Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 29. apríla 2008
Podruhé v tomto století 8. listopadu 2006 byl z obou Amerik, Pacifiku, vých. Asie, Austrálie a Nového Zélandu pozorován téměř pětihodinový přechod Merkuru přes sluneční kotouč, mj. též družicemi SOHO a TRACE. Příští takový úkaz bude ze Země viditelný až 9. května 2016. V okolí Slunce dosud není prozkoumáno pásmo v rozmezí 0,08 – 0,18 AU (Merkur obíhá v průměrné vzdálenosti 0,4 AU) s cílem odhalit případnou existenci větších planetek (vulkanoidů). Při pohledu ze Země jde o maximální úhlovou odlehlost 10,5° od středu Slunce. U. Christensen se zabýval otázkou původu slabého magnetického pole Merkuru. Domnívá se, že příčinou existence pole je tepelná konvekce spojená s pozvolným tuhnutím vnitřního jádra planety. Protože Merkur rotuje velmi pomalu, vzniká tak jen slabý dynamový efekt, díky němuž má Merkur slabé globální magnetické pole.
V polovině dubna 2006 dospěla k Venuši evropská kosmická sonda Venus Express, která se počátkem května usadila na protáhlé eliptické polární dráze (250 – 66 000) km s oběžnou dobou 24 h. Jde o první sondu u Venuše po 17leté přestávce od příletu slavné americké sondy Magellan. Od počátku června začala s multispektrálními měřeními husté atmosféry. Hlavním cílem nové sondy je během 16 měsíců provozu odhalit podrobnosti o atmosféře planety - nejhustší planetární atmosféře ve sluneční soustavě. Jelikož Venuše nemá magnetické pole, je vnější atmosféra planety "nahlodávána" slunečním větrem a v jejich hlubších vrstvách vanou silné větry. Sonda též zaznamenala bílá mračna kyseliny sírové ve výškách nad 70 km a horké skvrny nad aktivními sopkami.
Dnes tak diskutovaná otázka globálního oteplování Země dostala nový rozměr díky nečekanému zjištění F. Kepplera aj., že rostlinstvo (především tráva, ale i listí na stromech) výrazně uvolňuje do zemské atmosféry metan, což v přepočtu na jednotku hmotnosti je dokonce 25x (!) účinnější skleníkový plyn než oxid uhličitý a v absolutní míře představuje dnes druhý nejvýznamnější skleníkový plyn po CO2. Zejména nad tropickými pralesy se pozorují doslova oblaka metanu a je překvapující, se na to nepřišlo už dávno. V současné době produkují rostliny 10 – 60 Mt metanu ročně, což představuje desetinu celkového množství metanu v zemské atmosféře, přičemž příčina jevu dosud není známa. K tomu je potřebí ještě připočítat metan uvolňovaný do atmosféry zejména stále rostoucími stády hovězího dobytka. Autoři uvádějí, že za posledních 200 let se množství metanu v zemské atmosféře zdvojnásobilo. Mezitím G. Hegerlová aj. počítali odezvu klimatu na změny zastoupení skleníkových plynů v zemské atmosféře nad severní polokoulí v posledních sedmi stoletích. Odtud jim vyšlo, že odhadované zdvojnásobení výskytu oxidu uhličitého v průběhu XXI. stol. by znamenalo zvýšení průměrné teploty Země v rozmezí 1,5 – 6,2 K. Komplexní výzkum odezvy klimatu na lidskou činnost dále zkomplikovala kontroverzní domněnka H. Svensmarka a E. Friis-Christensena z r. 1997, že totiž příliv kosmického záření do zemské atmosféry má vliv na výskyt oblačnosti. Jde o "měkké" kosmické záření s energiemi 10 – 1 000 MeV, které přichází ze jednak ze Slunce a jednak z mezihvězdného prostoru, jehož tok kolísá v rytmu kolísání sluneční činnosti. Zatím není příliš jasné, jakým mechanismem by mohlo kosmické záření tvorbu mračen podněcovat, takže se chystají laboratorní pokusy CLOUD, které by měly tuto domněnku ověřit nebo vyvrátit.
P. Foukal aj. se podrobně zabývali vlivem proměn zářivého výkonu Slunce na klima, což je nejlépe vidět na paradoxu raného Slunce, které podle modelových výpočtů zářilo o třetinu méně než Slunce dnes. Navzdory tomu tehdy Země evidentně nezamrzla, což se přičítá původní silně skleníkové atmosféře díky významnému zastoupení metanu a oxidu uhličitého. Souběžně s dlouhodobým růstem svítivosti Slunce v naší atmosféře na rozdíl od Venuše zastoupení skleníkových plynů naštěstí zázračně klesalo, a proto se dá na Zemi dnes žít. O výskyt molekulárního kyslíku v zemské atmosféře se zasloužily první baktérie již před 3 mld. let. Prvotní kyslík se však působením ultrafialového záření Slunce přednostně slučoval s metanem, ale postupně přitom stoupalo i zastoupení ozónu, který zablokoval příliv slunečního ultrafialového záření a tím umožnil životu vystoupit z vody na souš. Jak uvádí C. Goldblatt aj., v době před 2,4 mld. let začaly k produkci kyslíku významně přispívat řasy a první rostliny.
V moderní době se souvislostí klimatu s jedenáctiletou periodou sluneční činnosti patrně jako první zabýval koncem 18. stol. W. Herschel, když si všiml korelace mezi cenou pšenice na britském trhu a výskytem slunečních skvrn. Skutečně z moderních měření sluneční konstanty aparaturou ACRIM na družici SMM víme, že zvýšený počet slunečních skvrn znamená pokles ozáření Země, přičemž denní amplituda změn dosahuje až 0,3%, kdežto dlouhodobé cyklické variace dosahují průměrné amplitudy jen 0,07%. Nicméně P. Foukal soudí, že podíl kolísání zářivého výkonu Slunce na současném globálním oteplování je zanedbatelný.
M. Evans upozornil na další zásah člověka do vývoje klimatu, čímž jsou změny v koloběhu vody na zemském povrchu. Paleoklimatologické údaje, odvozené ze zkoumání letokruhů stromů ve střední Asii v letech 826-1998 n.l. ukázaly, že během posledních 150 let po nástupu průmyslové revoluce rostou vodní srážky, zejména pak sněhové. T. Murray shrnul výsledky pozorování dvojicí družic GRACE, které podrobně a opakovaně mapují zemské gravitační pole. Odtud víme, že za 4 roky od dubna 2002 dosáhla ztráta hmotnosti grónského ledovce táním hodnoty více než 200 Mt a hladiny oceánů tak stoupají tempem 0,5 mm/r. Protože tempo tání ledovce se zvyšuje, lze spočítat, že úplným roztáním grónského ledovce by hladina světového oceánu stoupla o 7 mm, ale ještě větší vliv na klima by měla snížená salinita oceánu.
