ŽEŇ OBJEVŮ 2007 (XLII.) - DÍL A
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

J. Warell a O. Karlsson prohlédli 2,7m dalekohledem NOT v červené oblasti spektra celou Hillovu sféru kolem Merkuru s cílem objevit případné drobné družice planety. Odtud usoudili, že Merkur nemá žádnou družici s průměrem větším než 1,6 km ve vzdálenostech 15 – 180 tis. km od centra planety. Je zajímavé, že potenciální družice Merkuru by měly stabilnější dráhu, pokud by obíhaly opačně (retrográdně) vůči oběhu planety kolem Slunce. V souvislosti s pozorovaným přechodem Merkuru přes sluneční disk 8. listopadu 2006 si astronomové připomněli, že vůbec první přechod Merkuru přes Slunce pozoroval již 7. listopadu 1631 francouzský astronom, filosof a duchovní Pierre Gassendi.

G. Cecil a D. Rashkeev využili dalekohledu SART s průměrem zrcadla 1,35 m k pořízení 60 tis. infračervených (820 nm) snímků části povrchu planety, kterou nezobrazila kosmická sonda Mariner 10. Docílili tak úhlového rozlišení 0,2″, které odpovídá lineárnímu rozlišení 140 km. Objevili tak velký kráter Mozart na té části povrchu, kterou nezobrazila sonda Mariner 10. (Další z kráterů na Merkuru byly pojmenovány mj. též po A. Dvořákovi, L. Janáčkovi a B. Smetanovi.)

Již v r. 1965 se americkým týmům na observatoři v Arecibu podařilo pomocí radaru nalézt rezonanci 3:2 mezi rotační periodou planety (56,6 d) a periodou oběžnou (88,0 d). Nyní J. Harmon aj. využili vylepšeného radaru, jenž vysílá na vlnové délce 126 mm (2,4 GHz), k podrobnému snímkování té části Merkuru, kterou opticky pozorovali Cecil a Rashkeev. Na radarových snímcích jsou patrné tři velké impaktní krátery o průměrech 85, 95 a 125 km, z nichž vyvěrají velmi zřetelné paprsky, nejhezčí v celé sluneční soustavě. Jde o poměrně mladé krátery s vysokou odrazivostí (albedem) v pásmu decimetrových vln. Radarové snímky tak ukázaly, že jasné skvrny nalezené už dříve na záběrech z obří anténní soustavy VLA v Novém Mexiku, jsou rovněž impaktní krátery.

J. Margot aj. zjistili z radarem měřených jemných změn rychlosti rotace Merkuru v letech 2002-06, že Merkur má tekuté jádro. To znamená, že magnetické pole Merkuru na úrovni zhruba 1 % magnetického pole Země vzniká dynamovým efektem, podobně jako je tomu na Zemi. Podle N. Rambauxe aj. činí amplituda librace rotační osy 19″ v periodě 88 dnů. J. Čertěnko zlepšil údaj o hmotnosti Merkuru na základě měření poruch planetek, které se k Merkuru přiblížily a změnily tak viditelně své dráhy. Reciproká hodnota hmotnosti v jednotkách M_☉ činí (6023440 ±530); je tedy o 3.10^-5 vyšší než hodnota hmotnosti odvozená v r. 1987 z pohybu Marineru 10.

1.1.2. Venuše

A. Basilevsky aj. shrnuli výsledky sovětských sond Veněra a Vega, které přistávaly na Venuši v letech 1970 - 1984. První úspěšná sonda Veněra 7 (1970) vysílala údaje o teplotě a tlaku v atmosféře a na povrchu planety. Veněra 8 (1972) měřila i zastoupení prvků K, Th a U podobně jako Veněra 9 (1975), jež navíc pořídila televizní panorama místa přistání. Sondy Veněra 11 a 12 (1978) studovaly oblačnost a aerosoly, jakož i chemické složení atmosféry. Sondy Veněra 13 a 14 pořídily opět televizní panoramata, ale byly vybaveny i rentgenovým spektrometrem a vrtačkou pro zkoumání podpovrchových vzorků. Sondy Vega 1 a 2 (1984) zůstávají až dosud posledními úspěšně přistavšími moduly na Venuši.

V současné době pracuje na oběžné dráze u Venuše evropská kosmická sonda Venus Express, vypuštěná koncem r. 2005, jež doletěla k Venuši a usadila se na protáhlé oběžné dráze kolem planety v dubnu 2006. Předpokládá se, že by mohla měřit až do r. 2013. První významné výsledky uveřejnil v listopadu 2007 britský vědecký týdeník Nature v sérii devíti prací různých autorů. Nejzajímavější nové poznatky shrnul A. Ingersoll. Na rozdíl od Země je povrch Venuše naprosto suchý. Zatímco pozemské vodní oceány mají 300krát větší hmotnost než zemská atmosféra, na Venuši není na povrchu voda vůbec a vodní pára v atmosféře je zastoupena nepatrně (0,02 %). Množství CO₂ na Zemi i na Venuši je v podstatě stejné - rozdíl je ovšem v tom, že na Zemi je oxid uhličitý převážně vázán ve vápenci, kdežto na Venuši představuje 95 % hmotnosti velmi husté a tedy i hmotné atmosféry. Slapy v husté atmosféře Venuše měly proto významný vliv na velikost i smysl rotace planety.

Příčinou sucha na Venuši je skutečnost, že vodní pára je rovněž skleníkový plyn, takže když se původní oceán na Venuši vypařil, přispěl tak k dalšímu zvýšení teploty atmosféry planety. Následkem toho se zvýšila disociace vodní páry na ionty vodíku a kyslíku, které pak snadno unikaly do kosmického prostoru, protože vnější vrstvy atmosféry nad 100 km silně eroduje sluneční vítr. Venuše totiž není před slunečním větrem chráněna magnetickým polem jako je chráněna atmosféra Země.

Ve výšce 60 km nad planetou klesá na noční straně teplota až o 40 K proti straně osvětlené, což svědčí o poměrně slabé cirkulaci atmosféry. Na Venuši neexistují roční doby jako u nás na Zemi, protože rotační osa je téměř kolmá na oběžnou rovinu; odchylka od kolmice činí jen 3°. Zatím není zcela jasné, zda se v atmosféře Venuše blýská. V její ionosféře byly totiž pozorovány hvizdy o frekvenci 100 Hz s trváním až 0,5 s. Ve výškách 40 – 120 km nad povrchem planety se pozoruje kromě CO₂ celá řada sloučenin, tj. HF, HCl, H₂O⁺, HDO, CO, SO₂ a H₂SO₄. A. Christou aj. propočítali interakci meteoroidů s hustou atmosférou Venuše a dospěli k závěru, že z oběžné dráhy kolem Venuše lze v atmosféře planety sledovat meteory opticky a dokonce i akusticky v podobě infrazvuků.

A. Alemi a D. Stevenson se zabývali otázkou, proč nemá Venuše žádnou přirozenou družici. V počítačové simulaci nabídli nečekanou odpověď: s Venuší se v rané fázi vývoje Sluneční soustavy tečně srazila velká planetka a vytvořila posléze její přirozenou družici podobně, jako se to stalo Zemi s Měsícem, až na to, že při nárazu se změnil smysl rotace Venuše. Tato velká přirozená družice se pak vinou slapového tření vzdalovala od Venuše podobně jako Měsíc od Země. Jenže po řádově 10 milionech let se s Venuší srazila tečně další planetka, která znovu otočila smysl rotace planety, což změnilo gravitační působení mezi Venuší a první družicí natolik, že se družice začala vracet k Venuši, přičemž zničila druhou vzniklou družici (pokud druhý impakt ke vzniku družice vedl) a posléze se na Venuši zřítila.

Mnohem jednodušší vysvětlení, proč je Venuše bez družic, však nabídli už dříve M. Hénon aj. a nejnověji J. Warell a O. Karlsson: Venuše nemůže mít dlouhožijící družice, protože jak prográdní, tak retrográdní planetocentrické dráhy mají menší poloměry než planetostacionární dráha. To znamená, že i kdyby kolem Venuše nějaká přirozená družice vznikla nebo byla zachycena, tak se nutně zřítí na Venuši, anebo naopak unikne vysokou rychlostí natrvalo z jejího gravitačního pole za dobu podstatně kratší, než je stáří sluneční soustavy.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

R. Bastian porovnal chemické a izotopové složení bazaltů z oceánů na Zemi a ze vzorků měsíčních hornin s obdobnými charakteristikami meteoritů z Marsu a odtud zjistil, že Země i Měsíc obsahují mnohem více železa než Mars, a to díky kovovým jádrům. Nicméně ani zemské jádro není složeno výhradně ze železa (85 %) a niklu (5 %). Plných 10 % hmotnosti jádra připadá na křemík, který se do jádra dostal ještě předtím, než se Země srazila s Praměsícem.

Zásluhou rozšíření sítě přesných měření poloh systémem GPS se podařilo odhalit nové typy zemětřesení, o kterých jsme dosud neměli tušení. Jsou to nepatrná chvění od zemětřesení s velmi hlubokými epicentry, dále pomalé skluzy a tzv. tichá zemětřesení, které nelze odhalit běžnými seizmometry a nepůsobí ani patrné škody na zemském povrchu. Citlivé seizmometry však odhalily seizmický šum pozadí, který vydává Země trvale v pásmu nízkofrekvenčních kmitů (≈ 10 mHz). Podle S. Webba je seizmická energie tohoto šumu úctyhodná, neboť odpovídá trvalému zemětřesení s magnitudem 5,75. Příčinou šumu je vlnobití v mělkých šelfech pobřeží oceánů. Podle T. Lina a C. Langstona rozechvívají povrch Země dokonce i údery blesků, což dokázaly infrazvukové detektory.

Změny klimatu na stupnici milionů roků ve shodě s Milankovičovou (1879-1958) teorií vypracovanou v letech 1915-1940 ovlivňují nejvíce periodické změny parametrů zemské dráhy kolem Slunce, tj. změna výstřednosti e v rozmezí 0,000 5 – 0,060 7 v periodě 98 tis. roků, dále změna sklonu rotační osy Země k ekliptice i v rozmezí 22,1 – 24,5° v periodě kolem 40 tis. roků a konečně precese zemské rotační osy vůči vzdáleným hvězdám v periodě 19 – 23 tis. let. Zatímco Země se otáčí kolem své osy od západu k východu, precesní pohyb rotační osy směřuje od východu k západu (proti směru hodinových ručiček při pohledu na oblohu od severního pólu, který od souhvězdí Malé medvědice postupuje do souhvězdí Cefea, Lyry a Draka a tímto směrem se nakonec vrací k dnešní Polárce). Kombinace těchto tří jevů pak vede jednak ke změnám v intenzitě ozáření Země Sluncem a jednak ke změně kontrastů mezi létem a zimou v mírných zeměpisných šířkách, což pak dobře vysvětluje střídání dob ledových a meziledových.

Podle K. Kawamury aj. byla Milankovičova teorie dosud testována pomocí údajů ze severní polokoule. Nyní však jeho tým získal vzorky dávného vzduchu z Antarktidy a tak se ukázalo, že ve shodě s teorií jsou klimatické změny v Antarktidě opožděny o několik tisíciletí proti severní polokouli a souhlas průběhu teplotních křivek za poslední čtyři meziledové doby je zcela jednoznačný. Jak uvedl G. Bowen, ještě před 34 mil. lety nebyla v Antarktidě žádná stopa po ledu. Po nástupu oligocénu však byla Antarktida zcela zaledněna v průběhu pouhých 300 tis. roků a tak to zůstalo dodnes. Podle nejnovějších hlubinných vrtů v Grónsku je tento ostrov pod ledem již 450 tis. roků.

J. Pretel komentoval poslední vědeckou zprávu Mezivládního panelu IPCC o změnách zemského klimatu v posledním čtvrttisíciletí. Poměrné zastoupení nejdůležitějšího současného skleníkového plynu CO₂ se od r. 1970 zvýšilo o 35 %. Člověk přispívá roční produkcí CO₂ přes 7 Gt, což je více než 10 % zvýšení za poslední sledovanou dekádu (1995-2005), přičemž čtvrtinu tohoto přírůstku zpětně pohltí rostliny a půda. Podle K. Arriga fytoplankton v oceánech pohltí polovinu přírůstku CO₂ a účinnost procesu roste s nárůstem CO₂ v atmosféře Země. Současný podíl CO₂ v zemské atmosféře dosáhl vlivem průmyslové éry hodnoty 385 ppm (miliontin) a ročně se zvyšuje o 2 ppm.

Největší podíl na antropogenním znečišťování atmosféry oxidem uhličitým má v současné době výroba elektřiny z fosilních paliv (33 %), dále průmysl a obchod (25 %), automobilová doprava (24 %), zemědělství (8 %), domácí spotřeba energie (7 %), letectví (3 %) a železnice (0,2 %). Velkoletadlo A380 produkuje méně CO₂ na jednoho cestujícího, než kolik činí norma pro evropská auta! Je však stále velmi obtížné vyčíslit antropogenní podíl na celkovém zvyšování CO₂ v atmosféře, protože samotná biosféra reaguje na změny zastoupení CO₂ kladnými i zápornými zpětnými vazbami, takže jde o velmi komplexní výpočet.

Ještě dramatičtěji však stoupá podíl methanu v zemské atmosféře, který je přitom účinnějším skleníkovým plynem než CO₂. Nárůst za poslední čtvrttisíciletí totiž dosáhl 250 %! (Kromě anorganických zdrojů methanu k tomu přispívá zejména chov hovězího dobytka a rozšiřování ploch rýžových polí.) Také zastoupení NO₂ v zemské atmosféře stouplo ve stejném období o 18 %.

Člověk však produkuje přímo či nepřímo nejenom skleníkové plyny, ale též aerosoly, které podle svého složení (zastoupení Si nebo C) buď ochlazují, nebo naopak oteplují zemskou atmosféru a jejichž podíl na následných změnách klimatu se zatím nedá spolehlivě odhadnout, podobně jako nemáme dobré údaje o úloze lesů a turbulence v oceánech v celkové klimatické bilanci. Podle W. Ramanathana aj. zvýšená absorpce tepla v aerosolových oblacích nad Indickým oceánem zvedala průměrnou teplotu v Asii tempem 0,25°C/desetiletí. Od r. 1906 do r. 2005 stoupla průměrná teplota Země o 0,74°C, což vinou tepelné roztažnosti vody vede ke zvyšování hladiny oceánů tempem 1,6 mm/rok. (Mimochodem, díky soustavnému sledování světového oceánu z družic se zjistilo, že na volném moři vznikají dosti často a nepředvídatelně obří "darebácké" vlny s amplitudou až 30 m, které se mohou velmi snadno stát příčinou nevysvětlených ztroskotání lodí. Příčina jejich vzniku není známa; soudí se, že jde o tzv. solitony.) Na obou zemských polokoulích se zmenšuje objem vody zadržovaný v ledovcích, což povede v blízké budoucnosti k nedostatku pitné vody pro světovou populaci a tedy k vážné globální krizi.

