slunce byly očima viditelné skvrny a kdy v intervalu týdne vzplanula série rekordních erupcí, z nichž poslední ze 4. listopadu byla absolutně největší v historii, takže zahltila všechny detektory na družicích a následná gigantická koronální ejekce zasáhla (naštěstí jen svým okrajem) zemskou magnetosféru s dramatickými efekty v ionosféře i na palubě umělých družic Země (SOHO stačili technici preventivně vypnout). S. Duhau se pokusil jako první o tradiční odhady velikosti nadcházejícího 24. cyklu sluneční činnosti na základě trendů od r. 1844 a vyšlo mu, že maximální relativní číslo dosáhne pouze (88 ±24), jenže takové předpovědi nejsou příliš spolehlivé ani pokud jde o předpověď času maxima v intervalu let 2009 až 2011, což je problém hlavně pro pilotovanou kosmonautiku.
Velmi kvalitní údaje o koronálním výtrysku z 21. dubna 2002 získalo trio slunečních družic RHESSI, TRACE a SOHO. První z nich zaznamenala rentgenové záření z okamžiku startu výtrysku ze sluneční koróny rychlostí 2200 km/s, TRACE registrovala jeho extrémní ultrafialové záření a SOHO zobrazila výtrysk opouštějící Slunce. Příčinou celého úkazu je náhlé rozevření magnetického pole v aktivní oblasti na Slunci při tzv. magnetickém zkratu (rekonexi). Otevřené siločáry dodávají energii erupcím i koronálnímu výtrysku. G. Share aj. zpracovali údaje z družice RHESSI při velké sluneční erupci z 23. července 2002, v jejímž spektru se vyskytla anihilační čára 511 keV, svědčící o vzniku pozitronů během energetické fáze erupce. G. Hurford aj. a L. Smith. aj. našli v týchž datech jaderné čáry C, O, Ne, Mg, Si a Fe v pásmu měkkého záření gama v rozsahu 2,2 -- 6,5 MeV. Jelikož se takto poprvé podařilo zobrazit sluneční erupci v oboru gama, není divu, že úkazu bylo věnováno celé číslo prestižního časopisu The Astrophysical Journal Letters, obsahující 15 prací o jedinečné erupci, klasifikované intenzitou X4.8.
A. Klassen aj. objevili v radiových vzplanutích typu III ve sluneční koróně "nadsvětelné" rychlosti pohybu relativistických elektronů, dosahující hodnoty až 2,5c. Podobně jako u vzdálených kvasarů, i zde jde o iluzi, vzniklou rychlým pohybem elektronů ve směru k pozorovateli. S. Solanki aj. zkoumali trojrozměrnou strukturu magnetického pole sluneční koróny infračerveným polarimetrem vakuového věžového slunečního teleskopu VTT na observatoři Izaňa na ostrově Tenerife a odhalili tak mechanismus výrazného ohřívání sluneční koróny na teploty řádu MK. Podle R. Walshe a J. Irelanda se koróna ohřívá interakcí magnetických polí a slunečního plazmatu, tj. magnetohydrodynamicky.
E. Neto aj. zpracovali více než 9 tis. přesných měření úhlového průměru Slunce v letech 1998-2000 a zjistili, že Slunce je zploštělé o (13 ±4) mas, a že jeho střední průměr kolísá v periodě 515 d s amplitudou 60 mas. I. Lopes a J. Silk odvodili z helioseismologie poměrně vysokou centrální teplotu Slunce 15,8 MK.
Na kanadské neutrinové observatoři SNO rozpustili v nádrži s 1 kt těžké vody 2 t soli, což zvedlo účinnost aparatury třikrát. S. Ahmedovi aj. se tak podařilo změřit celkový tok neutrin (bez ohledu na jejich vůni) z větve 8B pro energie neutrin nad 2,2 MeV mezi červencem 2001 a říjnem 2002, a to na základě pozorování 3055 neutrin v podzemní nádrži. Výsledek je ve výborném souhlase s hodnotou toku bórové větve produkce neutrin ve slunečním nitru a svědčí o oscilacích neutrin, což dává hodnotu rozdílu hmotností neutrin různých vůní kolem 0,008 eV/c2 a velikost tzv. mixážního úhlu 32,5°. P. Sturrock nalezl periodu 13,75 d v kolísání intenzity neutrinového toku ze Slunce v údajích z experimentu Kamiokande, což odpovídá poloviční periodě synodické rotace Slunce vůči Zemi. Jelikož také integrační experimenty Homestake a GALLEX vykazují modulaci s periodou, odpovídající rychlosti rotace ekvatoreálních oblasti Slunce, autor odtud vyvozuje nečekaný závěr, že produkce neutrin ve Slunci je modulována jeho rotací.
Dátum poslednej zmeny: 12. júla 2005