Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 10. februára 2010
V polovině ledna 2008 proletěla americká sonda MESSENGER vypuštěná NASA počátkem srpna 2004 v minimální výšce 200 km nad noční polokoulí Merkuru. Mimochodem, po energetické stránce je let sondy k Merkuru náročnější než let sondy k Plutu. Používané raketové motory nejsou dost výkonné na to, aby ubrzdily sondu po startu ze Země tak, aby mohla "spadnout" do hluboké gravitační jámy Merkuru. Proto bylo potřebí po vypuštění sondy ji postupně brzdit průlety v gravitačních polích Země (srpen 2005) a Venuše (říjen 2006 a červen 2007).
MESSENGER získal při svém lednovém průletu nad Merkurem velkou sérii snímků s vysokým rozlišením (0,15 – 1,0 km) právě té části planety, kterou nemohla zobrazit sonda Mariner 10 při třech průletech v letech 1974-1975. MESSENGER se znovu vrátil k Merkuru počátkem října, kdy proletěl nad západní polokoulí Merkuru, takže díky tomu je nyní dobře zmapováno 95 % povrchu planety; z toho Mariner 10 zmapoval 40 % povrchu a MESSENGER dokonce 80 %, takže obě přehlídky se zčásti překrývají. Následkem toho vzrostly údaje o Merkuru zcela zásadním způsobem. Kromě četných impaktních kráterů a pánví se podařilo získat dobré důkazy o dávném vulkanismu na planetě, protože dna mnoha impaktních kráterů jsou vyplněna lávou a na povrchu jsou viditelné vulkanické průduchy.
Vůbec největším impaktem o průměru 1,5 tis. km je známá pánev Caloris, v jejímž centru sedí mladší impaktní kráter o průměru 42 km. Oblast relativně mladé pánve je výrazně zvlněná; rozdíly výšek v různých částech pánve přesahují 5 km. Velké krátery na Merkuru jsou obklopeny sítí radiálních (pavoučích) prasklin, což je důsledek vysoké rychlosti dopadajících kosmických projektilů až 50 km/s. Morfologie kráterů se liší od vzhledu kráterů na Měsíci nebo na Marsu zřejmě kvůli podstatně vyšší gravitaci na povrchu planety a hodně kráterů je fakticky sekundárních - pocházejí od velkých úlomků, které se po balistických drahách vracely k planetě.
Merkur má podle C. Solomona aj. rozsáhlé tekuté kovové jádro, jež zabírá polovinu objemu celé planety, tj. relativně více než u Země. Zastoupení železa na povrchu však dosahuje stěží 6 %. Merkur se během svého vývoje smrštil o několik kilometrů, což vytváří velká napětí v kůře i v impaktních kráterech. Porovnáním magnetických měření obou sond se zjistilo, že magnetické pole Merkuru je stálé (minimálně po dobu 30 roků) a osa magnetického dipólu je skloněná k rotační ose pod úhlem cca 10°. V okolí Merkuru však nejsou žádné radiační pásy. Magnetosféra Merkuru velmi zřetelně reaguje na okamžitý tok slunečního větru. V exosféře Merkuru byly objeveny atomy Na, Ca a Mg; jejich četnost však silně kolísá v prostoru i čase.
Podle B. Gladmana a J. Coffeyho mohly být při velkých impaktech na Merkur vyvrženy úlomky hornin na hyperbolické dráhy ve Sluneční soustavě, takže teoreticky je možné, že na Zemi máme vzorky Merkurových hornin. Protože však chemické a zejména izotopové složení Merkurových hornin neznáme, nedají se zatím případné meteority z Merkuru na Zemi rozpoznat.
J. Laskar zjistil, že parametry oběžné dráhy Merkuru kolem Slunce podléhají deterministickému chaosu. Nejpozději za miliardu let se zvýší výstřednost eliptické dráhy z dnešní e = 0,2 na e ≈ 0,6 – 0,8, což znamená, že hrozí nebezpečí srážky Merkuru s Venuší. Příčinou tak drastické změny dráhy je Jupiter. Jakmile se bude Merkur pohybovat v blízkosti Venuše, tak hrozí dokonce ještě výraznější změna jeho dráhy, takže v delším časovém intervalu by Merkur mohl dokonce trefit Zemi nebo Mars!
Sonda Venus Express (ESA) zaznamenala pomocí ultrafialové kamery rychlý pohyb světlého kouřma v atmosféře Venuše od pólů k rovníku během několik pozemských dnů. Zřejmě jde o kapénky kyseliny sírové. D. Titov aj. zjistili, že vrcholky mračen dosahují výšky 72 km nad povrchem planety, ale snižují se na 64 km ve dvou protilehlých polárních vírech. G. Piccioni aj. nalezli v infračerveném spektru (pásma 1,40 – 1,49 μm a 2,60 – 3,14 μm) noční atmosféry Venuše pásy hydroxylu (OH) s nejvyšší koncentrací ve výšce 96 km na povrchem planety.
M. Yamamoto a M. Takahashi řešili otázku, jakým směrem vůči rotaci terestrické planety může proudit oblačná atmosféra, a zjistili, že možné je úplně všechno. Ohřev mraků od povrchu planety dokáže vytvořit za předpokladu šikmé polohy rotační osy planety vůči oběžné rovině podmínky pro tzv. superrotaci, kdy atmosféra rotuje rychleji než povrch ve směru rotace planety, anebo zase retrográdní rotaci, kdy atmosféra rotuje proti směru rotace planety. Druhý efekt může být dlouhodobě rozhodující i pro rotaci samotné planety, která se postupně zabrzdí a přejde v retrográdní rotaci, což je právě případ Venuše. Totéž pak platí obecně i pro terestrické exoplanety, kde je retrográdní rotace možná, pokud prvotní prográdní rotace exoplanety byla dostatečně pomalá.
Mračna v atmosféře Země jsou důležitým činitelem ovlivňujícím klima, protože se ukázalo, že vodní mračna reagují nejrychleji na změnu teploty, takže mračna i při malém zvýšení teploty snadno zmizí, a tím dopustí výraznější ohřev povrchu Země. Pokud je mračen hodně, působí jako tepelná izolace. Dalším významným činitelem pro tepelnou bilanci Země jsou saze z požárů. Měření L. Yana v poušti Gubantonggutt v západní Číně a L. Fenstermakera aj. v Mohavské poušti v Nevadě prokázala, že během noci se tam pohlcuje oxid uhličitý stejně účinně jako v lesích, neboť pouštní půda je zásaditá. Jelikož pouště pokrývají 35 % souše, lze z toho odhadnout, že pozemské pouště pohlcují ročně asi 5 mld. t CO2, což je polovina množství CO2, jež vzniká spalováním fosilních paliv člověkem. Pochopitelně je potřebí počkat na výsledky obdobných měření v dalších pouštních oblastech, zda se tento nečekaný závěr dvou studií potvrdí globálně.
P. Zhang aj. využili údajů o růstu 1,2m stalagmitu v jeskyni v sev. Číně za 18 století k rekonstrukci období sucha na severní polokouli s přesností v určení letopočtu na ±2,5 roku. Nejsušší bylo období kolem r. 860, dále pak v intervalech 910-930, 1340-1360 a 1580-1640. Ochlazení a sucho kolem r. 910 vedlo zřejmě ke zhroucení Mayské civilizace. Podobně dobrým indikátorem kolísání klimatu jsou postupy a ústupy švýcarských ledovců. Při dosavadním tempu tání známého Rhônského ledovce zmizí tento ledovec kolem r. 2100.
R. Tolasz poukázal na výrazné rozkolísání počasí v Česku v r. 2007. Průměrná roční teplota 9,1°C byla o 1,6°C vyšší než je dlouhodobý normál. Také roční srážky 751 mm byly o 11 % nad dlouhodobým normálem. Výkyvy teploty během roku se rovněž zvětšily, např. v lednu bylo až +18°C a koncem měsíce přišel orkán Kiril s rekordním poryvem větru 209 km/h. Od září 2006 do srpna 2007 se průměrné měsíční teploty pohybovaly nad dlouhodobými normály; zato září 2007 bylo nejdeštivějším měsícem roku, kteroužto výsadu má v průměrném roce vždy červen. Také počet dnů s bouřkami stoupl na bezmála dvojnásobek proti normálu.
V. Angelopoulos aj. ukázali, že polární záře v zemské exosféře vznikají uvolněním energie slunečního větru uložené v magnetickém chvostu Země. Energie se odtud šíří do celé magnetosféry a jejím původem je magnetická rekonexe ve vzdálenosti 20 – 30 Rz. Díky družicím se ukázalo, že k rekonexím dochází asi 1,5 min před pozorovaným zesílením polárních září.
