ŽEŇ OBJEVŮ 2015 (L.) - DÍL A
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

30. dubna 2015 v 19:26 UT skončila mise sondy MESSENGER nárazem do planety (rychlostí 3,91 km/s v souřadnicích 54,5N, 210,1E). Mise s celým názvem MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging začala startem 3. 8. 2004. Na cestě k Merkuru sonda provedla gravitační manévry kolem Země (2. 8. 2005) a Venuše (24. 10. 2006 a 5. 6. 2007). Poté následovaly tři průlety kolem Merkuru (14. 1. 2008, 6. 10. 2008 a 29. 9. 2009). Nakonec se sonda dostala na protáhlou eliptickou dráhu kolem planety (18. 3. 2011, 15 tis. km × 200 km), kde pracovala čtyři roky (oběhla planetu celkem 4 105×). V březnu 2014 bylo pericentrum dráhy sníženo pod 50 km. Sonda pracovala o 3 roky, než se původně plánovalo, a skončila až kvůli vyčerpání zásob pohonných látek ke korekcím dráhy.

M. Bruck Syalová aj. využili data z neutronového spektrometru i z pozemních laboratorních měření k vysvětlení, proč je Merkur na povrchu tmavý (dokonce o 7 % více, než Měsíc). Zatímco více než polovinu objemu planety tvoří železo (sahá až k 85 % poloměru), na povrchu není skoro žádné. Tmavý materiál, tvořící asi 3–6 % povrchu je tvořen uhlíkem. Ten sem podle studie donesly mikrometeority z kometárního materiálu bohatého na uhlík. Mikrometeoritů u Merkuru je podle modelů asi 50× více, než u Měsíce, což dává dobrou shodu s pozorovaným tmavším albedem Merkuru.

A. Stark aj. analyzovali data z tří roků měření laserovým výškoměrem a určili tak přesněji rotační parametry Merkuru. Planeta podle nových měření rotuje o 9 sekund rychleji (doba otočky 58,6460768 dne ±0.78 s). Na vině jsou gravitační efekty jiných těles (především Jupiteru). Tým tak potvrdil, že vnější jádro Merkuru je tekuté a rotuje jinou rychlostí, než vnitřní tuhé vrstvy.

C. Johnsonová aj. prokázali, že Merkur je kromě Země jedinou planetou, u níž existovalo magnetické dynamo generované vnitřními procesy. Z měření při nízkých průletech pod 150 km vyplývá, že horniny, které krystalizovaly v kůře Merkuru před 3,7 až 3,9 miliardami let v sobě uvěznily remanentní magnetické pole.

1.1.2. Venuše

Skončila mise Venus Express. Tato evropská sonda pracovala u Venuše od 11. 4. 2006 na protáhlé polární dráze 66 000 × 250 km. Během roku 2014 bylo pericentrum její dráhy sníženo pod 200 km až na rekordních 129,3 km (proměnné brzdění sondy v atmosféře prokázalo, že hustota atmosféry kolísá v čase). Oběžná dráha se zkrátila z 24 hodin na 22 h 20 min. S tím, jak došlo palivo, se sonda 28. 11. 2014 odmlčela a mise byla 16. 12. 2014 oficiálně ukončena. Předpokládá se, že sonda zanikla v atmosféře přibližně v polovině ledna 2015. Sonda pozorovala infračerveným spektrometrem rychlé změny povrchové teploty v tektonických riftových zónách a v návaznosti na tato pozorování stouplo i množství oxidu siřičitého ve vrchních vrstvách atmosféry v letech 2006–2007 s následným poklesem do roku 2012. Horké skvrny se nachází v místech, kde jsou lávové proudy staré maximálně 2,5 miliónu let. Pozorování přispělo k potvrzení hypotézy, že na Venuši probíhá vulkanická aktivita.

Po pěti letech se v prosinci 2015 vrátila k Venuši japonská sonda Akatsuki („Úsvit“). Té se předčasně vypnul v prosinci 2010 brzdící motor, který by ji navedl na oběžnou dráhu. Japonští inženýři však vymysleli záložní plán a brzdění zopakovali s pomocí čtyř orientačních trysek zapálených na 20 minut. Od 7. 12. 2015 je tedy sonda na protáhlé dráze kolem planety 440 000 × 400 km a oběžnou dobou 13 dní a 14 hodin. Jakmile bude dráha během roku 2016 snížena (oběh přibližně jednou za 9 dní), započne vědecký výzkum. Hlavním bodem zájmu bude atmosféra planety, kde tak naváže na výzkum Venus Express. Mise má trvat dva roky.

B. Grocholski uvádí, že jako má Jupiter svoji Velkou červenou skvrnu, Venuše má také svůj trvalý atmosférický útvar ve tvaru velkého Y. Tento útvar patrný jen na snímcích v ultrafialovém oboru se pokusil vysvětlit J. Peralta aj. pomocí aktualizovaného atmosférického modelu. Větrem deformovaná rovníková vlna v něm reprodukovala svým tvarem, tmavostí a časovým vývojem pozorovaný jev tvaru Y. Model by mohl být použitelný i pro jiná pomalu rotující tělesa nejen v naší planetární soustavě.

R. Todd Clancy aj. prezentovali výsledky mapování větru v nižší termosféře Venuše (100–120 km) poblíž terminátorů planety. Použili k tomu radioteleskop Jamese Clerka Maxwella při přechodu Venuše přes Slunce 2012. Před přechodem a po něm měřili rychlosti větru na noční straně Venuše, kde panují dost chaotické poměry, co se větru týče. Během přechodu Venuše zjistili, že na večerním terminátoru vanou nadzvukové větry rychlostí 200–300 m/s, což je o 50–150 m/s více, než na ranním terminátoru. Vysvětlení navíc komplikuje fakt, že během časové škály pozorování 1–2 hodiny kolísala rychlost větru až o 50 %.

1.1.3. Země – Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

D. Peppe & D. Royerová a také C. Poulsen aj. uvádějí, že změny v koncentraci kyslíku měly v minulosti vliv na změny teploty na Zemi. Simulace podnebí do dávné minulosti se totiž často nedaří napasovat na pozorovaná data, pokud není zahrnuta nerealisticky vysoká hodnota zastoupení oxidu uhličitého. Řešení přichází z nečekané strany. Množství kyslíku v atmosféře ovlivňuje skleníkový efekt. Během posledních 500 mil. let kolísala koncentrace kyslíku v atmosféře mezi 10 a 35 %. Simulace ukázaly, že v dobách nízké koncentrace kyslíku a tím nižší hustoty atmosféry, je rozptyl krátkovlnného záření na molekulách vzduchu a oblačnosti menší. Důsledkem zvýšeného působení krátkovlnného záření na povrch oceánů je větší výpar a zvýšení průměrného množství srážek, což má za následek zvýšení globální povrchové teploty.

A. DeAngelis aj. uvádějí, že když se na Zemi zvýší průměrná teplota, množství srážek se nezvýší tak, jak mnohé modely předpokládají, protože vodní pára v atmosféře začne silněji pohlcovat složku blízkého infračerveného záření. Na koloběhu vody se podílí množství pohlceného záření při povrchu. Jestliže se ale zvýší množství vodní páry v atmosféře, tento cyklus je narušen a výpar se zmenší. Problém dosavadních klimatických modelů spočívá ve velkých nárocích na výpočetní čas. Pokud tedy do nich zahrneme nejtypičtější vlnové délky slunečního záření, které se podílejí na ohřevu povrchu a atmosféry, a naopak ostatní vlnové délky zanedbáme, nebo zjednodušíme model tím, že je sloučíme dohromady, může docházet k odchylkám od reality. Teorie sice popisuje celosvětový pohled na množství srážek, ale nedokáže objasnit, jaký vliv má globální oteplování na množství lokálních srážek. Je zřejmé, že náš pohled na mechanismus pohlcování tepelného záření v atmosféře není ještě dostatečně přesný.

Podle údajů amerického Národního úřadu pro oceány a atmosféru (NOAA) dosáhlo od začátku měření v roce 1960 zastoupení oxidu uhličitého v atmosféře v roce 2015 nového rekordu. Celosvětová měsíční hodnota CO₂ překročila v březnu 400 částic na milión (ppm). Denní hodnoty CO₂ v oblasti Arktidy překročily koncentraci 400 ppm už v roce 2012.

Mezinárodní meteorologická organizace uvádí, že ozónová díra nad Antarktidou byla v roce 2015 třetí největší v historii, po rekordních letech 2000 a 2006. V září a říjnu zabírala plochu 26,9 mil. km². Důvodem by měly být nižší teploty v polární stratosféře, než je tam obvyklé. To vedlo k tvorbě oblačnosti, na jejímž povrchu se chlor mohl snáze měnit na látky ničící ozón. Z dlouhodobého hlediska se stále očekává, že dojde k obnovení ozónové vrstvy, neboť je všeobecně dodržován Montrealský protokol o nevypouštění plynů ničících ozón.

J. Mitrovica aj. potvrzují, že růst výšky hladiny oceánů v důsledku tání pevninských ledovců má vliv na zpomalování rotace Země. Zpřesnili tak výpočty provedené v roce 2002 a přepočítali, jak se měnila poloha geografických pólů za poslední 3 000 let.

Podle J. Rosenové stoupá hladina oceánů více, než se očekávalo. Zatímco během devadesátých let byl růst pomalejší, nyní se zrychluje a činí 2,6 až 2,9 milimetru za rok.

Mezinárodní meteorologická organizace zmínila, že ve východní rovníkové části Tichého oceánu stoupala povrchová teplota s tím, jak zesiloval jev El Niño. Teplota o dva stupně vyšší, než normál řadí El Niño roku 2015 mezi nejsilnější spolu s roky 1972–73, 1982–83 a 1997–98. Modely předpokládají pokračování jevu až do roku 2016.

Jaké jsou naše představy o původu vody na Zemi, upřesnila studie na základě měření sondy Rosetta. H. Schliting aj. uvádí, že původní voda se odpařila v důsledku těžkého bombardování (období vzniku Měsíce a zásahy planetkami). Objem vody na Zemi je asi 1,4 mld. km³. To by dokázaly přinést komety v počtu několika tisíc, pokud by velikost jádra byla průměrně 50 km. K. Altweggová aj. však z měření sondy Rosetta u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková prokázali, že podíl deuteria a běžného vodíku je zde 3,5× vyšší, než v pozemských oceánech. W. Panerová a J. Pigott uvažují, že by voda mohla pocházet z hlubin Země, z minerálu ringwoodit, ve vrstvě v hloubce 500 až 800 km. Jenže se ukazuje, že desková tektonika začíná až zhruba miliardu let po vzniku Země, takže voda se na Zemi musela dostat spíše z kosmu a potom se do hry vrací představa, že ji sem donesly planetky pokryté ledem.

Tým L. Hallisové zkoumal poměr deuteria a běžného vodíku v lávách na Baffinově ostrově a Islandu, přičemž zjistili, že hluboko v zemském plášti, kde by měly být horniny kompletně izolovány od povrchu, je méně deuteria. Vědci se domnívají, že výskyt této „odlišné vody“ naznačuje, že Země ji získala ještě z prachu obaleného ledem vznikající prasluneční mlhoviny.

M. Romano a R. Cifelli připomněli, že před 100 lety přišel Alfred Wegener s myšlenkou kontinentálního driftu. Tento německý geofyzik a meteorolog a badatel, který přispěl k prvním výzkumům v oblasti Grónska, přišel již 6. ledna 1912 s první tezí o pohybu kontinentů, ovšem klíčové dílo vydal až v roce 1915.

S. Bowlerová uvádí, že je pro nás dosud hádankou vývoj vnitřních partií Země. Otázka, zda zemské magnetické pole je závislé na tuhém vnitřním jádru, zůstává nevyřešena. Od roku 2013 se zdá, že vnitřní jádro vzniklo teprve před 500 mil. let. Pak ale vzniká otázka, jak mohl fungovat stabilní efekt dynama již před 3,9 miliardami let?

