ŽEŇ OBJEVŮ 2018 (LIII.) - DÍL A
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 30. apríla 2020

Autori: Jiří Grygar, a David Ondřich

OBSAH (časť A):

1. Sluneční soustava

1.1. Planety

1.1.1. Merkur

20. října 2018 se na cestu k Merkuru vydala evropsko-japonská sonda BepiColombo. Z kosmodromu v Korou (Francouzská Guyana) sonda odstartovala na raketě Ariane 5, zhruba měsíc strávila na parkovací dráze kolem Země a po ověření funkce přístrojů se v prosinci vydala na cestu k cíli. Iontové motory neposkytují dostatečný výkon, aby sonda mohla účinně brzdit, sonda proto letí po komplikované dráze s brzdnými manévry u vnitřních planet – první u Země nastane v dubnu 2020, poté dva u Venuše a nakonec šest u samotného Merkuru. Teprve v prosinci 2025 se sonda stane družicemi Merkuru – rozdělí se totiž na dva moduly: japonský se bude věnovat výzkumu magnetického pole planety, zatímco evropský se zaměří na povrch a vnitřek Merkuru. Hlavní cíl je navázat na předchozí práci americké družice MESSENGER (MErcurySurface, SpaceENvironment, GEochemistry, and Ranging) a vysvětlit jednak podivnosti magnetického pole planety, např. významné urychlování elektronů ze slunečního větru na velmi vysoké energie, a jednak důvody zvláštního uspořádání nitra planety, včetně existence proláklin na povrchu, překvapivého výskytu těkavých prvků a významných rozdílů mezi severní a jižní polokoulí. Sonda pojmenovaná po italském astrofyziku Giuseppem „Bepim“ Colombovi stála 1,65 mld € a přes několikaleté zpoždění se jedná o velký úspěch evropské i japonské kosmonautiky.

A. Chauová aj. provedli sérii numerických simulací srážek, které mohou dát vzniknout planetě s parametry Merkuru. Autoři se zaměřili zejména na vysoký poměr hmotnosti kovového jádra vůči kamennému plášti. Simulace měly proměnné jak fyzické parametry srážejících se planetesimál, tak vzájemné rychlosti a úhly srážek. Výsledkem modelování je zjištění, že složení impaktorů ovlivňuje výsledný poměr kovového jádra vůči kamennému plášti v rozmezí ≤ 15 %. Jeden impakt vyžaduje prakticky přímou srážku, navíc vysokou rychlostí. Scénář „škrtnutí“ je pravděpodobný při příletu pod úhlem zhruba 45°. Jako nejpravděpodobnější se jeví zformování planety působením velkého počtu srážek, se zvyšující se účinností odnosu lehčích prvků, pokud ke srážkám navíc dojde v krátkém období.

A. A. Berezhnoy modeloval termochemické procesy, které v okolí Merkuru mohou vést k pozorovanému zastoupení atomů, resp. iontů Na, K, Ca, Fe, Al, Mn, Mg a O a prachových zrn, obsahujících tyto prvky čisté anebo ve sloučeninách. Zatímco u některých prvků je možné jejich přítomnost v exosféře planety vysvětlit působením slunečního hvězdného větru, u většiny z nich toto vysvětlení nestačí pro vysvětlení jejich pozorovaného zastoupení. Autor ukázal, že pro Mn, Fe a Mg je velmi dobře možné vysvětlit jejich četnost pomocí impaktů meteorické látky rychlostmi ~35÷50 km/s; Ca a Al mohou být také impaktního původu, pokud dojde k dostatečně rychlému zchlazení vyvrženého materiálu („zakalení“); čistý O patrně vzniká fotodisociací kyslíkatých sloučenin v prachu, vyhozeném buď při impaktech, nebo působením unikajících těkavých prvků z povrchu; a konečně Na a K se do exosféry Merkuru dostávají jiným způsobem, než v důsledku impaktů.

L. M. Jozwiaková, J. W. Head a L. Wilson připravili katalog výduchů vulkanického povrchu na základě mapování povrchu Merkuru družicí MESSENGER. Výbušný vulkanismus byl jedním z nečekaných překvapení planety, MESSENGER díky multispektrálním snímkům dokázal lokalizovat mnoho výduchů, kterými rázově unikly podpovrchové plyny, stejně jako rozhozený povrchový materiál v okolí. Autoři klasifikovali tři druhy výduchů: obyčejné, hluboké a s haldou. Většina výduchů se nachází v impaktních kráterech, ale jejich počet nekoreluje s čedičovými výlevy ani rozsáhlými pánvemi. Autoři spekulují, že většina výduchů vznikla v relativně nedávných obdobích Kuiperianu (před ~1,7±0,2 Gr) a Mansurianu (před ~280±60 Mr), ačkoliv na povrchu se prokazatelně vyskytují i staré výduchy, kolem nichž byl vyhozený materiál zcela erodován kosmickým počasím a/nebo pozdějšími impakty.

1.1.2. Venuše

V. A. Krasnopolsky aktualizoval model fotochemických procesů síry ve venušanské atmosféře. Autor propočetl zastoupení a variabilitu sloučenin S2O2, H2O, OCS a H2 ve výškách 47÷112 km a zjistil, že pozorované změny hustot sloučenin síry v atmosféře je možné vysvětlit pouze atmosférickými pohyby a není nutně potřeba aktivní vulkanismus planety. Naproti tomu se ukázalo, že zastoupení S2O2 není postačující k pozorované absorpci v blízkém UV záření.

S. A. Jacobson aj. modelovali vznik Země a Venuše postupnou akrecí se zaměřením na vlastnosti kovového jádra a planetárního dynama, generujícího magnetické pole. Autoři zjistili, že postupné nabalování látky na planetární zárodek vede ke stratifikaci jádra, jak těžší prvky klesají do větších hloubek a rostoucí tlak je nutí zaujmout rovnovážnou polohu kolem středu planety. Chladnutí a tuhnutí jádra ve vrstvách pak brání konvektivním procesům, což nedovolí vzniknout magnetickému dynamu. Pokud po zformování planety nedojde k velké srážce – jako v případě Prazemě s Praměsícem / Theiou –, která rozruší tuhnoucí vrstvy a promíchá obsah celého jádra, jádro planety zůstane v prvotním rozvrstvení a magnetické pole planety se nevytvoří. Absence magnetického pole Venuše ukazuje na vznik planety právě tímto způsobem, bez pozdní velké srážky.

1.1.3. Země

Zemské magnetické pole se znatelně mění. Za posledních asi 175 let zesláblo přibližně o 9 %, což vedlo k úvahám o možném nadcházejícím přepólování jeho orientace. Jeho dynamika je však mnohem složitější a mnoho o ní nevíme. Data z družic SwarmCHAMP (CHAllenging Minisatellite Payload) a Oersted ukazují, že magnetická indukce se mění na různých místech různě – zatímco nad Asií mezi r. 1999–2016 vzrostla o 2 %, nad Severní Amerikou poklesla o 3,5 %. Historická data ukazují, že nejde o nic nového: posledních několik desítek mil. let se pole překlápělo každých asi 250 tis. r. (poslední překlopení nastalo před asi 780 tis. r.), ale předtím v období 120–83 mil. let před současností se žádné překlápění nekonalo a změn indukce v řádu ~10 % bylo mnoho, aniž vedly k přepólování. Magnetické pole vytváří dynamo, které pohání chladnutí vnitřního kovového jádra. To je tvořené pevnou slitinou železa a niklu, v současnosti má průměr asi 2 440 km, povrchovou teplotu 5 000÷5 700 K a postupně vychládá tempem ~100 °C za 1 mld let. Nad ním se nachází vnější jádro, tvořené stejným materiálem, ale za nižších tlaků v roztaveném stavu. Vnější jádro odnáší teplo vnitřního jádra konvektivními pohyby do spodního pláště a velký objem pohybujícího se kovu tvoří silné elektrické proudy, které generují planetární magnetické pole dipólového tvaru. Průběh samotného překlopení neznáme, víme jen, že trvá několik tisíc roků. Je jisté, že indukce magnetického pole neklesne na nulu, aby posléze vzrostla na stejnou hodnotu jen s opačným směrem, ale promění se tvar magnetického pole – patrně se stane kvadrupólové či oktupólové, „zašmodrchá se“ a posléze se zase zkonsoliduje v nové orientaci. Fosilní záznamy nevykazují žádnou zřejmou souvislost mezi přepólováním magnetického pole a velkými vymíráními, biosféra je tedy zřejmě schopna překlopení přečkat bez pohromy. Naše technologie by patrně dopadly podstatně hůře.

Pulsující polární záře jsou kvazipravidelně zjasňující a pohasínající světelné jevy, vznikající ve výškách kolem 100 km nad zemským povrchem v polárních oblastech. Na rozdíl od klasických auror, jejichž původ leží ve výškách několika tisíc km nad póly, pulsující polární záře vycházejí z procesů, odehrávajících se na magnetickém rovníku Země ve vzdálenostech desítek tisíc km. S. Kasahara aj. publikovali práci, vycházející z měření družice Arase japonské kosmické agentury JAXA, která od konce r. 2016 pracuje na protáhlé dráze (perigeum ~460 km, apogeum ~32 110 km, sklon 31°, oběžná doba ~565 min). Autoři dokázali propojit měření fluktuací elektronů z oblastí magnetického rovníku se zjasňováním pulsujících polárních září, naměřeným kanadskými celooblohovými kamerami pozorovací sítě THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms). Pomocí modelování tvaru zemského magnetického pole se podařilo prokázat přímou souvislost mezi vlnami typu chorus v magnetosféře, které vystřelí směrem k Zemi spršku elektronů, jejichž interakce s horními vrstvami atmosféry vytvoří zjasnění aurory.

Polární záře STEVE je patrně známá od 18. století, ale až do velmi nedávné minulosti zůstávala její podstata neprozkoumaná. Fotografové polárních září ji znali od 70. let 20. stol., ale kupodivu nikdo nezkoumal, jak výrazný pruh bílé, zelené nebo fialové barvy vlastně vzniká. Teprve r. 2017 dostala od fotografů auror jméno podle označení pro „něco neznámého“ z animovaného filmu Za plotem (orig. Over the Hedge). Vědci existujícímu názvu zpětně přiřadili zkratku Strong Thermal Emission Velocity Enhancement a postupně vyvrátili několik hypotéz (protonové spršky, iontová polární záře ad.). Měření z družic Swarm ukázala, že jev nastává ve výškách ≥450 km nad povrchem, typická šířka pásu je asi 25 km a teplota plazmatu dosahuje 3 kK. B. Gallardová–Lacourtová aj. analyzovali data pozorovací sítě THEMIS pro 28 zachycených úkazů a poskytli statistická data. Průměrný STEVE začne přibližně 1 h po magnetosférické bouři, má průměr ~20 km v zemské šířce, trvá také přibližně 1 h, během níž se posune o 50 km blíž k rovníku, zatímco podél rovnoběžky uběhne 2 145 km. Přímá měření počtu nabitých částic ve vysoké atmosféře (další práce stejných autorů) ukázala, že jejich hustota v tomto jevu je nejméně o dva řády nižší než u klasické aurory; autoři spekulují, že STEVE má ve skutečnosti původ v ionosféře, a nejde tedy o opravdovou polární záři.

T. E. Johnson aj. oznámili na Goldschmidtově konferenci, že rulový kámen, nalezený v údolí řeky Acasty v severní Kanadě, je nejstarší známou přeměněnou horninou na Zemi se stářím určeným na –4,02 mld roků. Autoři modelovali vznik ruly s odpovídajícím zastoupením jednotlivých prvků a ukázalo se, že nejlépe vyhovuje model natavených čedičových hornin bohatých na železo a vodu (amfibolity) při teplotách ~900 °C a za nízkých tlaků. Takové podmínky dobře odpovídají vrchním 3 km zemské kůry v období hadaika. Teplo, které je třeba k roztavení hornin, autoři přisuzují intenzivnímu bombardování planetkami, které skutečně na konci prvního eonu nastalo.

Již v r. 1961 oznámil polský astronom K. Kordylewski pozorování mračen meziplanetárního prachu v Lagrangeových bodech L4 a L5 soustavy Země–Měsíc. Mračna jsou obtížně pozorovatelná, látky se v nich nachází málo a odražené sluneční světlo je slabé; proto Kordylewskému skoro nikdo nevěřil a také pozdější pozorování byla zpochybňována. Body L4 a L5 nejsou kvůli perturbacím Slunce a velkých planet zcela stabilní, proto se obecně předpokládalo, že ani prach se v nich nedokáže dlouho udržet. G. Horváth aj. nejprve modelovali, jak by se prachové mračno mělo jevit v různě polarizovaném světle, a následně provedli sérii polarimetrických měření v oblasti bodu L5. Prach se v okolí tohoto bodu skutečně nachází. Kordylewski měl pravdu a Země má o dvě prachové pseudodružice navíc.

Dosavadní představa pozdního velkého bombardování (late heavy bombardment, LHB), které nastalo asi 600 mil. roků po zformování Země a které postihlo všechny vnitřní planety Sluneční soustavy, dostala vážné trhliny. LHB je jedním z výsledků výzkumu měsíčních hornin mise Apollo. Zatímco na Zemi desková tektonika a erozní procesy smyly prakticky všechny stopy složení povrchu před vznikem života, Měsíc se právem jevil jako ideální laboratoř. Když po návratu Apolla 17 vědci zpracovali přivezené vzorky, objevila se v datování hornin výrazná stopa – všechny byly prakticky stejně staré, –3,95 mld r. Totéž ukazovala data ze sovětských vzorků sond Luna. Na přelomu milénia potvrdily datování vzorky pozemských meteoritů s měsíčním původem; přestože se mezi nimi našly horniny starší (–4,4 ÷ –4,2 mld. r.), výrazná většina jich byla stejně stará jako dřívější vzorky. Pochybnosti se objevily v táboře nebeských mechaniků: proč by na okraji Sluneční soustavy měly čekat planetesimály 600 mil. let po zformování vnitřních planet, a teprve potom se vydat na zkázonosnou cestu? Odpověď poskytl model z Nice, rozšíření dřívější hypotézy „velkého obratu“, podle něhož Jupiter se Saturnem v určité fázi své migrace od Slunce vymrštily na vzdálenější dráhy Uran s Neptunem a to vše vyvolalo silné perturbace v okrajových částech Sluneční soustavy. Představa LHB byla úplná.

Potíže způsobilo podrobné mapování Měsíce – ukázalo se, že prakticky všechny krátery na přivrácené straně jsou zasažené materiálem rozhozeným z Mare Imbrium. Vzorky z misí Apollo sice byly z různých míst, ale možná všechny pocházely z jedné impaktní pánve. Také datování kráterů na základě sčítání průměrů odhalilo, že ačkoli žádný kráter není starší než –4 mld r, mnohé jsou výrazně mladší. Další potíže se objevily na Zemi – datování nejstarších pozemských hornin z Jack Hills (Středozápad, Západní Austrálie) vykázalo hodnotu –4,2 mld. r.; jenže podle chemického složení minerálu zirkonu panovaly v té době na povrchu příjemné teploty a vyskytovala se tu tekutá voda. Přezkum datování měsíčních vzorků z misí Apollo ukázal, že použitá metodika má slabá místa a přesnost datování je ve skutečnosti horší. Rozvoj počítačů a přesnější numerické modelování také přestalo LHB zvýhodňovat proti jiným modelům. Současný stav je víceméně nerozhodně – LHB možná nastalo, možná ne. Data z ostatních terestrických planet nejsou ku pomoci a rozhodnout může pravděpodobně pouze další přímý výzkum na povrchu Měsíce.

