Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 26. marca 2007
J. Margot aj. ukázali pomocí mimořádně přesných (10-5 v relativní míře) radarových měření změn rotační rychlosti Merkuru 70 m radioteleskopem v Goldstone po dobu dvou let, že kolísání doby rotace planety během librační periody 88 dnů je třikrát větší, než by odpovídalo tuhému kovovému jádru Merkuru. Má-li však Merkur dosud aspoň částečně roztavené jádro, chová se jako gigantický elektromagnet, což vysvětluje přítomnost slabého magnetického pole planety, odhaleného již r. 1975 kosmickou sondou Mariner 10. Podle S. Stanleyové lze tak současně vysvětlit, proč je magnetické pole na povrchu Merkuru asi o dva řády slabší než magnetické pole Země. Na rozdíl od Země je uvnitř Merkuru roztavená jen tenká slupka vnějšího jádra planety, a to výrazně snižuje indukci magnetického pole na povrchu tělesa. Jádro Merkuru zabírá plné 4/5 poloměru planety, což je rekord pro planety sluneční soustavy. Také tzv. nestlačená střední hustota Merkuru - 5,3násobek hustoty vody za normálních podmínek - je rekordní. Nestlačená hustota Země totiž činí jen 4,1násobek hustoty vody. Hustota slunečního větru je u povrchu Merkuru o 4 až 9 (!) řádů vyšší než hustota větru u Země.
L. Ksanfomaliti využil metody skvrnkové interferometrie (dlouhé série elektronického snímkování s expozicemi řádu milisekundy) k rozpoznání podrobností na té části planety, která nebyla podrobně snímkována zblízka sondou Mariner 10 - ta dokázala zobrazit jen 46% povrchu planety. Využil k tomu 1,5 m reflektoru v Abastumani a dalších dalekohledů v Asii a USA, kterými Merkur sledoval v letech 1999-2004. Dosáhl tak v červené oblasti spektra úhlového rozlišení snímků až 0,12″ (kotouček Merkuru dosahuje v kvadratuře jen 7,3″). Nalezl tak obří tmavou pánev o průměru 2 000 km a zjistil, že podobně jako na Měsíci i na ostatních terestrických planetách jsou velké útvary na Merkuru rozloženy zcela nerovnoměrně.
S. Marchi aj. se pokusili odhadnout rozložení rychlostí meteoroidů, dopadajících na Merkur, z údajů, které pro tělesa s rozměry od 10 mm do 100 m máme pro Zemi. Zatímco na Zemi dopadají meteoroidy rychlostmi do 50 km/s, u Merkuru mají impaktující meteoroidy rychlosti až 80 km/s, a to zvláště v době, kdy Merkur prochází přísluním. Kolik materiálu se ukládá na povrchu planety, je však těžké odhadnout, protože netlumení nárazu atmosférou a vysoké rychlosti dopadu způsobí, že část meteoroidů i regolitu planety je vymrštěna zpět do prostoru 1. kosmickou rychlostí či rychlostí ještě vyšší a tak vytváří podivuhodnou exosféru planety.
H. Scholl aj. zjišťovali, zda by se eventuální planetky v Lagrangeových bodech 4 a 5 v soustavě Slunce - Venuše mohly udržet delší dobu. Ze simulací vyplývá, že prvotní Venušini Trojané už dávno zmizeli vlivem nestabilit, což ostatně odpovídá dnešním (ne)pozorováním. Autoři však připouštějí, že na kratší dobu mohou být noví Trojani zachyceni na kvazistabilních drahách. Od listopadu 2004 směřuje k Venuši první evropská kosmická sonda Venus Express v ceně 220 mil. euro, která se usadí na dráze v dubnu 2006 a bude pak po minimálně 1,5 roku pozorovat atmosféru planety.
K. Zahnle studoval pomocí simulací vznik Venuše a Země koagulací prvotních zrnek na balvany, splynutím balvanů na agregáty o kilometrových rozměrech a následným překotným růstem agregátů na protoplanety o velikosti dnešního Měsíce. Srážky "měsíců" pak vedly ke konečnému vzniku terestrických planet. Zatímco první tři fáze trvaly jen milion let, poslední fáze zabrala desítky milionů let. Venuše má vyšší zastoupení argonu a neonu než Země, ale chyběla jí od začátku voda, které měla Země relativně dost. Proto se původní oceány na Zemi přehřály vinou velkých impaktů na páru a prvotní zemská atmosféra unikla. Naproti tomu suchá Venuše si uchovala původní atmosféru, složenou téměř výhradně z CO2.
Podle R. Gomese aj. bylo období těžkého bombardování asi 700 mil. roků po vzniku Země důsledkem migrace obřích planet sluneční soustavy, které destabilizovaly vnější Edgeworthův-Kuiperův pás. Těžké bombardování trvalo možná jen 10, ale možná též plných 150 mil. roků, což téměř určitě hubilo případné první generace jednobuněčného života na Zemi. Není divu, že tak např. S. Moorbath zpochybnil výskyt mikrofosilií v čase 3,85 mld. roků před současností v grónských horninách, nalezených v r. 1996 na ostrově Akilia stejně jako nálezy staré 3,5 mld. roků v horninách v západní Austrálii. Nepochybné jsou dle jeho úsudku teprve mikrofosilie baktérií staré 1,9 mld. let z Ontaria.
D. Smith aj. využili sluneční družice RHESSI k detekci záblesků záření gama v zemské atmosféře. Detektory na družici odhalily záblesky s energiemi 10 – 20 MeV, které autoři vysvětlují jako brzdné záření elektronů s energiemi 20 – 40 MeV. Družice měsíčně zaznamenávala kolem 15 záblesků, takže v přepočtu na celý povrch Země odtud vychází 50 záblesků denně. Tyto řádově milisekundové záblesky pozorovala dle U. Inana už v r. 1994 obří americká družice Compton bezprostředně po dostatečně mocných bleskových výbojích v energetickém pásmu nad 1 MeV. Jde zejména o výboje ve vysoké atmosféře v pásmu 30 – 90 km, které dostaly názvy duchové (angl. sprites), modré výtrysky (blue jets) a skřítci (elves). Podrobné údaje o 21 duších, pozorovaných během jedné noci v prosinci 2003 nad Japonským mořem, zveřejnili A. Ohkubo aj., kteří ukázali, že jejich příčinou jsou vnitřní výboje v kladně nabitých bouřkových mracích. Duchové se však vyskytují až ve vzdálenostech 50 km od blesku se zpožděním zhruba 100 ms po vlastním výboji.
V noci 7./8. listopadu 2004 pozorovali v severní Americe nádhernou polární záři, která byla viditelná daleko na jihu až v Oklahomě i části Kalifornie. V některých chvílích viděli pozorovatelé rozsvícenou celou oblohu. Radioastronomové zjistili, že pomocí výkonných radiových antén lze do ionosféry napumpovat uměle tolik energie, že to vyvolá vznik polární záře při dostatečně aktivním slunečním větru. T. Pedersen a E. Gerkenová to demonstrovali v březnu 2004 pomocí vysílače v Gakoně na Aljašce s výkonem 960 kW v pásmu 4 – 6 MHz, jenž tak nasytil energií ionosférickou vrstvu E.