V každém případě souhrnný skleníkový efekt ovlivňuje klima alespoň 5krát více než důsledky krátkodobého kolísání sluneční činnosti. Výkyvy sluneční činnosti, zejména pak obří sluneční erupce a následné koronální výtrysky, mají ovšem bezprostřední škodlivý vliv zejména na vysokonapěťové transformátory, dálkové bezdrátové spojení, dálkové kabely a potrubí a elektroniku umělých družic Země. Tak např. velká erupce z 6. prosince 2006 způsobila následně velké problémy v navigaci pomocí systému GPS zvláště v letecké dopravě. Mimochodem, D. Argus dokázal určit polohu hmotného centra pevné Země (bez oceánů a atmosféry) pomocí soudobých technik GPS, laserového měření vzdálenosti Měsíce (LLR), mezikontinentální interferometrie poloh kvasarů (VLBI) a Dopplerova duálního měření poloh družice Země (DORIS) s neuvěřitelnou přesností 1 mm!

Jak uvedl D. Waltham, Země se těší dlouhodobě dosti stabilnímu klimatu s průměrnou teplotou (15 ±10)°C za posledních 550 mil. roků. Výhodou je právě relativní stabilita zemské dráhy a také gravitační vliv poměrně velmi hmotného Měsíce, který přiměřeně stabilizuje sklon zemské rotační osy vůči ekliptice. To vše spolu s existencí kovového jádra s podílem křemíku a dostatečnou zásobou vody v zemské kůře zvýrazňuje jedinečnost Země jako tělesa vhodného pro rozvoj života. Podle D. Valencianové aj. vykazují planety s hmotností menší 1 – 10 M_z nutně pohyby litosférických desek, takže Země se nachází právě na rozhraní planet, které ještě mají deskovou tektoniku, a planet, které mají nerozlámanou pevnou kůru, což by na nich znemožnilo rozvoj života.

M. Medvědev a A. Mellot zkoumali možné nepřímé ovlivnění zemského klimatu následkem kolísání toku extragalaktického energetického kosmického záření během posledních 540 mil. roků. Domnívají se, že tok kolísá v poměru 1:4,6 v periodě 62 mil. roků, která souvisí s kmitavým vertikálním pohybem Slunce vůči hlavní rovině Galaxie, což nás střídavě vystavuje silnějšímu vlivu extragalaktických zdrojů kosmického záření. Nejvyšší tok kosmického záření odpovídá časům, kdy je Slunce v severní úvrati svého kmitavého pohybu.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

Největším úlovkem roku 2007 se stal bolid Břeclav, pozorovaný těsně před místní půlnocí 4. 2. 2007 čtyřmi stanicemi evropské bolidové sítě i náhodnými pozorovateli na jihovýchodní a střední Moravě, západním Slovensku a v severovýchodním Rakousku, když dosáhl až -18 mag! Jak uvedli P. Spurný a J. Borovička, jeho svítící dráha trvající 3 s začala ve výšce 84 km nad zemí a skončila ve výšce 31 km nad Čejčí. Při vstupu do atmosféry měl meteoroid rychlost 22 km/s, průměr asi půl metru a hmotnost několik set kg. Jelikož padal téměř svisle pod úhlem 72° k obzoru, byl při zabrzdění v atmosféře ve výšce 36 km nad zemí výbuchem téměř zcela rozprášen. Přiletěl z pásma planetek, když měl v odsluní vzdálenost 3,8 AU a v přísluní 0,7 AU. Sklon dráhy k ekliptice činil 7°.

Další zajímavý bolid ozářil 15. 9. 2007 před polednem místního času okolí jezera Titicaca v Bolívii tak jasně, že osvítil přilehlé části Bolívie i Peru jako druhé Slunce. Rázová vlna rozbíjela okna v peruánském městě Desaguadero. U osady Carancas v Peru byl objeven impaktní kráter o průměru 14 m a hloubce 3 m. Půda z kráteru byla vymrštěna a dopadla až do vzdálenosti 150 m od jeho centra. Impakt vyvolal slabé zemětřesení a zaplavení kráteru vodou se zápachem po síře.

L. Gasperini aj. objevili kruhové jezero Cheko o průměru 300 m, jež má strmé břehy a nalézá se jen 8 km od epicentra Tunguského meteoritu. I když navrhli, že může jít o impaktní kráter po větším úlomku Tunguského meteoritu, nezískala jejich domněnka příliš mnoho sympatií odborné veřejnosti. O. Gladyševa odhadla horní mez hustoty Tunguského meteoritu na 2,8násobek hustoty vody. Při výbuchu však byl tento materiál rozptýlen do částeček o rozměrech 10^-7 – 10^-3 metru, které postupně sestoupily do vysoké atmosféry Země. Největší změnu průzračnosti atmosféry vyvolaly částečky s rozměrem řádu 10 μm.

D. ReVelle a W. Edwards uveřejnili údaje o průletu "umělých bolidů" - přistávacích modulů kosmických sond Stardust (15. 1. 2006) a Genesis (8. 9. 2004). Modul Stardust o hmotnosti 46 kg a průměru 0,5 m vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 12,9 km/s pod úhlem 8° k obzoru nad Nevadou a dopadl 33 km od nominální trajektorie v Utahu, přičemž v poslední fázi letu byl zbrzděn, takže maximální přetížení při sestupu dosáhlo hodnoty 34 G. Modul Genesis o hmotnosti 225 kg a průměru 1,5 m vstupoval do zemské atmosféry rychlostí 11 km/s rovněž pod úhlem 8° a maximální přetížení činilo 28 G. Zbrzděn nebyl, protože uvolnění padáků selhalo. V obou případech doprovázely hypersonický průlet modulů infrazvuky podobně jako u přírodních bolidů.

Z. Ceplecha revidoval údaje o průletu bolidu Tagish Lake z 18. ledna 2000, když spočítal jeho vstupní hmotnost na 56 t a rychlost 16 km/s. Ke kritickému zabrzdění meteoroidu a následnému výbuchu došlo ve výšce 34 km - největší úlomek měl hmotnost 2,7 t. Celkem došlo v průběhu letu ke 33 fragmentacím, což je pro tyto hmotnosti meteoroidu zcela netypické. Průměrná hustota meteoroidu činila jen 1,5násobek hustoty vody. Ve výšce 29 km se rychlost průletu snížila na 13 km/s a meteoroid zhasnul. Přesto četné úlomky dopadly na zamrzlé jezero Tagish, kde byly postupně nalézány v téměř sterilním prostředí. Podle K. Nakamury aj. byly pomocí elektronového mikroskopu nalezeny ve vzorcích meteoritu duté mikroglobule organických látek, jež vznikaly ve sluneční pramlhovině při teplotě 13 K a mohly se stát stavebními kameny života na Zemi.

J. Trigo-Rodríguez aj. dávají finský bolid ze srpna 2006 a další dva bolidy ve Španělsku a Finsku do souvislosti s meteorickým rojem β Akvarid a tvrdí, že mateřským tělesem pro všechny tyto bolidy je blízkozemní planetka 2002 NY4, popř. další planetka 2004 NL8. Z toho soudí, že dodávka meteoroidů v posledním tisíciletí z těchto dvou zdrojů zaručuje stálý přísun meteoritů na Zemi.

M. Bell aj. zjistili při experimentech se sideritem obsaženým v meteoritu z Marsu ALH 84001, že při tlaku nad 30 GPa se siderit změní na magnetit. Protože meteorit z Marsu zažil při svém vzniku tlaky až 32 GPa, je tím výskyt magnetitu v meteoritu vysvětlitelný prostým fyzikálním pochodem bez působení mikroorganismů.

J. Kennett aj. popsali impaktní kráter o průměru 5 km, který vznikl před 13 tis. lety dopadem meteoritu do oblasti zemské severní polární čepičky v Severní Americe v závěru poslední ledové doby. Celé dvojčíslo časopisu Meteoritics and Planetary Science bylo v r. 2007 věnováno komplexnímu výzkum meteoritického kráteru Bosumtwi (6,5° s.š.; 1,5° z.d.) v Ghaně v záp. Africe. Okolí kráteru je hustě zalesněno, takže výzkum oblasti není jednoduchý, protože sám kráter o průměru 10,5 km je z větší části zalit jezerem o průměru 8,5 km. Nicméně hloubkové vrty v okolí jezera až do hloubky 1,8 km odhalily horniny rozdrcené impaktem a odtud se podařilo odvodit jeho stáří 1,1 mil. roků. Z té doby také pocházejí nejmladší tektity, nalézané na Pobřeží slonoviny. E. Gurov aj. shrnuli vlastnosti impaktního kráteru El'gygytgyn (67,5° s.š.; 172,5° v.d.) v pohoří Anadyr v oblasti centrální Čukotky. Kráter má průměr 15 km a jeho zvýšený okraj až 18 km. Ploché dno je o průměru 12 km je zalito jezerem. Vnější stěna okraje klesá povlovně, zatímco vnitřní stěna je strmá. Okraj sahá do výšky 140 m nad okolním terénem a 180 m nad hladinou jezera. Za okrajem až do vzdálenosti 25 km pokračují komplexní terénní poruchy. Kráter je starý 3,6 mil. roků.

České tektity zvané vltavíny jsou, jak známo, čtyřikrát starší. Loni popsali Z. Řanda aj. geochemické vlastnosti 23 vltavínů z méně známé lokality v okolí Chebu. Na rozdíl od vltavínů z jižních Čech spálily na místě dopadu vegetaci, takže v místě jejich nálezů se také nalézá popel z tehdejších rostlin. Kromě nejstarších lokalit kolem Týna n. Vlt., kde se vltavíny našly už v r. 1836 a na západní Moravě již r. 1880, přibyla v minulém století v r. 1914 naleziště v severním (Horním) Rakousku a v r. 1967 v Německu severovýchodně od Drážďan. Od r. 1993 se objevují vltavíny v okolí Chebu, které jsou fakticky nejblíže k mateřskému kráteru Ries, jehož stáří činí 14,3 mil. roků. Studiu kráteru se věnoval také vynikající český exilový astronom, geochemik a krystalograf V. Vand v práci z r. 1962.

Pomocí gravitačních anomálií měřených družicí GRACE se podařilo nalézt obří impaktní kráter o průměru přes 300 km na Wilkesově zemi v Antarktidě. Jeho stáří se odhaduje na 250 mil. let, takže pochází z doby, kdy Antarktida byla součástí prapevniny Gondwany. Jak známo, v té době na rozhraní permu a triasu došlo k vůbec největšímu vymírání v dějinách Země a mimořádné vulkanické činnosti sibiřských sopek, trvající téměř milion let.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

Patrně nejkonkrétnější scénář kosmické katastrofy je pád planetky, popř. jádra komety větších rozměrů, k němuž dříve či později nutně dojde. NASA nyní oznámila, že chce do r. 2026 nalézt 90 % kosmických objektů, které se přibližují k Zemi na méně než 0,05 AU (7,5 mil. km) a mají průměr větší než 140 m. Mnohem obtížnějším cílem kosmické techniky je ovšem požadavek odchýlit nebezpečné planetky z impaktní dráhy tak, aby ke střetu nedošlo. Na splnění tohoto cíle nejsou zatím potřebné finanční prostředky řádu miliardy dolarů k dispozici.

Historie zkoumání blízkozemních planetek (NEA) započala v r. 1898 nečekaným objevem planetky (433) Eros, jež se stala prvním a svými rozměry 33 x 13 km dosud největším známým projektilem, který by jednou mohl ohrozit Zemi. V rámci projektu Spaceguard měla NASA objevit od r. 1992 během 10 roků 90 % potenciálně nebezpečných planetek (PHA) s průměrem nad 1 km. Tento úkol, na nějž NASA ročně vydává něco přes 4 mil. dolarů, se však nezdařilo splnit, ačkoliv v polovině roku 2007 bylo známo již 4680 NEA, z toho 715 má průměr přes 1 km. To však představuje jen asi 65 % NEA nad 1 km. V této přehlídce tak dosud známe 864 PHA, z toho 133 je větších než 1 km.

Odtud vyplývá, že jednou denně se Země sráží s kosmickým projektilem, který při neškodném výbuchu vysoko v zemské atmosféře uvolní energii ekvivalentní 10 t TNT a průměrně jednou ročně nastává srážka, při níž se uvolní energie řádu 10 kt TNT. Jednou za století se Země střetne s tělesem o průměru 50 m (analogie Tunguského meteoritu), který už působí místní pozemní katastrofu, neboť uvolní energii řádu 10 Mt TNT. Globálně nebezpečné jsou pak projektily od rozměru 140 m proto, že při jejich zániku se uvolní energie řádu 100 Mt TNT. Odhaduje se, že tak velkých NEA je asi 50 tisíc, takže dohledat je do r. 2026 bude velmi náročné, ale myslitelné. Z toho však jen 1/5 bude potenciálně nebezpečných v dohledné budoucnosti řádu 200 roků.

V. Šuvalov a I. Trubeckaja ukázali, že planetky o průměru 50 – 100 m téměř nikdy nedopadnou na Zemi, protože se zastaví v atmosféře a vypaří, takže jejich hlavní nebezpečí spočívá v zářivé a tlakové vlně, které vyvolávají požáry a destrukce do vzdáleností až 100 km od epicentra. W. Bottke aj. poukázali na pravděpodobnou srážku dvou planetek hlavního pásu před 160 mil. lety. Podle jejich výpočtu se tehdy měly srazit dvě planetky o průměrech 60 km a 170 km rychlostí asi 3 km/s. Následkem drtivé srážky bylo do okolí rozptýleno řádově tisíc úlomků s rozměry nad 1 km. Největším úlomkem o průměru 40 km je pak planetka (298) Baptistina, hlavní představitelka početné rodiny planetek. Vlivem poruch se mnohé úlomky dostaly na dráhy křižující dráhu Země a postupně se v průběhu 100 mil. roků srážely jak se Zemí, tak také s Měsícem (kráter Tycho je starý 109 mil. roků). Největší úlomek se srazil se Zemí před 65 mil. lety a vytvořil ponořený obří impaktní kráter Chicxulub v dnešním Mexickém zálivu. Pokud se tyto výpočty potvrdí, tak to znamená, že osud veleještěrů na Zemi byl zpečetěn dříve, než se mnohé druhy dinosaurů na Zemi vůbec zrodily!

W. Bottke aj. řešili také ještě širší problém, odkud se vlastně vzaly projektily, které způsobily těžké bombardování terestrických planet a Měsíce v intervalu 400 – 700 mil. roků po vzniku sluneční soustavy. Na Měsíci tehdy vznikly impaktní pánve Mare Nectaris, Mare Serenitatis, Mare Imbrium a Mare Orientale, když po gigantických impaktech se na povrch Měsíce vylilo podpovrchové magma a utuhlo na bazaltické horniny. Autoři se domnívají, že do Sluneční soustavy tehdy vnikl vetřelec, jenž porušil dráhy planetesimál v hlavním pásu planetek, které pak vnikly do panství terestrických planet a postupně na ně padaly s četností až tisíckrát vyšší než nyní. Teprve po skončení dlouhé epizody těžkého bombardování se mohl na Zemi rozvinout život, který však patrně využil vody a organických materiálů, které planetesimály přinesly. K. Terada aj. popsali vlastnosti meteoritu Kalahari 009, který pochází z Měsíce a jehož stáří činí plných 4,35 mld. roků. Přitom jde o bazaltickou horninu, vzniklou utuhnutím magmatu. Dosud se soudilo, že horniny z měsíčních moří vznikly až po ukončení éry těžkého bombardování, ale jak patrno, není to vždy pravda. Na Měsíci zřejmě probíhal vulkanismus již před vznikem moří.

