Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. marca 2011
Kosmická sonda MESSENGER uskutečnila 6. října 2008 druhý průlet kolem Merkuru, přičemž získala téměř 1,2 tis. snímků v 11 spektrálních filtrech předtím nesledované části povrchu planety, určovala chemické složení povrchu i řídké atmosféry a vlastnosti její magnetosféry. Největší impaktní pánve na Merkuru se jmenují Caloris (průměr 1 550 km) a Rembrandt (průměr 715 km); obě pánve vznikly podle T. Watterse aj. před 3,9 mld. let na konci éry těžkého bombardování. Vzhled povrchu, zejména nápadné radiální praskliny v pánvích, ovlivňuji rovněž tektonické deformace způsobené vychládáním planety a jejím smršťováním.
B. Denevi aj. zjistili, že hladká část (asi 40 % povrchu) kůry Merkuru je vulkanického původu; tmavý (albedo 15 %) materiál se vyskytuje v impaktních kráterech a vyvrženinách z pánví. Zastoupení Fe a Ti na povrchu Merkuru se shoduje se zastoupením obou prvků na povrchu Měsíce. L. Kerberová aj. se domnívají, že Merkur vznikl z planetesimál, jež migrovaly zdálky do nitra Sluneční soustavy. Našli totiž stopy vody a oxidu uhličitého, které svědčí o možné přítomnosti sopek. V exosféře Merkuru byly objeveny atomy Mg, Ca a Na, které se tam dostávají vinou bombardování obnaženého povrchu planety slunečním větrem. Jejich zastoupení v magnetosféře se však mění více než o řád. Podle J. Slavina aj. se přenos energie slunečního větru do Merkurovy magnetosféry děje prostřednictvím rekonexe magnetických siločar. Magnetický dipól Merkuru je dobře definován, což znamená, že uvnitř planety funguje planetární dynamo.
B. Gladman a J. Coffey upozornili, že impakty kosmických projektilů na povrch Merkuru se odhrávají při rychlostech nárazu až 20× vyšších, než je úniková rychlost z planety. Následkem toho i materiál vymrštěný z povrchu Merkuru při impaktu mívá rychlost až šestkrát vyšší než je úniková (4,3 km/s), takže se poměrně často dostává na geocentrické dráhy a může nakonec spadnout i na Zemi. Měli bychom tedy při rýžování meteoritů semtam nalézt i meteority z Merkuru v množství zhruba třetinovém v porovnání s četností meteoritů z Měsíce či Marsu, jenže zatím neznáme izotopové složení hornin a minerálů na povrchu Merkuru, čili na jednoznačnou identifikaci si budeme muset ještě nějakou dobou počkat. Meteority, které dosáhnout právě jen únikové rychlosti, se zčásti zřítí na Slunce, ale větší úlomky se během následujících desítek let nakonec na povrch Merkuru vrátí.
Kdyby se byla měla sonda MESSENGER stát první umělou oběžnicí Merkuru přímým letem ze Země, musela by se po příletu k planetě ubrzdit o 7,1 km/s, takže v tomto směru je vytvoření umělé oběžnice Merkuru mnohem těžší než např. umístit oběžnici u Marsu. Právě proto byla zvolena strategie gravitačních praků, takže při usazení sondy na oběžnou dráhu v březnu 2011 bude stačit zbrzdění pouze o 0,9 km/s.
Evropská sonda Venus Express se stala oběžnicí Venuše již 11. dubna 2006, kdy se usadila na velmi protáhlé eliptické dráze, kterou pak dalšími manévry změnila do začátku května na kvazipolární dráhu s oběžnou periodou 24 h a pericentrem ve vzdálenosti 250 km od planety, zatímco apocentrum se nachází ve vzdálenosti plných 66 tis. km. Podle D. Titova aj. se daří sedmi přístrojům na palubě sondy globálně sledovat atmosféru Venuše, projevy plazmatu a dále magnetické pole. V r. 2008 byly již publikovány vědecké výsledky měření v řadě předních mezinárodních vědeckých časopisů. Sonda mj. potvrdila výskyt elektrických bouřek v atmosféře Venuše. Bouřky vznikají díky vírovým pohybům mračen obsahujících síru. Mračna se nacházejí ve výšce 70 km nad povrchem planety. Podle Y. Yaira aj. by se měly ve vysoké atmosféře Venuše vyskytovat také elektrické výboje typu "duchů" (sprites) a "skřítků" (elves), odhalených ve vysoké atmosféře Země.
Sonda též potvrdila pozorování amerického astronoma-amatéra F. Melilla z 19. července 2008, že na 50° již. šířky se objevila jasná skvrna, která má průměr 1 tis. km. Nejpravděpodobněji šlo o výbuch sopky a interakci sopečných zplodin se slunečním větrem. Pozorování dává zpětně větší váhu pozorování G. Cassiniho z r. 1690, který spatřil na Venuši skvrnu temnou. Z dalších měření sondy Venus Express vyplývá, že hustou atmosféru Venuše vytvořila právě sopečná činnost. Venuše má své kontinenty i vyschlé mořské pánve, takže kdysi měla patrně i vodní oceán a deskovou tektoniku.
S. Sheppard a C. Trujillo prohlédli pomocí 6,5m Baadeho teleskopu na Las Campanas vnější část Hillovy sféry Venuše do mezní magnitudy R = 20,4 s cílem najít tam případné přirozené družice (měsíce) Venuše. Přestože pozorovali řadu planetek v blízkosti Venuše, nenašli žádnou stopu po měsíci s průměrem větším než 2 km.
G. Maehl aj. zjistili, že kolísání zářivého výkonu Slunce během 11tiletého cyklu sluneční činnosti působí kolísání hodnoty sluneční konstanty s amplitudou 0,2 W/m2, ale to nestačí podle výpočtů na výrazné oteplení nebo ochlazení povrchových vod Pacifiku, protože změna teploty oceánu o 0,1°C by vyžadovala amplitudu 0,5 W/m2. Přesto však se toto kolísání projevuje jak v sezónním kolísání zastoupení ozonu ve vysoké atmosféře Země, tak v kolísání výskytu oblačnosti, teplotě povrchu tropického Pacifiku a množství srážek v blízkosti zemského rovníku, takže zřejmě existuje nějaký zesilovací mechanismus v samotné atmosféře Země. K. Grifantiniová uvedla, že více než kolísání sluneční konstanty ovlivňují klima na Zemi lidé, kteří přispívají k energetické bilanci zemské atmosféry výkonem 2,5 W/m2, ale současně produkují světlé aerosoly, jež od této hodnoty odečítají 1 W/m2. Hvězdy typu Slunce tráví průměrně 17 % svého života v tzv. Maunderových minimech, kdy je příslušná "hvězdná konstanta" na minimu. Nicméně i tak nevýrazný pokles stačí na ochlazení severní polokoule, jak se mohli přesvědčit naši předci v době Maunderova minima (1645-1715).
Jak uvedli R. Vautard aj., za posledních 30 let se obloha nad Evropou vyjasnila, tj. výskyt mlh, období vysoké vlhkosti a kouřmo se zmenšily na polovinu; současně kleslo i zastoupení SO2 v ovzduší. Dny se tak staly teplejší až o 20 %, a to zejména ve východní Evropě. Nicméně v letech 1999-2008 se oteplování Země zpomalilo. Zatímco klimatické modely předvídaly zvýšení průměrné teploty povrchu Země o 0,20°C, ve skutečnosti se Země oteplila jen o 0,07°C. Na Zemi však bylo daleko tepleji před 60 mil. let, kdy průměrná roční teplota celé Země činila 32°C (nyní se pohybuje kolem 15°). Tehdejší fauna byla přitom velmi bohatá; např. největší hadi dosahovali hmotnosti přes 1 tunu! Nepotvrdily se však domněnky o velmi vysoké teplotě praoceánů před 3,5 mld. let, kdy měla mít voda v oceánech povrchovou teplotu až 80°C; dnes je už jisté, že oceány byly vždy chladnější než 40°C.
