ŽEŇ OBJEVŮ 2020 (LV.) - DÍL B
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1.2.8. Komety

1.2.8.1. 67P/Čurjumov-Gerasimenko(vá)

Data družice Rosetta (ESA, 2004–2016) a přistávacího modulu Philae se stále zpracovávají a postupně vydávají další objevy. Počet prací publikovaných na základě dat z Rosetty překročil 1250 (přičemž od r. 2016 neklesl pod 100 prací za rok), počet citací dosáhl téměř 30 tisíc a Hirschův index objevových článků dosáhl v r. 2020 hodnoty ~74.

Tým družice Rosetta (L. O'Rourke aj.) oznámil nalezení úplné trasy přistávacího modulu Philae do konečného místa „přistání“. Uvozovky jsou zcela na místě, neboť spíš než o přistání šlo o zaklínění. Složitá cesta k objevu celé trajektorie Philae až do oblasti nazvané Abydos umožnila nečekané poznání vnitřní stavby jádra komety. Pro připomenutí: 12. listopadu 2014 se Philae vydal na sestupnou dráhu ke kometě 67P, zachycovací harpuny se nedokázaly zaseknout do povrchu, přítlačný reaktivní motor byl vyřazen z provozu a modul se několikrát odrazil od povrchu a skončil neznámo kde. Pozdější analýza snímků mateřské sondy ukázala, že odrazy musely být nejméně dva, modul byl objeven a podařilo se z něj dokonce získat data. Nyní se podařilo objevit druhé místo dopadu označované jako TD2 (touchdown 2) a zrekonstruovat celou dvouminutovou eskapádu, kterou Philae nad povrchem jádra 67P vykonal. Modul v místě TD2 vyryl do povrchu rýhu hlubokou ~25 cm a odhalil podpovrchový materiál. Kombinace fotometrie, spektroskopie a kinematických výpočtů dráhy Philae umožnily odvodit fyzikální vlastnosti povrchu. Hmotnostní poměr prachu a vodního ledu je 2,3^+0,2_−0,16:1, což je v dobrém souhlasu se složením komy. Stlačitelnost materiálu pod povrchem je jen 12 Pa, tj. méně než čerstvě napadaný sníh, a průměrná poréznost nitra balvanů je (75 ±7)%. Použít Philae jako geologické kladívko by se nejspíš nikdo neodvážil ani navrhnout, ale jak je vidět, je to funkční strategie.

O. Poch aj. zpracovali IR spektra přístroje VIRTIS-M (Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer, Mapping channel) na palubě družice Rosetta. Přestože jádro 67P ve vlnových délkách 0,4–4 µm nevykazuje téměř žádné spektrální znaky související s konkrétním místem na povrchu, všude se nachází neidentifikovaná široká absorpční čára či spíše pruh se středem ~3,2 µm. Již dříve byly navrženy různé kombinace molekul, jimž by bylo možné tento absorpční pás přisoudit. Autoři laboratorně vyzkoušeli kombinace různých amonných solí a uhlíkatého prachu a potvrdili, že při teplotách ~170÷200 K a tlaku ≤ 10⁻⁵ mbar poskytuje porézní uhlíkatý povrch, pokrytý solemi čpavkového iontu NH₄⁺, prakticky shodné spektrum v okolí 3,2 µm. Tyto soli nejsou tak těkavé jako látky vázané na vodní led, což může být vysvětlením nižšího pozorovaného poměru dusíku vůči uhlíku v kometárním plynu; kometární dusík je ukrytý uvnitř celého materiálu jádra v podobě amonných solí.

M. Galand aj. použili data UV spektrografu Alice na palubě Rosetty k určení původu pozorovaného záření v daleké UV oblasti spektra. Spojení dat z více přístrojů (krom Alice ještě VIRTIS a MIRO – Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter) umožnilo prokázat, že záření vodíku na čáře Lyman β a kyslíku na čáře 135,6 nm je způsobené disociací organických molekul elektrony slunečního větru a nikoli sekundárními elektrony vyraženými z molekul komy při fotodisociaci. Výskyt kometárních „polárních září“ koreluje s intenzitou slunečního větru a nikoli s kometární aktivitou jádra. Autoři upozorňují, že UV záření O I na čáře 135,6 nm může být využito jako ukazatel proměnnosti slunečního větru v různých místech Sluneční soustavy.

P. Cambianica aj. použili snímky kamery OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) z oblasti Hapi k určení variace tloušťky prachové vrstvy. Autoři využili skutečnosti, že velké balvany na povrchu jádra komety 67P nemění v průběhu jednoho oběhu výrazně svou polohu. Díky tomu je možné z různých délek jejich stínů v různých fázích dráhy vypočítat, jak se mění v průběhu času jejich zdánlivá výška na okolních usazeninách. Naměřený úbytek prachu před průchodem perihelem 12. prosince 2014 činil (1,7 ±0,2) m, který byl posléze téměř vykompenzován spadem o tloušťce (1,4 ±0,8) m v dané oblasti. Pochopitelně ne všechen usazený prach pocházel z dané oblasti, autoři na základě mapování velikosti měřené oblasti odhadují, že ~96 % prachu zvířeného kometární aktivitou se následně znovu usadí. To znamená, že částice odpařeného prvotního ledu tvoří v komě 67P jen (8 ±7) hmotnostních %.

H. V. Hoang aj. použili tisícovku snímků kamery OSIRIS z oblasti Abydos v době mezi srpnem 2014 a zářím 2016 k porovnání vývoje morfologických struktur v různých částech dráhy. Snímky s prostorovým rozlišením 0,06÷7,6 m/px umožnily pro okolí přistání Philae odvodit fotometrické vlastnosti povrchu: průměrné albedo na vlnové délce 649 nm je ~6,5 % se sklonem odrazivosti ~17 %/100 nm. Podobně jako na povrchu celého jádra je i zde patrné fázové zčervenání (různý sklon spektra v různých fázových úhlech), ale s nižšími koeficienty než jinde – to může znamenat tenčí vrstvu mikroskopicky drsného regolitu. Odhady odnosu hmotnosti materiálu v pozorované oblasti za celé sledované období jsou 4,7÷7×10⁵ kg. V datech je možné sledovat vznik aktivních oblastí se zastoupením vodního ledu 30÷40 %, jejichž životnost dosahuje od několika hodin po ~3 měsíce. Oblast Abydos byla klidná ve srovnání se zbytkem povrchu jádra a podařilo se zaznamenat jen několik okolních výtrysků, trvajících ~1 h.

W. Kofman aj. zpracovali data ze dvou radarů CONSERT (COmet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission), dvojice přístrojů na družici Rosetta a přistávacím modulu Philae pracující na frekvenci 90 MHz. Poté, co se podařilo Philae lokalizovat, bylo možné zpřesnit údaje o rádiovém průzkumu nitra kometárního jádra. Relativní permitivita kometárního materiálu má v mělkých podpovrchových vrstvách (hloubka ≤ 25 m) hodnoty 1,7÷1,95, zatímco ve větších hloubkách jen 1,2÷1,32. To ukazuje na existenci geologického rozhraní, na němž se mění fyzikální vlastnosti materiálu. Možností vysvětlení je několik: různá poréznost, různé zastoupení vodního ledu a prachových zrn, větší hustota povrchových vrstev v důsledku dlouhodobého působení kosmického počasí a/nebo srážek; je pravděpodobné, že se v určité míře uplatňují všechny naráz. Vše ukazuje, že málo husté nitro jádra 67P si zachovává prvotní materiálové vlastnosti.

M. Läuter aj. zveřejnili výsledky měření přístrojů DFMS/COPS (Double Focusing Mass Spectrometer, COmet Pressure Sensor – dvě součásti systému ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) pro těkavé plyny. Hmotnostní spektrometrie umožnila detekci 14 molekul: H₂O, CO₂, CO, H₂S, O₂, C₂H₆, CH₃OH, H₂CO, CH₄, NH₃, HCN, C₂H₅OH, OCS (karbonylsulfid) a CS₂. Autoři dokázali pro 50 časových oken mezi srpnem 2014 a zářím 2016 vytvořit prostorový model vývoje zastoupení jednotlivých plynů nad digitálním modelem reliéfu s ~4 tis. trojúhelníky. Kromě časových a prostorových změn data poskytují úhrny vytvořených plynů (vody ~4×10⁹ kg, CO₂ ~7,2×10⁸ kg, dalších plynů postupně řádově méně). Mezi oběma laloky jádra nenastaly výrazné rozdíly v produkci plynů, patrně jsou tedy tvořené stejnou látkou. Největší vypařování nastalo 17÷27 d po průletu komety perihelem, u různých plynů v různou dobu. Ve vzdálenostech ≥ 2,4 au od Slunce byla produkce plynů organických látek přímo úměrná míře oslunění.

E. Gardner aj. oznámili objev fosforu a fluoru v datech spektrografu COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyser) v minerálních zrnech detekovaných jen několik km od jádra 67P. Potvrzuje se tak, že kometární jádra obsahují v pevné podobě všechny prvky, které pozemský život potřebuje (tzv. CHNOPS – uhlík, vodík, dusík, kyslík, fosfor a síru) pro buněčnou stavbu, a mohou být prvotním zdrojem těchto látek pro formující se Zemi a ostatní terestrické planety.

M. Combi aj. použili data systému ROSINA zkombinovaná s údaji přístrojů VIRTIS a MIRO a zmapovali vývoj zastoupení čtyř nejrozšířenějších plynů (H₂O, CO₂, CO a O₂) v komě 67P v průběhu celého období, kdy Rosetta obíhala jádro komety. Potom numericky modelovali vývoj produkce těchto plynů na povrchu jádra, aby mohli odvodit celkový odnos hmotnosti z jádra, změny v důsledku ročních období a vývoj poměru prachu a plynu. Potvrdili, že různé plyny dosahují nejvyšší sublimace v různou dobu – přičemž někdy se jejich produkce vyvíjí stejně, jindy přesně naopak. V nejvzdálenější části dráhy dokonce sublimace vody klesla pod úroveň CO₂ na úroveň CO. Celkový úbytek hmotnosti jádra odnosem těkavých prvků autoři odhadují na (6,3 ±2)×10⁹ kg.

Nakolik je známo, liší se poměr stabilních izotopů kyslíku ¹⁶O, ¹⁷O a ¹⁸O na Zemi od zbytku Sluneční soustavy jen v jednotkách procent (s několika výjimkami v podobě hornin meteoritů). K. Altwegg aj. se zaměřili na poměry izotopů kyslíku v komě 67P v detekovaných molekulách plynů. Poměry ¹⁶O/¹⁸O bylo možné určit pro O₂, CH₃OH, CH₂O (formaldehyd), OCS, SO a SO₂, poměr ¹⁶O/¹⁷O se podařilo určit jen pro O₂. Sirnaté molekuly a formaldehyd vykazují větší zastoupení těžších izotopů, zatímco metanol má poměr odpovídají standardu Sluneční soustavy; kyslík se nachází někde mezi, ale poměry izotopů molekulárního kyslíku se liší od molekul vody a CO₂ v jádře 67P, jejichž izotopové analýzy byly publikovány již dříve. Možná se jedná o pozůstatek prvotního kyslíku zárodečného oblaku Sluneční soustavy, zatím to však není možné prokázat.

Z. Nemeth aj. publikovali výsledky měření hustoty plazmatu z přístroje RPC (Rosetta Plasma Consortium) během posledního měsíce činnosti družice Rosetta. I ve vzdálenosti ≥ 3,7 au od Slunce byly schopné detektory přístroje měřit řídký, ale trvalý elektronový oblak v okolí komety 67P. Komplikovaná dráha družice kolem jádra umožnila vytvořit prostorový model rozložení plazmatu. Hustota oblaku klesala nepřímo úměrně vzdálenosti od centra komety a mírněji také vzdálenosti od Slunce, což je v dobrém souhlasu s naměřenými hustotami neutrálních atomů v okolí jádra. Hustota plazmatu byla silně závislá na zeměpisné šířce – nejvyšší byla na jižní polokouli, kde i neosvětlená (noční) strana vykazovala vyšší hodnoty než severní osvětlená. Model také ukazuje, že k vysvětlení existence pozorovaného plazmatického oblaku postačuje jediný zdroj na zeměpisné délce ~−15°, což dobře souhlasí s dříve publikovaným modelem rozložení neutrálního plynu v komě 67P.

Zabarvení komy každé komety se v průběhu sezóny mění, závisí jednak na chemickém složení a fyzických vlastnostech jednotlivých zrn (velikost, hmotnost), jednak na změnách aktivity sublimace materiálu z jádra komety. Uhlíkatá zrna mají zbarvení do červena, zatímco hořčíkatá a křemičitá zrna jsou namodralá stejně jako ledové krystalky (většinou, v případě ledu nejvíce záleží na tvaru a prostorové orientaci zrn). G. Filacchione aj. porovnali zbarvení komy 67P ve dvou protilehlých fázích dráhy – po průletu perihelem a v odsluní. Spektrální analýza odhalila, že v perihelu se z 67P odpařují uhlíkatá zrna s velikostí ≤ 1 µm a koma zčervená. To způsobí částečné odprášení povrchu jádra, které naopak zmodrá a po průletu perihelem z něj sublimuje více vodní páry. Při vzdalování od Slunce se část prachových částic usadí zpět na povrch, část je z komy vymetena tlakem záření a aféliu se situace obrátí, koma se nejvíce odčervení a povrch jádra ztratí namodralou barvu.

D. Kappel aj. provedli sérii numerických simulací vývoje svrchních vrstev jádra 67P s cílem vysvětlit vznik pozorované morfologie povrchu. Pozemské materiálové výzkumy nejsou schopné poskytnout výsledky pro prostředí s velmi nízkou gravitací. Numerický model pracuje s materiálem tvořeným ledem a prachovými částicemi, mění se hodnoty velikosti částic (ty jsou v modelu kulové), povrchového tření, valivého tření, soudržnost ledových krystalků a při velkých tlacích i pevnost slinutého ledovce. Modely dokáží přiměřeně slušně reprodukovat základní pozorované povrchové jevy pro rozmezí pevnosti v tahu 1÷10 Pa. Zvětšování prachových částic snižuje pevnost materiálu, zvětšování tření zvyšuje pevnost, ale také křehkost materiálu. Pozorované ostré zlomy na povrchu 67P ukazují, že tření mezi částicemi skutečného jádra musí být vysoká, skutečné prachové částice jsou tedy patrně velice nekulové (rozuměj ostré a špičaté). Modelový homogenní materiál poměrně dobře vzdoruje seismické aktivitě, pozorované povrchové struktury – zlomy a útesy – naznačují, že skutečný regolit jádra 67P skrývá poruchy a nehomogenity.

Y. Skorov aj. si povšimli, že pozorovaná míra produkce vodní páry v okolí průletu perihelem může být aproximována strmou křivkou s klesající vzdáleností od Slunce. Běžně používané modely sublimace založené na homogenní vrstvě prachu na povrchu směsi ledu a prachu nejsou schopné takový rychlý nárůst vysvětlit. Autoři hledali model přenosu tepla, který by pozorováním odpovídal, a našli odpovídající zrychlování odparu, pokud na pólu s trvalým osvětlením (v případě perihelu v prosinci 2014 šlo o jižní pól) existuje aktivní oblast, která je zcela zbavená prachové slupky. Prohřívání svrchních vrstev do větší hloubky během polárního dne umožňuje urychlování sublimace ledu, která se rozšiřuje všemi směry od aktivní oblasti a tím ji neustále zvětšuje, čímž zrychluje tvorbu vodní páry ze stále větších hloubek pod prachovou slupkou.

C. Opitom aj. zamířili v březnu 2016 na 5 nocí na 67P zobrazovač MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) z VLT (Very Large Telescope, 4× 8,2 m, Cerro Paranal, Chile, 2,6 km n.m.). Cílem bylo získat porovnatelná data pro budoucí pozorování jiných komet, kolem jejichž jader zrovna nebudeme mít družici na oběžné dráze. Získaná spektra prachové komy ukazují pokles odrazivosti prachových částic k červenějším barvám spektra, přístroj dokáže detekovat výtrysky v komě a rozlišit (prachový) ohon. Přístroj je také schopen mapovat prostorové rozložení na konkrétních spektrálních čarách – pro zakázanou čáru kyslíku na 630 nm autoři odvozují míru sublimace vody z jádra tempem (1,5 ±0,6)×10²⁶ molekul/s za předpokladu, že všechen pozorovaný vznikl fotodisociací vodní páry.