E. Weatherdová a S. Andersen hodnotili výsledky měření atmosférického ozónu od konce 80. let XX. stol., kdy byla objevena každoroční antarktická ozónová díra. Mechanismus jejího vzniku odhalili pozdější (1995) nositelé Nobelovy ceny za chemii P. Crutzen, M. Molina a S. Roland, jenže do vlastních měření úbytku ozónu vstoupily přírodní vlivy, tj. velké sopečné výbuchy v r. 1982 a 1991 a maxima sluneční činnosti, jež vedly k většímu vymývání ozónu z atmosféry. Hloubka a rozsah sezónní ozónové díry nad Antarktidou se po r. 2000, kdy se ozónová díra rekordně rozšířila na 29 mil. km2, již nezhoršují. Nicméně právě na přelomu září a října 2006 dosáhla ozónová díra opět stejného rekordního rozsahu jako v r. 2000 zřejmě kvůli tomu, že nad Antarktidou byly v té době mimořádně nízké teploty, které rozbíjení molekul ozónu usnadnily.
R. Lathe se zabýval otázkou, jaká byla rychlost zemské rotace před 3,9 mld. let. Z teorie pohybu Měsíce totiž vychází tehdejší délka zemského dne na 16,8 h, zatímco z pozorování paleoslapů na mořských pobřežích vychází perioda rotace jen 14 h. Měsíc byl tehdy od Země vzdálen o něco méně, než vyplývá z modelových výpočtů, tj. méně než 300 tis. km. E. Arias ukázal, že díky přesným měřením poloh kvasarů a galaxií s aktivními jádry (AGN) pomocí radiointerferometrie na velmi dlouhé základně (VLBI) se podařilo zlepšit model zemského nitra a odtud zlepšit naše znalosti o subtilních změnách zemské rotace díky precesi a nutaci. Současný model tak umožňuje popsat vývoj nutace a precese s přesností na 0,0002". Podobně se podařilo díky seismologii objevit pozoruhodnou nespojitost v šíření seismických vln v hloubce 2 700 km pod povrchem Země, na rozhraní tuhého pláště a kapalného vnějšího jádra. Seismické vlny se v této vrstvě jednak urychlí a jednak jejich rychlost kolísá až o 30% v závislosti na směru šíření! Vysvětlením je dle laboratorních pokusů fázový přechod minerálu post-perovskitu (MgSiO3), který představuje vysoce stlačenou fázi standardního perovskitu v zemském plášti při teplotách 2 500 – 3 500 K.
B. Wood aj. propočítali model vzniku Země z protoplanetárního disku prachu a plynu. Během 104 roků se spojitý disk sbalil do planetesimál s kovovými jádry, které se pak během následujícího milionu let shlukovaly do těles o hmotnosti Měsíce až Marsu. Na vznik Země pak stačilo dalších 30 – 40 mil. roků. Během této fáze akrece docházelo ke zvrstvení prvků tak, že v jádře Země se usadily siderofilní prvky a v plášti silikáty díky tomu, že v hloubce asi 400 km pod povrchem Prazemě se nacházel tekutý magmatický oceán, v němž docházelo k diferenciaci materiálu podle jeho hustoty. Při podrobném výzkumu pohybů v zemské kůře pomocí soustavy komerčních přístrojů GPS, rozmístěných kolem havajské sopky Kilauea se podařilo objevit nový tektonický fenomén - tichá kluzná zemětřesení, neviditelná pro standardní seismografy. Klouzání hornin bylo rozpoznáno na časové stupnici pouhých sekund a evidentně souvisí s aktivitou sopky.
V r. 2006 vyšlo 2. číslo roč. 38 časopisu Advances in Space Research, které bylo zcela věnováno velké geomagnetické bouři z pozdního léta r. 1859, jež vlastně podnítila zkoumání vztahů Slunce-Země. Tehdy byly totiž v nízkých geomagnetických šířkách pozorovány nápadné polární záře a britští astronomové R. Carrington a R. Hodgson poprvé v historii popsali sluneční erupci z 1. září toho roku. V tomto sborníku uveřejnil S. Silverman srovnávací studii s podobně mimořádnými slunečními projevy ve starověku. Výskyt polárních září v nízkých šířkách je totiž popsán už v kronikách kolem r. 1100 př. n.l. a dále v 7. a 6. stol. př. n.l. Autor připomíná práci českého astronoma F. Linka z r. 1962, který našel souvislost mezi verši ve starozákonních knihách proroka Jeremiáše (1:13) a vzhledem polární záře, podobně jako u proroka Ezechiela (1:1-28) - mimochodem, tento popis často citují záhadologové jako důkaz příletu mimozemšťanů na Zemi. Třetím biblickým svědectvím je citát z knihy proroka Zachariáše (1:8). Silverman se domnívá, že jde vesměs o popis mimořádných polárních září v nízkých geomagnetických šířkách v době, kdy zmínění proroci působili. Tak lze nepřímo odvodit, že právě tehdy bylo Slunce extrémně aktivní.
S. Tachibana aj. studovali v chondritech zastoupení izotopu 60Fe, jenž se rozpadá na 60Ni s poločasem rozpadu 1,5 Mr a proto se dobře hodí pro datování raných počátků vývoje sluneční soustavy. Autoři uvažovali dva možné zdroje radioaktivního 60Fe, a to blízkého červeného obra, anebo výbuch blízké supernovy. Pozorované vysoké zastoupení 60Fe vůči 56Fe však prakticky vylučuje červeného obra jako zdroj radioaktivního železa, takže je téměř jisté, že materiál se do chondritů dostal z chondrulí v okolí supernovy. Tím je nepřímo posílena domněnka o klíčové úloze výbuchu blízké supernovy jako spouštěcího mechanismu pro vznik sluneční soustavy.