Před 34 mil. lety se povrch Země počal ochlazovat; teplota vody v oceánech poklesla ve vyšších šířkách z 20°C na 15°C a Antarktida se začala zaledňovat. Podle T. Naishe aj. se v Antarktidě dají doložit cyklické variace tloušťky sněhového příkrovu s periodou 40 tis. let, což souvisí s cyklickými změnami sklonu rotační osy Země k ekliptice. Poměrně teplo bylo v pliocénu před 5 – 3 mil. let, kdy zastoupení CO2 v zemské atmosféře dosáhlo 0,040 % (dnes činí kolem 0,039 %) a průměrná teplota byla o 3°C vyšší než nyní. Obdobný trend v kolísání tloušťky antarktického ledu za posledních 5 mil. let odhalili nezávisle též D. Pollard a R. DeConto. Středozemní moře bylo prakticky vyschlé ještě před 5,3 mil. let, ale pak se bleskurychle naplnilo vodou, neboť za pouhé 2 roky nateklo do prolákliny 90 % jeho dnešního objemu. Muselo jít fakticky o strašlivou geologickou katastrofu, protože hladina moře se tehdy zvedala tempem až 10 m za den!
R. Drysdale aj. zjistili, že poslední etapa velkého zalednění skončila před 141 tis. lety, příliš brzy na to, aby se dala vysvětlit zvýšeným osluněním díky precesi. Časný konec zalednění však odpovídá změně sklonu roviny oběžné dráhy Země k ekliptice. Sklon dráhy Země k ekliptice a jeho proměny má totiž největší vliv na průměrné teploty obou polárních čepiček. P. Clark aj. ukázali, že před 125 tis. lety stoupala hladina světového oceánu až o 9 mm/r na úroveň až o 9,4 m vyšší než dnes především proto, že průměrná teplota Země byla o 5°C vyšší než nyní. Následný pokles teplot vedl i k odpovídajícímu poklesu mořské hladiny. Autoři dále uvedli nové údaje o poslední ledové době, která vyvrcholila v období mezi 33,0 tis. a 26,5 tis. let před současností. Před 14,5 tis. let se začala odledňovat severní polokoule a hladina oceánů stoupla na současnou hodnotu. B. Vinther aj. zjistili, že v holocénu nastalo silné oteplení, které vyvrcholilo v rozmezí 9 – 6 tis. let před současností a vytvořilo tak příznivé podmínky pro rozvoj zemědělství. Projevilo se také mírným zeslabením tloušťky ledu v Grónsku. Ve XX. stol. se hladina oceánů opět zvedala tempem 2 mm/r.
Obsah kyslíku v zemské atmosféře se podle T. Lyonse a C. Reinharda prudce zvýšil (až o 2 řády!) před 2,4 mld. let zřejmě v důsledku neméně prudkého poklesu zastoupení methanu. Toto údobí dostalo anglický název GOE (Great Oxidation Event - Velké okysličení). Přitom fotosyntéza dokázala uvolňovat O2 již před 2,7 mld. let, ale přesto v době před 1,9 mld. let množství kyslíku v atmosféře Země opět výrazně pokleslo. Teprve před 650 mil. let bylo v atmosféře dost kyslíku a tudíž také ozonu, aby mohl život vystoupit z vody na souš. Naproti tomu M. Cuntz aj. tvrdí, že okysličení zemské atmosféry probíhalo po GOE plynule. Podle jejich měření obsahovala zemská atmosféra jen nepatrné stopy O2 (0,001 %) až do času 2,3 mld. let před současnosti. Pak přišel onen prudký nárůst (GOE), kdy se relativní zastoupení kyslíku zvedlo na 2 %, a od té doby kyslíku plynule přibývalo až na současnou hodnotu 21 %.
Stále nevyjasněný zůstává případný vztah mezi proměnným tokem galaktického kosmického záření, oblačností a změnami klimatu. Podle řady autorů totiž interakce kosmických paprsků v atmosféře Země zvyšuje podíl oblačnosti a světlé mraky pak odrážejí zpět do kosmického prostoru více slunečního záření, což vyvolává pokles průměrné teploty Země. Naproti tomu J. Pierce a P. Adams tuto vazbu z nových družicových dat zcela popírají. Neměli bychom ovšem zapomínat na to, že suverénně nejvýznamnějším skleníkovým plynem v zemské atmosféře je právě vodní pára!
A. Overholt aj. podrobili kritice jinou často diskutovanou domněnku o tom, že za dlouhodobé klimatické změny na Zemi na stupnici stovek milionů let může také občasný průchod Sluneční soustavy spirálními rameny Galaxie, která jsou více zaprášená mezihvězdným prachem než oblasti mezi rameny, kde se Sluneční soustava nachází právě nyní. Znalost průběhu spirálních ramen se totiž v posledních letech podstatně zlepšila díky výsledkům radioastronomických měření. Podle autorů studie porovnání polohy Sluneční soustavy s doloženými dlouhodobými změnami zemskému klimatu jednoznačně ukázalo, že žádná korelace mezi galaktickou polohou Sluneční soustavy a průměrnou teplotou Země neexistuje.
V r. 1979 bylo v období antarktického jara poprvé pozorováno oslabení ozonové vrstvy nad Antarktidou a v r. 1985 se podařilo pochopit mechanismus rozbíjení molekul ozonu pomocí aerosolů CFC, takže v r. 1987 přijaly státy tzv. Montrealský protokol, jenž výrobu těchto látek postupně utlumil a nakonec zcela zakázal. I když tento problém se tím podařilo zvolna zastavit a výhledově zmizí, ukázalo se, že zmíněné ozonové díry příspívají k oteplení Antarktidy i Austrálie, kde přibývá ničivých požárů v obdobích sucha.
Obsah a druh aerosolů v atmosféře Země ovšem teplotu atmosféry ovlivňuje mnohem výrazněji, jak nejnověji prokázali G. Myhre aj. Uhlíkaté aerosoly pohlcují účinně sluneční záření a zvyšují tak oteplení Země, kdežto sulfátové aerosoly sluneční záření odrážejí zpět do kosmického prostoru. V souhrnu převažují sulfátové aerosoly, takže tím se přibližně o polovinu zmírňuje efekt oteplování Země vinou rostoucího zastoupení skleníkového plynu CO2 v atmosféře. Měření obsahu aerosolů z družic však ukázalo, že uhlíkatých aerosolů vlivem činnosti člověka rovněž přibývá, takže ochlazovací efekt aerosolů se zmenšil na 60 % modelových hodnot a tento trend bude zřejmě dále pokračovat. Nesmíme ani zapomínat na samočistící zpětnou vazbu při vymývání CO2 ze zemské atmosféry povrchem světového oceánu. Plnou třetinu lidské produkce CO2 totiž oceány absorbují, takže za posledních 160 let se obsah CO2 v zemské atmosféře vinou lidské činnosti fakticky zvýšil jen nepatrně.
R. Stothers aj. porovnávali pozemní měření atmosférické extinkce pomocí fotometrie standarních hvězd s kosmickými měřeními optické hloubky statosférických aerosolů. Ukázali, že obě metody dávají prakticky shodné výsledky, což se nejlépe ukázalo při mimořádných erupcích sopek El Chichón (Mexiko, 1982) a Pinatubo (Filipíny, 1991). T. Hearty aj. využili měření ze spektrometru AIRS na družici AQUA k sestrojení průměrného spektra povrchu Země ve středním infračerveném pásmu 3,75 – 15,4 μm. Průměrné spektrum získali integrací přes všechna roční období se započtením vlivu mraků a rotace Země. Výsledná hodnota bude sloužit jako etalon pro porovnávání se spektry potenciálních terestrických exoplanet.