1.2.8.2. Jednotlivé periodické komety

Dvojitá kometa hlavního pásu 288P/(300163) 2006 VW₁₃₉ je z několika důvodů neobyčejné těleso. Vysoký hmotnostní poměr, jasné úhlové oddělení obou složek a silná kometární aktivita z něj činí výjimku jak mezi planetkami, tak mezi kometami. J. Agarwal aj. využili měření Hubbleova kosmického teleskopu (HST) k určení fyzických parametrů obou složek a jejich vzájemných drah. Data pořízená mezi r. 2011–2020 ukazují na protáhlá tělesa s hlavními poloosami složek (≥ 1,4 km, ≤ 0,6 km)_A a (≥ 0,8 km, ≤ 0,5 km)_B. Velká poloosa dráhy je v rozmezí 105÷109 km, excentricita 0,41–0,51 a oběžná doba 117,3÷117,5 d, resp. 118,5÷119,5 d. V r. 2016 totiž systém prošel přísluním, při němž došlo ke změně orbitálních parametrů. Složky kolem sebe obíhají přibližně v rovině oběhu kolem Slunce. Prachovou komu produkuje především složka B, odhad celkové hmotnosti systému je 6,67÷7,23×10¹² kg. Autoři soudí, že za orbitálními parametry systému a kometární aktivitu je zodpovědný rotační rozpad mateřského tělesa, způsobený YORP efektem (Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack, negravitační působení slunečního záření, urychlující rotaci osvětlovaného tělesa).

L. L. Yu, Ch.–H. Hsia a W.–H. Ip zkombinovali IR data kosmických přístrojů k určený fyzikálních vlastností jádra komety hlavního pásu 133P/Elst–Pizarro. Z dat autoři odvozují účinný průměr 3,9^+0,4_−0,3 km – skutečný tvar jádra komety neznáme, účinný průměr tedy představuje v prvním přiblížení model kulového tělesa. Odvozené průměrné geometrické albedo má hodnotu (0,074 ±0,013), které ukazuje na sezónní změny teploty, zejména v polárních oblastech, kde povrchová teplota jádra kolísala v rozsahu ~40÷200 K. IR pozorování ukazují na nejvyšší rychlost vypařování vody s hodnotou ~1,4×10²³ molekul/s, což je překvapivě málo ve srovnání s hodnotou ~10²⁶ molekul/s, zjištěné u komety 67P/Čurjumov–Gerasimenko(vá) v podobné heliocentrické vzdálenosti. Autoři nabízejí model, v němž většinu jádra komety pokrývá tlustá prachová slupka, která je pouze na ploše o ⌀ ~200 m odkrytá nedávným impaktem a vodní led ze spodních vrstev může sublimovat. Protože nepozorujeme změny odpařování ani jasnosti korelované s rotací tělesa, může být takový kráter v polárních oblastech; z toho autoři odvozují, že tloušťka prachové kůry je ~40 m, tj. ukládání prachu trvalo nejméně 100 Mr. Pak je 133P pravděpodobněji planetesimála nebo člen některé staré rodiny komet než nedávno utvořený fragment některé nové kometární rodiny.

M. Wesołowski zveřejnil výsledky modelování zjasnění kometárních jader v důsledku předpokládaného kryovulkanismu. Model pracuje s výskytem prázdných podpovrchových dutin, v nichž se postupně hromadí těkavé látky. Při postupném prohřívání povrchu jádra v hloubce několika metrů roste tlak těkavých plynů, až v určité chvíli dosáhne kritické hodnoty pevnosti nadloží a dutina vybuchne. Tím se skokově zvýší produkce plynu a prachu kometárního jádra a kometa přechodně zjasní. Zároveň dojde ke zmlazení povrchu v okolí původní kavity, což opět vede ke zvýšení sublimace materiálu a dlouhodobému zvýšení jasnosti komety. Výpočty pro skoková zjasnění komet 174P/(60558) Echeclus a 29P/Schwassmann–Wachmann ukazují, že pro některá zjasnění model dobře odpovídá pozorování.

V jiné práci navrhli M. Wesołowski, P. Gronkowski a I. Tralle další způsob zmlazování povrchu, a to prostřednictvím lavin či sesuvů půdy. Ze snímků povrchu komety 67P ze sondy Rosetta je známo, že k takovým svahovým deformacím skutečně dochází. Autoři propočetli teoretický příspěvek takto odkrytého hlubšího, mladšího a jasnějšího materiálu ke zvýšení kometární aktivity. Také v tomto případě lze nalézt parametry modelu, které odpovídají pozorovaným zjasněním, např. pro zmiňovanou 67P. Různé příčiny přechodných zjasnění nejsou ve skutečnosti soupeřící hypotézy, velmi pravděpodobně se na skutečných kometách uplatňují všechny. Problém teoretických modelů je, že kromě nejvýraznějších zvýšení jasu komet jich pravděpodobně velké množství vůbec nezaznamenáme. Také neznáme řadu fyzikálních vlastností prachu, který se na povrchu vyskytuje; je kupř. jisté, že po svahové deformaci se část zvířeného prachu znovu usadí. Jak velká část to je, záleží na vlastnostech samotných částic, o kterých mnoho nevíme.

A. S. a R. A. Guliyevovi zkoumali nejtěsnější přiblížení drah 1360 dlouhoperiodických komet a obřích planet Sluneční soustavy. Statistika ukázala, že nejvíce blízkých setkání zažily komety dle očekávání s Jupiterem 268 a Saturnem 176, s ledovými obry méně často – s Uranem 81, s Neptunem 75. Celkem 107 komet prolétá v těsné blízkosti dvou či více planet. Analýza drah podle Tisserandova kritéria (porovnání drah na základě invariantu velké poloosy, excentricity a sklonu dráhy, odvozeného ze zjednodušeného řešení problému tří těles pro významně rozdílné hmotnosti těles) ukázala, že ~10 % komet přibližujících se k Jupiteru má hodnotu parametru T odpovídající Jupiterově rodině (2 ≤ T ≤ 3). U zbylých tří skupin je efekt pastýřské planety statisticky prokazatelný, ale procentuální zastoupení je nižší.

H. Krüger aj. použili výpočetní model IMEX (Interplanetary Meteoroid Environment for eXploration) pro vývoj prachových proudů pro analýzu dat, pořízených v 70. letech dvojicí sond Helios (Helios–A 1974–1985, Helios–B 1976–1979, excentricita ~0,5, perihel ≤ 0,31 au). Přístroj Micro-meteoroid analyzer měřil zastoupení prachových částic s hmotností ≥ 10⁻¹⁵ g, pro částice 10–100× byl schopen zjišťovat i hmotnost a částečně chemické složení a také rychlost a směr jejich pohybu. Autoři nakrmili model daty z průletů sond kometárními ohony komet 45P/Honda–Mrkos–Pajdušáková a 72P/Denning-Fujikawa a dokázali identifikovat nejméně čtyři prachová zrna, pocházející z obou komet. Analýza rozložení prachu v trubici podél dráhy komet ukazuje na prostorovou hustotu části v ohonu v rozmezí 10⁻⁸÷10⁻⁷ m⁻³.

H. Boehnhardt aj. použili 2m Fraunhoferův dalekohled na observatoři na Mt. Wendelstein k pozorování komety 41P/Tuttle–Giacobini–Kresák v období kolem průchodu přísluním v dubnu 2017. Cílem bylo sledovat změny prachové komy a určit fyzikální vlastnosti jádra komety. Využití moderních metod zpracování obrazu a fakt, že perihel nastal příznivě blízko u Země, umožnily velmi podrobná měření. Jádro komety má průměr ~1,2 km a je nesférické s poměrem os modelového elipsoidu ≥ 2, rotační osa má sklon ~52° k rovině dráhy. V průběhu pozorovací kampaně bylo zaznamenáno několik výtrysků, pocházejících z okolí severně od rovníku jádra 41P. Nejvýraznější výtrysk z 11. května 2017 způsobil zjasnění komety o 0,6 mag a vyvrhl do komy prach o hmotnosti ~3 kt.

I. Luk'yanyk aj. se na stejnou kometu ve stejném období zaměřili z pohledu změn spektrálních vlastností komy. Autoři měli k dispozici menší přístroje (61 a 70 cm), ale měli štěstí a podařilo se jim zaznamenat rychlou změnu barvy komy mezi 3. a 4. březnem 2017 z modré na červenou, doprovázenou také změnou sklonu spektra. Podobná rychlá změna barvy byla již dříve zaznamenána u komety C/2013 UQ₄. Jednoduchý model šíření prachových částic vnitřní komou ukazuje, že změny barvy je možné vysvětlit existencí dvou druhů prachových zrn – v případě 41P hořčíkatých a uhlíkatých (nebo Mg-Fe–Si slepenců).

Y. Moulane aj. sledovali pomocí obou teleskopů soustavy TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope, Belgie, ⌀ 0,6 m, jih: La Silla, Peru, sever: Oukaïmeden, Atlas, Maroko) kometu 21P/Giacobini–Zinner po dobu 7 měsíců na odlehlé části její dráhy (vzdálenost od Slunce ≥ 1,6 ≤ 2,1 au) a pak během průchodu přísluním v září 2018. Autoři z měření odvodili zastoupení molekul OH, NH, CN, C₃ a C₂ a porovnali data s dřívějšími pozorováními. Kometa dosáhla nejvyšší aktivity ~24 d před průletem perihelem, míra tvorby vodní páry v tu chvíli dosahovala hodnoty (3,72 ±0,07)×10²⁸ molekul/s. Pozorované poměry plynů se dlouhodobě držely stejné, což svědčí o homogenitě ledu na povrchu jádra komety. Vývoj jasnosti komety se také navlas podobal předchozím čtyřem oběhům. Odrazivost prachu komy 21P víceméně odpovídá kometám Jupiterovy rodiny. Autoři také přístrojem UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) pořídili spektra komy týden po průletu přísluním a z nich odvodili izotopové poměry uhlíku ¹²C/¹³C (100 ±10) a ¹⁴N/¹⁵N (145 ±10), tj. hodnoty obvyklé u komet Sluneční soustavy.

N. X. Roth aj. zaměřili na kometu 21P ešeletový spektrograf iSHELL na dalekohledu IRTF (NASA InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m, Mauna Kea, Havaj, USA) v období kolem průletu přísluním a zvláštním zřetelem na mimořádně těkavé organické látky CO, CH₄ a C₂H₆. Měření zastoupení zmíněných látek ve srovnání s vodní párou potvrdilo relativní stabilitu poměrů zmíněných plynů v komě 21P. Ačkoli spektroskopická měření ukazují na drobné každodenní změny v poměrech a také na odchylky mezi jednotlivými průlety perihelem, odlišnosti jsou menší než rozdíly mezi jednotlivými kometami, a to i v rámci Jupiterovy rodiny.

L. Neslušan a M. Hajduková uskutečnili sérii simulací vývoje meteorického roje pocházejícího z komety C/1853 G1 (Schweizer). Pro časové úseky 10, 20, 40 a 80 tis. let nechali vyvíjet oblak 10 tis. testovacích částic, vypuštěných z komety v okamžiku průletu přísluním. Skutečnou dráha komety tak daleko do minulosti není možné spolehlivě určit, proto autoři mírně měnili její parametry. Vývoj oblaku částic potvrdil, že meteorický roj γ-Aquilid (GAQ) patří ke kometě C/1853 G1. Výpočty navíc odhalily, že je možné, že tato kometa je také mateřským tělesem roje 52 Herculid (FHR).

M.–T. Hui a Q.–Z. Ye zkoumali vývoj komety C/2019 Y4 (ATLAS) začátkem r. 2020. Od ledna do března kometa zvětšovala optický průřez tempem (2 ±0,1)×10² m²/s, postupně modrala (v maximu jasnosti byla modřejší než Slunce) a autoři z její dráhy odvodili negravitační radiální drift s hodnotou (2,25 ±0,13)×10⁻⁷ au/d². Ze všech příznaků autoři usuzují, že při průletu perihelem se jádro komety rozpadlo. Což pro tuto kometu není novinka: výpočet její dráhy do minulosti odhalil, že před ~5 kr se toto jádro oddělilo od jádra komety C/1844 Y1 (Velká kometa) rychlostí ≥ 1 m/s. Jádro C/2019 Y4 mělo před rozpadem průměr ≥ 120 m a před průletem přísluním z něj proudil prach o velikosti částic 10÷40 µm rychlostí ~30 m/s, který při přibližování ke Slunci postupně nahrazoval jemnější prach (velikost ≤ 10 µm) tryskající rychlostmi až ~80 m/s.

V. Rosenbushová aj. zpracovali fotometrická a spektroskopická pozorování komety 2P/Encke z 6m dalekohledu BTA-6 (Большой Телескоп Альт-азимутальный, Speciální astrofyzikální observatoř SAO, Karačejevsko–Čerkesko, Rusko) při dvou přiblíženích komety v r. 2013 a 2017. Spektrální analýzy ukázaly spektrální čáry molekul CN, C₂, C₃, NH₂, CH a CO⁺ v rozmezí vlnových délek 375÷710 nm. Poměry produkce C₂/CN a C₃/CN odpovídají typickým kometám Sluneční soustavy. Poměr prachu a plynu v těsném okolí jádra se pohyboval kolem 2,9:1 a byl ≥ 1 do vzdáleností 3÷4 tis. km, v obou přiblíženích se v komě nacházely složité struktury. Přibližně 75 % odraženého zářivého toku jádra komety připadá na samotný povrch jádra a jasnost jádra zodpovídá za ~48 % celkové jasnosti komety v kouli o poloměru 2 tis. km; odhad jasnosti samotného jádra (bez prachové komy) je (18,8 ±0,2) mag. N. Kiselev aj. v doplňující práci zpracovali polarimetrická data z přiblížení v r. 2017, z nichž plyne, že ve vzdálenosti ~12 tis. km od jádra poměr prachu a plynu opět stoupá nad 1,3:1. Změny polarizace odraženého záření korelují s poměrem prachu a plynu a také se změnami barvy záření, což autoři interpretují jako potvrzení, že za tyto změny jsou zodpovědné různé velikosti prachových částic.

A. S. Betzler a O. F. de Sousa zpracovali historická data průletů komet 1P/Halley a 4P/Faye z let 1986 a 1991 z observatoří Sanglok (⌀ 1 m, Tádžikistán) a ESO (Bochumův 0,61m dalekohled, La Silla, Chile). Z periodogramů vyplývají nejpravděpodobnější rotační periody (79 ±6) d, resp. (7,36 ±0,04) d pro kometu 1P a (6,1 ±0,3) d pro 4P. Autoři zdůrazňují, že kromě samotných fotometrických periodogramů je nutné sledovat změny také v barevných indexech – samotná změna jasnosti komy, zejména v historických datech, může zahrnovat také jevy nesouvisející s rotací jádra.

1.2.8.3. Souhrnné studie o kometách

I. Rebollido aj. publikovali výsledky své práce zaměřené na výskyt kometárního materiálu v soustavách exoplanet. Předpokládá se, že cizí sluneční soustavy se zformovaly analogickým způsobem jako ta naše, v jejich okolí se tedy pravděpodobně nachází tělesa podobná zdejším kometám, která z našeho pohledu přecházejí přes kotouček hvězd. Autoři zpracovali optická spektra 117 hvězd spektrálních typů B8–G8, pořízená během 2 let v rámci 14 kampaní. V asi polovině případů skutečně objevili absorpční čáry Ca II a Na I, které nelze připsat procesům ve fotosférách daných hvězd. U 18 hvězd nalezli známky přítomnosti horkého cirkumstelárního plynu, jehož záření dočasně zakrývá nějaká chladnější látka. Zatím je pozorovaný vzorek příliš malý, aby bylo možné vyvozovat souvislosti např. se stářím, spektrálním typem nebo polohou hvězd. Autoři zdůrazňují, že rychlá spektroskopie s vysokým rozlišením otevírá možnosti výzkumu další zatím zcela neprozkoumané oblasti i u hvězd blízkých Slunci.

1.3. Sluneční soustava kdysi, dnes a zítra

V. Izmodenov a D. Alexashov po průletu obou Voyagerů hranicí heliosféry do mezihvězdného prostoru použili jejich měření k odhadu indukce galaktického magnetického pole. Data ukazují, že poruchy způsobené slunečním magnetickým polem dosahují až do vzdáleností 400÷500 au a kolem heliopauzy jsou siločáry mezihvězdného magnetického pole stočené a stlačené. Z numerického modelování vyplývá, že nejpravděpodobnější indukce galaktického mag. pole je 0,37÷0,38 nT a směr k úběžníku s galaktickými souřadnicemi (l ~125°, b ~37°).