J. Gilmour aj. určili stáří achondritu enstatitu Shallowater pomocí radiochronometrie 127I/128Xe na 4 563,3 ±0,4 mil. roků, což je fakticky spodní mez stáří sluneční soustavy. S. Lee aj. potvrdili impaktní charakter severoamerického kráteru Chesepeake Bay, když provrtali centrální vrcholek kráteru ve Virginii do hloubky přes 800 m. Impakt se odehrál před 35,3 mil. let a kráter měl podle G. Collinse aj. tehdy průměr asi 40 km. Dnes jsou však horniny porušeny ve dvojnásobném průměru.
M. Gounelle aj. odhadli z podrobného rozboru soudobých vizuálních pozorování dráhové elementy a atmosférickou trajektorii proslulého meteoritu Orgueil, jenž dopadl v jižní Francii 14. května 1864 a patří k největším známým uhlíkatých chondritům. Největší úlomek o hmotnosti 11 kg je uchováván v ochranné atmosféře v muzeu v Montaubanu. Před vstupem do zemské atmosféry měl meteoroid přísluní v 0,9 AU, sklon dráhy 0° a odsluní větší než 5,2 AU, takže šlo fakticky o dráhu typickou pro komety Jupiterovy rodiny. Do zemské atmosféry vstoupil minimální rychlostí 18 km/s pod úhlem 20°, začal svítit ve výšce 70 km nad zemí a pohasl ve výšce 20 km, takže jeho svítící dráha dosáhla 150 km. Jestliže tedy šlo o úlomek komety, je jisté, že i kometární materiál byl v rané fázi vývoje sluneční soustavy přepracován.
A. Hildebrand aj. uveřejnili podrobné údaje o nejnovějším pádu uhlíkatého chondritu Tagish Lake 18. ledna 2000 na severozápadě Britské Kolumbie v Kanadě. Na zamrzlém jezeře se podařilo sesbírat na 10 kg úlomků, klasifikovaných jako uhlíkatý chondrit C2. Rozptylové pole úlomků bylo dlouhé 16 km a široké 4 km. Bolid byl pozorován velkým počtem očitých svědků, z nichž alespoň tři zaznamenali elektrozvuky, ale též automatickými kamerami na Zemi i na družicích. Proto je dobře známa jeho původní dráha, tj. velká poloosa 2,0 AU; výstřednost 0,55; sklon 2°, přísluní 0,9 a odsluní 3,1 AU. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 16 km/s při místním východu Slunce a při rozpadu ve výšce 35 km nad zemí dosáhl -22 mag. Svítící dráha skončila ve výši 31 km. Původní hmotnost při vstupu do atmosféry činila téměř 100 t; jeho průměrná hustota 1,6násobku hustoty vody svědčí o silně porézním materiálu.
J. Trigo-Rodríguez aj. popsali pád meteoritu Villalbeto v severní části Španělska ze dne 4. ledna 2004. Původní dráha tohoto obyčejného chondritu typu L6 spadá do hlavního pásma planetek, tj. velká poloosa 2,3 AU; výstřednost 0,61; sklon 0°; přísluní 0,9 a odsluní 3,7 AU. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 17 km/s pod úhlem 29°; k hlavnímu rozpadu při jasnosti -18 mag došlo ve výšce 28 km a viditelná dráha dlouhá 130 km skončila ve výši 22 km. Po přeletu byla celou půlhodinu viditelná kouřová stopa. Meteorit měl při vstupu do zemské atmosféry hmotnost asi 600 kg a na zemi dopadlo zhruba 12 kg úlomků; z toho se podařilo nasbírat 33 úlomků o hmotnostech od 11 g do 1,4 kg. Jde o teprve 9. meteorit, jehož původní dráha ve sluneční soustavě je dobře známa - vůbec první dráhu určili v r. 1959 pro meteorit Příbram čeští astronomové pod vedením Z. Ceplechy.
Mimochodem, získat vzorky meteoritů pro vědecký výzkum je paradoxně čím dál tím obtížnější, protože s úlomky meteoritů se začalo obchodovat a jejich cena závratně roste, zvláště pak u meteoritů, které přiletěly z Marsu nebo z Měsíce. V pouštích Gobi a na Sahaře dnes působí profesionální hledači meteoritů, kteří dokonce studují odborné astronomické časopisy, popisující okolnosti pádů jasných bolidů (podobně pravděpodobně zmizelo i několik úlomků meteoritu Morávka z r. 2000). Na aukci v Tucsonu v Arizoně se v r. 2006 sešlo 250 zájemců a nejvzácnější kousky se tam nabízely za cenu 10 tis. dolarů za 1 gram! Největší známou soukromou sbírku meteoritů z 37 zemí o celkové hmotnosti úlomků 3,3 t má arizonský instalatér M. Killgore, který svou původní profesi pověsil před 12 lety na hřebík a začal meteority sbírat i studovat. Svou sbírku dokonce nedávno zapůjčil k odbornému výzkumu na Arizonské univerzitě, která se rozhodla aukcí zúčastňovat.
R. Stothers zkoumal časové intervaly mezi vznikem impaktních kráterů na Zemi. Když se omezil na velké krátery s průměrem nad 35 km, objevil v posledních 250 mil. let periodu těchto impaktů 35 mil. roků, zatímco menší krátery žádnou periodicitu nevykazují. Autor se domnívá, že za zmíněnou periodou lze vidět vliv galaktických poruch na Oortovo mračno komet, tj. že velké krátery vznikají dopadem komet, jenže to nesouhlasí s pravděpodobností nárazů komet na Zemi. B. Ivanov porovnával četnost impaktních kráterů na Měsíci a na Zemi za posledních 100 mil. roků a zjistil, že tato četnost je na obou těles stálá.
Je pozoruhodné, že existence meteoritů byla vědecky prokázána až počátkem XIX. stol. a další století trvalo, než odborníci připustili existenci impaktních kráterů na Zemi. Jak uvedl V. Masajtis, o tento průlom se zasloužil americký důlní inženýr D. Barringer ve spolupráci s matematikem a fyzikem B. Tilghamem z Filadelfie, kteří od r. 1903 zkoumali dno Ďáblova kráteru v Arizoně odběrem vzorků a hloubkovými vrty a během dvou let tak získali přesvědčivé důkazy o impaktní povaze kráteru. Jejich domněnka však narazila na tvrdý odpor amerických geologů a jedině díky Barringerově umíněnosti se přece jen po mnohaletém úsilí prosadila a kráter dnes nese jeho jméno. Ostatně i domněnka o impaktním původu měsíčních kráterů zvítězila až ve druhé polovině XX. století.