Úspěšný byl i pokus využít kamer kosmické sondy Deep Impact/EPOXI se 7 barevnými filtry ke snímkování Země ze vzdálenosti 50 mil. km v průběhu jejího otočení kolem osy dne 29. května 2008, kdy z pohledu sondy Měsíc přecházel přes zemský disk. Výsledky jsou docela příznivé, tj. na spektrálních snímcích Země lze rozlišit oceány od souše i rozložení světlých mračen a na Měsíci impaktní krátery
Podobně E. Pall aj. nalezli nové využití pro pozorování úplných zatmění Měsíce, protože v té době zatmělý Měsíc odráží přednostně zpět k Zemi jen to sluneční záření, které předtím prošlo zemskou atmosférou a poskytuje tak možnost zaznamenat transmisní spektrum atmosféry, na rozdíl od běžně měřeného spektra reflexního. Zatímco v reflexním spektru se Země jeví jako modrá planeta, v transmisním spektru je Země naopak načervenalá, jak ostatně vidí každý pozorovatel očima na barvě zatmělého Měsíce. Právě tak by ovšem viděli atmosféru Země případní mimozemšťané, kteří by se určitě snažili proměřit transmisní spektrum naší atmosféry stejně jako to děláme my, když studujeme transmisní spektra atmosfér exoplanet.
Během zatmění Měsíce 16. srpna 2008 autoři pozorovali pomocí dalekohledů WHT a NOT na Kanárských ostrovech poprvé v historii astronomie transmisní spektrum zemské atmosféry, jež se výrazně liší od spektra reflexního. V transmisním spektru zemské atmosféry jsou dobře patrné pásy O3, O2, H2, CO2 a CH4, dále pak stopy N2, OClO a NO2, jakož i slabá absorpce Ca II. Z výskytu O3 by mimozemšťané usoudili, že na Zemi jsou rostliny vydechující kyslík, čáry Ca II by prozradily, že Země má ionosféru a konečně pásy NO2 by jim naznačily, že na Zemi existuje technická civilizace znečišťující své životní prostředí spalinami. Jinými slovy, zmíněné transmisní spektrum atmosféry Země dobře poslouží jako vzorová matrice pro zjišťování výskytu života a civilizací na exoplanetách.
Problematika globálního oteplování se stává čím dál častěji předmětem vzrušených debat mezi politiky a také v laické veřejnosti. Objevují se dokonce návrhy na zpomalení či dokonce zastavení trendu oteplování nákladnými technickými prostředky na základě názoru, že když člověk svou činností k oteplování významně přispívá, musí být schopen vymyslet techniky, které nárůst teploty zastaví nebo dokonce vrátí k mírnému ochlazení. Začalo se proto uvažovat o lapání CO2 a jeho ukládání do neprodyšných zásobníků, rozprašování světlých aerosolů či dokonce i miniaturních reflektorů ve vysoké atmosféře nebo o urychlování rozpadu CO2 pomocí silikátů nebo o jeho absorpci v karbonátech atp.
Na nebezpečí potenciálně velmi nákladných technických řešení však upozornili G. Hegerlová a S. Solomová: neznáme celou řadu skrytých vazeb mezi různými činiteli ovlivňujícími klima, takže i dobře míněné opatření může mít nečekané škodlivé důsledky pro stabilitu celoplanetárního životního prostředí. Ve stejném duchu se také nese oficiální vyjádření britské Královské společnosti. Historie mnoha prosperujících civilizací v posledních několika tisících letech ovšem ukazuje, jak k jejich zániku významně přispěly změny klimatu (sucho způsobilo úpadek dynastií v Číně i zánik prosperujících civilizací v Latinské Americe; ostatně i malá ledová doba v Evropě natropila mnoho škod).
S. Gibsonová aj. upozornili na vliv slunečního větru na zemské klima, který může zvýšit příliv energie ze Slunce do zemské atmosféry i v době minima sluneční činnosti. V r. 2008 totiž na Slunci prakticky nebyly skvrny, a přesto do se zemské atmosféry dostávalo velké množství tepelné energie během intenzivních závanů slunečního větru, jak zjistily specializované družice. Závany slunečního větru trvaly v průměru týden a byly vyvolány dlouhodobým výskytem velké koronální díry poblíž slunečního rovníku. Během závanů stoupá až šestinásobně rychlost slunečního větru v okolí Země a do vnějších radiačního pásů Země přilétá velké množství rychlých elektronů, což se projeví výskytem polárních září i v nižších magnetických šířkách.
Nečekanou souvislost mezi ději v zemské atmosféře a zemětřeseními se podařilo nalézt při studiu tzv. pomalých zemětřesení a mikroseismických jevů. Mikroseismy jsou zčásti vyvolávány sezónními změnami atmosférického tlaku a pomalá zemětřesení s trváním desítek minut až hodin jsou spouštěna hurikány nebo tajfuny. To je však pro nás výhodné, protože tato neškodná zemětřesení uvolňují napětí v zemské kůře, jež by se jinak po čase projevila klasickým ničivým zemětřesením.
Nové údaje o zemětřeseních mění i pohled na vnitřní stavbu Země. Uprostřed Země se nachází vnitřní tuhé jádro o poloměru 1,2 tis. km, obklopené vnějším tekutý jádrem o tloušťce 2,3 tis. km. V hloubkách 2,7 – 2,9 tis. km pod povrchem Země se nachází 200km rozhraní mezi jádrem a spodním plášťěm Země o tloušťce 2,0 tis. km. V hloubce 650 km pod povrchem začíná další rozhraní mezi spodním a svrchním pláštěm o tloušťce 250 km a nad ním je svrchní plášť o tloušťce 360 km a konečně kůra tenká jen 40 km. Polovina hmoty Země se nastřádala přibíráním (akrecí) planetesimál za necelých 10 mil. let, ale na současnou hmotnost dorostla až za 100 mil. let. Zatímco v plášti Země převládají silikáty, jádro je v podstatě kovové.
Zcela překvapivé je nejnovější zjištění o tom, že praskoty, které slyší posluchači rozhlasových stanic AM na středních vlnách při blížící se bouřce, nejsou vyvolány blesky, směřujícími z oblaků k zemskému povrchu, ale jejich nedávno objevenými protějšky, tj. výboji z mraků směrem do vysoké zemské atmosféry, jež dostaly název skřítci a duchové. Pokroky v přesnosti měření vzdáleností ve Sluneční soustavě radarem přinesly důkaz o tom, že se Země od Slunce sekulárně vzdaluje o 0,15 m/r. Délku astronomické jednotky 149 597 870 696 m tak nyní známe s přesností ±0,1 m/r , tj. s udivující relativní přesností ±7.10-13. Příčinou vzdalování jsou slapy v atmosféře Slunce vyvolané Zemí, jež zpomalují tempo 25-denní rotace Slunce o 3 ms za 100 let!
Dvojice kosmických sond STEREO umožňuje od r. 2007, jak známo, sledovat koronální výtrysky ze Slunce v trojrozměrném zobrazení. Tak se ukázalo, že tvar výtrysků se nejvíc podobá špičatým rohlíkům, a tak lze výrazně zpřesnit výpočty, kdy a které výtrysky vpadnou do zemské magnetosféry. Čas geomagnetických bouří tak lze nyní předpovídat s přesností na ±3 h; dosud byla předpověď nejistá na ±12 h.
James Lovelock proslul před 40 lety domněnkou Gaia, tj. že Země se chová jako živý organismus, který díky půdu sebezáchovy si udržuje celkové zdraví nutné pro přežití života. Kontroverzní domněnka však nyní ztratila podporu svého tvůrce: Lovelock totiž vydal v r. 2009 monografii, v níž dokazuje, že Země se řítí do záhuby a život zde brzy zanikne, zčásti též přičiněním člověka.
Mezinárodní společenství v oboru meteoritické astronomie si v květnu 2009 připomnělo v Praze půlstoletí od objevu meteoritu Příbram, což byl od 7. dubna 1959 první meteorit s rodokmenem na světě, neboť díky bolidovému snímkování observatoře v Ondřejově se podařilo poprvé z jeho přesné atmosférické dráhy spočítat původní dráhu tělesa ve Sluneční soustavě a prokázat tak, že meteority k nám přilétají z hlavního pásma planetek. Současně se tak slavilo 80. výročí narození světově proslulého šéfa ondřejovského programu Zdeňka Ceplechy. Je potěšitelné, že dr. Ceplecha si stihl v mezidobí vychovat skvělé žáky Pavla Spurného a Jiřího Borovičku, kteří i dnes udržují úroveň práce v české meteorické a meteoritické astronomii stále na světové špičce.