Podle studie J. Tarduna a kolegů z University of Rochester měla mladá Země magnetické pole měnící svoji indukci od 12 % do 100 % současných hodnot. Měřili slabé stopy magnetismu v železitých minerálech uvězněných uvnitř zirkonových krystalů starých až 4 miliardy let, které se nacházely v západní Austrálii. Dosud se nepředpokládalo, že Země byla schopna vytvořit magnetické pole tak brzy. Už v té době představovalo dobrý, nebo dokonce téměř dokonalý, štít proti slunečnímu větru. To činilo z mladé Země dobré místo pro život už 500 mil. let po jejím vzniku. Zároveň to ukazuje na existenci deskové tektoniky na geologicky mladé planetě ještě před pozdním těžkým bombardováním.

C. Maas a U. Hansen vytvořili trojrozměrný model vznikající Země, kde zjišťovali, jak se formovaly silikátové krystaly v roztaveném magmatickém oceánu. V blízkosti pólů klesaly krystaly hlouběji než v rovníkových oblastech, protože Země rotovala velmi rychle, jen v řádu několika hodin. To mělo vliv na pozdější tvorbu pevné kůry.

Tým E. Handa prozkoumal šíření vln z 273 velkých zemětřesení, aby tak definitivně vyřešil, jak vypadají bubliny horkého magmatu v zemském plášti, které stoupají od zemského jádra k povrchu. Bylo objeveno celkem 28 takových vzestupných proudů, mnohé pod známými horkými skvrnami na zemském povrchu. Jejich šířka je větší, než se očekávalo, takže v důsledku přenáší více tepla ze zemského nitra, čímž hrají důležitou roli v ochlazování Země.

M. Rudolph aj. uvádí, že rozdílná viskozita uvnitř zemského pláště hraje klíčovou roli v řízení deskové tektoniky. Zjistili, že viskozita náhle stoupá v hloubkách 800 až 1200 km. Zde dochází k pozastavení subdukce zemských desek a vzestupných horkých proudů od zemského jádra. Ačkoli to pomáhá vysvětlit některé nově pozorované jevy, důvod, proč zde dochází k tak skokovému zvýšení viskozity, zůstává záhadou.

R. Hazen aj. uvádějí, že z odhadovaného počtu téměř 7 tisíc minerálů jich dnes více než 1 563 neznáme. Nejvíce neznámých minerálů připadá na sloučeniny sodíku, kde je to až 35 % dosud neobjevených minerálů, kolem čtvrtiny jsou to sloučeniny hliníku nebo uhlíku a pětinu neznámých minerálů tvoří sloučeniny obsahující například měď, hořčík nebo síru. Nalezení těchto minerálů může mít přirozeně velký ekonomický dopad s ohledem na to, které významné prvky budou obsahovat.

NASA vypustila čtyři družice MMS (Magnetosphere Multiscale Mission), které tvoří oktagony velké 3,5 m s 11 vědeckými přístroji. Některé jsou na tyčích, z nichž nejdelší má přes 6 metrů. Družice létají ve formaci čtyřstěnu 10 km od sebe a svoji polohu musí udržet s přesností na 100 metrů. Životnost je odhadována na dva roky. Jejich úkolem je prostorové sledování magnetických rekonexí. Při rekonexi se uvolňuje energie miliard až biliónů tun TNT. Důsledkem rekonexí je, že částice slunečního větru jsou nasměrovány do zemské atmosféry, což vede k polárním zářím.

Tým Nikolaje Østgaarda vyhodnotili data z družice Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager z let 2006 až 2012 a zjistili, že vysokofrekvenční záblesky gama jsou v zemské atmosféře mnohem běžnější, než se předpokládalo. Když byly tyto záblesky v roce 1994 objeveny v souvislosti s blesky v bouřích, mělo se za to, že jsou poměrně vzácné. Nyní vědci odhalili na 200 takových záblesků.

B. Dormiey připomíná význam dočasných měsíců Země. Jde o tzv. Temporarily Captured Objects (TCO), tedy většinou planetky o rozměru několik metrů, které jsou dočasně zachyceny v okolí naší planety. Příkladem z minulosti je planetka o rozměru asi 7 metrů označená 2006 RH120, která v letech 2006–2007 dočasně obíhala kolem Země. Je jasné, že taková planetka by byla výborně dostupná ke studiu, nebo by bylo vhodné ji navést do atmosféry a poté zkoumat její složení v podobě meteoritů (jako například u tělesa 2008 TC3, které jsme jako planetku našli krátce před vstupem do atmosféry a poté byly v Súdánu sbírány meteority).

1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi

B. Schoene aj. uskutečnili geochronologickou analýzu hornin Deccanské plošiny, aby posoudili přesněji její vliv na globální vymírání v období na konci křídy. Uvádí se, že dopad planetky v oblasti dnešního Yucatánského poloostrova společně s intenzivní sopečnou činností v oblasti dnešní Indie stojí za velkým vymíráním organismů na konci druhohor. Dataci hornin provedli s pomocí uranovo-olověné metody minerálu zirkonu. Dospěli k tomu, že hlavní fáze sopečné činnosti v oblasti Deccanské plošiny začala 250 000 let před hranicí třetihor a že nejméně 1,1 mil. km³ lávy bylo vyvrženo během asi 750 000 roků. Tato zjištění podpořila výše zmíněnou domněnku, že za změnou klimatu stála také sopečná činnost v dnešní centrální Indii.

P. Renne aj. uvádí, že dopad planetky v oblasti kráteru Chicxulub (Yucatán, Mexiko) a sopečné erupce v Indii mohou mít přímou souvislost. Pomocí velmi přesné metody 40Ar/39Ar ukázali, že nejmasivnější výlevy v oblasti Deccanské plošiny proběhly v období 50 000 let kolem dopadu planetky. Poté, co sopečná činnost postupně klesala, mohly se dát ekosystémy opět dohromady, ovšem to mohlo nastat až v období asi 500 000 let po impaktu.

M. Rampino & K. Caldeira zkoumali periodicitu výskytu velkých impaktů a vymírání organismů během posledních 260 miliónů let. Zkoumáním 37 kráterů 15 až 254 mil. let starých došli k periodicitě výskytu 25,8 ± 0,6 mil. roků. Periodicita osmi největších vymírání je pak použitím stejné metody 27,0 ± 0,7 mil. let. Z 11 výrazných impaktů jich pět přímo koreluje s vymíráním, ale pořád je možné, že to není dostatečně prokazatelné.

L. Sallan a A. Galimberti ve svém výzkumu vývoje života po velkém devonském vymírání před 359 mil. lety uvádí, že došlo k významnému zmenšení velikosti těl obratlovců a to nejméně po dobu následujících 36 mil. roků. Většina rychle se rozvíjejících obratlovců, jako byly ryby, žraloci a čtyřnožci (tetrapodi), dosahovala délky menší než jeden metr. Oproti tomu diverzita větších obratlovců byla velmi malá, což je v ostrém kontrastu s dobou před vymíráním, kdy tito obratlovci dominovali.

W. Napier, D. Asher, M. Bailey a D. Steel publikovali článek, v němž poukazují na nebezpečnost objektů ze vzdálenějších míst Sluneční soustavy pro Zemi. Jde především o tzv. Kentaury, tedy objekty mezi drahami Jupiteru a Neptunu a tělesa z Edgeworthova-Kuiperova pásu za dráhou Neptunu. Představa je taková, že jestliže se nějaké takové těleso dostane působením gravitace Jupiteru do vnitřních částí Sluneční soustavy, dochází zde k jeho fragmentaci na mnoho menších těles, která pak přináší nebezpečí střetu se Zemí. Příkladem takového tělesa může být kometa Encke a celý komplex těles s ní spojených. Předpokládá se, že vznikl rozpadem jedné obří komety před mnoha tisíci lety. Dnes se v tomto komplexu předpokládá existence mnoha velkých těles, a to nejen metrových rozměrů, ale zřejmě i několika set metrových, tedy včetně několika planetek, které již nejeví kometární aktivitu.

D. Grinspoon uvádí, že jestliže v současnosti zažíváme vymírání organismů ve velkém měřítku, není to ještě nic proti událostem v minulosti. Například když se kyanobakterie naučily využívat fotosyntézu asi před 2,5 miliardami let, zamořily atmosféru pro život jedovatým kyslíkem. Došlo k rozvrácení methanového cyklu, zeslabení skleníkového jevu a Země upadla do hlubokého celoplanetárního mrazu. Poté však došlo k další explozi života vrcholící v kambriu před 530 milióny let. Dnes my jako lidstvo zažíváme podobné změny klimatu, avšak ty nejsou ničím, oproti tomu, s čím se budeme muset umět vyrovnat, pokud naše civilizace vydrží tisíce let. Například další doba ledová by pro nás byla velkou zkouškou. Podobně nám hrozí kosmické katastrofy, jako je náraz komety nebo srážka s planetkou. Nejdřív se ale musíme domluvit, jak nakládat s naší planetou a přežít alespoň následujících sto let.

1.1.3.3. Bolidy a meteority

Na našem území se našel 23. meteorit s rodokmenem. Bolid Vysočina zazářil 9. 12. 2014 a 20. 12. se podařilo panu Tomáši Holendovi nalézt jeden úlomek meteoritu. Jeho hmotnost i pozice nálezu perfektně odpovídala výpočtům astronomů z Ondřejova (P. Spurný, J. Borovička). Světelná dráha bolidu byla dlouhá 170 km od Opavy k Bohdalovu u Žďáru nad Sázavou a trvala 9 sekund. Pohasl 25 km nad zemí při rychlosti 5 km/s. Z původních 200 kg meteoroidu zbyl necelý 1 kg meteoritů. Původní těleso obíhalo mezi pásem planetek a dráhou Venuše.

Tým J. Tótha vydal zprávu shrnující pád meteoritů Košice 28. 2. 2010. Tehdy šlo teprve o 15. meteorit s rodokmenem, a přestože existovala řada očitých svědectví, k výpočtu šlo použít jen tři záznamy z bezpečnostních kamer v Maďarsku. Na jejich základě však byla vypočítána dráha ve Sluneční soustavě a také dopadová oblast meteoritů. V oblasti o rozměrech 5 × 3 km bylo sesbíráno na 218 fragmentů o úhrnné hmotnosti 11,3 kg. Konečná analýza určila, že šlo o obyčejný chondrit typu H5. Tým D. Ozdina se podíval na petrochemické složení meteoritu Košice. Chondrule mají typický rozměr kolem 1,2 mm v průměru, krusta byla tlustá asi 0,6 mm. Vnitřní složení odpovídá brekciím, které prošly relativně rychlým chladnutím. Zajímavostí je, že meteorit Košice je složením podobný meteoritu Morávka z denního bolidu 6. 4. 2000.

J. Bryson aj. prozkoumali meteority Imilac (1822) a Esquel (1951) z Jihoafrické republiky pomocí nanomagnetické metody. Výsledkem zkoumání je, že tyto tzv. pallasity (vzácné meteority hrubozrnné struktury s kamenoželezitým složením) pocházející z rozhraní jádra a pláště bývalých planetesimál, v sobě uchovávají informaci (zamrzlé magnetické pole) o krátkém období magnetismu těchto těles. Ten by měl být způsoben konvekcí uvnitř těchto těles.

B. Grocholski uvádí, že složení zemského jádra nám může napovědět, jak a odkud se vzaly prvky, které jej tvoří. Hlavními složkami jsou železo a nikl, ale také příměs dalších prvků, mezi nimiž nechybí křemík. N. Dauphas aj. zjistili, že poměr izotopů křemíku ve speciální skupině meteoritů, zvaných angrity, odpovídá složení zemského pláště. Tento objev pak napovídá, že v zemském jádru je méně křemíku, než se očekávalo a že jeho původ je přímo v prasluneční mlhovině.