C. de Jager uveřejnil soubornou studi o vlivu sluneční činnosti na pozemské klima. Především konstatuje, že sluneční činnost není nijak ovlivňována tzv. planetárními vlivy (slapovými silami, polohou barycentra sluneční soustavy vůči centru Slunce apod.), jelikož uvnitř Slunce probíhají vlastní pohyby, které jsou o tři řády větší než následky planetárních vlivů. Ve druhé polovině XX. stol. byla sluneční činnost v průměru nejvyšší za posledních 1150 roků a právě v té době (1984-2001) klesalo albedo Země. To může mít spletitou souvislost se sluneční činností v tom smyslu, že při vyšší sluneční činnosti dopadá na Zemi méně kosmického záření, takže vzniká méně světlých mračen, a proto klesá albedo Země. Naopak při nižší sluneční činnosti by mělo albedo Země vzrůstat. Albedo Země však začalo r. 2001 opět stoupat, ačkoliv sluneční činnost neklesla, takže se celá záležitost znovu zašmodrchala. Buď jak buď, poslední dekáda XX. stol. byla zcela určitě nejteplejší dekádou celého století, ale názory, co toto oteplení způsobilo, jsou velmi různorodé až protichůdné. D. Gies a J. Helsel využili soudobých údajů o vlastních pohybech hvězd a gravitačním potenciálu Galaxie k rekonstrukci minulé dráhy Slunce vůči centru Galaxie. Podle jejich výpočtů prošlo Slunce za posledních 500 mil. roků čtyřmi spirálními rameny Galaxie a právě v těch dobách prodělávala Země velké ledové doby. Autoři se domnívají, že uvnitř ramen stoupá produkce kosmického záření díky mladým a velmi hmotným hvězdám, což podle dříve uvedené úvahy způsobí vyšší výskyt mračen na Zemi a tudíž i vyšší albedo Země a celkové ochlazení.
J. Llorca aj. podali první souhrnnou zprávu o bolidu ze 4. ledna 2004, který byl pozorován ve Španělsku, Portugalsku a na jihu Francie. Meteoroid se vstupní rychlostí 17 km/s se rozpadl ve výšce 28 km nad zemí, když jeho jasnost dosáhla -18 magnitudy, což odpovídá opticky vyzářené energii 5 GJ. Meteoroid se pohyboval pod sklonem k povrchu jen 30°, takže jeho viditelná dráha dosáhla délky 600 km. Let byl provázen sonickými třesky, infrazvuky i seismickými signály. Už týden po úkazu se podařilo v severním Španělsku najít první úlomek a postupně se v dopadové elipse 6 × 20 km nalezlo celkem 32 úlomků o úhrnné hmotnosti 4,6 kg, z nichž ten hlavní má hmotnost 1,4 kg. Meteorit byl klasifikován jako obyčejný chondrit L6 o střední hustotě 4,6násobku hustoty vody. Původní těleso o průměru 0,8 m mělo hmotnost kolem 750 kg a pohybovalo se kosmickým prostorem samostatně po dobu asi 48 mil. let. Jeho kinetická energie při vstupu do zemské atmosféry činila řádově 100 GJ a jeho charakteristické stáří 700 mil. roků.
A. Klekociuk aj. zkoumali meteorický prach, který zůstal v zemské atmosféře po pádu meteoritu z 3. září 2004 v poloze o souřadnicích 17° v.d. a 68° j.š. poblíž pobřeží Antarktidy. Průlet bolidu atmosférou byl sledován infračervenými čidly na amerických špionážních družicích již od výšky 75 km nad zemí. Od 56 km byl průlet zaznamenán též opticky až do výšky pouhých 18 km nad zemí. Během letu se meteoroid dvakrát štěpil, ve výškách 32 a 25 km. Po přeletu byly na zemském povrchu zaznamenány infrazvuky až 13 tis. km od místa přeletu a nad Antarktidou se ve výškách nad 20 km objevil anomální kouřový mrak. Autoři spočítali původní vstupní hmotnost meteoroidu na více než jeden tisíc tun a kinetickou energii na více než 100 TJ (ekvivalent 28 kt TNT). Těleso patřilo do rodiny planetek Aten.
V. Svetsov uveřejnil výsledky rozsáhlých numerických výpočtů hydrodynamického modelování důsledků obřích impaktů na Zemi. Předpokládal přitom, že impaktor o průměru 500 – 3000 km dopadl na Zemi vertikálně rychlostí 15 km/s. Největší známé impaktní krátery (Vredefort, Sudbury a Chicxulub) vznikly dopady těles o průměrech 30 – 10 km. Při těchto dopadech unikne jen velmi málo materiálu z dosahu zemské přitažlivosti; kondenzované vyvrženiny vymrštěné po balistických drahách však pokryjí prakticky celý povrch Země. Pokud tělesa dopadnou do moře, vypaří oceány až do hloubky 3 km. Během prvních 100 mil. let existence Země, resp. během pozdější fáze těžkého bombardování, se Země mohla střetnout i s tělesy o průměru až 3 800, resp. 1 800 km, takže takové srážky by zničily život, pokud by tu v té době už nějaký byl.
G. Collins aj. sestavili program, který umožňuje přibližně odhadnout bezprostřední důsledky impaktů větších těles na přírodní prostředí. Do programu vstupují průměr impaktoru, jeho střední hustota, vstupní rychlost, úhel letu vůči normále k povrchu, typ terče a vzdálenost oblasti od epicentra impaktu. Výstupní data ukazují, co se stane s materiálem impaktoru, jak velké bude tepelné vyzařování a tlaková rázová vlna, jak rozměrný bude impaktní kráter a jak intenzívní budou seismické otřesy. Nejhorší následky v okolí dopadu má tepelná vlna, která však naštěstí rychle slábne se vzdáleností díky zakřivení zemského povrchu. V práci jsou zveřejněny modelové údaje pro kovový meteorit z Arizony (průměr 40 m; hustota 8násobek hustoty vody), kamennou planetku Ries (průměr 1,75 km; hustota 2,7) a kamennou planetku Chixculub (průměr 18 km), které v modelu dopadaly na Zemi pod úhlem 45° rychlostí 20 km/s. Zatímco dopad prvního modelového tělesa poničí jen nevelké okolí kráteru, ve druhém a třetím případě se projeví bezprostřední ničivé důsledky až do vzdáleností stovek km od místa dopadu.