O tom svědčí zejména i nejnovější práce zmíněných autorů ve spolupráci s P. Blandem, kteří postupně uvedli do chodu Pouštní bolidovou síť (DFN) v poušti Nullarbor v Austrálii osazenou čtyřmi plně automatickými bolidovými kamerami AFO z Ondřejova. V síti DFN uvízl 20. 7. 2007 první úlovek - meteoroid o vstupní hmotnosti jen 22 kg, jenž začal svítit ve výšce 63 km nad Zemí a zhasl již ve výšce 30 km nad Zemí. Navzdory těmto nepříznivým parametrům se autorům podařilo nalézt dva úlomky meteoritu Bunburra Rockhole o hmotnostech 0,15 a 0,17 kg, z nichž první se nacházel jen 100 m na jih od ideálního výpočtu a druhý naopak jen 40 m severně od téže linie. Dráhové elementy meteoroidu ve Sluneční soustavě ukazují, že velká poloosa jeho dráhy spadá do pásma mezi Venuší a Zemí ve vzdálenosti 0,85 AU od Slunce při výstřednosti dráhy 0,25 a sklonu 9° k ekliptice. Oběžná doba meteoroidu činila jen 0,8 r a v přísluní se meteoroid hřál ve vzdálenosti jen 0,64 AU , zatímco v odsluní se vzdaloval na 1,06 AU od Slunce. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 13,4 km/s. Mineralogicky jde o vzácný vyvřelý achondrit eukrit, který se tak stal teprve dvanáctým meteoritem s rodokmenem na světě.
Řada prací byla věnována unikátnímu pozorování miniplanetky 2008 TC3, objevené R. Kowalskim jako objekt 19 mag pomocí sledovacího systému Spaceguard observatoře Catalina na hoře Lemmon v Arizoně 8. října 2008. Podle výpočtů T. Spahra (kvůli poruše počítače to spočetl ručně!), L. Johnsona, S. Chesleye a D. Yeomanse se o 7 h později ukázalo, že miniplanetka směřuje ke srážce se Zemí, k níž došlo 20 h po objevu přesně podle výpočtu nad severním Súdánem. Dříve, než meteoroid vstoupil 1 h před dopadem do zemského stínu, se tak díky bleskovému zburcování pozorovatelů po celé severní polokouli podařilo shromáždit 570 pozorování jasnosti a polohy objektu. Astronomům na La Palmě se pomocí 4,2 teleskopu WHT dokonce zdařilo pořídit 2 h před dopadem spektrum meteoroidu - patří k vzácné třídě planetek typu F.
P. Jenniskens aj. uvedli též dráhové parametry miniplanetky před vstupem do zemské atmosféry. Její přísluní se nalézalo ve vzdálenosti 0,9 AU od Slunce, velká poloosa činila 1,3 AU, tj. výstřednost dráhové elipsy byla 0,3 a v odsluní se miniplanetka dostávala až za dráhu Marsu. Pohybovala se téměř v rovině ekliptiky se sklonem dráhy jen 2,5°. Miniplanetka vstoupila do zemské atmosféry pod úhlem jen 20° k obzoru, což bylo klíčové pro "přežití" křehkých úlomků a dopad meteoritů na povrch Země.
Miniplanetka o průměru 4 m vstoupila do zemské atmosféry rychlostí 12,4 km/s a intenzivní brzdění odporem atmosféry způsobilo její výbuch ve výšce 37 km nad Zemí. Zaznamenané infrazvuky výbuchu posloužily k určení energie výbuchu na úrovni 1,5 kt TNT (6 TJ). Sonický třesk byl slyšitelný až v Keni. Jelikož se výbuch miniplanetky odehrál 7. října 2008 v 5:45 h místního času těsně po skončení muslimských ranních modliteb, viděli bolid o maximální jasnosti -20 mag četní očití svědkové poblíž hranic Súdánu s Egyptem a na nádraží v městě Vádí Galfa také výpravčí vlaků. Cenná byla i pozorování výbuchu bolidu posádkou dopravního letadla společnosti KLM na trase Johannesburg - Amsterdam, kterou na možnost spatřit záblesk upozornil včas holandský meteorolog.
Naděje, že nějaké úlomky dopadly na Zemi, se potvrdily při expedici, kterou zorganizovali počátkem prosince 2008 P. Jenniskens a M. Shaddad a jíž se zúčastnilo 45 studentů Chartúmské univerzity. První úlomek objevili studenti už 2 h po začátku pátrání a celkem v poušti poblíž stanice Almahata Sitta našli už během první výpravy celkem 280 úlomků o souhrnné hmotnosti 5 kg rozprostřených v dopadové elipse o délce hlavní osy 29 km. Geologická analýza ukázala, že jde o achondrit obsahující velmi vzácný ureilit, charakterizovaný vysokým zastoupením uhlíku. Podle P. Pravce by mohlo jít o úlomek planetky (152679) = 1998 KU2 o průměru 2,6 km.
Tím se stal tento případ unikátem, protože poprvé v historii astronomie byl meteoroid pozorován doslova v přímém přenosu téměř den před vstupem do zemské atmosféry již od vzdálenosti 480 tis. km od Země. Přesná předpověď místa a času dopadu umožnila sledovat vlastní průnik zemskou atmosférou pomocí špionážních i meteorologických družic i amatérských snímků svítících stop od rozprášeného materiálu a nakonec získat i dostatečné množství vzorků kosmického materiálu brzy po impaktu.
J. Borovička a Z. Charvát popsali podrobně interakci meteoroidu se zemskou atmosférou na základě pozorování úkazu meteorologickou družicí Meteosat 8, která snímkuje amtosféru i povrch Země v pětiminutových cyklech opakovaně ve čtyřech filtrech v pásmech 0,6 – 1,6 μm a dále ve středních infračervených pásmech 3,9 – 13,4 μm. Zánik meteoroidu se odehrál v čase 2:46 h UT během několika fragmentací v rozmezí výšek 44 – 36 km nad Zemí. Autoři zjistili okamžiky hlavních fragmentací díky odrazu záblesků od zemského povrchu, což družice snadno zaznamenala, protože záblesky dosahovaly -19 – -20 mag. Maximální barevná teplota meteoroidu ve výšce 45 km nad Zemí činila 3,6 tis. K a silikátový kouř výbuchu měl teplotu 1 tis. K; jeho úhrnná hmotnost byla celá 1 tuna. Autoři též odhadli poréznost meteoroidu na 50 %, jeho hmotnost při vstupu do zemské atmosféry na ≈50 t (skutečná hmotnost však byla patrně vyšší, tj. asi 80 t.) a hustotu na 2,3násobek hustoty vody. Snímky amerických špionážních družic údajně zaznamenaly průlet miniplanetky již od výšek 65 km nad Zemí, ale příslušné záběry nebyly publikovány.
O půldruhého měsíce později (20. 11. 2008) pozorovalo hodinu po západu Slunce krásný prérijní bolid nad kanadskými provinciemi Alberta, Saskatchewan a Manitoba asi 400 očitých svědků, což stačilo k upřesnění místa dopadu meteoritů. Již za týden se našel první úlomek poblíž osady Lone Rock v Saskatchewanu na malém zamrzlém jezírku. A. Hildebrand a E. Milleyová pak zorganizovali další sběr a v pádové elipse objevili více než tisíc úlomků, mezi nimi i dva 13kg balvany, což se E. Milleyové velmi hodí do její disertace o kanadských bolidech...Meteorit dostal název Buzzard Couley a zapsal se do pomyslné Guinessovy knihy rekordů právě zmíněným počtem úlomků.