C. Rodger a M. Clilverd studovali nízkofrekvenční rádiový šum vydávaný van Allenovými pásy. Mezera mezi vnitřním pásem v rozsahu 1,5 – 10 tis. km a vnějším pásem vzdáleným 19 – 64 tis. km se totiž při geomagnetických bouřích zaplňuje elektrony, které pocházejí z blesků, jež napájejí pásy a v nich pak obíhají. V r. 1998 objevili geofyzici oscilace zemské kůry s periodami 2 – 5 min. Původně se soudilo, že jde o důsledek vlnobití na pobřežích oceánů, ale nyní se zdá, že jde o projevy kolísání atmosférického tlaku a přízemního větru.
H. Genda a M. Ikoma se zabývali otázkou, odkud vlastně pochází voda na Zemi. K tomu cíli se obvykle používá porovnání zastoupení deutéria vůči vodíku v jednotlivých složkách Sluneční soustavy. Poměr D/H v oceánech se nejvíce blíží témuž poměru v uhlíkatých chondritech; ve sluneční pramlhovině a v kometách je dvakrát vyšší než v oceánech. Země však měla původně vodíkovou atmosféru s velmi vysoký zastoupením deutéria, takže z měření v oceánech nutně nevyplývá, že by zdrojem vody na Zemi byly pouze uhlíkaté chondrity; jinými slovy, je klidně možné, že většinu vody na Zemi přinesla jádra komet.
Odpověď na otázku po původu vody na Zemi se paradoxně zkomplikovala tím, že se podařilo izolovat neporušené vzorky slunečního větru ze ztroskotaného pouzdra kosmické sondy Genesis. Zastoupení izotopu 16O ve slunečním větru je podle K. McKeegana srovnatelné s nejstaršími meteority, kdežto v zemské kůře je toto zastoupení nižší, což je naprostá záhada, protože pak se nedá kloudně vysvětlit ani původ vody a dokonce ani původ pozemských hornin!
G. Gohn aj. vyzvedli vzorky z hloubky až 1,8 km z oblasti velkého impaktního kráteru Chesapeake Bay (stát Virginia, USA), který vznikl před více než 35 mil. lety a má průměr téměř 90 km. Vzorky z hloubek 1,4 km prokazují silný ohřev hornin nad 350°C, čemuž odpovídá zřetelné ochuzení mikroorganismů ve vzorcích. Zřejmě došlo ke sterilizaci teplem v době impaktu, ale postupně se i do tohoto pásma mikroorganismy vracejí. Obecně platí, že baktérie odolávají vlhkému teplu až do hodnoty 121°C a suchému teplu až do hodnoty 160°C. D. Chivian aj. ohlásili přečtení genomu baktérie Candidatus Desulforudis audaxviator ve vodě, odebrané v hloubce 2,8 km v dole na zlato Mponeng v Jižní Africe. Baktérie evidentně prosperuje v prostředí zcela izolovaném od světla, protože představuje téměř 100 % organismů v tamější vodě nalezených. Jde o termofilní chemoautotrofní baktérii, která získává energii oxidací minerálů obsahujících sulfid železa na sulfáty. Podle všech známek se do hloubek až 1,5 km pode dnem oceánů nachází v zemské kůře při teplotách do 100°C tolik mikrobů jako v půdě na souši. Jejich činnost dokonce ovlivňuje koloběh uhlíku v oceánu.
Stáří Země se postupně stále zpřesňuje na současnou hodnotu 4,567 mld. let. V kůře Země se podařilo nalézt zrnka minerálů stará 4,3 mld. let a horniny staré 4,0 mld. roků. Jde o nálezy poblíž osady Nuvvuagittuq v Hudsonově zálivu v sev. Quebeku.
Putování kontinentů na Zemi vyvolané deskovou tektonikou vede k periodickému vzniku a zániku kontinentů. První kontinenty vznikly prakticky současně s utvořením pevné kůry na Zemi, ale jejich stopy jsou dnes velmi nezřetelné. Nejstarší geologicky doložený kontinent se vynořil přibližně před 2,5 mld. let a dostal název Arktika (dnešní sev. Amerika a Sibiř), po něm před 2 mld. let následovala Atlantika (vých. část jižní Ameriky a západní Afrika) a Baltika (sev. Evropa). Po 100 mil. let se srazila Arktika s Baltikou, což na obou kontinentech vytvořilo pohoří. Před 1,5 mld. let už bylo utvořeno 80 % povrchu dnešní zemské kůry.
V témže intervalu mezi 2,5 a 1,5 mld. let se z menších ker vytvořil na rovníku další kontinent Laurencia. Kolem Laurencie se podle J. Goodgeho aj. před 1,2 mld. let utvořil obrovský kontinentální štít zvaný Rodinia, obsahující Baltiku, ale také Sibiř, Austrálii, východní Antarktidu, Indii, Kongo, západní Afriku a Amazonii. Rodinia se však rozpadla mezi 750 – 725 mil. lety zejména na severní a jižní Gondwanu, které dominovaly Zemi v intervalu 500 – 180 mil. let před současností. Obě Gondwany se nejprve znovu spojily se v obrovský štít Pannocia před 600 mil. lety. Ten se však začal rozpadat v kambriu před 540 mil. lety na Laurencii na rovníku, Baltiku na severní polokouli a jižní superkontinent Pangaeu, jenž se začal rozpadat na samostatné kontinenty před 250 mil. lety. Tak vznikly zárodky dnešních superkontinentů. Z nich vznikla nejdříve Eurasia před 60 mil. let, po níž následovala Amerika před 15 mil. let. Před 5 mil. lety se spojila Eurasia s Afrikou.
Největší známý historicky doložený výbuch sopky Santorini se odehrál někdy kolem r. 1600 př. n.l. a zanechal na sobě velkou kalderu na ostrově Thera ve Středozemním moři. Nyní se tam podařilo nalézt stopy po obrovitém cunami, jehož vlny dosahovaly výšek minimálně 9 m, ale možná až 35 m. Výbuch a následné cunami zřejmě zničilo civilizaci na Krétě, což patrně zavdalo pověsti o zániku Atlantidy. Počátkem května 2008 vybuchla chilská sopka Chaitén po spánku dlouhém 9 tis. let a zcela zničila hlavní město přilehlé provincie Palene. Sopečný popel a aerosoly komplikovaly pozorování na řadě chilských astronomických observatoří a také na Observatoři Pierra Augera v Argentině.
K. Creager shrnul údaje o mělkém zemětřesení 7,0 mag v Mozambiku, které se odehrálo koncem února 2006 a bylo zaznamenáno hustou sítí japonských seismometrů. Signál o zemětřesení přišel ve dvou vlnách s časovým rozdílem 7 s. Odtud vyplynulo, že vnitřní jádro Země je tuhé; patrně jde o obří krystal železa ve tvaru krychle nebo kvádru. Nad vnitřním jádrem se dle J. Listera nachází vnější jádro roztaveného železa o tloušťce 2 300 km.
OSN vyhlásilo z iniciativy Mezinárodní unie geologických věd (IUGS) rok 2008 jako Mezinárodní rok planety Země pod záštitou UNESCO. Jako jistou kuriozitu můžeme uvést, že italským odborníkům se v tomto roce dne 14. července 2008 podařilo poprvé v historii uskutečnit pomocí družice přímé telekomunikační spojení stanic na severním a jižním pólu Země.
V r. 2008 si vědecký svět, ale i široká veřejnost připomínali sté výročí pádu Tunguského meteoritu, jenž se odehrál v ranních hodinách místního času 30. června 1908 na Sibiři, asi 1 tis. km na sever od Bajkalského jezera. Výbuch 30m meteoritu ve výšce 13 km zničil tajgu na ploše asi 5 tis. čtv. km. Kdyby se těleso bylo opozdilo o 3-4 h, tak by vybuchlo buď nad Moskvou nebo nad Sankt Petěrburgem... Odlehlost míst i zmatky v tehdejším Rusku způsobily, že první hodnověrná svědectví o úkazu se dostala do povědomí odborníků až v r. 1927, zejména zásluhou L. Kulika. Meteorit vlastně nedopadl na Zemi; vybuchl v atmosféře a k Zemi dospěla jen tepelná vlna rychlostí světla a o něco pomalejší tlaková vlna. Podle nejnovějších výpočtů M. Boslougha aj. dosáhla ničivá energie výbuchu ekvivalentu "jen" 4 Mt TNT (předešlé odhady se pohybovaly mezi 12 – 15 Mt). Většina odborníků se domnívá, že šlo o kamenné těleso (miniplanetku) spíše než o jádro komety.