H. Melosh a G. Collins prokázali modelovými výpočty, že kovové těleso, které vyhloubilo v Arizoně proslulý Barringerův meteoritický kráter, vstoupilo do zemského ovzduší rychlostí 17 km/s, ale vlivem rostoucího odporu atmosféry se ve výši 14 km nad zemí rozpadlo na roj úlomků, které pokračovaly k zemi rychlostí 13 km/s. Ve výšce 5 km nad zemí se z roje o příčném průměru asi 200 m oddělil největší úlomek, představující asi polovinu původní hmotnosti tělesa a dopadl na zem rychlostí 12 km/s, přičemž uvolnil ekvivalent energie 2,5 Mt TNT, tj. asi čtvrtinu původní kinetické energie projektilu. Větší část této energie se tedy zmařila v podobě rázové vlny, doprovázející miniaturní "drtivý dopad", která vyhloubila kráter. Poměrně nízká dopadová rychlost vysvětluje, proč v okolí kráteru se nalézá velmi málo hornin a minerálů, přetavených nárazem. K tomuto jedinečnému úkazu došlo před necelými 50 tis. lety.
W. Reimoldt aj. určili z radioaktivního datování pomocí 39Ar stáří 377 mil. let pro největší impaktní kráter v Evropě Siljan ve Švédsku. D. Dunlop upozornil na podivný rozpor v letecké a pozemní magnetometrii kolem impaktního kráteru Vredeford v jižní Africe, což je největší (průměr 300 km) známý impaktní kráter na Zemi, jenž vznikl dopadem asi 15 km planetky před 2 mld. let. Zatímco z letecké magnetometrie vyplývá nepatrné magnetické pole v kráteru, pozemní měření dávají velmi silné pole. Ukázalo se, že dálková měření magnetických polí nejsou citlivá na magnetická pole malých rozměrů řádu 100 mm. Protože rovněž měsíční horniny často vykazují na velké změny orientace magnetických polí již při malých vzdálenostech, je třeba revidovat údaje, které o údajně slabých magnetických polích nad impaktními pánvemi Hellas a Argyre na Marsu získaly kosmické sondy z oběžné dráhy. Ukazuje se, že pánev Argyre s průměrem 1000 km vytvořilo těleso, které mělo před dopadem rozměr řádu 100 km.
P. Beck aj. srovnali rázové změny v klasickém chondritu Tengman, jenž přiletěl z pásma planetek a v shergottitu Zagami, jenž pochází z Marsu. Rázová vlna ovlivňovala chondrit po dobu 1 sekundy, nejvyšší tlak dosáhl 25 GPa, chondrit se ohřál až na 2,5 kK a mateřské těleso mělo průměr asi 5 km. Naproti tomu shergottit byl během startu z Marsu vystaven rázové vlně dopadajícího tělesa jen po dobu 0,01 s a dopadající těleso o rozměru asi 100 m přitom na Marsu vyhloubilo kráter o průměru asi 2 km. Všechno nasvědčuje tomu, že skupina marsovských meteoritů starých 105 – 107 roků byla postupně expedována impakty z jediné oblasti na povrchu Marsu o průměru několika málo kilometrů.
A. Krot aj. studovali mladé chondrule o průměrech 0,01 – 10 mm, vznikající v planetesimálách opakovaným tavením prachových zrníček. Z nich se slepováním vytvořily za pouhý milion roků kamenné planety sluneční soustavy. Současně ubývalo hmotnosti v pásmu planetek mezi Marsem a Jupiter, takže dnešní populace planetek představuje jen 10-4 její původní hmotnosti. Autoři pak podrobně proměřili relativní zastoupení nuklidů 207Pb/206Pb ve dvou uhlíkatých chondritech z arabské pouště. Dostali tak jejich stáří 4 mld. 563 mil. let. V té době byla sluneční soustava stará pouze 44 mil. roků, takže vznikla před 4 mld. a 567 mil. lety. Rané tavení planetesimál posloužilo J. Bakerovi aj. k určení minimálního stáří sluneční soustavy na 4 mld. 570 mil. roků. Dobrý souhlas obou nezávislých měření poukazuje na znalost stáří sluneční soustavy s chybou ± 1 %.
Čím dál větší pozornost však vzbuzují úvahy o střetech Země s planetkami. Planetka kalibru Tunguzského meteoritu o průměru 75 metrů uvolní energii řádu 100 Mt TNT, což v případě přesného zásahu vymaže kterékoliv velkoměsto. Dvoukilometrová planetka by zahubila zhruba miliardu obyvatel zeměkoule a 10 km těleso by patrně zabilo veškeré lidstvo. H. Chang a H. Moon obhajují domněnku o periodicitě velkých impaktů v délce 26 mil. roků, která je údajně stálá za posledních 250 mil. roků. Jejich práce je podpořena dobrými údaji o stáří 90 impaktních kráterů s průměry až 35 km. E. Bierhaus aj. zkoumali povahu impaktních kráterů v Evropě a zjistili, že naprostá většina z nich jsou krátery sekundární, tj. že vznikly opětným dopadem úlomků hornin, vymrštěných ze Země při primárním impaktu kosmického tělesa. Jelikož úlomky nedosáhly 1. kosmické rychlosti, dříve či později spadly dosti vysokou rychlostí zpět na zem. To je fakticky příznivá zpráva, která snižuje statistické riziko primárních impaktů pro budoucnost.
Ani proti primárním impaktům však nemusí být lidstvo bezmocné. E. Lu a S. Love přišli s pozoruhodným návrhem na gravitační traktor, jak nazývají kosmickou sondu, která by se v případě nebezpečí vyslala k rizikové planetce a tam se stala její oběžnicí. Při průměru planetky 200 m by se sonda usadila na oběžné dráha ve vzdálenosti 100 m nad povrchem planetky (předpokládá se víceméně kulový tvar planetky, což nemusí být ovšem u tak malých těles pravidlem). Sonda o hmotnosti 20 t by byla vybavena motorem s nevelkým tahem něco přes 1 N, který by planetku za rok "odtáhl" z původní dráhy o nějakých 200 m. Tah by se přenášel na planetku pouhou gravitační vazbou - žádné lano není potřeba. K bezpečnému odtažení takové planetky stačí předstih 20 let před vypočítaným nárazem, a toho jistě půjde v dohledné době dosáhnout. Autoři gravitačního traktoru navrhují využít k pilotnímu pokusu planetky (99942) Apophis, která by se s nepatrnou pravděpodobností mohla srazit se Zemí někdy po blízkém přiblížení k Zemi v r. 2029, které zatím ne zcela spočitatelně změní její současnou dráhu k horšímu. V tomto případě by traktor o hmotnosti 1 t a se 4,5 t paliva v nádržích dokázal tahem 0,1 N po dobu 1 měsíce odklonit planetku natolik, že by nás už nikdy neohrozila.