J. van Damm aj. studovali výskyt hlodavců v centrálním Španělsku na základě 80 tis. zubních nálezů za posledních 22 mil. roků a ukázali, že průměrná životní doba savčích druhů činí asi 2,5 mil. roků, což je shodou okolností průměrná perioda výskytu ledových dob. Autoři z toho usuzují, že právě změny klimatu jsou klíčovým faktorem při vymírání savčích druhů. Jak známo, kolísání klimatu na časové stupnici od desítek tisíc do milionů let, vysvětlil už v letech 1920-41 srbský matematik M. Milankovič jako důsledek změn slunečního ozáření vlivem periodických změn parametrů zemské dráhy. Zejména jde o změnu výstřednosti zemské dráhy, která kolísá v periodách 100 a 400 tis. roků, dále pak o změnu náklonu rotační osy Země k oběžné rovině s periodou 41 tis. roků a konečně změnu polohy přísluní zemské dráhy následkem kombinace precese rotační osy Země a stáčení přímky apsid v periodě 21 tis. roků. Kombinace zmíněných period pak vede ke klimatickým extrémům (ledovým dobám) v intervalech 1,2 a zejména 2,4 mil. roků ve shodě s periodou zániku savčích druhů podle citované studie.
J. a I. Birrielovi probírali okolnosti zvýšení úrovně radiace na Zemi v důsledku rozličných bouřlivých kosmických procesů. Člověk je vystaven radiaci od sekundárního kosmického záření i při běžném způsobu života na Zemi, přičemž hlavní složku sekundárního záření představují piony s hmotností asi 270násobek hmotnosti elektronu. Ty se dále rozpadají na miony s hmotností cca 200násobek hmotnosti elektronu a neutrina. Jestliže vystupujeme od mořské hladiny do hor, tak každé 2 km výšky představují dvojnásobnou úroveň kosmické radiace. Jediný zaoceánský let, kdy letadlo letí ve výšce 11 km, představuje 10% přírůstek roční dávky přirozeného radiačního pozadí, takže např. ministři zahraničních věcí velmocí snadno dostanou i dvojnásobek průměrné roční dávky radiace, na což jsou však zřejmě dobře adaptováni. Ostatně piloti a letušky na dálkových linkách se musejí vyrovnávat minimálně se zdesateronásobením průměrné roční dávky, rovněž zcela úspěšně. Hůře jsou na tom ovšem kosmonauti, zvláště pokud by letěli za hranice radiačních pásů Země, tj. na Měsíc nebo na Mars. V programu Apollo měli američtí astronauti velké štěstí, že žádný pilotovaný let se nekonal počátkem srpna 1972 (v pauze mezi výpravami Apolla 16 a 17), kdy by dostali při koronální ejekci látky ze Slunce dávku asi 400 rem, tj. jako při 50 tisících plicních rentgenech!
Existují však vzácné situace, kdy se radiace i na zemském povrchu významně zvyšuje. Jde zejména o gigantické erupce na Slunci, výbuch blízké supernovy, magnetaru či zábleskového zdroje záření gama. Reakce paprsků gama s molekulami dusíku a kyslíku vede k destrukci ozónu a tím i ke zhroucení ochrany Země před pronikavým ultrafialovým zářením Slunce. Současně se významně zvýší intenzita kosmického záření. C. Heiles odhadl, že během existence Země vybuchlo v jejím blízkém okolí do 10 pc několik desítek supernov a následky blízkých výbuchů ovlivnily Zemi po dobu následujících stovek roků. A. Mellot aj. se dokonce domnívají, že velká vymírání v pozdním ordoviku (-440 mil. let) a devonu (-365 mil. let) mohla být způsobena právě takto zvýšeným přídělem paprsků gama z blízkého mocného zdroje. Ostatní tři dobře dokumentovaná velká vymírání na Zemi před 65 (C/T - křída/terciér), 210 (T/J - trias/jura) a 252 (P/T - perm/trias) mil. lety byla patrně vyvolána dopadem větších planetek. Pouze D. Erwin se přidržuje názoru, že vymírání P/T, kdy život na Zemi bezmála vyhynul, měly na svědomí sibiřské sopky, jež byly mimořádně aktivní po dobu 600 tis. roků a způsobily dle J. Yugana aj. vymření až 94% (!) organismů v mořích.
Podle W. Napiera se za posledních dvacet let ztrojnásobila data o velkých kráterech, vzniklých na Zemi za posledních 250 mil. roků a pro 40 z celkového počtu 170 kráterů máme teď údaje o jejich stáří s přesností lepší než 10 mil. roků. Autor z těchto dosud kusých údajů odvodil existenci impaktních epizod v trvání 1 – 2 mil. roků, které se opakují s periodami 25 – 30 mil. roků. Podle Napiera spočívá vysvětlení periodicity těchto kosmických náletů na Zemi v proměnných slapových silách Galaxie na sluneční Oortovo mračno, které je zásobárnou drobných těles sluneční soustavy.
P. Bland a N. Artemieva ukázali v obsáhlé studii, že největším nebezpečím pro Zemi jsou daleko menší planetky s průměrem 10 – 300 m, protože četnost těchto srážek je mnohem vyšší než u kilometrových planetek. Přitom na rozdíl od kilometrových planetek nemáme o těchto tělesech téměř žádné údaje. Autoři proto modelovali fragmentace v atmosféře i pády kamenných a kovových těles s hmotnostmi 1 – 1012 kg (rozměry 0,06 – 1 000 m). Z modelových výpočtů obou autorů vyplývá, že na Zemi spadne kovový meteorit o hmotnosti přes 50 t a průměru větším než 2,5 m jednou za 50 let. Kovové meteority s hmotnostmi 0,1 – 1 kt vyhloubí krátery o průměru až 100 m a dopadají na souš v průměru jednou za 500 let. Jednou za 20 tis. roků vznikají na Zemi krátery o průměru nad 500 m a jednou za 50 tis. roků krátery o průměru nad 1 km. Železné meteority přinášejí na jednotku impaktní plochy tisíckrát více energie než meteority kamenné, které se až do hmotnosti 10 Mt (průměr do 1 km) během průletu atmosférou rozpadají a jsou tudíž méně nebezpečné. Kovové meteority i jejich krátery se nejsnáze nalézají v pouštích.