Ačkoli k pádu velkého bolidu nad Čeljabinskem došlo již 15. února 2013 (největší superbolid od Tunguzské události v roce 1908), ještě více než dva roky poté není zcela jasné, kde přesně se pohyboval původní meteoroid resp. malá planetka. Tým kolem C. & R. de la Fuente Marcose se na problém podíval pomocí simulace mnoha těles (N-body) a dostali přesné dráhové parametry původního tělesa, které sedí na událost nad Čeljabinskou oblastí. Jejich výpočet dává časovou nepřesnost 0,2 s a prostorovou 6 km. Mimo jiné naznačuje, že v dráze původního tělesa mohou být i další planetky, např. se ukázala přímá souvislost dráhy impaktoru s dráhou planetky 2011 EO40. Ve své další studii se tým stejného autora ještě dotýká problému, zda největší bolidy nastávají zcela náhodně, nebo zda se kumulují do určitých období během roku. Ukázalo se, že události nenastávají zcela náhodně a že vlivem gravitace planet, především Jupiteru vznikají rezonanční skupiny blízkozemních planetek a mladých proudů meteoroidů, což pak zvyšuje pravděpodobnost události, jako byla ta v Čeljabinsku jen do určité části roku.

Tým K. Rightera se zaměřil na mineralogické složení a historii mateřského tělesa bolidu nad Čeljabinskem. Těleso bylo tvořeno třemi druhy hornin. První je světlý materiál chondritu typu LL5 až S4, který prošel přeměnou vlivem teploty a tlaku při srážce. Dále je to tmavší chondrit typu LL5, kde ztmavení bylo způsobeno roztavením. Třetí část tvoří brekcie přetavená za vysoké teploty (asi 1600 °C), která se pak následně rychle ochladila a uvolnila množství plynu. Chronologická analýza ukázala na nejméně osm srážek s jinými tělesy, většinou před více než miliardou let. Poslední tři srážky proběhly před přibližně 852, 312 a 27 milióny let. Měření vzácných plynů však naznačilo, že mateřské těleso Čeljabinského úkazu vzniklo poměrně nedávným rozpadem blízkozemní planetky před asi miliónem let.

17. ledna 2009 prolétl jasný bolid nad Baltským mořem a po několika týdnech byl u dánského městečka Maribo nalezen meteorit. Tento bolid je zajímavý tím, že jeho pád byl zaznamenán nejen opticky a fotoelektricky, jak je obvyklé, ale také pomocí radaru na frekvenci 32,5 MHz. C. Shult aj. uvádí na základě analýzy radarových dat, že vstupní rychlost meteoroidu byla 28,5 km/s a odhadovaná hmotnost 250 kg. Složení meteoritu i vstupní rychlost je blízká meteoroidům Taurid, takže studium tohoto úkazu může pomoci odpovědět na otázku, zda mohou tělesa podobná Tauridám přežít pád až na povrch Země.

Tým A. Olecha prostudoval pád bolidu Ciechanów, který spadl 13. října 2010 ve 2:52:32 UT. Týž den, ale o 11,4 hodiny později, totiž prolétla relativně blízko Země planetka 2010 TB54 ve vzdálenosti 6,1 LD (LD = lunar distance, tedy vzdálenost Země-Měsíc). Díky záznamům polské bolidové sítě se podařilo vypočítat, že dráha bolidu je blízká dráze uvedené planetky. Nadto o dva dny dříve proletěla kolem Země další planetka 2010 SX11 a ukázalo se, že i jeho dráha je stejná. Původně tak šlo zřejmě o jediné těleso a na jejich dráze je možná ještě více menších meteoroidů.

Tým P. Hardersena prozkoumal osm planetek typu Vp v blízkém infračerveném oboru pomocí dalekohledu na Mauna Kea na Havaji. Záměrem bylo podívat se, zda všechna vybraná tělesa ve vnitřních oblastech pásu planetek patří do rodiny planetky č. 4 Vesta. Pozorování to jednoznačně potvrdilo. Tým astronomů tak chtěl ověřit, jaký vliv má na populace planetek v této oblasti Jarkovského efekt a vzájemné srážky.

J. Rembold a jeho tým se soustředili na nárazy meteoroidů do Měsíce. Ukazuje se totiž, že máme celkem dobrou představu o blízkozemních asteroidech větších než 50 metrů, ale hodně málo je známo o populacích menších těles, která také mohou způsobit událost podobnou té nad Čeljabinskem. Pozorování záblesků na Měsíci je pak dobrou metodou průzkumu výskytu těchto těles v okolí dráhy Země. V letech 2010 až 2013 věnovali více než 80 hodin pozorování části měsíčního povrchu. Analýza pozorovaných záblesků ukázala, že průměrně naráží do Měsíce každých 30 minut jeden impaktor větší než 30 milimetrů. Dále byla zjištěna závislost mezi velikostí rozměrů malých a velkých těles a modely jejich výskytu během vývoje Sluneční soustavy.

1.1.3.4. Měsíc

S. Bradenová a její tým identifikovali na snímcích Lunar Reconnaissance Orbiteru (LRO) 70 malých sopečných útvarů rozesetých různě po měsíčních vulkanických pláních, známých jako měsíční moře. V jinak hrubém terénu se tyto nepravidelné skvrny jeví velmi hladké, což napovídá jejich nízkému stáří (do rozlišení 0,5 m zde nejsou žádné krátery). Z toho vědci usuzují na stáří i méně než 50 miliónů let. Skvrny jsou velmi malé, maximálně 500 m. Jedna z nich, Ina, byla fotografována již Apollem 15 v 70. letech 20. století. Do celkového kontextu ji ale mohli začlenit až poté, co další vyfotografovala sonda LRO. Ukazuje se tak, že zatímco měsíční moře vznikla v období před 3,5 až 1 miliardou let, sopečná aktivita na Měsíci pokračovala ještě do nedávné doby. To přirozeně změní i náš pohled na stavbu a vývoj měsíčního nitra a na skvrny bude zaměřen budoucí průzkum.

M. Horányi aj. popisují výsledky měření sondy LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer), podle nichž je Měsíc obklopen oblakem prachu, ovšem ten není symetrický a všude ve stejných výškách. To, že se nad povrchem Měsíce vznáší prach, se ví už od dob Surveyoru (1968). Nepravidelný oblak prachu nad měsíčním terminátorem (rozhraním dne a noci) nakreslil i E Cernan v roce 1972, když bylo jejich Apollo 17 ještě nad noční stranou Měsíce. Vysvětlení, proč se prach vznáší a to ještě nejvíce nad terminátorem, nabízí elektrostatická levitace. Měsíc nemá atmosféru a jeho povrch je tak bombardován slunečním větrem, který je tvořen převážně záporně nabitými elektrony. To nabíjí prach na noční straně záporně. Stejné náboje se odpuzují a prach levituje. Když pak vysvitne Slunce, fotony zbaví prach těchto přebytečných elektronů a prach se nabije kladně. Mezi denní kladně nabitou a noční zápornou částí pak prach chaoticky poletuje, jak je střídavě přitahován. Množství prachu se navíc mění. Například v prosinci, kolem maxima meteorického roje Geminid, je prachu více a jev je nápadnější, což spadá i do doby, kdy kolem obíhalo Apollo 17.

Jak známo, Země při svém vzniku prošla i několika srážkami s tělesy o velikosti menších planet, přičemž při poslední takové srážce s tělesem o velikosti Marsu vznikl Měsíc. Jak uvádí R. Canupová v časopise Nature, Země a Měsíc mají podobné chemické složení. Z toho plyne, že i původní impaktor musel být složením podobný dnešní Zemi a Měsíci. To se původně neočekávalo. Vzhledem k rozdílu mezi dnešní Zemí a Marsem se soudilo, že i složení původního tělesa, které se se vzniklou Zemí srazilo, bylo odlišné. Jiné izotopové složení je dobře patrné u kyslíku. Jiný poměr zastoupení izotopů je u planetky Vesta, jiný u Marsu, ale stejný u Země a Měsíce. Dříve se myslelo, že pravděpodobnost stejného složení impaktoru a vznikající Země, je hodně malá (na úrovni procent). A. Mastrobuenová-Battistiová aj. však provedli hrubé simulace vzniku planet (s řádově tisíci protoplanetami) a zjistili, že poslední impaktor je až z 20 % svým složením podobný následně vzniklé planetě. Když simulaci zjemnili na srážky ještě menších těles, zjistili, že rozdíly mezi vzniklými protoplanetami na podobných drahách klesají.

J. Wang aj. prezentovali katalog 106 016 kráterů na povrchu Měsíce o velikosti větší než 500 metrů. Jde o výsledek snímkování sondou Chang‘e 1 a tvorby následného digitálního modelu Měsíce. Mozaika snímků Měsíce má rozlišení 120 metrů na pixel a digitální model Měsíce má přesnost tvaru povrchu na 445 metrů a výškovou přesnost 60 metrů. Nový katalog může pomoci v lepším porovnávání stáří jednotlivých oblastí na Měsíci a dalšímu studiu ve spolupráci s detailnějšími prohlídkami Měsíce.

Long Xiao aj. prezentovali geologii místa přistání čínské sondy Chang’e 3. Ta dosedla v severní části oblasti Mare Imbrium 14. 12. 2013. Místo přistání na okraji mladého, 450 metrů velkého kráteru, bylo odlišné od těch, která byla do té doby zkoumána při misích Luna nebo Apollo. Sonda vypustila na povrch malé vozítko Yutu, které zkoumalo kameny vyvržené při vzniku kráteru, a sama sonda propátrala podpovrchové vrstvy radarem. Objevem více než devíti vrstev prokázala, že oblast prošla složitými geologickými procesy opakovaných lávových výlevů.

Skupina vědců vedená M. Siegelerem poukázala na fakt, že nynější osa rotace Měsíce je o 5,5° vychýlená od pozice, ve které byla před miliardami let. Měření sondy Lunar Prospector, která obíhala Měsíc v letech 1998 a 1999, ukázala, že nejvíce vodního ledu těsně pod povrchem se nenachází na měsíčních pólech, jak by se dalo očekávat, nýbrž v oblastech se středem 5,5° od severního a podobně 5,5° od jižního pólu. Měření byla prováděna tak, že byly zachycovány pomalé neutrony, které dokáží pronikat do řádově metrových hloubek a pomáhají nám tak detekovat vodík vázaný v molekulách ledu. Jak tedy mohlo dojít k vychýlení rotační osy? Vysvětlením může být existence horké skvrny v měsíčním plášti, která byla zahřívána vyšší koncentrací radioaktivních prvků. V důsledku dlouhodobé existence horké skvrny došlo k trvalejšímu výlevu lávy. Předpokládá se, že právě ta se shromáždila v místě, které nyní nazýváme Oceanus Procellarum. To mělo vliv na změnu směru rotační osy Měsíce. Pokud tomu tak opravdu bylo, potom voda v polárních oblastech je zde v podobě ledu uložena už téměř z dob, kdy Měsíc vznikl.

W. Bottke uveřejnili v časopise Science zajímavou studii datování stáří vzniku Měsíce podle studia kamenných meteoritů. Podle jejich představ došlo při srážce vznikající Země s protoplanetou nejen ke vzniku Měsíce z vyvrženého materiálu po srážce, ale také některá tělesa byla přirozeně vymrštěna i daleko od Země. Předpokládají, že mnoho řádově kilometrových těles letělo také do oblasti pásu planetek, kde došlo k jejich srážkám s nimi. Ty se ale odehrály ve vyšších rychlostech, přesahujících 10 km/s, což je mnohem více, než je běžná rychlost srážek uvnitř pásu planetek, která je kolem 5 km/s. Materiál planetek se při srážkách mnohem více zahřál a meteority, které tímto zahřátím prošly, by mohly tedy být podobně staré, jako Měsíc. Datováním meteoritů, které jeví takové dávné stopy prudkého zahřátí, dává dobu jejich vzniku před 4,47 miliardami let. To je v dobré shodě s jinými teoriemi.