Rok 536 n.l. se stal podle historika M. McCormicka aj. „nejhorším rokem, kdy jste mohli být naživu“. Historiografie již dlouhou dobu ví, že léta kolem r. 540 byla mimořádně chladná. Výzkumný vrt v italském ledovci Colle Gnifetti odhalil, že na jaře 536 vybuchla některá z islandských sopek a vychrlila do atmosféry velké množství prachu, sazí a kapiček vulkanického skla. Stratosférické proudění rozneslo toto znečištění po celé severní polokouli, což způsobilo pokles průměrné letní teploty o 1,5÷2,5 °C. V celé Evropě se neurodilo, v Asii v létě sněžilo a svědectví byzantského historika Prokopia z Kaisareie (asi *500–†565), že „Slunce hřálo slabě jako Měsíc v úplňku“ nebyla patrně nadsázka, ale skutečnost. Katastrofu dokonala další dvojice sopečných výbuchů v letech 540–541. Následovala epidemie dýmějového moru („Justiniánský mor“ se z dnešní Etiopie dostal do římského přístavu Pelusium, dnešní Egypt, odkud se rozšířil), která ve Středozemí vyhubila v průměru třetinu, na některých místech až polovinu obyvatelstva. Desetiletí 536–545 bylo nejchladnější dekádou za předcházejících 2300 let a katastrofa urychlila pád Východořímské říše a přispěla k velkému stěhování národů. Evropská ekonomika se vzpamatovala až za sto let, což je v ledu také dobře zachyceno: r. 640 byla obnovena těžba stříbra ve francouzských dolech v Melle, ve vrtném jádře se to projevuje zvýšeným obsahem olova, nerozlučným průvodcem stříbrné rudy.

F. Nabiei aj. zkoumali meteorit Almahata Sitta, který dopadl r. 2008 v Núbijské poušti v Súdánu, pomocí transmisní elektronové mikroskopie. Meteority jsou achondrity ze skupiny tzv. ureilitů, tedy zrnitých hornin z olivínu, pyroxenů a zhruba 3% příměsi uhlíku v podobě grafitu a diamantu. Autoři prokázali uvnitř diamantových krystalů přítomnost minerálů s obsahem Cr, P a slitin Fe a Ni. Z charakteru zrn a krystalků diamantu je zřejmé, že hornina vznikala pomalu a za tlaků ≥ 20 GPa. Autoři předpokládají, že se tak stalo v planetárním zárodku o velikosti mezi Měsícem a Marsem v prvních desítkách milionů let Sluneční soustavy. Praplaneta byla později rozbita nějakou velkou srážkou a přeměněné horniny se dostaly do meziplanetárního prostoru.

K.H. Kjær aj. objevili pomocí radarové altimetrie pod grónským ledovcem Hiawatha kruhovou proláklinu s průměrem 31 km. Deprese má vyvýšené okrajové valy i centrální pahorek, které ledovec aktivně eroduje. Ledovcová řeka, která zpod ledovce vytéká, obsahuje sedimenty s šokově přeměněným křemenem a dalšími minerály, typickými pro impaktní krátery. Geochemická analýza těchto sedimentů ukazuje na fragmentovaný kovový asteroid o průměru ≥ 1 km. Stratigrafie ledovce z radarových měření ukazuje, že holocénní led je souvislý a neporušený, zatímco hlubší vrstvy jsou rozbité nebo obsahují nečistoty. Určit stáří kráteru však není jednoduché – je jisté, že je mladší než 2,5 mil. r.; k dalšímu zpřesnění chybí jasná data. Autoři naznačují, že dopad planetky mohl způsobit záhadné ochlazení v mladším dryasu. Před 12 800 lety poklesla průměrná teplota severní zemské polokoule o 8 °C a zůstala tak po víc než 1 000 let; jedno z možných vysvětlení je právě v dopadu velkého tělesa a následném zastínění severní polokoule rozptýleným meteoritickým prachem. Skutečné stáří kráteru bude nutné určit vrtem.

W.K. Hartmann si povšiml shody očitých popisů čtyř jevů: pádu bolidů Čeljabinsk (2013) a Tunguska (1908), řízeného výbuchu a následného vstupu trosek sovětské lodi Zond IV do atmosféry a zázraku obrácení na cestě do Damašku, který se přihodil Šavlovi z Tarsu (pozdějšímu sv. Pavlovi), jak je popsán v knize Skutky apoštolů. Autor z historických pramenů vybral popisy události, která nastala patrně kolem r. 30 n. l. a která porovnáním s očitými pozorováními bolidu Čeljabinsk, pro něž je k dispozici také přímý obrazový záznam, ukazuje, že sv. Pavel se zřejmě stal pozorovatelem dopadu mimořádně jasného bolidu. Svědectví obsahují popis náhlého světla jasnějšího než Slunce na polední obloze, za kterým se se zpožděním ozval silný hluk, pád pozorovatelů na zem důsledkem tlakové vlny, rychlý pohyb bodového zdroje světla a ostrých stínů předmětů na zemi a nakonec dočasné oslepnutí hlavního protagonisty, který se nebojácně (a nerozumně) díval do zdroje světla. Důkazy jsou pouze nepřímé, ovšem pocity očitých svědků bolidu Čeljabinsk i vstupu Zondu IV do atmosféry ukazují, že neobvyklé přírodní jevy silně působí na lidskou psychiku, přestože si většina svědků uvědomovala, co se ve skutečnosti děje.

M.E. Tabetah a H.J. Melosh zaujal bolid Čeljabinsk tím, jak snadno se rozpadl, a rozhodli se vytvořit numerický model rozpadu meteorických těles. Meteoroid Čeljabinsk měl průměr asi 17÷20 m a atmosférické modely ukazují, že se rozpadl při působení tlaku asi 1÷5 MPa, což je výrazně méně než mechanická pevnost dopadnuvších meteoritů, která má hodnotu ~330 MPa. Autoři vytvořili model průchodu vzduchu okolo a skrz meteorické těleso a ukázalo se, že klíčová je pórovitost materiálu. Rázová vlna před rychle letícím tělesem zároveň vytváří podtlak za ním, což doslova nasává (stále teplejší) vzduch dovnitř něj a následně účinně sníží tlak, potřebný k explozi materiálu. Meteoroid nakonec doslova vybuchne zevnitř.

1.1.4. Měsíc

D. H. Needhamová a D. A. King použili data z družic GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory), LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) a přístroje M3 (Moon Mineralogy Mapper) na palubě družice Chandrayaan 1 k určení objemu tekuté lávy, která se nacházela na povrchu Měsíce v době, kdy se zformovala jeho kůra, a čediče začaly tuhnout. Autoři si uvědomili, že při aktivní vulkanické činnosti se na povrch dostala nejen láva, ale také množství horkých plynů, a napadlo je zjistit, o jaké množství se jedná. Ukázalo se, že v době maxima vulkanické činnosti, tedy asi –3,5 Gr, byl přísun plynu natolik výrazný, že Měsíc pravděpodobně měl atmosféru s povrchovým tlakem ~1 kPa (asi 1,5×), které trvalo přibližně 70 mil let, než unikla do kosmického prostoru. Pokud by jen 1 ‰ vodních par obsažených v atmosféře zkondenzovalo v okolí pólů Měsíce v místech trvalého stínu, stačilo by to k vysvětlení pozorovaného objemu ledu, o němž předpokládáme, že je vodní.

S. Li aj. oznámili první přímý důkaz, že podezřívaný led v polárních oblastech Měsíce je skutečně zmrzlá voda. Po několika nepřímých potvrzeních (družice Clementine – 1994, LRO – 2013) autoři použili data z přístroje M3 v blízké IR oblasti a objevili přítomnosti absorpčních pásů na vlnových délkách 1,3 µm, 1,5 µm a 2,0 µm, které jsou jednoznačným potvrzením přítomnosti vodního ledu na dně polárních kráterů. Následné numerické modelování ukázalo, že IR spektroskopie je schopná s využitím detekce ve všech 3 pásmech detekovat povrchový vodní led, i pokud se ho v regolitu vyskytuje pouhých ~5 %.

Výpravy Apollo 15 a 17 nainstalovaly v místě svých přistání mj. experiment HFE (Heat Flow Experiment), jehož účelem bylo měřit teplotu na povrchu a v hloubce 1 m pod ním, kam nedosáhnou teplotní změny vyvolané různým osluněním. HFE Apolla 15 měřilo od července 1971 do ledna 1977, HFE Apolla 17 od prosince 1972 do září 1977. Data obou experimentů byla zpracována pouze do prosince 1974, v němž původní výzkumníci zaznamenali růst podpovrchové teploty. S. Nagiharovi aj. se podařilo zachránit nearchivovaná data od ledna 1975 dále a potvrdili, že teplota pod povrchem rostla v průběhu celého období až do konce měření. Autoři si všimli výrazných stop na místech přistání na snímcích z družice LRO a napadlo je, zda by oteplování mohla způsobit změna odrazivosti měsíčního regolitu. Jednoduchý numerický model to potvrdil, že ano – změna albeda, která vyvolá zvýšení povrchové teploty o 1,6÷3,5 K dostačuje k vysvětlení pozorovaného oteplení pod povrchem.

Na konci roku 2018 odstartovala k Měsíci čínská sonda Čang'e 4, jejímž cílem je přistát na odvrácené straně měsíce a vypustit tam rover, který se bude pohybovat po povrchu a zkoumat jej. Na palubě retranslační stanice, která zůstane na oběžné dráze, aby mohla zprostředkovat komunikaci s přistávacím modulem a vozítkem, je mj. dánský radiopřijímač, jehož cílem je ověřit možnost sledovat vesmír v nízkých rádiových frekvencích. Když se retranslační družice na oběžné dráze dostane do měsíčního stínu, měla by ověřit, zda jsou na odvrácené straně Měsíce vhodné podmínky pro budoucí radioteleskopy.

R. I. Citron, H. B. Perets a O. Aharonson prozkoumali alternativní vysvětlení vzniku Měsíce – nikoli v důsledku jedné srážky Prazemě s Theiou, ale jako důsledek mnoha postupných impaktů, při nichž vznikají menší měsíčky. Autoři modelovali vývoj drah již existujících měsíčků při následných srážkách (hmotnost impaktoru 0,01÷0,1 MZ), aby zjistili, zda je hypotéza vůbec proveditelná. Zjistili, že malé měsíčky (hmotnost 0,1÷0,5 MM) se rychle dostanou do vázané rotace, vzdalují se od Prazemě a již po několika Mr mohou přežít další srážku a vznik nového měsíčku. U. Malamud aj. modelovali srážky měsíčků mezi sebou. Nejčastější je těsné otření dvou těles o sebe, které vytvoří velké množství trosek, jež se následně opět zformují do podoby malého měsíčku a ten brzy znovu interaguje s ostatními měsíčky. Vzácné přímé srážky mnoho nepořádku nenadělají a většinou vedou ke splynutí dvou těles. Srážky mezi těmito dvěma krajnostmi jsou nejméně předvídatelné; značná část jich skončí vymetením zbytků menšího tělesa ze soustavy nebo pádem na Prazemi.

1.1.5. Mars

C. Dundas aj. publikovali přímý důkaz existence (zmrzlé) vody pod povrchem Marsu. Autoři použili přístroje HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) a CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) na palubě družice MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) a nalezli osm míst na povrchu planety (7 severní, 1 jižní polokoule, areografická šířka 55°–58°), kde sesuv postupně odkrývá ledové vrstvy v různých hloubkách pod povrchem. Vrstvy ledu vznikly zřejmě námrazou a postupně je překryly další vrstvy sedimentů; tlak vrchních vrstev vodu stlačil a ta znovu zkrystalizovala. V místech, kde sesuv ledovou vrstvu odkryje, dochází k sublimaci vody, což udržuje erozní proces v pohybu a útes postupuje rychlostí několika mm/r. Autoři odhadují, že na některých místech se vodní led nachází pouhých 10 cm pod povrchem.

R. Orosei aj. oznámili objev slanovodního jezera pod ledovcem v oblasti Planum Australe v radarových datech přístroje MARSIS evropské družice Mars Express. Jezero se podařilo nalézt až po ručním zpracování surových dat, neboť automatika na palubě sondy si nedokázala poradit s neočekávanými signály. Jezero se nachází v hloubce 1,5 km pod povrchem Marsu, je hluboké nejméně 1 m a široké ~20 km.

Záhada přítomnosti a různých koncentrací methanu na povrchu Marsu se už zdála vyřešená, ale nakonec máme opět více otázek než odpovědí. Nejprve nezávisle na sobě J. Moores aj. a C. R. Webster aj. přišli s myšlenkou, že vzrůst koncentrace metanu na povrchu, detekovaná spektrografem SAM (Sample Analysis at Mars) na palubě vozítka Curiosity, má sezónní charakter. Na konci marťanské zimy ohřev půdy umožní únik podpovrchových zásob methanu do atmosféry, odkud v průběhu jara a léta vytěká do okolního prostoru. Střední hodnota koncentrace methanu v atmosféře je (0,41±0,16) ppb (parts per billion, miliardtina) a sezónní variace představují hodnotu (0,24÷0,65) ppb. Tato hypotéza vysvětluje dlouhodobé variace, ale není jasné, proč v letech 2013 a 2014 Curiosity naměřil nárůst koncentrace až na 7 ppb. Autoři navrhují, že jde o nepravidelný projev místního většího úniku, kdy se v podzemí poblíž roveru otevřel větší rezervoár plynu. Aby to nebylo málo, na přelomu let 2016 a 2017 koncentrace methanu klesla tak nízko, že jej Curiosity nebyl vůbec schopen zjistit. Nezbývá než počkat na další měření – s ním pomůže i evropská družice TGO (Trace Gas Orbiter, součást mise ExoMars), která se v polovině r. 2018 usadila na kruhové oběžné dráze a zahájila pravidelná pozorování. Stále platí, že o zdroji samotného methanu – zda je geologického či biologického původu – zatím nevíme nic.

PhobosDeimos, marťanské měsíčky, mají zatím nejasný původ. V poslední době získává podporu hypotéza, že se zformovaly v akrečním disku, který kolem planety vytvořil velký impakt. Výzkum komplikuje skutečnost, že máme k dispozici málo dat – spektroskopická mají špatné rozlišení, v některých oborech (střední IR, UV) chybějí zcela, chemické složení je víceméně neznámé, stejně jako víme jen málo o vnitřní struktuře obou těles. F. C. Pignatale aj. modelovali vznik obou měsíců z látky disku pro různé dopadající impaktory – planetesimály se stejným složením jako Mars, komety, chondrity ad. – a vytvořili přehledy zastoupení jednotlivých prvků pro různé kombinace těles dopadajících na Mars. Ukázalo se že prach (kondenzát plynných látek uvolněných dopadem) nese více informací o impaktoru než pevné částice; pokud např. mezi srážeči převažovaly komety, výsledný povrch bude obsahovat největší množství C a vodního ledu, zatímco pro převahu uhlíkatých chondritů bude nejvýraznější Fe, SiO2 a sulfidy železa. R. Hyodo aj. zkoumali zastoupení těkavých prvků ve výsledném tělese podle různých teplot, které panují v akrečním disku, pokud je teplota povrchu planety v rozmezí 3÷6 tis. K. Při teplotách ≤ 1 000 K z akrečního disku přímo unikne ~10 % těkavých prvků, pro teploty 700÷2 000 K navíc zhruba polovinu těkavých látek následně vyžene tlak záření. Zda jsou východiska hypotézy o vzniku obou měsíčků správná, by měla potvrdit přímá měření japonské sondy MMX (Martian Moons eXploration), která má odstartovat v r. 2024.