Kamenné meteority typu tunguzského úkazu z r. 1908 o hmotnosti přes 100 kt dopadají na souš v průměru jednou za 500 let. Při pádu minimálně 200m tělesa do oceánu vznikají nebezpečná tsunami. Pozemské statistiky jsou ovšem deformovány tím, že krátery s průměry do 20 km mohou být sekundární, tj. vznikly při dopadech úlomků vymrštěných při nárazu hlavního tělesa zpět do zemské atmosféry, odkud se po balistických drahách vrátily k Zemi. Pro další odhady četnosti impaktů na Zemi je nutné podrobně studovat krátery na Měsíci s rozměry 0,000 2 – 20 km (hmotnosti 0,01 – 1013 kg), jež poskytují dobré údaje pro četnost pádů za posledních 3,5 mld. roků.
R. Kahle aj. se zabývali optimalizací manévru, při němž by se riziková planetka odklonila z kolizní dráhy se Zemí a ukázali, že udělený impuls by neměl působit ve směru dráhy, nýbrž kolmo na ni - pak je totiž až pětkrát účinnější. Ideální cílem je změnit výstřednost dráhy a/nebo její velkou poloosu. Změna sklonu dráhy je energeticky příliš náročná a má smysl jen v případě, že do srážky zbývá příliš málo času. G. Sitarski nalezl nový rychlý způsob odhadu srážky s rizikovými planetkami křižujícími zemskou dráhu a použil je při výpočtu budoucích drah planetek (2004 MN4) Apophis (srážka v dubnu 2053); 2004 VD17 (květen 2102); (2340) Hathor (říjen 2307) a 1950 DA (březen 2880). Posledně jmenovaná planetka má ovšem pravděpodobnost srážky jen 0,3%; ostatní pravděpodobnosti jsou ještě nižší.
M. Cuk aj. vyšli z faktu, že Měsíc vznikl po srážce Praměsíce se Zemí v poměrně malé vzdálenosti 30 tis. km od Země, kde obíhal po kruhové dráze. Silné slapy vedly k brzdění rotace Měsíce i Země a následkem toho ke vzdalování Měsíce od Země. Když jeho vzdálenost od Země vzrostla na 300 tis. km, odlétly do prostoru původní Trojani, tj. menší tělesa vzniklá v Lagrangeových bodech 4 a 5, která Měsíc od začátku doprovázela. To se patrně stalo před necelými 4 mld. let a vlivem poruch aspoň někteří Trojané spadli na Měsíc a způsobili tam vznik impaktních pánví. Tuto domněnku však kritizoval R. Baldwin na základě geochemických argumentů. Tvrdí, že k těžkému bombardování Měsíce došlo dříve a projektily přiletěly ze vzdálených končin sluneční soustavy.
B. Ivanov ukázal, že četnost impaktních kráterů v posledních 100 mil. letech na Měsíci je stálá, což tedy zřejmě platí také pro bombardování Země. Většina kráterů na Měsíci je primárních, takže jen málo z nich je důsledkem dopadů hornin, vyvržených z primárního kráteru a navrátivších se na Měsíc po balistických drahách. J. Ortíz aj. uveřejnili výsledky soustavného sledování optických záblesků, které mohou nejspíš vznikat při dopadu větších meteoroidů na Měsíc. K tomu cíli instalovali ve španělských horách dvojice shodných kamer, které souběžně automaticky sledovaly neosvětlenou část Měsíce v letech 2001-2004. Za 34 nocí se jim podařilo najít tři dvojice záblesků 7 – 8 mag: 19.2. 2002; 5.3. a 26.12. 2003. M. Yanagisawa aj. pozorovali třemi 0,6 m reflektory, vybavenými digitálními videokamerami záblesk 9,5 mag v trvání 0,03 s na neosvětlené straně Měsíce 11.8. 2004 v době maxima Perseid. Pokud šlo opravdu o Perseidu, činila rychlost nárazu na Měsíc 59 km/s a odtud lze odvodit pravděpodobnou hmotnost meteoroidu asi 12 g.
V r. 2006 uplynulo 40 let od chvíle, kdy se experimentálně podařilo vyvrátit domněnku T. Golda z r. 1955, že povrch Měsíce je pokryt asi 90m vrstvou prachu, což by zcela znemožnilo přistání člověka na Měsíci. Počátkem února 1966 totiž v Oceánu bouří měkce přistála sovětská Luna 9 a po dobu 4 dnů vysílala snímky měsíčního povrchu. Přenášená data zaznamenal známý britský 76m radioteleskop v Jodrell Banku a když technici poznali, že jde o faxovou zprávu, půjčili si z redakce Daily Expressu fax a snímky publikovali jako první k velké nelibosti Sovětského svazu. V červnu téhož roku zopakovala stejně úspěšně měkké přistání na Měsíci americká sonda Surveyor 1 a od té doby se mohl rozběhnout pilotovaný program Apollo naplno.
Jak známo, pilotovaný výzkum Měsíce netrval dlouho a jeho plánované obnovení na základě iniciativy současného amerického prezidenta je kritizováno právě proto, že i to málo prachu, co se na povrchu Měsíce nachází, není zanedbatelné: velmi ztížilo práci astronautů mimo kabinu modulu a představuje problém pro jakékoliv optické přístroje, které by byly na Měsíci instalovány v budoucnosti. Z tohoto hlediska by řada odborníků dala přednost pilotovaným letům do volného prostoru sluneční soustavy (Lagrangeových bodů), anebo na planetky, odkud se dá vrátit na Zem s podstatně menší spotřebou paliva.
D. Campbell aj. zkoumali bistatickým radarem z Areciba na vlnové délce 130 mm oblast jižního pólu Měsíce s rozlišením neuvěřitelných 20 m. Podle předešlých výzkumů orbitálních měsíčních sond měly být zejména na dně 19km kráteru Shackleton ledové pláty, ale radarová měření to nepotvrdila. Maximálně jde o ledová zrnka vtroušená do regolitu, takže naděje na získávání vody pro astronauty ve stálé lunární základně budoucnosti se silně zmenšila.
V září 2006 zanikla řízenou srážkou s Měsícem při rychlosti 2 km/s orbitální sonda SMART-1 (ESA), kterou k Měsíc dopravil iontový motor po spirální dráze dlouhé 100 mil. km za 17 měsíců. Dlouhou cestou se paradoxně ušetřilo palivo - iontový motor spotřeboval jen 72 kg xenonu a tak mohla být pozorovací část mise prodloužena. Sonda sledovala povrch Měsíce v infračerveném a rentgenovém pásmu s velmi dobrým spektrálním a úhlovým rozlišením a získala tak cenné údaje o mineralogii Měsíce i interakci měsíčního povrchu se slunečním větrem. Záblesk při dopadu sondy do Jezera znamenitosti (Lacus Excellentiae) poblíž Mare Humorum zachytily dalekohledy v Evropě a Severní i Jižní Americe. Oblak prachu v místě dopadu se rozplynul až za 75 s, kdy se rozprostřel na průměr 80 km.