Podle M. Garlicka se kosmickým nebezpečím pro Zemi může stát nepředvídatelný, leč velmi vzácný, výbuch blízké supernovy. Historické supernovy (1006 Lup; 1054 Tau; 1572 Cas; 1604 Oph a ±1680 Cas) byly naštěstí velmi daleko (2 – 6 kpc), takže žádné nebezpečí pro Zemi neznamenaly. V současnosti nejbližším známým kandidátem na výbuch supernovy třídy Ia je proměnná dvojhvězda IK Pegasi, v níž je hmotný bílý trpaslík vzdálen od hlavní složky - hmotné hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy A - jen 0,2 AU, přičemž dvojhvězda je od nás vzdálena jen 45 pc. Soustavným přenosem vodíku z hvězdy A na bílého trpaslíka sice dojde v budoucnu k výbuchu supernovy, ale vlivem vlastního prostorového pohybu se do té doby dvojhvězda od nás vzdálí na více než 100 pc, takže život na Zemi výbuch neohrozí.

Spíše se tak může stát následkem výbuchu supernovy, jejíž předchůdce je dnes od nás tak daleko, že jeho povahu jsme nerozlišili, ale do doby exploze se k nám přiblíží pod kritickou hranici 10 pc, kdy takový výbuch může zničit ozonovou vrstvu kolem Země. Poslední blízká supernova vzplanula v pliocénu před 2,8 mil. lety, jak dokazuje o dva řády zvýšené zastoupení radionuklidu ⁶⁰Fe v sedimentech z té doby v Pacifiku (poločas rozpadu tohoto radionuklidu činí 1,5 mil. roků), ale ani tehdy k žádné katastrofě v rozvoji života na Zemi evidentně nedošlo.

Jelikož je dlouhodobý termonukleární vývoj Slunce z počítačových simulací znám dosti spolehlivě, objevil se tak nečekaný paradox nedostatečného zářivého výkonu velmi mladého Slunce z doby před 3 mld. let. Protože Země byla tehdy téměř určitě stejně vzdálena jako dnes, měl by nižší sluneční zářivý výkon způsobit zalednění Země (riziko "sněhové koule" Země). Protože albedo ledu či sněhu je mnohem vyšší než albedo tekuté vody, Země by dodnes nerozmrzla, neboť i zvyšující se sluneční záření by se převážně odrazilo od ledu zpět do kosmického prostoru.

Tento paradox se dá vysvětlit dvojím způsobem. První je založen na domněnce o postupné změně chemického složení zemské atmosféry tak, že v rané atmosféře Země byly mnohem více zastoupeny skleníkové plyny než jsou zastoupeny dnes. To je sice možné, ale vyžaduje to koordinovanou proměnu chemického složení atmosféry souběžně s rostoucím zářivým výkonem Slunce, pro což nejsou dostatečné doklady. Proto D. Minton a R. Malhotrová ověřovali alternativní scénář, kdy by Praslunce mělo mnohem vyšší hmotnost, než se dosud zdálo možné, což by paradox vyřešilo, protože vyšší hmotnost Praslunce znamená i podstatně vyšší počáteční zářivý výkon.

Autoři však ukázali, že tím okamžitě vzniká další těžko řešitelný problém, jak se v průběhu 4,5 mld. let existence Slunce této přebytečné hmoty efektivně zbavit, protože současný sluneční vítr je až tisíckrát slabší, než domněnka požaduje. Také sledování analogů Slunce nepřipouští možnost tak velkého úbytku hmoty hvězdy slunečního typu v prvních miliardách jejich existence. Stojíme tedy před záhadou, jak je možné, že katastrofa zmrznutí Země v minulosti nenastala? Možné řešení paradoxu naznačili W. Peltier aj., když ukázali, že při ochlazování oceánů vniká do kapalné vody kyslík a tím se zvýší tempo remineralizace uhlíku v organických látkách na CO₂, jenž se pak do atmosféry Země vrací. Tak se dostatečně zvyšoval skleníkový efekt v neoproterozoiku v intervalu 850 – 542 mil. let před současností, čímž Země vyklouzla ze spárů totálního zalednění.

Zcela zřejmě největší možnou pozemskou katastrofou se ovšem stane dlouhodobý vývoj Slunce jako trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti třídy G a ačkoliv jde o katastrofu nepředstavitelně vzdálenou, není už žádných pochyb, že opravdu nastane. Povrchová teplota Slunce stoupne během příští 1,2 mld. roků o 150 K a toto zdánlivě nevinné zvýšení teploty povede dle Stefanova-Boltzmannova zákona k 10 % zvýšení jeho zářivého výkonu a tím i ke zvýšení průměrné teploty Země na bod varu vody. Následkem toho se oceány zčásti vypaří a zčásti vsáknou do chladnější kůry Země.

Jelikož zářivý výkon Slunce se bude i nadále zvyšovat a poloměr Slunce poroste, dosáhne za 3 mld. roků od současnosti průměrná teplota Země 400° C, neboť zářivý výkon Slunce bude v té době již o 40 % vyšší než dnes. Tento trend se postupně ještě zrychlí, takže za 6,4 mld. let od současnosti dosáhne zářivý výkon Slunce 2,2násobku dnešního a poloměr Slunce se téměř zdvojnásobí, takže Mars bude dostávat od Slunce tolik tepla a světla jako Země dnes. Ve věku 7,1 mld. let od současnosti však bude i z povrchu Marsu jen horká poušť a ledové kůry Galileových družic Jupiteru začnou roztávat, protože zářivý výkon Slunce stoupne na 2,7 L_☉ a jeho poloměr na 2,3 R_☉. Na Galileových družicích Jupiteru (Europě, Ganymedu a Callisto) vznikne hustá atmosféra vodní páry a díky skleníkovému efektu bude na jejich povrchu parné vlhko jako ve skleníku. Saturnova družice Titan bude pokryta oceánem čpavku a možná tam vznikne i život.

Za 7,7 mld let od současnosti se Slunce stane červeným obrem, jehož poloměr bude asi 200krát větší než dnes, takže zemská kůra se roztaví a povrch Slunce dosáhne téměř k dráze Země. Jelikož však ve fázi červeného obra Slunce ztratí intenzivním hvězdným větrem až čtvrtinu své současné hmotnosti, všechny zbývající planety se vlivem slabší gravitační vazby budou od Slunce odsouvat, takže Země se ocitne téměř na dráze dnešního Marsu a teplota jejího povrchu dosáhne "jen" 600°C. Slunce se pak sice o něco smrští, ale po 100 mil. roků trvajícím "oddechu" přijde série mocných vzplanutí Slunce vinou překotného termonukleárního hoření hélia ve slupce kolem jádra Slunce. To zcela zdevastuje zbylá tělesa Sluneční soustavy; Jupiter a Saturn budou mít tak protáhlé eliptické dráhy, že zvýší chaos v drahách všech ostatních těles Sluneční soustavy.

Ani tím však není katastrofám gigantických rozměrů ve Sluneční soustavě konec. Již během popsaného vývoje Slunce dojde podle R. Coxe a A. Loeba během 2 mld. let k těsnému přiblížení Galaxie a obří spirální galaxie M31 v Andromedě, což pozmění kruhovou oběžnou dráhu Slunce kolem centra Galaxie zatím neodhadnutelným směrem, tj. buď dovnitř Galaxie, anebo naopak na její periférii do vzdálenosti až 30 kpc od centra. V prvém případě hrozí nebezpečí, že během následujících desítek mld. roků bude Sluneční soustava pohlcena černou veledírou v centru Galaxie. Ve druhém případě jsou vyhlídky na další existenci řádně otrhané Sluneční soustavy o něco příznivější, protože teprve za 100 mld. roků zmizí všechny okolní galaxie za obzorem událostí vlivem stále rychlejšího tempa rozpínání vesmíru...

Jakkoliv je tento dlouhodobý scénář vývoje Země i celé Sluneční soustavy pochmurný, neměli bychom propadat depresi. Již v r. 2000 přišli G. Laughlin s F. Adamsem a rovněž D. Korycansky s nápadem, jak dlouhodobě manipulovat s rozměry dráhy Země kolem Slunce během nejbližších miliard roků, kdy Zemi hrozí přehřátí nesrovnatelně horší než je pověstné globální oteplování dnes. Stačí totiž zbrzdit některou zhruba 200km planetku v Edgeworthově-Kuiperově pásu za Neptunem tak, aby se přiblížila k Jupiteru a tím získala potřebnou energii k periodickým průletům kolem Země. Pokud takto zmanipulovaná planetka se bude vracet k Zemi jednou za 10 tis. roků, tak její nepatrné gravitační působení bude stačit na zvětšování poloměru Země v tom poměru, jak poroste zářivý výkon Slunce. Jinými slovy, na Zemi bude v tom případě pořád tak příjemně teplo jako je dnes.

1.1.3.4. Měsíc

V současné době nejúspěšnější přehlídka křižujících planetek Catalina Sky Survey (CSS) na Mt. Lemmon (1,5m reflektor; 2,8 km n.m.) a Mt. Bigelow (0,6m Schmidt; 2,5 km n.m.) v pohoří Catalina v Arizoně objevila v září 2006 objekt 19 mag, označený jako 6R10DB9 o průměru kolem 1 m. Jak ukázal výpočet dráhy, tělísko bylo právě tehdy zachyceno Zemí, takže se stalo dočasně druhou přirozenou družicí Země. Oběhlo ji však jen třikrát a pak se v září 2007 opět vymanilo z dosahu zemské přitažlivosti a zmizelo v hlubinách Sluneční soustavy.

Kuriózní snímek přechodu Měsíce přes kotouč Slunce pořídila kosmická sonda STEREO-B, když 25. 2. 2007 zachytila na ultrafialovém snímku Slunce černý kotouč Měsíce, který byl úhlově 7krát větší, než bude kotouč Venuše při pohledu ze Země během přechodu přes Slunce v červnu 2012. Sonda STEREO-B byla totiž v té chvíli od Měsíce 4,4 krát dále než Země, a tak dramaticky předvedla to, co všichni dobře víme: že totiž téměř neuvěřitelnou shodou okolností je Slunce přesně tolikrát větší než Měsíc, kolikrát je od Země dále než Měsíc, a proto se můžeme občas těšit na povrchu Země z úplných zatmění Slunce...

C. Wood oznámil, že na odvrácené straně Měsíce vyfotografovala oběžná sonda Clementine vyhaslé sopky, takže po půlstoleté přestávce ožila myšlenka, že měsíční povrch tvaroval také vulkanismus. Arizonská univerzita digitálně zpracovala originální snímky Měsíce, získané v průběhu projektu Apollo, takže jsou nyní volně přístupné na internetu na adrese: apollo.sese.asu.edu

Japonská sonda Kaguya (Selene) byla vypuštěna 14. září 2007 směrem k Měsíci a 31. 10. uskutečnila první HDTV přenos z výšky 100 km nad Měsícem, na němž je mj. zachycen východ Země nad okrajem Měsíce.

A. Christou aj. se inspirovali záblesky na neosvětlené straně Měsíce, které jsou evidentně vyvolávány dopady meteoroidů na měsíční regolit. Plánovaná americké kosmická sonda Lunar Reconnaissance Orbiter má na povrchu Měsíce rozlišit i metrové impaktní krátery a dopady větších meteoroidů by mohly způsobit i měřitelné seismické otřesy. Naproti tomu na planetách s atmosférou lze pozorovat meteory při průletu meteoroidů atmosférou. Na Marsu začíná ablace meteoroidů asi o 15 km níže než na Zemi, takže pro kamery na povrchu jsou tyto úkazy jasnější než na Zemi. Lze také zaznamenávat na povrchu planety infrazvuky, které pak dobře poslouží pro určení kinetické energie úkazu. Malá tělíska do rozměru 1 mm přistávají na Marsu měkce; větší úlomky dopadají tvrdě a ty největší s rozměrem nad několik metrů se při dopadu vypaří. Kosmická sonda Mars Global Surveyor odhalila za 7 let obíhání Marsu celkem 20 nových impaktních kráterů. Pokud jde o Venuši, je tam možné v principu pozorovat meteory z oběžné dráhy.

K. Pahlevan a D. Stevenson a M. Toboul aj. uskutečnili nové výpočty vzniku Měsíce za předpokladu, že nejdříve 62 mil. let po vzniku Země do ní narazil Praměsíc (Theia) o hmotnosti až třetiny M_z! To vedlo k téměř úplnému vypaření obou těles na magmatické útvary, propojené navzájem plynným křemíkem. Silné turbulentní promíchávání obou složek vedlo k velmi podobnému izotopovému složení Země i Měsíce, což měření potvrzují. Právě nejstarší meteority z Měsíce jsou vlastně dokladem toho, jak tehdejší prohnětená stavební kaše Země a Měsíce vypadala. V. Ševčenko aj. studovali rozložení prvků Fe a Th v největším impaktním kráteru na Měsíci (Jižní pól - Aitken) o průměru 3 500 km. Jelikož jde o velmi mělký kráter, autoři se domnívají, že příslušným obřím projektilem bylo křehké jádro gigantické komety, které na Měsíc narazilo kolmo k ekliptice.

P. Michel a A. Morbidelli připomněli, že studium rozložení velikosti impaktních kráterů na Měsíci v závislosti na čase přímo ideálně zrcadlí vývoj interakcí ve Sluneční soustavě za celou dobu její existence. Prokazuje destabilizaci dynamické interakce planet a zárodečného planetárního disku 550 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, v čemž spatřují příčinu éry těžkého bombardování. V té době též vzniklo 95 % těles hlavního pásu planetek.

1.1.4. Mars

Proslulá "Tvář na Marsu" v oblasti Cydonia, vyfotografovaná sondou Viking Orbiter 1 v červenci 1976 s lineárním rozlišením kolem 200 m, zavdala záhadologům příležitost k tomu, aby se jako obvykle blamovali, když začali tvrdit, že "tvář" vymodelovali zelení pidimužíci a navíc v jejím okolí postavili pyramidy. Jak uvedl P. Plait, snímkovala inkriminovanou oblast v červenci 2006 evropská sonda Mars Express stereokamerou s lineárním rozlišením 14 m. Na působivém prostorovém snímku je patrný pahorek o základně 3 x 2 km a relativním převýšení 400 m, která nese stopy běžné eroze, takže o jeho umělém původu nemůže být řeč. Tatáž sonda našla podle T. Watterse aj. na severní polokouli Marsu ponořené impaktní pánve o průměrech 130 – 470 km.

Jak uvedli T. Ringrose aj., objevily oběžné moduly kosmických sond Viking již koncem 70. let minulého století konvektivní atmosférický víry, jímž se říká "tančící derviši" (někdy též prachoví ďáblové - dust devils) a vzápětí je zaznamenaly také přistávací moduly Vikingů. Derviši vznikají nad silně osluněnými terény a zvedají z povrchu planety zrnka písku a prachu stejně tak, jako to vidíme u podobných vírů na Zemi.