L. C. Bouvierová aj. analyzovali ve vzorcích pozemských meteoritů marsovského původu krystalky zirkonu, aby zpřesnili jejich stáří. Použili datování metodou uran–olovo, která umožňuje pomocí radioaktivního rozpadu dvou izotopů 235U → 207Pb a 238U → 206Pb zpřesnit dříve použitou metodu lutetium–hafnium (176Lu → 176Hf). U sedmi zkoumaných meteoritů se ukázalo, že jejich stáří je (4 476,3 ± 0,9) Myr až (4 429,7 ± 1,0) Myr. Vznik prvních planetesimál kolem Slunce se předpokládá před asi 4 567,3 Myr, což znamená, že během zhruba 90 mil let Mars získal natolik pevnou kůru, aby se v ní zkrystalizovaly zirkony. Následovalo období dlouhé nejméně 100 mil. let (ukončily ho patrně velké impakty), v němž na povrchu planety panovaly klidné podmínky – ve stejné době, kdy do Prazemě narazila Theia, tedy byl Mars vhodný pro vznik života.

26. listopadu 2018 úspěšně přistála americká sonda InSight; NASA po osmé (z devíti pokusů) dokázala přistát na povrchu Marsu. InSight na palubě nese citlivý seismograf, který vyvinula francouzská kosmická agentura CNEF a který sonda upustí přímo na povrch, aby se sběr dat vyhnul návrhové chybě sondy Viking 2. Kromě seismografu InSight také umístí na povrch hloubkovou teplotní sondu, která se zavrtá až 5 m pod povrch. Po půlroční cestě k Marsu sonda přistála v oblasti Elysium Planitia, rozsáhlé lávové planině, jež je geologicky nezajímavá, ale o to vhodnější pro seismologická měření. Vědecká měření by měla začít v březnu 2019. Sondu vyvinula JPL a stála 814 mil USD.

1.1.6. Jupiter

Družice Juno krouží kolem Jupiteru od července 2016 a výzkum jeho magnetického pole je jedním z primárních cílů výpravy. Planeta má nejsilnější magnetické pole v celé Sluneční soustavě a první výsledky jeho měření ukazují, že nemá jednoduchý dipólový tvar, na který jsme zvyklí u Země. Jeho intenzita se mění jak v čase, tak v prostoru – Jupiterovo mag. pole má jeden severní pól, ale dva póly jižní (jeden se nachází poblíž rovníku planety). Siločáry mezi těmito póly se chovají chaoticky a pole je roztříštěné a mimo nejkratší spojnice mezi póly i podstatně slabší. K. M. Moore aj. přišli s hypotézou původu tohoto uspořádání: základní pole generuje tekuté (vnitřní patrně pevné) vodíkové jádro, nad kterým se nacházejí různě stabilní vrstvy. Konvektivní proudy, které pravděpodobně odnášejí teplo chladnoucího jádra vzhůru, náhodně tyto vrstvy porušují a/nebo mění jejich vodivost. Kombinace změn vodivosti a konvektivní proudy, patrně také nesoucí elektrický náboj, vytvářejí složitou strukturu výsledného pole. K lepší interpretaci naměřených hodnot magnetické intenzity je třeba přesnější model nitra Jupiteru.

Pozorování Velké červené skvrny (Great Red Spot, GRS) na Jupiteru ze Země trvají nejméně 150 let. Současná měření z oběžné dráhy umožňují zpřesnit její chování. A. A. Simonová aj. shrnuli historická i čerstvá data, z nichž plyne: GRS se zmenšuje v délce asi o 0,194°/r, v šířce asi o 0,048°/r, pohybuje se na západ rychlostí ~0,36°/r (v 80. letech 20. stol. ~0,26°/r). Od r. 2014 se GRS zjasňuje v IR oboru, zatímco ve vlnových délkách ≤650 nm naopak tmavne, barevná asymetrie v severojižním směru se snížila. Rychlost větrů na východním a západním okraji roste, zatímco na severním a jižním klesá, celkově klesá vířivost v celé bouři. A. Sánchez–Lavega aj. použili data z blízkého průletu družice Juno nad GRS z 11. července 2017 k určení rychlostí větru v jednotlivých místech GRS. Na okrajích skvrny se rychlost pohybuje ~120÷140 m/s a délka vln se pohybuje kolem 75 km; ve střední části (poloměr ~500 km) je rychlost zhruba dvojnásobná a nacházejí se zde kompaktní oblaka s velikostí ~50 km. Jádro je velmi turbulentní, jsou v něm cyklóny i anticyklóny. Všechny tyto jevy se odehrávají ve vrstvě hluboké 20÷50 km, tvořené převážně čpavkovými oblaky.

Ledový povrch Europy, nejmenšího z galileových měsíců Jupiteru, je tvořen ledovou slupkou, pod níž již dlouho předpokládáme existenci oceánu tekuté vody. X. Jia aj. zpracovali 15 let stará data z nejtěsnějšího průletu sondy Galileo nad povrchem Europy a nalezli další důkaz, že sonda skutečně prolétala přímo nad výtryskem vody, který předtím pozoroval Hubbleův kosmický dalekohled (HST). Autoři použili data z magnetometru a spektrografu PWS (Plasma WaveSpectrometer), které zaznamenal zeslabení magnetického pole a nepravidelné zahuštění plazmatu, které odpovídá vlnám vyvolaným výtryskem, vycházejícím z oblasti teplotních anomálií na Europě.

S. K. Trumbová, M. E. Brown a B. J. Butler zaměřili na Europu mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Na pořízené mapě s rozlišením ~200 km povrchu nalezli na zeměpisných souřadnicích (90° západně, 23° severně) mimořádně chladné místo. K. de Kleerová a M. E. Brown hledali při zákrytech Europy Jupiterem polární záře v optickém oboru a v šesti případech mezi únorem÷dubnem 2018 byli úspěšní. Na dvojčáře 630–636,4 nm se jim podařilo pomocí dalekohledů Keck IHST změřit jasnost aurory, která naznačuje, že v atmosféře Europy převažuje molekula O2 nad samotným O v poměru nejméně 2,85:1.

Minor Planet Center, součást Mezinárodní astronomické unie (IAU), oznámilo 17. července 2018, že S. Sheppard aj. objevili dalších 10 měsíců Jupiteru, jehož celkový známý počet teď činí 79. Všechny nově objevené měsíce jsou malé, s průměry 1÷3 km. Sedm z nich obíhá na vzdálených retrográdních drahách, osmý obíhá ve stejné vzdálenosti, ale prográdně a pod mírně jiným sklonem – ten dostal jméno Valetudo (v římské mytologii Jupiterův levoboček s bohyní hygieny a zdraví). Devátý a desátý měsíc obíhají prográdně zhruba v poloviční vzdálenosti od planety. Všechny měsíce jsou pravděpodobně zachycené pozůstatky po srážkách, k nimž došlo až dlouho po zformování Jupiteru.

1.1.7. Saturn

Saturnův měsíc Enceladus má mezi kamenným jádrem a ledovou slupkou oceán tekuté vody, která se prasklinami v ledu dostává na povrch a tryská do kosmického prostoru. Předpokládá se, že na dně oceánu se odehrává hydrotermální aktivita. Spektrální průzkum vodní páry při prvních průletech sondy Cassini ukázal, že výtrysky obsahují nejen vodu (resp. led), ale také soli, plynný vodík a překvapivě i jednoduché organické molekuly (např. methan). F. Postberg aj. publikovali zpracování dat z přístroje CDA (Cosmic Dust Analyzer) na palubě sondy, který zachytil organické molekuly s hmotnostmi ≥ 200 atomových hmotnostních jednotek. Po oznámení objevu molekuly benzenu (C6H6) v datech přístroje INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) si autoři uvědomili, že patrně objevili přítomnost ještě složitějších uhlovodíkových řetězců (např. pyren, C16H10), které podle autorů mohou vznikat kolem termálních vývěrů, jejichž bublinky slouží jako nukleační jádra složitějších molekul z jednoduchých organických látek.

A. Coustenis aj. zpracovali data sezónních změn na obou pólech Titanu, největším Saturnově měsíci. Na jižním pólu došlo od r. 2010 k poklesu atmosférické teploty o 25 K, zatímco na severním teplota stoupla jen o 10 K. Na jižním pólu se výrazně zvýšila koncentrace stopových prvků a složitějších molekul. Na severním pólu v důsledku vyššího osvitu dochází k častější fotolýze jednoduchých organických molekul, ale odezva obou pólů na sezónní změny není stejná. S. Vinatier aj. potvrdili pomocí IR spektrografu CIRS (Composite Infrared Spectrometer) nad jižním pólem přítomnost benzenového ledu. Autoři zjistili také další spektrální čáry, ovšem podezření na ledy dusíkatých plynů se nepotvrdilo s výjimkou ledu C2H3CN.

V rámci Velkého finále (viz níže) Cassini poprvé překonal hranici ionosféry Saturnu. J.–E. Wahlund aj. využili dat z přístroje RPWS (Radio and Plasma Wave Science) a zjistili přítomnost husté (~1000 cm–3), chladné (~1160 K) a proměnlivé ionosféry, jejíž hustota se při dvou obletech lišila až o 2 řády. Prstence A a B vrhají na planetu stín, v němž je ionizace zářením slabší, a to způsobuje severojižní asymetrii ionosféry. HST při stejné příležitosti pořídil sérií snímků Saturnu v UV oboru spektra, což odhalilo přítomnost rychle se měnící polární záře – variabilitu způsobuje jednak fluktuace slunečního větru, jednak rychlá rotace planety.

Sonda však byla 15. září 2017 navedena do atmosféry Saturnu po bezmála 20 letech výzkumů okolí obří planety. Závěrečný manévr –Velké finále, sestávající z 20 obletů kolem prstenců a finálních 22 průletů mezi planetou a prstenci, přinesl velké množství dat a první objevy. E. Roussos aj. publikovali výzkum Saturnových radiačních pásů – vnější sahají k dráze měsíce Tethys a jsou rozdělené drahami měsíců a prstenci A a B. Kromě nich existují ještě vnitřní radiační pásy, uvnitř prstence A, které jsou rozdělené prstencem D a jeho vnitřními prstýnky D68 a D73. Vnitřní pásy obsahují zachycené protony s energiemi až několika GeV; stálý přísun protonů do této oblasti zajišťuje β-rozpad neutronů, přilétajících po srážkách částic kosmického záření s hlavními prstenci. D. G. Mitchell aj. zveřejnili výzkum interakce prachových zrn vnitřního prstence D s atmosférou Saturnu. Průlety sondy Cassini ukázaly přítomnost jemného (⌀ ~1÷3 nm) i většího (⌀ ~0,1÷1 µm) prachu mezi prstenci a planetou. Na základě modelu brzdění o vrchní vrstvy atmosféry autoři odhadli, že na Saturn dopadá prach tempem ≥ 5 kg/s, přičemž srážky části zároveň vyrážejí z atmosféry H2, z něhož se většina rozprostře kolem prstenců a padá zpět a jen malá část unikne do kosmického prostoru. H.–W. Hsu aj. analyzovali mechanické vlastnosti prachových zrn uvnitř prstenců. Většina částic má velikost ~10÷30 nm, ačkoliv největší podíl hmotnosti připadá na zrna o velikosti stovek nm. Prach se pohybuje podél magnetických siločar. Převažují ledové částice nad křemičitany, vzájemný poměr se pohybuje od 2:1 do 11:1. K. Doughertyová aj. analyzovali vlastnosti magnetického pole Saturnu. Pole je osově velmi symetrické, jeho osa je rovnoběžná s rotační osou planety ≤ 0,01°, ovšem magnetický rovník je posunutý o (2 808,5±12) km k severu oproti rovině rovníku. Pole vykazuje změny v zeměpisné šířce, patrně způsobené existencí pravidelného hlubokého dynama v nitru planety a mělčího zonálního dynama v mělčích vrstvách blíže k povrchu.

1.1.8. Uran, Neptun

J. A. Kegerreis aj. provedli sérii hydrodynamických simulací s vysokým prostorovým rozlišením, aby prověřili, zda k vysvětlení sklonu rotační osy Uranu postačuje jediná srážka. Simulace srážek s impaktory složenými z kamenného jádra a ledové slupky o hmotnosti ≤ 3 MZ odhalily, že ano. Navíc kamenné jádro impaktoru ve většině případů pohltí Uran do svého jádra, pro srážky s vysokým momentem hybnosti může zůstat kamenné jádro rozptýlené v ledové vrstvě nad jádrem Uranu. Téměř ve všech případech se ledová slupka impaktoru stane součástí fragmentované obálky uvnitř Uranu s poloměrem ~3 RZ; tato obálka účinně brání přenosu tepla z jádra planety, což dobře odpovídá pozorované nízké teplotě Uranovy atmosféry. Atmosféra původního Uranu ve většině simulovaných srážek zůstane z ~90 % vázaná k planetě. Zbytky po srážce se rozptýlí na oběžné dráze a umožní pozdější vznik měsíců; tento proces funguje nejlépe pro hmotnost impaktoru 2 MZ.

E. Molter aj. oznámili pozorování rozsáhlé bouře (⌀ ~8 500 km), která se v červnu 2017 objevila v IR oboru na rovníku Neptunu. Autoři sledovali bouři po sedm měsíců pomocí dalekohledů Keck IIShane (Lickova observatoř, Mt. Hamilton, Kalifornie) a také využili data od řady amatérských pozorovatelů. Zejména díky jim bylo možné určit zonální pohyb bouře, která první měsíce zůstávala na stejném místě, ale nejpozději od září 2017 driftovala konstantní rychlostí (237,4±0,2) m/s, tedy ≥ 3× větší než je hranice kategorie 5 Saffirovy-Simpsonovy stupnice ničivosti hurikánů. Neobvyklé a nevysvětlené zůstává, proč HST v bouři nezaznamenal typickou tmavou skvrnu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Transneptunská tělesa (TNO)

Data z průletu sondy New Horizons kolem Pluta se stávají zdrojem prvních objevů. M. W. Telfer aj. oznámili, že Pluto je po Zemi, Marsu, Titanu a kometě 67P/Čurjumov–Gerasimenko(vá) pátým tělesem ve Sluneční soustavě, na kterém se nacházejí duny. Autoři je objevili na snímcích západního okraje pánve Sputnik Planitia. Vítr v řídké atmosféře Pluta dosahuje maximálních rychlostí 10 m/s v poryvech a nemá dostatečnou energii, aby zvířil prach a zvedl ho do výšky. Pomáhá mu sublimace dusíkového ledu, který tvoří většinu povrchu pláně, a při odpařování zvedá prachová zrna (⌀ ~200÷300 µm) nad terén, kde je vítr unáší a tvoří pozorované rýhované struktury. Ty jsou staré ≤ 500 tis. let, není známo, jak dlouho vydrží, ani zda v současnosti erodují. Q. Wei aj. se zaměřili na vysvětlení, proč Sputnik Planitia není vůbec kráterovaná. Přítomnost polygonálních buněk naznačuje, že konvektivních procesů v povrchovém materiálu. Autoři provedli numerické simulace chování dusíkového ledu a zjistili, že viskózní tečení ledu dostačuje k rozmazání kráterů v měřítku ~104 r, tedy asi o 2 řády rychleji než konvekce. Ta se zřejmě uplatňuje také, zejména na jihovýchodním okraji pánve.

P. M. Schenk aj. zpracovali topografická data z kamer LORRI (LOng Range Reconnaissance Imager) a MVIC (Multispectral Visible Imaging Camera) na palubě New Horizons a vytvořili digitální model terénu viditelné části trpasličí planety. Nejvýraznějším prvkem je zmiňovaná pánev Sputnik Planitia, 1 200×2 000 km široká deprese, 2,5÷3,5 km hlubší než okrajový val (~2 km pod průměrnou výškou celého Pluta). Západní val má výšku ~5 km a jedny z nejprudších svahů (sklon 40°–50°). Druhým výrazným prvkem je oblast brázd, široká 300÷400 km, táhnoucí se ≥ 3 200 km od severu k jihu na 155. rovnoběžce. Nejvyšší hory jsou Wright Mons (~9 km v prohlubni ~4,5 km) a Piccard Mons (~11 km v 5 km prohlubni) – obě vznikly postupně a možná jde o (kryo)vulkány.