V srpnu 2005 byla vypuštěna nejnovější americká sonda ke studiu Marsu nazvaná Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). K Marsu doletěla počátkem března 2006 a usadila se na provizorní parkovací dráze. Během následujících pěti měsíců se brzdila odporem atmosféry v periapsi, aby se do počátku září 2006 dostala na lehce protáhlou slunečně synchronní dráhu 250 x 316 km. Od poloviny listopadu začala vědecký výzkum Marsu s rozlišením lepším než 1 m na povrchu planety. Přesně v té chvíli ztratila NASA spojení s kosmem ošlehanou sondou Mars Global Surveyor (MGS), která odstartovala ze Země o deset let dříve a po příletu k Marsu v září 1997 zaparkovala na provizorní dráze, umožňující aerobrzdění slunečními panely, což trvalo až do března 1999, kdy začalo vlastní snímkování Marsu. Za 7,5 roku provozu sonda předala na čtvrt milionu snímků a celkem přes 5 Tbitů dat. Sonda tak překročila plánovanou životnost více než 4krát a drží nyní rekord v nejdéle fungující sondě u Marsu. Zpráva z předešlého přehledu, že orbitální sonda MGS odhalila na snímku ze září 2005 na povrchu Marsu ztroskotanou sondu Mars Polar Lander, byla vedením NASA odvolána; šlo o chybu v interpretaci snímku.
K. Harstadt a J. Bellan uveřejnili úvahu o tom, jak se ze ztroskotaných sond nebo i měkce dosednuvších modulů mohou na Mars dostat spory pozemských mikroorganismů. Buď je odnese vítr, popřípadě populární větrné víry (tančící derviši), anebo se srazí s marsovských prachem či pískem. Přes veškerou snahu o sterilizaci sond před startem je totiž jisté, že sterilizace není nikdy dokonalá. Jinak to však ani primitivní mikroorganismy na Marsu lehké nemají, jak ukázaly pokusy A. Schuergera aj. Vystavili totiž některé mikroby ultrafialovému záření UVB a UVC, které by je čekalo na povrchu Marsu a zjistili, že např. Bacillus subtilis hynul již během půl hodiny. Nejodolnější B. pumilus zahynul během 3 hodin opalování. Y. Tang aj. našli alternativu k existenci vody na Marsu v počátečních fázích jeho vývoje. Fotochemická oxidace metanu totiž mohla způsobit vznik metanolu a dalších tekutých organických látek, které by se hodily místo vody jako roztok při vysrážení hematitu, který byl na Marsu bezpečně prokázán.
J. Oberst aj. vyhodnotili poziční snímky Marsových družic Phobos a Deimos, pořízené evropskou oběžnou sondou Mars Express v letech 2004-05. Přesnost poloh dosáhla až 0,5 km a odtud plyne, že dosud používané elementy drah obou družic už neplatí. Střední poloosa dráhy Phobose činí 9 515 a Deimose 23 500 km. G. Neukum zveřejnil další snímky proslulé "tváře na Marsu" s rozlišením pouhých 14 m/pixel. Je na nich vidět tabulová hora Cydonia Mesa, rozbrázděná erozí. Snímky ze sondy též potvrdily šestiletá pozorování D. Braina aj. z americké sondy MGS, že v atmosféře Marsu se vyskytují četné polární záře, ačkoliv Marsu chybí globální magnetosféra; magnetická pole se vyskytují jen lokálně a mají omezený dosah. Intenzita polárních září se nápadně zvyšuje po silných erupcích na Slunci, takže urychlené částice kloužou po siločarách zmíněných lokálních magnetických polí na Marsu. Radar MARSIS na této sondě určil dle E. Haubera a G. Neukuma průměr kaldery sopky Olympus Mons na 23 km a její hloubku 2 km. T. Watters aj. odhalili díky radaru na 14% plochy severní polokoule planety celkem 11 ponořených impaktních kráterů s průměry 130 – 470 m, což svědčí o tom, že kůra Marsu je velmi stará.
Neúnavná marsovská vozítka Spirit a Opportunity urazila za 820 solů (marsovské dny) trasy 7, resp. 8 km a dohromady odeslala na Zemi na 150 tis. snímků. V květnu 2006 byla zaparkována tak, aby přečkala na Marsu další zimu. Programátoři počítače na sondách nepočítali s tak dlouhým provozem, takže pro záznamy dnů měření (v pozemské míře) vyhradili jen tři cifry, což jim záhy nebude stačit...
J. Chappelow a V. Sharpton počítali průlet meteoroidů atmosférou Marsu a zjistili, že tělesa o hmotnosti nižší než 10 kg se stačí ubrzdit na dopadové rychlosti pod 500 m/s, takže dopad přežijí a daly by se vyhledat jako meteority. Jelikož atmosféra planety může občas až stokrát zhoustnout, zvyšuje to dále naději na plavné brzdění meteoroidů a tím i jejich zachování na povrchu Marsu.
Jelikož u Jupiteru nyní nefungují žádné kosmické sondy, jsme při jeho výzkumu opět odkázáni jen na výkonné pozemní dalekohledy a HST na oběžné dráze u Země. Přesto přineslo sledování největší a nejhmotnější planety sluneční soustavy pozoruhodné pozorování utvoření nové červené skvrny, která vznikla z oválné bílé skvrny BA přímo před našima očima v únoru 2006. Ovál BA se vytvořil už v letech 1998-2000 postupným splynutím tří menších bílých oválů FA, BC a DE, z nichž nejstarší BC byl pozorován již kolem r. 1910. Vznik červené skvrny nejpozději do 7 let předpověděl P. Marcus právě v r. 2000.
Změny barvy oválu BA si jako první povšiml 24. února filipínský astronom amatér C. Go. Ke spatření nové skvrny stačí reflektor o průměru 0,3 m. Malá červená skvrna se nachází jižně od klasické Velké červené skvrny na 34° jižní jovigrafické šířky. Obě skvrny vyčnívají o cca 8 km nad vrcholy Jupiterových mračen. Jak uvedli A. Simonová-Millerová aj., podle snímků ACS HST z dubna 2006 je průměr Malé skvrny 13,5 tis. km, kdežto Velká skvrna má průměr 20,7 tis. km. Obě skvrny jsou anticyklonální (oblasti vysokého tlaku), takže se otáčejí v opačném směru vůči směru rotace planety, než je tomu u pozemských hurikánů. Obvodová rychlost otáčení ve Velké skvrně dosahuje 650 km/h, kdežto v Malé skvrně jen 450 km/h.