Život na Zemi může ovšem ohrozit také blízké přiblížení k hvězdě o hmotnosti nad 15 M☉. Tak masivní hvězdy totiž vysílají silné záření gama, které by štěpilo molekuly dusíku v zemské atmosféře, v níž by přibývalo oxidu NO, jenž pak - jak známo - spolehlivě ničí ozónovou vrstvu. Ještě nebezpečnější by podle B. Thomase aj. byl blízký výbuch zábleskového zdroje záření gama, kdy silný tok záření gama by na několik let podstatně ztenčil ozónovou vrstvu i při vzdálenosti zdroje 2 kpc od Země. Tento pokles by trval řadu roků a vlivem snížení průzračnosti zemské atmosféry vinou vzniklého NO2 by současně došlo k silnému ochlazení zemského povrchu. Autoři soudí, že právě tak by se dalo vysvětlit masové vymírání živočichů a rostlin před 443 mil. let (na konci ordoviku), k němuž není známka o obřím impaktu planetky.
Naprosto zničující katastrofou pro celou Zemi by ovšem mohl být fázový přechod fyzikálního vakua na nižší energetickou hladinu, ať už spontánní nebo dokonce vyvolaný uměle. Jak uvedli M. Tegmark a N. Bostrom, před uvedením relativistického urychlovače těžkých iontů RHIC v Brookhavenu do chodu v r. 2000 byly z opatrnosti vykonány modelové simulace, zda by extrémně relativistické ionty nemohly fázový přechod vakua vyvolat. To by totiž vedlo k zaručené globální zkáze. Výsledky simulací mohou uspokojit i největší bázlivce. Takové nebezpečí je doslova astronomicky zanedbatelné.
E. Belbruno a J. Gott přišli s pozoruhodnou domněnkou, že Praměsíc se původně nacházel v Lagrangeově bodě L4 soustavy Slunce-Země, kde akrecí dorostl do hmotnosti srovnatelné s Marsem. Těsné setkání s nějakou bludnou planetesimálou však vyhodilo Praměsíc z Lagrangeova klidného sedla na parabolickou dráhu směřující k Zemi, s níž se nakonec srazil a následkem srážky vznikl náš Měsíc. M. Ozima aj. usoudili, že v měsíčním regolitu se kromě částic slunečního větru může nacházet též dusík a netečné plyny pozemského původu. To by znamenalo, že studiem vrchních vrstev Měsíce bychom mohli ověřovat historický vývoj zemské atmosféry.
Modelové výpočty V. Svetsova ukázaly, že ke vzniku impaktních bazénů (moří) na Měsíci (Jižní pól-Aitken o průměru 2250 km a hloubce 13 km - to je vůbec největší impaktní struktura v celé sluneční soustavě; Mare Imbrium o průměru 1160 km a Mare Orientale o průměru 920 km) ve fázi těžkého bombardování bylo zapotřebí planetek o průměru až 200 km. D. Bussey aj. zjistili rozborem snímků sondy Clementine, že teploty na Měsíci kolísají mezi -180°C a + 100°C, ale v oblastech přilehlých k pólům se drží poměrně stálá teplota -50°C. Vrcholky kráterů na severním pólu Měsíce jsou dokonce nepřetržitě osvětlovány Sluncem, zatímco na jižním pólu se nacházejí hluboké prolákliny, kam Slunce nezasvítí nikdy a kde by mohly být pláty věčného ledu.
Stářím ošlehaná americká kosmická sonda MGS podává čím dál tím závratnější výkony, neboť podle M. Malina nyní dosahuje z oběžné dráhy lineárního rozlišení na povrchu Marsu 0,5 m. V r. 2005 tak rozlišila přistávací modul sondy Viking 2, ztroskotanou sondu Mars Polar Lander a také všechna vozítka: Mars Pathfinder, Spirit i Opportunity. Pátrání po britském přistávacím modulu Beagle 2 však zatím nikam nevedlo. Hned počátkem ledna 2005 se vozítku Opportunity v kráteru Endurance povedl husarský kousek - objevilo totiž ve své blízkosti povalující se železo-niklový meteorit o velikosti basketbalového míče. Jde o první meteorit zjištěný na cizí planetě. O necelé čtyři měsíce později však vozítko nečekaně uvízlo v písečné duně. Technici NASA na Zemi nelenili, sehnali si bednu "marsovského písku" a trénovali v laboratoři, jak dvojníka Opportunity nejlíp z duny uvolnit. Když se to naučili na Zemi, vyzkoušeli s úspěchem týž manévr i na dálku a Opportunity se ze závěje počátkem července 2005 skutečně vyhrabal.
F. Selsis aj. uveřejnili podrobnosti o meteoru, který v atmosféře Marsu zaznamenala kamera vozítka Spirit 7. března 2004. Podle autorů šlo o rojový meteor od komety 114P/Wiseman-Skiff, který vstoupil do atmosféry Marsu rychlostí 11 km/s. L. David si povšiml, že na snímcích panoramatické kamery vozítka Spirit v kráteru Gusev zmizely v březnu 2005 stopy po jeho předchozí jízdě. Současně se snížila ztráta výkonu slunečních článků ze 40% na 7%. Plný výkon čerstvých článků byl 900 W, ale postupným zaprášením klesl až na 500 W, přičemž k minimálnímu provozu vozítka je zapotřebí 280 W. Jelikož podobné šťastné zvýšení výkonu článků zaznamenalo už koncem r. 2004 také vozítko Opportunity, byla nasnadě příčina: svislé vzdušné víry tvaru kornoutu se špičkou přivrácenou k povrchu, které vznikají nestejnoměrným ohřevem terénu a atmosféry během Marsových dnů. V meteorologickém žargonu se jim říká tančící derviši a pozorují se už dávno na Zemi (jsou mj. odpovědné za proslulé kruhy v obilí) a od konce devadesátých let XX. stol. také v atmosféře Marsu. Díky tomuto neplánovanému a nepravidelnému otírání prachu z povrchu slunečních článků mohou obě vozítka na Marsu mnohonásobně překročit plánovanou životnost. Zároveň se podle R. Sullivana aj. ukazuje, že k vymodelování Marsova povrchu přispívá kromě ledu a sněhu také větrná eroze a ovšem i vulkanismus. L. Haskin aj. připomněli, že se všeobecně čekalo na stopy po jezeře na dně kráteru Gusev, ale Spirit tam našel jen olivín, bazalty a FeO, čili žádné známky někdejší tekuté vody.
J. Bell aj. popsali pozorování celkem 6 přechodů družic Phobos a Deimos přes sluneční kotouč, které uskutečnily kamery na obou zmíněných vozítkách v měsících březnu a dubnu 2004 v blízké infračervené oblasti spektra. Obě přirozené družice Marsu obíhají prakticky přesně v rovině Marsova rovníku a zmíněná pozorování umožnila zpřesnit dráhové efemeridy obou těles, přestože Phobos obvykle sluneční kotouč pouze "líznul", kdežto Deimos přecházel celým průměrem přes kotouč Slunce. Zatímco úhlový průměr Slunce na obloze Marsu se pohybuje v rozmezí 19 – 23 obl. minut, Phobos má v zenitu průměr 12′ a Deimos jen 2,2′. Přechody družic trvaly od 14 do 91 s. Pozorování ukázala, že předešlé efemeridy byly chybné až o 38 km pro polohu Deimose a o 11 km pro Phobose. Odtud vyplývá, že úhlový pohyb Phobose se ročně urychlí o 4,7″.