Z. Pine aj. ve třech pracích shrnuli analýzu chování slunečního větru v rozmezí vzdáleností 1÷45 au od Slunce. Autoři využili data sond Voyager a ACE (Advanced Composition Explorer). Zatímco spektrální vlastnosti částic slunečního větru se kvalitativně zachovávají (zlom v mocninném spektru), disipace energie vede ve větších vzdálenostech ke zvětšování fluktuací. Šroubovicové struktury se rozmazávají, stejně jako se s rostoucí vzdáleností ztrácí stupeň polarizace vybuzeného záření. Pozorované anizotropie magnetického pole v místech, kde se převažující směr siločar odklání od radiálního směru od Slunce, nesouhlasí ve větších vzdálenostech s teoretickými předpověďmi – k jejich vysvětlení jsou potřeba kvalitnější trojrozměrné modely rozpínání plazmatických turbulencí v celé Sluneční soustavě.

Hypotéza tvorby planetárních jader z oblázků namísto planetesimál předpokládá, že se tělíska o velikosti ~10 mm až m postupně nabalují na největší zárodek, z nějž se stane jádro planety. M. Brouwers aj. provedli sérii simulací, aby prověřili životaschopnost této hypotézy v porovnání s představou formování planet z těles km velikostí. Podstatný rozdíl mezi oběma způsoby spočívá v množství lehkých prvků, které se ve fázi růstu jádra dostanou do nitra budoucí planety; oblázková hypotéza má kvůli vyššímu tření (obrušování) výrazně větší odpar lehčích prvků, výsledné jádro je tedy hustější. Simulace ukázaly, že růst jádra probíhá ve třech fázích. První se nijak neliší od hypotézy planetesimál, tělíska dopadají přímo na rostoucí jádro. Ve druhé fázi počet tělísek v okolí zárodku vzroste natolik, že oblázky se začnou srážet a obrušovat, vzniklé plyny se koncentrují v kulové vrstvě, kde přispívají k dalšímu obrušování přilétajícího materiálu. Po dosažení kritické hustoty v této vrstvě začnou kondenzovat a na vznikající jádro prší hornina s menší hustotou, než má dosavadní zárodek. Ve třetí fázi se v důsledku tlaku záření plyn rozežene do okolí, čímž prakticky ukončí růst jádra. Pro kamenné oblázky lze touto cestou vytvořit zárodek s hmotností ≤ 0,6 M_⊗, pro oblázky tvořené vodním ledem vznikne jádro s hmotností nanejvýš 0,1 M_⊗.

N. Brüggerová aj. použili podobný přístup a nechali z identických počátečních podmínek počítat dva modely: jeden s ~km planetesimálami, druhý s ~cm oblázky. Výsledky ukazují, že planety vzniklé z planetesimál jsou častěji obři, zatímco oblázkový model častěji produkuje superzemě. Oblázkový model obecně produkuje větší množství menších planet. Jádra vytvořená akrecí oblázků mají také častěji nižší hustotu, což by mělo být možné potvrdit pozorováním. Paradoxně může oblázková akrece umožnit vznik jednotlivých obřích planet s větší hmotností než planetesimály, protože oblázková metoda preferuje vznik velkých planet ve vnitřní části protoplanetárního disku – odtud však jádro ještě během formování migruje směrem ven, čímž účinně nabírá další a další materiál. Nejpatrnější rozdíl tvorby velkých planet je v rychlosti vzniku zárodků: v oblázkovém modelu má největší vliv množství dostupné látky v okolí, jádro vysbírá, co může, a tím fáze růstu skončí; v planetesimálovém modelu záleží na velikosti jednotlivých těles a jejich hustotě – pokud jsou planetesimály velké a husté, může pomalu vyrůst i obří planeta.

S. Savvidouová aj. zkoumali vliv velikosti prachových zrn na vývoj protoplanetárního disku včetně teplotních struktur. 2D numerické výpočty zahrnující neprůhlednost na základě velikosti částic autoři porovnali s jednoduchými hydrodynamickými modely, které předpokládají stejnou velikost prachových částic (typicky 1 µm). Realističtější modelové disky mají dle očekávání vyšší míru absorpce záření, ale teplotní struktury se v nich překvapivě šíří téměř stejně jako v modelech jednoduchých. Rozdíly jsou patrné u viskozity – různé velikosti prachových částic snižují migrační tlak ve vnitřní části disku, tj. planety ponořené v takovém disku zažívají menší počet migrací. Také se ukázalo, že poloha sněžné čáry je závislá na viskozitě disku a poměru prachu a plynu; pro různé hodnoty hustoty disku v nějaké vzdálenosti (např. 1 au) potom lze odvodit vzdálenost zamrzání vodního ledu prostým dosazením do vzorce.

T. Fang a H. Deng provedli sérii simulací mnoha těles, v nichž nechali zárodek Merkuru projít blízkými setkáními se zárodkem Venuše. Cílem bylo ověřit, zda nedávno navržená hypotéza těchto blízkých návštěv může vysvětlit, proč současný Merkur má velké kovové jádro v poměru k malému křemičitému plášti. 39 analogů Pramerkuru bylo posláno vstříc obíhající Pravenuši, což v průměru vedlo k 6 těsným přiblížením obou těles (≤ 6 R_♀) poté, co zárodek Venuše získal hmotnost ~0,7 M_♀. V tak malé vzdálenosti už slapové síly ovlivňují dráhy obou těles. Dalším krokem bude vytvoření hybridního modelu, který do hydrodynamických simulací zahrne působení slapových sil a dráhové poruchy. Myšlenka, že Pravenuše oholila Pramerkur o lehčí prvky, zkouškou prošla a jeví se i nadále jako možná.

J. K. Zink aj. použili modelování vývoje drah velkých planet Sluneční soustavy, a to do budoucnosti, a ne do minulosti, jak je v tomto odstavci obvyklé. Zaměřili se na dobu, kdy Slunce opustí hlavní posloupnost a přijde o ~1/2 své hmotnosti. Dráhy obou největších planet se budou nafukovat a rychle se dostanou do zámku dráhové rezonance 5:2, v níž jsou schopné odolat působení poruch zbývajících planet (Uran, Neptun). Po ~30 Gr však některý blízký průlet hvězdy vyvolá chaos, který v následujících ~10 Gr skončí vymetením planet – buď všech, nebo všech kromě jedné. Potenciálně zbývající planetu pak „vysvobodí“ nějaké ještě bližší hvězdné setkání (≤ 200 au). Celková životnost Sluneční soustavy se tak počítá na ~100 Gr; to je sice stále cca sedmkrát víc než dosavadní stáří vesmíru, ale méně, než se dosud soudilo.

1.4. Slunce

Po 20 letech vývoje byl koncem ledna 2020 uveden do provozu 4m sluneční teleskop Daniela K. Inouye (1924-2012) na vrcholu sopky Haleakala (3,1 km n. m.) na havajském ostrově Maui. Inouye byl Havajan, který prokázal mimořádné hrdinství na samém konci II. světové války v Itálii, když navzdory pěti zraněním likvidoval tři kulometná postavení německých vojáků pomocí granátů vržených zblízka. Po skončení útoku mu lékaři museli bez umrtvení amputovat pravou paži. Protože šlo o jednotku etnických Havajanů, jejich hrdinství nebylo dlouho náležitě oceněno. O přiměřenou úctu se postaral až prezident Bill Clinton. Inouye kandidoval po demobilizaci úspěšně jak do havajského senátu, tak následně do Senátu USA. Stal se havajskou ikonou už během svého života.

Celkové náklady na dalekohled DKIST dosáhly částky 344 mil. $. První snímek Slunce pořízený 29. 1. 2020 překvapil svým výborným rozlišením i samotné konstruktéry přístroje. Pozorovací stanoviště astronomové vybrali optimálně. Špičková optika dalekohledu umožňuje měřit indukci magnetického pole poprvé i ve sluneční koróně. Na snímku jsou vidět jasné buňky přehřátého plazmatu, jež se vynořují z horkých podpovrchových vrstev Slunce a na hranicích mezi buňkami je patrné ochlazené plasma, které se noří zpět do hloubky. Teleskop poskytuje lineární rozlišení slunečního povrchu až 20 km na vlnové délce 380 nm. Je vybaven adaptivní i aktivní optikou. Kromě přímého zobrazování v pásmu až do 5 μm je dalekohled opatřen laditelným optickým filtrem a dvěma polarimetry.

T. Reinhold aj. ukázali, že zářivý výkon Slunce kolísá v současné době výrazně méně než sluneční analogy, jež mají téměř stejnou efektivní teplotu a rotační periodu. Během 4 roků sledování kolísání energie 369 slunečních analogů družicemi Kepler a Gaia zjistili, že naprostá většina analogů jeví výrazně kolísavější zářivé výkony než Slunce. Slunce během cyklů své činnosti kolísá v rozmezí <0,3 %. Tak malé kolísání žádný analog Slunce nemá. Nepřímá historická měření kolísání sluneční činnosti ukazují, že Slunce je takto stabilní minimálně 9 tisíc let. Ke stejnému výsledku o velmi nízké úrovni kolísání zářivého výkonu Slunce dospěli také Jijghua Zhang s týmem. Využili pro srovnání 254 analogů Slunce, jež měly téměř shodnou rotační periodu se Sluncem. U všech analogů pozorovali podstatně vyšší fotosférickou i chromosférickou aktivitu, než jakou vykazuje Slunce.

G. Fleishman aj. dokázali, že sluneční erupce v koróně jsou provázeny rychlým uvolněním energie během zániku lokálního magnetického pole. Autoři pozorovali prostorové a časové změny v mikrovlnném pásmu spektra a zjistili, že indukce magnetického pole klesá tempem 0,5 mT/s v oblasti o objemu 4,6×10⁹ m³ po dobu 2 minut. Tak rychlý pokles magnetické indukce vybudí elektrické pole, jež umožní urychlování elektricky nabitých částic během celého trvání erupce. Odtud se pak podle pozorování odvíjí, jak silné budou příští sluneční erupce a případně jak silné kosmické počasí zasáhne Zemi.

D. Lario s týmem referovali o střetu Parkerovy sluneční sondy (= PSP; NASA) s interplanetárním koronálním výronem hmoty (ICME) v březnu 2019 ve vzdálenosti 0,25 au (54,7 R_ʘ) od Slunce během prvního obletu Slunce. Zárodek výronu byl pozorován bílým koronografem sondy STEREO-A a družicí SOHO (SOlar Heliospheric Observatory). Zárodek ICME odstartoval rychlostí 311 km/s, ale navzdory malé počáteční rychlosti se trefil do sondy PSP za necelých 56 h po startu rychlostí minimálně 370 km/s, čemuž ještě předcházely dvě interplanetární rázové vlny. Vlákno ICME se tedy muselo během svého letu neustále urychlovat. Svou polévku si jistě přihříval i stabilní sluneční vítr. Další podrobnosti průběhu střetu PSP s ICME během prvního obletu sondy přinesli L. Adhikari aj. Týkaly se turbulencí rychlého slunečního větru během průletu otevřenou koronální dírou, kdy byl směr větru shodný se směrem siločar magnetického pole ICME. Autoři zjistili, že turbulence silně přispěly ke zvýšení teploty koróny na ~1 MK ve vzdálenostech několika málo slunečních poloměrů, což následně vedlo k urychlení slunečního větru, jehož energie dosáhla maxima ve vzdálenosti 11,7 R_ʘ, aby pak opět klesala s rostoucí heliocentrickou vzdáleností ICME. Souběžně se zmenšovaly hustoty fluktuací větru.

Během druhého obletu se PSP střetla se zmagnetovaným oblakem, pronásledovaným proudem rychlého sluneční větru. Spolupráce kosmických aparátů se očividně začíná vyplácet a povede k lepší interpretaci jevů, které donedávna zůstávaly zahalené v šeru. Jak uvedli Lulu Zhao aj., A. Kouloumvakos aj. a J. Mitchell a tým, potkala sonda při druhém obletu Slunce počátkem dubna 2019 další energetické úkazy, které přinesly celou řadu nových poznatků i rekordů. Protony v oblaku CME dosáhly energií řádu 1 MeV, navzdory počáteční energii <100 keV. Sonda PSP se už blížila do přísluní ve vzdálenosti 24,8 mil. km od těžiště Slunce a sonda STEREO-A se s ní téměř lícovala a byla v kvadratuře vůči Zemi. Autorům se podařilo tyto úkazy zpětně přisoudit AR 12738 na Slunci. Poprvé se podařilo pozorovat energeticky silně urychlené elektrony ve vzdálenosti 0,2 au od povrchu Slunce. Tak se postupně daří řešit dva problémy sluneční fyziky, tj. mechanismus ohřevu sluneční koróny a vznik rychlého slunečního větru.

D. Dickinson popsal výsledky pozorování PSP během prvních tří průletů sondy přísluním ve vzdálenosti 24 mil. km (35 poloměrů Slunce) od Slunce. Sonda prošla přísluním v listopadu 2018, dubnu a prosinci 2019. Měření ukázala, že sluneční vítr nabral rychlost 0,5 mil. km/h během několika sekund! Současně se osa magnetického pole otočila do protisměru. Jen necelé 1 % zářivého výkonu Slunce pochází z řetězce uhlík-dusík-kyslík, ale naprostou převahu má slučování H na He. Slunce přitom produkuje neuvěřitelné množství neutrin: každou sekundu proletí nehtem na palci každého z nás řádově 100 miliard neutrin, ale za celý život jen jedno nebo dvě budou s naším nehtem interagovat.

Mezitím v podzemí pohoří Gran Sasso v Itálii vrcholil experiment Borexino, jenž běžel od r. 2007 a měl prokázat, že ve Slunci kromě základní termonukleární reakce transmutace jader vodíku na jádra hélia probíhá také zmíněný řetězec C-N-O. V podzemním experimentu se pozorují neutrina vzniklá v nitru Slunce v reakci C-N a na jejich počtu závisí tzv. metalicita hvězd (pozn.: astrofyzikové nazývají prvky počínaje lithiem a konče uranem souhrnně kovy :-) ). Z měření experimentu Borexino vychází, že metalicita nitra Slunce byla od počátku vyšší než metalicita vnějších vrstev Slunce. Tento řetězec navrhl a propočítal H. Bethe v r. 1939:
a: ¹²C + H = ¹³N + γ;
b: ¹³N + H = ¹³C + e⁺ + ν;
c: ¹³C + H = ¹⁴N + γ;
d: ¹⁴N + H = ¹⁵O + γ;
e: ¹⁵O = ¹⁵N + e⁺ + ν;
f: ¹⁵N + H = ¹²C + ⁴He

Pro ověření řetězce druhé termonukleární reakce v experimentu Borexino byla zvolena neutrina, jež by se podle Betheho teorie měla uvolňovat v reakcích b a e. Jak známo, neutrina jsou velmi plaché částice, takže jejich detekce je mimořádně obtížná. Aby byla neutrina detekovatelná, je laboratoř chráněna vápencovou bariérou tlustou přes 1 km pod pohořím Gran Sasso. Vápencový masiv dokáže odstínit jiné částice, jejichž účinné průřezy jsou podstatně větší.

Jenže matka Příroda je záludná, takže po zkompletování periodické soustavy prvků zařídila, aby neutrina z Betheho řetězce byla kontaminována neutriny, jež se stejnou energií vznikají rozpadem radioaktivního nuklidu ²¹⁰Bi vizmutu! Od r. 2014, kdy se na ten problém přišlo, vyvinuli členové týmu Borexino velké úsilí, aby pozorovaná neutrina byla od neutrin z vizmutu odlišena. Měření naštěstí ukázala, že poločas rozpadu radionuklidu vizmutu dosahuje vysoké hodnoty 2×10¹⁹ let! Většina neutrin z řetězce CNO proletí aparaturou bez interakce. Pouze nepatrná část proudu slunečních neutrin vyvolá slabý záblesk, jenž vzniká, když sluneční neutrina rozptylují elektrony v kapalných uhlovodících ve velkém objemu nylonového balonu o hmotnosti 278 tun. Kapalina musí být v klidu; nesmí se pohybovat o více než pár milimetrů za měsíc. Uvnitř balonu je potřebí udržovat stálou teplotu.