Vznik nové skvrny je důkazem významného předělu v klimatickém cyklu, který na Jupiteru trvá 70 roků a který se nyní projevil ochlazením polárních oblastí a oteplením rovníkového pásma Jupiteru asi o 10°C. V červenci 2006 se obě skvrny díky diferenciální rotaci oblačné přikrývky Jupiteru dokonce setkaly a nikdo si netroufal předvídat, co bude následovat. Nakonec to dopadlo tak, že se skvrny sice téměř dotkly, ale dále se obešly, jako dvě kuličky v poněkud volném kuličkovém ložisku.
Těžiště kosmického výzkumu planet sluneční soustavy se již v r. 2004 přesunulo k Saturnu zásluhou tandemu Cassini-Huygens. J. Lunine aj. a C. Porcová aj. využili tří těsných průletů sondy Cassini v blízkosti družice Enceladus v r. 2005 k odhalení výtrysků, obsahujících CO2, CH4, N2 a propan. Tento kryovulkanismus zřejmě pohání tekutá voda jen několik desítek metrů pod povrchem družice, která se ohřívá proměnným slapovým působením okolních družic, jakož i radioaktivním rozpadem v podpovrchových horninách. Z nitra Enceladu tak uniká v průměru 150 kg/s materiálu, který "živí" okolní prsten. F. Nimmo aj. objevili při průletu ze 14. července 2005 gejzíry tryskající vody a oxidu uhličitého až do výšky 175 km nad povrchem družice. Povrchové "tygří pruhy" dlouhé až 100 km jsou o plných 25 K teplejší než okolní terén. To vše svědčí o tom, že bublina horkého ledu nebo hornin uvnitř družice se rozpíná a vyvolává všechny pozorované úkazy.
Při průletu sondy Cassini 26. září 2005 ve vzdálenosti 500 km od Saturnovy družice Hyperion se ukázalo, že družice vypadá jako obří houba s nízkou střední hustotou 60% hustoty vody, což svědčí o velmi porézním materiálu. Hyperion se vyznačuje chaotickou rotací (převalováním na dráze), vyvolanou gravitačními poruchami od obří družice Titanu.
Titan má mimořádně hustou a rozsáhlou atmosféru složenou převážně z dusíku a asi z 5% metanu. Tlak atmosféry na povrchu dosahuje 1 467 hPa, což je druhý nejvyšší tlak atmosféry kamenného tělesa ve sluneční soustavě, hned po Venuši. Nicméně metan se z atmosféry neustále vymývá, takže musí být nějak doplňován. Pravděpodobně se tak děje odplyněním metanu z klatrátů vody na povrchu tekutého oceánu obohaceného čpavkem. Vodní oceán se ovšem nachází až pod povrchem družice a zásobuje díky kryovulkanismu materiálem také vzdálenější okolí Titanu. V atmosféře Titanu objevili V. Vuitton aj. kromě zmíněných hlavních složek také řadu převážně organických molekul jako např. HC3N, HCN, NH3, C2H5CN nebo CH2NH.
C. Elachi aj. využili průletu sondy Cassini u Titanu v únoru 2005 k radarovému mapování povrchu Titanu s rozlišením až 300 m. Zejména našli jednoznačné důkazy o výskytu impaktních kráterů, dále o řečištích a podélných dunách díky větru o rychlosti jen 2 km/h. Povrch Titanu je dle Lorenze aj. zjevně geologicky mladý, zejména následkem slapového působení Saturnu. D. Hunten se domnívá, že působením ultrafialového záření Slunce na atmosférický metan vzniká hustý hněděoranžový smog, jehož nejvýznamnější složkou je etan. Ten se usazuje na povrchu Titanu, kde z něho vzniká blátivá kaše (rmut), pokrývající kamenné podloží až v kilometrových tloušťkách.
C. Griffith shrnul základní poznatky o počasí na Titanu. Díky husté atmosféře se Titan v tomto směru podobá Zemi, jelikož má dešťové srážky od mžení až po přívalové deště, jezera i řeky; chybí mu jedině oceány. V řečištích leží ledové kameny, v atmosféře jsou pozorovány silné vzestupné proudy a kumulovitá mračna. Zatímco na Zemi se tato mračna objevují ve všech zeměpisných šířkách (s výjimkou rozsáhlých pouští mezi 15° a 35° zeměpisné šířky), na Titanu se mračna vyskytují převážně na jihu mezi 40° a 60° šířky, kde je nyní léto. Rozdíl spočívá v tom, že na Zemi se jedná převážně o koloběh vody, kdežto na Titanu hraje tuto úlohu metan.
Podle R. Huesa a A. Sáncheze-Lavega vede konvekce metanu v atmosféře Titanu k bouřkám při rychlosti vzestupných proudů až 20 m/s. Vlhkost troposféry dosahuje přitom až 80% a vrcholky kumulonimbů dosahují výšek až 30 km, kde se po nejpozději po 8 h rozpadají. Dešťové kapky metanu mají při povrchu průměr až 10 mm a při bouřce naprší až 110 kg/m2 metanu. Podle T. Tokana aj. se ve sloupci atmosféry nad čtverečním metrem povrchu nachází až 2 tis. kg metanu, které by při zkapalnění vytvořily na povrchu družice mělký oceán o hloubce 5 m. Metan mrzne při 91 K, takže kapalný metan se může vyskytovat až ve výšce 15 km nad povrchem Titanu. I když už sonda Huygens objevila během sestupu krajinu s pobřežími, lemujícími jezera, další pozorování sondou Cassini nenacházela v těchto jezerech žádné stopy nějaké kapaliny. To se nakonec podařilo až po dvou letech marných pozorování při 17. průletu kolem Titanu 22. července 2006, když sonda snímkovala severní polokouli, na níž byla kapalina (nejspíš metan a etan při teplotě kolem 93 K) odhalena v obřích jezerech nad 75° severní šířky - zřejmě z toho důvodu, že na této polokouli je nyní zima a tudíž chladněji, zatímco jezera na jižní polokouli jsou v létě vyschlá.