Evropská kosmická sonda Mars Express se stereoskopickou kamerou HRSC na palubě pořídila zatím nejlepší snímek Phobose při průletu ve vzdálenosti jen 200 km od této nevelké přirozené družice Marsu. Na snímku je dobře vidět množství impaktních kráterů s rozlišením několik desítek metrů. Kamera na sondě též podle J. Heada aj. prokázala, že na úbočích obřích sopek Marsu se nacházejí jen 4 mil. let staré ledovce přikryté prachem, a jejich morény sahají až stovky km od paty vulkánů. Na úbočích a v okolí sopek je vidět jen málo impaktních kráterů, což je další důkaz nedávné sopečné činnosti. Největší sopka sluneční soustavy Olympus Mons byla aktivní ještě před 2,4 mil. lety. Snímky sondy, doplněné o starší snímky z americké sondy MGS, naznačují, že po svazích sopek něco teklo. Evropští planetologové soudí, že žhavé magma ohřálo led na úbočích na vodu, která pak tekla dolů, kdežto američtí odborníci se domnívají, že teklo samotné vulkanické magma.
Podobně se stále diskutuje o tom, zda byl Mars v minulosti vlhký nebo suchý - proti každému řešení totiž existují zásadní námitky. Už dříve ohlášený objev hematitových "borůvek" na Marsu byl pokládán za důkaz, že tento minerál vznikal za přítomnosti vody. Nicméně nyní M. Minittiová aj. ukázali, že hematit vzniká např. na havajských bazaltových sklech bez přítomnosti vody, takže jsme zase na začátku debaty. Celý ten příběh o hledání vody na Marsu má jeden evidentní podtext, totiž, že si mnoho odborníků myslí, že když je někde tekutá voda, tak je tam i život. Ve skutečnosti nic takového neplatí, protože i "životodárná voda" může být z nejrůznějších důvodů dočista sterilní. To je zvláště na Marsu klidně možné, jak ukázaly pokusy I. ten Kateové aj. Ozařovali totiž ultrafialovým světlem o intenzitě běžné na Marsu aminokyseliny glycin a alanin. Obě látky v tenké vrstvě byly zničeny během 22, resp. pouhých 3 h. To znamená, že jediná naděje pro delší přežívání života zavlečeného na Mars (např. pomocí ztroskotaných sond, ale také populárními vozítky) zůstává pod krycím povrchem Marsova regolitu.
C. Wang aj. připomněli, že při velkých zemětřeseních na Zemi se vodou nasycená půda zvodní, takže analogicky mohou velké impakty na Marsu vyvolat prudké výrony spodní vody, odkud pak pocházejí vodou vytvarované kanály a záplavové strže. Při velkém zemětřesení na Aljašce v r. 1964 se objevily výtrysky vody až 400 km od epicentra, které měly takovou sílu, že poškodily tamější stavby. Podle výpočtů autorů lze očekávat zvodnění na Marsu u všech impaktních kráterů s průměry nad 100 km. Jen v pánvi Hellas staré 4,0 mld. roků se nachází na 1500 kráterů s těmito průměry, takže taková zvodnění se v průměru vyskytnou každé 2,7 mil. roků. A. McEwen aj. snímkovali okolí impaktního kráteru Zunil o průměru 10 km. Kráter je obklopen radiálními paprsky sahajícími až do vzdálenosti 1600 km od primárního kráteru, které nápadně připomínají obdobné paprsky kolem některých kráterů na Měsíci. Zřejmě jde o mladý kráter, protože v jeho okolí je nepatrný počet velkých impaktních kráterů. Zato je tam asi 10 milionů (!) miniaturních kráterů o rozměrech 10 – 200 m, což jsou evidentně sekundární impaktní krátery, vyvolané vyvrženými úlomky z primárního impaktu, které letěly po balistických drahách.
C. Solomon aj. se domnívají, že Mars byl geologicky aktivní po celou první miliardu let své existence. K diferenciaci jádra, pláště a kůry prý stačilo pouhých 50 mil. let. Jelikož elektricky vodivé jádro bylo tehdy tekuté, vyvolalo dynamovým efektem celoplanetární magnetické pole. Vulkanismus v oblasti Tharsis způsoboval výrony vody a CO2, které způsobily globální oteplování planety. J. Murray našel poblíž Marsova rovníku na snímcích oblasti Cerberus Fossae sondou Mars Express důkazy o existenci zamrzlého jezera o rozměrech 800 × 900 km a stáří 5 mil. let. E. Hauber aj. získali důkazy nedávné ledovcové aktivity u sopky Hecates Tholus s průměrem kaldery 10 km. Sopka stará asi 350 mil. roků má na svých úbočích ledové usazeniny staré 24 – 5 mil. let. V té době byla totiž rotační osa Marsu více skloněna do roviny ekliptiky, což umožňovalo tvorbu ledovců i podél Marsova rovníku.
A. Colaprete aj. poukázali na záhadnou povahu jižní polární čepičky, kterou během léta tvoří jen led CO2. Jarní ústup vodního, tzv. černého ledu není totiž souměrný a zdá se, že zde hraje roli atmosférická cirkulace, deformovaná blízkými impaktními pánvemi Argyre a Hellas. Kamera HRSC sondy Mars Express našla asi 200 m tlustou ledovou vrstvu v 35 km širokém meteorickém kráteru Vastitas Borealis na 70° sev. šířky. J. Bertaux aj. objevili pomocí ultrafialového spektrometru téže sondy v ionosféře Marsu polární záři, která se projevuje nad místními magnetickými poli v kůře planety. Pravým hitem roku se podle R. Naeye stala stereoskopická pozorování kaňonu Coprates Chasma 13° na jih od Marsova rovníku. Jde o větev největšího kaňonu sluneční soustavy Valles Marineris, který je dlouhý téměř 5 tis. km, má šířku až 100 km a hloubku až 9 km. První evropské sondě k Marsu se zkrátka dařilo téměř vše, nač se zaměřila, takže její další financování je zajištěno až do listopadu 2007.
Ve světle všech těchto novinek docela zaniklo, že na přelomu října a listopadu 2005 byly mimořádně dobré podmínky pro pozemní pozorování Marsu na severní polokouli. Mars byl v opozici se Sluncem 7. listopadu ve vzdálenosti 69 mil. km, což bylo sice o 13 mil. km dál, než při populární opozici v srpnu 2003, ale zato při podstatně vyšší severní deklinaci. Při úhlovém průměru kotoučku 20″ a velké výši nad obzorem se Mars v souhvězdí Berana dal výtečně pozorovat i menšími přístroji přibližně od konce září do počátku prosince, ale jen málo laiků té příležitosti využilo. Přitom na další příznivou opozici (pro jižní polokouli) si budeme muset počkat až do července r. 2018 a pro severní polokouli až do října 2020.