P. Schultz aj. a A. Le Pichon aj. popsali meteorit Carancas, který dopadl 15. září 2007 před polednem místního času v Peru poblíž jezera Titicaca a hranic s Bolívií (69,0° z.d.; 16,7° j.š.). Meteorit vytvořil kráter o průměru 13,5 m a hloubce 5 m, neboť se kupodivu udržel pohromadě a dopadl na povrch Země nadzvukovou rychlostí, takže bláto v kráteru se zprvu téměř vařilo a výtrysky ve směru na jih až severoseverozápad doletěly až 200 m od kráteru. J. Borovička a P. Spurný dokázali, že šlo o kompaktní obyčejný chondrit H4/5 původního průměru 0,9 – 1,7 m a střední hustoty 3,6násobku hustoty vody, jenž dokázal odolat tlakům až 40 MPa a dopadl na zem rychlostí zhruba 3 km/s vysoko v horách (3,8 km), což usnadnilo jeho přežití jako jednolité těleso. Podle velikosti kráteru lze odhadnout jeho kinetickou energii na ekvivalent 0,2 kt TNT.
M. Escalaová aj. odebrali vzorky z vrtů do meteoritického kráteru Bosumtwi v Ghaně. Kráter o průměru 10,5 km je starý něco přes 1 mil. roků a vyplňuje ho jezero hluboké 78 m. Vrty probíhaly v hloubkách 150 – 310 m pode dnem jezera v sedimentech, které vznikly po impaktu. Ve vzorcích nalezli mj. lipidy z archaebakterií.
F. Westall aj. využili balistické rakety k vynesení kulového modulu za hranice zemské atmosféry, který se po 12 dnech vrátil do zemské atmosféry rychlostí 7,6 km/s a tvrdě dopadl na zemský povrch. Na tepelný štít modulu byly připevněny vzorky sedimentárních hornin a kontrolní vzorek bazaltu. Jeden ze vzorků tvořil vulkanický pískovec z Austrálie starý 3,5 mld. roků. Druhý vzorek představoval lupek z Orkneyských ostrovů starý 370 mil. let. Zatímco bazalt při návratu odpadl, zmíněné vzorky přežily návrat v překvapivě dobré kondici. Na starším vzorku se při hypersonickém průletu atmosférou vytvořila půlmilimetrová krémová kůra a u obou vzorků došlo k mineralogickým změnám. Přestože polovina vrstvy vulkanického pískovce se teplem odpařila, zbytek přežil a v něm mikrofosílie i uhlík. Podobně přežila asi třetina mladšího vzorku a v něm i některé biomolekuly. Experiment prokázal, že i sedimentární horniny z Marsu mohou přežít průlet zemskou atmosférou a jelikož si zachovají světlý povrch, hledají se obtížněji než dosud nalezené tmavé meteority z Marsu, které pocházejí z vyvřelých hornin.
Nejstarší meteority nalézané hlavně v Antarktidě vykazují magnetismus, což znamená, že jejich mateřská tělesa měla alespoň 20 % indukce magnetického pole Země. To znamená, že to musela být dostatečně hmotná tělesa, aby se dokázala roztavit, následně diferencovat a díky rotaci získala magnetické pole efektem dynama. Jelikož jde o meteority jen o několik milionů let mladší, než je stáří Sluneční soustavy, musel růst těchto mateřských těles probíhat geologicky bleskurychle. Jak ukázali G. Caro aj., superchondrity na Marsu, Zemi i Měsíci vznikly podle výsledků radioaktivního datování během prvních 40 mil. let existence Sluneční soustavy.
Počet úlomků meteoritů nasbíraných v Antarktidě již dosáhl 45 tisíc. Jsou mezi nimi dva úlomky GRA 06128 a 06129, jejichž stáří je vyšší než 4,5 mld. roků - patrně jde o vůbec první stavební materiál Sluneční soustavy. T. Yada aj. objevili ve třech ze sedmi meteoritů z Antarktidy celkem 18 silikátových zrnek starších než Sluneční soustava a další 4 zrnka s anomálním zastoupením izotopů uhlíku. Taková zrnka se vyskytují v nejstarších meteoritech a meziplanetárním prachu a pocházejí z prachových obalů asymptotické větve červených obrů nebo ze supernov. Vědci tak mají poprvé v rukou originální hvězdný prach.
Raná Země byla v prvních stovkách milionů let své existence vystavena těžkému bombardování kosmickými projektily všech možných velikostí, jak je možné spolehlivě odhadnout z výskytu velkých impaktních pánví na Měsíci. H. Frey našel na Měsíci celkem 92 pánví s průměrem >300 km, což ale znamená, že Země byla kvůli větším rozměrům a vyšší hmotnosti zasažena možná až 50 tisíci srovnatelně velkými projektily (mezi nimi nepochybně vévodí Praměsíc o hmotnosti srovnatelné s Marsem, po jehož nárazu vznikl smíšením materiálu Praměsíce a zemského pláště dnešní Měsíc). Těžké bombardování kometami však přinášelo i organické látky a nejspíš i nějakou vodu, tak potřebnou pro vznik života. Bombardování zesílilo v čase před 3,85 mld. let, za což patrně mohla migrace Uranu a Neptunu směrem k Edgeworthovu-Kuiperově pásu, jehož stabilitu tím planety narušily. Brzy potom však intenzita kosmického bombardování Země poklesla zhruba o tři řády. Až do poloviny XX. stol. se touto otázkou vlastně nikdo soustavně nezabýval.
Změnu způsobili čtyři průkopníci v letech 1942-1950. Byl to významný irský astrofyzik estonského původu E. Öpik, dva Britové Ralph Baldwin a Fletcher Watson a Američan Harvey Niniger. Tehdy totiž byl rozpoznán impaktní původ arizonského (Barringerova) kráteru i Tunguského meteoritu, objevily se první křižující planetky typu Apollo a začala se prosazovat myšlenka o tom, že krátery na Měsíci nejsou vulkanického, nýbrž impaktního původu. V r. 1978 už bylo známo 41 velkých křižujících planetek, o deset let později 81, za další dekádu 211 a v r. 2008 743. Všech křižujících planetek, z nichž většina je menších než 1 km, je už známo na 5,5 tisíce! Zásluhou nevelkého počtu následovníků (G. a C. Shoemakerovi, B. Marsden, E. Teller, E. Helinová, C. Chapman, D. Morrison, L. Alvarez, S. Ostro, T. Gehrels, A. Milani, L. Wood, R. Schweickart) se téma impaktů stalo významnou disciplínou prvořadé důležitosti na pomezí základního a aplikovaného výzkumu a přitom neobyčejně populární.
E. Gomez a J. Yardley uveřejnili na internetu vícejazyčný kalkulátor následků dopadu meteoritu předepsaného složení, rozměru a rychlosti. Kalkulátor dokáže zodpovědět otázku, zda se takový meteorit před svým dopadem na zemi rozpadne, jak velký kráter vytvoří a jaké škody do jaké vzdálenosti způsobí (viz např.: down2earth.eu/impact_calculator/ ).
V časopise Nature vyšel souhrnný článek o programu Spaceaguard, který zahájila NASA v r. 1991 a jehož prvním cílem je zmapovat dráhy nebezpečných křížičů Země s rozměry >1 km do vzdálenosti 1,3 AU od Slunce. Do poloviny roku 2008 bylo tak objeveno celkem 742 křížičů s rozměrem >1 km, což představuje téměř 4/5 jejich celkového počtu. Mezi nimi jsou jen tři tělesa o průměru 10 km; víc jich asi není. Na obranu před těmito obřími projektily máme statisticky 35 mil. let času... Projektil o rozměrech Tunguského meteoritu (≈ 50 m) nás však trefí v průměru každých 500 roků.
Díky programu Spaceguard se ukázalo, že nebezpečí úmrtí člověka následkem velkého impaktu kosmického projektilu je výrazně menší, než se dříve soudilo, neboť pravděpodobnost takového úmrtí klesla na 2.10-7. Nižší je jedině riziko, že člověka zabije žralok (1.10-7). Otrava botulinem představuje riziko 3.10-7 podobně jako úmrtí následkem cunami. Zato má člověk pravděpodobnost 1,6.10-6, že zemře při odpálení ohňostroje a pravděpodobnost 7,6.10-6, že zahyne při zemětřesení. Pravděpodobnost úmrtí při letecké havárii však dosahuje 3.10-5, riziko utopení 1.10-4 a riziko smrtelné automobilové nehody dokonce 0,01 (!), což je opravdu na pováženou.