J. Andrews-Hanna aj. zjistili rozborem vzorků minerálů nalezených vozítkem Opportunity v oblasti Meridani Planum, že jsou mezi nimi tzv. evapority, které vznikaly nutně za přítomnosti tekuté vody. Ukázali též, že hladina všudypřítomné spodní vody na Marsu kolísala během času. J. Bandfield se na základě podrobných snímků oběžné sondy Mars Odyssey domnívá, že ve vyšších areografických šířkách se dodnes nachází tekutá spodní voda již 1 – 2 m pod povrchem planety. J. Taylor Perron aj. nalezli příčinu proměnlivosti výšky pobřežní čáry marsovských jezer či moří s amplitudami až několika kilometrů v kolísání směru rotační osy Marsu během času. Za posledních 5 mil. roků se tak na Marsu vystřídalo 40 ledových dob.

S. Squyres aj., využili pobytu vozítka Spirit v kráteru Gusev k objevu kamene, který je tzv. sopečnou bombou - byl vymrštěn na povrch výbuchem vodní páry ve vulkánu. Sedimenty na stěnách kráteru obsahují až 90 % křemíku, což je další důkaz výskytu tekuté vody na planetě v její geologické minulosti. Spirit též odhalil v okolí kráteru horniny, obsahující sirník železa FeS, což naznačuje jejich vznik při výronech vulkanického plynu z nitra Marsu.

Obě vozítka vykazují nečekaně dlouhou životnost - na jaře 2007 již přečkala 1200 Marsových dní (solů) a v létě 2007 přežila dvouměsíční prachovou bouři, kdy jim sluneční panely dodávaly jen 200 Wh/d. Přitom už najezdila po Marsově povrchu 7, resp. 11 km. Spirit zkoumal oblast Columbia Hills, kdežto Opportunity pomalu objížděl impaktní kráter Victoria o průměru 800 m. Podle A. Domokose aj. se panoramatické kameře na vozítku Spirit nepodařilo na podzim 2005 zaznamenat ani jediný meteor v atmosféře Marsu, ačkoliv v té době měly být na Marsu v činnosti dokonce dva různé meteorické roje. Autoři dokonce pochybují o již v r. 2004 oznámeném objevu prvního meteoru na Marsu údajně zachyceného toutéž kamerou. Podle jejich názoru šlo o záznam tečného průletu spršky energetického kosmického záření. P. Withers však zachytil rádiové záření 10 meteorických rojů na Marsu, přičemž 8 rojů odpovídá známým mateřským kometám, popř. planetkám.

V. Chevrier aj. se snažili objasnit příčinu někdejší existence tekuté vody na povrchu Marsu zvýšeným skleníkovým efektem atmosféry. Zjistili však jen to, že skleníkovým plynem nemohl být CO₂, takže samotná dávná existence tekuté vody na Marsu zůstává záhadou. Podle C. Wuové nelze zatím příliš čekat pokrok v odpovědi na ještě důležitější otázku, zda na Marsu byl či dosud je primitivní život. K řešení této otázky byly zkonstruovány přistávací moduly sond Viking, které od r. 1976 na dvou různých místech povrchu využívaly plynového chromatografu a hmotnostního spektrometru k nalezení produktů metabolismu jednobuněčných mikroorganismů. Aparatury měly docela vysokou relativní citlivost 10^-9, ale našly jen H₂O a CO₂, jakož i stopové množství organických molekul, které v aparatuře ulpěly při posledním čištění před startem se Země. Z těchto měření vyplynulo, že povrch Marsu byl na obou místech naprosto sterilní. Přistávací sonda Phoenix, která startovala ze Země k Marsu v srpnu 2007, je sice rovněž vybavena hmotnostním spektrometrem, ale s nižší citlivostí, než měly spektrometry na sondách Viking. Zato je schopna nabírat vzorky až z hloubky 1 m pod povrchem planety, v čemž Vikingy překonává.

S. Kounaves se domnívá, že mikrobiální život na Marsu se bude vyskytovat jedině pod povrchem Marsu. Jelikož i na Zemi se v posledních dekádách podařilo objevit četné extremofily, měly by se právě takové mikroorganismy hledat v odpovídajících extrémních fyzikálních a chemických podmínkách na Marsu.

A. Mallama shrnul výsledky měření optického albeda Marsu za více než půlstoletí v letech 1954 - 2006. Střední hodnoty albeda v pásmech U až I činí 0,06 až 0,33. Albedo roste během prachových bouří, čímž se měřitelně zvyšuje jasnost Marsu zejména v červené oblasti spektra. M. Busch aj. využili v listopadu 2005 obřího radaru v Arecibu ke sledování Marsových družic Phobose a Deimose na frekvenci 2,4 GHz (vlnová délka radarových impulsů 130 mm). Ukázali, že radarové albedo obou družic je extrémně nízké: 0,06 pro Phobos a jen 0,02 pro Deimos, což je prakticky rekord pro kterékoliv těleso Sluneční soustavy s pevným povrchem. Z albeda lze spolehlivě určit střední hustotu obou družic, tj. 1,6násobek hustoty vody pro Phobos a maximálně 1,1násobek hustoty vody pro Deimos. Nízké hustoty svědčí o vysoké poréznosti obou družic.

A. Rivkin aj. zkoumali složení čtyř dosud známých Trojanů Marsu v okolí Lagrangeova bodu L₅ a zjistili, že tyto objekty spolu geneticky nesouvisí; vznikly zcela samostatně v hlubinách Sluneční soustavy a byly Marsem postupně zachyceny. D. Trilling aj. měřili albeda tří největších Trojanů ve středním infračerveném pásmu (18 μm). Největší z nich (5261) Eureka má albedo 0,4 a geometrický průměr 1,3 km. Albeda i rozměry dalších Trojanů jsou menší a jejich rozměry nedosahují ani 1 km.

1.1.5. Jupiter

Kosmická sonda New Horizons se koncem února 2007 přiblížila k Jupiteru až na vzdálenost 2,3 mil. km a během průletu pořídila na 700 infračervených snímků Jupiteru, jeho družic a prstenů s lineárním rozlišením až 15 km. Získala tak zatím nejkvalitnější záběry Malé červené skvrny, jež vznikla v r. 2000 a do počátku r. 2007 se roztočila na obvodovou rychlost 180 m/s, což zvýraznilo její červenou barvu a přiblížilo ji tak parametrům Velké červené skvrny. Sonda též snímkovala rychlé proměny i srážku objektů v tenkých Jupiterových prstencích a čtyři aktivní sopky na Jupiterově družici Io, přičemž největší výtrysk sahající až do výšky 290 km pocházel od sopky Tvashtar. Snímky svou kvalitou podstatně předčily záběry ze starší sondy Galileo a vzhledem k blízkosti Jupiteru přinesly tak o obří planetě úhrnem více informací, než kolik sonda bude moci předat při svém průletu kolem páru Pluto-Charon v r. 2015. Podle sdělení C. Lavera aj. bylo probuzení sopky Tvashtar Paterae objeveno nezávisle pomocí Keckova dalekohledu již v dubnu a červnu 2006. Teplota výtrysku tehdy dosáhla až 1,2 kK na ploše 60 km² a vyzářený výkon se pohyboval až kolem 8 TW. IAU pojmenovala družici S/03 J 14 pořadovým číslem J XLIX a jménem Kore.

1.1.6. Saturn

Výzkum Saturnu se točil kolem úspěšné činnosti kosmické sondy Cassini, jež pokračuje v obletech planety, snímkuje podrobnosti v hlavních prstencích a navíc se často přibližuje k některým jejím družicím. Sonda zjistila, že prstence Saturnu se během času poněkud rozpínají a současně tmavnou. 14. 1. 2005 se Země nacházela na spojnici mezi Sluncem a Saturnem, takže hypoteticky pozorovatel na Saturnu by byl pozoroval přechod Země přes sluneční kotouč. Této situace využili R. French aj. a snímali pomocí kamery WFPC2 HST Saturnovy prstence přesně v opozici. M. Sremčevic aj. našli v prstenu A vrtulové struktury, které jsou vyvolány pidiměsíci o průměrech do 70 m. Pidiměsíce tvoří opásání Saturnu ve vzdálenosti 130 tis. km od centra planety široké v rovině prstenců jen 3 tis. km, ale životní doba jednotlivých pidiměsíců je relativně krátká.

Sonda se už více než 25krát přiblížila k Titanu, kde zaznamenala písečné duny i polární jezera, bažiny potažené vrstvou methanového bláta, impaktní krátery i horské hřbety. Topografická měření radarem poukazují na poměrně rovinatý povrch, kde převýšení většinou nepřesahují 500 m, s výjimkou horského hřbetu o průměrné výšce 1 km. Podle J. Radebaugha má nejvyšší hora na Titanu relativní převýšení 1,9 km a sklon jejích svahů dosahuje až 37°. Na dobře zmapované části povrchu prakticky chybějí impaktní krátery menší než 30 km, což nasvědčuje geologicky aktivnímu terénu mladšímu než 100 mil. roků. Fyzikálně-chemický obraz Titanu je utvářen hydrologickým koloběhem methanu, když z jezer a škvír na povrchu se odpařuje plynný methan, který však prší z atmosféry zpět a naplňuje jezera i řeky, jak ukázali E. Stofan aj. P. Saxena se dokonce domnívá, že by v atmosféře Titanu mohly z formaldehydu a acetaldehydu vznikat aminokyseliny glycin a alanin.

Během průletu sondy Cassini v blízkosti družice Enceladus v únoru 2005 využil N. Rappaport Dopplerových měření pohybu sondy anténami DSN k přesnému určení hmotnosti družice 1,1.10²⁰ kg a k odvození její střední hustoty 1,6násobku hustoty vody. Poloměr jádra Encelada dosahuje 190 km a jeho hustota dosahuje 2,5násobek hustoty vody. D. Matson aj. objevili výron teplejšího plynu na Enceladu, jehož povrchová teplota dosahuje 145 K, ale výron byl o 35 K teplejší. Autoři soudí, že teplota pod povrchem družice stoupá až na 800 K a vyvolává tak kryovulkanismus, při němž se na povrch družice dere ve škvírách "tygřích pruhů" vodní klatrát, obsahující CO₂, CH₄ a N₂, ale též propan (C₃H₈) a acetylen (C₂H₂). Podle C. Parkinsona nad jižním pólem družice dokonce dochází k výstřikům vodní páry a ledových zrnek až do výšky 80 km.

T. Hurford aj. zjistili, že tygří pruhy se během oběhu družice kolem Saturnu periodicky otvírají a zavírají díky pružnosti ledu o tloušťce desítek km na povrchu Encelada a slapovým silám v gravitačním poli Saturnu. J. Spitale a C. Porcová našli v tygřích pruzích Alexandria, Cairo, Baghdad a Damascus teploty až 157 K a S. Newman aj. objevili na jižním pólu Encelada horkou skvrnu až o 70 k teplejší než její okolí. Autoři se domnívají, že bombardováním vodního ledu protony, elektrony a ionty vzniká peroxid vodíku, jehož infračervený pás byl na Enceladu objeven. Přítomností této silně reaktivní sloučeniny lze vysvětlit velkou aktivitu na povrchu měsíce i jeho vysoké albedo. Jde o vůbec nejsvětlejší povrch v celé Sluneční soustavě. Podle F. Nimma aj. dosahuje tepelný tok na jihu Encelada až 7 GW. Ohřev nitra družice Enceladus obstarává slapové tření spíše než radioaktivita hornin. Něco podobného se patrně vyskytuje také na družicích Dione a Tethys, kde dokonce pod tlakem tryská hydrát čpavku ("fridex").

Jak uvedli D. Cruikshank aj., zobrazila sonda Cassini zblízka již koncem září 2005 osmou největší družici Saturnu Hyperion, která má nepravidelný tvar a na své dráze se chaoticky převaluje. Povrch připomíná houbu do koupelny a nasvědčuje tomu, že i nitro družice o průměru 270 km je podle P. Thomase skrz naskrz silně porézní; poréznost dosahuje 40 %. V září 2007 proletěla sonda Cassini jen 1 tis. km od družice Japetus a objevila tak rovníkové pohoří, které vzniklo zřejmě odstředivou silou v období velmi rychlé rotace družice. Odtud J. Castillo-Rogez aj. určili střední poloměr Japeta 736 km i jeho eliptický tvar o poloosách 747 x 712 km, takže jeho střední hustota je jen o 8 % vyšší než hustota vody v pozemských podmínkách. Japetus obíhá kolem Saturnu po lehce výstředné dráze (e = 0,03) ve střední vzdálenosti 3,6 mil. km o sklonu 8° k ekliptice. Rotace Japeta je synchronizována s oběžnou periodou 79 d.

V letech 2004-07 se podařilo díky sondě Cassini objevit a označit 17 dalších družic Saturnu, jak ukazuje tabulka:

V květnu 2007 oznámili S. Sheppard aj. objev tří vzdálených družic Saturnu s orbitálními periodami 2,45; 2,17 a 2,71 let, přičemž dvě posledně jmenované družice obíhají Saturn retrográdně. Evidentně tedy jde o zachycené planetky. V červenci 2007 k nim přibyla další družice v pásmu mezi XXXII Methone a XXXIII Pallene o průměru pouhého 1 km, která obíhá Saturn po kruhové dráze s poloměrem 198 tis. km v periodě 1,04 d.

V únoru 2007 objevila sonda dalších 5 prstenců v Cassiniho dělení, jehož celková šířka činí 4 800 km.

Stále otevřená je otázka periody rotace Saturnu, protože magnetická měření nasvědčují rychlejší rotaci, než vyplývá z měření rádiových. Jak ukázali P. Zarka aj., kteří srovnávali měření periody rotace pomocí sond Ulysses a Cassini, rádiová perioda otáčení planety (10 h 39 min 24 s) kolísá během měsíců i let až o ±1 % vinou vazby na rotaci Slunce a proměnnost slunečního větru.

1.1.7. Nejvzdálenější planety

Ačkoliv W. Herschel objevil Uran dalekohledem, lze planetu každý rok kolem opozice spatřit za dobrých podmínek prostým okem, protože bývá vždy jasnější než 6,0 mag. W. Herschel však tvrdil, že objevil kolem Uranu prstence, což většina astronomů považovala za naprostou iluzi, když uvážíme, jak dlouho trvalo moderní technice, než Uranovy prstence bezpečně zpozorovala v r. 1997 obřím Keckovým dalekohledem. Nyní se však ukazuje, že Herschel prstence mohl opravdu spatřit, protože jejich směr a barvu určil správně. Je totiž možné, že prsteny byly dříve světlejší než dnes, neboť postupné tmavnutí prstenů objevila nedávno sonda Cassini u Saturnu.