Teprve v r. 2019 byl vizmutový problém vyřešen. V r. 2020 se konečně podařilo bezpečně identifikovat neutrina z řetězce CNO. Jedním z faktorů, jenž ovlivňuje měření, je metalicita v prostředí, kde řetězec probíhá. Dlouho se myslelo, že stupeň metalicity v nitru Slunce, kde probíhá uvolňování termonukleární reakce CNO, je stejný jako na povrchu, ale v poslední době se ukazuje, že to neplatí. Metalicita v jádře Slunce je nižší než v povrchových vrstvách Slunce. Jelikož zářivý výkon reakce CNO závisí přímo úměrně na vysoké mocnině teploty, je ve skutečnost podíl reakce CNO na zářivém výkonu Slunce výrazně menší než 1 %. Naopak pro velmi hmotné hvězdy, v jejichž nitru panují daleko vyšší teploty než v nitru Slunce, je řetězec CNO suverénně hlavním zdrojem termonukleárního zářivého výkonu a hvězda kosmologicky rychle spěje ke svému zániku v podobě výbuchu supernovy.

Sonda Solar Orbiter (ESA), jež byla vypuštěna v únoru 2020, vyfotografovala v květnu povrch Slunce pomocí extrémně ultrafialové kamery, prakticky v poloviční vzdálenosti od Slunce, než obíhá Země. Kamera s vynikajícím úhlovým rozlišením zobrazila miniaturní horké zdroje (táboráky) v mezerách sluneční granulace. Jasné miniaturní táboráky jsou o 6 až 9 řádů slabší než sluneční erupce, ale jejich počet je tak vysoký, že mohou vydatně ohřívat sluneční korónu. Solar Orbiter nese na své palubě celkem 10 přístrojů a postupně se stane polární družicí Slunce. Mise je výsledkem spolupráce mezi kosmickými agenturami ESA a NASA. Jejím cílem je zodpovědět otázky, jak Slunce ovlivňuje heliosféru a proč jeho dlouhodobá aktivita není stálá. M. Velli s týmem přivítali koordinaci výzkumu Slunce pomocí kosmických družic (SDO, Hinode, IRIS, STEREO, SOHO, ale též WIND a ACE) a sond PSP a SolO. Synergie mezi těmito aparáty a slunečním dalekohledem DKIST povede k podstatnému pokroku ve studiu chování naší mateřské hvězdy a jeho důsledky pro život na Zemi.

G. Lapenta aj. referovali ve vědeckém měsíčníku Solar Physics o mezinárodní konferenci 250 slunečních astrofyziků o využití dvou nových kosmických observatoří pro výzkum Slunce, tj. PSP a SolO a avantgardním slunečním teleskopu DKIST na sopce Maui. Byla to již 15. konference o slunečním větru a díky sondě PSP mimořádně aktuální, protože právě od této kosmické observatoře lze čekat převratné výsledky. To ostatně platí i o sondě SolO vypuštěné ke Slunci na velmi protáhlou dráhu 10. února 2020, jež už rovněž zabodovala mimořádně podrobnými snímky slunečního povrchu ze vzdálenosti 42 mil. km. Na konferenci se probíralo sedm hlavních témat:

1. Vznik a urychlování slunečního větru v blízkosti Slunce.
2. Proměny slunečního větru během průletu heliosférou.
3. Vztah mezi koronálními výrony hmoty a interplanetárními výrony hmoty.
4. Přehřáté a energetické částice ve slunečním větru.
5. Interakce slunečního větru s objekty sluneční soustavy a interplanetárním prachem.
6. Interakce slunečního větru s interstelárním prostředím.
7. Současné a budoucí sluneční a heliosférické aparatury.

Na těchto projektech se podílejí také čeští odborníci z MFF UK v Praze, kteří byli v materiálech konference citováni. Pořadatelé byli nadšeni současnou situací, kdy synergie pozemních a kosmických observatoří přináší své plody, přičemž obrovské datové soubory se už běžně zpracovávají na rychlých počítačích pomocí strojového učení na trénovacích množinách.

P. Liewer aj. využili ke sledování trajektorií CME širokoúhlé kamery WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe) na sondě PSP. Šířka záběru kamery je volitelná v rozmezí úhlů 13,5°÷108°. Přesnost zobrazených trajektorií kontrolují kamery na družicích SOHO nebo STEREO-A.

S. Gunár aj. využili ultrafialové spektrální čáry vodíku Lyman-α (λ=121,6 nm), jež hraje významnou roli při ozařování chromosférických a koronálních struktur Slunce (protuberance, spikule, chromosférická vlákna, jádra CME a sluneční vítr). Navíc se tato čára uplatňuje i při výzkumu heliosféry, ionosféry Země a atmosfér planet, měsíců i komet. Autoři využili aparaturu SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) na družici SOHO ve dnech 24.–26. 6. 2008, kdy bylo Slunce klidné v minimu sluneční aktivity, čímž získali vztažnou hodnotu pro tabulku koeficientů přepočtu proměnných intenzit čáry Ly-α během dlouhodobého pozorování družice SOHO. Družice SOHO byla málem odepsána koncem června 1998, kdy došlo ke ztrátě jejího zaměření na Slunce. Přesto se technikům podařilo tuto vážnou havárii zvládnout a od října 1998 až dosud stále pracuje už přes čtvrt století. (Původní plán předpokládal životnost sondy dva roky!) Kromě prvotního cíle sledování Slunce se stala nezastupitelnou při pozorování komet, které se v přísluní dostanou do bezprostřední blízkosti ke Slunci. Tam je nelze pozorovat pozemními dalekohledy, a SOHO tak předala astronomům data o více než 1,5 tisíci komet! Naprostá většina z nich ovšem těsné přiblížení ke Slunci nepřežije.

I. Virtanen aj. sledovali od r. 1968 rotační intenzity slunečního koronálního magnetického pole a porovnávali je s heliosférickým magnetickým polem pozorovaným ze Země. Podkladem byly homogenní pozorovací řady z observatoře na Mt. Wilsonu a z Wilcoxovy sluneční observatoře. Autoři zjistili, že koncem 90. let minulého století se rozsah heliosférického magnetického pole zmenšil během několika let na méně než polovinu původního rozsahu. Jde o nespornou známku, že vysoká sluneční činnost v průběhu 20. století skončila jak v rozsahu magnetického pole, tak v celkové sluneční aktivitě.

H. Hayakawa s týmem upozornili na mimořádnou aktivitu Slunce v době klidného Slunce v říjnu a listopadu 1903. Tehdy probíhal slabý 14. cyklus sluneční činnosti, avšak náhle se vynořil koronální výron hmoty rychlostí 1 500 km/s s vysokým indexem magnetického pole ≈ −531 nT. Rovníkový ovál se roztáhl až do zeměpisných šířek ±44°. Současně se projevovaly poruchy telegrafického spojení. Odtud plyne varování, že významné poruchy mohou přijít kdykoliv, dokonce i během slabého slunečního minima.

K. Kusano aj. se zabývali testováním metody, jak předvídat silné sluneční erupce třídy X2 a vyšší. Během 24. cyklu sluneční činnosti (2008–2018) k tomu používali schéma kappa, jež se opíralo o kritickou hodnotu magnetohydrodynamické nestability vyvolanou magnetickým přepojováním (rekonexí). Během cyklu tak touto metodou dokázali předpovědět budoucí erupce třídy X2–X9. Metoda selhávala jen při předpovědích pro prostorově silně omezené erupce. Silné erupce vznikají tehdy, když magnetická zakroucená hustota toku poblíž inverzní linie magnetické polarity na slunečním povrchu předpoví, kdy a kde vznikne silná erupce a jaká bude její mohutnost (s předstihem až 20 h). Přesné předpovědi mocných erupcí mohou zlepšit předpovědi kosmického počasí v okolí Země. Tyto předpovědi jsou důležité jak pro kosmonauty na kosmických stanicích, tak pro ochranu aparatur bezpilotních družic a kosmických sond. Velmi silné erupce mohou způsobit poruchy transformátorů a indukovat silné elektrické proudy na dlouhých vedeních elektřiny, ale též na kovových rourách plynovodů a ropovodů. Kusanova metoda však selhala v říjnu 2014 v aktivní oblasti AR12192, jež vyvolala řadu mocných erupcí, které však nebyly doprovázeny koronálními výrony hmoty CME (Coronal mass ejection). A. Veronig se domnívá, že velkým přínosem pro vylepšení předpovědí se stane výše zmíněný 4m sluneční dalekohled DKI Solar Telescope.

S. Wedemeyer aj. začali v r. 2016 pozorovat pravidelně Slunce pomocí mikrovlnné observatoře ALMA ve dvou spektrálních pásmech o vlnových délkách 3 mm (100 GHz) a 1,25 mm (239 GHz). Pozorování probíhá denně během 48 minut ve 2s intervalech v centru slunečního disku. Pozorování se pak srovnávají se simultánními pozorováními družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež pracuje od r. 2010 na geosynchronní dráze, takže je nepřetržitě viditelná pro pozemskou stanici v Novém Mexiku, která dostává plynule data rychlostí 130 Mb/s. Nejlepší shoda je pro SDO pásma 17,1; 13,1 a 30,4 nm. Rozlišovací schopnost svazku antén ALMA je eliptický terč 1,4"×2,1". Kompaktní magnetické smyčky jsou dobře viditelné na frekvenci 100 GHz. Jejich teplota činí obvykle 8÷9 kK a příležitostně se zvyšuje až na 10 kK. Pás 100 GHz se jeví jako perspektivní pro studium detailní struktury a dynamiky sluneční chromosféry.

S. Mandal aj. revidovali denní katalog ploch slunečních skvrn od r. 1874 do r. 2019. Problém byl v systematických chybách metody měření na různých observatořích, z nichž téměř žádná nepracovala trvale. Autoři rektifikovali celkem 9 pozorovacích řad: Royal Greenwich Observatory, Kislovodsk, Pulkovo, Debrecen, Kodaikanal, Solar Optical Observing Network, Řím, Catania a Yunnan. Referenční řadou byly údaje RGO. Celkem 776 dnů chybí, jednak před r. 1922 a dále po r. 2016. Nejlepší návaznost představují data RGO, Kislovodsk a Pulkovo. Oproti předešlým publikacím má nový universální katalog podstatně vyšší kvalitu i plynulost pokrytí. Současně autoři zveřejnili svou rekonstrukci slunečního ozáření.

L. Citta aj. uvedli, že stále nevíme přesně, jak se jádra aktivních oblastí na Slunci impulsivně ohřívají na teploty ≳5 MK. Autoři pozorovali sedm aktivních oblastí pomocí družice SDO a zjistili, že většina koronálních smyček obsahujících přehřáté plazma je aspoň jedním vláknem ukotveno v patě v oblasti smíchané magnetické polarity na povrchu Slunce. Spektrograf IRIS potvrdil, že v této patě probíhá intenzivní přepólování magnetických pólů. Odtud plyne, že opačné póly magnetické polarity spolu intenzivně interagují a takto uvolněná energie je během přepólování klíčem k impulsivnímu koronálnímu ohřevu. Podle A. Jamese aj. pozorování ukazují, že koronální výrony hmoty jsou napájeny magnetickými horkými tavnými lany o teplotách až 10 MK. Pozorování v extrémně ultrafialovém oboru spektra ukázala, že před sluneční erupcí se vytvářejí tato lana v koróně. V patě lana probíhají omezené výbuchy po dobu od 18 h do 5 dnů. Lana se zdvojují s opačnými magnetickými póly a proplétají se kolem sebe. Jejich patou jsou sluneční skvrny. Nakonec tavná lana v koroně prasknou díky silnému magnetickému přepojování, dochází ke sluneční erupci, jež se stane odrazovým můstkem pro CME.

M. Karlický aj. využili komplexních údajů o velké erupci ze 7. 6. 2011 v oboru rádiových vln, EUV a RTG k popisu a interpretaci fyzikálních dějů, jež tam probíhaly. Nejenergičtější erupce začínaly magnetickým přepólováním pod vznikajícím filamentem. Během růstu filamentu se objevilo neobvyklé rádiové kontinuum s postupně snižujícími frekvencemi. Rychlost na hranici pohybu kontinua dosáhla 400 km/s, podobně jako rychlost zmíněného filamentu. Následně se objevily přechodné rentgenové zdroje a jasně svítící EUV zdroje blízko paty filamentu, ale mimo následně vzniklá souběžná horká lana. Zároveň se vyskytly oscilace s periodou 30 s současně ve všech třech spektrálních pásmech. Když oscilace končily, začala pulsní fáze jevu driftující směrem k hornímu okraji filamentu, ale mimo souběžná horká lana. Jde zřejmě o interakci rostoucího filamentu s magnetickými smyčkami ležícími nahoře. Zmíněné EUV zjasnění u paty filamentu je dokladem magnetického přepojování uvnitř magnetických lan nesoucích filament.

K. Hiremath aj. analyzovali údaje o archivu měření poloměru Slunce, jež pořizovala sluneční observatoř Kodaikanal (10° s. š.; 77° v. d.; 2,3 km n. m.; ~280 jasných dnů/rok) Indického astrofyzikálního ústavu v Bengalúru (Bangalore) většinou každodenně v letech 1923–2011. Všechny snímky jsou už digitalizovány a umožňují získávat velmi kvalitní údaje o změnách slunečního poloměru. Nejde však o lehký úkol, protože dráha Země kolem Slunce je eliptická, okraj slunečního kotouče je ztemnělý, používané čočky mají své vady a svou roli hraje i vliv refrakce v závislosti na výšce Slunce nad obzorem a sluneční rotace. Celkem bylo v tomto programu pořízeno a digitalizováno 24 939 snímků. Nejvýznamnější změny poloměru souvisejí s periodou sluneční činnosti (průměrně 11,4 r). Méně významné periody jsou 1,5 a 3,8 let a nejmenší kolísání poloměru se opakuje v periodách 159, 91 a 63 dnů. Po započtení všech vlivů vychází střední úhlový poloměr Slunce R = (15,995' ±0,008'). Autoři dospěli k závěru, že ve zmíněném intervalu 89 let (k výpadku měření došlo 17. 6. – 31. 12. 1960) se střední poloměr Slunce nezměnil. Astrofyzikální modely předpokládají, že k měřitelné změně poloměru Slunce dojde za 1 milion let.

V. Kotov však zjistil, že sluneční rotace není stálá. Celkem sedm observatoří pořídilo v letech 1968–2018 přes 27 tis. měření rychlosti rotace. Délka otočky Slunce vůči hvězdám činí 25,165 d, ale sluneční rovník to stihl za 25,081 d. Jenže po roce 1993 se magnetické pole chaoticky rozsypalo a rotační perioda stochasticky kolísá v rozmezí 24,7÷25,4 d. Patrně vinou tohoto chaosu byly 23. i 24. cykly překvapivě nízké.

B. Boe aj. konstatovali, že měřit indukci globálního magnetického pole ve sluneční koróně je tvrdý oříšek. Zatím se to poněkud daří během úplných zatmění Slunce snímkováním bílých struktur v koróně. Autoři využili 14 úplných zatmění Slunce během téměř dvou cyklů sluneční činnosti ke snímkování topologie magnetických polí od okraje slunečního disku až do vzdálenosti 6 R_⊙. Měření ukázala, že magnetická pole do vzdálenosti 3 R_⊙ nejsou vůbec radiální a směr siločar ve vzdálenostech (1,5÷3) R_⊙ se výrazně libovolně mění v různých slunečních šířkách a fázích slunečního cyklu. Až do vzdáleností ~4 R_⊙ neradiální směry převažují. Neradiální směry siločar se přednostně nalézají také nad oblastmi slabých magnetických polí ve fotosféře. Naopak silnější pole ve fotosféře se projeví v koróně radiálními siločarami. Kromě toho se ve všech slunečních šířkách vyskytují siločáry, jež nezávisle na existenci koronálních děr směřují radiálně až do vzdálenosti 6 R_⊙. Tato pozorování ukazují složitost magnetických polí v koróně a mohou přispět k identifikaci zdrojů slunečního větru.

S. Akiyama s týmem pozorovali zvýšenou hodnotu zmagnetizovaného vlákna galaktického kosmického záření, jež po 17 h procházelo přes Zemi. Úkaz souvisel s pomalý výronem koronální hmoty vyvolaným slunečním filamentem z 9. 10. 2016. Protože kosmické počasí bylo v té době klidné, procházelo magnetické vlákno neporušené a Zemi navštívilo se silnou indukcí magnetického pole, ale velmi nízkou hustotou a nepatrnou turbulencí, takže galaktický mrak se přizpůsobil směru magnetického pole. Celý úkaz byl pozorován na vysokohorské Čerenkovově observatoři HAWC (High Altitude Water Cherenkov) na plošině mezi sopkami Sierra Nega a Pico de Orizaba v Mexiku v nadmořské výšce 4,1 km (19° s. š.; 97° z. d.; 300 vodních Čerenkovových detektorů na ploše 22 tis. m²; každý detektor je válec o průměru 7,3 m a výšce 4,5 m.) V centru detektorů jsou umístěny fotonásobiče o průměru 0,25 m a kolem nich tři fotonásobiče o průměru 0,2 m ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku. Aparatura pracuje nepřetržitě od r. 2015. Hmotnost destilované vody v cisternách dosahuje 55 tisíc tun, což odpovídá 110 plně naloženým velkokapacitním letadlům B-747.