V časopisu Icarus prezentoval tým M. S. Robinsona výsledky průzkumu čerstvého kráteru nasnímaného kamerou sondy Lunar Reconnaissance Orbiter. Tento 18,8 metru široký a 2 – 3 metry hluboký kráter vznikl 17. března 2013. Jednalo se o vůbec nejsilnější pozorovaný záblesk (z více než 300), jaký zaznamenal projekt Marshallova střediska vesmírných letů, které sleduje záblesky na Měsíci už od roku 2006. Pozorování z kosmické sondy odhalila, že regolit (měsíční půda) sahá do hloubek desítek centimetrů a směs půdy s kameny pak hlouběji než metr. Bylo též pozorováno, že výtrysky hmoty z dopadu jsou patrné i více než kilometr od místa dopadu a dále že až do vzdálenosti 30 km je patrný velký počet sekundárních kráterů. Podobná pozorování pomáhají získat lepší představu o tom, jak se chová vyvržený materiál při dopadech těles na Měsíc, což může být důležité pro budoucí průzkumníky, kteří se vydají na povrch Měsíce. Těleso, které kráter vytvořilo, mělo v průměru mezi 0,3 a 1,1 metru a hmotnost mezi 33 a 700 kg podle modelu. Pro srovnání když 17. 12. 2012 narazila dvojice sond GRAIL do Měsíce, vytvořily krátery o průměru 5 metrů, hlubokých asi 0,5 metru. Hmotnost prázdné sondy činila 130 kg. Vše vždy ovšem závisí na hustotě tělesa, rychlosti a úhlu dopadu.

Do pozorování záblesků na Měsíci se pouštějí i amatéři. Skupina vedená M. Moulayem Larbim pozoruje z marocké observatoře v pohoří Atlas. V únoru a dubnu 2013 zaznamenali dva záblesky o jasnosti 9,4 a 7,7 mag, a ačkoli nebyly současně zaznamenány jinými pozorovateli, věří, že šlo o reálné dopady těles na povrch Měsíce. Pokud ano, potom meteoroidy, které to způsobily, měly hmotnost asi 0,3 a 1,8 kg a průměr kolem 8 a 15 cm, pokud uvážíme hustotu 1500 kg/m³. Vzniklé krátery by pak mohly mít průměr 2,5 a 4,5 metru. Díky tomu, že k úkazům došlo na noční straně osvětlené Zemí, je možné také určit polohu záblesků a při dalším průzkumu pomocí sond, jako je LRO, by bylo možné i krátery najít. Studie marockých pozorovatelů ukazuje, že i amatéři vybavení středně velkými dalekohledy mohou vědecky přispět k průzkumu, kolik částic se pohybuje v okolí Země a jaké představují riziko pro případné výpravy na Měsíc.

G. Nyambuya a jeho kolegové prezentovali v revui Astrophysics and Space Science využití modelu ASTG (Azimuthally Symmetric Theory of Gravitation) pro výpočet rychlosti vzdalování Země s Měsícem od Slunce i vzdalování Měsíce od Země. ASTG popisuje změnu momentu hybnosti v gravitačním poli rotujícího tělesa. G. Krasinsky & V. Brumberg (2004) a E. Standish & D. Kurtz (2005) určili dříve rychlost vzdalování soustavy Země–Měsíc od Slunce o 70 ÷ 150 mm za rok. Ke stejným hodnotám dospěli využitím ASTG modelu také G. Nyambuya aj. Podobně Měsíc se podle tohoto modelu vzdaluje od Země o +(38,05±0.04) mm za rok. To je v perfektní shodě s pozorovaným vzdalováním Měsíce.

1.1.4. Mars

19. května 2013 vyvrtal rover Curiosity (vlastním jménem Mars Science Laboratory, MSL) vzorek horniny z kamene pojmenovaného Cumberland, který se na první pohled nikterak nelišil od ostatních v okolí. Překvapení přišlo v podobě objevu vysoké koncentrace chlorbenzenu (C₆H₅Cl), která nejméně čtyřnásobně překročila dříve zjištěné hodnoty. V listopadu téhož roku se potvrdila přítomnost methanu (CH₄) v atmosféře Marsu, dříve zpochybňovaná kvůli vysoké chybě měření prakticky stejného řádu jako měřená hodnota, tj. 10^-9. Nově změřená koncentrace chybu měření přesáhla více než pětkrát a byla následována prudkými změnami, které v jednom výkyvu dosáhly téměř 9×10^-9, jak sdělili C. Webster aj. Tyto změny prakticky o řád již nelze považovat za chybu měření – je zřejmé, že koncentrace methanu v atmosféře Marsu je proměnlivá, ačkoliv to samo o sobě nevypovídá nic o příčině těchto změn.

Poměr „těžkého“ vodíku, deuteria (D), a obyčejného vodíku (H) je jedním z dobrých indikátorů podmínek, jaké panovaly na tělesech, ze kterých zkoumáme vzorky. Lehčí jednoprotonový vodík z atmosféry snáze vytěká do meziplanetárního prostoru než hmotnější deuterium; proto vyšší poměr D/H v povrchových horninách ukazuje na ztrátu atmosférického vodíku. Vrty vozítka Curiosity v jílech z balvanů John Klein a Cumberland z r. 2013 ukázaly poměr D/H asi 3× vyšší, než je v současnosti v pozemských oceánech. Současné zastoupení v atmosféře Marsu vykazuje poměr D/H v hodnotě asi 6násobku pozemské hodnoty, zatímco hodnota stanovená z hornin marsovského meteoritu Yamato 980459 (shergotit, hmotnost 82,5 g, nalezen r. 1998 v Antarktidě japonskou výpravou NIPR) je současné pozemské velice blízká. Pravděpodobné vysvětlení podle P. Mahaffyho aj. je následující: povrchové podmínky na Marsu v úvodních stovkách milionů let připomínaly pozemské, ale pak začala planeta ztrácet atmosféru a v důsledku toho postupně vymrzala, což jen urychlilo další odnos lehčích vodíkových molekul – odhad ztráty vody z povrchu a atmosféry představuje 100 ÷ 150 % současného množství. Podstatné je, že nejde o rychlý proces z poslední doby, ale ztráta vody trvá již dlouho. Důležitá budou data ze sondy MAVEN, která sleduje současné procesy v atmosféře Marsu, aby se ukázalo, nakolik jsou poznatky získané z hornin v souladu s aktuálním úbytkem atmosféry.

Poměr deuteria a vodíku je možné sledovat také v molekulách vody. Zatímco na Zemi je v současných podmínkách poměr „polotěžké“ HDO (jeden atom vodíku je nahrazen atomem deuteria) a obyčejné H₂O vody asi 1:3 200, na Marsu panují podmínky zcela jiné. G.  Villanueva aj. mapovali povrch Marsu pomocí dalekohledů VLT a IRTF (Very Large Telesope, Infra-Red Telescope Facility) po dobu šesti let, tedy zhruba 3 marsových roků, a zjistili, že v polárních čepičkách je poměr HDO:H₂O až osminásobně vyšší než současný pozemský. S výškou atmosféry poměr výrazně kolísá, nicméně konzervativní odhad ukazuje, že rané marsovské oceány obsahovaly asi 6,5× více vody než současné polární čepičky, severní oceán musel pokrývat min. 19 % rozlohy planety při lokální hloubce přes 1,8 km. Při pokrytí celé planety by měl oceán průměrnou hloubku větší než 137 m.

Sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) pracuje na oběžné dráze Marsu naplno od listopadu 2014 a první předběžné výsledky ukázaly několik překvapení. J. McFadden se svým týmem objevil hustotní vlny v horních vrstvách atmosféry, které jsou patrně způsobeny mohutnými překážkami na povrchu planety, např. sopkami. Díky nízké hustotě atmosféry tyto vlny ohřívají i ionty v ionosféře, které nad polární oblastí unikají do meziplanetárního prostoru. D. Brain aj. ukázali, že malá část, zhruba 10 % těchto uniknuvších iontů, může být ještě přitažena zpět k planetě. B. Jakosky, hlavní vedoucí výzkumného týmu sondy, oznámil objev pronikání částic slunečního větru až do výšky pouhých 160 ÷ 210 km nad povrch Marsu. V takto nízkých výškách by se vůbec neměly vyskytovat, dostávají se tam však díky „chameleonství“ – v nejsvrchnější atmosféře si malá část (asi 1/500) nabitých částic slunečního větru odchytne volné elektrony, čímž se stane elektricky neutrálními. V tomto převleku projdou ionosférou, aby v mezivrstvě 380–250 km nad povrchem o elektrony přišly a staly se z nich opět nabité částice.

Další z objevů sondy MAVEN se týká marsovských polárních září. Ty nejsou něčím zcela neznámým; v ultrafialovém (UV) oboru spektra je nad jižním pólem již od r. 2005 sleduje evropská sonda Mars Express. V UV oboru trvají jednotky sekund a vyskytují se ve výškách kolem 120 ÷ 130 km nad povrchem. Jejich tvar je dán zbytkovým magnetickým polem Marsu a vznikají přímou interakcí atmosféry s částicemi slunečního větru na rozhraní uzavřených a otevřených siločar magnetického pole. MAVEN na severní polokouli pozoroval pětidenní polární záři, která zasahovala do mnohem nižších výšek, pouhých 50 km nad povrchem. Polární záře na severní polokouli jsou patrně velmi rozsáhlé, velmi pravděpodobně globální. MAVEN byl podle B. Jakoskyho aj. také schopen detekovat přítomnost prachových částic v nejsvrchnějších vrstvách atmosféry Marsu. Způsob detekce je jednoduchý: sonda při letu nad planetou naráží do prachových zrnek, která se odpaří a předají sondě malý elektrický impulz, který MAVEN pomocí Langmuirovy sondy na svém povrchu zaznamená. Zrnka prachu se vyskytují ve výškách 150 ÷ 500 km, výjimečně až 1 000 km nad povrchem a z dosud neznámého důvodu jsou koncentrovaná nad místy momentálního soumraku a svítání, zatímco nad noční atmosférou chybí. Také není zřejmé, jakým mechanizmem se udržují ve vysokých výškách – možná vysvětlení zahrnují kometární původ, působení marsovských měsíců nebo interakce prachových bouří se slunečním větrem.

Zatímco nepřímých důkazů existence tekuté vody na povrchu Marsu neustále přibývá, hledání tekuté vody v současnosti tamtéž se nedaří, zejména pokud jde o případné vhodné podmínky pro život. Do první skupiny přidali J. Grotzinger aj. další potvrzení, že červená planeta musela mít v minulosti povrchové podmínky natolik příznivé, že v kráteru Gale (místo přistání vozítka Curiosity) po dobu nejméně stovek let až desítek tisíc let existovala jezera s přirozeným systémem delt přitékajících řek, ukládání sedimentů na dně s mocností desítek metrů a typickou vodní erozí břehů. Tato jezera s velkou pravděpodobností vznikala opakovaně, resp. je možné, že šlo o proměnlivý systém postupně spojovaných a znovu izolovaných menších jezer. Sedimentární záznam ukazuje, že na přibližně 9km trase vozítka docházelo k ukládání usazenin po dobu sta tisíce až desítek milionů let. Větrná eroze naopak zapracovala na současném odkrytí dřívějších usazenin, centrální pahorek kráteru Gale, hora Aeolis Mons přezdívaná Mt. Sharp, je toho hmatatelným důkazem.

Naopak stružky na svazích kráterů a hor, které naznačovaly potenciální přítomnost tekuté vody v historicky nedávné minulosti, mají patrně zcela jiné vysvětlení. C. Pilorget a F. Forget ukázali, že ke vzniku stružek mohou vést sezónní změny v ukládání CO₂ v podobě „suchého ledu“. Při vymrzání CO₂ z atmosféry se plyn dostane do pórů horniny i několik centimetrů pod povrchem, odkud pak při rozmrzání uniká nepravidelně a může způsobit místní nestability na prudších svazích. Odvalené kamínky horniny pak snadno vytvoří pozorované stružky. Tuto domněnku potvrzuje také celková analýza detekovaných stružek na snímcích ze sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), kterou uveřejnili T. Harrisonová aj. Z ní vyplývá, že stružky se přednostně vyskytují v horninách s nízkým albedem, vyšší tepelnou setrvačností a zrnitou strukturou. Jejich převažující orientace se mění s areografickou šířkou a výraznější jsou ty na svazích obrácených směrem k pólům. Jižní polokoule Marsu je na jejich výskyt bohatší a J.  Dickson aj. naproti tomu ukázali, že pouze sezónní vymrzání a sublimace CO₂ ledu jako vysvětlení všech stružek nepostačí, neboť na některých místech je možné pozorovat jejich předchůdce zachované hlouběji v promrzlé hornině, tvořené mj. vodním ledem. Je ovšem možné, že i v případě vodního ledu se na vzniku stružek podílí sublimace a není třeba tekuté vody.