P. M. Schenk aj. také zpracovali topografická data pro Plutův měsíc Charon a vytvořili úplný digitální model jeho terénu. Charon má s výjimkou Iapetu největší rozdíl výšek ze všech ledových světů Sluneční soustavy – na severní polokouli tento rozdíl činí 19 km. Povrch měsíce není významně kráterovaný. Většinu severní polokoule zabírá oblast Oz Terra, složená z velkých polygonálních bloků, oddělených od sebe příkopy o hloubce 3÷6 km; na severním pólu tyto rýhy dosahují hloubky až 13 km pod průměrnou výšku měsíce. Jižní polokouli zabírá pláň Vulcan Planitia, s průměrnou výškou asi 2÷2,5 km nižší než Oz Terra. Pláň patrně vznikla kryovulkanickým výlevem, rozsáhlé nakloněné bloky na jejích okrajích naznačují, že slupka Charonu byla silným impaktem rozlámána na velké kusy, které posléze zatuhly v rozlitém „magmatu“.

2014 MU69, příští cíl sondy New Horizons, dostal neoficiální jméno Ultima Thule – „thule“ je v severské mytologii záhadný ostrov na obzoru. S. B. Porter aj. připravili zpřesnění dráhy objektu na základě pozorování HST a přednostně získaných dat z 2. várky dat astrometrické družice Gaia. Na základě těchto dat předpověděli, že Ultima Thule bude možné pozorovat v červenci 2017 v zákrytové kampani. První vyhodnocení pozorování zákrytů hvězdy tímto objektem naznačovalo, že má vlastní měsíc, což M. Buie aj. po opětovném zpracování dat ze zákrytů nakonec vyloučili.

17. ledna 2017 (136108) Haumea podle plánu zakryla hvězdu URAT1 533–182543 (jasnost ~15,7 mag) a J. L. Ortiz aj. informovali, že několik evropských pozorovacích týmů zaznamenalo před i po zákrytu samotnou trpasličí planetou pokles jasnosti hvězdy zhruba na polovinu. To znamená, že Haumea má prstenec – široký asi 70 km, obíhající ve vzdálenosti 2 287 km, patrně v rovině rovníku (v ní také obíhá měsíček Hi'iaka). Původ prstence je neznámý; skutečnost, že se nachází blízko rezonance 3:1 mezi oběhem a rotační periodou trpasličí planety (~3,9 h), naznačuje, že může jít o pozůstatky rozbitého měsíčku. Autoři také zpřesnili odhady velikosti samotné Haumey: 2 322 km podél nejdelší osy, 1 026 km podél nejkratší (mezi objekty Kuiperova–Edgeworthova pásu jsou větší jen Pluto a Eris).

S. Pfalznerová aj. modelovali vliv blízkého průlety hvězdy na transneptunské objekty (TNO). Autoři hledali vysvětlení, proč se určitá část TNO – mají název sednoidy – pohybuje mimo gravitační vliv velkých planet, mají často dráhy mimo rovinu Sluneční soustavy. Numerické simulace ukázaly, že blízký průlet skutečně část TNO „vytáhne“ na vzdálenější, excentričtější a výrazně skloněné dráhy. Zároveň může vysvětlit vyšší hmotnost Neptunu ve srovnání s Uranem a také poměrně nízkou hmotnost všech TNO dohromady. J. Hanse aj. modelovali erozi Oortova oblaku a míru výměny slunečních komet s exokometami při takovém blízkém průletu hvězdy kolem Slunce. Ukázalo se, že výměna dobře probíhá při pomalém (≤ 0,5 km/s) a skutečně blízkém (≤ 105 au) průletu – ty jsou ovšem vzácné. Autoři odhadli, že pokud všechny okolní hvězdy mají svůj Oortův oblak, poměr exokomet v tom našem je asi 10–5–10–4; i při jejich zachycení se u Slunce dlouho neudrží, s vysokou pravděpodobností je příští blízké přiblížení ze Sluneční soustavy opět vymete. Celkově lze odhadnout, že Slunce za dobu svého života přišlo asi o 25–65 % hmotnosti Oortova oblaku.

1.2.2. Kentauři a Trojáni

Miao Li aj. vyšli ze skutečnosti, že Saturn dosud nemá objevené Trojány ve svých Lagrangeových bodech L4 a L5 soustavy Slunce – Saturn. V r. 2015 však byla objevena planetka BZ 509, která obíhá kolem planety retrográdně s rezonancí 1/-1. Autoři sami pak zjistili několik drobných těles typu Kentaurů a Damokloidů, potenciálně v téže retrográdní rezonanci jako zmíněná planetka. Simulované výpočty pro interval 40 tis. let ukázaly, že už dříve objevené planetky 2006 RJ2, 2006 BZ8, 2017 SV13 se do retrográdní rotace s rezonancí 1/-1 dostanou. V jejich seznamu také uvízli Kentauři 2012 YE8 a 2006 BZ8, ale ti se do rezonance asi nedostanou. V každém případě je zjevné, že retrográdní průvodci planet se vyskytují mnohem častěji, než se dosud soudilo. To se týká jak Kentaurů, tak i Damokloidů.

D. Jewitt uvedl, že Trojáni Jupiteru a Neptunu byli nejspíš zachyceni těmito planetami z původních drah dynamicky vybuzené „horké“ populace Edgeworthova-Kuiperova pásu. Tomu však neodpovídá rozdíl v barevných vlastnostech povrchů těles EK pásu (tam panují teploty 40 K) a Trojánů Jupiteru, kde je výrazně tepleji (~125 K). Autor ke svému překvapení zjistil, že Trojáné Neptunu (teplota 50 K)mají barevné vlastnosti shodné s Trojány Jupiteru, ačkoliv by se dala očekávat příbuznost s povrchy těles EK pásu. Je to tedy naprostá záhada, protože možná Trojáné Jupiteru i Neptunu pocházejí ze stejného zdroje, který neznáme, ale těžko se dá najít mechanismus úpravy povrchu, jenž by shodně působil na tělesa v okolí blízkého Jupiteru i vzdáleného Neptunu.

J.L. a Y.-S. Sun zkonstruovali vylepšený model malých těles Sluneční soustavy. V první části se věnovali Jupiterovým Trojánům, kteří jsou odpovědní za gravitační poruchy při výpočtu moderních efemerid hmotnějších těles Sluneční soustavy. Model se skládá ze dvou skupin. První tvoří nejhmotnějších 226 členů s absolutní hvězdnou velikostí H < 11, jež mají individuální polohy a hmotnosti. Druhá skupina s H >11 je reprezentována rozprostřenými oblouky kolem Lagrangeových bodů L4 a L5 soustavy Slunce – Jupiter. Autoři na základě tohoto modelu vypočítali, že celková hmotnost Trojánů dosahuje 1,9×10-5 MZ. Při výpočtu vzdáleností mezi Marsem a Zemí v letech 2014 – 2114 tak vzniká vinou poruch od Trojánů chyba ≤ 70 m, což lze jistě tolerovat. Horší je situace s výpočtem vzdáleností Země od družic Marsu a Jupiteru, kde chyby měření mohou během zmíněného intervalu dosáhnout až desítek km.

M.W. Buie aj. fotometrovali Trojány Jupiteru (11351) Leucus a (15094) Polymele, jež by měly patřit mezi 6 cílů dvanáctileté průletové kosmické mise Lucy Discovery (start 2021). Autoři zjistili, že Leucus rotuje extrémně pomalu (18,6 d) a je velmi tmavý (4,7 %), zatímco Polymele má periodu rotace 5,9 h (7,3 %). Patrně oba objekty jsou kulového tvaru.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

V r. 2018 kulminoval výzkum trpasličí planety (1) Ceres kosmickou sondou Dawn, jejíž velkou předností bylo manévrování pomocí úsporných iontových motorů.Koncem května 2018 se sonda začala přesouvat z předchozí vzdálenosti 385 km od povrchu Cerery na nízkou dráhu ve vzdálenosti pouze 35 km nad Cererou, tj. o řád blíž než dosud. V této vzdálenosti je sonda v dráhové rezonanci 3:1 s rotací Cerery (9h 4m), takže ji oběhne za 27h 13 min. Jde o velmi stabilní rezonanci, na níž sondy zůstane dlouho potom, co spotřebuje veškeré palivo a přestane být ovladatelná. Primárním terčem snímkování, neutronové a gama spektroskopie zblízka se stal kráter Occator se svými slanými usazeninami s extrémně vysokým albedem. A.Konopliv a jeho velký tým zveřejnili výsledky měření gravitačního pole a rotačních parametrů Cerery na základě 1,5ročních měření Dopplerovým radiometremi optickými měřeními definovaných útvarů na jejím povrchu. Tak se podařilo popsat parametry harmonického sférického gravitačního pole se stejnou přesností jako předtím gravitační pole Vesty. Odtud vyplynulo, že hustota Cerery se mění ve vnější kůře v rozmezí 1 200÷1 600 kg/m3 v tloušťce kůry 27÷43 km. Její hmotnost 9,3835×1020 kg je nyní známa s přesností <0,002 % a směr rotační osy s přesností o řád větší než dosud. Podobně se o dva řády zpřesnila rotační perioda měření proti údajům z pozorování HST na relativní chybu 10-7. Během 17 měsíců měření se výrazně zlepšila i přesnost efemerid heliocentrické dráhy na ±10 m. Ceres je o 2,5 km více zploštělá, než odpovídá rotačnímu geoidu To lze vysvětlit buď většími impakty, anebo slapovými silami posléze ztraceného satelitu.

R. Strom aj. popsali na základě snímkování sondy Dawn rozložení impaktních kráterů na Cereře s průměry 5÷300 km. Jejich četnost podle velikosti odpovídá rozložení kráterů na nejstarších terénech terestrických planet. Zjistili také, že 15 % povrchu planetky má stejné rozložení velikostí kráterů jako <1 % kráterů na horských terénech Měsíce. Z toho usoudili, že 85 % povrchu Cerery bylo přeoráno až po epoše těžkého bombardování před 4 mld. let. Na většině povrchu planetky se rozložení velikostí kráterů podobá distribuci vzájemného bombardování těles v hlavním pásu planetek. Sheng Gou aj. sestavili katalog kráterů o průměrech ≥1 km, kterých napočítali na povrchu planetky přes 29 tisíc. Krátery mají různé morfologie, např. polygonální, rozlámaná dna, krátery se středovými vrcholky aj. Katalog může nyní sloužit jako podklad pro mnoho srovnávacích studií, jež mohou poodhrnout závojem zahalené etapy vývoje Sluneční soustavy. D. Williams s týmem publikovali v prosincovém vydání časopisu Icarus sérii 13 článků o geologickém zmapování trpasličí planety. Kromě toho podrobné snímkování okolí Cerery vyloučilo existenci satelitů s průměrem >12 m a méně přesné, ale rozsáhlejší snímkování vyloučilo objekty s průměrem >323 m. Pozorování 41 největších i nejhmotnějších planetek hlavního pásu ukázalo, že tato tělesa vznikla izolovaně a jejich jádra jsou kompaktní. Proto také na Zemi nemáme žádné meteority z Cerery. Pozorované hromady sutě jsou typické pro satelity planetek a vznikají až později následkem katastrofických střetnutí mezi planetkami. Během času tak planetek menších rozměrů přibývá a pravděpodobnost srážek se zvyšuje. Tato planetková mlýnice se postupně drtí na stále drobnější planetky.

V zářijovém čísle časopisu Meteoritics and Planetary Science vyšla série pěti přehledových článků shrnujících hlavní výsledky geologického průzkumu planety Ceres, jejíž průměrná hustota činí 2 100 kg/m3, což znamená, že zhruba 25 % hmotnosti planetky patří vodě, a to jak ledu, tak i vodě tekuté, resp. solanky. Z geologického úhlu pohledu tak Ceres představuje nejvzdálenější a „vlhkou“, byť trpasličí planetu v souboru terestrických planet Sluneční soustavy. Je totiž geologicky diferencovaná, neboť má zřejmě tuhé silikátové jádro, ale nad ním vrstvy, v nichž hlavní úlohu hraje interakce kapalné vody a ledu, tj. zvodněný silikátový plášť. Planetka má nepochybně vnější kůru bohatou na těkavé látky, která přechází v tuhou vnitřní kůru, jak ukazuje silný pokles viskozity v hloubce 40 km pod povrchem. Na povrchu jsou pak patrné četné doklady těsně podpovrchových dějů v podobě výtoků, výtlaků a dómů vesměs nepříliš starých (1÷1 000let). Uhličitan sodný (Na2CO­3) objevený v kráteru Occator, ale v menší míře i v jiných lokalitách, je důkazem, že kapaliny na planetce jsou alkalické povahy. Na povrchu převažují tmavé složky uhlíku, hořčíkových fylosilikátů, amoniových jílů, uhličitanů a solí. V okolí kráteru Ernutet, ale i na jiných místech se podařilo nalézt organické látky. Lokální odchylky mineralogie v kráterech a sesuvech jsou důkazem alkalických sloučenin v mělkých podpovrchových vrstvách.Je pozoruhodné, že mineralogie povrchu Cerery nápadně připomíná situaci na povrchu Saturnova měsíce Enceladus, což naznačuje, že Ceres se možná zrodila mnohem dále od Slunce, než kde se nalézá nyní. I když v současnosti lze na povrchu Cerery pozorovat střídající se lokální typy světlejších a tmavších materiálů, tak tyto rozdíly se postupně stírají vinou impaktů, zvětrávání a postranního promíchávání.

M. Paujelo s týmem se po 15 let věnovali studiu planetky (107) Camilla a jejích satelitů objevených v r. 2001 a 2007. Výskyt satelitů umožnil zpřesnit hmotnost planetky: 1,12×1019 kg a další komplexní výzkum všemi prostředky soudobé techniky vedl i ke zpřesnění jejího ekvivalentního průměru: (254 ±36) km, ve shodě s 3D modelem tvaru planetky, který v r. 2017 zveřejnili J. Hanuš aj. Odtud také vychází střední hustota planetky 1 280 kg/m3. Autoři odtud odhadli, že na povrchu planetky činí je vodní led zastoupen 6× více než silikátový prach a planetka je makroporézní z 10÷30 %. Jelikož jde o planetku s rozměrem podstatně vyšším než 100 km, tak je prakticky jisté, že jde o člena první generace planetek, které se utvořily souběžně se vznikem klasických planet Sluneční soustavy.

D. Jewitt aj. studovali podrobně aktivitu planetky P/2013 P5 nyní přeznačené na 311P/(2013 P5). Autoři využili ke sledování aktivity planetky HST a dostali tak údaj o středním průměru objektu 380 m. Aktivitu si vysvětlovali rychlou rotací planetky, ale to se nepotvrdilo, protože z měření vyšla rotační perioda ≥5,4 h. Na světelné křivce se však vyskytovalo periodické minimum s amplitudou 0,3 mag, což svědčilo o tom, že jde fakticky o těsnou dvojplanetku s vysokým poměrem hmotností 1:6, poměrem rozměrů 1:4 a orbitální periodou 0,8 d. Autoři odtud odvodili, že aspoň jedna složka, ale možná i obě, rotují rychle na hranici stability. Zjistili také, že obě složky se oddělily právě v době objevu r. 2013. Odletující úlomky mají maximální průměr 20 m.