W. Ailor shrnul současné názory na odvrácení rizika velkého kosmického impaktu na Zemi. Každé kamenné těleso s typickým rozměrem >140 m vyvolá na Zemi katastrofu velkých rozměrů. Odhaduje se, že takových křížičů je ve Sluneční soustavě řádově 105, z toho je 20 tis. nebezpečných pro Zemi v dohledné budoucnosti. Uvažované metody obrany spočívají buď v bočním nárazu kinetického projektilu na nebezpečné těleso nebo ve výbuchu atomové pumy těsně nad jeho povrchem. Další nadějnou možností je vyslání sondy, která se stane oběžnicí tělesa jako tzv. gravitační traktor. Náklady na jednorázovou obranu autor odhadl na 12 mld. dolarů.
J. Horner a B. Jones zpochybnili názor, že pro přežití lidstva je dobrou ochranou před kosmickými projektily z hlubin Sluneční soustavy Jupiter, který je svou mocnou gravitací "vychytá", jako jsme to viděl v případě rozštěpení a zániku komety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1994. Oba autoři ukázali, že to sice platí pro jádra komet, ale nikoliv pro kamenné či kovové planetky. V těchto situacích se Jupiter chová jako záškodník, který planetky naopak navádí na dráhy křižující Zemi!
V minulosti Země nacházíme ale také stopy po výbuchu blízké supernovy. Jak ukázali B. Fields aj., v usazeninách pode dnem oceánů našli přebytek izotopu 60Fe ve vrstvě o stáří 2,8 mil. roků. Izotop se na Zemi dostal zřejmě vinou blízkého výbuchu supernovy. Nicméně takový výbuch je nebezpečný pro život jen v případě, že supernova vzplane blíže než 8 pc od Země. Z velikosti zastoupení izotopu 60Fe však vyplývá, že zmíněná supernova vybuchla přinejmenším 15 pc od Země, takže nějaké škody životu na Zemi nemohla způsobit.
V dlouhé časové stupnici je ovšem dle K. Schroedera největším nebezpečím pro život na Zemi rostoucí zářivý výkon Slunce, který způsobí zánik života na Zemi již za 1 mld. let, protože průměrná teplota na povrchu Země překročí bod varu vody.
T. Murphy aj. uveřejnili výsledky soustavných laserových měření vzdálenosti Měsíce 3,5m reflektorem na observatoři Apache Point (N.M., USA), která dosahují neuvěřitelné přesnosti ±1 mm. Jsou tak schopni ověřovat platnost gravitačního zákona na vzdálenost řádu 100 tis. km s relativní přesností 10-10, dále stálost gravitační konstanty v čase s přesností <10-12/r; rovněž tak platnost silného principu ekvivalence v obecné teorii relativity s přesností 5.10-4 a velikost geodetické precese s přesností 6.10-3. První laserová měření vzdálenosti Měsíce se uskutečnila pomocí 3m zrcadla Lickovy observatoře již počátkem srpna 1969 a pak zejména 2,7m reflektorem na McDonaldově observatoři v Texasu. Impulsy o trvání 4 ns se vysílaly pomocí rubidiového laseru s frekvencí 0,3 Hz a s energií 3 J v pulsu. Při půlhodinové seanci se do dalekohledů vracelo odrazem od Měsíce průměrně jen 20 fotonů. V polovině 80. let minulého století však přišly lasery Nd:YAG, čímž se počet navrácených fotonů v seanci zdvojnásobil.
V současné době se používá infračervených laserů o vlnové délce 1,1 μm s impulsy o trvání jen 90 ps a frekvenci 20 Hz. Měření probíhají jednak na zmíněné observatoři Apache Point a jednak u 1,5m reflektoru Observatoře Azurového pobřeží ve Francii. Výtěžnost se neuvěřitelně zlepšila; někdy se z jediného impulsu vrátí plných 10 fotonů, takže během 10min seance přichází do dalekohledu až téměř 9 tis. fotonů odražených od Měsíce. Má-li se využít výkonu těchto laserů, je potřebí mimořádně přesně měřit časové intervaly návratu ozvěny s přesností 7 ps a pečlivě vylučovat změny polohy zrcadel vinou precese a slapů jak na Zemi, tak na Měsíci, dále počítat s proměnným zpožděním signálů v atmosféře Země kvůli změnám atmosférického tlaku atd.
R. Korotev získal za 6. tis. dolarů od překupníka 6g meteorit Dhofar 961, jenž dopadl do pouště v Omanu před desítkami tisíc let. Jeho geochemická analýza přinesla pozoruhodné zjištění, že meteorit byl vymrštěn z hluboké jámy na odvrácené straně Měsíce, což je jednak největší (průměr přes 2,6 tis. km; hloubka 1 – 2 km) i nejstarší impaktní pánev na Měsíci (Jižní pól-Aitken) a jednak druhá největší známá impaktní pánev ve Sluneční soustavě po Severní pánvi na Marsu.
Podle A. Saala aj. četné obří impakty ohřály Měsíc natolik, že Měsíc přišel o vodu, kterou předtím získal akrecí stejným způsobem jako Země. Svědčí o tom stará vulkanická skla na Měsíci, která obsahují krystalickou vodu. Na Zemi byla totiž voda hojná již v době 230 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, tj. nejpozději 170 mil. let po vzniku Měsíce. Je však pravděpodobné, že Měsíci zbyla nějaká voda zakletá v permafrostu pod jeho povrchem.
J. Haruyma aj. využili oběžné sondy SELENE (jap. Kaguya) ke změření albeda a teploty trvale zastíněného dna kráteru Shackleton na jižním pólu Měsíce, v němž předchozí sonda Clementine pomocí radaru našla údajně souvislý plát ledu o tloušťce až 10 m. Výsledek nových měření nic takového nepotvrdil v souladu s nezávislými údaji pozemních radarů.
A. Crotts se zabýval přechodnými jevy na Měsíci (angl. TLF), která jsou hlášena už velmi dlouho, ale obvykle jen jedním pozorovatelem, takže jejich realita je sporná. Statisticky však lze říci, že alespoň část TLF je reálných, protože jejich polohy korelují s místy úniku radonu-222 a polonia-210 na rozhraní moří a pohoří, popřípadě s polohou čerstvých impaktních kráterů, jako jsou Aristarchus, Flamsteed a Lichtenberg. Teoreticky jsou výrony plynů z trhlin docela dobře myslitelné, protože kůra Měsíce začala praskat již před 3 mld. let a a další trhliny vznikaly i později, naposledy před necelou miliardou let.
Kuriozní video natočila kamera kosmické sondy Deep Impact 28.-29. května 2008, kdy se nalézala 50 mil. km od Země směřujíc v rámci projektu EPOXI ke kometě Hartley 2. Na videu se totiž zobrazuje poměrně malý Měsíc, jak přechází přes terminátor na osvětlenou stranu úhlově mnohem větší Země.
R. Phillips aj. zkoumali usazené vrstvy v severní polární oblasti Marsu. Vrstvy jsou dobře patrné na schodovitých terasách ledu a hornin o typické výšce "schodu" 1,6 m, které se tam usazovaly v periodách dlouhých řádově 1 mil. let. Schody pak jeví podle K. Lewise aj. ještě delší cyklickou periodu s výškou superschodů 10 m. Změny klimatu s tím související jsou patrně vyvolány výraznými změnami sklonu rotační osy Marsu k oběžné rovině planety, jejichž amplitudy dosahují až 45°. V té chvíli si člověk uvědomí blahodárný vliv našeho Měsíce, který stabilizuje sklon zemské rotační osy s rozkmitem pouhého 1°. Radar na oběžné sondě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) poukazuje na to, že Mars je nejspíš geodynamicky mrtvé těleso, přestože má ve svém nitru radioaktivní horniny uvolňující teplo.
Podle všeho se zdá, že na Marsu nikdy nefungovala desková tektonika, kterou známe jako hybnou sílu utváření kontinentů a mořských pánví na Zemi. Severní pánev zabírající 42 % povrchu planety je asi o 4 km níže než střední výška zbytku Marsu; fakticky jde o oválný obří impaktní kráter o rozměrech 10,6 x 8,5 tis. km, tj. největší známý kráter ve Sluneční soustavě se souřadnicemi středu 67° s.š a 208° v.d. V něm se nachází největší a nejdéle činný komplex vulkánů ve Sluneční soustavě Tharsis, neboť jeho stáří dosahuje 3,8 mld. roků. Také jižní pánev Hellas je fakticky impaktní kráter s delší osou 2,3 tis. km.