B. A. Black a T. Mittal zkoumali vývoj dráhy Marsových měsíčků v budoucích letech. Phobos, větší z nich, postupně spiráluje k planetě a v průběhu nějakých 20 ÷ 40 milionů let na ni buď spadne, nebo se mnohem pravděpodobněji vlivem slapových sil rozpadne a vytvoří kolem Marsu prstenec. Tento prstenec bude mít podobnou hustotu jako současné Saturnovy prstence a měl by být stabilní milion až sto milionů let. Složení obou měsíčků je předmětem dalšího zkoumání. Dlouho předpokládaná hypotéza, že jde ve skutečnosti o zachycené planetky, dostává v poslední době vážnou konkurenci v podobě představy těles zformovaných přímo na oběžné dráze Marsu. R. Citron, H. Genda a S. Ida předložili numerický důkaz, že impakt podobného rozměru, jaký vytvořil polární pánev Vastitas Borealis, vyrobí v okolí planety disk vyvržených hornin o hmotnosti 1 ÷ 4 % impaktoru, který má dostatečnou hmotnost i hustotu, aby se z něj zformovaly oba měsíčky.

Na snímku z kamery HiRISE sondy MRO byl M. Croonem objeven nešťastný přistávací modul Beagle 2, který se o vánocích r. 2003 navždy odmlčel po patrně neúspěšném přistávacím manévru. Sonda přistávala v impaktní pánvi Isidis Planitia nedaleko rovníku a zatímco první fáze přistání patrně proběhla v pořádku, tak se následně nevyložily všechny sluneční panely, které měly kolem paluby vytvořit útvar podobný květu jahodníku. Jde o důležité prověření rozlišovací schopnosti kamery a softwaru pro zpracování obrazu.

24. března 2015 ujelo vozítko Opportunity na povrchu Marsu vzdálenost olympijského maratonského běhu a prodloužilo tak svůj necelý rok starý rekord ujeté vzdálenosti na povrchu jiného tělesa než Země (druhý v pořadí je Lunochod 2 na Měsíci s bezmála 39 km a ručně řízený rover amerického Apolla 17 s téměř 36 km). Curiosity strávil na povrchu Marsu již tisíc solů, ujel více než 10 km a pokud mu bude do r. 2026 podle předpokladů sloužit plutoniový zdroj energie, má naději Opportunity překonat.

1.1.5. Jupiter

Modelování drah je v nebeské mechanice oblíbená disciplína a má výhodu, že ho lze provádět oběma směry v čase. Jupiter a Saturn vznikly velice pravděpodobně jinde, než jsou nyní, a Sluneční soustavou poměrně razantně cestovaly. Tomuto scénáři se říká velký obrat (podle obratů a přehazování plachet, jakými se plachetnice pohybují proti větru) a podle něj vznikl Jupiter ve vzdálenosti více než 3,5 au od Slunce, pak se přiblížil až na vzdálenost 1,5 au a opět odmigroval do vzdálenosti zhruba 5 au. Zda při tomto křižování již měl své Galileovy měsíce nebo ne, není jasné. R. Heller, G.-D. Marleau a R. Pudritz modelovali možné formování Ganymedu a Callisto a ukázali, že oba měsíce pravděpodobně vznikly ještě před přiblížením ke Slunci, na rozdíl od Europy a Io. Vzdálenější měsíce se zformovaly z chladnějších částí cirkumplanetárního disku a při pobytu v blízkosti Slunce přišly v důsledku intenzivního slunečního záření a větru o svoje atmosféry, zatímco Europa a Io pravděpodobně vznikly až po Jupiterově odplutí do větších vzdáleností. Podobný model se mohl uplatnit i pro Saturnův měsíc Titan, který také vznikl až v době, kdy již Saturn pobýval ve vzdálenosti kolem 7 au. Velký obrat, přesněji řečeno jeho závěrečná fáze, tedy odmigrování velkých planet do větších vzdáleností od Slunce, může snad vysvětlit současný sklon rotačních os, jak ukázali D. Vokrouhlický a D. Nesvorný na základě studia spin-orbitálních rezonancí. Jak dostatečně naklonit Saturn a přitom příliš nenaklonit Jupiter, je nicméně problém, který zatím neumíme spolehlivě rozřešit – R. Brasser a M. Lee publikovali výsledky opačného přístupu, kdy se snaží modelovat vývoj různých planetárních soustav v počátečním stádiu migrace a hledají výsledný stav podobný současné Sluneční soustavě. Nejlepší výsledky zatím poskytuje model s kompaktním uspořádáním pěti obřích planet v rezonanci – ten má pochopitelně velký problém s vysvětlením, kam tři obří planety zmizely.

Největší měsíc Sluneční soustavy, Ganymedes má potvrzen podpovrchový oceán. Prokázal to tým J. Saura aj. na základě pozorování Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) v UV oboru. Pomocí měření pásů polárních září se podařilo prokázat, že slaný podpovrchový oceán funguje jako dynamo a generuje magnetické pole, které brzdí působení magnetického pole Jupiteru. Hloubka oceánu se patrně pohybuje mezi 150 ÷ 250 km pod povrchem; ne však více než 330 km. Ganymedes se tak stal čtvrtým tělesem se známým podpovrchovým oceánem. Další z těles této skupiny, Europa, je přitažlivým potenciálním cílem pro sondu zkoumající možnost výskytu života. HST v r. 2012 pozoroval fluorescenci na vodních molekulách domnělého výtrysku vodní páry nad povrch měsíce, od té doby se ale žádný další výron nepodařilo prokázat. I tak je ovšem Europa zajímavým cílem a sonda Clipper se připravuje na předpokládaný start mezi lety 2022–2025. Jedním z cílů sondy bude zjistit tloušťku ledové slupky na povrchu a hloubku oceánu pod ní. L. Quicková & B. Marsh modelovali vlastnosti slupky i oceánu a zjistili, že bez ohřevu měsíce slapovými silami by 100km hluboký oceán zcela promrzl za zhruba 64 milionů let, zatímco předpokládaný ohřev o výkonu 1 TW udržuje ledovou slupku o průměrné tloušťce 28 km. Protože lze předpokládat, že slupka není homogenní, vznikají v ní teplejší místa, která dají vzniknout strukturám a jakési lední tektonice, což je ve velice dobrém souladu s pozorováním povrchu skutečného měsíce.

Velká červená skvrna, která v posledních desetiletích poněkud bledne a oranžoví, je dost možná pouze tenoučká slupka čpavkových a acetylenových mračen ve víru gigantické bouře. Zčervenání je podle K. Bainese a jeho kolegů způsobeno UV zářením Slunce a je viditelné hlavně díky velkému vertikálnímu rozměru víru, kdy vidíme povrch vnitřku trychtýře, který vypadá mnohem červenější, než kdybychom se dívali na stejná mračna v jiné části atmosféry.

1.1.6. Saturn

Určení rotační doby Saturnu je stále nerozlousknutý oříšek. Sonda Voyager 2 v letech 1980–1981 změřila pomocí odrazu radiových vln periodu 10 h 39 min 22,4 s, zatímco Cassini stejnou metodou určila r. 2005 střední hodnotu jako 10 h 47 min 6 s, navíc s velkými rozdíly mezi měřením jednotlivých otoček. R. Helled, E. Galanti a Y. Kaspiová představili měření rotační periody na základě rekonstrukce gravitačního pole, kterou nezávisle ověřili na dostupných datech pro Jupiter. Pro Saturn jim vychází hodnota (10 h 32 min 45 s ±46 s); očekává se, že sonda Cassini díky závěrečnému velkému finále umožní hodnotu stanovit ještě přesněji. Např. pro výše zmiňované modelování migrace velkých planet je neznalost přesné rotační doby Saturnu problematická – jak je pro nelineární modely typické, i malá změna jednoho z parametrů vede ke zcela odlišným scénářům v dlouhodobém měřítku.

Na rozdíl od Europy jsou vodní gejzíry na Enceladu velice dobře prozkoumané, a to zejména díky průletu sondy Cassini skrz jeden z nich na konci října 2015. Průlet se uskutečnil ve výšce jen 49 km nad povrchem měsíce a soubor výsledků je obsáhlý. Cassini ve výtrysku kromě očekávaných krystalků ledu a jednotlivých molekul vody detekoval nanočástice křemičitanů. To potvrdilo dřívější teorii H.-W. Hsua aj. a umožnilo pospojovat několik dílků skládačky. Saturnův prstenec E totiž obsahuje krystalky ledu plné křemičitých částic, jejichž původ ve víceméně ledovém království Saturnu zůstával nevysvětlenou záhadou. Tyto částice jsou veliké jen několik nanometrů, a musejí vznikat při teplotách alespoň 90 °C na rozhraní silikátových hornin a zásadité slané vody. Detekce částic ve výtrysku nad měsícem navíc ukazuje, že jejich transport z místa vzniku do místa výtrysku musí proběhnout velmi rychle, maximálně během jednotek roků. Předpokládaná hloubka podpovrchového oceánu Enceladu se pohybuje kolem 40 km, což mj. znamená, že ohřev slapovými silami je buď mimořádně účinný, nebo se na dně oceánu uplatňují nějaké exotermické reakce. Hloubka oceánu je nicméně pouze odhadovaná, ačkoliv nezávislý odhad z měření librace měsíce podle P. C. Thomase aj. dává rámcově stejnou hodnotu kolem 50 km – podstatné je, že oceán musí být globální. Tloušťka ledové slupky je patrně nad póly měsíce menší, což dobře vysvětluje, proč jsou výtrysky směrem k pólům četnější. Výzkum J. Spitaleho aj. také ukázal, že výtrysky nepocházejí jen z jednoduchých prasklin a nemají jednoduchý tvar gejzíru, ale mohou tvořit složité prostorové útvary v závislosti na tvaru a uspořádání prasklin v ledové slupce, kudy výtrysky unikají.

Duny na Titanu vykazují vlastnosti, které jsme zatím nikde na Venuši, Zemi ani Marsu neviděli. D. Burr aj. pomocí modelování ve větrných tunelech hledali vhodnou kombinaci velikosti zrn písku, tlaku atmosféry a rychlosti větru, aby dokázali vytvořit podobné struktury. Zcela se to nedaří, neboť hustá atmosféra, nízká gravitace a malá hustota zrn na Titanu je mimo dosah podmínek pozemských laboratoří. To znamená, že na Titanu musí foukat ještě silnější větry, než se dosud zdálo. To potvrzuje nezávislé pozorování A. Coatese aj. úniku uhlovodíkových molekul z polárních oblastí atmosféry do meziplanetárního prostoru. Sluneční záření volné molekuly ionizuje a uvolněné elektrony mají charakteristické spektrum. Měření sondy Cassini ukazují, že tok takto uvolněných elektronů je srovnatelný s hodnotou typickou pro Zemi, což je pro měsíc o průměru zhruba dvou pětin průměru Země nečekaně vysoká hodnota.

Nejvyšší vrstva Titanovy atmosféry má průměrnou teplotu jen 150 K, což F. Capalbo aj. ověřili nezávislým měřením při osmi slunečních zákrytech v oboru UV. Plynný methan (CH₄) a dusík N₂ tvoří hlavní složky vrchní atmosféry a jejich zastoupení podléhá sezónním změnám; naopak se nepodařilo pozorovat žádné prostorové variace – podle všeho ani rozdíly mezi polárními a rovníkovými oblastmi nejsou velké. L. Maltagliati aj. analyzovali data ze slunečních zákrytů z nižších vrstev atmosféry a vizuálního oboru spektra, ze kterých vytvořili výškové profily CH₄ a CO. Spektra odhalila absorpční čáry plynného ethanu (C₂H₆) a dalších aromatických i alifatických uhlovodíků, které jsou patrně zodpovědné za viditelný opar v atmosféře Titanu ve výškách kolem 310 km nad povrchem. Podmínky na povrchu jsou naopak natolik zvláštní, že tekuté uhlovodíky vykazují velice podivné chování, včetně např. růstu hustoty s klesajícím atmosférickým tlakem či vzlínání směrem k teplejším místům na povrchu, jak ukázali S. P. Tan aj. při modelování globálního alkanologického režimu (analogie pozemského hydrologického režimu). Model vyžaduje vyšší zastoupení methanu v tekutých složkách na povrchu než předchozí odhady, naproti tomu dobře vysvětluje přenos energie v atmosféře mezi rovníkovými a polárními oblastmi.