O. Hubickyj aj. uveřejnili modelové výpočty vzniku Jupiteru a Saturnu akrecí. Podle nich vzniklo kamenné jádro Jupiteru o hmotnosti 10 Mz za milion roků, ale pokud má hmotnost jen poloviční, tak jeho akrece probíhala pomaleji a trvala 5 mil. roků. Kamenné jádro Saturnu má pak dvojnásobnou hmotnost v porovnání s jádrem Jupiteru. Daleko hmotnější jsou v obou případech vnější plynné obaly těchto obřích planet.
Ačkoliv pojem migrace planet nabyl popularity až v souvislosti s objevem exoplanet typu Jupiter v nepatrných vzdálenostech od mateřských hvězd, první úvahy o migraci planet v naší vlastní sluneční soustavě publikovali J. Fernández a W. Ip již v r. 1984. Technicky vzato k migraci Jupiteru směrem dovnitř sluneční soustavy přispělo i samo lidstvo, naposledy koncem r. 2000, kdy kosmická sonda Cassini se při těsném průletu kolem Jupiteru urychlila gravitačním prakem planety o celé 2 km/s, zatímco Jupiter migroval směrem ke Slunci rychlostí, která je nepřímo úměrná poměru hmotností Jupiter/Cassini. To je přirozeně naprosto neměřitelné a zanedbatelné, takže Jupiter můžeme klidně využívat k obdobným cílům kdykoliv se nám zachce a NASA dá příslušný peníz. Jenže zmínění autoři ukázali, že Jupiter se v rané historii sluneční soustavy těsně setkal s miliardami planetek, jež se tak zásluhou gravitačního praku dostaly buď do Oortova mračna, anebo dokonce opustily sluneční soustavu. Následkem toho Jupiter měřitelně migroval ke Slunci tempem až 0,2 AU/100 tis. roků. F. Franklin aj. studovali podrobně současné pohyby 700 planetek třídy Hilda a dokázali tak, že Jupiter opravdu migruje směrem dovnitř díky dráhovým resonancím 3/2 s těmito planetkami a musel se již přisunout nejméně o 0,45 AU.
Mimochodem, jak ukázali M. Flasar aj., spektrometr na palubě Cassini zjistil při zmíněném průletu kolem Jupiteru v jovigrafické jižní šířce 44° v atmosféře planety CO2 a HCN, což jsou sloučeniny, které tam zbyly po impaktech úlomků proslulé komety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1994. Podle C. Sotina aj. se podařilo při tomto průletu také zpřesnit průměry dvou Galileových družic Jupiteru - Ganymedu (5268 km) a Kallistó (4806 km).
V březnu 2005 byly pojmenovány další družice Jupiteru, jak ukazuje tabulka:
| Definitivní označení (J) | Jméno | Předběžné označení (S/) |
|---|---|---|
| XXXIX | Hegemone | 2003 J 8 |
| XL | Mneme | 2003 J 21 |
| XLI | Aoede | 2003 J 7 |
| XLII | Thelxinoe | 2003 J 22 |
| XLIII | Arche | 2002 J 1 |
| XLIV | Kallichore | 2003 J 11 |
| XLV | Helike | 2003 J 6 |
| XLVI | Carpo | 2003 J 20 |
| XLVII | Eukelade | 2003 J 1 |
| XLVIII | Cyllene | 2003 J 13 |
V únoru 2005 publikoval americký vědecký týdeník Science prvních 13 prací, pojednávajících o několika družicích Saturnu, pozorovaných zblízka, dále o atmosféře Saturnu, polárních zářích, prstencích a magnetosféře planety. K nejzajímavějším pracem patří rozbor chování částic prstenců, který zveřejnil K. Ohtsuki. Zrnka menší než 100 mm totiž rotují kolem své osy o jeden až dva řády rychleji, než kolik činí jejich oběžná doba kolem planety, a jejich oběžné roviny jsou skloněny k hlavní rovině prstenců. Jejich rotační osy jsou přitom namířeny ke Slunci. Větší částice však mají rotační osy kolmé k oběžné rovině. Jak připomněl D. Hamilton, k nejpozoruhodnějším nově objeveným rysům prstenců při průletech sond Voyager kolem Saturnu patřily tzv. špice (angl. spokes), jevící se jako tmavší radiální paprsky, viditelné po dobu několika hodin. Vysvětlují se jako elektrostaticky nabitá prachová zrnka, která vznikají dopadem meteoroidů na větší částice v prstencích, jež jsou levitována mimo hlavní rovinu prstenců. Pozorování prstenců pomocí kamery HST během 90. let minulého století však ukázala, že špice postupně slábly a zcela zmizely v r. 1998. Všeobecně se soudí, že jde pouze o změnu geometrie jejich pozorování ze Země, protože prstence jsou nyní pro pozemského pozorovatele i pro sondu Cassini příliš rozevřené a to snižuje kontrast špic vůči prstencům. Tento názor dramaticky potvrdilo znovuobjevení špic v prstencích počátkem září 2005.
P. Nicholson aj. připomněli, že Saturnovy prstence byly sledovány ze Země radarem v Arecibu na vlnové délce 126 mm (frekvence 2,4 GHz) již v r. 1973, ale toto pozorovací okno se pak uzavřelo a otevřelo znovu až v říjnu 1999, neboť Arecibo leží na 18° sev. šířky. Okno není nijak široké, protože radarová ozvěna se k Zemi vrací až za 2,25 h, takže pro vysílání impulsů k prstencům lze využít maximálně půl hodiny denně. Toto okno se opět uzavře v únoru 2008. Z dosavadních měření plyne, že tloušťka prstence A dosahuje nanejvýš 50 m, a že největší balvany v prstencích mají typický rozměr maximálně 5 m. Radar je schopen studovat rozložení velikostí částeček v prstencích v rozmezí 0,01 – 1,0 m.
Počátkem roku 2005 však budil největší pozornost složitý manévr sestupného modulu Huygens, jenž byl uvolněn ze sondy Cassini o Vánocích 2004 a uskutečnil řízený sestup atmosférou na povrch Titanu během 2,5 h dne 14. ledna 2005. Modul přistál na povrchu družice rychlostí 5 m/s a po více než 1 h pak ještě předával naměřené údaje na palubu sondy Cassini. Data pro Dopplerovo měření rychlosti větru z kanálu A, vysílaná během sestupu směrem na sondu, nebyla sice sondou zachycena, ale podařilo se je zaznamenat na Zemi citlivými obřími radioteleskopy v Green Banku a v Parkesu, takže po této stránce bylo přistání na Titanu rovněž naprosto úspěšné.