Zmíněná topografická nesouměrnost Marsu byla v r. 2008 předmětem mnoha studií (J. Andrews-Hanna aj.; M. Marinova aj.; F. Nimmo aj.; W. Kiefer aj.; D. Wilhelms a S. Squyres), které se v podstatě shodují na tom, že příčinou severní prolákliny byl mimořádně mohutný dopad obřího kosmického projektilu o průměru přes 2 tis. km (!) rychlostí 8 km/s pod úhlem 45° k povrchu. Tím se uvolnila obrovská kinetická energie řádu 5.1029 J (téhož řádu je rotační energie Země), která vynesla obrovské množství hornin z Marsovy kůry na balistické dráhy, takže tato rozdrobená masa se po čase vrátila k Marsu a spadla shodou okolností na jižní polokouli. Severní polokoule je skutečně geologicky mladší, zatímco jen jižní polokoule planety je podle měření z oběžné sondy MGS zmagnetizovaná, jak ukázali S. Stanleyová aj. Jižní polokoule je tedy na rozdíl od severní chráněna před účinky elektricky nabitých částeček slunečního větru, což má vliv i na stav atmosféry nad ní. Je zajímavé, že čas obřího impaktu na Marsu řádově souhlasí s časem nárazu Praměsíce na Zemi, takže se zdá, že v té době probíhalo opravdu těžké bombardování na všech tehdy existujících kamenných planetách Sluneční soustavy. V tom případě je pravděpodobné, že Marsovy družice Phobos a Deimos mohou být pozůstatky zmíněného obřího impaktu.
J. Chappelow a R. Herick objevili na plošině severně od příkopu Acheron Fossae dva stejně staré impaktní krátery o rozměrech 2 x 3 km a 7,5 x 10 km ve vzájemné vzdálenosti jen 12,5 km od sebe, jež vznikly patrně zánikem malé přirozené družice Marsu v době, kdy Marsova atmosféra byla hustší než dnes a družice se při průletu atmosférou rozpadla na dva velké úlomky.
E. Kraalová aj. zkoumali vznik deltovitých řečišť na Marsu pomocí laboratorních měření v tzv. Eurotanku, kde se pouští voda do písečných náspů. Ukázali, že k vyhloubení terasovitých delt na Marsu bylo potřebí krátkodobě tolik proudící vody, kolik protéká ústím řeky Mississippi. Nejpravděpodobněji šlo o přívalové řeky, které vznikly rozpuštěním podpovrchového ledu při vulkanickém výbuchu. K vyrytí delty pak stačil proud vody po dobu řádu 10 roků. S tím souhlasí N. Hovius aj., kteří tvrdí, že před pouhými 20 tis. lety došlo v oblasti severní polární čepičky k vulkanické aktivitě, která vytvořila na povrchu vodní jezero o hloubce 200 m a šířce až 35 km. Vycházejí z pozemské analogie, kde se např. v Britské Kolumbii nebo na Islandu stýkají horké vulkanické plyny s ledovci. Zmíněný časový údaj je však nepřesný; příslušná epizoda vulkanismu se mohla odehrát i dříve, dokonce snad již před 10 mil. let. K. Harrison a M. Chapmanová našli důkazy o velkém mnohem starším jezeru v centrální oblasti obřího kaňonu Valles Marineris, které bylo naplněno vodou do hloubky 840 m na konci Hesperiánské éry před 1,8 mld. let. Z chaotického terénu dvou údolí Coprates a Melas Chasma tam vybíhá vyschlý kaňon. Kolísání hladiny jezera je patrné na terasách o stejné výšce na jeho úbočích ve vzdálenostech až 1,5 tis. km od sebe.
Naproti tomu J. Pelletier a A. McEwen přišli s nápadem, že známé strouhy na svazích hor a kráterů na Marsu nebyly způsobeny tekutou vodou, ale zrníčky písku nebo prachu, který se sesypával po úbočích. Tím chtějí obejít problém, že na povrchu Marsu dnes není žádná tekutá voda a možná ani v minulosti nebyla. Odborníci se totiž nemohou dohodnout ani na tom, jak to bylo s vodou na povrchu Marsu v jeho dávné minulosti. I. Spitaleová aj. ostatně zaznamenali na snímcích oběžné sondy MRO prachovou lavinu na okraji severní polární čepičky, která spadla 19. února 2008 na strmém (úhel 60°) úbočí 700 m vysokého útesu pokrytého ledem a sněhem. Úkaz poněkud připomíná známé telení ledovců v Antarktidě a souvisí zřejmě s příchodem jara na severní polokouli planety.
Dosud nejsilnější argument pro dávnou existenci tekuté vody na povrchu Marsu podali J. Mustard aj., když objevili pomocí optického a infračerveného spektrometru CRISM na oběžné sondě MRO důkazy výskytu fylosilikátových minerálů na povrchu planety. Ty totiž mohou vznikat jedině za přítomnosti tekuté vody a jejich stáří odpovídá Noachiánské éře, tj. první miliardě let po vzniku Marsu. Nicméně po většinu existence bylo na povrchu Marsu větší sucho, než je v poušti Atacama na Zemi. Epizody tekoucí vody netrvaly nikdy déle než pouhé stovky roků.
Dalším husarským kouskem sondy MRO byl úchvatný záběr sondy Phoenix, jež se 25. května 2008 snášela na padáku na do Zeleného údolí před kráterem Heimdall - na snímku je dobře vidět sonda i padák a dokonce i padákové šňůry! Snímek byl pořízen při vzájemné rychlosti obou sond 3,4 km/s ve chvíli, kdy byla sonda Phoenix ve výšce 10 km nad povrchem planety a 20 km před zmíněným kráterem. Během přistávacího manévru bylo zapotřebí Phoenix zbrzdit z příletové rychlosti 5,6 km/s na přistávací rychlost 2,4 m/s, což se vzorně podařilo a sonda se usadila na planině Vastitas Borealis asi 24 km od plánovaného místa přistání. Při dalším obletu sondy MRO se pak Phoenix v místě přistání na okraji severní polární čepičky (68° s.š.) opět bezpečně zobrazil, dokonce i s roztaženými slunečními panely.
Panoramatická kamera Phoenixu zobrazila ledové polygony v okolí přistání, které vznikají nejspíš smršťováním ledu při klesající teplotě okolí. Teplota povrchu se v tom místě postupně snižovala z -30° na -80°C. Typický průměr polygonů přitom klesal ze 4,6 m až na pouhou 1,4 m. Hlavním cílem sondy Phoenix bylo laboratorní studium podpovrchových vzorků půdy, nabíraných lopatkou na 2,5m robotickém rameni. Pokus narazil na problém značné lepivosti marsovského mokrého písku, takže až po dlouhém úsilí se podařilo nasypat vzorek půdy do pícky, kde se ohřál a přitom se z něj skutečně začala odpařovat voda.
Phoenix však dokázal rozpoznat ve svém okolí minerály, které za přítomnosti tekuté vody vznikaly geologicky nedávno, tj. před 104 – 106 lety. Phoenix též zjistil, že půda v okolí místa přistání je zásaditá. Očekávalo se, že modul bude fungovat po dobu tří měsíců, ale nakonec vydržel pracovat pět měsíců navzdory prachové bouři a mračnům, která zastínila Slunce, což snížilo produkci elektřiny ze slunečních panelů. Phoenix zmlkl 2. listopadu 2008, když okolní teplota klesla s nastávajícím příchodem zimy pod -100°C.
Neúnavná vozítka (rovery) na Marsu fungovala v r. 2008 už více než 4,5 roku, s čímž rozhodně autoři projektu nemohli původně počítat. Ačkoliv rovery vykazují zřetelné známky opotřebení, stále přinášejí velmi kvalitní údaje takříkajíc "in situ". Vozítko Opportunity vyjelo koncem srpna 2008 z impaktního kráteru o hloubce 70 m a průměru 800 m. Oba rovery a také přistávací modul Phoenix přinesly zajímavý důkaz o mimořádné salinitě tekuté vody na Marsu, která byla až o dva řády slanější než oceány na Zemi. Oběžná sonda MRO přinesla důkazy o stojaté vodě v impaktním kráteru Jezero, do něhož ústí vyschlá říční delta. Proto se právě o tomto kráteru uvažuje jako o vhodném místě pro budoucí pilotovaný let na Mars, jenž se však uskuteční zřejmě mnohem později, než optimisté čekali. Radar na sondě MRO prokázal, že kromě notoricky známého výskytu vodního ledu v polárních čepičkách se v nižších šířkách nachází led smíšený s prachem Marsova regolitu, ale že nikde nejsou stopy po tekuté vodě ve shodě s tím, jaké fyzikální podmínky na povrchu planety panují.