1.1.7. Uran a Neptun

Ačkoliv Uran lze v současnosti pozorovat pouze ze Země, popř. z HST, díky adaptivní optice u Keckova 10m a také díky velké pozornosti, kterou Uranu věnují astronomové-amatéři s příslušným vybavením, se v r. 2014 podařilo pozorovat v atmosféře planety rozsáhlé bouřky, které nikdo nečekal. První snímky bouřek získali už 3. srpna ve vizuálním oboru francouzští astronomové amatéři, a to přispělo k odhalení celkem osmi bouřek pozorovaných I. de Paterem aj. 5. a 6. srpna pomocí Keckova 10m teleskopu v infračervených pásmech 1,6 a 2,2 μm. Australský astronom amatér A. Wesley pozoroval 19. září v blízké infračervené oblasti hluboko pod cirry methanu bouřky v převážně vodíkové a héliové atmosféře Uranu. Následně K. Sayanagi aj. získali pozorovací čas u HST a na snímku Uranu ze 14. října 2014 zaznamenali mnoho bouřkových jader na ploše o průměru 9 tis. km a v různých hloubkách troposféry. Odborníci očekávali takové bouřky již v r. 2007, kdy Slunce osvětlovalo téměř kolmo rovníkové partie Uranu, ale tehdy L. Sromovsky aj. pozorovali pomocí HST od konce srpna 2006 na severní polokouli, kde tehdy končila více než 20 let dlouhá zima, pouze oválnou tmavou skvrnu s rozměry 3,0 x 1,9 tis. km². Bylo to vůbec poprvé, co se na severní polokouli Uranu tmavá skvrna vyskytla a byla pak viditelná až do konce října 2006. Tato pozorování ukázala, že dynamice planetárních atmosfér při extrémně slabém ozáření Sluncem dosud příliš nerozumíme.

E. Karkoshka aj. znovu zpracovali soudobou digitální analýzou obrazů 1,6 tis. snímků atmosféry Uranu pořízených v osmi spektrálních oborech během pěti týdnů v r. 1986 v době průletu sondy Voyager 2 v blízkosti planety. Našli tak desítky malých útvarů v atmosféře na jih od 45° jižní šířky. Odtud pak získali rotační profily atmosféry, jež se velmi liší od podobných profilů na severní polokouli pozorovaných L. Sromovským aj. v r. 2012. Skvrna poblíž jižního pólu rotuje v periodě 12,2 h, což se o více než 2 h liší od period ostatních útvarů v atmosféře planety. Atmosféra v jižních šířkách 59° - 68° rotuje jako tuhé těleso. L. Sromovsky aj. zpracovali pozorování atmosféry Uranu v letech 2012-2014 pořízená pomocí Keckova 10m teleskopu a 8m teleskopu Gemini na Mauna Kea. Oba dalekohledy jsou vybaveny vynikajícími kamerami NIRC2, resp. NIRI pro blízkou infračervenou oblast, takže s pomocí adaptivní optiky překonávají v úhlovém rozlišení i HST, protože se zde uplatňuje převaha ve velikostech primárních zrcadel. Autoři potvrdili rotaci atmosféry jako tuhého tělesa také pro severní šířky v intervalu 62° - 83°. Pasátový vítr dosahuje úhlové rychlosti (4,1 ±0,02°)/h a směřuje k západu vůči směru rotace planety (její tempo dosahuje 20,9°/h).

A. Izidoro aj. simulovali na počítačích scénáře vzniku Uranu a Neptunu. Vyšli z faktu, že obě planety mají velmi podobné hmotnosti, a že vysoké sklony jejich rotačních os k ekliptice (Uran 82° a Neptun 28°) způsobily mocné srážky jejich „stavebních kamenů“ v podobě až tuctu planetárních embryí o původních hmotnostech 3 ÷ 6 M_Z. Zmíněná embrya vznikla dále od Slunce, než jsou dnes oba ledoví obři, ale vinou Saturnu migrovala směrem k němu. Přitom vzrůstala pravděpodobnost, že se embrya budou srážet, což vysvětluje, proč obě planety mají tak vysoké sklony rotačních os. D. Nesvorný aj. ukázali na základě údajů o sklonech drah těles Edgeworthova-Kuiperova pásu (pás EK), že Neptun musel pomalu migrovat směrem k pásu během prvních 100 milionů let trvání Sluneční soustavy a zůstával přitom na relativně kruhové dráze s maximální výstředností 0,1.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

Proti všem předpokladům, že při vzdalování Pluta od Slunce jeho relativně rozsáhlá atmosféra postupně vymrzne, prokázali C. Olkin aj. během přechodu Pluta (4. 5. 2013) přes kotouček vzdálené hvězdy, že oproti době přísluní její atmosférický tlak výrazně stoupl. Proto tvrdí, že dostatečná tepelná setrvačnost Pluta a okolnost, že jeho severní pól se pokryje čepičkou ledu molekulového dusíku, dovolí existenci měřitelné tloušťky a tlaku atmosféry trvale během celého oběhu kolem Slunce. Týž zákryt a ještě další (9. 9. 2012) pozorovali také A. Bosh aj. a dospěli ke stejnému výsledku, že atmosféra Pluta spíše bobtná a houstne, jak se Pluto od Slunce plynule vzdaluje. Může to souviset s okolností, že po 120leté pauze začalo na severní pól Pluta svítit Slunce. V polovině června 2015 objevili E. Lellouch aj. pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v atmosféře Pluta čáry CO (60 mJy; 345,8 GHz; přechod 3-2) a HCN (95 mJy; 354,5 GHz; přechod 4-3). Během dvou nocí nepozorovali žádné změny jejich intenzit. Poprvé tak byl v atmosféře Pluta identifikován kyanovodík.

Ještě půl roku před příletem sondy New Horizons k Plutu uveřejnila A. Rhodenová aj. pozoruhodnou studii o historii synchronismu dráhy a rotace Pluta s Charonem. Současný stav totálního synchronismu je totiž konečným stádiem dlouhého procesu, v němž hlavní roli hrály významné slapové síly, jež ohřívaly vnitřní vrstvy obou těles. Protože méně hmotný Charon postihly silnější slapy, mělo by se to projevit vyšším vlivem tektoniky na utváření jeho povrchu. Naproti tomu nevíme, jak velké byly případné změny výstřednosti jeho dráhy, která je dnes téměř dokonale kruhová. Autoři však zjistili, že pokud byl Charon dříve o něco blíže k Plutu než dnes, a jeho dráhová výstřednost dosáhla hodnoty e = 0,1, mělo by se to na Charonu projevit podpovrchovým vodním oceánem a trhlinami zejména ve východozápadním směru. Tyto trhliny a zlomy by pak poskytly vodítko k odhadu tloušťky a viskozity podpovrchové ledové slupky.

Podobnému tématu se věnovali také M. Neveu aj., když studovali možné mechanismy kryovulkanismu na tělesech pásu EK na základě zkušeností s podpovrchovými oceány na Enceladu, Europě, a patrně i na Tritonu. Autoři nejprve studovali podmínky, v nichž se podpovrchové oceány nacházejí, a dále jak vznikají vertikální trhliny, které vedou k povrchu a jimiž pak může nahoru proudit tekutina. Jak vyplynulo z modelování, hlavním tahounem tekutin k povrchu je plynný CO, zatímco CO₂ hraje jen vedlejší roli. Naproti tomu mnohem výbušnější kryovulkanismus je řízen spíše plynným molekulovým dusíkem nebo methanem. Ochlazené kapaliny mohou namrzat na stěnách trhlin a tyto zátky pak explozivní vulkanismus prorazí.

A. Barrova a G. Collins vyšli z celkem všeobecně přijímané domněnky, že Charon vznikl buď přímo při setkání s Plutem, anebo po nárazu Pracharonu na Pluta v dávné minulosti Sluneční soustavy. Z tohoto předpokladu pak došli k závěru, že mezi Plutem a Charonem muselo docházet k přenosu momentu hybnosti z rotace Pluta na rozměry dráhy Charonu. Navíc propočítali tři varianty vývoje, tj. Pluto složený buď z nediferencované směsi hornin a ledu, nebo z jednoduché diferenciace: vespod hornina a nahoře led, či dokonce z trojité diferenciace: vespod hornina, uprostřed oceán a nahoře led. Po srovnání váhy jednotlivých předpovědí došli k závěru, že Pluto musí mít podpovrchový oceán, který pak ovlivňuje tektoniku a geologické změny na jeho povrchu.

Vlastní průlet kosmické sondy New Horizons (NASA) o ceně 720 mil. dolarů kolem trpasličí planety Pluto a jeho pěti družic se ovšem stal nejsledovanější astronomickou událostí roku 2015. První podrobné výsledky však NASA zveřejnila až po delší době, protože především bylo potřebí přenést veškerá data z palubního počítače pomalým tempem 1 ÷ 2 kbit/s na Zemi, přičemž přenos jednoho snímku zabral 50 min. Celkem se v počítači sondy uložilo a na Zemi přeneslo přes 50 Gbit údajů. Brzy však bylo zřejmé, že sonda pracovala přesně podle připraveného plánu a všechna data získaná sondou během pouhých 22 h těsného průletu se na Zemi dostanou v dobré kvalitě.

Sonda se nejvíce přiblížila k Plutu na vzdálenost 13,7 tis. km od jeho středu (12,5 tis. km od jeho povrchu) dne 14. 7. 2015 v 11:50 h UT rychlostí 13,8 km/s. Mohla tedy pozorovat severní polokouli Pluta. Celou operaci řídila Laboratoř aplikované fyziky na Univerzitě Johnse Hopkinse v Laurelu ve státě Maryland pod vedením hlavního řešitele projektu Alana Sterna (*1957), jenž před vyvrcholením téměř desetileté mise prohlásil, že by byl velmi překvapen, kdyby výsledky měření nebyly překvapením. Po průletu pak dodal, že je překvapen ještě více, než očekával, že bude - a měl naprostou pravdu. Význam studia Pluta bez ohledu na jeho klasifikaci (planeta do r. 2006/trpasličí planeta od té doby) významně posílil díky objevům mnoha dalších těles v pásu EK počínaje rokem 1992, kdy D. Jewitt a J. Luuová nalezli po pěti letech pátrání planetku 1992 QB1 (cubewano). Snad nikdo však nepředvídal, že v tak chladné pustině na periférii planetární soustavy se Pluto s Charonem představí jako tělesa s geologicky mladým (~100 mil. let) a aktivním povrchem; Pluto se dokonce honosí rozsáhlou a zvrstvenou atmosférou. Stern si nakonec liboval, že výsledky přicházejí tak pomalým tempem, aby je odborníci dokázali průběžně studovat, a nebyli zahlceni přemírou dat.

A. Stern a jeho tým zveřejnili první souhrnnou zprávu o základních výsledcích získaných sondou New Horizons během průletu již v polovině října 2015 v americkém vědeckém týdeníku Science 350, č. 6258, str. 292. Na palubě sondy sbíralo data sedm vědeckých aparatur, tj. vícebarevné mapovací kamery s různým úhlovým rozlišením (nejlepší lineární rozlišení na povrchu Pluta dosáhlo 400 m), spektrometry, detektory slunečního větru i vysoce energetických elektricky nabitých částic a částic prachu i rádiové přijímače. Autoři byli překvapeni pestrostí útvarů na povrchu Pluta i Charonu a růzností jejich stáří od 4,5 mld. do pouhé stovky miliónů let. Relativní převýšení hor z tvrdého vodního ledu starých nanejvýš 100 mil. let dosahuje až 3,5 km. Podobně členové rozsáhlého Sternova týmu odhalili velké rozdíly v barevnosti, albedu a mineralogickém složení částí jejich povrchů. Za načervenalé odstíny povrchu mohou zřejmě tholiny (organické látky ozařované pronikavým kosmickým zářením a bombardované nabitými částicemi). Nalezli také důkazy o povrchové kůře vodního ledu, konvektivních pohybech tekoucího ledu, žlebech dlouhých až 1 tis. km, tektonických změnách vycházejících na povrch, dunách a přenosech tuhých materiálů větrem.