E. Cliver aj. se zabývali nepřímým pozorováním slunečního protonového úkazu v r. 774 pomocí měření kosmogenních nuklidů z té doby. Tento historicky rekordní sluneční energetický úkaz >1 GV (>430 MeV) byl asi 50× mocnější než soudobý úkaz 23. 2. 1956, jenž dosáhl rentgenové klasifikace X(20±10). Autoři se touto kalibrací pokusili o klasifikaci jevu z r. 774 a dostali tak neuvěřitelnou hodnotu bolometrické třídy (X285 ±140), tj. bolometrické energie ~ (1,9 ±0,7) ×10²⁶ J! To je samozřejmě silné varování, že se takový úkaz může během tisíciletí opakovat.

B. Filippov aj. využili šťastné náhody, že během úplného zatmění Slunce 21. 8. 2017 se vyvinul koronální výron hmoty ICME a byl podrobně sledován jak z pozemních observatoří, tak i z kosmických sond a družic. Díky kvalitě pozorování bylo možné sestavit průběh úkazu doslova po zlomcích minut. Kosmická sonda STEREO pozorovala průlet pomalého výronu téměř konstantní rychlostí (250 km/s) už ode dna sluneční koróny. Celé představení začalo protuberancí těsně před začátkem úplného zatmění, která se dala sledovat pomocí kanálu 17,1 nm během průletu koronální dírou. Protuberance se pak obloukem vracela zpět do chromosféry. Ve chvíli, kdy se protuberanční oblouk ztratil ze zorného pole sondy v úhlové vzdálenosti 6′, vynořilo se odpovídající magnetické lano, aby vytáhlo zárodek CME do vnější koróny a dotvořilo koronální výron ICME.

Úplné zatmění Slunce z 21. 8. 2017, jehož pás totality pokryl kontinentální Spojené státy přiměl řadu astronomů k zavedení nových pozorovacích metod. A. Caspi s velkým týmem testovali možnosti dvou výzkumných letadel NASA WB-57F, jež sledovala totalitu v tandemu ve vzájemné vzdálenosti kolem 100 km. Tím si zhruba trojnásobně protáhli totalitu zatmění na 7,5 minut z výšky 16 km. Aparatury na špici letadel pracovaly ve viditelné a blízké infračervené oblasti spektra (3÷5) μm. Autoři hodlají pokračovat ve vývoji této metody pozorování úplných zatmění, přičemž technicky mohou tato letadla pracovat i ve výšce až 19,8 km nad zemí, kde už je v optické části spektra denní obloha zřetelně potemnělá.

H. Hayakawa aj. se zabývali extrémně silnou geomagnetickou superbouří v březnu 1946, jež byla způsobena velkou sluneční erupcí v době, kdy se ještě o jejích důsledcích mnoho nevědělo. Koronální výrony hmoty ještě nebyly objeveny, neexistovaly prostředky, jež by mohly sledovat trajektorie interplanetárních CME. Teprve v r. 1957 byl zaveden index geomagnetických poruch, jež se měří na čtyřech geomagnetických observatořích, které se nacházejí ve středních zeměpisných šířkách. Zatím největší geomagnetická superbouře se odehrála v březnu 1989, kdy porucha dosáhla záporného magnetického indexu −589 nT. Druhá největší superbouře v červenci 1957 měla index −429 nT. Nepřímé odhady ukázaly, že ještě větší superbouře se vyskytly během první pětiny XX. století. Jde však o dost nepřesné odhady: listopad 1903 (Dst* ≈ − 531 nT); září 1909 (Dst* ≈ −595 nT); květen 1921 (Dst* ≈ −907 ±132 nT). V březnu 1946 se Slunce nacházelo na vzestupné části 18. cyklu (vyhlazené měsíční číslo dosáhlo R = 80). 27. 3. se 5° od centrálního meridiánu nacházely v heliocentrické šířce (19÷20)° skupiny slunečních skvrn pokrývající 492 miliontin povrchu sluneční polokoule. Podle Z. Švestky sluneční erupce vzniklá díky oběma skupinám pokrývala plochu 600÷1 200 mps. Erupci pozorovali astronomové v Taškentu a na Kodaikanalu. Autoři odhadli rychlost pohybu ICME na 1 590 km/s. Rekordní hodnotu superbouře naměřili v indickém Alibagu během soumraku:1,041μT. Aurorální rovníkový ovál se rozšířil až do zeměpisných šířek ±41,8°. Tato detektivní story zařadila supergeobouři mezi rekordní případy slunečních poruch ve XX. století.

M. Bekli a I. Chadou podnikli hloubkovou kontrolu historických zpráv o polárních zářích pozorovatelných poblíž rovníku mezi 9. a 20. stoletím v severní Africe, na Arabském poloostrově a Středním východě. Našli tak popis polární záře pozorovatelné v Jemenu v r. 1919, což je unikátní případ pozorování poblíž rovníku. Ve stejném dokumentu se nachází zpráva o nezvyklém atmosférickém jevu, jenž vznikl po výbuchu sopky Krakatoa 26./27. 8. 1883. Další objev se týká spojitého pozorování polárních září celého týdne v září 1870. Výjimečným objevem je záznam o pozorování polární záře 4. 2. 1872 v Mekce v severní zeměpisné šířce 17°.

M. Vokhmyanin aj. rekonstruovali pozorování anglického astronoma T. Harriota, jenž pořídil 200 kreseb slunečních skvrn od 18. 12. 1610 do 28. 1. 1613. Kresby dávají možnost spočítat na každé z nich počet slunečních skvrn, jejich plochu a polohy na disku Slunce. Harriot podle možnosti pozoroval Slunce ráno a uváděl místní čas pozorování, datum, místo a počet skvrn. Celkem zakreslil 753 skvrn v 293 skupinách.

J. Nogales aj. popsali činnost B. Orianiho, což byl kněz a vědec, který zakresloval sluneční skvrny v letech 1778–1779 na observatoři Brera v Miláně. Nejvyšší počet skupin skvrn (12) viděl 24. 8. 1778. V. Carrasco aj. revidovali pozorování italského astronoma A. Colly, jenž pozoroval sluneční skvrny na observatoři v Parmě těsně po konci Daltonova minima v letech 1830–1843. Záznamy jsou bohužel kusé a nepočetné (pouze 71 dnů). Je však těžké rekonstruovat alespoň počty skupin skvrn, takže vědecká hodnota těchto záznamů je nízká. Stejní autoři se však zaměřili také na amerického astronoma W. Bonda, ředitele Harvardovy observatoře v polovině 19. století. Autor pozorování se však dopustil chyb v počtu skupin slunečních skvrn, takže Carrascovův tým vše přepočítal. Lepší data pocházejí od německého astronoma S. H. Schwabeho a švýcarského astronoma R. Wolfa. Wolf zavedl metodu relativního čísla slunečních skvrn, které dává velkou váhu skupinám slunečních skvrn, ale zohledňuje i celkový počet skvrn na disku Slunce. T. Friedli však přepočítal Wolfova relativní čísla pro období let 1877–1893, kdy se Wolfovi zhoršoval zrak a kdy změnil dalekohledy. Díky přepočtu se zvedla maxima 12. cyklu (1884) a 13. cyklu (1893) přibližně o 10 %.

L. Deng aj. studovali možné periody v rotaci sluneční koróny na základě měření od 1. 1. 1939 do 31. 5. 2019. Výrazná je synodická perioda rotace koróny 27,5 d. Další periody souvisejí s kvazidvouletou periodou slunečních oscilací, následně s 11letým cyklem sluneční činnosti a 22 Haleovým cyklem magnetických přepólování. Fázování mezi koronální rotační periodou a sluneční magnetickou aktivitou nezávisí jen na čase, ale také na frekvenci, v níž měříme.

Kim Chol-jun a Kim Jik-su zkoumali vlastnosti přibližně dvousetleté periody sluneční činnosti na základě středověkých pozorování slunečních skvrn viditelných pouhým okem jednak korejskými, ale též čínskými pozorovateli. Korejci i Číňané dospěli nezávisle ke stejné délce dvousetleté periody (207 let). Někteří astronomové zpochybňují všechny publikované periody kromě periody jedenáctileté. Autoři však připouštějí, že někdy se vynechá 207leté minimum nejdelšího pozorovaného cyklu a cyklus se prodlouží na dvojnásobek, nebo dokonce čtyřnásobek periody 207 let. Podobnou studii o dlouhých cyklech velkorozměrových magnetických polí na Slunci zveřejnil V. N. Obridko, ale i zde jsou závěry o stabilitě dlouhých cyklů poměrně neurčité.

M. Tyasto aj. studovali proměny klimatu v pozdním prekambriu před ~680 mil. lety na glaciálních stopách v jižní Austrálii. Časové rozlišení vrstev odpovídalo jednomu roku. Na vzorku dlouhém 1334 let autoři odhalili sedm skrytých periodicit: 12, 22, 24, 26, 104, 157 a 316 let. Některé periody připomínají současné periody sluneční činnosti.

Jelikož přelom let 2019–2020 by měl být přechodem od 24. cyklu sluneční činnosti, řada astronomů nebo celých týmů provozovaly oblíbené předpovědi, kdy k tomu zlomu dojde, jaká bude hodnota nejvyšší vyhlazené aktivity a v kterém období cyklu se tak stane.

Proto uvádím přehledný odstavec o těchto odhadech. Jako obvykle jde o mírné hádání z křišťálové koule: Termíny začátku 25. cyklu sluneční činnosti byly už na spadnutí:
R.J. Leamon aj.: květen 2020 (+ 4 měsíce; −1,5 měsíce)
B.Benson aj.: maximální vyhlazené R = 106 ±19,75; maximální plocha skvrn 1771 ±381.17
S.Bisoi a P. Janardhan: R_max = 76,5 ±5 (severní); 85,5 ±5 (jižní polokoule)
B.Kakad aj.: R_max = 136,9 ±24
Zhanle Du: R_max = 130,0 ±31,9; čas maxima: říjen 2024 ±13 měsíců!
S.W. McIntosh: 25. cykl bude patřit mezi několik nejvyšších cyklů v historii pozorování
Z.L. Du: Rok 2012 předpověď 24. cykl: R_max = 81,7; vyšlo 81,9.
25.cykl: R_max = 151,1 ±16,9; maximum IV/2023÷XI/2024
P.Geryl a J. Alvestad: začátek 25. cyklu říjen 2019 nebo červen 2019
I.Gonçalves: 25. cykl proběhne v letech 2019-2029; max v r. 2024; R_max = 117 nebo 110.

A.Chelpanov a N. Kobanov: První aktivní oblast NOAA 12744 se vynořila na východním okraji slunečního disku 6. 7. 2019 (j. š. 27°; v. d. 55°). Po 6 h se už dalo změřit znaménko magnetického pole, které odpovídalo 25. cyklu sluneční činnosti. Následně se rychle vytvořila velká fakule a také několik pórů. Tímto dnem nový cykl započal.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

2.1.1. Jednotlivé exoplanety

Japonský astronom-amatér T. Kojima pozoroval 25. 10. 2017 zjasnění hvězdy 13,0 mag na 11,7 mag během noci. Do konce října hvězda dosáhla maxima 10,8 mag. Brzy se ukázalo, že šlo o efekt gravitační mikročočky. Podobných případů se už pozorovalo povícero, ale tento případ je výjimečný, protože se odehrál na periférii Galaxie. G. Fukui aj. vyfotografoval po 2,5 měsíci spektrum, čímž se prokázalo, že jde o hvězdu s exoplanetou o hmotnosti 20 M_⊕, jež kolem mateřské hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 1,1 au. V tomto případě jde o dráhu v okolí sněhové čáry. Lze předpokládat, že podobných konfigurací bude v Galaxii poměrně hodně.

M. Thomsonová aj. zveřejnili pozorování dvojhvězdy BD+20 307 (vzdálenost 120 pc; stáří 1 mld. let) z létající observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; upravené dopravní letadlo B747SP; na levém boku je vyříznuta díra 3×3 m pro umístění zrcadla ø 2,7 m; společný projekt NASA; americké Kosmické univerzitní výzkumné asociace a německé kosmické agentury DLR). Dvojhvězda byla před 15 lety zobrazena pozemními dalekohledy a infračerveným kosmickým dalekohledem SST (Spitzer Space Telescope). Tehdy byla dvojhvězda zahalena silnou vrstvou prachu. Nebyl to prach, který zbyl ze zrodu soustavy, ale nejspíš prach ze dvou exoplanet, jež se před desítkami tisíc let srazily. Prach je nyní ohříván tím, že se blíží ke dvojhvězdě. Nakonec může růst jasnosti prachu přispěl i k pochopení rané fáze naší Sluneční soustavy.

E. Gilbertová aj. objevili hvězdu TOI 700 (Dor; 13 mag; sp M2 V; T 3,5 kK; 0,4 M_ʘ; 0,4 R_ʘ; 2 % L_ʘ; d = 31 pc; stáří >1,5 mld. r.), kolem níž obíhají minimálně tři exoplanety, z nichž třetí d je v ekosféře a jen o něco málo větší než Země. Tato exoplaneta byla díky své blízké dráze ke hvězdě objevena už v r. 2020. Poměrně vzácný objev exoplanety s rozměry podobné Zemi dává dobré vyhlídky na podrobné pozorování jasné mateřské hvězdy, ale i na dostatečnou přesnost údajů o planetě TOI 700 d, což usnadňuje určování hlavních parametrů hvězdy i obíhajících exoplanet. V každém případě je exoplaneta d v ekosféře definované jako prostor, kde může být voda ve všech skupenstvích. Autoři využili k objevu družici TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite; NASA). Start na vzdálenou geocentrickou dráhu se odehrál 18. 4. 2018; vzdálená dráha má přízemí 108 tis. km a odzemí 373 tis. km; sklon dráhy k rovníku 37°; 4 kamery; zorné pole 24°×24°; spektrální rozsah 600 ÷1 000 nm; úhlové rozlišení 16,8 Mpix). Exoplaneta TOIb je jen o 11 % hmotnější než Země a její poloměr je jen o 4 % větší než poloměr Země. Kolem své mateřské hvězdy obíhá ve vzdálenosti pouhých 10 mil. km. v periodě 10 dnů. Družice objevuje exoplanety pomocí transitů chladnějších exoplanet, které ve stálé periodě přecházejí přes kotouček mateřské hvězdy, čímž se světlo hvězdy mírně, ale dobře měřitelně, periodicky zeslabuje. Od startu do konce r. 2021 objevila družice TESS už více než 1,5 tis. exoplanet, ale navíc také pozoruje optické protějšky zábleskových zdrojů GRB. J. Rodriguez s týmem změřili poloměr exoplanety TOId pomocí SST (Spitzer Space Telescope) v pásmu vlnové délky 4,5 μm: 1,14 R_⊕ a změřili též délku oběžné doby 37,4 d. Průměrná teplota povrchu exoplanety činí 269 K. Kromě toho obíhají kolem TOI -700 ještě dvě exoplanety s poloměry R_b = 1,04 R_⊕ a R_c = 2,65 R_⊕ a oběžnými dobami po řadě 10 a 16 dnů. Mateřská hvězda TOI 700 je červený trpaslík s těmito parametry: (Dor; 8,5 mag; M2 V; 3,5 kK; 0,023 L_ʘ; 0,415 M_ʘ; 0,42 R_ʘ; hustota 7,7× voda; Fe/H = −0,07; 31 pc; stáří >1,5 Gr). Nachází se poblíž jižního pólu ekliptiky, takže je družicí TESS pozorovatelná téměř spojitě. Během doby pozorování mateřského červeného trpaslíka nebyla pozorována žádná erupce, což poněkud zvyšuje naději, že by byla exoplaneta d vhodná pro vznik života.