U povrchu Titanu vane jenom mírný vánek, ale jeho rychlost pomalu roste s výškou až do hladiny 60 km. Pak už začne foukat opravdu hodně a ve výšce 120 km nad terénem pozoroval modul silné turbulence při rychlostech větru až 430 km/h. Sonda Cassini pak během r. 2005 proletěla v blízkosti Titanu ještě sedmkrát, takže kombinací údajů z modulu Huygens a z oběžné sondy se odborníkům postupně dařilo skládat pozoruhodnou mozaiku poznatků o tomto podivuhodném tělese, jež má atmosféru o polovinu hustší než je atmosféra Země a jehož "metanové hospodářství" hodně připomíná koloběh vody na Zemi.
Naše vědomosti o Titanu tak v krátké době vzrostly naprosto podstatně, neboť se podařilo pořídit záběry se stokrát lepším rozlišením, než bylo možné při pozorování obřími dalekohledy se Země. Také průzkum pomocí radaru na sondě přináší předtím zcela nedostupné údaje. Jak uvedl D. Tytell, proletěl modul Huygens pásmem stoprocentní vlhkosti ve výšce 17 – 20 km nad povrchem družice. Jde o mračna metanu, který je ovšem díky slunečnímu ultrafialovému záření proměňován též v etan a benzen, což dává atmosférickému smogu oranžový nádech. Jelikož by tak metan z atmosféry během nějakých 10 mil. roků zcela vymizel, musí se odněkud (nejspíš z povrchu metanových jezer) doplňovat.
V atmosféře Titanu chybějí vzácné plyny Ar, Kr a Xe, ale zato je tam hojnost molekul dusíku, které zřejmě zbyly z disociace původního čpavku. Metan tvoří asi 5% atmosféry Titanu. Nad vrstvou mračen se nachází od výšky 40 km tropopauza, ionosféra je nejsilnější kolem 60 km a ve výškách kolem 200 km byly zjištěny aerosoly v podobě organických molekul. Stratosféra Titanu sahá až do výšky 300 km, zatímco meteory svítí již od výšek 400 km. Nejvýše se nachází termosféra mezi 500 – 800 km. Titan má průměr 5151 km, takže je větší než planeta Merkur, ale jelikož střední hustota Titanu je jen 1,9násobek hustoty vody, je Merkur 2,44krát hmotnější než Titan.
Podle D. Southwooda byly na povrchu Titanu objeveny kaňony, vyschlá řečiště, blátivé planiny, skalnatý povrch a jezera. Na pustém povrchu se nacházejí rozházené omleté ledové balvany. Huygens sám se uvelebil v písečném blátě se zrnky ledu o teplotě -179° (94 K). Podle T. Owena byl na povrchu naměřen tlak 1470 hPa a vlhkost 50%. Titan ve svém vývoji k tělesu zemského typu zřemě předčasně zamrzl. C. M. Tomasko se domnívá, že povrch Titanu formuje nějaká tekutina - nejspíš kapalný metan. Na povrch prší uhlovodíky a v pouštích se občas vyskytují přívalové deště. R. West aj však marně hledali rozsáhlý metanový oceán, o němž se před příletem sondy k Saturnu hodně spekulovalo. Povrch Titanu je evidentně geologicky mladý, za což může podle C. Sotina aj. z velké části tzv. ledový vulkanismus. Autoři totiž našli známky vystřelování plynného metanu z kruhových struktur na povrchu Titanu až do výšky 1200 km. Mezi objevenými molekulami na Titanu je řada organických, které se obvykle považují za stavební kameny pro primitivní jednobuněčný život.
Při průletech sondy Cassini nad Titanem v březnu a dubnu 2005 byly ve vnější atmosféře Titanu objeveny uhlovodíky až se 7 atomy uhlíku a také nitrily a nitráty. Při červnovém průletu pak odhalila kamera, snímkující Titan v blízkém infračerveném pásmu, v blízkosti jižního pólu známky jezera, jehož typické rozměry jsou 230 × 70 km. Nad jezerem byla vidět bílá mračna metanu, z nichž zřejmě metan prší. C. Porcová aj. nalezli na Titanu známky větrné, tekutinové a tektonické eroze. Poblíž jižního pólu objevili také impaktní krátery. Troposféra družice vykazuje jev, zvaný superrotace, totiž že příslušná atmosférická vrstva rotuje rychleji než povrch družice. Větry na Titanu vanou východním směrem a tzv. kouřmo, pozorované sondou Voyager před čtvrtstoletím ve výšce 300 km, se nyní zvedlo do výšky 500 km nad povrch družice.
Sonda Cassini proletěla 31. prosince 2004 ve vzdálenosti 123 tis. km od družice Japetus o průměru 1450 km. Objevila přitom podél rovníku 1300 km dlouhý horský hřbet s převýšením až 20 km. Původ takového útvaru je zcela záhadný. Jak uvedli B. Burrattiová aj., má vedoucí polokoule Japeta nízké albedo 0,04, což je nejspíš způsobeno akrecí tmavého materiálu, obsahujícího organické látky. Opačná polokoule je podstatně světlejší s albedem 0,4 a pokrývá ji z velké části vodní led. Střední hustota Japeta činí jen 1,1násobek hustoty vody. Také průlet kolem družice Enceladus ve vzdálenosti jen 500 km počátkem března 2005 a pouhých 175 km v polovině července 2005 přinesl překvapující záběry s rozlišením až 4 m. Na snímcích jsou patrné podivuhodné rovnoběžné tektonické poruchy, svědčící o značné vnitřní energii družice, která má podle M. Doughertyové aj. řídkou atmosféru a slabé magnetické pole. Enceladus je na pólech teplejší (110 K) než na rovníku (80 K) a jeho atmosféra není zřejmě souvislá; vyskytuje se jen místy. Geologicky aktivní je zejména jižní polokoule družice. Koncem září proletěla sonda Cassini jen 500 km od družice Hyperion, která má oválný tvar o rozměrech 250 × 360 km, a zobrazila přitom hluboké krátery s ostrými okraji. Družice dělá dojem úlomku nějakého většího tělesa a charakterizuje jí též neobvyklá chaotická rotace - na své dráze se náhodně převaluje.
Počátkem ledna 2005 rozhodla příslušná nomenklaturní komise Mezinárodní astronomické unie o definitivním pojmenování přirozených družic Saturnu, objevených v letech 2000-2004, jak ukazuje tabulka:
| Definitivní označení (S) | Jméno | Předběžné označení (S/) |
|---|---|---|
| XXXI | Narvi | 2003 S 1 |
| XXXII | Methone | 2004 S 1 |
| XXXIII | Pallene | 2004 S 2 |
| XXXIV | Polydeuces | 2004 S 5 |
| XXIII | Suttungr | 2000 S 12 |
| XXVII | Skathi | 2000 S 8 |
| XXX | Thrymr | 2000 S 7 |
Počet známých družic Saturnu však rostl i nadále zásluhou obřích pozemních teleskopů Subaru, Gemini a Keck. V květnu 2005 tak přibylo dalších 12 miniaturních družic planety s rozměry do 7 km a oběžnými dobami 2,2 – 3,7 let; 11 z nich má retrográdní dráhy, takže jde vesměs o zachycená tělesa. Současně také sonda Cassini objevila novou družici Saturnu S/2005 S 1 v Keelerově mezeře prstence A ve vzdálenosti 136,5 tis. km od planety a s oběžnou dobou 0,6 dne. Tím stoupl celkový počet družic Saturnu na okrouhlou padesátku.