T. Kenkman aj. popsali okolnosti pádu podivného meteoritu Carancas v Peru z 15. 9. 2007. Podivnost spočívá v tom, že nikdo nečekal, že by mohl balvan o průměru 1 m přežít vcelku průlet atmosférou a ještě vytvořit kráter o průměru 14 m. Šlo o denní bolid, který vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 13 m/s pod úhlem jen 20° vůči místnímu obzoru. Odpor vzduchu však trajektorii meteoroidu silně zakřivil směrem ke kolmici, takže poslední fáze letu se odehrávala již pod úhlem 50° k obzoru rychlostí jen 600 m/s a impakt se odehrál v nadmořské výšce 3,8 km, kde je ještě poměrně řídký vzduch. Kinetická energie meteoroidu činila <1 GJ, ale infrazvuky byly zaznamenány ještě 1,6 tis. km od místa dopadu. Naproti tomu G. Tancredi aj. udávají vstupní rozměr balvanu 2 m, vstupní hmotnost 10 t, vstupní rychlost 15 km/s a úhel vstupu 30° vůči obzoru, jakož i kinetickou energii bolidu 4 GJ. Na druhé straně efekty doprovázející impakt svědčí o podstatně vyšší energii rázové vlny až 320 GJ, takže autoři se domnívají, že šlo o průlet tělesa, které přiletělo spíše svisle pod úhlem 60° k obzoru a mělo závratnou dopadovou rychlost 23 km/s!!
N. Artemijeva a E. Pierazzová simulovaly ve třech rozměrech hydrodynamiku průletu kovového meteoritu, jenž vytvořil před 49 tis. lety proslulý Barringerův kráter (Canyon Diablo) v severní Arizoně. Předpokládaly, že kovové těleso složené z 90 % Fe, 7 % Ni a 0,4 % Co mělo při vstupu do zemské atmosféry rychlost 18 km/s, hmotnost téměř 1 Mt a průměr 50 m. K vytvoření kráteru o průměru 1,2 km a hloubce až 200 m byla potřebná energie 2,5 Mt TNT (10 PJ). Meteorit se v zemské atmosféře zpomalil na rychlost 12 km/s, kdy se vlivem destruktivních sil rozbil a ztratil tak přinejmenším polovinu své původní hmotnosti.
B. Hofmann aj. popsali vlastnosti šesti úlomků železného meteoritu Twanberg z Bernských Alp ve Švýcarsku, které byly nalezeny na okraji ledovce v letech 1984-2007. Jde vesměs o úlomky téhož meteoritu o hmotnostech 0,012 – 2,5 kg, které mají střední hustotu 8krát vyšší než voda a identické mineralogické složení s 5 % příměsí Ni a 2 % příměsí P. Od okamžiku dopadu přibližně před 20 tis. lety urazily po ledovci asi 150 km a v kosmickém prostoru byl meteorit před dopadem na Zem exponován asi 230 mil. let.
J. Koročanceová aj. určovali radiochronologií 40Ar/39Ar
uzavřených bublin Marsovy atmosféry stáří čtyř shergottitů, které dopadly do pozemských pouští z Marsu. Příslušné horniny vznikly na Marsu v rozmezí 200 – 900 mil. roků, ale některé inkluze v nich jsou staré až 1,1 mld. let. V kosmickém prostoru mezi Marsem a Zemí byly exponovány 1,0 – 15,7 mil. let. Podobně V. Fernandesová aj. stanovili touž metodou stáří šesti meteoritů z bazaltických oblastí Měsíce. Nejmladší Elephant Moraine 96008 vznikl na Měsíci již před 2,65 mld. let a nejstarší Asuka 881757 dokonce před 3,8 mld. let. Kromě toho N. Zellner aj. měřili stáří vzorků měsíčních sklovitých hornin, které přivezla posádka Apolla 17 přímo z Měsíce. Jejich stáří je velmi různorodé, od 100 mil. roků až po 3,7 mld. let.
Patrně největší kosmické katastrofy se na Zemi odehrávaly v rané epoše její existence, tj. jednak při srážce s Praměsícem zhruba 50 mil. let po vzniku Země, a následně v období těžkého bombardování planet a měsíců Sluneční soustavy, tj. v intervalu 400 – 700 mil. let po vzniku Země. Tehdy byla četnost srážek Země s velkými planetesimálami asi o tři řády vyšší než v současnosti. U. Jorgensen aj. zjistili, že největší četnost impaktů spadá do období před 3,9 – 3,8 mld. let, což se projevuje na několikanásobně zvýšeném zastoupení iridia v tehdejších horninách, což je jasný důkaz jeho kosmického původu. Autoři spočítali, že na každý čtvereční metr zemského povrchu připadlo tehdy 1 tis. tun kosmického materiálu! Zmíněné údaje jsou v souladu s hodnotami, odvozenými z četnosti stejně starých impaktních kráterů na Měsíci.
Přesto je podle O. Abramova a S. Mojzsise možné, aby případný primitivní život hluboko pod povrchem Země i takové šoky přežil, zejména též proto, že i velká srážka sterilizovala nanejvýš třetinu povrchu Země a jen 10 % zemského povrchu se ohřálo na teplotu nad 500°C. Nemáme však zatím žádný přímý doklad, že v této epoše zvané Hadaikum už zde živé organismy byly, i když nepřímý důkaz poskytuje nález zirkonu v horninách z období před začátkem těžkého bombardování, kdy už Země vychladla po střetu s Praměsícem. Autoři proto soudí, že je docela pravděpodobné, že život na Zemi vznikl jenom jednou a mohl přežít i období těžkého bombardování.
Není ovšem jisté, že tu hned zpočátku byly oceány. Teprve těžké bombardování ledovými objekty z pásma planetek přineslo podle F. Albaredeho na Zemi potřebnou vodu, takže paradoxně právě tyto katastrofy umožnily následný rozvoj života na planetě zejména proto, že díky průsaku vody do zemského pláště máme na Zemi deskovou tektoniku. Podle současných nálezů v okolí tzv. černých kuřáků na dně oceánů je prokázáno, že některé organismy dokáží žít v silně stlačené vodě ještě při teplotě 110°C a možná i 121°C. Dále je téměř jisté, že zóna života v horninách sahá až do hloubek minimálně 4 km, kde se musí obejít bez slunečního záření i bez kyslíku.
I po skončení epochy těžkého bombardování však neměl život na Zemi zdaleka vyhráno. Jedna z největších katastrof postihla život na Zemi v druhohorách na rozhraní permu a triasu před 252 mil. let, kdy vymřelo až 95 % druhů mořských a 70 % suchozemských živočichů včetně hmyzu. Příčina tak drastického vymírání, kdy měl život opravdu namále (přežil jen jeden exemplář života ze dvou set!), není dosud jednoznačně zjištěna. Uvažuje se o výrazném vulkanismu na Sibiři, uvolnění toxických plynů z oceánů vlivem populační exploze anaerobních bakterií, ale též o obřím impaktu kosmického tělesa. Nicméně i z této téměř smrtelné rány se život relativně brzo vzpamatoval, jak dokládají zkamenělé schránky hlavonožců amonitů, takže tito měkkýši vykazovali pestřejší druhovou skladbu než před katastrofou již 1 mil. let po epoše těžkého vymírání. Ostatní druhy se vrátily do koloběhu života na Zemi až po 10 mil. let od katastrofy.
F. Jourdan aj. uvedli, že na Zemi je dnes identifikováno již 174 impaktních kráterů a struktur, z nichž však jen 11 má spolehlivě určené stáří. Nejstarší a největší je 300 km kráter Vredeford v Jižní Africe, který je starý 2 mld. let. J. Klokočník připomněl, že některé velké impakty minulosti, tj. krátery Chicxulub (Yucatán; průměr 170 km; stáří 65 mil. let) a Popigaj (severní Sibiř; průměr 100 km; stáří 35,7 mil. r.) mají své sourozence, tj. že šlo o více těles na téže dráze, což přispělo k jejich nebezpečnosti pro život na Zemi. Není ostatně divu, protože v poslední době se ukazuje, že mnoho planetek křižujících zemskou dráhu, ale i planetek hlavního pásu je dvojitých a obě složky mají srovnatelné hmotnosti.