G. Suissaová s týmem se zabývala možnými scénáři pro potenciálně obyvatelnou planetu, která by měla mít atmosféru, jež by byla podstatnou podmínkou pro vznik života na planetě. Autoři simulovali 20 kombinací chemického složení, tlaku, doby rotace i dalších parametrů, které se mohou hodit pro tento případ, ale i pro další nadějnější objevy. Autoři však konstatují, že pro objev atmosfér se nehodí nedávno vypuštěný teleskop JWST, takže bude v budoucnu potřebné postavit přístroj na míru atmosférám blízkých exoplanet v ekosférách. Většina odborníků se domnívá, že největší nadějí pro objevy životodárných planet jsou trpasličí hvězdy spektrální třídy K. Mají totiž vyšší svítivost, a tedy širší pásma ekosféry, a nemají extrémně silné erupce jako červení trpaslíci. Navíc jsou početnější a žijí déle než hvězdy třídy spektrálních tříd G nebo F.

D. Ehrenreich s týmem se zabývali opačným extrémem mezi rozžhavenými a obřími exoplanetami, jejichž atmosféry jsou rozžhaveny na ≥ 2 kK. Podle názoru týmu jde o vhodné laboratoře pro studium extrémních planetárních klimat a jejich chemických složení. Určitě tam dochází k silným chemickým změnám v atmosférách během dne a noci. Autoři argumentují, že denní obloha je v těchto případech bezmračná, ale to se prudce mění během noci, kdy horké atomy chladnou a rekombinují na molekuly. Zatím je tato změna klimatu jen odhadována, ale autoři se úspěšně zaměřili na změny atmosférického klimatu mezi dnem a nocí u žhavé exoplanety WASP-76b pomocí vláknového ešeletového spektrografu ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations) na Paranalu (ESO). Spektrogramy exoplanety 76b, pořizované při přechodu od dne do noci jeví modrý posuv o rychlosti −11 km/s, což je dáno silným větrem vanoucím z horkého dne do nočního „chladu“. Na konci noci není patrný žádný pohyb, takže železo ještě zůstává v pevné fázi. Autoři uvedli fyzikální i geometrické parametry hvězdy i planety: WASP-76 (Psc; V=9,5 mag; sp. F7 V; 6,3 kK; 1,5 M_ʘ; 1,8 R_ʘ; Fe/H = 3,7; stáří 1,8 Gr). Planeta WASP-76 b (0,9 M_J; 1,8 R_J; hustota 0,17×voda; kruhová dráha 0,033 au = 5 mil. km; oběžná per. 1,8 d; polední T= 2,7 kK; večerní T = 1,5 kK).

M. Damasso aj. odhalili u červeného trpaslíka Proximy Centauri druhou exoplanetu, jež je od Proximy vzdálena 1,5 au; tj, 30× dále než exoplaneta b, která byla objevena v srpnu 2016 M. Tuomim ve vzdálenosti 0,05 au ≃ 7 mil. km. Autoři sledovali křivku radiálních rychlostí Proximy od r. 2000 na observatoři ESO La Silla přesným spektrografem HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) a později spektrografem UVES VLT na ESO Paranalu, jenž potvrdil vlnky v křivce radiálních rychlostí Proximy vyvolané gravitačními poruchami od exoplanety c. V r. 2017 si už autoři byli jisti, že vlnky jsou důkazem existence druhé exoplanety a po zevrubné analýze křivky uveřejnili její parametry: poloměr dráhy 1,5 au; výstřednost 0,04; oběžná doba 5,3 r; 7 M_⊕; povrchová teplota 39 K. Definitivní potvrzení přišlo prohlídkou údajů z archivu HST v r. 1995, jenž obsahoval sklon dráhy i hmotnost exoplanety c, která není tranzitující pro pozemské pozorovatele. Je však překvapivě velmi jasná, což nejspíš znamená, že kolem exoplanety se nachází prstenec jako u Saturnu.

Nečekané vysvětlení podivného objektu b u jasné hvězdy Fomalhaut podali A. Gáspár a G. Rieke. Původně (2008) se soudilo, že kolem Fomalhautu obíhá velmi hmotná exoplaneta, ale postupem času se ukázalo, že objekt nijak nedeformuje prstenec kolem Fomalhautu, takže jde o útvar o velmi nízké hmotnosti. Když se sledovala dráha objektu pomocí HST delší dobu, astronomové s úžasem zjistili, že objekt neobíhá kolem Fomalhauta po elipse, ale vzdaluje se radiálně napříč Fomalhautově prstenu. Současně se počal zvětšovat a slábnout. Objekt b se lišil od exoplanet také tím, že nebyl pozorovatelný v infračerveném pásmu spektra. Zcela přestal být pozorovatelný v r. 2014. Patrně šlo o srážku dvou planetesimál s typickými průměry ≈ 50 km.

M. Giovinazzi s týmem se věnoval historii pozorování horkého Jupiteru HD 217107 b, jenž byl objeven v r. 1999 pomocí metody periodických variací radiálních rychlostí mateřské hvězdy. Mateřská hvězda HD 217107 má parametry: (Psc; 6,2 mag; G8 IV-V; 5,4 kK; 1,1 L_⊙; 0,97 M_⊙; 1,2 R_⊙; Fe/H = 0,31; 20 pc; 11,9 Gr). Horký jupiter b má po více než 20 letech pozorování parametry: (>1,4 M_J; a = 0,075 au ≃ 11 mil. km; per 7,13 d; e = 0,12). Ačkoliv většina těsných drah u mateřských hvězd bývá kruhová, tento případ je výjimečný, protože výstřednost dráhy není zanedbatelná. Systematickým měřením drobných odchylek křivky radiálních rychlostí se však podařilo objevit, že kolem hvězdy krouží další exoplaneta cs parametry (>4,1 M_J; a = 5,94 au; per 13,85 r; e = 0,4). Jak takové výstřednosti vznikly, se zatím neví. Celá soustava je přitom velmi stará, takže nejspíš má za sebou docela komplikovanou historii.

A. Boccaletti aj. využili synergie mezi dvěma špičkovými aparaturami: ALMA, jež pozoruje v pásmu mikrovln a SPHERE VLT, k zobrazení dějů, jež se odehrávají během prvního milionu let v okolí řádu stovek au po vzniku Herbigových hvězd třídy Ae/Be. Tyto hvězdy jsou totiž dostatečně jasné a hmotné, aby svůj vývoj dokázaly osvětlit. Autoři si vybrali pozoruhodnou mladou proměnnou Herbigovu hvězdu AB Aurigae (7 mag; sp. AO Ve; 9,8 kK; 38 L_⊙; 2,4 M_⊙; 2,5 R_⊙; d = 163 pc; stáří 4 Mr). V r. 2017 ukázala observatoř ALMA, že z hvězdy vycházejí plynová (CO) spirální ramena, nad nimiž je prázdná mezera o šířce 100 au a vně úplný prstenec prachu o vnějším poloměru 120 au. V mezeře se pravděpodobně nachází hnědý trpaslík. Vcelku autoři soudí také na základě snímků kamerou SPHERE VLT, že pozorujeme proces vznikání exoplanet v přímém přenosu.

S. Jeffersová s týmem vsadila na blízkého červeného trpaslíka GJ 887 (PsA; 7,3 mag; M0,5 V; 3,7 kK; 0,04 L_⊙; 0,5 M_⊙; 0,5 R_⊙; Fe/H = −0,22; d = 3,3 pc; stáří 2,9 mld. r.). Kolem něj obíhají exoplanety b (≥4,2 M_⊕; a = 0,068 au ≈ 10 mil. km; per. 9,3 d; e = 0,09), c (≥7,6 M_⊕; a = 0,12 au = 18 mil. km; per. 21,8 d; e = 0,22) – zatím není potvrzena ještě hmotnější exoplaneta d. V každém případě jde o nejjasnějšího červeného trpaslíka na pozemské obloze. Trpaslík je tak blízko, že se dá jeho průměr změřit geometricky. Další skvělou předností je skutečnost, že na rozdíl od většiny červených trpaslíků nevykazuje tento objekt silné erupce, které by mohly zničit potenciální život na příslušné exoplanetě.

D. Armstrong s týmem objevili exoplanetu TOI-849b v oblasti pouště exoplanet, což jsou horké exoplanety podobné Neptunu. Takové exoplanety jsou obecně velmi vzácné. Zmíněná exoplaneta má poloměr menší než Neptun, ale zato anomálně vysokou hmotnost 39 M_⊕ a hustotu jako Země (5,2×voda). Exoplaneta má však jen necelá 4 % hmotnosti H a He. Možná byla v minulosti planetárním plynovým obrem, jenž přišel o těkavé látky anebo se srazil s jinou velkou exoplanetou. Několik násobků hmoty Země v podobě H a He se dalo ztratit během několika miliard let, takže třeba atmosféra po tom úniku má více vody z nitra ve své atmosféře. Autoři považují za pravděpodobné, že tato exoplaneta je ve skutečnosti zbylým jádrem obří planety.

A. Vandeburg s týmem uvažovali o přežití vzdálených exoplanet v době, kdy původní hvězdy hlavní posloupnosti se rozepnou do velkých rozměrů a zalijí svým povrchem blízké exoplanety. Navzdory tomu však autoři prokázali, že vzdálené exoplanety mohou tuto epizodu mateřské hvězdy přežít a stanou se nakonec průvodci bílých trpaslíků. Objevili totiž obří exoplanetu o rozměrech Jupiteru, jež obíhá kolem bílého trpaslíka WD 1856+534 (Dra; 15,5 mag; 0,5 M_ʘ; 0,013 R_ʘ; 4,7 kK; vzdálenost 25 pc; stáří 6 Gr). Základní parametry exoplanety b jsou 9 M_J; 10 R_J; a = 0,02 au = 3 mil. km; per 1,4 d. Nebylo lehké objevit transitující exoplanetu, protože celý přechod exoplanety přes kotouček bílého trpaslíka trvá jen 8 minut.

L. Mancini aj. se zabývali zlepšením parametrů exoplanetární soustavy hvězdy WASP-174, kolem níž obíhá silně rozevlátá exoplaneta b. Základní charakteristikou hvězdy jsou tyto parametry: (Cen; 12 mag; F6 V; 6,4 kK; 1,3 M_ʘ; 1,3 R_⊙; d = 415 pc; stáří 1,65 Gr), Silně rozevlátá exoplaneta b: (< 1,3 M_J; 1,43 R_J; 1,5 kK; a = 0,06 au ≃ 8,4 mil. km; per 4,2 d; hustota 0,135× voda). Zároveň jde o tečný transit, což zvyšuje atraktivnost soustavy kvůli možnosti použití techniky transmisní spektroskopie. Jde o zatím rekordní případ určení parametrů tak řídké exoplanety.

G. Frustagli a tým se věnovali problému exoplanet, jež mají ultrakrátké oběžné doby (<1 d) kolem mateřské hvězdy. Hlavní problém spočívá v tom, že není pravděpodobné, že by v té blízkosti k hvězdě mohla exoplaneta vzniknout, takže tyto exoplanety musely díky nějakému podnětu na těsnou dráhu do blízkosti hvězdy připutovat z místa zrodu dále od hvězdy. Zatím není jasné, o jaké podněty se může jednat. Autoři se zaměřili na hvězdu HD 80653 (Cnc; 9,5 mag; G2 V; 5 950 K; 1,2 M_ʘ; 1,2 R_ʘ; Fe/H = 0,28; d = 110 pc; 2,7 Gr), kolem níž obíhá exoplaneta b (5,6 M_⊕; 1,6 R_⊕; a = 0,017 au ≃ 2,5 mil. km; i = 82°; per = 0,72 d; teplota v poledne 3,5 kK; hustota 7,4×voda !). Zmíněná hustota ukazuje, že exoplaneta je kamenná se silným zastoupením Fe, ale téměř bezoblačnou atmosférou. Díky rozpálení kamenného povrchu do běla jsou náznaky, že když se exoplaneta skryje za hvězdou, nastává mělké sekundární zatmění.

E. Priceová a L. Rogers se zabývali kandidátkou na tranzitující exoplanetu KOI 1843.03, jež má poloměr 0,6 R_⊕ a obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 4,245 h, což je vůbec nejkratší doba oběhu planety, kterou dosud známe. Tak rychlý oběh v těsné blízkosti hvězdy je pro hvězdu velmi náročný, protože slapové síly jsou nepřímo úměrné 3. mocnině vzdálenosti. Autoři se věnovali podmínkám, které musela exoplaneta splnit, aby takovou divočinu přežila. Modelové výpočty ukázaly, že musí jít o exoplanetu s vysokým podílem železa, která přitom mění svůj tvar z dokonalé koule na objekt tvaru míče v americkém fotbalu. Autoři konstatovali, že planeta Merkur obsahuje 70 % Fe, což jí stačí na pohodlné vzdorování slapovým silám Slunce. Simulované modelování ukázalo, že k přežití slapů při rekordně krátké oběžné době potřebuje mít exoplaneta minimálně 66 % železa. Zatím je známo 9 exoplanet, jež obíhají své mateřské hvězdy nejrychleji; z toho jen 4 jsou dostatečně obdařeny železem. Autoři však doufají, že až bude statistika rychlých oběhů o řád početnější, ukáže se, zda tvary v podobě míče amerického fotbalu umožní exoplanetám podobné fazóny přežívat.

J. McCormac s týmem objevili v programu NGTS (Next Generation Transit Survey) exoplanetu třídy horkých jupiterů NGTS-10b, která má v této kategorii exoplanet nejkratší oběžnou periodu 0,7668 d. Další parametry jsou 2,2 M_J a 1,2 R_J. Mateřskou hvězdou soustavy je hvězda (CMa; V 14,3 mag; K5 V; 4,4 kK; 0,7 M_⊙; 0,7 R_⊙; Fe/H −0,02; 10,4 Gr). V současné době se horký Jupiter nachází ve vzdálenosti cca 46 % nad hranicí Rocheova poloměru, takže autoři odhadli, že již za 38 mil. let budou obří slapy tuto exoplanetu ničit.

Chen Jiang a tým využili družice TESS, která hledá exoplanety tranzitující před relativně blízkými a jasnými hvězdami s cílem objevit exoplanety, která by mohla být nositelkou života. Autoři studovali zajímavý případ červeného obra HD 222076, kolem něhož obíhá obří exoplaneta v periodě 2,4 let. Hmotnost červeného obra činí 1,12 M_⊙; jeho poloměr 4,34 R_ʘ; a jeho stáří je docela úctyhodné: (7,4 ±2,7) Gr. Jenže modelový výpočet ukázal, že už za 800 mil. let se červený obr rozepne tak, že zalije exoplanetu daleko dříve, než hvězda doputuje do špice větve červených obrů…

Jak zdůraznili N. Crouzet s týmem, sledování exoplanet, jež obíhají jasnější hvězdy, dává nejpřesnější výsledky. Dokázali to na případu exoplanety, která obíhá kolem cirkumpolární mateřské hvězdy BD +85 317 = XO-7 (Dra; δ ≳ +85°!; V 10,5 mag; G0 V; 6,25 kK; 1,4 M_⊙; 1,5 R_⊙; Fe/H = 0,43; 234 pc; 1,2 Gr). Hvězda byla sledována jak profesionálními, tak i amatérskými astronomy pomocí fotometrie od září 2012 do června 2014 a členové týmu pořídili téměř 44 tis. měření. Od července 2016 do července 2018 tým využil spektrograf SOPHIE instalovaný na 1,93m teleskopu observatoře OHP. Délka expozic spekter činila ~13 minut a střední chyba měření rychlosti činila ±13 m/s. Exoplaneta byla klasifikována jako horký Jupiter s následujícími parametry: (0,71 M_J; 1,37 M_J; hustota 0,34× voda; a = 0,0442 au ≃ 6,6 mil. km; per 2,86 d; e = 0,04; i = 83°.). Navíc autoři objevili další objekt o rychlosti 100 m/s pohybující se přímočaře. Spodní mez hmotnosti objektu činí 4 M_J a povahou může jít o dalšího obřího jupitera, ale i o hnědého trpaslíka nebo dokonce minihvězdu. V každém případě jde o perspektivní soustavu, v níž bude možné sledovat vlastnosti atmosfér horkých jupiterů a formy vývoje plynných obřích exoplanet.