Z. Landsmanová aj. zkoumali regolit planetky (16) Psyche pomocí infračerveného spektrografu na palubě družice SST. Zájem o planetku vzrostl, když se ukázalo, že jde zcela unikátní těleso taxonomické třídy M, takže obsahuje převážně kovy. Patrně jde o obnažené kovové jádro protoplanety, která přišla o svůj silikátový plášť při nějaké rané srážce. Jelikož bude terčem kosmické sondy, vyslané k ní ze Země v r. 2023, využili autoři možnosti pořídit infračervené spektrum regolitu v pásmu středních infračervených délek (5÷14 µm). Měření prokázala, že na kovovém podloží se nachází hladký povrch, jenž je převážně tvořen jemným (< 75 µm) silikátovým prachem s občasným výskytem železných zrnek. M. Viikinkoski a jeho tým pozorovali Psyche pomocí aparatury ESO VLT/SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch)/ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter). Díky vynikající rozlišovací schopnosti aparatury dokázali zlepšit 3D model planetky a určit i její průměrnou hmotnost 4,0× voda. To by znamenalo, že domněnka o kovové planetce padla. Psyche patří mezi kamenoželezné meteority. (Hustota mezosideritů se pohybuje kolem 4,25× vody.) V okolí planetky autoři nenašli žádné satelity. Tak se povaha Psyche snoubí s původní domněnkou, že je nejspíš zdrojem meteoroidů typu mezosideritů.

Jenže také J. Drummond a jeho tým sledovali Psyche kamerami s adaptivní optikou u 10m Keckova teleskopu a 8m teleskopu Gemini. Stanovili tak rozměry modelového trojosého elipsoidu s rozměry os 274×231×176 km3, takže planetka má střední průměr 223 km. Její hmotnost činí 2,4×1019 kg, což dává střední hustotu 4,16× vody. Autoři však uvádějí, že klasifikace třídy M naznačuje, a vysoké radarové albedo svědčí o tom, že minimálně povrch planetky může být přece jen kovový. Nízká střední hustota může souviset s makroporézností dosahující 47 %. Autoři dále spekulují o tom, že planetka prošla složitým vývojem, kdy se její povrch obnažil, pak se mohla dokonce rozbít a znovu složit, takže její jádro se podobá planetce Vesta.

J. Harju aj využili okolnosti, že planetka (372) Palma měla 15. 5. 2017 zakrýt rádiovou galaxii 0141+268 typu AGN (vzdálenost 2,4 Gpc) v radioteleskopu sítě VLBABrewsteru ve státě Washington. Do pozorování se zapojilo šest radioteleskopů sítě VLBA v kontinentální části USA se základnami dlouhými 1,2÷2,3 tis. km, které sledovaly průběh zákrytu na frekvenci 7,1 GHz (vlnová délka 42 mm). Na pěti stanicích se podařilo pozorovat difrakční proužky, které umožnily získat jak hodnoty amplitud, tak i fází, jež pak posloužily k zobrazení siluety planetky i efektivního průměru planetky s vysokou přesností. Podle výsledku měření je Palma výrazně zploštělá, také vedlejší osa je kratší o 26 % než osa hlavní. Efektivní průměr Palmy 192 km má chybu jen 2,5 %. Současně se ukázalo, že i jediný rádiointerferometrický zákryt vzdáleného rádiového zdroje zlepší přesnost efemeridy dané planetky o řád.

V. Busarev aj. oznámili, že v září 2012 pozorovali aktivitu planetek hlavního pásu (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira během jejich průchodů přísluním. Planetka Nina vykázala stejnou aktivitu i při dalším průletu přísluním v září 2016.Vesměs šlo o sublimaci vodního ledu. Autoři však objevili aktivitu křížiče (162173) Ryugu – cíle japonské sondy Hayabusa, k níž však došlo paradoxně naopak v odsluní. Autoři to přičítají okolnosti, že Ryugu byla astronomicky nedávno ještě v hlavním pásu a má tedy dosud zmrzlé vlastní jádro.

P. Vernazza aj. snímkovali planetku (89) Julia pomocí aparatury SPHERE/ZIMPOL na 8,2m VLT ESO. Vybrali si ji proto, že se ukázalo, že tato planetka je mateřským tělesem malé rodin planetek vzniklých nárazem na ni. To se autorům podařilo skvěle potvrdit, protože vynikající zobrazovací systém SPHERE pořídil na Julii snímky kráteru (ø >60 km). Pomocí numerických simulací se ukázalo, že Julia se před 30÷120 mil. lety srazila s jinou planetkou (~ø 8 km), takže rodina Julie vznikla právě z materiálu vymrštěného při dopadu anonymní planetky. Autoři uvedli, že zmíněná aparatura může na povrchu planetek hlavního pásu rozlišit krátery s rozměry >30 km a navíc blížící se konstrukce obřích dalekohledů (ELT, TMT, GMT) přinese další zlepšení rozlišovací schopnosti aparatur. Přímé snímkování planetek zblízka dává přirozeně nesrovnatelně lepší rozlišení, ale každá taková mise je nesmírně nákladná (mise Dawn k Vestě a Cereře stála 446 mil. dolarů).

1.2.4. Křížiči

Rozsáhlé přehlídky oblohy dovedou v současné době snímkovat i velmi kuriózní úlomky kosmických aparatur, jak dokazuje zpráva M. Micheliho a rozsáhlého mezinárodního týmu, týkající se objektu WT1190F, jenž shořel v zemské atmosféře 13. 11. 2015. Rekonstrukce údajů rozličných přehlídkových teleskopů však ukázala, že toto těleso bylo poprvé zaznamenáno na snímcích přehlídky Catalina na Mt. Lemmon v Arizoně již 18. 2. 2013 jako objekt 19,5 mag, ale ztracen, protože pozorování trvalo jen 5 h. Táž aparatura znovu zaregistrovala objekt 29. 11. téhož roku, ale zase byl ztracen, protože ho sledovala jen 1,5 h. Potřetí se podařilo objekt dohledat 3. 10. 2015, kdy se mu dostalo výše zmíněného označení a podařilo se určit jeho dráhu i umělý původ, protože se ukázalo že, jeho střední hustota činí jen 10 % hustoty vody, čili šlo o prázdný obal. Ten se zprvu nepodařilo přiřadit žádnému známému kosmickému projektu. Pomohlo až další pátrání v archivech, které sahalo zpětně až června 2009. Tak se podařilo zjistit, že jde o urychlovací stupeň rakety, která vynesla v lednu 1998 k Měsíci kosmickou sondu Lunar Prospector, jež se nakonec usadila na téměř kruhovou polární oběžnou dráhu kolem Měsíce ve výšce 100 km. Sonda pak 31. 7. 1999 byla navedena na kolizní dráhu do trvale zastíněné části kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu Měsíce.

Dráha urychlovacího stupně byla po odpojení sondy velmi nestabilní. V r. 2011 měl přízemí ve vzdálenosti 250 tis. km a odzemí téměř 500 tis. km, ale dráha se vlivem poruch Měsíce, Země i Slunce neustále měnila. V r. 2015 bylo přízemi ve 21 tis. km, ale odzemí už vzdálené 655 tis. km, Současně klesl sklon dráhy k ekliptice ze 78° na 3° a výstřednost dráhy stoupla z 0,33 na 0,94. Bylo tedy jen otázkou času, kdy poruchy dráhy způsobí, že se prázdný obal urychlovacího stupně srazí buď s Měsícem, nebo se Zemí. (Mimochodem, rozměr urychlovacího stupně byl 1,3 m a z pozorování vyšla průměrná velikost 1,35 m). Astronomové v komfortním časovém  předstihu věděli, že to bude srážka se Zemí a těleso začne hořet v atmosféře poblíž města Galle na Srí Lance. Pokud by průlet nějaké úlomky přežily, dopadly by do oceánu ve vzdálenosti 100 km od města. Jelikož dopad proběhl podle výpočtu ve dne, a na Srí Lance bylo zataženo a pršelo, tak americký astronom P. Jenninskens si pronajal letadlo, které píchalo mraky a podařilo se mu zobrazit svítící úlomky tělesa, které se do zemské atmosféry vřítily rychlostí 11,3 km/s. Celý příběh je velmi cenný pro studium poruch drah meteoroidů i umělých těles v soustavě Země-Měsíc.

I v prvních měsících roku 2018 vycházely další zprávy o prvním interstelárním křížiči, který objevil mladý americký postdok R. Weryk 19. 10. 2017 pomocí přehlídkového 1,8m teleskopu PanSTARRS-1 na observatoři Haleakala na havajském ostrově Maui. V době objevu byl od Země vzdálen 33 mil. km a jeho jasnost tehdy krátce dosáhla 20 mag. IAU pohotově zavedla novou kategorii interstelárních vetřelců, takže objekt dostal označení 1I/2017 U1 a po upřesnění dráhy i jméno ´Oumuamua. Objekt byl objeven až po průchodu přísluním (9. 9. 2017) ve vzdálenosti 38 mil. km, kdy už přitažlivost Slunce výrazně změnila směr jeho hyperbolické dráhy. Dodatečně se ukázalo, že systém PanSTARRS-1 zachytil vetřelce již l4. a 17. 10. Po objevu byl pak intenzivně pozorován velkými dalekohledy VLT ESO, Gemini-S, Keck II, CFHT, 5m Hale, ale i HST a SST. Brzy se však kvůli vzdalování od Země a zejména pekelně rychlému vlastnímu pohybu vytratil v polovině prosince 2017 z dosahu největších dalekohledů světa, ačkoliv v té době měl ještě 23 mag. Rekonstrukce jeho hyperbolické dráhy ukázala, že přiletěl ze směru α = 18h 50m; δ = +35° 13ʹv souhvězdí Lyry a nyní odlétá ve směru α = 23h 51m; δ = +24° 44ʹ ve směru k souhvězdí Pegase. Šlo o velmi malé tělísko podlouhlého tvaru, které nemělo žádnou rotační osu; na své dráze se chaoticky převalovalo, a proto jeho jasnost krátkodobě výrazně kolísala s nepravidelnou amplitudou až 2,5 mag. M. Micheli aj. zjistili, že při odletu od Země začaly na trajektorii letu působit negravitační síly. Nejprve se spekulovalo o spící kometě, která se probouzí až po průniku tepla do jejího nitra, jak to pozorujeme u některých komet ve Sluneční soustavě. R. Rafikov však upozornil, že kdyby původem odchylky byla opožděná kometární aktivita, došlo by během několika dnů k tak rychlému roztočení tělesa, že by se odstředivou silou rozpadlo, což se evidentně nestalo. Podle S. Bialyho a A. Loebataka malé tělísko odklonil od ryze gravitační trajektorie tlak slunečního záření. Variace světelné křivky posloužily také k odhadu hlavních rozměrů objektu. Většina modelových výpočtů odhadla dvě hlavní osy na několik set metrů a zbývající rozměr objektu na 1/6 délky hlavních os, takže by to byla spíše placka. Jiné modely rovněž potvrzují dlouho hlavní osu až 400 m a zbývající dva rozměry na desetinu délky hlavní osy, tj. jakýsi doutník. Podle výpočtů založených na pozorovaném oblouku dráhy se ukázalo, že normální interstelární rychlost tělesa vůči Slunci dosahuje 26 km/s.

Se zajímavým postřehem o původu vetřelce přišli C. Bailer-Jones aj. Tak malá rychlost se dá totiž vysvětlit tak, že těleso bylo vymrštěno na hyperbolickou dráhu z relativně blízkého okolí Slunce. Kdyby přiletělo zdaleka, tak by pravděpodobně mělo vůči Slunci vyšší rychlost. S. Raymond aj. soudí, že tak malý úlomek se dostal na hyperbolickou dráhu své mateřské hvězdné soustavy tím, že byl součástí větší komety, která byla slapově roztrhána těsným přiblížením k obří planetě typu Jupiter. Simulace totiž naznačují, že slapy umožní až 1 % kometárních trosek uniknout z hrozícího pádu na planetu a jsou naopak urychleny na hyperbolickou dráhu z hvězdné soustavy. Naproti tomu kamenné planetky se při takových blízkých setkáních s obří planetou nerozpadnou, protože mají podstatně vyšší hustotu. F. Almeida-Fernandes a H. Rocha-Pinto se pokusili určit kinematické stáří vetřelce pomocí vztahu stáří vs. disperse rychlosti. Pro určení stáří vybrali údaje o 153 otevřených hvězdokupách a odtud odvodili pro ´Oumuamua rozmezí kinematického stáří 0,01÷1,87 Gr, což pak zúžili na pravděpodobnější interval 200÷450 Mr.

Jakoby na zavolání se koncem října 2017 podařilo objevit těleso 2017 U7 a počátkem února 2018 objekt 2018 C2. Oba případy s jasností 20 mag vykázaly hyperbolické dráhy vůči Slunci. Zatímco všechny předešlé ověřené hyperbolické dráhy se týkaly komet, nově objevená tělesa žádnou charakteristiku komet nesdílela. Hyperbolické dráhy jen mírně přesahovaly parabolickou mez, takže je prakticky jisté, že nejde o interstelární vetřelce. Man-To Hui je proto nazval plešatými hlavami, neboť neměly ani náznak komy a chvostu. Barevně se podobaly dlouhoperiodickým kometám, Trojánům a popřípadě planetkám na vnějším okraji hlavního pásu planetek. Po pečlivém zkoumání však autor objevil u objektu U7 extrémně slabou komu o průměru 9ʺ. Také objekt C2 byl obklopen komou, takže z povrchu unikalo asi 0,7 kg/s. Jelikož efektivní průměr C2 je docela velký (ø 9 km), tak to znamená, že aktivní část povrch tělesa zabírá <10-4 celkové plochy. Dynamické simulace drah pak ukázaly, že tělesa se na své současné dráhy dostala ze zásobárny komet v Oortově oblaku. Objekt U7 má 60 % šance opustit Sluneční soustavu za 1,5 mil. let od současného průchodu přísluním, protože to zařídil Jupiter při mírně těsném přiblížení U7 k Jupiteru v květnu 2020. Objekt C2 navštíví vnitřní část Sluneční soustavy o 130÷140 tis. let později.

Počátkem prosince 2014 se vydala na cestu ke křížiči (162173) Ryugu japonská kosmická sonda Hayabusa 2 [= sokol stěhovavý – nejrychlejší dravec: dosahuje při útoku rychlostí silně přes 300 km/h! U nás žije na Šumavě asi 50 párů. Dospělý sokol dokáže ulovit i káňata, volavky nebo vrány]. Sonda je kromě chemických vybavena i iontovými motory pro jemné manévrování. U cíle zaparkovala 27. 6. 2018 na kruhové dráze ve výšce 20 km nad planetkou. Koncem července se pak přiblížila k povrchu na vzdálenost 6 km kvůli mapování gravitačního pole planetky a přistávacích ploch pro moduly i pro samotnou sondu. Sonda pak padala volným pádem do výšky jen 850 m nad povrchem planetky kvůli zpřesnění údajů o relativně slabém gravitačním poli. Výběr přistávacích ploch pro samotnou sondu se ukázal velmi obtížný. Většina povrchu Ryugu je totiž pokryta velkými balvany. Z toho důvodu bylo posunuto přistání sondy na planetce z října 2018 až na začátek příštího roku. V září přistály na planetce dva skákající minimoduly MINERVA (MIcro-Nano Experimental Robot Vehicle for the Asteroid; válce ø 180 mm;výška 80 mm; 1 kg). 3. října přistál na povrchu křížiče modul MASCOT (Mobile Asteroid Surface Scout;9,6 kg) vybavený kamerami i pro noční vidění.Ryugu má průměr 880 m a rotační periodu 7,5 h. Tvarem připomíná rotující káču. Jde o velmi tmavou planetku třídy C, takže jde o první případ, kdy se k planetce této třídy dostala sonda tak blízko.

Na počátku prosince 2018 se po 27měsíčním letu usadila sonda NASA OSIRIS-Rex (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer; cena 800 mil. $) na parkovací dráze ve výši 20 km nad povrchem křížiče Bennu (ø 500 m). Sonda bude kolem planetky obíhat až do července 2020, kdy se plánuje její dosednutí na povrch planetky a odběr až 2 kg vzorků kamení a prachu pomocí 3m robotického ramene sondy. I tato sonda odhalila, že planetka je pokryta velkými balvany tak hustě, že místo pro přistání se bude hledat těžko. Sonda se vzorky by se měla vrátit na Zemi v r. 2023.