V současné době hrozí podle B. Napiera a D. Ashera největší impaktní riziko pro život na Zemi od objektů z Oortova oblaku které by se střetly se Zemí při svém prvním průletu do nitra Sluneční soustavy. Náraz tělesa o průměru kolem 2 km by se totiž odehrál při "kometární" rychlosti 55 km/s. Není dokonce vyloučené, že takové nebezpečí představují i potenciální mladé meteorické roje od komet s velmi protáhlou drahou, kdy je těsně za jádrem komety soustředěn hustý oblak poměrně velkých meteoroidů. Existují totiž neurčité zprávy, že takové bombardování zasáhlo Severní Ameriku před necelými 13 tis. let, jenže archeologické vykopávky nic takového neprokázaly. Na druhé straně právě v té době vymřeli v Severní Americe náhle mamuti a průměrná teplota na severní polokouli se snížila o 6°C a propad teploty trval 1,4 tis. let. Podle některých odborníků by takovou katastrofu mohl vyvolat dopad kosmického projektilu o průměru pouhých 4 km na území Kanady.
S. Yoon aj. navrhli novou metodu, jak odvrátit srážku křížiče zemské dráhy pomocí výkonných laserů na kosmických sondách. Sondy nesoucí UV lasery, jejichž záření by bylo usměrňováno zrcadly o průměru pouhých 0,3 m, by byly navedeny na dráhy souběžné s křížičem a vypařovaly by vhodně vybrané oblasti na jeho povrchu z bezpečné vzdálenosti řádu 10 tis. km. Tím by se účinně změnila dráha tělesa, takže by Zemi netrefilo a v budoucnu by se už nikdy do kolizního kursu nedostalo.
Jak uvádí A. Chapman, pozoroval Měsíc dalekohledem jako první britský šlechtic Thomas Harriot již 26. 7. 1609, kdy byl Měsíc 5 dnů po novu. Dochovaly se jeho kresby map povrchu Měsíce, které toto prvenství potvrzují. Galileo patrně začal pozorovat Měsíc až v říjnu téhož roku, ale jeho zprávy vynikaly množstvím údajů a měly proto podstatně větší vědecký dopad.
J. Sandweiss aj. získali 15 g měsíčního prachu kvůli hledání tzv. strangeletů, tj. mimořádně těžkých atomových jader, která by podle některých domněnek měla být tvořena třemi dvojicemi kvarků u, d, s. Jejich hmotové spektrometry však žádné známky těžkých jader nenašly, objevily pouze atomy vápníku až gadolinia a elektrické náboje bóru až sodíku.
Vzorek měsíční horniny č. 76535, který našel jediný geolog na Měsíci H. Schmidt při letu Apolla 17, nyní posloužil I. Garrickovi-Bethellovi aj. k pozoruhodnému zjištění, že před 4,2 mld. roků měl Měsíc silné magnetické pole, tedy dynamo ve svém nitru, jinými slovy tekuté železné jádro o poloměru asi 350 km. Vzorek identifikovaný jako rázově nepřeměněný troktolit (obsahující minerály olivín a plagioklas), vznikl krystalizací v hloubce asi 50 km pod povrchem Měsíce, kde pak zůstal několik milionů let. Během chladnutí vzorku v něm "zamrzlo" tehdejší magnetické pole Měsíce. Poté došlo k impaktu meteoritu, který vzorek nezničil, ale ohřál natolik, že při následném chladnutí se otisklo do části vzorku pozdější magnetické pole Měsíce. Z měření tedy plyne, že šlo o permanentní magnetické pole Měsíce o indukci zhruba 1μT, které ovšem do současnosti velmi zesláblo. Vzorek se zmíněným nárazem meteoritu navíc dostal až na měsíční povrch, kde si ho naštěstí všiml Schmidt pro jeho neobvyklé barevné vzezření.
Snad nejtrvanlivější odkaz program Apollo pro vědu však umožnila instalace tři koutových odražečů při letech Apolla 11, 14 a 15, jak uvedli J. Battat aj. První dva odražeče se skládají ze stovky křemíkových krychliček a hraně 38 mm, třetí dokonce ze 300 krychliček. Výhodou všech tří odražečů je znalost přesné polohy na Měsíci. Navíc totiž na Měsíci parkuje ještě sovětský Lunochod 2 s koutovým odražečem (14 krychliček s hranou 110 mm), ale jeho přesná poloha nebyla donedávna známa, takže se od něho dařilo získávat odrazy laserových záblesků jen tehdy, když byl Lunochod na neosvětlené části Měsíce. První odrazy zaznamenali američtí astronomové pomocí 3m Lickova teleskopu, ale hlavní objem dat získává po celou dobu McDonaldova observatoř v Texasu se zrcadlem o průměru 2,7 m, k níž se v r. 2007 přidala observatoř Apache Point v Novém Mexiku se zrcadlem o průměru 3,5 m. Rovnocenným partnerem je však také francouzská observatoř na Azurovém pobřeží, která od r. 1984 získala vůbec nejvíce ozvěn pomocí zrcadla o průměru 1,5 m. V archivu jsou uložena všecha měření ozvěn za celé údobí 40 roků, ale 78 % dat pochází ze zrcadel Apolla 15. Celkem bylo k Měsíci vysláno už téměř 3 mil. laserových impulsů a v ozvěnách se navrátilo přes 190 tis. fotonů. Technický pokrok, zejména zkracování impulzů vysílacího laseru, umožnilo zlepšit průměrnou přesnost měření vzdálenosti Měsíce z počátečních 350 mm na současných 10 mm. Nicméně v posledních letech se iterační metodou (zpřesňováním měsíčních efemerid) tyto hodnoty dále až neuvěřitelně zlepšují: od dubna 2006 lze měřit ozvěny i kolem měsíčních úplňků a vzdálenost Měsíce s přesností na 1,8 mm a od září 2007 s přesností na 1,1 mm, což mj. vyžaduje měřit časové intervaly mezi vysláním a návratem fotonů s přesností na 7 ps. Relativní přesnost měření tak dosahuje hodnoty téměř 10-12 a to umožňuje využít těchto jedinečných pozorování jak pro zlepšení údajů o dráze, rotaci a vzdalování Měsíce od Země, tak také pro testování efektů obecné teorie relativity.
Japonská sonda Kaguya (Selene) odstartovala k Měsíci v polovině září 2007. Po příletu k Měsíci počátkem října téhož roku se postupně dostala na kruhovou polární oběžnou dráhu ve výši 100 km a následně uvolnila dva subsatelity (Okina a Ouna), které zajišťovaly přenos dat z hlavního modulu při letu nad odvrácenou stranou Měsíce. V únoru 2009 byly hlavní výsledky měření sondy publikovány v sérii článků v týdeníku Science. Odvrácená strana Měsíce ma tlustší kůru než přivrácená. Největší impakt na Měsíci vytvořil kráter o průměru 2,5 tis. km a hloubce 13 km. Tvorba podpovrchových masconů (koncentrací hmoty) skončila před 3,55 mld. let. Okraje měsíčních moří se vyzvedly před 2,8 mld. let na konci období tektonického klidu, který trval asi 700 mil. roků. Bazalty na dně moří mají tloušťku jen stovek metrů.
Na měsíčních vysočinách a v 70 impaktních kráterech nalezla M. Ohtakeová aj. anortozit, což je téměř čistý plagioklas, jenž krystalizoval a zvločkovatěl v magmatickém oceánu a vyplul pak na povrch Měsíce. Rozpětí topografie na Měsíci dosahuje 19,5 km, takže je prakticky stejné jako na Zemi, ačkoliv poloměr Měsíce činí jen čtvrtinu poloměru Země. Na rozdíl od Země je však litosféra Měsíce suchá. Měsíční vulkanická činnost v podstatě skončila již před 3 mld. let, i když místy pokračovala ještě dalších až 500 mil. let. Je však zřejmé, že i v současnosti má Měsíc stále ještě malé kapalné jádro. Kaguya také dle J. Haruyamy zaznamenala v oblasti Marius Hill přírodní trubici o šířce 65 m a hloubce 90 m, která by se hodila jako úkryt pro případnou trvalou posádku na Měsíci.