Oběžná sonda Mars Global Surveyor (MGS) snímkovala po dobu dvou a půl let (2004-2006) proslulé vzdušné prachové víry, zvané "tančící derviši". Zaznamenala jich celkem 55 tisíc střídavě na severní a jižní polokouli planety ponejvíce v blízkosti 60° areografické šířky, čili jde evidentně o sezónní letní úkaz při nestejném ohřevu různých částí povrchu Marsu. Průměrná výška vírového "kornoutu" dosahuje 660 m a jeho průměr 230 m a pohybují se nad terénem rychlostmi 1 – 59 m/s. Z měření kamery HRSC na sondě Mars Express (ESA) podle C. Stanzelové aj. vyplývá, že derviši dodávají do atmosféry planety až polovinu vznášejícího se prachu; druhá polovina pochází z lokálních či dokonce globálních prachových bouří v období kolem přísluní dráhy planety.
M. Mumma aj. a V. Krasnopolsky aj. objevili občasné výrony methanu v příkopu Nili Fossae, ale i dalších místech na Marsu pomocí infračervených spektrometrů na teleskopech Keck, CFHT a Gemini-S a také z měření oběžných sond MRO a Mars Express. To je velké překvapení, které zřejmě ovlivní další strategii hledání případných stop života pod povrchem planety.
Koncem listopadu 2007 objevil přehlídkový systém CSS na Mt. Lemmon v Arizoně planetku 2007 WD5, která proletěla kolem Země ve vzdálenosti 75 tis. km jako objekt 20 mag a jež se podle prvního výpočtu dráhy mohla následně střetnout 30. ledna 2008 s Marsem. Její průměr byl asi 50 m a náraz na Mars by se odehrál rychlostí 13 km/s, takže impaktní kráter by dosáhl průměru bezmála 1 km a uvolněná energie ekvivalentu 3 Mt TNT (podobně jako Tunguský meteorit). Pravděpodobnost srážky však dosahovala zpočátku jen 4 % a nakonec se planetka do Marsu netrefila k lítosti všech modelářů impaktů na nebeská tělesa.
L. Jin aj. počítali model rozložení prostorové hustoty sluneční pramlhoviny v závislosti na vzdálenosti od Slunce a ukázali, že právě ve vzdálenosti Marsu její hustota dosahovala minima, čímž vysvětlují překvapivě nízkou hmotnost této terestrické planety.
V květnu 2008 ohlásilo několik astronomů-amatérů objev třetí červené skvrny v atmosféře Jupiteru (velká červená skvrna existuje přinejmenším 3,5 století; skvrna "junior" vznikla v březnu 2000 a nejnověji objevená skvrna dostala přezdívku "baby"). Morfologii i vývoj skvrny pak podrobně sledovaly velké dalekohledy Keck a HST.
M. Bland aj. připomněli, že oběžná sonda Galileo objevila magnetické pole družice Ganymed s indukcí 750 nT. To znamená, že Ganymed musel mít aspoň zpočátku žhavé kovové jádro, které vytvářelo dynamový efekt. Plášť Ganymeda pak chránil jádro před brzkým vychladnutím. R. Tyler zjistil, že ohřev vnějších Galileových družic Jupiteru a rovněž družice Titan u Saturnu nepochází jen z radioaktivity jejich hornin a z výstředností jejich oběžných drah kolem obří planety, ale především ze šikmého sklonu rotačních os k oběžným rovinám, což vyvolává silné slapové tření pod jejich povrchem. Pro Europu tak vychází nejvyšší tepelný tok 7 EJ. N. Thomas se zabýval vhodnou strategií letové dráhy budoucí kosmické sondy k družici Io, kde kromě extrémně intenzivního vulkanismu sondu ohrožuje také silná radiace. Mimo to zmíněné sondě Galileo nefungovala hlavní telekomunikační anténa, takže data z okolí družice Io jsou poměrně kusá. Podle Thomasových výpočtů lze pro budoucí sondy využít výkonnějších radioizotopových zdrojů elektřiny, než je plutoniový generátor, a vhodnou volbou průletových drah snížit radiační dávku pro palubní přístroje. Je však otázka, zda tak náročnou misi někdo uskuteční, protože přednost nejspíš dostane umělá oběžnice Europy.
D. Hamilton aj. ukázali, že vzhled jemného prachového prstenu Jupiteru se mění, když se dostane do stínu planety. Ve stínu se totiž zmenšuje velikost elektrického náboje na jemných částečkách "pavučinového" prstence. Nic takového se však nepozoruje u prstenců Saturnu, které jsou tvořeny příliš velkými zrnky pokrytými ledem.
Díky neúnavné činnosti oběžné sondy Cassini se neobyčejně prohlubují zejména údaje o přirozených družicích Saturnu, především o Titanu, který láká pozornost odborníků zejména jistou podobností se Zemí. Titan má, jak známo, o polovinu vyšší tlak atmosféry na svém povrchu, než je tlak vzduchu na Zemi, a probíhá tam při střední teplotě -179°C hydrologický cyklus methanu obdobný hydrologickému cyklu vody na Zemi. Titan je při průměru 5 150 km dokonce větší než planeta Merkur a jen o čtvrtinu menší než Mars. Pokud se k poloměru Titanu připočte rozměr jeho husté atmosféry, jde dokonce o největší přirozenou družici celé Sluneční soustavy.
Z měření rotační periody Titanu radarem na Cassini při průletech kolem Titanu v říjnu 2004 a v lednu 2005 vyplývá podle R. Lorenze aj., že perioda se mírně odchyluje od doby oběhu, což se dá vysvětlit sezónní výměnou momentu hybnosti mezi hustou atmosférou a vlastním tělesem Titanu. Atmosféra totiž rotuje rychleji než povrch (tzv. superrotace) a kůra Titanu je od nitra oddělena podpovrchovým tekutým vodním oceánem. Navíc je rotační osa Titanu skloněna o plných 27° vůči oběžné rovině a její poloha se ročně mění téměř o 0,5°. Autoři vypočítali, že následkem všech těchto efektů se bude rotace Titanu zrychlovat až do r. 2009, načež se opět začne zpomalovat, což se bude cyklicky opakovat.
Další radarová měření Titanu proběhla během přiblížení sondy 7. září a 28. října 2005 a jejich výsledky zpracovali J. Lunine aj. Radar pracoval na vlnové délce 22 mm (14 GHz), takže docílil na povrchu Titanu rozlišení až 300 m v pásech dlouhých až 5 km. Ukázalo se, že tvářnost terénu se i v těchto malých úsecích pronikavě mění, čili morfologie povrchu je velmi pestrá. Na souši jsou patrné písečné duny, na dnech jezer a řek se nachází ledová kůra a v řekách teče methan a ethan. Vlastní kůra Titanu je tlustá asi 100 km a pod ní se nachází již zmíněný oceán vody smíšené se čpavkem. Podle R. Browna aj. není Titan pokryt souvislým oceánem, jak mnoho odborníků před érou sondy Cassini předpokládalo, ale má poblíž severního pólu velké jezero Ontario o ploše asi 20 tis. čtv. kilometrů a hloubce minimálně 10 m naplněné tekutým ethanem v roztoku s methanem, příměsemi dalších uhlovodíků a tekutým dusíkem. Podobně jako u Marsu se tam vyskytují přívalové řeky následkem prudkých methanových dešťů z husté atmosféry bohaté na dusík. Podle F. Raulina se plynný methan uvolňuje z nitra družice následkem vulkanismu a stoupá do Titanovy atmosféry, kde se částečně mění na ethan. Oba plyny však kondenzují na kapičky a vytvářejí tak kouřmo i mračna. Dešťové srážky pak dokončují koloběh methanu v řekách a jezerech, odkud se pak methan opět vrací do atmosféry, tak jako je tomu u vodních jezer a oceánů na Zemi.
C. Bertucci aj. využili vzácné shody okolností, kdy se Titan v polovině června 2007 dostal na téměř 10 h z magnetosféry Saturnu a byl tak vystaven přímému působení rázové vlny slunečního větru. Titan sám totiž magnetické pole nemá; je obklopen pouze indukovaným polem Saturnovy magnetosféry. Měření ze sondy Cassini ukázala, že Titan svou magnetickou ochranu ztrácel při výstupu postupně během celých 3 hodin, takže jeho indukovaná magnetosféra projevila značnou setrvačnost.