Pluto je obklopen překvapivě rozsáhlou atmosférou, ale její tlak u povrchu dosahuje jen ~1 Pa. Dusíková atmosféra však sahá do výšky až 1,7 tis. km a dusík představuje 98 % objemu veškeré atmosféry. Horní mez methanové složky dosahuje 960 km, uhlovodíkové (acetylen a ethylen) 420 km, a vrstvy zákalu 150 km od povrchu trpasličí planety. Pozorovatel na povrchu Pluta by viděl nad sebou modrou oblohu kvůli Rayleighovu rozptylu slunečních paprsků na molekulách dusíku. Zatímco průměrná povrchová teplota Pluta dosahuje 38 K, teplota atmosféry s výškou nad terénem stoupá díky skleníkovému efektu methanu. Střední poloměr Pluta činí 1 187 km s chybou 0,3 %. Je tedy jen nepatrně větší než trpasličí planeta Eris (1 168 km). Zploštění Pluta nepřesahuje 1 % rovníkového průměru. Jeho hmotnost 1,3.10²² kg je nyní známa s chybou 0,5 %.

Následně sonda proletěla kolem Charonu v minimální vzdálenosti 28,8 tis. km. Také povrch Charonu prodělal ve shodě s předpovědí tektonické pochody a přetváření povrchu. Jeho střední poloměr činí 606 km (trpasličí planeta Ceres má poloměr 473 km) s chybou 0,5 %, a jeho hmotnost dosahuje 1,59.10²¹ kg. Okolí severního pólu Charonu je nečekaně tmavé a napříč jeho rovníkem se táhne kaňon hluboký až 9 km a dlouhý minimálně 1,6 tis. km, který pravděpodobně zčásti pokračuje i na opačné Charonově polokouli. Charon spolu s Plutem tvoří fakticky trpasličí dvojplanetu. Barycentrum soustavy se totiž nachází vně Pluta, ve vzdálenosti 840 km od jeho povrchu, a ve vzdálenosti 17,5 tis. km od centra Charonu. Střední hustota Pluta 1,86 násobek hustoty vody se jen mírně liší od střední hustoty Charonu (1,70x voda). Celá soustava Pluta má dohromady hmotnost ~1,5.10²² kg, což představuje pouhou 1/5 hmotnosti našeho Měsíce!

Ostatní průvodci Pluta se zobrazily jako velmi nepravidelné útvary jen přibližně charakterizované jako trojosé elipsoidy. Všichni malí průvodci byli objeveni pomocí HST; sonda již žádné další satelity o průměru >1,5 km neodhalila. Na rozdíl od Charonu, jenž obíhá v rovině rovníku Pluta prográdně, obíhají všichni další průvodci Pluta retrográdně téměř kolmo k rovině rovníku Pluta. Ještě před příletem sondy k Plutu zjistili M. Showalter a D. Hamilton, že tři drobné satelity Pluta Styx, Nix a Hydra s vysokým albedem povrchu mají oběžné dráhy v trojité rezonanci, což zaručuje, že mohou koexistovat miliardy let, aniž by se srazily mezi sebou, spadly na Pluta, či odletěly únikovou rychlostí do nenávratna.

Výjimku však představuje o řád tmavší Kerberos, který do této trvanlivé konstelace dráhově nezapadá. Něco podobného vidíme také u Jupiteru, kolem něhož obíhají v rezonanci družice Io, Europa a Ganymed. S. Kenyon si přitom povšiml, že podobné trvanlivé konstelace vykazují i dvě exoplanetární soustavy pozorované družicí Kepler (K-730 a K-2169). Jednotlivé exoplanety těchto soustav jsou obklopeny gravitačními sférami, jež znemožňují, aby do nich bez úrazu vstoupila jiná exoplaneta. U Pluta to vypadá tak, že synodické oběžné doby dvojice Styx a Hydra představují 1,5násobek synodické oběžné doby Nixe a Hydry...

Díky měřením sondy New Horizons se podstatně zlepšily základní údaje o parametrech všech satelitů Pluta. Jak známo, rotační osa Pluta směřuje pod úhlem 123° vůči své rovině své oběžné dráhy kolem Slunce, takže vlastně rotuje retrográdně. Jedině Charon obíhá v ekvatoreální rovině Pluta a oba hlavní hráči vykazují synchronní rotaci shodnou s oběžnou dobou kolem barycentra, zatímco ostatní satelity obíhají Pluto retrográdně a s vysokým sklonem vůči rovníku Pluta, jak ukazuje následující tabulka:

V závěru svého obsáhlého sdělení poukazují autoři na skutečnost, že nejspíš dosti podobně budou vypadat další trpasličí planety v pásu EK (Eris, Makemake a Haumea), díky impaktům menších objektů, ztrátám hmoty, glaciálním geologickým pochodům, kryovulkanismu a tektonickým změnám. Našli také podobnosti ve vzhledu Pluta a Charonu s útvary na povrchu Marsu a některých větších družic planet Sluneční soustavy.

Následně O. White aj. oznámili v listopadu 2015, že na snímcích Pluta odhalili na spodním okraji černobílého „srdce“ zvaného Sputnik Planitia dva kryovulkány v podobě štítových sopek Wright Mons a Picard Mons s centrálními kalderami. I když tato interpretace snímků není definitivní, jisté je, že Picard převyšuje okolní terén o 5,5 km!

Bezchybný výkon sondy New Horizons při průletu kolem Pluta se stal podnětem pro další pozorování v hlubinách Sluneční soustavy. Již před příletem k Plutu hledal HST vhodné objekty, které by mohla sonda v blízké budoucnosti navštívit po menších korekcích setrvačné dráhy. Odborníci nakonec vybrali planetku 2014 MU69 o průměru 45 km, k níž sonda doletí 1. ledna 2019 a bude ji snímkovat z minimální vzdálenosti ~20 tis. km. Je docela možné, že po cestě se ještě přiblíží k několika menším objektům. První úpravy dráhy New Horizons proběhly již v září a říjnu r. 2015, kdy měla sonda zásobu 33 kg hydrazinu pro ovládání raketových trysek. Technici odhadují, že na všechny manévry bude stačit jen 25 kg.

L. Jílková aj. se zabývali otázkou, odkud se vzaly objekty typu Sedna (= 2012 VP113) v prostoru mezi pásem EK a Oortovým oblakem. Sednity se vyznačují přísluním >30 au a délkou velké poloosy dráhy >150 au. Dosud je znám asi tucet objektů s takto podobnými dráhovými charakteristikami. Podle modelování se však zdá, že by mohlo jít o objekty, které původně patřily do gravitační sféry jiné hvězdy o hmotnosti 1,8 M_O, jež se kdysi přiblížila ke Slunci na minimální vzdálenost 340 au po dráze, jež svírala s ekliptikou ostrý úhel 17° ÷ 34° a s počáteční relativní rychlostí 4,3 km/s. Ze simulací pak vychází, že Slunce by během sblížení mohlo zachytit něco přes 900 Sednit a dalších více než 400 planetesimál by uvízlo v Oortově oblaku.

Oortův oblak obsahuje podle A. Shannona aj. asi 500 mld. kometárních jader, ale aspoň 4 % jeho hmotnosti představují kamenné planetky, jež vznikly ve vzdálenosti hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem, takže do Oortova oblaku odmigrovaly. To ovšem znamená, že v Oortově oblaku je více planetek než v tzv. hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem! Kdyby některá z těchto ledem pokrytých kamenných či kovových planetek následkem poruch zamířila zpět do lůna Sluneční soustavy, představovala by vážné nebezpečí v případě srážky se Zemí rychlostí až 70 km/s. Autoři však vzápětí spočítali, že taková srážka může nastat jen jednou za miliardu let...

E. Mamajek aj. ukázali, že před 70 tis. lety proletěl červený trpaslík WISE J0720-0846 se svým průvodcem hnědým trpaslíkem vnější část Oortova oblaku v minimální vzdálenosti 52 kau od Slunce. Průměrná interval takových těsných přiblížení hvězd ke Slunci (vzdálenost v minimu <50 kau) se odhaduje na 10 mil. let. Vyvržení planetek z Oortova oblaku však může nastat až při těsném přiblížení cizí hvězdy do vnitřní části Oortova oblaku, tj. na vzdálenost <20 kau od Slunce. Interval mezi takovými případy (11 mld. let) se však blíží hodnotě stáří vesmíru; Sluneční soustava zatím existuje pouze 4,5 mld. let.

1.2.2. Kentauři

V r. 1977 objevil C. Kowal pozoruhodný objekt 1977 UB, jenž byl po zjištění parametrů dráhy (nejstarší předobjevový snímek pochází z r. 1895!) nazván (2060) Chiron a stal se tak prototypem nové složky Sluneční soustavy. Chiron totiž nepatří ani do hlavního pásu planetek, ale ani do pásu EK. Obíhá kolem Slunce po eliptické dráze se sklonem 7° k ekliptice a délkou velké poloosy 13,6 au, výstředností 0,38 a oběžnou periodou 50 let. To znamená, že v přísluní se dostává ke Slunci o něco blíže než Saturn a naopak v odsluní téměř ke dráze Uranu. Z periodických změn jasnosti se podařilo odvodit i jeho periodu rotace 5,9 h. Když se Chiron v r. 1988 blížil do přísluní, zjasnil se o 1 mag, a v dubnu r. 1989 se kolem tělesa objevila koma, takže dostal druhé označení jako kometa 95P/Chiron. Tato „kometa“ se však nápadně odlišuje od všech ostatních známých komet svou velikostí. Chiron má totiž úctyhodný rozměr přes 200 km. Snad proto byl tento hybrid nazván Kentaurem, protože v mezidobí se v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem podařilo objevit další obdobné objekty. Nyní J. Ortiz aj. snesli na základě pozorování několika zákrytů hvězd Chironem důkazy, že tento Kentaur se honosí ještě rovníkovým prstencem o poloměru (324 ±10) km. Proměnný náklon prstence vůči pozemnímu pozorovateli tak přispívá ke dlouhodobým změnám jasnosti Chironu.

J. Ruprechtová aj. pozorovali koncem listopadu 2011 ze dvou observatoří na Havajských ostrovech zákryt anonymní hvězdy 15 mag Chironem. Před a po zákrytu hvězdy Chironem v trvání 16 s zaznamenali souměrně dva další dvojité krátké poklesy v lineární vzdálenosti asi 300 km od Chironu. Z toho odvodili, že Chiron má dokonce dva prstence o šířkách 3 a 7 km, mezi nimiž je mezera široká 12 km. Jelikož takové prsteny byly pozorovány i u dalších Kentaurů, ale u jiných určitě nejsou, prohlubuje to záhadu, odkud se zřejmě opakovaně Kentauři berou. Lze totiž ukázat, že jejich dráhy nejsou příliš stabilní kvůli občasným silným poruchám od obřích planet, takže mohou ve zmíněném prostoru přežívat jen několik miliónů let. Podobně rozplizlé je i kritérium příslušnosti ke Kentaurům. Současný počet objevených Kentaurů už přesáhl 400, ale odborníci odhadují, že je jich ve skutečnosti o dva řády více.

Příkladem aktivního Kentaura je podle měření J. C. Shi a Y. H. Ma kometa 166P/2001 T4 (NEAT). Kometa prošla koncem května přísluním ve vzdálenosti 8,6 au a v odsluní se vzdálí na 19 au. Obíhá ve sklonu 15° vůči ekliptice a v periodě 51 let. V březnu 2009 ji autoři pozorovali ve vzdálenosti téměř 12 au od Slunce pomocí 10m Keckova teleskopu na Mauna Kea a stále ještě jevila kometární aktivitu. Odtud mohli stanovit horní mez průměru jádra na 29 km a tempo produkce prachu 250 kg/s.