V každém případě prstenů u Uranu postupně přibývá, neboť v r. 2007 byl potvrzen jemný prsten původně objevený již v r. 1986 jako objekt 1986 U 2R. Proto dostal v dubnu 2007 definitivní označení zéta, když se na základě snímků HST zjistilo, že se prsten poněkud přisunul k planetě. V r. 2007 počátkem května a opět v polovině srpna bylo možné poprvé v historii astronomie pozorovat Uranovy prstence zboku, protože při předešlém úkazu v r. 1965 prsteny ještě nebyly objeveny. Jedinečné konstelace využili astronomové u Keckova dalekohledu, HST a VLT ESO. V takové chvíli lze totiž objevit zajímavé podrobnosti v samotných prstencích a také malé slabě svítící družice planety.

T. Encrenazová aj. pořídili dalekohledem VLT Melipal (UT3) první snímky Neptunu aparaturou VISIR ve středním infračerveném pásmu 8 – 19 μm. Zjistili, že jižní pól planety je o 7 K teplejší než ostatní povrch, protože jižní polokoule je už 40 roků přivrácená ke Slunci - letní slunovrat tam nastal v červenci 2005. Na 65.-70. rovnoběžce jižní šířky zpozorovali ve stratosféře horkou skvrnu, která obíhá v periodě 12 h. P. Schenk a K. Zanhle objevili na Neptunově družici Triton asi 100 impaktních kráterů s průměrem nad 5 km, které se vesměs vyskytují ve směru pohybu družice. To ovšem znamená, že Triton má geologicky aktivní povrch, starý snad jen několik milionů let.

V letech 2002-03 se podařilo při pozorováních pozemními dalekohledy objevit 5 nových družic Neptunu, které dostaly v únoru 2007 definitivní čísla a jména, jak ukazuje tabulka:

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa a Kentauři

D. Tholen aj. využili Keckova dalekohledu k zobrazení soustavy trpasličí planety (134340) Pluto pomocí adaptivní optiky. Družice Pluta Nix a Hydra jsou o 9,5 mag slabší než samotná trpasličí planeta. Na mapě povrchu Pluto lze rozlišit objekty o rozměru 0,035″. J. Elliot aj. využili výsledků pozorování zákrytů hvězd Plutem v letech 1988, 2002 a 2006 ke sledování proměnnosti jeho atmosféry. Poloměr Pluta činil jen (1152 ±32) km a nad ním se prostírala atmosféra přinejmenším do výšky 100 km. Zatímco teplota ledu dusíku na povrchu Pluta činila jen 40 K, teplota atmosféry směrem vzhůru rychle stoupala až do výšky 60 km. Další vzestup teploty byl již jen povlovný až na 100 K ve výšce 80 km. Nad touto výškou začala teplota opět klesat. Přestože se Pluto od Slunce vzdaluje, atmosféra na to reaguje spíše zvětšováním, takže je téměř jisté, že Pluto bude mít plynnou atmosféru i v červenci 2015, kdy tam doletí kosmická sonda New Horizons.

Observatoře v Arizoně pozorovaly 18. 3. 2007 předpovězený zákryt hvězdy P445.3 Plutem a zjistily, že stín Pluta se promítal na zemský povrch severně od předpovědi. Následkem toho MMT na Mt. Hopkins viděl dokonce tečný zákryt a scintilaci hvězdy v atmosféře Pluta. Střední poloměr Pluta z těchto měření činil 1 207 km, v dobré shodě s měřením při zákrytu v r. 2006 - 1 208 km. M. Brown a E. Schallerová využili toho, že trpasličí planeta (136199) Eris (= 2003 UB313) má průvodce o průměru 150 km jménem Dysnomia, jenž kolem Eris obíhá v periodě 16 d, aby tak z pozorování pomocí HST a Keckova dalekohledu odvodili hmotnost Eris 17.10²¹ kg (0,003 M_z), tj. o čtvrtinu více než kolik činí hmotnost Pluta. V současné době je tedy Eris největším a nejhmotnějším objektem TNO. C. Dumas aj. zjistili pomocí optické a blízké infračervené spektroskopie u dalekohledů TNG a VLT, že 50 % povrchu Eris pokrývá čistý led methanu; zbytek tvoří směs ledů methanu, dusíku, vody a tholinu. Vysoké albedo povrchu způsobuje led molekulového dusíku na povrchu Eris.

D. Ragozzine a M. Brown zjistili, že trpasličí planeta (136108) Haumea (= 2003 EL61) je prvním objektem Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP) planetek, jenž má vlastní rodinu minimálně šesti menších úlomků, čemuž dobře odpovídá zjištění K. Berkuemové aj., že objekt je velmi zploštělý, neboť rotuje rychle v periodě jen 3,9 h. Rodina trpasličí planety Haumea vznikla srážkou asi před 1 mld. roků, ale povrchy členů rodiny vypadají dosud velmi mladě, což nikdo nedokáže přesvědčivě vysvětlit. C. Trujillo aj. našli pomocí infračervené spektroskopie na povrchu objektu Haumea krystalický vodní led, jakož i kyanvodík. S. Tegler aj. pořídili jeho optické spektrum pomocí 6,5 m teleskopu MMT, které však překvapivě neobsahuje žádné spektrální pásy, snad s výjimkou ledu molekulového kyslíku. (Kdyby se to potvrdilo, byl by to výborný zdroj paliva kosmických raket.) Naproti tomu ve spektru další trpasličí planety (136472) Makemake (= 2005 FY9) nalezli silné pásy ledu methanu s příměsí ledu dusíku, oxidu uhelnatého, popř. argonu.

S. Sheppard aj. porovnávali světelné křivky trpasličích planet vyvolané jejich rotací s křivkami menších objektů transneptunského pásu (TNO). Zatímco Eris má jen malou amplitudu světelné křivky 0,1 mag a Orcus nemá žádnou, u menších planetek TNO jsou variace jasnosti výraznější a dosahují až 0,25 mag. Rotační perioda planetek TNO je většinou dlouhá asi půl dne. Autoři též odhadují, že dosud známe jen asi 1 % planetek TNO s rozměry nad 100 km. Plutoidy mívají průměr nad 800 km a tak si dokáží udržet i těkavé ledy a atmosféru, která na malých planetkách TNO chybí.

Kamera ACS HST umožnila objevit průvodce planetek TNO (50000) Quaoar, (55637), (60621) (90482) Orcus, (119979), (123509), (160256), 2002 GZ31 a 2004 PB108, které jsou slabší o 0,4 – 5,6 mag a nacházejí se v úhlových vzdálenostech 0,04 – 0,74″; tedy v minimálních lineárních vzdálenostech 1,2 – 24 tis. km od vlastní planetky. E. Schaller a M. Brown objevili pomocí Keckova dalekohledu v infračerveném spektru Quaoaru krystalický vodní led, tuhý methan a ethan. Zatímco malé TNO neobsahují těkavé látky, u trpasličích planet jsou běžné.

J. Emery aj. využili infračerveného spektrometru SST ke sledování planetky (90377) Sedna v přísluní ve vzdálenosti 76 AU od Slunce. Objevili tak na jejím povrchu pásy ledu methanu, dusíku a vody. Příležitost sledovat Sednu spektroskopicky máme právě teď, protože velká poloosa její dráhy činí plných 484 AU, takže v odsluní se vzdálí až na neuvěřitelných 892 AU a tam dle Keplerova zákona setrvá nejdéle; jde vlastně o obří kometu.

J. Wallin aj. se pokusili zjistit, zda se v pohybech planetek TNO ve vzdálenostech 20 – 100 AU od Slunce vyskytují nějaké odchylky od klasického gravitačního zákona. Astronomové totiž už delší dobu nedokáží jednoznačně objasnit anomální zrychlení směrem ke Slunci u dvojice kosmických sond Pioneer 10 a 11, které začalo být měřitelné, když sondy překročily vzdálenost 10 AU od Slunce. U souboru planetek TNO však žádnou takovou anomálii nepozorovali, což naznačuje, že anomálie u Pioneerů nemůže být způsobena nekonvenční gravitací, ale že spíše jde o nějaký přístrojový efekt.

Nepřímé objevy malých těles pomocí zákrytů rentgenových zdrojů těmito hypotetickými tělesy, ohlašované v předešlých letech, se bohužel nepotvrdily, když H. Chang aj. ukázali, že za tyto výpadky rentgenového signálu na družici RXTE od nejjasnějšího zdroje oblohy Sco X-1 jsou odpovědné zásahy detektorů kosmickými paprsky, popřípadě přístrojové poruchy.

J. Larsen aj. využili dalekohledů sledovacího systému Spacewatch na Stewardově v Arizoně k téměř tříleté přehlídce vzdálených hlubin Sluneční soustavy v pásu do 10° podél ekliptiky. Cílem přehlídky bylo nalézt případná tělesa planetárních hmotností ve směru odvráceném od centra Galaxie kvůli zlepšení poměru signálu k šumu. Přehlídka na ploše 8 tis. čtv. stupňů (1/5 oblohy) dosáhla mezní hvězdné velikost V = 21 mag a shromáždila na 2 TB dat. Autoři na základě tohoto bohatého materiálu ukázali, že za hranicí 50 AU prudce klesá četnost objektů TNO s malými výstřednostmi a sklony dráhy. Dokonce hovoří o "Kuiperově útesu". Autoři na základě svých měření vypočítali, že do vzdálenosti 100 AU od Slunce nalezneme v budoucnu nanejvýš 2 TNO o velikosti Pluta a do vzdálenosti do 200 AU mohou být nanejvýš dvě planety o velikosti Marsu. D. Babich aj. si všimli, že tělesa EKP nemají žádný měřitelný gravitační vliv na dráhy komety Halley a odtud odvodili, že do vzdálenosti 100 AU neobsahuje EKP v podobě větších objektů více než několik málo M_z. Jelikož družice COBE nenašla žádné ovlivnění intenzity ani amplitudy fluktuací reliktního záření v oblasti EKP, plyne odtud, že tam ani drobných částeček není mnoho.

P. Lacerda a D. Jewitt odvodili průměrnou hustotu objektů TNO v rozmezí 0,65 – 2,0násobku hustotu vody, přičemž větší objekty bývají o něco hustší. Poměrně překvapující je vysoký podíl těsných párů TNO, které dlouhodobě obíhají kolem společného těžiště. L. Iorio aj. se pokusili odhadnout úhrnnou hmotnost těles EKP z poruch pohybu vnitřních planet Sluneční soustavy. Jestliže počítáme poruchy drah Země a Marsu relativisticky, pak vliv gravitace těles EKP je srovnatelný s velikostí členů Einsteinových poruchových rozvojů. Autorům vyšlo, že ekliptikální prsten EKP má souhrnnou hmotnost 0,03 M_z a rezonanční disk dalších 0,02 M_z. Plných 70 % populace EKP má kruhové dráhy s poloosami 41 – 46 AU a dalších 20 % představují tělesa v rezonančních drahách o poloosách 39,4 AU (3:2; plutina) a 47,8 AU (2:1). Zbylých 10 % patří do tzv. rozptýlené složky EKP s velkými poloosami až kolem 90 AU a průměrnou výstředností 0,6.

W. Grundy aj. využili v dubnu 2006 kamery ACS HST k objevu průvodce Kentaura (65489) Ceto (= 2003 FX128), jenž křižuje dráhy Uranu i Neptunu. Soustava byla v té době vzdálena od Slunce necelých 28 AU. Průvodce jménem Phorcys o hmotnosti 1,7.10¹⁸ kg a poloměru 66 km obíhá společně s Cetem o hmotnosti 3,7.10¹⁸ kg a poloměru 87 km kolem společného těžiště po téměř kruhové dráze ve střední vzdálenosti 1,8 tis. km v periodě 9,6 d. Obě složky soustavy mají shodnou hustotu 1,4násobku hustoty vody. Pomocí SST odvodili nízké albedo povrchu obou složek 0,08. Soustava obíhá kolem Slunce po velmi protáhlé dráze s hlavní poloosou a = 102 AU; výstředností e = 0,8 a sklonem i = 22°. V přísluní se může přiblížit ke Slunci až na 18,5 AU, ale v odsluní se dostává do vzdálenosti plných 186 AU. Křižuje tedy dráhy těles EKP, Neptunu i Uranu.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a křížiči

Koncem března 2007 uplynulo 200 let od Olbersova objevu pozoruhodné planetky (4) Vesta. Koncem května a počátkem června 2007 byla planetka poměrně snadno vidět očima jako bodový zdroj 5,4 mag v souhvězdí Hadonoše, protože byla v té době vzdálena od Země jen 1,14 AU a protože jde o planetku s vysokým albedem 26 %. Byla tak na naší obloze nejjasnější od r. 1989. Je také suverénně nejjasnějším - byť zdaleka ne největším - objektem hlavního pásu planetek.

C. Magrit využil vysokého výkonu astronomického radaru na observatoři Arecibo (Portoriko) ke sledování planetek hlavního pásu v letech 1999-2003. Díky tomuto programu se počet planetek hlavního pásu sledovaných radarem zdvojnásobil na 55 objektů, které se podařilo zařadit do různých mineralogických tříd, z nichž některé jsou úplně nové. Zajímavou úvahu o rychlosti rotace kamenných těles sluneční soustavy uveřejnil K. Holsapple. Když se uváží stabilita těchto těles vůči odstředivé síle, měla by existovat dolní hranice rotační periody 2,1 h při střední hustotě 2,5násobku hustoty vody. Tělesa, která ve skutečnosti rotují rychleji, jsou vesměs planetky a z toho vyplývá, že nemohou být hromadami sutě. Maximální rychlost rotace planetky, při níž se ještě planetka nerozpadne odstředivou silou, je úměrná -(5/4). mocnině geometrického průměru planetky.

Sledovací soustava LINEAR objevila počátkem listopadu 2007 planetku hlavního pásu 2007 VA85, která obíhá kolem Slunce po retrográdní dráze (i = 133°) s nejkratší známou oběžnou dobou pro takové planetky (P = 7,6 r). Další retrográdní planetka s předběžným označením 2007 VW266 se sklonem 108° a oběžnou dobou 12 let byla objevena v polovině listopadu 2007.

A. Conrad aj. měřili tvar a rozměry planetky (511) Davida pomocí Keckova dalekohledu vybaveného adaptivní optikou. Zjistili, že planetka je významně zploštělá a lze ji nahradit elipsoidem s rozměry hlavních os 357 x 294 x 231 km. Planetka podle očekávání rychle rotuje s periodou 5,1 h. Na jejím povrchu je patrný obří impaktní kráter o průměru 150 km a hloubce 15 km, což kupodivu nezpůsobilo rozpad planetky při samotném impaktu.

Pomocí aparatury NACO VLT se podařilo v r. 2004 zaznamenat druhý satelit planetky (45) Eugenia v úhlové vzdálenosti 0,4″ od planetky. Má průměr jen 6 km a je opticky téměř 8krát slabší než planetka. První satelit Petit-Prince o průměru 13 km byl objeven již v r. 1998 a z jeho dráhy se podařilo určit hmotnost a hustotu. Eugenia patří díky svému průměru 226 km k velkým, avšak velmi tmavým planetkám, ale její hustota převyšuje jen o 20 % hustotu vody, takže jde patrně o úctyhodnou "hromadu sutě". Dráha a perioda nového satelitu tyto parametry planetky potvrdila.