Mezinárodní časopis Planetary and Space Science přinesl ve svém ročníku 56 (2008), č. 5, část 2 sérii prací o vědeckých výsledcích sestupného modulu Huygens, který se snesl na padáku na povrch Titanu počátkem r. 2005 a dokonce byl schopen vysílat vědecké údaje ještě po přistání do bláta na povrchu družice.
Navzdory jasné prioritě Titanu se o mediální popularitu přihlásila v r. 2008 další družice Saturnu, totiž Enceladus. Stalo se tak díky dvěma těsným (52 a 50 km) průletům sondy Cassini nad touto nevelkou družicí o průměru jen 500 km ve dnech 12. března a 11. srpna 2008, kdy sonda doslova nahlédla do nitra trhlin (tygřích pruhů), z nichž vycházejí gejzíry vodní páry, čpavku, analogie fridexu a ledová zrnka. Zrnka vylétají pomaleji, protože se v trhlinách zpomalují nárazy o jejich nepravidelné stěny. V gejzírech byly rozpoznány i komplexní organické molekuly (ethan, acetylen, propan aj.) a v trhlinách byla naměřena teplota o více než 100°C vyšší, než má okolní povrch družice (<-200°C). Tepelný výkon z oblasti kolem jižního pólu dosahuje až 6 GW; tj. jako velká atomová elektrárna. To prakticky znamená, že na dně trhlin se nachází tekutá voda a možná i spojitý podpovrchový vodní oceán! Podle J. Meyerové a J. Wisdoma však není hlavním zdrojem tepla pro pozorovanou kryovulkanickou aktivitu Encelada proměnné slapové ohřívání, jako je tomu u Jupiterovy družice Io. Slapovým ohřevem lze vysvětlit nanejvýš pětinu pozorovaného tepelného výkonu. Zbytek je naprostá záhada.
Tyto vpravdě senzační údaje byly dále upřesněny při zmíněném druhém těsném průletu, kdy sonda Cassini snímkovala trhlinu Damascus Sulcus hlubokou 300 m s lineárním rozlišením 24 m. Kolem ústí trhliny jsou na povrchu Encelada vidět usazeniny jako u pozemských vřídel a rozházené ledové balvany o průměru desítek metrů. Následovaly další dva těsné (25 km a 197 km) průlety 9. a 31. října 2008, při nichž dosáhlo lineární rozlišení 4 m a kdy se podařilo dále upřesnit chemické složení gejzírů, v nichž byly mj. objeveny sloučeniny sodíku včetně soli. V ultrafialovém absorpčním spektru jednoho gejzíru objevili C. Hansen aj. pásy tekuté vody, která tryská z trhlin hypersonickou rychlostí! Z Enceladu tak za sekundu uniká kolem 150 kg vody, která se stává dodavatelem kyslíku pro Saturnův prsten E.
Sonda Cassini také dokázala zobrazit malé Saturnovy družice Pan a Atlas, které obíhají nejblíže k planetě dokonce pod úrovní Rocheovy meze. Pan je velmi zploštělý útvar o hlavních osách 33 x 21 km a Atlas ještě placatější o rozměrech 39 x 18 km. Na rovníku obou družic vystupují výrazné horské hřbety o výšce až 5 km. Pan je odpovědný za Enckeovo dělení v Saturnově prstenu A.
Dalším velkým překvapením se stal objev prachových prstýnků kolem druhé největší Saturnovy družice Rhea (průměr 1,5 tis. km), který je výsledkem těsného (500 km) průletu sondy Cassini dne 26. 11. 2005. Jak ukázali G. Jones aj., činí poloměry prstýnků 800, 1 100 a 1 200 km. Rhea je tedy vůbec první družicí naší Sluneční soustavy, která se honosí prstenci.
Zajímavé výsledky poskytly též videosekvence snímků (prosinec 2006 - květen 2007) Saturnova prstenu F, jehož pastýři jsou družice Prometheus a Pandora. Jak ukázali C. Murray aj., má prsten hustší jádro široké asi 1 km a řidší obal o průměru 50 km. Na snímcích jsou vidět jednotlivé balvany s průměry od 27 m ve vzdálenostech do 10 km od jádra prstenu. Mezi nimi dochází vinou poruch od Promethea každodenně ke srážkám a drcení i slepování zrnek, kaménků i velkých balvanů. Jde o dynamický proces s neobyčejně pestrými konfiguracemi typu vějířů, výtrysků, chomáčků a kanálků pozorovatelný již na časové stupnici řádu hodin, ale i v delších intervalech až do řádu let. Proces se zřejmě podobá tomu, jak z diskových prstenců kolem raného Slunce vznikala tělesa Sluneční soustavy.
Sonda Cassini dále našla nový prsten R/06 S 5 o poloose 194 tis. km, jehož pastýřskou družicí je Methone (S XXXII), a nový prstenový oblouk R/07 S 1 o úhlové délce 20° a poloose 198 tis. km, jenž souvisí s družice Anthe (S XLIX). Oblouk je navíc důsledkem rezonance s oběžnou dobou družice Mimas (S I). Další oblouky se podařilo nalézt jednak v Saturnově prstenu G a jednak v okolí družic Pan, Janus, Epimetheus a Pallene.
T. Stallard aj. objevili druhý ovál polární záře na Saturnu pomocí snímků z HST a IRTF. Tím se Saturn konfigurací oválů polárních září vyrovnal Jupiteru. Podobně sonda Cassini nalezla v první polovině r. 2008 v atmosféře Saturnu rozsáhlou elektrickou bouři zabírající plochu o rozměru řádově tisíce kilometrů. Z nočních infračervených měření sondy vyplývá, že polární záře na Saturnu se vyskytují jak v okolí magnetických pólů, tak dokonce i na rovníku.
Když jsme se takto v kostce seznámili s pozoruhodnými výsledky projektu Cassini/Huygens, jež byly uveřejněny během jediného roku, jistě můžeme s povděkem kvitovat rozhodnutí NASA prodloužit činnost sondy Cassini po 1. červenci 2008, kdy skončila primární část mise.
M. Parisi aj. upozornili, že existence 9 družic Uranu s nepravidelnou drahou je téměř určitě v rozporu s obecně přijímanou domněnkou, že ležatá rotační osa planety je důsledkem obří srážky Uranu s velkou planetkou v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Zejména družice Prospero by nemohla takovou srážku přežít, takže buď se utvořila až po srážce, anebo je domněnka o srážce chybná. V tom případě se ovšem znovu nastoluje otázka, proč má rotační osa Uranu sklon 98°, takže smysl rotace planety je vůči smyslu oběhu planety kolem Slunce retrográdní. Šikmé, ba i retrográdní sklony rotačních os planet a trpasličích planet nejsou ovšem nijak neobvyklé. Pluto má sklon 120°, Venuše 177°, Neptun 28°, Saturn 27°, Mars 25°, Země 23° a Pallas 60°. "Vzorné" sklony rotačních os má vlastně jen Merkur (0°), Jupiter (3°) a Ceres (4°).
V. Meadowsová aj. objevili pomocí SST v středním (10 – 20 μm) infračerveném spektru Neptunu uhlovodíky methylacetylén (CH3C2H) a diacetylén (C4H2). D. Vokrouhlický aj. propočítali nový scénář vzniku největší Neptunovy družice Triton. Triton se svým průvodcem obíhal původně kolem Slunce po vlastní dráze, ale byl Neptunem gravitačně zachycen nejpozději 5 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, kdy ještě v ní hrála nezanedbatelnou brzdící roli plynná složka meziplanetární látky. Plyn tak brzdil rychlost zachycení Tritonu, což mělo za následek odhození jeho průvodce na novou samostatnou dráhu ve Sluneční soustavě a naopak gravitační záchyt Tritonu.
B. Schaefer aj. odvodili z archivních snímků Pluta z let 1933-34, kdy byl Pluto od Slunce vzdálen přibližně 40 AU, fotografickou světelnou křivku této trpasličí planety (Pluto měl tehdy střední B = 15,7 mag). Nalezli v modulaci jasnosti Pluta periodu 6,4 d s amplitudou 0,11 mag. Současně ukázali, že albedo Pluta se do r. 1954 postupně zmenšilo o plných 5 %, což přičítají rostoucí sublimaci ledu na přivrácené (jižní) polokouli Pluta v době jeho přibližování ke Slunci. E. Young aj. využili zákrytu hvězdy 15 mag Plutem 12. června 2006 k novému změření vertikální struktury jeho atmosféry na observatořích v Austrálii a na Novém Zélandu a porovnali tyto údaje s předešlými zákrytovými měřeními z let 1988 a 2002. Přestože od r. 1988 kleslo ozáření Pluta Sluncem o 9 %, má vnější atmosféra stále tutéž teplotu 100 K, což autoři přičítají termostatickému efektu methanu. Také námraza dusíku na povrchu Pluta se oteplila v průměru o 1,5 K. Geometrický poloměr Pluta se podařilo v porovnání s dřívějšími údaji zpřesnit na hodnotu (1216 ±9) km.