Radar na sondě Cassini posloužil S. Ostrovi aj. k proměření radarové odrazivosti (albeda) sedmi ledových družic Saturnu: Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Japetus, Hyperion a Phoebe. Nejvyšší albedo má Enceladus a Tethys, nejnižší Phoebe. Všeobecně je albedo těchto družic podobné ledovým Galileovým družicím.
Sonda Cassini se také zasloužila o objevy dalších malých družic Saturnu. Jak uvedli S. Sheppard aj., pozorování z přelomu let 2004/2005 odhalila existenci celkem devíti nových družic s retrográdními drahami a oběžnými periodami 2,4 – 3,6 roků. Tato tělesa mají rozměry jen několika kilometrů a vesměs jde zřejmě o zachycené planetky. Družice s předběžným označením S/2005 S 1 obdržela již definitivní číslo Saturn XXXV a jméno Daphnis. Celkový počet družice Saturnu tak stoupl na 56 a Saturn se tak drží v těsném závěsu za Jupiterem.
C. Porcová aj. nalezli na snímcích sondy Cassini další prstence Saturnu. Difúzní prstenec R/2006 S 1 ve vzdálenosti 151,5 tis. km má dvě pastýřské družice Januse a Epimethea. Jeho příčná šířka dosahuje 5 tis. km. Další difúzní prstenec R/2006 S 2 ve vzdálenosti 212 tis. km má pastýřskou družici Pallene a šířku 2,5 tis. km. Třetí prstenec R/2006 S 3 se nachází vně Cassiniho dělení ve 120 tis. km a je široký jen 50 km. Ve vzdálenosti 119 tis. km je vidět neúplný prstenec R/2006 S 4 o šířce pouhých 6 km. Podobně neúplný je i prstenec R/2006 S 5 ve vzdálenosti 196 tis. km a šířce 1 tis. km, jehož pastýřkou je družice Methone.
Podrobné snímky struktury hlavních prstenů Saturnu prokázaly drobné "vrtulky", které jsou zřejmě příznakem existence minisatelitů o rozměrech kolem 100 m. Zdá se, že na každou nevelkou družici Saturnu o průměru 0,5 – 1,5 km připadá řádově 10 tis. těles s rozměry 50 – 150 m a dokonce 100 mil. těles s průměry 5 – 15 m. Procesy drcení a opětné akrece látky v prstencích tedy probíhají i nyní.
G. Fischer aj. zjišťovali četnost bouřek v atmosféře Saturnu v r. 2004. Zaznamenali celkem 4 bouřky (95 epizod) v květnu, červenci, srpnu a září toho roku a v nich úhrnem 5 400 blesků. Od října 2004 do června 2005 však nepozorovali ani jednu. Všechny bouřky trvající týden až celý měsíc se vyskytly na témže místě 35° jižní šířky a jejich zdroj rotoval v periodě shodné s radiovou periodou rotace Saturnu.
G. Giampieri aj. se pokusili určit pravou hodnotu rotační periody Saturnu na základě měření změn v magnetickém poli planety, neboť dipólové magnetické pole je souměrné vůči rotační ose planety, avšak rotační osa Saturnu je skloněna vůči normále k oběžné rovině o plných 27° (na rozdíl od pouhých 3° u Jupiteru), takže Saturn má fakticky výrazné roční doby. Z 15 průletů sondy Cassini ve vzdálenostech 1,3 – 6,2 poloměrů planety vyšla perioda otáček magnetického pole 10 h 47 min 06 ±40 s. Radiová měření dávají v různých šířkách velké rozpětí period rotace zhruba o 6,5 min. Samotné hodnoty periody v dané šířce navíc závisí na čase. Radiové periody jsou přitom soustavně o 1,35 – 7,75 min nižší než citovaná perioda magnetického pole. Tyto rozdíly se zatím nedaří kloudně vysvětlit. Svou úlohu hraje i stálý východní vítr vanoucí na vrcholcích oblaků rychlostí až 400 m/s a také 10% zploštění planety, související jak s rychlou rotací, tak s nízkou hustotou Saturnu.
Díky kameře ACS HST byl 26. července 2006 pozorován přechod družice Ariel přes kotouček Uranu i jeho stín vržený na mračna planety. Odtud se podařilo určit velmi přesně průměr Arielu na 1 158 km. Předchozí vzácný úkaz v r. 1965 ještě nebylo z technických důvodů možné pozorovat.
C. Agnor a D. Hamilton nalezli modelovými výpočty pravděpodobný scénář zachycení družice Triton Neptunem. Jak známo, je Triton jedinou velkou družicí planety ve sluneční soustavě, která má jednak retrográdní kruhovou oběžnou dráhu i synchronní rotaci a jednak velký sklon rotační osy 157° k rotační ose Neptunu. Autoři soudí, že Triton s hustotou shodnou s hustotou trpasličí planety Pluto a s hmotností jen o 40% vyšší než Pluto byl původně analogem Pluta. Měl tedy i svého hmotného průvodce na transneptunské heliocentrické dráze o srovnatelné hmotnosti.
Při těsném průletu (pod vzdálenost 8násobku poloměru Neptunu) kolem Neptunu se vinou slapů dvojice rozpadla. (Slapový poloměr Neptunu činí 26násobek poloměru planety.) Pokud se v té chvíli jedna složka dvojice při svém oběhu kolem těžiště původního páru právě pohybovala v protisměru vůči pohybu těžiště páru vzhledem k Neptunu, měla vůči Neptunu zcela malou rychlost. Proto mohla být snadno zachycena, zatímco druhá složka neméně snadno Neptunu unikla. Oběžná rychlost Neptunu na dráze kolem Slunce činí totiž jen 5,4 km/s, takže setkání páru s Neptunem se odehrálo při nízké vzájemné rychlosti jen cca 2 km/s, což rovněž zabránilo případnému rozbití Tritonu. Silné slapy jsou též odpovědné za ohřívání vnitřku planety a tedy i za kryovulkanismus, objevený kosmickou sondou Voyager 2. Zmíněný scénář se dá navíc rozšířit na většinu družic s nepravidelnými retrográdními oběžnými drahami u obřích planet. Čím větší byla hmotnost uniklé primární složky, tím snadněji byla sekundární složka zachycena obří planetou, jelikož sekundár v tom případě obíhal kolem primární složky vysokou rychlostí a tudíž při pohybu v protisměru vůči planetě se tato rychlost odečetla od rychlosti průletové a rozdíl byl tak nízký, že postačil k zachycení danou planetou.
Dátum poslednej zmeny: 29. apríla 2008