M. Wieczorek a M. Le Feuvre ukázali, že synchronní rotace Měsíce by měla způsobit, že nejvíce impaktů se bud nacházet na polokouli Měsíce přivrácené k jeho orbitálnímu apexu, tj směrem na západ. Velké impakty v éře těžkého bombardování však mohly orientaci rotační osy Měsíce výrazně narušit, takže se překlopila o 180°, což je ve shodě s pozorováním rozložením velkých impaktních pánví na Měsíci s jasnou převahou na východní polokouli. Překlopení osy nejpravděpodobněji způsobil dopad tělesa o průměru minimálně 50 km, které vytvořilo dnešní Mare Smythii, jež se nalézá na rovníku a je tak v ideální poloze pro překlopení rotační osy Měsíce. Moře je starší než 3,8 mld. let. S. Marchi aj uvedli podrobné údaje o stáří různých oblastí Měsíce (v miliardách let). Nejstarší jsou vysočiny (4,35 ), dále kráter Descartes (3,92), Moře nektaru (3,9), Apenniny, Moře dešťů a Fra Mauro - místo přistání Apolla 14 (3,85), Moře klidu (3,80 a 3,58), oblast Taurus Littrow (3,70), Moře hojnosti (3,41), Moře nepokojů (3,22), Oceán bouří (3,15), krátery Koperník (0,80), Tycho (0,11) a Kuželový kráter (0,02). Podle T. Moroty aj. údaje ze sondy Kaguya dovolily zpřesnit stáří kráteru Giordano Bruno o průměru 22 km, o němž se před časem spekulovalo, že výbuch doprovázející impakt byl pozorován vizuálně v Británii 18. června 1178 n.l. Z těchto měření vyplývá, že kráter je minimálně 1 mil. let a možná i 10 mil. let starý; vyniká však soustavou světlých paprsků - je to vlastně nejmladší paprskový kráter na Měsíci. Zmíněný úkaz z r. 1178 byl nejspíš jasný bolid v zemské atmosféře, který se pozorovatelům v Británii promítl na okraj měsíčního disku. A. Crotts se zprávám o přechodných jevech na Měsíci věnuje soustavně a nyní shrnul, že i když zejména starší údaje nejsou příliš věrohodné, protože mohlo jít o osobní chyby pozorovatelů, anebo úkazy v zemské atmosféře, tak se na Měsíci občas něco opravdu děje. Zhruba polovina pozorování přechodných jevů se totiž týká okolí kráteru Aristarchos a 16 % okolí kráteru Plato. Aristarchos o stáří 500 mil. let je tak jasný, že ho lze zahlédnout ze Země očima. Crotts z toho všeho usuzuje, že asi 4/5 zpráv a přechodných jevech na Měsíci má reálný podklad. Ostatně i v projektu Apollo a sondou Lunar Prospector byly občas pozorovány výrony radonu na týchž místech. Obvykle se pozoruje zjasnění nebo rozmlžení obrazu a jeho modravé či načervenalé až hnědavé zabarvení.
Koncem října 2008 odstartovala k Měsíci první indická sonda Chandrayaan-1, která se po třech týdnech usadila na kruhové oběžné dráze kolem Měsíce ve výšce 100 km nad povrchem. Nesla na palubě kameru s lineárním rozlišením 5 m na povrchu Měsíce a také miniaturní impaktní projektil o hmotnosti 29 kg. C. Pietersová aj. zjistili z mineralogického průzkumu spektrometrem Moon Mineralogy Mapper na palubě sondy, že povrch Měsíce byl kdysi zcela roztaven, protože z oceánu magmatu krystalizoval anortozit (bohatý na vápník a chudý na železo), který spektrometr MMM odhalil v kůře Měsíce. Sonda rovněž potvrdila, že celý povrch Měsíce je pokryt molekulami vody a hydroxylu OH. Protože jejich zastoupení kolísá během měsíčního dne, je pravděpodobnou příčinou tvorby molekul sluneční vítr, který buď vodní molekuly rovnou přinese, anebo si je vytvoří srážkami protonů slunečního větru s atomy kyslíku v měsíčním regolitu. Pokud se protony nepřilepí ke kyslíků v zrníčkách regolitu, tak odskakují od povrchu Měsíce rychlostí až 200 km/s.
V polovině června 2009 vyslala NASA k Měsíci sondu Lunar Reconnaissance Orbiter, která nesla kameru dosahující na povrchu Měsíce rozlišení 1 m a dále impaktor LCROSS pro hledání vody pod povrchem Měsíce. První slibné snímky povrchu Měsíce byly zveřejněny již 2. července a úplné zmapování Měsíce s vysokým rozlišením by mělo zabrat rok. Hned v polovině července kamera na sondě LRO zobrazila 5 přistávacích stanovišť z programu Apollo. Na snímku místa přistání Apolla 14 je vidět jak spodní část přistávacího modulu, která sloužila jako rampa pro zpětný start posádky, dále seismometr ALSEP a dokonce i stopy astronautů v měsíčním regolitu. Jsem věru zvědav, jak tyto snímky "vysvětlí" obhájci názoru, že celý projekt Apollo byl nafilmován v holywoodském studiu. Impaktor LCROSS skládající se z urychlovacího stupně Centaru rakety Atlas a samostatného modulu s kamerou, byl dne 9. října 2009 vystřelen směrem ke kráteru Cabeus o průměru 48 km poblíž jižního pólu Měsíce. Na západní část kráteru nikdy nedopadá sluneční světlo, takže se dalo očekávat, že právě tam se drží vodní led či aspoň jinovatka, které se nárazem projektilu při rychlosti 1,8 km/s odpaří. Očekávaný oblak a zjasnění se nepodařilo sice ze Země pozorovat, ale sledovací kamera vše zachytila a pokus tak byl podle A. Colapreteho aj. vědecky naprosto úspěšný. V zastíněných oblastech Měsíce se při teplotě pouhých 40 K dobře udrží vodní led, ale jeho zastoupení není tak oslnivé, jak se očekávalo. Navíc jsou ledové krystalky kontaminovány příměsemi včetně rtuti, čili jejich využití pro potřeby budoucích posádek na Měsíci by nebylo příliš výhodné. Impakt vytvořil na stěně kráteru miniaturní kráter o průměru 28 m.
T. Kwiatkowski aj. popsali dočasné zachycení miniplanetky 2006 RH120 (H = 30 mag; průměr 3 m), jež byla objevena 10m teleskopem SALT a dostala se v červenci 2006 do Hillovy sféry Země. Protáhlé těleso s poměrem hlavních os >1,4 patří patrně ke křížičům typu Amor nebo Apollo a nejspíš přežilo aerobrzdění ve vnější atmosféře Země a stalo se na rok druhým měsícem Země, než ho zase gravitační poruchy z Hillovy sféry vysvobodily.
E. Pitjeva a E. Standish navrhli zpřesnění poměru hmotností Měsíce k Zemi na 0,012 3, tj. Měsíc má hmotnost 7,348.1022 kg.
V lednu r. 2009 uplynulo již pět let od zahájení práce vozítek Spirit a Opportunity na Marsově povrchu v projektu NASA MER. Přestože plánovan životnost vozítek se odhadovala na pouhé 3
měsíce, jejich dlouhý provoz je příjemným překvapením, za který vděčíme tančícím dervišům - kornoutovým vírům v atmosféře při nestejnoměrném ohřevu povrchu planety, které svou špičkou obrácenou k povrchu dokáží čas od času zbavit sluneční panely vozítek usazujícího se prachu.
Vozítko Opportunity vyjelo počátkem r. 2009 po dvou letech průzkumu z kráteru Victoria (průměr 750 m), jenž se nalézá 6 km jižně od Meridiani Planum a směřovalo ke 12 km vzdálenému kráteru Endeavour o hloubce 300 m. Zastavilo se však a na místě otočilo 18. července, aby mohlo podrobněji prozkoumat meteorit "Black Island", který míjelo. Meteorit o průměru 0,6 m je totiž kovový a složený z niklu a železa. Rover Opportunity se během roku 2009 nacházel asi 7,5 km od místa přistání, ale najel za těch 5 let celkem 15 km.