P. Descamps aj. využili adaptivní optiky největších pozemských dalekohledů k podrobnému výzkumu páru planetek (90) Antiope během série vzájemných zákrytů v červenci 2005. Obě složky obíhají kolem společného těžiště ve vzájemné vzdálenosti 170 km v periodě 16,5 h. Mají tvar velmi podobný svým Rocheovým lalokům a neliší se příliš ani svou velikostí, neboť jejich poloměry kolem 40 km jsou téměř shodné, takže patří mezi tzv. dublety. Z těchto parametrů též vyplývá jejich nízká střední hustota jen o 20 % vyšší než hustota vody, takže jde rovněž o hromady sutě. Pozorování mezi Vánocemi 2006 a březnem 2007 odhalila podvojnost planetky hlavního pásu (4951) Iwamoto s průměry složek 4,0 a 3,5 km, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,9 dne a obě mají synchronní rotaci. P. Descamps aj. zjistili rozborem světelné křivky planetky hlavního pásu (3169) Ostro, že jde o těleso o průměru 11 km a střední hustotě 2,6násobku hustoty vody, které se skládá ze dvou navzájem se dotýkajících složek, takže rotační perioda splývá s periodou oběžnou 6,5 h.

Rostoucí zastoupení podvojných planetek kilometrových rozměrů vzbuzuje podle M. Cuka pochybnosti o tom, že tyto dvojice vznikají slapovým rozpadem osamělých planetek při těsném přiblížení k některé terestrické planetě, neboť takové páry se začaly jak patrno objevovat i v hlavním pásmu planetek. Dosavadní pozorování dvojic naznačují, že asi 15 % planetek kilometrových rozměrů jsou binární soustavy.

Proto autor navrhuje nový poměrně rafinovaný scénář, kdy se osamělá planetka roztočí na vyšší obrátky následkem univerzálního efektu YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radziewski-Paddack) - nestejnoměrného ohřevu rotující planetky Sluncem. Při kritických obrátkách začne z okolí rovníku planetky, která je pouhou hromadou sutě, odlétat materiál odstředivou silou, vytvoří okoloplanetkový disk a ten se stane zárodkem druhé složky planetky.

Sekundární složka tak postupně nabírá materiál a následkem slapů se její oběžná dráha kolem primární složky zakulatí na prakticky kruhovou a perioda její rotace se srovná s oběžnou dobou, tak jako je tomu u našeho Měsíce. Když sekundární složka dosáhne asi třetiny rozměru složky primární, přestane hrát přenos hmoty mezi složkami původní úlohu a systém se stabilizuje až na to, že sekundár se pozvolna vzdaluje od primáru tak jako náš Měsíc od Země. Pokud tato dvojice zůstane v hlavním pásu, je její soudržnost dlouhodobě zajištěna. Jakmile však vzdálenost sekundáru dosáhne desetinásobku poloměru primáru, stačí první blízké přiblížení k terestrické planetě k rozpadu soustavy. Je-li domněnka správná, neměly by mít sekundární složky takových dvojic na svém povrchu příliš mnoho impaktních kráterů, protože v průměru jsou staré jen stovky tisíc roků.

D. Nesvorný aj. ukázali, že rodina planetek hlavního pásu (8) Flora, která sama má průměr 136 km, vznikla před 470 mil. roků díky rozpadu planetky o průměru 200 km. Poukázali na to, že v jižním Švédsku se nalezly impaktní krátery dvou meteoritů, jež na Zemi dopadly před 470 mil. lety, které patrně s tímto rozpadem souvisejí. Znamená to ovšem, že oba úlomky musely při rozpadu mateřské planetky získat relativní rychlosti před 500 m/s, aby stihly včas doletět k Zemi. Jelikož podle příslušných měření byly meteority vystaveny kosmickému záření v meziplanetárním prostoru jen krátkou dobu, jde tak o nezávislou podporu domněnky, že úlomky byly na Zemi doručeny expres.

W. Botke aj. se zabývali vznikem rodiny planetek (298) Baptistina, který se měl odehrát před 160 mil. lety vinou srážky planetek o průměrech 60 a 170 km rychlostí 3 km/s. Následkem gigantického nárazu vzniklo řádově tisíc úlomků s průměry nad 1 km a také samotná Baptistina o průměru 40 km. Poruchy drah přivedly větší množství úlomků na dráhy křižující dráhy Marsu a Země a vznikl tak "meteoritický roj", který se střetává s oběma planetami. Podle výpočtu autorů dopadlo za posledních 160 mil. roků na Mars alespoň 110 planetek z této rodiny o průměru >1 km. Během posledních 100 mil. roků stoupla četnost dopadů velkých těles na Zemi proti předcházejícím obdobím na dvojnásobek. Podle všeho šlo vesměs o uhlíkaté chondrity, které vytvořily na Zemi nejméně osm impaktních kráterů o průměrech >1 km. Největší z nich jsou krátery Chicxulub, který vznikl před 65 mil. lety a dále Chesapeake Bay ve Virginii na vých. pobřeží Sev. Ameriky a Popigai na Sibiři staré kolem 35 mil. roků. K nim lze ještě připočíst kráter Tycho na nedalekém Měsíci starý 109 mil. let. Je-li tato domněnka správná, tak osud mnoha druhů dinosaurů byl zpečetěn dávno předtím, než se tyto druhy na Zemi objevily!

V současné době představuje podle W. Busche aj. největší nebezpečí pro Zemi planetka (29075) 1950 DA o průměru 1,2 km, která by se mohla se Zemí srazit při svém průletu v r. 2880. V březnu 2001 se totiž přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,05 AU, což umožnilo sledovat ji radarem a tudíž významně zpřesnit její budoucí dráhu. Protože nemáme dobré údaje o tvaru planetky a její vnitřní stavbě, je výpočet přesné dráhy pro tak dalekou budoucnost zatím nemožný, neboť nelze dostatečně spolehlivě spočítat výsledek efektu YORP, jenž závisí právě na tvaru (nepravidelného) povrchu planetky i na jejím vnitřním složení. Planetka má patrně kovové (Ni, Fe) jádro a kamenný (chondritový) plášť.

M. Delbo aj. změřili albedo potenciálně nebezpečné planetky (99942) Apophis, která se rekordně příblíží k Zemi v pátek 13. 4. 2029 a následkem toho se její dráha změní z dráhy planetek typu Aten na dráhu typu Apollo. Z hodnoty albeda (0,33 ±0,08) totiž vyplynul její silně nebezpečný průměr (270 ±60) m, což představuje objem 4x větší než je objem nejvyšší pyramidy v Gíze. Autoři dále ukazují, že konkrétní okolnosti průletu v r. 2029 rozhodnou o tom, zda se planetka srazí se Zemí přesně o sedm let později. Jak totiž uvedl D. Rubincam, pokud planetka v roce 2029 proletí v blízkosti Země pomyslnou "klíčovou dírkou" o průměru pouhých 500 m, tak se srazí se Zemí 13. 4. 2036. Potíž je v tom, že nejistota dráhy daná nejistotou v odhadu velikosti efektu YORP dosahuje sama o sobě chyby ±245 km, protože neznáme ani tvar planetky, ani prostorovou orientaci její rotační osy.

F. DeLuise aj. využili dalekohledů NTT a VLT ESO ke sledování potenciálně nebezpečné planetky (144898) 2004 VD17 při jejím přiblížení k Zemi na přelomu dubna a května 2007 na minimální vzdálenost 0,46 AU. Zjistili, že planetka o průměru 320 m rotuje velmi rychle (2 h), což je téměř na mezi její stability vůči odstředivé síle rotace. Planetka křižuje dráhy Venuše, Země i Marsu, neboť v přísluní je jen 0,62 AU od Slunce, kdežto v odsluní až 2,4 AU. Těsná přiblížení k Zemi nastanou ve XXI. stol. v letech 2032, 2041, 2067. Následný těsný průlet počátkem května 2102 je rizikový, což vyvolává nutnost poznat v předstihu co možná nejlépe fyzikální parametry planetky.

T. Kwiatkowski aj. popsali průlet binární planetky 2004 RZ164 v blízkosti Země, jenž byl sledován na pěti observatořích mezi 7. 12. 2004 a 5. 1. 2005. Světelná křivka dvojice naznačila možnost přechodu menší složky před složkou primární při oběžné periodě delší než 11 h. Kulová primární složka o průměru 700 m přitom rotovala kolem své osy v periodě 2,6 h. Křižující planetka 2006 VV2 byla na přelomu března a dubna 2007 při svém průletu u Země v minimální vzdálenosti 0,023 AU sledována radary v Arecibu a Goldstonu na frekvencích 2,4 a 8,6 GHz. Měření ukázala, že jde o dvojici objektů v minimální vzdálenosti 1,5 km od sebe, přičemž větší složka má průměr 1,8 km a menší nad 0,3 km. Radar v Goldstone sledoval na frekvenci 8,6 GHz další křižující planetku 2007 DT103 při jejím průletu u Země v červenci 2007. I v tomto případě se ukázalo, že jde o pár planetek s rozměry 300 m a >80 m, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 450 m.

Pozoruhodný byl také průlet planetky 2007 WD5 u Země v listopadu 2007. Planetka byla nejblíže k Zemi 1. 11. ve vzdálenosti 0,048 AU, ale objevena byla až při odletu od Země o dvacet dnů později na observatoři Catalina, kdy zeslábla na 20 mag. Odtud vyplynulo, že jde o objekt o průměru asi 50 m, ale další výpočet ukázal, že planetka by se mohla srazit s Marsem 3. 1. 2008 rychlostí 13,5 km/s, takže při dopadu by se uvolnila energie 3 Mt TNT, tj. asi poloviny energie Tunguského meteoritu. Ve skutečnosti však planetka Mars těsně minula, takže astronomové přišli o důležitou kalibraci stupnice zkázy planetkami.

M. Busch aj. využili adaptivní optiky Keckova dalekohledu ke sledování křižující planetky 2004 XP14 při jejím průletu u Země počátkem července 2006. Zjistili, že jde o velmi pomalu rotující kulové těleso o průměru 300 m a rotační periodě delší než 100 h. M. Kaasalainen aj. zjistili, že rotace prototypu blízkozemních planetek (1862) Apollo (střední průměr tělesa 1,4 km) se urychluje efektem YORP relativní rychlostí -1,4.10^-10, což při periodě rotace 3,1 h činí právě 3 h za 40 let pozorování. Jak uvedl W. Bottke, podobně se zrychluje rotace blízkozemní planetky (54509) 2000 PH5 o průměru pouhých 110 m.

R. Tucker a A. Kraus aj. popsali přehlídkový systém MOTESS na soukromé observatoři v Tucsonu, AZ, který je schopen soustavně hledat všechny pomalu se pohybující objekty na obloze stejně jako objekty, které krátkodobě mění svou jasnost v rámci projektu GNAT (Global Network Automated Telescopes). Aparatura sestává ze tří pevně zamířených identických dalekohledů f/5 o průměru hlavních zrcadel 0,35 m vybavených skenovacími kamerami CCD (1024 x 1024 pix) se zorným polem o průměru 48′. Náklady na celé zařízení nepřekročily 13 tis. dolarů. R. Tucker zahájil soustavné sledování oblohy v r. 2001 a od té doby vždy po dva roky skenuje jedno pásmo deklinace na sever od rovníku (deklinace +2° až +12°). Za šest let provozu tak objevuje planetky tempem 200/rok a získal periody více než 5 tis. nových proměnných hvězd v barevném filtru R mezi 13 – 19 mag.

Jako každoročně, tak i v tomto přehledu uvádím v závěru kapitoly planetky pojmenované v r. 2007 IAU na návrh českých a slovenských objevitelů: (14980) Gustavbrom, (22618) Silva Nortica, (31232) Slavonice, (31238) Kroměříž, (37699) Santini-Aichl, (37736) Jandl, (43971) Gabzdyl, (49728) Klostermann, (55844) Bičák, (58682) Alenašolcová, (59743) Kluk, (60000) Miminko, (60001) Adélka, (61208) Stonařov, (89909) Linie. Příslušná zdůvodnění i parametry drah těchto planetek naleznete na webu: planetky.astro.cz

1.2.3. Komety

Počátku r. 2007 vévodila obloze jasná kometa C/2006 P1 (McNaught), která již 4. ledna dosáhla 1 mag a její jasnost dále dramaticky stoupala, takže již 12. ledna, kdy procházela přísluním ve vzdálenosti 0,17 AU, byla -3,5 mag a 13.-15. ledna byla už vidět i ve dne a k odhadu její vizuální jasnosti až -6 mag používali astronomové sluneční brýle! Právě tehdy 15. ledna byla nejblíže k Zemi ve vzdálenosti 0,82 AU. K jejímu vzhledu ještě přispíval majestátní chvost s nádhernými synchronami v podobě vějíře, který koncem ledna dosáhl úhlové délky 30°. V té době měla kometa stále ještě jasnost kolem 0 mag. Bohužel po celé období výjimečné jasnosti byla viditelná převážně jen z jižní polokoule, ale navzdory této relativní nedostupnosti získali její úžasné snímky také čeští astronomové J. Šafář (20.1.2007 v Sydney) a zejména M. Druckmüller v Andách (17.-28.1.). Zvláště jeden z posledních snímků, pořízený 28.1., na němž kromě komety je vidět Mléčná dráha i Velké a Magellanovo mračno, oběhl doslova celý svět.

Zcela neočekávaně prošla 3. února 2007 chvostem komety kosmická sonda Ulysses ve vzdálenosti 260 mil. km od jejího jádra. Měření ukázala, že ve chvostu komety se vyskytují neobvyklé ionty a že plazmový chvost dokázal zbrzdit rychlost slunečního větru na polovinu nominální hodnoty. Kometa byla na jižním nebi vidět očima do konce února a ještě v květnu 2007 stačil k jejímu sledování větší triedr. Tehdy ji sledoval kosmický teleskop SST ve vzdálenosti 2,4 AU od Slunce a určil teplotu prachu v komě komety na 190 K; tj. 8 K nad rovnovážnou teplotou kosmického prostředí. Kometa v té době stále ještě ztrácela za sekundu 6 t prachu. Kometa půlstoletí patřila zřejmě k novým kometám, které zavítaly z Oortova oblaku do nitra Sluneční soustavy poprvé.

A. Vourlidas aj. popsali další unikát roku, když sledovali nejkratší periodickou kometu 2P/Encke, která prošla přísluním 19. 4. 2007 ve vzdálenosti 0,34 AU od Slunce a den potom jí koronální výtrysk ze Slunce o rychlosti 420 km/s utrhl plazmový chvost ve vzdálenosti asi 100 tis. km od jádra komety. Podle snímků z družice STEREO trvala interakce výtrysku s chvostem až do konečného utržení asi 3,5 h. Chvost o délce 13 mil. km byl pak výtryskem doslova unesen. Vzápětí však kometě začal narůstat směrem od komy nový chvost jako důkaz, že komety nejsou kočky, jak se dosud myslelo (prý si podobně jako kočky dělají, co chtějí), ale ještěrky, neboť jim utržený ocásek také znovu naroste. Kometa tak bezděčně posloužila ke studiu struktury vnitřní heliosféry. Podle S. Lowryho a P. Weissmana je jádro komety Encke zploštěné s poloosami 3,6 x 5,2 km a rotuje kolem své osy v periodě 11,1 h. Soustavné hledání komet vyústilo také v odhalení dalších 11 periodických komet, čímž celkový počet periodických komet pozorovaných alespoň při jednom návratu stoupl na 194.