V polovině r. 2018 publikovali F. Namouni a M. Moraisová údaje o parametrech dráhy planetky (514107) 2015 BZ 509, která byla poprvé pozorována aparaturou PanSTARRS-1 již 26. 11. 2014. Planetka má průměr asi 3 km a oběžnou dobu 11,65 roku v rezonanci 1/-1 s Jupiterem, čili obíhá retrográdně (i = 163°; e = 0,38; a = 5,12 au). Dostala jméno Ka`epaoka`awela. To v havajštině znamená něco jako „uličník, který porušuje pravidla“. Autoři se totiž domnívají, že retrográdní pohyb a rezonance s Jupiterem znamená, že toto těleso bylo zachyceno Sluncem od jiné hvězdy sluneční hvězdokupy a pak si ho adoptoval Jupiter. Není ovšem vyloučeno, že nejde o zachycenou původně interstelární planetku, ale že ji Jupiter zachytil během příletu z Oortova oblaku komet.

Rumunští astronomové O. Vaduvescu a M. Birlan iniciovali po svém příchodu do Francie (Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides) v květnu 2006 projekt EURONEAR (EUROpean Near Earth Asteroids Research), jenž je evropským příspěvkem ke studiu křížičů. V současné době je do něj zapojeno 8 evropských zemí včetně Slovenska a z mimoevropských ještě Chile. V lednu r. 2018 tento mezinárodní tým publikoval výsledky pozorování 280 křížičů pozorovaných předtím jen během jediné opozice, takže hrozilo, že budou ztraceny nebo nesprávně identifikovány. K tomu cíli využili 2,5m teleskopu INT (Isaac Newton Telescope; Roque de Los Muchachos; La Palma; 2,4 km n. m.; 29° s. š.) během 130 h pozorovacího času v letech 2013–2016. Celkem sledovali pomocí širokoúhlé kamery WFC 368 křížičů, z toho 56 rizikových kvůli možnosti srážky se Zemí. Vizuální jasnost většiny křížičů dosahovala v opozici V~22,8 mag, ale některých jen 24 mag. Autorům se ve spolupráci s řadou studentů i amatérů podařilo prodloužit sledování křížičů z dřívějších několika týdnů na několik let. Nejstarší identifikace pokrývá dokonce interval 16 let. Během této kampaně se podařilo navíc objevit 4 nové křížiče, ale jiné dva se ztratily, protože měly příliš rychlý pohyb a nebyl k dispozici následný brzký pozorovací čas. Jako bonus autoři získali 22 tis. poloh pro 3,5 tis. známých planetek a dalších 10 tis. poloh pro 1,5 tis. nových planetek – většinou šlo o objevy těles v hlavním pásu. Tato data se plynule předávala do MPC IAU (Minor Planet Center). Autoři konstatovali, že k podobnému cíli lze využít i další dalekohledy s minimálně 2m průměrem zrcadla a širokoúhlou kamerou.

M. Brozovićová aj. zveřejnili radarová pozorování křížiče (99942) Apophis pokrývající jeho přiblížení k Zemi na přelomu let 2012–2013. Radar Goldstone v Kalifornii (8,56 GHz; 35 mm) pozoroval planetku během 14 dnů a radar Arecibo na Portoriku v pěti dnech (2,4 GHz; 123 mm) počínaje 21. 12. 2013 a konce 16. 3. 2014. Odtud autoři odvodili efektivní průměr planetky (0,34 ±0,04) km, což je o něco méně, než hodnoty odvozené z infračervených pozorování týmů T. Müllera (0,375 km) a J. Licandra (0,386 km).

M.-J. Kim s týmem využili mimořádného příblížení křížiče 3200 Phaethon (1983 TB) k Zemi [16. 12. 2017 byl Phaethon nejblíže k Zemi za posledních 40 let – 10,5 mil. km] ke zpřesnění jeho siderické rotační periody 3,604 h a poměru hlavní a vedlejší osy 1,07. Zpřesnili také hodnotu směru rotační osy vůči ekliptice. Na měřeních se podílelo 8 dalekohledů s průměry zrcadel 0,4÷1,8 m v intervalu od 11. 11.–17. 12. 2017 instalovaných na observatořích v Číně, Tajvanu, Jižní Koreji, Uzbekistanu, Kazachstanu a v Arizoně. J. Hanuš aj. použili astrometrických měření včetně údajů z družice Gaia a z radaru v Arecibu ke zpřesnění orientace pólu rotace vůči ekliptice (318°; -47°) i průměru Phaethonu (5,1 ±0,2) km. Odtud se podařilo odvodit i střední hustotu planetky: 1,7× voda. Pokud se spolehneme pouze na radarová měření (ø 5,75 km), tak by to byla jen 1,5× voda. Tyto hustoty jsou typické pro velké (>100 km) planetky třídy C. Phaethon v tomto případě souvisí s velkou planetkou (2) Pallas a tím je vyloučen jeho kometární původ. Proto nemůže být mateřskou kometou Geminid! D. Jewitt aj. sledovali planetku během prosincového přiblížení pomocí HST v okolí 1° její dráhy s cílem objevit nějaké stopy doprovázejícího jemného materiálu. Nenašli však nic až do absolutní magnitudy 26,3, což odpovídá objektům o průměru 12 m. Phaethon se přibližuje ke Slunci natolik, že na jeho povrchu nemůže vydržet žádný led. Zda se nějaký led uchovává hluboko uvnitř tělesa, je diskutabilní.

V červnu 2018 oznámila americká vláda, že dále zvýší podporu na hledání nebezpečných křížičů. V r. 2013 poskytla pro tento účel 21 mil. $, ale v r. 2017 už 60 mil. $. NASA se již přiblížila ke splnění původního zadání identifikovat všechny nebezpečné křížiče s průměrem ≥1 km. Nyní však byl definován nový požadavek objevit nebezpečné křížiče s průměrem ≥140 m. Simulace totiž prokázaly, že takové objekty mohou při srážce zlikvidovat celá velkoměsta. Takových planetek může být kolem 25 tis. a z tohoto souboru je dosud objevena přibližně třetina.

1.2.5. Obecné studie o planetkách

J. Ďurech aj. se pokusili rozšířit databázi rotačních period planetek, protože jde o důležitý údaj o dynamických procesech, které působí na planetky.V současné době existují dvě velké databáze pozorování planetek. Je to jednak fotometrie planetek uložená v databázi Lowellovy observatoře v Arizoně, jednak měření změn toku infračerveného záření z družice WISE, která se neobyčejně vyznamenala při detekci planetek. Autoři se proto rozhodli využít synergie obou databází v projektu asteroids@home, do něhož se zapojily desítky tisíc dobrovolníků z celého světa. Tak se podařilo zpracovat a propojit údaje z obou databází. Autoři vybrali z těchto podkladů údaje pro téměř 75 tis. planetek a pro 900 z nich se jim podařilo odvodit modely jejich tvaru a následně určit jejich rotační periodu, z toho bylo 662 planetek nových. Dále pak pro jiných 789 planetek získali údaje o jejich siderické rotaci i odhadu sklonu rotační osy vůči ekliptice. Pro planetky s rozměry <10 km nápadně převažují prográdní rotace. Autoři se na základě své zkušenosti domnívají, že poměrně rychle překročí podrobné údaje pro další planetky celý řád.

J. Ďurech a J. Hanuš využili ke stejnému cíli také zveřejněné databáze DR2 astrometrické družice Gaia, jež mj. obsahuje velmi přesnou astrometrii i fotometrii asi 14 tis. planetek pozorovaných během 22 měsíců činnosti družice v okolí bodu L2. Z těchto pozorování mohli určit rotační periody, směr rotační osy a pro dostatečně často sledované planetky i přibližný tvar. Autoři zpracovali údaje pro 5,4 tis. planetek, které Gaia pozorovala alespoň 10×. Dokázali tak modelovat 173 planetek, z toho 129 vůbec poprvé. Pro spolehlivé určení rotační periody je obvykle potřebné přes 30 pozorování dané planetky. Autoři uvádějí, že ve finálním katalogu Gaia budou početné desítky pozorování pro stovky tisíc planetek, takže to bude ten nejvýraznější přínos pro určení rotačních period jako klíčového údaje pro tak velký objem počtu planetek. E. Smirnov zjišťoval z databáze 476 tis. planetek, jak velký je podíl planetek vykazujících rezonance oběžných dob v problému tří těles. K tomu cíli integroval dráhy planetek v intervalu 100 tis. let a nalezl rezonance pro téměř 66 tis. planetek, tj. 14 % zmíněného souboru.

J. Ďurech s týmem zveřejnili fyzikální modely (konvexní tvary, směry rotační os a siderické rotační periody) 18 planetek; z toho 10 jsou nové modely a 8 vylepšené modely založené na rozsáhlém množství dat. Podklady pro modely autoři získali pomocí nové robotické observatoře BlueEye600 v Ondřejově vybavené 0,6m zrcadlem. Observatoř pracuje podle zadaného programu zcela automaticky. Autorům se mj. podařilo vytvořit fyzikální model planetky (1663) van den Bos, která má mezi modelovými planetkami rekordně dlouhou rotační periodu 31 dnů.

P. Pravec rovněž s týmem objevili 13 kup planetek, které se do značné míry podobají párům planetek. Zpětná integrace dráhových parametrů ukázala, že kupy jsou staré 0,1÷3 mil. let. Pro 11 kup s 3 až 19 členy vychází stejná závislost period rotace na hmotnosti jako u zmíněných párů. To znamená, že tyto kupy podobně jako páry vznikají štěpením při kriticky rychlé rotaci. Výjimkou jsou kupy (18777) Hobson a (22280) Mandragora, kde příčinou vzniku kupy musí být jiný mechanismus.

A. Rosaev a E. Plávalová studovali vlastnosti velmi mladých rodin planetek (stáří ≤1,6 mil. let), které vznikly katastrofickým rozpadem mateřského tělesa. Jejich vývoj dává větší možnosti popsat podrobněji dynamické změny drah členů rodiny, která ještě není příliš rozvolněná negravitačními silami. Díky tomu mohli autoři zpřesnit stáří rodin Hobson (367 ±67 kr) i Emilkowalsky (220 ±30 kr). Složitějším problémem je mladá rodina Datura, neboť se nachází v rezonanci oběžných dob 9:16 s Marsem, takže její stáří je nejisté (450÷600 kr.).

K. Walsh se v přehledovém článku zabýval drobnými tělesy mezi planetkami s průměry v rozmezí 0,2÷10 km. Pro tento početný soubor těles Sluneční soustavy se ujala souhrnná přezdívka „hromada sutě“. Je zřejmé, že hlavním činitelem, který drží tato tělesa pohromadě, je jejich souhrnná gravitace. Hromady jsou silně porézní až děravé, mají velmi nepravidelné tvary a jenom několik málo z nich bylo zkoumáno při těsných průletech kosmických sond; jiné skončily jako meteority. Nikdo však dosud nemohl prozkoumat jejich nitro. Pokud jde o planetky tohoto typu, které křižují dráhu Země, je poměrně slušná naděje, že řadu z nich bude možné zkoumat pomocí průletů i přistávání kosmických sond. Většina křížičů se do okolí Země dostala pravděpodobně z hlavního pásu, takže jejich studiem bychom mohli získat cenné poznatky o kolizním mechanismu v hlavním pásu planetek,

M. Mommert aj. využili zveřejněné databáze DR2 družice Gaia, jež obsahuje nepravidelně získávaná fotometrická data o 14 099 planetkách. Autorům se podařilo rekonstruovat světelné křivky pro 11 665 planetek hlavního pásu a využít této statistiky pro sestavení trojosých modelů za zjednodušeného předpokladu, že osa a > b a b = c. Odtud vyšlo, že poměr os byl pro celý soubor docela stálý: b/a = (0,80 ±0,04). Tyto údaje pak konfrontovali s ostatními známými parametry pro zmíněné planetky, tj. rozměry, velikosti poloosy dráhy, geometrickým albedem a barvou povrchu. Odtud zjistili, že planetky o průměru >50 km jsou kulatější než menší. Autoři se však shodují v názoru, že podstatně obsáhlejší závěry budou možné až po publikaci DR3 patrně koncem roku 2021.

1.2.6. Komety

1.2.6.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

J. Deshapriya a tým popsali, jak se měnila situace na povrchu komety 67P (oběžná doba 6,45 r; přísluní 1,3 au; odsluní 5,7 au; rotační perioda 12,4 h; hmotnost 1013 kg; hustota 0,53× voda) od 6. srpna 2014, kdy u ní zaparkovala sonda Rosetta (ESA) během přibližování komety do přísluní ve vzdálenosti 3,8 au od Slunce. Prošla jako černý pasažér spolu s kometou přísluním 13. 8. 2015 ve vzdálenosti 187 mil. km. Pokračovala i nadále vzdalujíc se společně s kometou až do konce mise 30. 9. 2016, kdy ukončila činnost poloměkkým přistáním rychlostí 1 m/s ve vzdálenosti 4,5 au od Slunce. Zkoumala tak kometu zblízka po 786 dnů. Na palubě sondy i v modulu Philae získávaly rozličné přístroje velmi podrobné údaje o mnoha fyzikálních i chemických parametrech jádra komety, ale i jejího okolí. Tak se podařilo poprvé v historii astronomie popsat jak probouzení komety při zvyšování teploty na cestě do přísluní, tak i její následné uspávání cestou do odsluní. Autoři vytvořili katalog 57 exponovaných jasných oblastí pozorovaných na kometárním jádře, kde se vyskytoval vodní led ve vyšší koncentraci. V katalogu jsou pro každou jasnou oblast uvedeny změny albeda během přibližování i opětného vzdalování komety. Oblasti se navíc morfologicky lišily, takže autoři rozlišili celkem čtyři typy morfologií. Celý koloběh tekuté vody a vodního ledu začíná v přísluní, kdy se na denní straně jádra mění ledové oblasti v tekutou vodu, jež však během „noci“ opět zmrzne. Po průchodu přísluním se tento cyklus vytrácí, až nakonec ustane. Když se pak kometa opět vrací do přísluní, vodní led začne sublimovat a eroduje tenkou vrstvu prachu, který na led mezitím nasedal. Postupně se obnažují hlubší vrstvy s větší zásobou méně kontaminovaného ledu, což vede ke krátkodobým zjasněním komety.

L. Berčič aj. popsali fyzikální poměry v komě komety 67P, kde se neustále tvoří ionty, jež jsou urychlovány jak elektrickým polem slunečního větru, tak svou polohou vůči jádru komety. Přednostně se vyskytují směry pohybu iontů odvrácené od Slunce. P. Feldman aj. využili ke studiu komy 67P spektrografu Alice pro dalekou UV oblast spektra. Měřili komu po celou dobu mise a hned zpočátku zjistili, že těsně nad povrchem komety probíhala disociace molekul H2O na atomy vodíku a kyslíku. Excitovány byly i molekuly CO2 a O2. Před průchodem přísluním se vypařovaly hlavně molekuly H2O, ale po průchodu převážily molekuly CO2. J. Noonan a tým pozorovali pomocí Alice interakci koronálního výronu hmoty, jenž dva měsíce po průchodu komety přísluním zasáhl kometu. To se především projevilo výrazným zesílením čar Ly-β, O I 130,4; O I 135,6 a C I 166,7 nm.

Na to navázala práce M. Volwerka aj., která se zabývala parametry chvostu komety, jenž se vytvořil v březnu až dubnu 2016 v době, kdy kometa byla už 2,7 au od Slunce. Siločáry magnetického pole směrovaly spíše napříč chvostu. Podobně jako Halleyova kometa, tak i kometa 67P vydávala během přibližování ke Slunci v r. 2014 akustické skřeky v plazmatu vznikající nestabilním elektrickým polem, jež interagovalo s polem magnetickým. Během přiblížení k přísluní tyto akustické signály ustaly, ale znovu se objevily v březnu a dubnu 2016, kdy byla kometa vzdálena již 2,3 au od Slunce. Kometa „zpívala“ nejhlasitěji, když se směr magnetických siločar nejvíce vzpříčil od směru chvostu a turbulence pole zesílila.