P. Dorval a tým zjistili, že kolem hvězdy HD 85628 (Car; 8,2 mag; A7 V; 7,8 kK; 1,8 M_⊙; 1,9 R_⊙; Fe/H = 0; 172 pc; 800 mil. r.) obíhá exoplaneta b s parametry (3,1 M_J; 1,5 R_J; a = 0,047 au ≃ 7 mil. km; per 2,82 d; teplota v poledne 2,1 kK; retrográdní dráha |λ| =245°). Jde tedy o dosud nejjasnější tranzitujícího horkého jupitera na retrográdní dráze. Na pozorování se podílela řada aparatur: MASCARA (Multi-site All-Sky CAmeRA), 0,7m chilsko-maďarský automatický teleskop (CHAT), vláknový ešeletový optický spektrograf ESO ⌀1 m a aparatura CHIRON, jež potvrdila retrográdní pohyb exoplanety.

M. Nowak a tým GRAVITY ukázali, jak lze potvrdit existenci exoplanety objevené z křivky radiálních rychlostí pomocí inteferometru GRAVITY. Šlo o potvrzení existence exoplanety c u hvězdy β Pic. Autoři k tomu využili interferometru VLTI ESO. Potvrzení existence exoplanety umožnilo určení dynamické hmotnosti exoplanety c. Autoři dokázali určit polední teplotu polokoule exoplanety přivrácené k hvězdě: 1 250 ±50 K i její dynamickou hmotnost: 8,2 M_J. Stáří soustavy se odhaduje na 18,5 mil. let. To by mělo znamenat, že exoplaneta c naskočila na horký start, jenž je obvykle spojován s nestabilitou zárodečného disku. Jenže exoplaneta se nachází ve vzdálenosti 2,7 au, což je příliš blízko na to, aby exoplaneta mohla vznikat díky nestabilitě disku. Nízká hodnota jasnosti exoplanety ve filtru K = 14,3 mag však dává smysl vzniku tělesa akrecí na jádro. Tento rozpor lze však vyřešit nabíráním horkého jádra exoplanety anebo horkým akrečním šokem během vzniku exoplanety.

J. Lillo-Box s týmem zkoumali planetární soustavu červeného trpaslíka LHS 1140 (Cet, 14,2 mag; M 4,5 V; 3,2 kK; 0,0044 L_⊙; 0,18 M_⊙; 0,21 R_⊙; Fe/H −0,24; 15 pc; >5 Gr), jež byla objevena pomocí spektrografu HARPS a infračerveného kosmického teleskopu SST postupně v letech 2017–2018. Už v té době byly potvrzeny dvě exoplanety b: (6,5 M_⊕; 1,6 R_⊕; a = 0,094 au ≃ 14 mil. km; per 24,7 d; e <0,06; i = 90°) a c: (1,8 M_⊕; 1,2 R_⊕; 0,027 au ≃4 mil. km; per 3,77 d; e <0,3; i = 90°). Navíc byla předběžně potvrzena exoplaneta d: 4,8 M_⊕; per 79 d. Tato zpřesnění jsou založena na nových 113 vysoce přesných radiálních rychlostech pomocí ešeletového spektrografu ESPRESSO s průměrnou chybou ±1 m/s. Autoři také přibrali nové výsledky pozorování z družice TESS. Přitom je výhodou, že exoplaneta c se může docela podobat Zemi a systém se navíc nalézá poměrně blízko ke sluneční soustavě.

R. de Rosa s týmem se pokusili zlepšit údaje o vizuální exoplanetě 51 Eri b (≳3,6 M_J; a = 11 au; e = 0,5; i = 136°; per 28 r.) jež byla po 4 roky pozorována špičkovou zobrazovací kamerou GPI (Gemini Planet Imager) instalovanou v r. 2014 v ohnisku 8,1m teleskopu Gemini South v Chile na observatoři CTIO (Cerro Pachón; 2 722 m n. m.; 30° j. š.). Soustava byla nově pozorována kamerou SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch), jež pokrývá spektrální pásmo 0,5÷32 μm na observatoři VLT Paranal ESO. Výsledky těchto pozorování jsou v souladu s parametry dřívějších pozorování pomocí GPI. Navíc se podařilo určit hmotnost mateřské hvězdy 51 Eri (1,75 M_⊙). Protože činnost družice Gaia je prodloužena na 8 let, budou se parametry soustavy dále zlepšovat. Základní výhoda této soustavy pro studium historie vzniku a vývoje exoplanet spočívá v tom, že mladé zárodky budoucích planet jsou relativně teplé a chladnou pomalu. To znamená, že poměr jasností mezi hvězdou a rodící se exoplanetou je příznivější v poměru hvězda:exoplaneta = 1:10⁻⁶, což zmíněné špičkové zobrazovače dokáží zvládnout. Pro exoplanetu 51 Eri b tak bude k dispozici už téměř 29 % oblouku její oběžné dráhy.

Yifan Zhou s týmem představili výsledky svého pozorování další vizuální exoplanety, jež obíhá v úhlové vzdálenosti 7,1" od mateřské dvojhvězdy HD 106906 (Cru; 7,8 mag; 2×F5 V; 2×6,5 kK; 2×6,6 L_ʘ; úhrnná hmotnost 2,7 M_⊙; 2×1,5 R_⊙; oběžná doba složek <100 d; 103 pc; 15 Mr). Velká úhlová odlehlost exoplanety znamená, že autoři získali kvalitní data bez rušivého vlivu mateřské dvojhvězdy. Soustava byla snímkována a spektroskopicky sledována pomocí kamerami WFC3 i ACS HST v intervalu 14 let během devíti oběhů HST. Autoři tak dostali tyto parametry exoplanety: (11 M_J; 1,8 kK; 0,02 L_⊙; sp. L2.5-3; a ≥ 738 au; oběžná per. >3 tis. let). Poslední dva údaje představují problém, zda v takové vzdálenosti od mateřské dvojhvězdy mohly vzniknout dokonce dvě exoplanety, protože tak daleko od dvojhvězdy už nebylo dost stavebního materiálu ani pro jednu exoplanetu.

V. Kostov s týmem objevili díky družici TESS první cirkumbinární exoplanetu u dvojhvězdy TOI-1338 (Pic; 11,7 mag; F8+ M; F8: 6,2 kK+2,1 L_⊙; [1,1+0,3] M_⊙; [1,3+0,3] R_⊙; a = 0.13 au ≃ 19,5 mil. km; per = 14,6 d; Fe/H +0,01; 404 pc; 4,4 Gr). Cirkumbinární exoplaneta b má parametry: (33 M_⊕; 6,85 R_⊕; a = 0,46 au ≃ 69 mil. km; per. 95 d; e = 0,09; i = 89,4°) a je s chybou ≤1° koplanární s oběžnou rovinou dvojhvězdy. To znamená, že dvojhvězda TOI 1338 měla jen jeden cirkumbinární disk.

Ve výduti naší Galaxie probíhá poměrně vydatné pátrání po gravitačních mikročočkách. Existují dva mezinárodní týmy OGLE a KMT, které se spojily, aby prokázaly, že existují jednak bludné planety cestující volně uvnitř Galaxie, ale také exoplanety, které obíhají kolem mateřských hvězd v obřích vzdálenostech. Díky této aktivitě se daří objevovat krátké úkazy vyvolané pohybem osamělých exoplanet, popř. exoplanet na dráhách s obřími délkami poloos oběžných drah. P. Mróz s týmem objevili a analyzovali gravitační mikročočku OGLE-2019-BLG-0551. Celý úkaz se odehrál za necelé 3 dny a vymykal se také velmi nízkou amplitudou (≤0,1 mag) jasnosti. Einsteinova škála trvala jen (0,381 ±0,017) d a Einsteinův poloměr 4,35 μas byl rovněž výrazně menší než při běžných gravitačních setkáních hvězd: t_E~20 d a θ_E ~ 0,3 mas. Tak výrazné rozdíly lze objasnit právě tím, že existují bludné exoplanety, popř. exoplanety na velmi protáhlých dráhách, které se pohybují dostatečně pomalu. Zatímco existenci bludných exoplanet lze snadno vysvětlit, exoplanety na velmi protáhlých dráhách jsou záhadou kvůli nedostatku stavebního materiálu daleko od příslušné hvězdné kolébky. Vzpomeňme na neúspěšnou snahu M. Browna a K. Batygina, kteří od r. 2016 marně hledají vzdálenou 9. planetu o hmotnosti (5÷10)×M_⊕ v hlubinách naší Sluneční soustavy.

M. Knappová s týmem ASTERIA (Arcsecond Space Telescope Enabling Research in Astrophysics) zkonstruovali kosmický teleskop 6U CubeSat o vnějších rozměrech 100×200×300 mm a hmotnosti 10 kg. Cílem projektu bylo snížit systematický šum fotometrických pozorování, tj. zlepšit podstatně přesnost pointace na zvolený objekt a stabilizovat řízení teploty během pozorování. Oba požadavky se podařilo splnit. Přesnost pointace dosáhla 0,5" a tepelná stabilita se ustálila v rozmezí ±10 mK. ASTERIA odstartovala z paluby ISS v listopadu 2017 na první misi do února 2018 a na druhou misi v březnu 2018, jež trvala do konce května 2018. Během misí sledovala tranzitující exoplanetu e (8,0 M_⊕; 1,9 R_⊕; a = 0.015 au ≃ 2,25 mil. km; per 17,7 h; e = 0,05; i = 84°) obíhající kolem hvězdy 55 Cnc a zaznamenávala během častých tranzitů exoplanety e pokles jasnosti hvězdy o 374 ppm.

V r. 2005 konzorcium několika amerických observatoří uvedlo na observatoři Winer poblíž Tucsonu do provozu aparaturu KELT-North (Kilodegree Extremely Little Telescope). Čočka teleobjektivu má průměr 42 mm a zorné pole (26 × 26) □°. Zobrazování obstarává čip Apogee 4k×4k pixelů. Pro jemnější zobrazení je určena čočka s průměrem 71 mm s menším zorným polem (10,8 ×10,8) □°. Stejný systém KELT-South byl instalován na jihoafrické observatoři Sutherland v r. 2009. Obě zdánlivě miniaturní aparatury se velmi osvědčily při vyhledávání zajímavých objektů, protože objektů do 10 mag je na obloze dostatek a skoro každý objekt je něčím unikátní. Jak ukázali I. Wong a tým. Naprostým exotem mezi KELTy se zajisté dá prohlásit soustava KELT-9 (Cyg; 7,6 mag; A0 V; 10,1 kK; 2,5 M_⊙; 2,4 R_⊙; Fe/H = 0,03; 189 pc; 300 Mr). Jde o první hvězdu sp. třídy A, jež má potvrzenu exoplanetu, která ovšem také stojí za to. b: (2,9 M_J; 1,9 R_J; a = 0,035 au ≃ 5,25 mil. km; per 1,48 d!; e = 0; polední teplota 4,6 kK; noční teplota 3,0 kK). Noční teplota odpovídá směsi 50 % molekulového a 50 % atomového vodíku při tlaku 10 kPa.

G. Maciejewski aj. shrnuli výsledky dlouhodobého sledování soustavy hvězdy WASP-18 a velmi hmotné (10,3 M_J; 1,1 R_J) exoplanety b, jež je díky velmi těsné téměř kruhové dráze s oběžnou periodou 22,6 h jedinečnou laboratoří pro studium slapových jevů, které by měly být pozorovány už 28 let. Transit trvá 2,14 h. Velká poloosa dráhy činí jen 3 mil. km. Velikost radiálních rychlostí fotosféry v návaznosti na slapový potenciál planety lze přisoudit mateřské hvězdě soustavy. Jeho amplituda je v souladu jak s teoretickou předpovědí rovnovážných slapů, tak s elipsoidální modulací pozorovanou na oběžné fázové křivce. Za předpokladu kruhové dráhy bylo možné zpřesnit systémové parametry pomocí snímkování družicí TESS. Doba sledování je už dostatečně dlouhá, aby se mohlo projevit očekávané zkracování oběžné periody, ale to se nestalo. Autoři proto soudí, že upravená hodnota slapového parametru kvality hvězd musí být větší než 3,9×10⁶ s 95 % zárukou. Tento závěr je v souladu odvozeném ze studia populací horkých Jupiterů, jenž tvrdí, že účinnost slapové disipace je pro horké jupitery až o dva řády zeslabena. Tím roste význam studia soustavy WASP-18, kde se dá časem očekávat zkracování oběžné periody. Čas, kdy se tak stane, ukáže, jaká je vnitřní struktura horkých jupiterů.

M. Rhodes aj. zveřejnili údaje o soustavě Kepler-2 (= HAT-P-7A = BD+47 2846b; Cyg;10,5 mag; sp. pozdní A÷stř. F V; 1,6 M_⊙; 350 pc), které získali na základě vlastního SW WinFitter 6.4., jenž velmi dobře popisuje takové soustavy. K dobrému výsledku měření základních parametrů soustavy zajisté přispěla databáze >1,8 mil. měření, takže jejich přesnost činí 0,5 ppm. Podobně amplituda měření radiálních rychlostí měla přesnost ~2 m/s. S touto přesností má exoplaneta Kepler-2b tyto parametry: (1,8 M_J; 1,15×R_J; rovníková rotační rychlost 11 km/s; 2 kK; per 2,2 d).

I. Carleová s týmem objevili v soustavě TOI-421 = BD-14 1137 horký neptun a navíc ještě minineptun. Mateřskou hvězdou příběhu je jasnější žlutý trpaslík, jenž je primární složkou vizuální dvojhvězdy. Zde jsou jeho parametry: (Ori; 9,9 V mag; G9 V; 5,3 kK; 0,85 M_⊙; 0,87 R_⊙; Fe/H = −0,02; 75 pc; 9,4 Gr). Následující parametry patří vnitřnímu minineptunu b: (7,2 M_⊕; 2,7 R_⊕; hustota 2,0×voda; teplota 981 K; a = 0,056 au ≃ 8,4 mil. km; per 5,2 d; e = 0,16; i = 86°; trvání tranzitu 1,1 h). Poslední parametry patří horkému neptunu: c: (16,4 M_⊕; 5,1 R_⊕; hustota 0,685×voda; teplota 674 K; a = 0,119 au ≃ 17,85 mil. km; per = 16,07 d; e = 0.15; i = 88°; trvání transitu 2,7 h). Na těchto měřeních a pozorováních se podílela řada spektrografů včetně ešeletových a vláknových, ale i pozorování družicí TESS a hlavně asi 120 odborníků ze 71 institucí ze všech světadílů (včetně českých astronomů).

2.1.2. Obecné studie o exoplanetách

I když jde o odstavec o exoplanetách, k řadě z nich jistě patří exoměsíce, jak vidíme zřetelně, v naší Sluneční soustavě, kde hlavně čtyři velké planety mají povícero měsíců na stabilních drahách, takže po většinu života příslušné exoplanety početné exoměsíce určitě provázejí. V současné době jsou ovšem objevy exoměsíců na hraně potvrditelnosti a statistika je skrovná – zhruba 20 exoměsíců. Bude zřejmě potřeba citlivějších aparatur zejména pro objevy exoměsíců o rozměrech a hmotnostech našeho Měsíce. Je však prakticky jisté, že v Galaxii jsou měsíce daleko početnější složkou galaktických objektů. Přehledový článek o stavu zkoumání exoměsíců zveřejnila v zářijovém čísle časopise Sky and Telescope S. Hallová. Podle mínění astronomů, kteří identifikacím exoměsíců propadli, může v dohledné době nastat průlom díky využívání principů umělé inteligence. Družice TESS objevila během prvního roku svého provozu VII 2018–VII 2019 přes 1,1 tis. kandidátů exoplanet přednostně podobných Zemi a kolem hvězd podobných Slunci. Na objevy exoměsíců to sice nestačí, ale ten přelom v objevech exoměsíců se blíží.

M. Cashionová aj. se zabývali otázkou životnosti exoplanet v hustých kulových hvězdokupách, kde je hustota hvězd často tak vysoká, že každých 5 au je nějaká hvězda. Simulovali kulovou hvězdokupy 800 tis. hvězd po dobu 12 mld. let a zjistili, že do 1 mld. let po zrodu hvězdokupy je většina exoplanet zničena. Některé se zachrání přidružení k jiné hvězdě nebo velmi vzácně k hvězdné černé díře. Další se staly nomády putujícímu napříč hvězdokupou a případně ji opustí navždy. Autoři tak zjistili, že během života hvězdokupy se množství exoplanet sníží na 5÷20 % původního maximálního stavu.