Do třetice se r. 2007 zapsal do kometární historie nejprve zdánlivě banálním návratem periodické komety 17P/Holmes, objevené poprvé v listopadu 1892, když se po předešlém průchodu přísluním po 176 dnech náhle zjasnila o 12 mag, takže ji Holmes viděl očima jako kometu 4 mag poblíž galaxie M31. Kometa měla komu o úhlovém průměru Měsíce a byla tehdy očima vidět do března 1893. Přestože jde o krátkoperiodickou kometu s periodou kolem 7 roků, nebyla pozorována mezi lety 1906 až 1964. Nyní se však historie opakovala, neboť kometa prošla nenápadně přísluním počátkem května 2007 ve vzdálenosti 2,05 AU a byla tehdy vidět pouze většími dalekohledy jako objekt 15 mag. Pak se vzdalovala od Slunce a slábla na 18 mag až do 23. října 2007. Následující noc zaznamenal H. Santana její zjasnění o plných 10 mag (!), tj. 172 dnů po průchodu přísluním.

Během necelého týdne se kometa celkově zjasnila o neuvěřitelných 14 mag, když koncem října dosáhla 2 mag, ačkoliv byla v té době plných 1,6 AU od Země. Kometa se jevila jako namodralý rozšiřující se terčík s centrálním zjasněním a zcela postrádala chvost. První spektra komy se shodovala se spojitým odraženým a rozptýleným spektrem Slunce, takže šlo o prachovou komu. Přes silné spojité spektrum se překládaly emise CN, C₃, C₂, [C I] a NH₂. Další měření z počátku listopadu 2007 poukázala na vysoký poměr prach/plyn v komě a uvolňování molekul OH, vody, NH, CN, C₂ a C₃, ethanu (C₂H₆) a propanu (C₃H₈). Kometa dosáhla 9. 11. 2007 lineárního průměru 1,4 mil. km (jako Slunce), ačkoliv její jádro má průměr jen 3,5 km. Od toho data se stala největším souvislým objektem Sluneční soustavy, neboť počátkem prosince měla úhlový průměr již více než 2°! O příčině tak zvláštního chování komety není zatím skoro nic známo. Téměř jistě jde o uvolnění velké energie někde pod povrchem kometárního jádra, ale proč se ta energie uvolnila a proč k tomu opakovaně došlo až dlouho po průchodu přísluním, navíc ve velké vzdálenosti od Slunce, aniž by to kometu zničilo, je naprostá záhada.

V r. 2007 byly v časopise Icarus zveřejněny další výsledky studia komety 9P/Tempel 1 v souvislosti s experimentem Deep Impact, když 4. 7. 2005 narazil 370 kg měděný projektil šikmo pod úhlem 25° k obzoru na jádro komety rychlostí 10,3 km/s, takže uvolnil kinetickou energii 19 GJ. Jak ukázala měření, asi 150 ms po "drtivém dopadu" bylo 10 kt materiálu jádra (z toho 7 kt vodního ledu) vymrštěno do prostoru rychlostí až 5 km/s. Jádro je zploštělé s délkami hlavní a vedlejší poloosy 3,7 a 2,4 km a rotuje velmi pomalu v periodě 41 h. Hmotnost jádra činí 6.10¹³ kg, takže jeho střední hustota dosahuje jen 45 % hustoty vody; jde tedy zřejmě o silně porézní materiál.

Podle C.. Lisseho aj. se při experimentu Deep Impact podařilo pomocí spekter z kosmického teleskopu SST pozorovat karbonáty, jíly a krystalické silikáty, což jsou minerály vznikající za přítomnosti vody. To znamená, že jádra komet nejsou tak panenskou látkou sluneční soustavy, jak se předpokládalo. Jejich jádra obsahují mnoho materiálu, který byl promíchán a přetvořen ve sluneční pramlhovině a zčásti byl silně ohřát dříve, než se smísil se studeným materiálem na periférii Sluneční soustavy. Podle P. Gronkovského se tímto experimentem také vyřešil dlouholetý spor, zda za náhlými zjasněními některých komet nestojí srážky s přírodními projektily, např. v podobě miniaturních planetek. Nyní je však zřejmé, že takové srážky nemohou významně ovlivnit jasnost kometárních jader.

E. Mazzota Epifani aj. poukázali na překvapující aktivitu kometárních jader i ve velkých vzdálenostech od Slunce. Pozorovali totiž 3,6m dalekohledem TNG celkem 5 komet vzdálených 3,5 – 4,4 AU od Slunce s poloměry jader 0,5 – 1,4 km, které stále ještě měly kolem sebe komu, jejíž jasnost se s časem krátkodobě měnila.

A. Bazilevskij a C. Keller studovali podrobnosti na povrchu jader komet 1P/Halley (rozměr jádra 16 x 8 x 8 km), 19P/Borrelly (8 x 3 km), 81P/Wild 2 (5,5 x 4 x 3,3 km) a 9P/Tempel 1 (6 x 6 km), jak je zobrazily průletové kosmické sondy. Povrch všech jader je zřetelně obrušován a zhlazován např. lavinami sutě, čímž vznikají ploché terasy. Podobně jsou plochá i dna impaktních kráterů, jako by do nich kdysi stékala nějaká tekutina. Některé části povrchu jader však zůstala nedotčena od doby svého vzniku, zatímco jiné jsou zjizveny starými impaktními krátery po tělesech z periférie Sluneční soustavy i mladými krátery z vnitřní části (pásma planetek).

W. Reach aj. využili SST k infračervenému (24 μm) snímkování prachových stop 34 komet ve vzdálenostech minimálně 1 mil. km od jádra. U 27 komet objevili ve stopách prachová zrnka s rozměry nad 1 mm a u dalších 4 komet poněkud méně prachu, což ale souviselo s nevhodnou geometrií pozorování. Prachové stopy se vyskytují téměř u všech sledovaných členů Jupiterovy rodiny komet, přičemž každá stopa obsahuje minimálně 10⁸ kg prachu. Odtud vyplývá, že do stopy proudí z jádra komety asi 2 kg prachu za sekundu, v dobré shodě s měřenou produkcí molekul hydroxylu.

Z. Sekanina a P. Chodas propočítali na základě pozorování úlomků Kreutzovy komety v blízkosti Slunce družicí SOHO a skutečnosti, že mezi lety 1843 a 1970 bylo pozorováno celkem 8 velkých úlomků komety v blízkosti Země, že původní těleso Kreutzovy komety se rozpadá hierarchicky v samostatných epizodách. Nejstarší z nich se odehrála před 1,7 tis. lety a poslední před 300 lety.

L. Neslušan zjistil zejména ze statistiky objevů komet robotem LINEAR, že účinnost objevů nových komet je vyšší než u komet starých. To znamená, že přísun nových komet z Oortova oblaku komet je o řád nižší, než se dosud uvádělo, takže samotný Oortův oblak obsahuje o řád menší populaci panenských komet, než se dosud soudilo. Ze 175 periodických komet má jen 16 komet periodu delší než 20 let. Poločas rozpadu periodických komet je 13 tis. roků. Jupiterova rodina komet přichází v průměru o jednu kometu za 67 roků. Přesto se však celkový počet komet dlouhodobě příliš nemění, protože tato populace je plynule doplňována kometami z hlubin Sluneční soustavy.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

E. Lyytinen a P. Jenniskens předpověděli, že 1. září 2007 dojde k mimořádnému maximu občasného meteorického roje Aurigid, což se také stalo. P. Jenniskens ve spolupráci s R. Dantowitzem sledovali maximum roje dvěma letadly, která letěla souběžně ve vzájemné vzdálenosti 160 km ve výšce 14,5 km z Nevady přes Kalifornii nad Pacifik. Zvýšenou činnost roje zaznamenali s tím, že maximální frekvence 130 met/h nastala 18 min před udanou předpovědí. Mateřskou kometou roje je C/1911 N (Kiess) s oběžnou dobou 1,9 tis. roků, z níž se pozorované meteoroidy uvolnily kolem r. 83 př. n. l.

Jak uvedli M. Sato a J. Watanabe, v r. 2006 jsme byli svědky zvýšené aktivity (zenitová frekvence 50 – 100 met/h) meteorického roje Orionid, jejichž mateřskou kometou je 1P/Halley. Podle názoru autorů to souviselo s dráhovou rezonancí 6:1 komety s Jupiterem, takže k Zemi se dostal materiál, vyvržený z komety v letech 1265, 1197 a 910 př. n. l.

P. Koten aj. a J. Borovička aj. zveřejnili výsledky optických včetně spektroskopických pozorování meteorického roje Drakonid z r. 2005, kdy ve večerních hodinách 8. října zaznamenali mezi 17:30 a 19 h UT (délka Slunce 195,42°) sestupnou část mimořádně vysokého maxima roje, jehož přepočtená zenitová frekvence přesáhla 150 met/h. Jak se znovu ukázalo, jsou meteoroidy Drakonid mimořádně křehké, takže při poměrně nízké rychlosti vstupu do atmosféry (23 km/s) začínají svítit o několik km výše než meteoroidy jiných rojů. Milimetrové meteoroidy obsahují až milion zrníček o "kamenné" hustotě 3násobeku hustoty vody a představují běžné chondrity s výrazným zastoupením Na, Mg a Fe. Hmotnost zrníček se pohybuje v rozmezí 10^-11 – 10^-9 kg, ale jejich skrumáž v meteoroidu je silně porézní, takže objemová hustota meteoroidů dosahuje jen 30 % hustoty vody. Jelikož oddělování zrníček erozí je energeticky více než o řád snazší než tepelná eroze, není divu, že Drakonidy začínají svítit výše než ostatní meteorické roje. Teprve ve druhé polovině jejich průletu atmosférou se začne uplatňovat tepelná eroze. Na základně Ondřejov - Třebíč (109 km) zaznamenali autoři práce bolid -5,5 mag, který měl vstupní hmotnost 0,01 kg a začal svítit již ve výšce 98 km nad zemí, aby zhasnul ve výši 83 km. Jeho dráha (a = 3,5 AU; e = 0,7; q = 0,996 AU; i = 32°) odpovídá dráze periodické (6,6 r) komety 21P/Giacobini-Zinner, která vyvolala dva slavné meteorické deště XX. stol. v r. 1933 a 1946.

Neméně pozoruhodné výsledky přinesla studie P. Jenniskense a J. Vaubaillona o původu meteorického roje Andromedid. Ty určitě souvisejí s dnes již zaniklou kometou 3D/Biela, která se rozpadala v letech 1842/3 a dále v r. 1846 a 1852. Andromedidy byly poprvé pozorovány jako meteorický déšť H. Brandesem v Göttingenu již 6. 12. 1798 a dále jako silný meteorický roj v letech 1830, 1838 a 1847. V r. 1867 byla několika autory rozpoznána souvislost Andromedid s kometou Biela a v letech 1872 a 1885 se Andromedidy odměnily lidstvu nádhernými meteorickými dešti. Jak autoři uvádějí, vývoj Andromedid je přímým důsledkem postupného rozpadu jádra mateřské komety, který se odehrával během průchodů odsluním. Hlavní úlomky komety Biela měly ovšem úhrnnou hmotnost 1,4.10¹³ kg, ale Andromedidy mají jen 20 % této hmotnosti. Většina materiálu kometárního jádra se tedy rozptýlila jinam a ze Země ho nemůžeme pozorovat.

Z. Kaňuchová a L. Neslušan se zabývali otázkou, který astronomický objekt je mateřským tělesem meteorického roje Kvadrantid. V poslední době se ukázalo, že dráhové parametry roje se shodují jednak s kometou 96P/Machholz 1 a jednak s drahou planetky 2003 EH1. Autoři se domnívají, že alespoň jeden z těchto objektů je skutečně mateřským tělesem Kvadrantid, ale situace může být ještě zajímavější, tj. že obě zmíněná tělesa mají společného předka, který se rozpadl na minimálně dva úlomky.

J. Licandro aj. získali teleskopy WHT a TNG na Kanárských ostrovech kvalitní infračervená spektra planetky (3200) Phaeton, jež je mateřským tělesem bohatého meteorického roje Geminid. Ve spektru nalezli silikáty a minerály, vzniklé za přítomnosti vody, takže objekt lze klasifikovat spíše jako aktivní planetku než jako vyhaslou kometu, která se dostala na dráhu k Zemi z hlavního pásma planetek.

T. Kasugovi aj. se podařilo šťastnou náhodou zaznamenat pomocí 1,8 m reflektoru na Cima Ekar v Itálii spektrum Leonidy během expozice spektra proměnné hvězdy V838 Mon v noci 18. 11. 2004. Spektrum s rozlišením 12 nm/mm obsahuje emise Na I, Si II, O I a H-alfa. Ve shodě s Borovičkovým modelem našli ve spektru čáry horké a chladné složky, ale také třetí střední složku o teplotě 8 kK a čtvrtou horkou složku v čáře Si II o teplotě nad 10 kK. Mimochodem, první spektroskop pro sledování meteorických spekter postavil Aleksander S. Herschel (1836-1907), druhorozený syn Johna Herschela, v r. 1863 a první spektrum meteoru spatřil o rok později. První fotografii spektra meteoru pořídil ruský astronom S. Blažko v r. 1904.

M. Hajduková ml. a T. Paulech hledali interstelární dráhy meteorů v databázi IAU MDC pro fotografické a radarové meteory. V centru MDC v Lundu mají údaje o 4,6 tis. fotografických a o 63 tis. radarových drahách. Mezi fotografickými drahami je 11,5 % hyperbolických drah, kdežto mezi radarovými jen 3 %. Většina hyperbolických drah však zřejmě nepatří interstelárním meteorům; spíše jde o důsledky gravitačních poruch ve Sluneční soustavě, popř. o chyby měření. Nejpřesnější radarová databáze z Harvardovy observatoře má mezi 39 tis. drah jen 0,1 % interstelárních meteorů.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

D. Watson aj. popsali na příkladu reflexní mlhoviny NGC 1333 v asociaci OB v Perseu (vzdálenost 320 pc), jak vzniká z hvězdné pramlhoviny protoplanetární disk a A. Johansen aj. modelovali vznik planetesimál z protoplanetární mlhoviny. Ukázali, že gravitační hroucení převáží nad turbulencí v pramlhovině, takže planetesimály vznikají geologicky vzato bleskově. M. Littmann poukázal na velkou hmotnost raného Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP), jehož původní hmotnost kolem 100 M_z byla o tři řády vyšší než dnes. Nacházel se ve vzdálenostech 20 – 40 AU od Slunce, zatímco obří planety od Jupiteru po Neptun se zrodily ve vzdálenostech jen 5 – 15 AU od Slunce, přičemž Uran byl tehdy od Slunce dál než Neptun a Saturn měl výrazně protáhlou eliptickou dráhu, takže silně ovlivňoval pohyb Uranu i Neptunu. Podle tzv. Nicejského scénáře, který propočítali A. Morbidelli aj., vychytaly obří planety velmi rychle (během 30 mil. roků) zbývající volný plyn a prach a vypořádaly se také s přemírou menších těles ve svém gravitačním hájemství.