H. Gunell aj. pozorovali obloukovou rázovou vlnu, která představuje první kontakt slunečního větru s ionizovaným prostředím před kometou. Autoři pozorovali tuto vlnu jak před přísluním, tak i po něm. Podařilo se jim vůbec poprvé pozorovat samotný vznik rázové vlny, když Rosetta se musela vzdálit od komety v době její vysoké aktivity kolem přísluní. Ve vlně vzrůstala indukce magnetického pole i amplituda jeho oscilací. Vlna též ohřívala jak elektrony, tak protony v oblouku, a autoři pozorovali i zeslabení slunečního větru za kometou. G. Rinaldi a tým zaznamenali v okolí přísluní tři velká vzplanutí komy 67P (10. 8.; 13. a 14. 9. 2015). Trvání vzplanutí se pohybovalo v rozmezí 26÷6 min. Nárůst vzplanutí byl vždy velmi rychlý v řádech minut. Souběžně se zabarvil kometární prach do modra. Dále se ukázalo, že na povrchu jádra komety se nacházejí jen poměrně malé oblasti, jež se dokáží takto vybudit. Většina povrchu jádra je vůči výbuchům odolná. Rychlost vyvrženého prachu se pohybovala v rozmezí 22÷65 m/s. Celkové množství vyvržených hornin se podle předběžných odhadů pohybovalo v rozmezí 10÷500 t.

D. Nesvorný aj. se zabývali otázkou, jak mohlo vzniknout pozoruhodné jádro komety 67P v podobě dvou na sebe navázaných laloků. Autoři si pohráli s myšlenkou, že předchůdci komety byly dvě navzájem obíhající komety, jež se působením různých efektů setkaly a propojily relativně tenkým „krkem“. Pravděpodobnost splynutí takových těsných párů odhadli na 30 %. Dalších 10 % párů dosáhne fyzického kontaktu vinou dráhových poruch od Neptunu. Problém však spočívá v tom, že z pozorování komet prostředky kosmonautiky vyplývá, že takových „činek“ mezi pozorovanými kometami je většina, viz i Halleyova kometa.

1.2.6.2. Jednotlivé periodické komety

D. Bodewits aj. upozornili na skutečnost, že řada komet se rozpadá proto, že vlivem různých efektů se zvyšuje rotační rychlost jejího jádra. Protože komety jsou obecně křehká tělesa s nízkou hustotou také kvůli poréznosti jader, tak se nakonec zvýší rotace natolik, že se jádro začne rozpadat, což se ostatně dost často pozoruje v přímém přenosu. K takto ohroženým kometám patří také kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák,která 1. 4. 2017 byla poměrně blízko Země (0,14 au, tj. pouze 21 mil. km). Pozorování komety od března do května však ukázalo, že za krátkou dobu se rotační perioda jádra naopak prodloužila z 20 h na více než 46 h! Autoři z toho usoudili, že během tohoto intervalu došlo k silnému výronu plynů z jádra ve směru proti smyslu otáčení komety a tudíž k drastickému zpomalení rotace. Jestliže výron vychází z povrchu jádra, vzniká obvykle ještě vysoký točivý moment, který změní dramaticky periodu otáčení. Takový efekt byl ostatně pozorován v malém i u komety 67P, takže jediné, co může udivovat, je právě neuvěřitelně velké a rychlé prodloužení rotační periody. Autoři se proto vrátili do minulosti pozorování komety 41 P, jejíž jádro má průměr asi 1,7 km a patří do Jupiterovy rodiny komet, protože obíhá kolem Slunce v periodě 5,4 r, takže v odsluní se vzdaluje do vzdálenosti 5,2 au, což je poloměr dráhy Jupiteru. Podle jejich výpočtu mělo jádro komety rotační periodu pouhých 5 h před svým návratem ke Slunci v r. 2006, takže jí hrozilo nebezpečí rozpadu odstředivou silou. Odtud autoři odhadli, že v polovině r. 2017 se její rotační perioda prodlouží na 100 h, takže se rozkomíhá její osa rotace působením sezónních ohřevů tělesa nebo přesunem hmoty mezi částmi jádra. Příští návrat komety nastane v r. 2022. Jistě budeme velmi zvědavi, zda se kometa vůbec vrátí, a když ano, tak v jakém stavu.

Y. Moulane aj. zveřejnili fotometrii, spektroskopii a astrometrii komet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák a 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková pozorovaných přehlídkovým 0,6m teleskopem TRAPPIST-N na observatoři Oukaïmeden v Maroku (2,7 km n. m.; 31° s. š.). Autoři pozorovali kometu 41P od 16. 2. do 27. 7. 2017 před i po průchodu přísluním ve vzdálenosti 1,04 au. Kometu 45P sledovali po průchodu přísluním od 10. 2. do 30. 3. 2017. Odtud počítali tempo produkce dceřinných molekul OH, NH, CN, C3 a C2 a nepřímo tak odhadli i produkci prachu. Vrchol produkce H2O nastal u komety 41P 3. 4. (3,5×1027 molekul/s), když se kometa nacházela ve vzdálenosti 1,05 au od Slunce. To znamená, že její aktivita klesá při každém návratu o 30÷40 %. Pro kometu 45P pak určili střední ztrátu (1,43×1027 molekul/s) pro měsíc po průchodu přísluním. Z těchto měření vyplývá obecné poučení, že komety Jupiterovy rodiny nejsou příliš aktivní, jak pokud jde o těkavé látky, tak i prach.

Mnozí dlouholetí čtenáři Kozmosu si jistě pamatují na kometu C/1996 B2 Hyatutake, jež byla viditelná očima a současně cirkumpolární, takže její chvost se otáčel během noci tak blízko Polárky, že si podle toho mohli pozorovatelé řídit hodinky. Proslavila se také rekordní délkou velké poloosy dráhy 1,7 tis. au a oběžnou periodou 114 tis. let. Ale to nejdůležitější mělo ještě přijít: rentgenová družice ROSAT zjistila, že kometa září v měkké části rentgenového pásmu elektromagnetického spektra, avšak záření je silně proměnné a má vzhled srpku přivráceného ke Slunci ještě před komou. Astronomové přitom dobře vědí, že kometární jádra jsou řídké hroudy zmrzlého ledu a těkavých látek, zatímco rentgenové záření z kosmu pochází od nejžhavějších objektů, jako jsou kvasary, supernovy nebo okolí černých děr. Nicméně o 4 roky později objevila obří rentgenová observatoř Chandra další rentgenovou kometu C/1999 S4 a od té doby přibývají další. Dokonce se dodatečně v archivních záznamech rentgenových observatoří našlo záření i u několika komet pozorovaných dříve, než se objevila Hyatutake. Zásluhou A. Rigbyho a týmu se podařilo v r. 2018 napodobit mechanismus rentgenového záření komet laboratorně pomocí výkonného laseru v laboratoři LULI v Paříži. Autoři ukázali, že k emisi měkkého rentgenového záření v srpku před kometou směrem ke Slunci je potřebné magnetické pole, které obstarají nabité částice slunečního větru. Pak se mohou urychlovat v srpku elektrony na vysoké energie řádu stovek až tisíců elektronvoltů v sice slabém magnetickém poli řádu 10-8 T, ale zato na velmi dlouhých drahách řádu více než 1 tis. km. Urychlování pomáhají vlnové turbulence ve zmagnetizovaném plazmatu v srpku. Díky tomuto laboratornímu pokusu mohou astronomové klidně spát: příslušné rentgenové záření před kometami spadá do intervalu energií 0,155÷155 keV. [energie 1 keV odpovídá 1,6 × 10-16 J.]

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

J. Licandro aj. studovali planetky, jež se pohybují na kometárních dráhách (ACO = Asteroids in Cometary Orbits) kvůli podezření, že to jsou ve skutečnosti skomírající nebo již vyhaslé komety. K tomu cíli vybrali z literatury údaje o 12 ACO, jež už zkoumali jiní astronomové a k tomu přidali vlastní pozorování optických a blízkých infračervených spekter 17 ACO. Využili k tomu velkých dalekohledů na ostrově La Palma: 10,4m GTC, 4,2m WHT, 3,6m TNG a 2,5m INT, ale též 3,0m IRTF (NASA, Mauna Kea). ACO na dlouhoperiodických dráhách Damokloidů patří vesměs k planetkám třídy D. Jejich dráhy se podobají pekuliární dráze prototypu (5335) Damocles: sklon k ekliptice 62°; přísluní mezi Zemí a Marsem a odsluní za drahou Uranu. Dnes už je známo asi 50 Damokloidů, jež se evidentně zrodily v pásu TNO (transneptunský pás) a odtamtud se vinou gravitačních poruch dostaly na dráhy dlouhoperiodických komet, přičemž téměř polovina z nich obíhá po retrográdních dráhách. Patří k nejtmavějším objektům Sluneční soustavy. Proto se soudí, že jde o téměř vyhaslé komety původně podobné jádru Halleyovy komety. Planetky na dráhách Jupiterovy rodiny komet patří z 60 % rovněž do třídy D, ale ze 40 % do třídy X <povrch pokrytý karbonáty a troilitem (FeS)>. Na žádném objektu ACO autoři nenašli stopy zvodněných minerálů. Jak výskyt minerálů, tak tvar spojitého spektra všech ACO se velmi podobá spektrům aktivních komet. Autoři proto podezření o spících či vyhaslých kometách považují za prokázané.

Když se začaly objevovat exoplanety i celé exoplanetární soustavy, začali si astronomové pochopitelně připouštět, že tyto soustavy mají zajisté také komety a planetky. Jejich přímý objev byl pochopitelně nesnadný, ale přesto se to podařilo. S. Rappaport a tým zjistili pomocí družice Kepler, že hvězda KIC 3542116 (K 10 mag; sp. F2 V; 6,9 kK; 1,5 Mʘ; 1,6 Rʘ; 260 pc) prodělala během 4 let sledování tři hlubší (0,1 %) a tři mělčí poklesy jasnosti, jejichž světelné křivky nebyly souměrné. Měly vždy strmější pokles a povlovnější a pomalejší návrat do plné jasnosti. Autoři po zevrubné analýze dospěli k závěru, že šlo o komety s hmotnostmi ≥3×1014 kg, které obíhají kolem hvězdy rychlostmi 35÷50 km/s a jejich prachový chvost musí mít hmotnost řádu 1013 kg. Autoři preferují domněnku, že pozorovali tranzity dvou různých komet. Kometární domněnku autoři podpořili také rozborem světelné křivky jednoho tranzitu u hvězdy KIC 11084727(K 10 mag; sp. F2 V; 6,8 kK; 1,4 Mʘ; 1,6 Rʘ; 250 pc) u hvězdy podobného typu a vzhledu tranzitní křivky.

B. Welsh a S. Montgomeryová pozorovali v listopadu 2016 pomocí vysokodispersního spektrografu 3,6m reflektoru ESO (La Silla) opakovaně profily čáry Ca II K (393,3 nm) u 20 blízkých hvězd sp. třídy A. Čtyři z hvězd vykazovaly opakovaně slabé absorpční složky posunuté vůči hlavnímu profilu o více než 15 km/s. Většinou šlo o složky vykazující červený posuv, ale některé se během času přesouvaly na posuv modrý. Autoři tyto jevy interpretovali jako plyn vypařující se z těles dopadajících na hvězdy. Může jít buď o exoplanety, anebo o exokomety. Autoři publikovali seznam 22 hvězdy sp. třídy A, o nichž se už prokázalo, že vykazují podobné vedlejší absorpční složky vápníkové čáry K, takže lze čekat, že soustavná pozorování vyřeší otázku o povaze materiálu, který na tyto hvězdy dopadá.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

QuanziYe aj. se snažili potvrdit, že planetka (3200) Phaethon objevená v r. 1983 družicí IRAS je skutečně zdrojem vlastně nejbohatšího meteorického roje prosincových Geminid. V posledních dekádách se tato souvislost z různých důvodů zpochybňuje. Autoři k tomu cíli využili HST, aby zjistili, zda se z planetky odlučují částice, které by mohly doplňovat materiál v meteorickém roji. Jelikož 16. 12. 2017 byl Phaethon od svého objevu nejblíže k Zemi (10,3 mil. km) mohly v tu noc dosáhnout snímky z HST rozpoznání 4m balvanů vymrštěných z planetky. Pátrání však nebylo úspěšné. Podařilo se pouze stanovit, že v posledních desítkách obletů se z Phaethonu dostalo na dráhu Geminid nanejvýš 10 Gt materiálu. Numerické simulace už dříve ukázaly, že materiál vyvržený z planetky se rozprostře podél celé eliptické dráhy během cca 250 let. Pochybnosti kolem zdroje Geminid tak stále zůstávají, ale na druhé straně se zvýšila pravděpodobnost, že případná sonda vypuštěná k Phaethonu nebude při přibližování k cíli ohrožena odletujícími kameny.

A. Egal aj. však upozornili na riziko, že v r. 2018 nebudou sice říjnové Drakonidy příliš početné pro pozorovatele na Zemi, ale zato budou bombardovat okolí Lagrangeových bodů L1 a L2 soustavy Slunce-Země. V okolí těchto bodů se nachází řada družic – u L1 pozorujících Slunce a v L2 vzdálený vesmír. Tam teď také pracuje družice Gaia (ESA), která by mohla mikrogramové částice roje zobrazit a doufat, že ji nějaký náraz nevyřadí z činnosti.

L. Neslušan a M. Hajduková Jr. studovali souvislost mezi dlouhoperiodickou kometou (per. = ~390 let) C/1964 N1 (Ikeya) a několika meteorickými roji. Kometa zasahuje Zemi čtyřmi oddělenými vlákny s radianty poblíž směru od apexu zemské dráhy kolem Slunce. Autoři simulovali dynamický vývoj filamentů pomocí 10 tis. testovacích částic pro každé vlákno. Potvrdili, že kometa je mateřským tělesem pro červencové ξ-Arietidy (#533) a dále zjistili, že je také zdrojem ϵ-Geminid (#23), a možná i ξ-Geminid (#718). Díky novým metodám výzkumu meteorických rojů rychle stoupá počet potvrzených meteorických rojů, jichž je už více než 100. Proto IAU zřídila Meteorické datové centrum (MDC), které přiděluje potvrzeným rojům jak třípísmenné zkratky, tak pětimístná pořadová čísla. MDC řídí Astronomický ústav SAV v Bratislavě pod vedením V. Porubčana.

C. Schult aj. referovali o výsledcích pozorování radarové soustavy MAARSY (Middle Atmosphere Alomar Radar SYstem) v severním Norsku (69,3° s. š.) poblíž základny sondážních raket na ostrově Andøya. Radar pracuje na frekvenci 53,5 MHz (5,6 m) s výkonem 866 kW. Jde o soustavu 433 zkřížených antén typu Yagi s úhrnnou aperturou 6 300 m2. Systém tak umožňuje získávat čelní ozvěny od meteorů až do zenitové vzdálenosti 35°. Úhlová šířka svazku činí 3,6°. Na observatoři Alomar ve vzdálenosti asi 2 km od radaru jsou instalovány dvě optické kamery, jejichž optické osy se protínají s radarovým svazkem ve výšce 100 km nad zemí. Optická data lze získávat jen za bezměsíčných nocí a přirozeně též v době bez oblačnosti a polárních září v době od září do února každého roku. Radar začal pracovat koncem r. 2013 a za 2,5 roku činnosti získal celkem 760 tis. čelních ozvěn od meteoroidů s hmotnostmi <10 kg. V porovnání s optickým pozorováním je daleko citlivější na velmi nízké hmotnosti meteoroidů až do řádu 10-10 kg! Asi 1 % čelních ozvěn pochází od meteoroidů v rojích. Celkem tak autoři identifikovali meteoroidy ve 33 rojích, jež obsahuje katalog MDC. Zatímco pro Perseidy, Geminidy a Kvadrantidy přibývá meteoroidů s nižšími hmotnostmi lehce nadlineárně, tak pro Orionidy roste frekvence nepřímo úměrně s druhou mocninou hmotnosti. Z toho vyplývá, že meteoroidy od komet příbuzných Halleyově jsou mimořádně bohaté na miniaturní částice.