D. Tholen aj. odvodili hmotnosti všech těles soustavy trpasličí planety Pluto. Vezmeme-li hmotnost Pluta za jednotku (tj. 1,3.1022 kg, neboli 0,2 % Mz), pak má Charon 12 %, Nix 0,004 5 % a Hydra 0,002 4% jeho hmotnosti. Odtud vyplynula mj. střední hustota družice Charon rovna 1,6–násobku hustoty vody a dále průměry miniaturních družic Nix (88 km) a Hydra (72 km). Střední oběžné periody Hydry, Nixe a Charonu jsou v poměrech 6,1 : 4,0 : 1,0.
G. Schilling při té příležitosti shrnul, jak se vyvíjely odhady hmotnosti Pluta od doby, kdy byly zjištěny odchylky dráhy Neptunu počátkem XX. stol. Z nich totiž vyplývalo, že chybějící planeta by měla mít hmotnost kolem 10 Mz, ale po objevu C. Tombaughem v r. 1930 se z pozorované jasnosti Pluta odhadovala jeho hmotnost jen na 1 Mz. Tak to dlouho zůstávalo navzdory skutečnosti, že v tom případě by byl Pluto patrně daleko nejhustší planetou Sluneční soustavy. Teprve objev Charonu J. W. Christym v červenci 1978 zjednal jasno, když se ukázalo, že Pluto má hmotnost necelé pětiny hmotnosti našeho Měsíce a jde tedy o relativně řídké těleso se střední hustotou jen dvojnásobku hustoty vody. Nepatrná hmotnost Pluta byla jedním z důvodů, proč byla v r. 2006 zřízena nová kategorie trpasličích planet Sluneční soustavy s Plutem jako prototypem. Jak vyplývá z poznámky J. K. Beattyho, někteří američtí astronomové se stále nemohou smířit s vyřazením Pluta z kategorie planet Sluneční soustavy a uvádějí roztodivné argumenty, aby bylo toto rozhodnutí IAU z kongresu v Praze v r. 2006 revidováno.
R. Duffard aj. se mezitím věnovali proměřování světelné křivky největší trpasličí planety Sluneční soustavy (136199) Eris. K fotometrii využívali několika dalekohledů o průměru zrcadel až 2,5 m. Zjistili, že Eris vykazuje krátkodobě jen nepatrné variace jasnosti s amplitudou kolem 0,01 mag, což znamená, že jde o těleso přibližně kulového tvaru, jak ostatně definice trpasličí planety vyžaduje. Eris má po Enceladu nejvyšší známé albedo (86 %) mezi všemi kamennými tělesy Sluneční soustavy, takže je zřejmě z větší části pokryta ledem methanu, čemuž se při její dráze s délkou velké poloosy 68 AU ostatně nelze ani divit (albedo Pluta dosahuje 60 %). Výstřednost její dráhy e = 0,44 je podstatně větší než u Pluta (e = 0,25), což platí také pro sklon dráhy i = 44° proti Plutovým 17°. Na svou současnou dráhu se Eris zřejmě dostala po těsném přiblížení k Neptunu. Její průměr činí 2 660 km, takže střední hustota Eris 2,3násobek hustoty vody je dokonce vyšší než u Pluta (2,0násobek) podobně jako její hmotnost 1,7.1022 kg převyšuje hmotnost Pluta alespoň o čtvrtinu. H. Roe aj. využili optického teleskopu UVOT na družici Swift k proměření periodické světelné křivky Eris vykazující periodu 1,1 d, což je zřejmě rotační perioda trpasličí planety.
Výkonné dalekohledy HST a Keck byly využity při pozorování zákrytů družice Namake (S/2005 Haumea 2) trpasličí planetou (136108) Haumea (2003 EL61; V = 17 mag) v létě 2008. Jasnost Haumey podle P. Lacerdy aj. standardně kolísá o 0,3 mag v periodě 3,9 h, což je překvapivě krátká perioda rotace výrazně zploštělé trpasličí planety o středním průměru 1,15 – 1,44 tis. km. Zákryty družice Namake trvaly až 6 h při oběžné době 18,4 d. Jelikož dráha vnitřní družice Namake je gravitačně rušena pohybem vnější družice Hi'iaka (S/2005 Haumea 1), budou se příznivé podmínky pro zákryty opakovat ještě i v příštích letech, protože celá soustava Haumea je k nám v těchto letech natočena bokem. Lze očekávat, že soustavná pozorování tak vzácných úkazů přispějí ke zpřesnění údajů o rozměrech a hustotě obou těles, podobně jako tomu bylo při sérii zákrytů Charonu Plutem v druhé polovině 80. let XX. stol. Hmotnost celé soustavy Haumea dosahuje 4.1021 kg, tj. asi třetinu hmotnosti soustavy Pluto-Charon.
V červenci 2008 byl do zatím skrovného seznamu trpasličích planet Sluneční soustavy přidán další známý objekt z pásma TNO (136472) Makemake (2005 FY9). (Zmíněné trpasličí planety z pásma TNO se nyní souhrnně nazývají plutoidy.) Jelikož Makemake nemá žádnou objevenou družici, je určení jeho hmotnosti a hustoty zatím nemožné. Víme jen, že průměr Makemake dosahuje 1,5 tis. km. Koncem r. 2008 měla tedy Sluneční soustava 5 trpasličích planet (Ceres a 4 plutoidy).
A. Becker aj. objevili 14 nových TNO v deklinačním pásmu -5° – 21° v přehlídce s mezní hvězdnou velikostí R = 23,7 mag. Z tohoto vzorku vyplývá, že dokonce někteří Kentauři (s drahami mezi Uranem a Neptunem) mohou mít dlouhodobě stabilní dráhy, ale že velmi bohatě je osídlen vnější rozptýlený disk TNO. Jeho rozsah je ve všech parametrech obrovský, protože zabírá vzdálenosti 26 – 319 AU od Slunce, sklony drah TNO 6° – 27° a výstřednosti e až do 0,85. Autoři odhadli, že v rozptýleném disku se nachází řádově 10 mil. TNO s průměry >100 km.
H. Schlichting a R. Sari se zabývali otázkou, jak vůbec mohly vzniknout pozorované volné páry TNO se srovnatelnými hmotnostmi složek. Odpověď není dosud jednoznačná, protože ani volné zachycení dvou těles ani interakce tří těles nejsou v tomto směru příliš produktivní. Je totiž zapotřebí najít vhodný brzdící mechanismus, aby se těsná přiblížení těles odehrávala dostatečně pomalu a mohla tak vést k trvalému zachycení.
Přitom objevů binárních TNO utěšeně přibývá. V únoru a březnu 2008 byly pomocí WFPC HST rozlišeny páry 2006 SF369 s úhlovou roztečí 0,11″ stejně jasných složek, dále pak (119067) = 2001 KP76 s roztečí 0,30″; (160091) = 2001 OL67- s roztečí 0,26″; 2001 QQ322 s roztečí 0,13″ a 2005 PR21- s roztečí 0,12″. Další pár TNO 1998 WV24 byl pozorován HST- koncem srpna 2007, ale objev byl ohlášen až koncem října 2008. Šlo totiž o objekt s velmi nepatrnou separací 0,05″, kde je sekundární složka o 0,3 mag slabší než složka primární. V červenci 2008 byl pomocí obřích dalekohledů Subaru, Gemini-S- a Magellan nalezen průvodce TNO 2007 TY430 v rozteči 0,6″ (tj. v minimální vzdálenosti 13 tis. od hlavního tělesa) srovnatelné jasnosti a s oběžnou dobou přes 1 rok. Naprosto nevídaně volný pár TNO 2001 QW 322 popsali J. Petit aj. díky snímku VLT ESO ze září 2002, kdy se objekt nacházel ve vzdálenosti 43 AU od Slunce. Obě složky páru mají podobnou hmotnost kolem 1.1018 kg a průměry zhruba 100 km. Jsou od sebe vzdáleny minimálně 105 tis km a obíhají kolem sebe v periodě přes 25 roků po dráze s výstředností e <0,4. Rovina oběžné dráhy je skloněna k ekliptice pod úhlem téměř 60°.
Dátum poslednej zmeny: 10. februára 2010