Podle C. Murraye je zvlášť pozoruhodná družice XXXIV Polydeuces, která je fakticky satelitem družice Dione. Nachází se totiž poblíž Lagrangeova bodu L5 soustavy Dione-Saturn a kolem tohoto bodu vykonává librační pohyby. Podle B. Sicardyho je mimořádně důležité, že se podařilo najít nové družice v prostoru mezi Enceladem a prstenci. Tím se sice rozmazala předtím ostrá hranice mezi solidními tělesy a pouhými shluky prachu v prstencích, ale zato začínáme chápat "pastýřskou" úlohu družic jako je Atlas, Prometheus a Pandora pro rozložení hmoty a tvaru Saturnových prstenců či přesněji "drážek" v nich. Autor se domnívá, že tím se dá doložit dynamický charakter prstenců a pastýřských družic, které se neustále srážejí, drtí a znovu sestavují v cyklu o trvání asi 10 mil. roků. Názorně to dle C. Murraye aj. předvádí Prometheus, který "pase" prstenec F, do něhož vstupuje vždy po 14,7 h a tím mění jeho vzhled svým gravitačním působením.
Od r. 1990 střední jasnost Uranu pomalu klesá, ale během každého roku jeho okamžitá jasnost kolísá asi o 0,2 mag. Jak uvedli H. Hammelová aj. podařilo se díky adaptivní optice u Keckova desetimetru zobrazit jak všechny prsteny, tak mračna v Uranově atmosféře s úhlovým rozlišením 0,05″. Podél rovníku se nacházejí difúzní skvrny vždy po 30° jako korálky na šňůrce. Z pohybu mračen plyne, že na Uranu fouká bouřlivý vítr o rychlosti až 800 km/h. Rotační perioda planety pak kolísá v rozmezí 16,83 – 16,90 h. Na jižní polokouli byla po dobu 5 let pozorována rozsáhlá bouře, která se posunula v uranografické šířce o 5°. V srpnu 2005 byl tímto dalekohledem objeven vůbec nejjasnější mrak (17% jasnosti celé planety!) na Uranu na 30° sev. šířky. Na jižní polokouli končí dlouhé léto a planeta zažije rovnodennost v r. 2007, kdy se po 21 letech opět objeví Slunce nad severní polokoulí.
M. Sholwater a J. Lissauer aj. využili kamery ACS HST vždy v srpnu let 2003 - 2005 k odhalení nových prstenů Uranu. Jejich polohy souhlasí nebo jsou velmi blízké drahám "pastýřských" družic Mab, Puck, Portia a Rosalind. Další prsten objevil v srpnu 2005 I. Pater při pozorování Keckovým dalekohledem.
S. Sheppard aj. využili obřího dalekohledu Subaru k prozkoumání celé Hillovy sféry kolem planety Uran v červeném pásmu spektra. Při mezní hvězdné velikosti 26 mag našli v zorném poli o ploše 3,5 čtv. stupně všechny dosud známé družice Uranu a přidali ještě dvě nové: S/2001 U 2 a S/2003 U 3. Obě nové družice patří k nepravidelným, tj. zachyceným, přičemž první obíhá po retrográdní, ale druhá po prográdní dráze. Autoři soudí, že kolem Uranu už nejsou žádné další družice s průměrem větším než 7 km.
Koncem prosince 2005 oznámila Mezinárodní astronomická unie své rozhodnutí o pojmenování nových družic Uranu, jak ukazuje tabulka:
| Definitivní označení (U) | Jméno | Předběžné označení (S/) |
|---|---|---|
| XXII | Francisco | 2001 U 3 |
| XXIII | Margaret | 2003 U 3 |
| XXIV | Ferdinand | 2001 U 2 |
| XXV | Perdita | 1986 U 10 |
| XXVI | Mab | 2003 U 1 |
| XXVII | Cupid | 2003 U 2 |
Tentokrát naposledy se v této rubrice setkáváme s údaji o Plutu, protože od příštího přehledu se Pluto ocitne v rubrice "Planetky" v důsledku první formální definice planety sluneční soustavy, která byla přijata na XXVI. kongresu IAU v Praze v srpnu 2006. Jde pochopitelně pouze o změnu klasifikace; nikterak to neovlivňuje význam Pluta jako astronomického objektu. Podle R. Canupové je dvojice Pluto-Charon výsledkem obří srážky v oblasti transneptunských objektů, přičemž takové události nejsou ojedinělé a může k nim dojít i v budoucnosti. Autorka se inspirovala vznikem dvojice Země-Měsíc, kde je gigantická srážka Země s Praměsícem už zcela respektovanou teorií.
J. Pasachoff aj. využili 2,2 m dalekohledu UHT k pozorování zákrytu hvězdy P131.1 Plutem dne 21. srpna 2002 k proměření vertikálního profilu atmosféry Pluta. V porovnání s podobným měřením z r. 1988 pomocí létající observatoře KAO se stav atmosféry překvapivě změnil, tj. v dané výši nad povrchem je nyní (nepatrný) atmosférický tlak dvakrát vyšší, ačkoliv Pluto se od té doby významně vzdálil od Slunce. Dne 11. července 2005 pozorovali na chilských observatořích Cerro Pachon a Cerro Tololo 55 s trvající zákryt anonymní hvězdy Charonem. Odtud byl zpřesněn minimální průměr Charonu na 1179 km a současně vyloučena jakákoliv atmosféra kolem Plutova průvodce.
Koncem října 2005 oznámili H. Weaver aj. a S. Stern aj., že díky kameře ACS HST prokázali existenci dvou nových miniaturních družic Pluta S/2005 P1 a P2, jež byly objeveny na snímcích z května 2005 a posléze nalezeny i na archivních záběrech z června 2002. Družice se jeví jako bodové zdroje V ≈ 23 mag a obíhají kolem Pluta po kruhových drahách o poloosách 65 a 49 tis. km v periodách 38 a 26 d. Jinak se do úhlové vzdálenosti 100″ od Pluta už nenalézají žádná další tělesa do 27 mag.
Na závěr zprávy o Plutu bych rád připomněl, že k Plutu směřuje kosmická sonda New Horizons, která má na své palubě plutoniový generátor elektřiny. Když o tom psala známá americká astronomka V. Trimbleová ve svém výročním přehledu o pokrocích astronomie v r. 2004, konstatovala, že posílat plutonium na Pluto je stejně pošetilé jako vozit uhlí do Newcastlu, což lze do češtiny přeložit nejspíš jako nosit sovy do Atén.
Dátum poslednej zmeny: 26. marca 2007