Většina malých těles buď spadla na obří planety, anebo opustila Sluneční soustavu po hyberbolických drahách. Jistá část velkých planetek se vydala směrem k terestrickým planetám, jak dokazují jejich drtivé dopady na Měsíc vedoucí ke vzniku měsíčních moří v období těžkého bombardování, jež ustalo teprve před 3,8 mld. let. P. Michel a A. Morbidelli zdůrazňují, jak výborným zrcadlem, odrážejícím raný vývoj Sluneční soustavy, je právě povrch Měsíce. Ukazuje se, že k destabilizaci dynamické interakce mezi obřími planetami a protoplanetárním diskem došlo asi 550 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, a že naprostá většina planetek hlavního pásu vznikla právě v té době.

Obdobné drtivé dopady na Zemi přinesly jednak vodu pro oceány a jednak uhlík. Sněhová koulovačka mezi obřími planetami vedla také k zeštíhlení a odsunu EKP do dnešní vzdálenosti 35 – 50 AU od Slunce, jakož i ke vzniku Oortova oblaku komet ve vzdálenosti 10 – 100 tis. AU od Slunce. J. Chambers přišel dokonce s myšlenkou, že v rané Sluneční soustavě existovala ve vzdálenosti 2,5 AU velká (terestrická) planeta, která však byla poruchami v období vrcholného těžkého bombardování ze Sluneční soustavy vyvržena a její místo zaujal dnešní hlavní pás planetek. V porovnání s tehdejšími pistolnickými poměry vládne tedy dnes ve Sluneční soustavě doslova sváteční idyla.

Děje v rané Sluneční soustavě jsou lákavou příležitostí také pro chemiky, které zejména láká vysoká souměrnost některých obřích molekul - klastrů. Takovým případem je klastr C₆₀, jehož 32 stěn je tvořeno 20 trojúhelníky a 12 pětiúhelníky. Tento klastr se nazývá keplerát na počest J. Keplera, jenž takové struktury vepisoval a opisoval kolem Platónových (mnohostěny s jediným typem obrazců stěn), resp. Archimédových (mnohostěny se dvěma typy obrazců stěn) těles. Zdá se, že tyto klastry hojně vznikaly právě v rané fázi vývoje Sluneční soustavy.

S. Gröblacher aj. se zabývali otázkou, odkud se na Zemi berou kovové (NiFe) meteority. Většinou se totiž má za to, že jde o úlomky kovových jader velkých planetek s diferenciací hmoty v nitru. Autoři však navrhují zcela odlišný scénář, že totiž šlo o tělesa, která vznikla v rané fázi vývoje sluneční soustavy srážkami protoplanet o rozměrech Měsíce až Marsu. K těmto srážkám docházelo ještě před vznikem planet - v podstatě šlo o kovová tělesa o průměru až 300 km, která v meziplanetárním prostoru prostě vychladla.

Speciální trojčíslo časopisu Space Science Reviews (roč. 129) bylo věnováno významu geologických pochodů na terestrických planetách pro jejich budoucí obyvatelnost. Zdá se, že naprosto podstatnou podmínkou pro vznik života na kamenné planetě je desková tektonika, vytváření oceánských hřbetů, přítomnost tekuté vody v oceánech, koloběh oxidu uhličitého mezi atmosférou, hydrosférou a litosférou, jakož i ochrana života trvalým globálním magnetickým polem planety.

1.4. Slunce

Rok 2007 byl vyhlášen příslušnými vědeckými uniemi jako Mezinárodní heliofyzikální rok, jenž tak navazoval jednak na Mezinárodní polární roky 1882/83 a 1932/33 a zejména na Mezinárodní geofyzikální rok 1957/58, který koincidoval s počátkem éry kosmonautiky. Kromě vědeckých cílů (synergie sledování Slunce, meziplanetárního prostoru i okolí Země a vztahy Slunce-Země) měla akce i ráz vzdělávací a popularizační, takže se do ní úspěšně zapojily i četné české a slovenské hvězdárny a další astronomické instituce.

Koncem září 2006 úspěšně odstartovala japonská sluneční družice Hinode ("Úsvit" = Solar B), jež má na palubě také přístroje dodané USA, Velkou Británii a agenturou ESA celkem za 300 mil. dolarů. Díky zatím největšímu kosmickému 0,5m optickému teleskopu pro pozorování Slunce družice umožňuje snímkovat fotosféru Slunce v EUV, UV i optickém oboru s rozlišením 0,2″. Na své palubě má dále rentgenový teleskop a magnetograf. Záběry z družice ve všech spektrálních pásmech mají nevídanou kvalitu a první výsledky (Publ. Astr. Soc. Japan 59, SP3) jsou opravdu znamenité. Poukazují na jemnou strukturu fotosféry a koróny v optickém i rentgenovém pásmu v podobě zapletených pavučin, uzlíků a šňůrek. Magnetické smyčky pokrývají až třetinu povrchu Slunce a aktivní oblasti na Slunci mají větší rozměry, než se dosud soudilo. Horké plazma putuje rychlostmi až 100 km/s ve směru poledníku na vzdálenosti až 800 tis. km po viditelném povrchu Slunce a teplota v koróně dosahuje místně hodnot až 25 mil. K. A. Kosovichev a T. Seki objevili pomocí Hinode oscilace chromosféry a slunečních skvrn, vybuzené erupcí z 13. 12. 2006. D. Zugžda nalezl ve slunečních skvrnách oscilace s typickou periodou 3 minuty, tedy odlišných od helioseismologických oscilací slunečního povrchu s periodou 5 min. Autor se domnívá, že jde o nelineární oscilace, vyvolané magnetohydrodynamickými vlnami v atmosféře slunečních skvrn, která je ovšem zatím nedostatečně prozkoumána. Sluneční fyzika tak získává nový diagnostický nástroj pro komplexní studium slunečních erupcí.

Y. Su aj. se zabývali otázkou, co vlastně určuje intenzitu slunečních erupcí a parametry následných koronálních výtrysků (CME). Na rozboru měření z družic TRACE, GOES a SOHO zjistili, že jde o komplexní důsledek hodnot šesti základních parametrů: magnetické indukce pozadí, plochy lokálního magnetického pole, velikosti magnetického toku v aktivní oblasti a tří parametrů střižných úhlů magnetické rekonexe, tj. jejich velikosti na počátku i konci úkazu a na gradientu změny tohoto úhlu.

S. Tripathy aj. zpracovali měření slunečních oscilací za 10 let provozu sítě GONG. Ukázali, že frekvence nízkých a středních stupňů oscilačních módů se mění v závislosti na fázi slunečního cyklu, ale fyzikální příčina této závislosti není známa. D. Thomson aj. oznámili, že našli důkazy o tom, že sluneční oscilace dokonce rozechvívají i zemskou magnetosféru.

Podle B. Vršnaka a T. Zice ovlivňuje rychlost letu koronálních výtrysků hmoty ve směru k Zemi jak počáteční rychlost výtrysku, tak okamžitá rychlost slunečního větru. Má-li sluneční vítr rychlost menší než 400 km/s, doletí koronální výtrysk k Zemi o plných 25 h později, než když je jeho rychlost vyšší než 500 km/s.

H. Moradi aj. popsali jedno z největších sluncetřesení vyvolané erupcí z 15. ledna 2005 mohutnosti X1.2 v aktivní oblasti AR 10720. Seismické vlny o celkové energii 400 EJ (≈ 100 Gt TNT!) na frekvencích 3 a 6 mHz byly ze zdroje vyslány směrem do nitra Slunce, ale akustická energie úkazu dosáhla hodnoty 200 ZJ! W. Yang a S. Bi revidovali základní parametry modelu slunečního nitra. Obsah těžkých prvků ("kovů") ve Slunci činí v souladu se seismickými údaji jen 1,54 %; nižší je také zastoupení skupiny CNO, než se dosud soudilo. Naproti tomu hélia je 24,85 % a vodíku 73,61 %. Základna seismické zóny se nachází v 71,3 % R_☉ a základna, konvektivní zóny v 73,35 % R_☉.

M. Aschwanden aj. se zabývali slunečním evergreenem, tj. stále záhadným mechanismem ohřevu sluneční koróny. Autoři se domnívají, že primární zdroj ohřevu koróny je třeba hledat v přechodové oblasti mezi korónou a svrchní chromosférou. Sluneční erupce jsou důsledkem téhož mechanismu směrem "dolů" k fotosféře, zatímco směrem nahoru se energie přenáší pomocí koronálních smyček. Přenos energie z chromosféry do koróny prostřednictvím Alfvénových vln k vysvětlení její vysoké teploty nestačí, protože intenzita těchto vln je o plné 4 řády nižší, než by bylo pro pozorovaný ohřev potřeba.

Dalším evergreenem jsou problémy s předvídáním mohutnosti a času budoucích maxim sluneční činnosti. Zvlášť pikantní jsou předpovědi maxima nadcházejícího 24. cyklu sluneční činnosti. Časopis Nature uvedl v květnu 2007 dvě různé možnosti: maximum nastane buď v říjnu 2011 s maximální hodnotou relativního čísla R = 140, anebo až v srpnu 2012 s R = 90. R. Kane je ještě opatrnější: na začátku roku 2007 odhadl maximum 24. cyklu na interval let 2011-2014 s R v rozmezí 119 – 130. O půl roku později v další práci dospěl k R = (142 ±24), ale současně uvedl, že možný rozptyl R je spíše 50 – 200! Vzápětí M. Quassim aj. uveřejnili předpověď pro čas maxima na roky 2011-2012 s R = (113 ±3). Autoři dále tvrdí, že maximum 25. cyklu nastane již r. 2020. Skoro si připadám jako v Shakespearově komedii "Jak se vám líbí".

Nejasnosti však panují i o cyklech minulých. N. Zolotova a D. Ponyavin rozebírali otázku, jak to bylo s raným slunečním cyklem č. 4 mezi lety 1784-1799, který podle I. Usoskina se fakticky skládal ze dvou anomálních cyklů o periodě 9 a 7 roků. Obě vysvětlení totiž mají svá vážná proti. Pokud jde o proslulé dlouhé Maunderovo minimum (1645-1715), tak J. Nagovicyn se domnívá, že ani v té době nebyl jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti přerušen; jen se jeho výraznost podstatně snížila. K. Tapping aj. nalezli nelineární korelaci mezi relativním číslem sluneční činnosti a rádiovým tokem Slunce na vlnové délce 107 mm. To jim umožnilo určit velikost tohoto toku zpětně až do r. 1600. Odtud mj. vyplývá, že v době Maunderova minima klesla sluneční konstanta o 1 W/m².

P. Foukal a J. Eddy zkoumali červený záblesk, poprvé popsaný při úplných zatměních Slunce v letech 1706 a 1715, pozorovatelný po dobu 10 s před začátkem totality a opět po jejím skončení. Jde fakticky o tenký (5 – 10 tis. km široký) oblouk nad fotosférou, připomínající dle A. Secchiho "hořící prérii". Jelikož první pozorování odpovídají epoše Maunderova minima, je to důkaz trvalého výskytu magnetických polí ve fotosféře i během prodloužených minim sluneční činnosti. M. Druckmüller aj. zpracovali novou numerickou metodou snímky úplných zatmění Slunce z listopadu 1994, října 1995, února 1998, srpna 2001 a prosince 2002, přičemž ukázali, že složením snímků z různých stanovišť lze docílit jak časového záznamu jemných změn v koróně, tak i vyšší dynamiky a celkové kvality zobrazení koróny, než se dosud považovalo za možné. M. Druckmüller také sečetl v počítači 231 snímků úplného zatmění Slunce, které pořídil v Libyi 29. 3. 2006 kamerami s ohnisky 200 – 1640 mm. Na výsledných mimořádně kvalitních snímcích je patrný povrch Měsíce, osvětlený Zemí, sluneční koróna až do vzdálenosti 13 R_☉ a 220 hvězd v okolí Slunce. Jde pravděpodobně o vůbec nejlepší záznam slunečního zatmění v astronomické historii.

Aby slunečních záhad nebylo málo, J. Gnědin aj. tvrdí, že tok slunečních neutrin podle výsledků experimentů GALLEX, SNO, SAGE a Superkamiokande vykazuje pětiletou periodu proměnnosti a kosmická sonda Ulysses, jež přelétala nad jižním pólem Slunce v prosinci 2006 ve vzdálenosti 3 AU, pozorovala řadu výtrysků nabitých částic v období těsně před minimem sluneční činnosti, kdy by se nabité částice vůbec neměly dostávat tak daleko od slunečního rovníku. Podobně W. Song aj. zjistili, že koronální výtrysky hmoty (CME) vznikají mimo aktivní oblasti na Slunci, takže se neřídí Spörerovým zákonem (výskyt slunečních skvrn se během slunečního cyklu posouvá od vyšších heliografických šířek k rovníku). Ostatně i na Zemi byla pozorována "magnetická bouře půlstoletí" koncem ledna 2005 a série velkých slunečních erupcí ještě v září téhož roku, kdy už bylo maximum 23. cyklu dávno za námi. To je mimochodem velmi špatná zpráva pro astronauty, kteří by měli v budoucnu letět na Mars, protože až dosud se soudilo, že takový let v období minima sluneční činnosti je radiačně bezpečný.

Za jedinou potěšující zprávo o sluneční činnosti lze tedy považovat objev analogické hvězdné činnosti u hvězdy 18 Scorpii, jež je v současné době považována za nejvíce podobnou Slunci (sluneční analog). J. Hall aj. totiž odhalili po desetiletém spektroskopickém a fotometrickém sledování hvězdy sedmiletou periodu její chromosférické aktivity i kolísání jasnosti hvězdy s amplitudou 0,09 %. V závěru roku však J. Mendelez a I. Ramirez ohlásili objev ještě dokonalejšího slunečního analogu v podobě hvězdy HIP 56948 (Dra; 9 mag; 67 pc).

Podle A. Grimberga aj. a A. Meshika aj. se podařilo rekonstruovat události kolem vzniku Slunce z dávného molekulového mračna díky údajům o zastoupení izotopů ve slunečním větru, které byly získány v programu Apollo, když astronauti po každém přistání na Měsíci vyložili na měsíční povrch hliníkové fólie, které zachycovaly částice slunečního větru, a když odebrali vzorky měsíčního regolitu, které obsahují stopy slunečního větru až do hloubky 200 nm. Další užitečné údaje se podařilo získat analýzou nepoškozených fólií ze ztroskotané sondy Genesis. Autoři tak zjistili, že zastoupení izotopů ve Slunci se liší od jejich zastoupení na tělesech sluneční soustavy. Nejvíce se podobá složení uhlíkatých chondritů. Změny izotopického složení totiž ovlivňují různé historické události, tj. zejména příliv záření gama a částic kosmického záření z Galaxie, výbuchy blízkých supernov i bouřlivé jevy na povrchu raného Slunce. Podle zmíněných autorů Slunce sice vzniklo v hloučku dalších prahvězd v obřím molekulovém mračnu, ale brzy se osamostatnilo.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLII. (2007).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 14. júla 2009