J. Szalay aj. zveřejnili výsledky měření aparaturou LDEX (Lunar Dust Experiment) na palubě sondy LADEE (LunarAtmosphere and Dust Environment Explorer), jež byla oběžnicí Měsíce od října 2013 do dubna 2014. Cílem sondy bylo zaznamenávat materiál vyvrhovaný při dopadech meteoroidů na měsíční povrch. V prosinci 2013 se Měsíc dostal do proudu Geminid, což se projevilo výrazným zvýšením zásahů meteoroidů zejména v měsíční oblasti kolmé k radiantu. Odtud se pak daly odvodit sluneční délky λ pro dvě maxima; první nastalo v délce 261,3° a druhé 2,6× vyšší v délce 262,2°. Obě radarová maxima odpovídají radarovým frekvencím zjištěným na Zemi, ale poukazují také na vyšší podíl větších částic ve zmíněných maximech. Celková délka aktivity Geminid s hodnotou aspoň o 10 % vyšší než během pozadí trvala během intervalu 1,7° sluneční délky, což odpovídá šířce proudu Geminid 1,9×106km. V době zmíněných maxim hlásili vizuální pozorovatelé na Zemi větší podíl meteorů s jasnostmi -1÷ -3 mag. Tomu odpovídaly meteoroidy s rozměry v intervalu ∼ 2 ÷ 20 mm.

D. Vida aj. objevili nepříjemnou systematickou chybu při určování orbitálních parametrů meteoroidů vstupujících do zemské atmosféry, protože se až dosud předpokládalo, že ve chvíli, kdy meteor začne svítit, má vstupní rychlost do zemské atmosféry. Ve skutečnosti se však řada meteoroidů brzdí ve vysoké atmosféře už od výšky 180 km, kdy ještě nesvítí. Autoři modelovali ablaci meteoroidů ve výškách od 180 km pro různé vstupní rychlosti meteoroidů v rozmezí 11÷71 km/s. Tak zjistili, že největší chyby v určení vstupní rychlosti se týkají meteoroidů s nízkými vstupními rychlostmi, kde chyby podle typu a hmotnosti meteoroidů i vlastností detektoru světelných stop jsou výrazné. Vstupní rychlost je podle toho podceněna v rozmezí 100÷750 m/s, což vede k soustavnému podcenění velké poloosy původní dráhy těchto těles. M. Moreno-Ibáñez aj. zdůraznili, že pro monitorování rázových vln vznikajících při průletu jasnějších meteoroidů se přednostně hodí měření infrazvuků, jež navíc provázejí i ablaci centimetrových meteoroidů ve vysokých výškách, kam jiné techniky nedohlédnou.

X. Zhang a tým reagovali na zprávy, že jasné meteory zářily v pásmu dlouhých rádiových vln na frekvencích 60÷20 MHz (5÷15 m). Pomocí radioastronomické soustavy MWA (Murchison Wide Field Array) v Západní Austrálii (27° j. š.) o sběrné ploše 512 m2 pracující v pásmu frekvencí 70÷300 MHz (1÷4,3 m) se autoři snažili nalézt důkazy o záření meteorů v pásmu 72-103 MHz (2,9÷4,2 m). Prohlédli záznamy za 322 h expozice a nenašli ani jediný případ signálu od meteorů. Z pozorování vyplývá, že spektrální index pro intenzitu případných signálů klesá ve zmíněném pásmu s 3,7 mocninou vlnové délky. Je proto téměř určitě vyloučeno, že by se meteory daly pozorovat na ještě delších vlnách. Autoři však v pozorovacím materiálu našli signály rozhlasových stanic pásma FM odražené od malých družic na nízkých drahách, což dává možnost monitorovat kosmické smetí o rozměrech >0,1 m na těchto nízkých dráhách.

M. Martínez a F. Marco využili evropských středověkých archivů k odhadu výskytu a činnosti meteorických rojů mezi 5. a 15. stoletím n. l. Porovnali evropské zdroje se zprávami z korejských, japonských, čínských a arabských pramenů, které obsahují jak zprávy o rojích, tak i o meteorických deštích. Jednotlivé prameny navzájem dobře souhlasí. Ukázalo se, že ve středověku byl nejvíce činné Perseidy, Leonidy a Lyridy.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

R. Caballero aj. využilli dlouholetého projektu PTA (Pulsar Timing Arrays) k revizi rozložení hmotnosti ve Sluneční soustavě. Při současné vysoké přesnosti rotačních period soustavy stabilních pulsarů, jež se předvídatelně brzdí, se dají odhalit chyby v určení polohy barycentra Sluneční soustavy, která by měla sloužit jako kvaziinerciální soustava, k níž lze vztahovat veškeré vnější pohyby ve vesmíru. Zatím však není poloha barycentra Sluneční soustavy známa s potřebnou přesností, což se pak projevuje systematickými chybami v kolísání period přesných pulsarů. V současně době se autorům podařil zlepšit údaje o systému PTA 20× proti předcházejícím měření. Tím se prokázalo, že ve Sluneční soustavě se nacházejí tělesa nebo rozptýlená hmota, o nichž dosud nevíme. Nyní se přiblížila doba, kdy systém PTA bude tak přesný, že odhalí množství této neznámé látky z gravitačních poruch, která ona tělesa vyvozují na systém PTA. Autoři zpřesnili údaj o úhrnné hmotnosti Jupiteru a jeho satelitů s chybou ±3.10-8 a hmotnost trpasličí planety Ceres na 4,7×10-10 Mʘ, což odpovídá 1,3 % hmotnosti našeho Měsíce. Odvodili též přesné hmotnosti dalších čtyř nejhmotnějších planetek hlavního pásu (Pallas, Juno, Vesta a Hygiea). V závěru studie pak rozdělili hmotnost Sluneční soustavy v radiálním směru do šesti pásů: 0÷0,5÷1.4÷5,0÷10÷17÷60 au od Slunce a výsledné hodnoty porovnávali s podobným rozčleněním založeným na nejpřesnějších slunečních efemeridách. Nejvíce zatím nepozorované hmoty se nachází ve vzdálenost 4÷8 au od Slunce, kudy probíhá vnější část hlavního pásu planetek a kde se nachází Jupiterova rodina. Ve vzdálenostech >20 au je souhlas hmotností odvozených ze slunečních efemerid a souboru PTA docela dobrý.

Podle K.T. Smitha měření jemných kolísání period pulsarů v systému PTA se může v budoucnu hodit k detekci gravitačních vln o velmi dlouhých vlnových délkách, jež vznikají při splynutí černých veleděr. I v tomto případě potřebujeme zlepšit údaje o okamžitých polohách barycentra Sluneční soustavy. Tohoto úkolu se ujali Y. J. Guo aj. a nezávisle tak zjistili, že dosavadní stav není uspokojivý a vyžaduje lepší znalosti o Keplerových drahách dosud neobjevených relativně hmotných těles Sluneční soustavy. Autoři spočítali, že pro tato měření bude potřebí znát pohyby těles v této soustavě s hmotnostmi ≥10-12 Mʘ a hmotnost Jupiterova komplexu s přesností ≥10-9.

P. Voosen komentoval objev přednesený T. Kleinem na Lunární a planetární konferenci, jež se konala v březnu 2018 poblíž Houstonu v Texasu. Hlavními hvězdami Kleinova referátu byly meteority i Jupiter a jejich podíl na vzniku Sluneční soustavy. Jak známo, od doby nálezu prvního meteoritu s rodokmenem (Příbram, 1959) se opakovaně potvrzuje, že meteority jsou úlomky planetek hlavního pásu. Jenže už v r. 2011 zjistil P. Warren, že mezi 32 druhy meteoritů zeje mezera a dají se roztřídit na dvě odlišné skupiny. Tu jednu tvoří tmavé a křehké uhlíkaté chondrity a tu druhou kovy, jež vznikly v nitru hmotných umírajících hvězd a byly nakonec rozmetané do mezihvězdného prostoru, kde daly vznik mezihvězdným mračnům a následně též naší Sluneční soustavě. Warren zjistil, že uhlíkaté chondrity mají odchylné zastoupení stabilních i radioaktivních nuklidů různých prvků a jejich promíchání v hlavním pásu planetek nemohlo proběhnout naráz, ale s odstupem miliónů let. Kleinův tým posléze potvrdil, že také molybden a dokonce i železo mají zmíněné rozdílné zastoupení nuklidů, kde však železné meteority nemohly vznikat nadvakrát. Hledali proto nějakou fyzikální překážku a našli ji – v Jupiteru. Už 1 milion let po rozsvícení Slunce měl Jupiter vytvořené hmotné jádro a začal vymetat prach ve své kruhové dráze, čímž vytvořil bariéru mezi oblastí blíže ke Slunci a za sebou. Když přišla do Sluneční soustavy další zásilka interstelárního materiálu, tak se usadila vně Jupiteru v blízkosti Saturnu, ale nic neproniklo blíže ke Slunci přes Warrenovu mezeru. Jakmile se Jupiter dostavěl, tj. asi 3÷4 mil. let po vzniku soustavy, začal migrovat směrem ke Slunci, čímže se Saturnův a Jupiterův pás planetek promíchaly. Údaje o výskytu molybdenu v meteoritech a v zemském plášti dokonce naznačují, že vodu na Zemi dopravily právě planetky, jež vznikly ve vnějším okolí Saturnu! Americký odborník na vývoj drah planet v naší soustavě W. Bottke komentoval nové objevy lapidárně. Řekl, že když se na konferenci dozvěděl, že dodavatelem vody pro Zemi se staly planetky z okolí Saturnu, spadla mu čelist. Přitom ještě před pár lety by se byl takovému nesmyslu sám vysmál.

C. Spalding aj. se zabývali skutečností, že kolem současného Slunce je vymeteno až do poloměru dráhy Merkuru. Je to v příkrém kontrastu s faktem, že transneptunský pás těles má hmotnost téměř o řád větší než Země. Autoři paradox chtějí vysvětlit tím, že rané Slunce mělo o několik procent vyšší hmotnost než nyní, kterou rychle ztrácelo mocným slunečním větrem, takže v součinnosti s rychlou sluneční rotací a silnou indukcí magnetického pole si vyčistilo prostor do vzdálenosti 0.4 au, kde se uchytil Merkur prostě proto, že měl vlastně jen železné jádro. Autoři odhadli, že vyčištění skončilo do 50 mil. let po vzniku Sluneční soustavy a celková hmotnost odvrženého materíálu byla řádově rovna hmotnosti Země. Tíž autoři v další práci řešili dlouhodobý problém paradoxu slabě svítivého Slunce, které podle výpočtů intenzity jaderné reakce mělo mít zpočátku zářivý výkon o třetinu menší než dnes, takže Země by se měla už dávno stát ledovou koulí s vysokým albedem a dodnes by nerozmrzla, podobně jako Mars. Hypotéza vyšší počáteční hmotnosti Slunce a silné ztráty hmoty v první miliardě let tedy řeší dva závažné paradoxy takříkajíc jedním vrzem. Autoři navrhují testovat domněnku zkoumáním kadence ukládání sedimentů v nejstarších podmořských pánvích.

D. Nesvorný zveřejnil přehlednou studii o dynamickém vývoji rané Sluneční soustavy. Skutečnost, že obří planety oddělují velké rozestupy v radiálním směru, lze přičíst výměně orbitální energie a momentu hybnosti s vnějším planetesimálním diskem, jenž je doložen dynamickou strukturou Edgeworthova-Kuiperova pásu ovlivněnou migrací Neptunu během prvních desítek miliónů let po rozplynutí sluneční pramlhoviny. Je velmi pravděpodobné, že raný vývoj soustavy ovlivnila blízká setkání Jupiteru s tělesem třídy Neptunu. Blízká setkávání planet přispívala také k zachycování početných Jupiterových Trojánů a nepravidelných satelitů všech obřích planet. Autor sám rozpracoval domněnku, že v rané soustavě vznikla ještě jedna obří planeta v rezonanční dráze mezi Saturnem a Uranem, jež byla posléze v éře nestability vymrštěna do interstelárního prostoru, jak nepřímo potvrzuje současný vzhled transneptunského pásu. V období nestability migroval Jupiter směrem ke Slunci řádově o 100 mil. km, jak vidíme jednak z toho, že přežily terestrické planety, a dále ze struktury hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Pokud je tento scénář z tak brzkého období existence nestabilitou správný, nelze jím vysvětlit období těžkého bombardování, jež se odehrálo mnohem později, zhruba před 4 mld. let.

S. Vance (JPL; vedoucí pracovní skupiny pro planetární chemii a astrobiologii) zveřejnil současné údaje o zastoupení vody v 9 tělesech Sluneční soustavy. V tabulce jsou uvedeny vzestupně podle absolutního množství vody v Zettalitrech (Zetta = 1021).

Jméno tělesa Vodní rezervoár (Zettalitry) Podíl kapalné H2O na objemu tělesa (%)
Enceladus 0,01 20
Triton 0,03 0,3
Dione 0,14 19
Pluto 1 15
Země 1,335 0,12
Europa * 2,6 16
Kallisto 5,3 9
Titan 18,6 26
Ganymed 35,4 46
* Nad Evropou jsou pozorovány výtrysky vody do výše až 200 km; nejslibnější pro život

Z tabulky vyplývá, že největší zásobárnu vody ve Sluneční soustavě má Ganymed, ale voda je ukryta hluboko v jeho nitru. Činí celých 55 % vody v tělesech Sluneční soustavy. Překvapující je podíl 15 % vody na objemu Pluta, jenž je zdaleka nejstudenějším tělesem v tabulce. Naproti tomu voda na Zemi se podílí na objemu Země nejméně, jen ze 1,2‰, takže není divu, že bychom s ní měli šetřit.

L. Burlaga aj. zpracovali pozorování sondy Voyager2 během roku 2015, kdy Slunce procházelo maximem 24. cyklu sluneční činnosti. Indukce magnetického pole v okolí sondy stoupla na 0,126 T a struktura sektorového pole odpovídala Parkerovu modelu spirálového magnetického pole v heliopouzdře (heliosheath). Sonda se v tom roce nacházela ve vzdálenosti ~108 au od Slunce a každý rok se nyní vzdaluje o ~3 au. Sonda již opustila heliosféru a proletěla 5. 11. 2018 rozhraním do interstelárního prostoru ve vzdálenosti 120 au od Slunce. Časové zpoždění rádiového spojení dosáhlo 16,5 h. Zatím se očekává, že sonda bude měřit a vysílat údaje do poloviny současné dekády.

C. Bailer-Jones aj. využili databáze DR2 družice Gaia k rozšířenému hledání těsných přiblížení cizích hvězd ke Slunci. Začali s obsáhlým seznamem 7,2 mil. hvězd, pro něž byla k dispozici všechna data o poloze a vektoru rychlosti vůči Slunci. Z tohoto obsáhlého seznamu nakonec našli 694 hvězd s mediánem přiblížení na ≤5 pc v nejbližších 15 mil. let. Z toho 26 hvězd se v tom intervalu přiblíží ke Slunci na <1 pc. Vítězem konkursu je stále hvězda Gl 710 (Ser; 9,7 mag; sp. K7; současná vzdálenost 20 pc), jež s pravděpodobností 95 % proletí za 1,4 mil. let kolem Slunce ve vzdálenosti 0,08 pc (17 tis. au), takže zcela jistě způsobí silné poruchy drah zamražených komet v Oortově oblaku.

(konec části A; pokračování dílem B)
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIII. (2018).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. mája 2020