A. Pál aj. určovali fyzikální parametry extrémního Kentaura 2013 AZ60 pomocí fotometrie a infračervených měření družicí Herschel. Objekt má rotační periodu 9,4 h a z dalších fyzikálních měření vyplývá i jeho lineární průměr 62 km a velmi tmavý povrch s albedem jen 3 %. Jde o rekordně nízkou odrazivost mezi všemi Kentaury. Nevykazuje však žádnou kometární aktivitu. Jeho oběžná dráha je ovšem neuvěřitelná: v přísluní se nachází jen 7,9 au od Slunce, ale zato v odsluní se vzdálí na 1 450 au, tj. do vnitřní části Oortova oblaku komet, po dráze se sklonem 17°. Celý oblet kolem Slunce zabere tomuto extra-Kentaurovi téměř 20 tisíc let! Jde zřejmě o panenskou kometu, která se vydala do nitra Sluneční soustavy poprvé a její dráhová budoucnost není nikterak růžová. Podle výpočtu autorů opustí extra-Kentaur s 50 % pravděpodobností Sluneční soustavu během příštích 700 tis. let.

1.2.3. Obecné studie o planetkách

V prosinci 2009 vypustila NASA na polární dráhu družici WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) s primárním zrcadlem o průměru 0,4 m, která vykonala během 10 měsíců přehlídku celé oblohy ve čtyřech infračervených pásmech (3,4 ÷ 22 μm). Byla chlazená tuhým vodíkem, který se během té doby odpařil. Poté NASA misi prodloužila o 4 měsíce v projektu NEOWISE, neboť se ukázalo, že družice dokázala v chladném režimu objevit tisíce nových planetek, zejména těch, které křižují dráhu Země. V „teplém“ režimu (74 K) pracovala v pásmech 3,4 a 4,6 μm a hledala úspěšně další křížiče (NEO = Near Earth Objects). Počátkem února 2011 však byla zazimována. Obrazně řečeno ji v únoru 2013 probudil superbolid a meteorit Čeljabinsk, takže NASA družici znovu aktivovala v srpnu 2013, aby mohla s ročním rozpočtem 5 mil. dolarů pokračovat v hledání křížičů po dobu tří let.

C. Nugent aj. nyní shrnuli výsledky činnosti družice v prvním roce projektu NEOWISE, tj. od prosince 2013 do prosince 2014. Družice za tu dobu poskytla údaje o rozměrech a albedu 7 958 planetek, z toho je 7 755 planetek hlavního pásu, případně křížičů Marsu, a dále o 201 NEO. Průměry planetek mají střední chybu do 20 %. Albeda lze určovat s chybou do 40 %.

F. Spoto aj. využili rychle rostoucího počtu očíslovaných planetek k přesnějšímu určení stáří jejich rodin vzniklých kolizemi velkých planetek. Na základě rozboru drah 384 tisíc planetek se jim podařilo identifikovat celkem 45 rodin, z nichž každá má aspoň 250 dobře definovaných členů. Pro 37 z nich se jim podařilo zpřesnit, kdy vznikly. V několika málo případech šlo však o postupnou kaskádu rozpadů, což se nepodařilo přesně datovat. Nejstarší rodinu má planetka (375) Ursula (3,5 mld. let), kdežto nejmladší je rodina (1547) Nele (<5 mil. let). Největší rozptyl stáří vykazují jednorázové rodiny (34 ÷ 1 035 mil. let); následují sériově rozpadající se rodiny (29 ÷ 958 mil. let), rodin s vysokým pokrytím impaktními krátery (35 ÷ 659 mil. let), a nakonec mladé rodiny (5 ÷ 37 mil. let).

T. Henych a P. Pravec studovali kumulativní změny tvaru planetek s původními rozměry od stovek metrů do 18 km, které jsou výsledkem opakovaných nárazů drobných interplanetárních projektilů. Jako terč nárazů zvolili planetky ve tvaru trojosých elipsoidů. Tyto elipsoidy pak v počítači ostřelovali z náhodných směrů a zjistili, že dlouhodobé bombardování vede k zeštíhlení tvaru podél hlavní osy elipsoidu. Rychlost tohoto procesu je však tak pomalá, že většinou dojde dříve ke katastrofické srážce s jinou srovnatelně velkou a hmotnou planetkou, takže drobná tělesa nestihnou tvar planetky do té doby významněji ovlivnit.

Také L. Denneau a jeho tým se snažili na základě prvních výsledků z přehlídky Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System; průměr zrcadla 1,8 m; mezní hvězdná velikost 24 mag) na sopce Haleakala (Maui, Havajské ostrovy) odvodit četnost katastrofických srážek malých planetek v hlavním pásu, při nichž dochází k rozpadu malé planetky na mnoho úlomků. Systém je nejcitlivější na srážky 100m planetek s menšími projektily. (Nejjasnější planetky hlavního pásu o průměru 100 m mohou mít absolutní hvězdnou velikost 18,5 mag. Absolutní hvězdná velikost se u planetek definuje jako jejich vizuální jasnost pro vzdálenost 1 au od Slunce a 1 au od pozorovatele při plném osvětlení celé polokoule planetky). Autoři měli k dispozici data za 453 dnů souvislé činnosti teleskopu (průměr jasných nocí na sopce dosahuje více než 350 dnů za rok!). Pokud by systém pozoroval dočasné zjasnění planetky, a pak významný pokles, měl by to být důkaz, že došlo ke katastrofické srážce.

K překvapení autorů však k takovým srážkám nedochází tak často, jak očekávali. Na vině je konkurenční nekolizní mechanismus rozpadu těchto planetek, které většinou představují hromady sutě, které se vlivem slunečního záření roztáčejí na rychlosti, při nichž se samy rozpadnou odstředivou silou. Takové úkazy byly už vícekrát pozorovány a autoři odhadují, že aparatura PanSTARRS může objevit ročně až 10 takových případů provázených zjasněním nad 18,5 absolutní hvězdnou velikost. Rotační rozpady se zřejmě až dosud maskovaly jako srážky s menšími projektily, ale tuto kamufláž astronomové prokoukli. Ke katastrofickým rozpadům velmi malých planetek dochází tedy jen velmi vzácně.

C. K. Chang aj. určovali rotační periody planetek pomocí dat ze střední  přehlídky Palomar Transit Factory (iPTF), jež proběhla ve dnech 6. – 9. 1. a 20. – 23. 2. 2014 a pokryla na obloze plochu 174 čtv. stupňů. Autoři spolehlivě změřili rotační periody pro 1,75 tis. planetek. Tak se jim podařilo prokázat, že malé planetky tvořené hromadami sutě nemohou mít kratší rotační periodu než 2 h – při vyšší rychlosti rotace se planetky o průměrech >150 m odstředivou silou rozpadají. V databázi je ostatně patrné, jak s rotační dobou kratší než 4,8 h souběžně klesá i četnost rychle rotujících planetek v daném souboru. Planetky s rotační periodou <2 h jsou vzácné. Nejkratší periodu 0,5 h objevili P. Pravec aj. v r. 2002 u planetky 2001 OE84. Zmínění autoři nalezli během přehlídky další rychle rotující planetku (335433) 2005 UW163 s rotační periodou 1,3 h. Autoři také potvrdili, že planetky třídy C jsou proti odstředivé síle rotace odolnější než planetky třídy S, což souhlasí se skutečností, že střední hustota planetek C je nižší než u planetek S.

V roce 1983 se ve švédské Uppsale konala první mezinárodní konference o planetkách, kometách a meteorech. Tak byla založena tradice, která pokračuje ve dvou- až čtyřletých intervalech na různých kontinentech až do současnosti. Na přelomu června a července 2014 se ve Finsku uskutečnila již 12. mezinárodní konference, která soustředila na pět dní do Helsinek přední světové odborníky pracujících ve zmíněných oborech. O planetkách a trpasličích planetách se hovořilo na plenárkách věnovaných kosmickým projektům Dawn, Gaia, New Horizons a Hayabusa 1 a 2. K mezioborovým tématům se pak vyjádřila řada autorů (J. Fernandéz a A. Sosa; R. Rudawska a J. Vaubaillon; M. Hajduková a D. Tomko). Diskutovali otázky spojené s výskytem komet Jupiterovy rodiny a planetek hlavního pásu, kde se někdy těžko klasifikuje, co je ještě planetka, a co už kometa, protože kometární aktivita se vyskytuje převážně v přísluní a jinak se těleso chová jako planetka. Na druhé straně existují planetky, které kolem sebe víří prach, anebo mají prachové vlečky. Životnost těchto nejednoznačně zařazovaných objektů na stabilní dráze bývá omezena, což ovšem nejvíce postihuje právě Kentaury. Planetka (3200) Phaethon je – jak známo - mateřským tělesem jednoho z nejbohatších stabilních meteorických rojů na pozemské obloze – prosincových Geminid. T. Galushina aj. zjistili, že na budoucí dráhu Phaethonu má zanedbatelný vliv jak Jarkovského efekt, tak ztráta hmoty v přísluní. Díky meteoroidům, jež mají rovněž rozličný původ, přibývá denně na Zemi přes 100 t většinou rozprášené interplanetární hmoty.

A. Cellino aj., K. Muinonen aj. a X. Wang aj. referovali o nových inverzních metodách analýzy světelných křivek planetek, jež mohou lépe postihnout rotaci, tvar a směr rotační osy sledovaných planetek. Tyto metody jsou velmi důležité zejména pro zpracování velmi přesných světelných křivek planetek, které dodává astrometrická družice Gaia. K. Muinonen aj. zavedli do inverzních metod Markovovy řetězce, jež mohou pomoci při řešení komplikovaných světelných křivek s řadou neznámých parametrů. Odlišný přístup k inverzním metodám představil O. Wilkman aj. i další autoři, když sestrojil numerický model zahrnující rozptyl světla zejména na regolitu tmavých planetek. Předností modelu je také zrychlení celého výpočtu. A. Marciniak aj. ukázali, že u pomalu rotujících planetek dochází k omylům v určení jejich rotační periody, která je ve skutečnosti delší, než jak se to ze světelné křivky spočítá. G. Fedorets a M. Granvik tak opravili délku periody jedné z planetek rodiny Hungaria. Autoři soudí, že i další členové této rodiny mají rotační periody delší, než se dosud uvádí. F. Vilas aj. porovnávali optická spektra (pásmo 360 ÷ 440 nm) pro planetky tříd Q a O se spektry týchž objektů ve vizuální a blízké infračervené části spektra. V optickém spektru lze totiž odhalit kosmické zvětrání regolitů planetek, které se ve vizuálním a infračerveném spektru nepozná.

Podle A. Virkkiho a K. Muinonena lze rozlišovat povrchy křížičů Země a planetek hlavního pásu také planetárními radary. Radary dokáží určit rádiové albedo povrchu a dokonce i kruhovou polarizaci odraženého signálu pro planetky, jejichž rozměry jsou větší než délka vlny radaru. V těchto případech dostaneme tak informaci i o stavu podpovrchových vrstev planetky. V. Jemeljaněnko studoval pravděpodobný orbitální vývoj dráhy meteoritu Čeljabinsk v posledním milionu let před srážkou se Zemí. Pokud je na této dráze více těles, mají 75 % pravděpodobnost, že v dohledné budoucnosti spadnou do Slunce. Na druhé straně asi čtvrtina z nich se může přiblížit k Zemi ze slunečního směru, podobně jako to dokázal meteorit Čeljabinsk v r. 2013. D. Sears shrnul výsledky výzkumu dvanácti planetek, jež až dosud byly zkoumány zblízka, popřípadě in situ, osmi kosmickými sondami. I když zkoumané planetky jsou potlučené krátery a mají na povrchu regolit, představují přesto velmi různorodou populaci. Některé se nacházejí na stabilních drahách v hlavním pásu planetek, ale jiné jsou dokonce potenciálně nebezpečnými křížiči. Jedna ze zkoumaných planetek (243) Ida má dokonce vlastní měsíc Dactyl. Na povrchu planetek a trpasličí planety (1) Ceres nalézáme basaltické horniny, ale také různé typy chondritů. Podrobné studie jejich povrchových útvarů, rozházených balvanů, a jiných terénních útvarů nám může pomoci získat nové poznatky o jejich geologické a astronomické historii a odtud pak odvodit důležité závěry zejména o tom, jak celá Sluneční soustava vznikla.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ L. (2015).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 07. januára 2018