D. Segura-Coxová aj. sledovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA okolí prahvězd v pásmu mikrovln. Snímkovali objekty o stáří ~1 mil. let a zjistili, že tyto struktury třídy II prořezávají příčné cesty ve střídání oválných prstenců a mezer mezi nimi. V molekulovém mračnu v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 144 pc objevili velký (~ 50 au) objekt IRS 63, který je mladší a patří do třídy I. Ale navzdory tomu už jevil stejné substruktury, jež předznamenávají vznik exoplanet. Proces jejich vzniku začíná zřejmě dříve, než se až dosud myslelo. Nejprve splývají zrnka prachu o rozměrech mikrometrů a nakonec ta drobotina vyroste na objekty větší a hmotnější než Země. J. Teskeová aj. se zabývali otázkou, proč exoplanety mívají vyšší metalicitu než mateřské hvězdy. Zkoumali zastoupení chemických prvků Fe, Mg, Si, Ni, O a C a počítali metalicity pro 24 obřích exoplanet chladnějších než 1 kK u 22 hvězd. Ze statistiky pak zjistili, že existuje korelace mezi zbylými kovy na exoplanetách a poměrem těkavých a žáruvzdorných prvků mateřských hvězd.

D. Deming a H. Knutson připomněli, že ̶ ač to nejspíš nikdo nepředpokládal ̶ sehrál infračervený kosmický teleskop SST (Spitzer Space Telescope) důležitou roli jak pro exoplanety, tak pro hnědé trpaslíky. SST se dokonce stal první aparaturou, která zaznamenala vysoké teploty horkých Jupiterů. SST pomohl objevit i gravitační mikročočkování nejen u hnědých trpaslíků, ale i u obřích jupiterů, kde dokázal pozorovat i sekundární zatmění, což vedlo k výpočtu denního tepelného vyzařování, Časy zatmění pomohly určit dynamiky oběhu horkých jupiterů kolem mateřských hvězd. SST také doplňoval měření HST v blízkém, ale i středním infračerveném pásmu. Dlouhé pasáže souvislých měření pak umožnily objevy dalších exoplanet a definování složité architektury systémů jako je např. TRAPPIST-1. Díky zpřesnění hmotností malých exoplanet ve velkých vzdálenostech od hvězdy pomocí gravitačního mikročočkování změřil SST i jejich paralaxy. Podobně byl teleskop úspěšný při studiu hnědých trpaslíků, když měřil jejich paralaxy a četnost zastoupení v prostoru Galaxie.

E. Wolf aj. se zabývali odolností exoplanet s cirkumbinárními dvojhvězdami. To znamená, že ozáření během oběhu kolem dvou hvězd může kolísat až o 50 % během 100 dnů. Tyto extrémy však budou zmírněny, pokud mají takové planety dostatečně velkou plochu a hloubku oceánů, jež dokáží extrémní kolísání výrazně zmírnit. Tato odolnost je docela výrazná. Na souši kolísá teplota jen o 5 K a během „ročních dob“ jen o 12 K. Oceány jsou mnohem odolnější a jejich teploty kolísá během oběhu jen o ≲ 2 K.

J. Venturiová aj. se věnovali možným důvodům vysvětlení statistického poklesu četnosti poloměrů exoplanet mezi Zemí a Neptunem. V práci předpokládají, že planety vznikají ze zárodků o velikosti našeho Měsíce. Zjistili, že efektivně nejsnáze vznikají kamenné exoplanety s hmotnostmi ~3M_⊕, kdežto směrem k 5M_⊕ už tvorba exoplanet silně klesá. Druhý vrchol četnosti exoplanet se pohybuje v rozmezí 10 M_⊕÷40 M_⊕ a nemá kloudné vysvětlení. Přitom superjupitery jsou téměř přilepeny na mateřské hvězdy. Autoři to přičítají dosud neznámým mechanismům potlačení akrece plynů nebo podporujícím únik vnější obálky exoplanety. Díky simulacím se jim podařilo vysvětlit, proč existuje první hrbol na křivce četností exoplanet následované hlubokým údolím na frekvenční křivce, která však má ještě druhý zmíněný hrbol kolem hmotnosti jupiterů. Zjistili, že první hrbol vděčí za svou výšku snadností, s níž začíná fungovat suchá akrece oblázků uvnitř sněhové čáry kolem hvězdy. Podle simulací hraje důležitou roli viskozita stavebního materiálu, která brání plynulém růstu hmotnosti planet. Kamenná jádra planet proto končí u hmotnosti 5 M_⊕, výjimečně se dostanou k hmotnosti 6÷7 M_⊕. O tuto hodnotu však brzo přijdou, protože rychle ztrácejí hmotu atmosfér ve vysokých deficitech až 3 M_⊕. Výsledkem je, zmíněná „poušť exoplanet“ s hmotnostmi jako Neptun. Jakmile koeficient viskozity „stavebního materiálu“ stoupne na hodnotu α ≳10⁻³, proces výstavby končí a během budoucnosti dochází k významnému odnosu ze stavby. Viskozita řádu α ≳10⁻⁴ umožňuje zrod exoplanet s hmotnostmi Marsu až 4 M_⊕.

P. Rimmer s týmem studovali pravděpodobné podmínky, které nastaly v první fázi vznikání exoplanet, kdy povrch rostoucích planet byl hojně bombardován většími tělesy, která se po rozpadu protoplanetárních disků dostala na nestabilní dráhy, takže setkání s nimi měnilo chemické a geologické složení povrchu planet v podmínkách redukčních planetárních atmosfér, v nichž převažoval CO, CH₄ a N₂. Autoři konali laboratorní pokusy pomocí terawattového laseru. V simulacích využívali směs 5 % HCN, 8 % C₂H₂, 5 % HC3N a 1 % NH₃. Takto sestavená směs byla v té době dominantní pro zvýšení energetické bilance Prazemě a její stabilizace na úrovni 0,4 % C₂H₂, 400 ppm HCN a 40 ppm NH₃. Epocha těžkého bombardování se vyznačovala stabilními spektrálními pásy na vlnových délkách 3,05 a 10,5 μm.

M. MacDonaldová aj. modelovali soustavy superzemí a miniaturních neptunů. Sestavili modely od plně kamenných planet přes kombinace kamenných planet s různě velkou příměsí těkavých látek až k těm, jež se z větší části z těkavých látek skládaly. Simulovali kompaktní modely čistě kamenné, a dále přecházeli ke kombinacím kamenných těles s různými těkavými příměsemi až po superzemě. Měnili také vzdálenosti mezi planetami, protáhlost jejich eliptických drah, počty tranzitujících planet u jedné hvězdy atd., což pak využili k vytěžení nových informací o superzemích vzniklých obřími impakty Simulace také posloužily k proměnám dalších proměnných veličin jako jsou mnohotranzity planet, vztahy mezi oběžnými dobami planet, trváních tranzitů, variacích tranzitů aj. Autoři podpořili domněnku, že odlišnost mezi superzeměmi a minineptuny vyplývá z vlastností lokálního prostředí; nejde o stochastický proces.

Mingyu Yan a Jun Yang se zabývali projevy hurikánů na terestrických exoplanetách, jež jsou důsledkem slapového uzamčení rotace těchto planet. Přitom právě tyto exoplanety u červených trpaslíků jsou primárním terčem pozornosti pro obyvatelnost životem. Autoři především zkoumali, zda hurikány probíhají při stálé teplotě povrchu. Brali v úvahu efekty rotace planety, teplotu povrchu a hlavní součásti atmosféry. Ukázali, že hurikány nevznikají na všech zamčených exoplanetách. U pozdních tříd červených trpaslíků vanou hurikány často, a to dnem i nocí. Pro planety, které jsou uprostřed zón obyvatelnosti je pravděpodobnost hurikánů nižší a případně nejsou vůbec. Pokud se chemické složení jejich atmosfér podobá atmosféře Země, tak je riziko zcela zanedbatelné. Hlavní roli hraje průměrná molekulová hmotnost. Jednotlivé parametry jako srážky, promíchávání oceánů, podnebí a charakteristické složení atmosféry jsou tím silně ovlivněny. Hurikány hrozí v atmosféře podobné Zemi při vázané rotaci 10 d, takže to snižuje možnosti rozvoje života v takovém prostředí.

M-P. Labontéová a T. Merlis se věnovali potenciální pravděpodobnosti výskytu života na planetách v ekosféře, jež mají slapově stacionární oběžnou dobu (viz např. náš Měsíc vůči Zemi), neboť tato stabilita je docela výhodná pro rozvoj života. Na takto uzamčených planetách je ovšem třeba, aby byl přítomen vodní oceán, který ideálně zaručuje teplotní podmínky díky velké tepelné kapacitě vody. Na takové planetě na její osvětlené straně může kolísat povrchová teplota řekněme o 10 %, ale interakce s noční atmosférou odvrácené strany v trvalé tmě může pomocí dostatečně rozsáhlých oceánů kontrolovat i teplotu na přivrácené straně planety. Tato interakce je ovšem silně závislá na gradientu teploty se vzdáleností od povrchu planety. Teplotní gradienty v horních vrstvách troposféry jsou naštěstí mírné a na odvrácené straně planety moc neprší. Zato na přivrácené straně se udržuje v atmosféře potřebná vlhkost. Takže na straně planety přivrácené ke hvězdě se udržují poměrně slušné podmínky pro život.

M. Walterová a M. Běhounková připomněly, že teplotní, orbitální a rotační dynamika planet je propojena složitými zpětnými vazbami. Rheologická struktura planety určuje její citlivost na slapové deformace a následně tvar její oběžné dráhy. Oběžné parametry a rotace zpětně řídí tempo slapových disipací, které mohou velmi silně proměnit stav vnitřku planety. Autorky nejprve vyzkoušely parametrické varianty přenosu tepla a vztahu ke slapovým disipacím. Právě disipace slapového ohřevu hrají hlavní roli ve srovnání se synchronní rotací. Autorky využily příkladů tří exoplanet (GJ 625 b, GJ 411 b, Proxima Centauri b). Model, který vypadá nadějně, je založen na stabilním oceánu magmatu a odpovídající změně rotace. Když se planety dostanou do synchronní rotace, zpomalí se vývoj změn dráhy a zakonzervuje se výstřednost dráhy příslušné planety.

D. Bashi aj. uvedli známou skutečnost, že v Galaxii se dají rozpoznat příslušnosti hvězd do tenkého a tlustého disku pomocí dvou kritérií, tj. metalicity a kinematiky. Zatím se však neví, zda podobné dělení platí také pro exoplanety, které kolem hvězd obíhají. K tomu je nutně potřebné mít dostatečné množství potřebných údajů. Autoři využili nedávného zveřejnění archivní databáze založené na programech měření radiálních rychlostí nízkohmotných (tj. malých) exoplanet pomocí velmi přesného spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher). Střední chyba měření 1 m/s odpovídá rychlosti pomalé chůze (3,5 km/h). Hvězdy s nízkou metalicitou a velmi hmotné hvězdy nemají mnoho malých exoplanet (periody 2÷100 d; 1÷20 M_⊕); u trpasličích hvězd sp. tříd FGK mají v průměru 0,36 exoplanet. Zatím se zdá, že počet exoplanet u hvězd tenkého i tlustého disku je ovlivněn pouze stupněm metalicity (tj. stářím) a hmotností mateřských hvězd.

M. Pinto aj. se věnovali exoplanetám, jejichž mateřské hvězdy spektrálních tříd K a G už opustily hlavní posloupnost a nafoukly se na obry. Dnes už je známo ~120 exoplanet obíhajících kolem takto starých hvězd a jejich parametry se hodně liší od exoplanet obíhajících kolem hvězd hlavní posloupnosti týchž spektrálních tříd. Nakonec se soustředili na čtyři hvězdy z Lickovy přehlídky. Přesné radiální rychlosti jejich exoplanet byly sledovány po 12 let a odtud se podařilo prokázat existenci exoplanet u hvězd HD 25723 (5,6 mag; K1 III; 4,8 kK; 88 L_⊙; 2,1 M_⊙; 14 R_⊙; Fe/H = −0.03; 118 pc; 0,95 Gr). HD 25723 b (per 1,25 r; a = 1,5 au; e = 0,04). HD 25723 c (per 6,22 r; a = 4,35 au; e =0,34). 17 Sco (5,2 mag; K3 III; 4,2 kK; 180 L_⊙; 1,2 M_⊙; 26 R_⊙; Fe/H = −0.01; 116 pc; 5,1Gr). 17 Sco b (per 1,58 r; a = 1,45 au; e = 0,06;) 3 Cnc b ≥ 4,3 M_J). Další dva obři mají kandidáty na hmotné exoplanety: 3 Cnc (5,6 mag; K3 III; 4,3 kK; 479 L_⊙; 2,9 M_⊙; 39 R_⊙; Fe/H = 0,06; 243 pc; 430 Mr). 3 Cnc b (per 2,34 r; a = 2,52 au; 0,04) a 44 UMa (5,1 mag; K3 III; 4,2 kK; 570 L_⊙; 2,2 M_⊙; 45 R_ʘ; Fe/H = −0,21; 200 pc; 1,05 Gr). 44 UMa b (per 2,15 r; a = 2,16 au; e = 0,11): Autoři také odvodili spodní meze hmotností exoplanet HD 25723 b: 2,5 M_J; HD 25723 c: 1,3 M_J; 17 Sco b: 4,3 M_J; 3 Cnc: 20,7 M_J a 44 UMa: 12,1 M_J.

G. Duvvuri aj. se věnovali simulaci skutečného příběhu bílého trpaslíka WD 1145+017 (Vir, 17 mag; DB; 15 kK; 0,6 M_⊙; 1,4 R_⊕; Fe/H = −0,1; 174 pc; 774 Mr), kolem něhož obíhá trpasličí planeta b o hmotnosti trpasličí planety Haumea (≲10²¹ kg) v Edgeworthově-Kuiperovu pásu za Neptunem. Autoři pozorovali nepravidelnosti v časech tranzitů, což svědčí o silných slapech, které trpasličí planetu b postupně likvidují. Není divu, když trpasličí planeta obíhá ve vzdálenosti pouhých 810 tis. km od zářivého bílého trpaslíka v oběžné periodě 4,5 h! Podle jejich názoru je možné, že by se stejným mechanismem mohlo podařit objasnit záhadné poklesy jasnosti hvězdy T. S. Boyajianové (KIC 8462852). V každém případě budoucí přehlídkové dalekohledy na Zemi i v kosmickém prostoru budou mít nové téma: nekroplanetologie exoplanet.

R. Wittenmyer s týmem s dramatickým tvrzením ohledně údajně vysokého zastoupené obřích exoplanet třídy horkých jupiterů, které podle dosavadních statistik vysoce převažovaly chladné jupitery. Skoro to vypadalo, že sluneční soustava je něco zcela exotického. Anglo-australský archiv, který byl založen před 18 lety, ukázal, že chladní jupiteři představují 6,7 % archivu, zatímco horcí jupiteři jen 0,8 %, takže jsou téměř o řád méně početní, ale zato velmi aktivní díky svým vysokým povrchovým teplotám. Obecně je zastoupení obřích planet ve vzdálenostech >1 au konstantní. Rozhodně je potřebné, aby proběhlo neutrální sčítání exoplanet, jež by ukázalo, jak početné jsou soustavy podobné našemu slunečnímu systému.

R. Zellem a tým proto apelují na občanskou vědu (citizen science), kdy majitelé i docela malých dalekohledů (⌀ ≥ 150 mm) mohou výrazně přispět k masové podpoře pozorování transitů planet v širokém rozsahu velikostí a oběžných dob.

J. Aston a sedm týmů ze čtyř států (SRN, UK, CH, Chile) se dohodlo na přehlídce NGTS (Next Generation Transit Survey) planetárních soustav poblíž spodní hranice hvězd, které spustily termonukleární reakce. Na Cerro Paranal bylo instalováno ve výšce 2,4 km 12 dalekohledů s objektivy ⌀ 0,2 m a zorným polem 8 □°, čili celkově 96 □°. Snímkování začalo v r. 2016 a probíhá v pásmu 520÷890 nm. V přehlídce se podařilo objevit dvojhvězdu červených trpaslíků NGTS J0930–18 AB, z nichž sekundární složka je docela blízko minimální hodnotě pro jadernou fúzi (V 15,3 mag; 0,0818 M_⊙; 0,1059 R_⊙). Primární raná složka má parametry: (T 4,0 kK; 0,58 M_⊙; 0,58 R_⊙; Fe/H = −0,01; 9,9 Gr) a sekundární složka: (0,0818 M_⊙; 85,7 M_J; 0,106 R_⊙; 1,05 R_J; a = 0,022 au ≃ 3,3 mil. km; per 1,33 d). Lze očekávat, že právě v přechodné oblasti mezi nejnižšími hmotnostmi hvězd a nejvyššími hmotnostmi hnědých trpaslíků jsou ukryta různá překvapení.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LV. (2020).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 28. februára 2022