Vozítko Spirit zkoumalo basaltické horniny, což je současně jasný důkaz aktivní vulkanické činnosti v minulosti Marsu, ale v květnu 2009 uvízlo v sypkém písku, takže funguje už jen jako statická meteorologická a geologická stanice, přičemž se nalézá jen 3,5 km od místa přistání, ačkoliv urazil již skoro 8 km. V tomto směru uvvšem ani obě vozítka dohromady nemohou konkurovat někdejšímu sovětskému Lunochodu 2, jenž byl zaparkován až po ujetí plných 37 km v r. 1973.
A. Fairén aj. soudí, že obě vozítka potvrdila dokonce i novější přítomnost tekuté vody na povrchu Marsu během posledních 2 mld. let, zejména na planině Meridiani Planum a v kráteru Gusev. Jelikož ve vodě byly rozpuštěny zvětralé basalty, obsahující prvky Si, Fe, S, Mg, Ca, Cl, Na, K a Al, zůstávala tekutou i při okolní teplotě nižší než 0°C. Tyto objevy by se měly odrazit v přísnější sterilizaci sond, které letí k Marsu a zejména těch, které na něm přistávají. Protože, jak poznamenal J. Rummel, letět na Mars s cílem prozkoumat, jaký je mikrobiální život na Floridě, je trochu drahý špás.
S. Wernerová aj. probrali všechna data o změnách vulkanismu na Marsu, jak je postupně získávaly sondy Viking až Mars Odyssey pro vulkanické krátery, jež značkují globální vulkanismus na planetě. Ten se nejvíce rozmáhala v Noachiánské éře ve stáří větším než 3,7 mld let před současností. Hlavní sopky se nacházely v pásmech Tharsis, Elysium a Circum-Hellas a byly činné později než 3,7 mld. let. Pásmo Tharsis s nejvyšší sopkou Olympus Mons vydávalo horké magma, prach a plyn před 1,6 mld. let a bylo aktivní ještě před méně než stovkou mil. roků.
V létě 2009 bylo zveřejněno prvních pět prací o výsledcích přistávací laboratoře Phoenix. V atmosféře Marsu se tvoří během dne oblaka z ledových krystalků; v noci poletují při povrchu sněhové vločky a na laboratoři se tvoří námraza. Půda v místě přistání je mírně zásaditá (pH ≈ 7,7), ledové krystalky jsou zamrzlé do regolitu v hloubce 50 – 150 mm, dále je tam přítomen vápník ve vápenci, vodní minerály a soli.
V r. 2004 byl k překvapení odborníků objeven v atmosféře Marsu plynný methan. Methan je totiž v atmosféře Marsu nestabilní, takže musí být neustále doplňován z nějakého konkrétního zdroje pod povrchem planety. Podle M. Mummy aj. se nyní podařilo takový zdroj najít pomocí pozemních infračervených spektrometrů ve výronech z hornin bohatých na jílové minerály na vysočině Arabia Terra, v příkopech Nili Fossae aj. Z jednotlivých zdrojů uniká až 0,6 kg methanu za sekundu a v létě se v atmosféře Marsu nad severní polokoulí odhaduje množství methanu na 19 kilotun. Podle F. Lefevra a F. Forgeta se koncentrace methanu mění jak na daném místě, tak v daném čase na různých místech. Přesto však zatím nevíme, jak a kde se tento methan opět z atmosféry ztrácí. Jde o tak palčivou otázku, že NASA a ESA uvažují o vyslání společné speciální sondy k Marsu již v r. 2016.
Spektrometr GRS pro detekci záření gama na orbitální sondě Mars Odyssey přinesl důkaz o tom, že na planetě existoval v dávné minulosti oceán, pokrývající třetinu povrchu planety (byl dvacekrát větší než plocha Středozemního moře), a o něco mladší menší oceán. Na jejich březích se podařilo prokázat přebytek draslíku, železa a thoria. Spektrometr GRS "prohlédne" do hloubky 0,3 m pod povrch planety a na severní polokouli našel ve vysokých areografických šířkách všude led. Čistý led se také postupně nachází v mladých impaktních kráterech; je ho tam mnohem více, než se čekalo. M. Balme aj. objevili na povrchu Marsu polygonální útvary oddělené od sebe trhlinami. Jejich morfologii vysvětlují cykly tání a mrznutí tekuté vody, které probíhaly ještě před 2 mil. let. Evropská sonda Mars Express nalezla kolem 45° jižní areografické šířky hory, kde pod povrchem z prachu úspěšně stékají z hor ledovce. Podle N. Jevdokimové aj. získala sonda i další doklady o výskytu tekuté vody na povrchu Marsu v minulosti. Totéž potvrzují i snímky oběžné sondy MGS z r. 1997.
Po velké erupci na Slunci v říjnu 2003 se dočasně snížila hustota atmosféry Marsu o řád. Zato za posledních 30 let došlo na Marsu k solidnímu globálnímu oteplené, neoboť průměrná teplota povrchu planety se zvýšila o 1,7°C. Jelikož Mars dostává v průměru od Slunce o 43 % méně záření a přitom má v porovnání se Zemí velmi řídkou atmosféru, je pravděpodobně, že je citlivější na variace sluneční činnosti než Země. To by ovšem znamenalo, že globální oteplování pozorované na Zemi odráží celoplanetární "klima", a to si nedá poroučet.
Australský astronom amatér Anthony Wesley oznámil 19. 7. 2009 objev malé tmavé skvrny poblíž jižního pólu planety svým 0,35m teleskopem. Objev vzápětí nezávisle potvrdil japonský astronom amatér T. Mišina. K vytvoření skvrny došlo Příslušnou oblast pak o 22 h později sledovali P. Kalas aj. pomocí Keckova teleskopu v infračerveném pásmu spektra a zaznamenali tam jasnou skvrnu v jovigrafické délce 305°, jejíž plocha dosáhla závratných 200 mil. čtv. kilometrů. O týden později sledoval oblast skvrny také teleskop VLT ESO a na snímcích v pásmu 2,5 μm se ukázalo, že skvrna se rozdělila na dvě jasné části vzdálené od sebe 8° a její vývoj v čase zcela odpovídal podobnému vývoji skvrn po dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 shodou okolností právě o 15 let dříve. Jak uvedli G. Orton aj., byli jsme tedy shodou šťastných okolností svědky dopadu dalšího kosmického projektilu (jádra komety nebo planetky) o průměru stovek metrů na Jupiter, což naznačuje, že Jupiter dostává daleko více takových zásahů, než jsme si donedávna mysleli. Zejména tím získalo na ceně pozorování tmavé skvrny na Jupiteru, kterou objevil V. Zlatinski v severní tropické zóně planety 18. 8. 1917 pomocí 0,11m refraktoru. Objev byl o týden později potvrzen známým amatérem P. Fauthem, jenž se dlouhodobě pozorování Měsíce věnoval.
X. Asay-Davis aj. zjistili, že lineární průměr dlouhodobě pozorované Velké červené skvrny v atmosféře Jupiteru se během deseti let od r. 1996 zmenšil o 15 %, ale její obvodová rychlost se přitom nezměnila. R. Helled aj. srovnali několik metod určení periody rotace Jupiteru a dostal lehce rozdílné výsledky. Z měření polohy hladiny konstantního atmosférického tlaku planety jim vyšlo 9 h 54 min 30 s, kdežto z průletu sond Pioneer a Voyager hodnota přesně o 1 min delší a z velikosti zploštění Jupiteru hodnota o 50 s delší v porovnání s první metodou.
V listopadu 2009 dostala družice Jupiteru s předběžným označením S/2003 J 17 jméno Herse a oficiální označení Jupiter L, tj. jde o jubilejní 50. družici planety.
V. Lainey aj. propočítali velikost energie ze slapového tření v Jupiterově družici Io a dokázali, že je postačující pro vysvětlení mohutného vulkanismu na povrchu tohoto jedinečného tělesa v Jupiterově soustava družic. Slapy totiž produkují tepelný výkon 90 TW, což dává na povrchu Io tepelný tok přes 2 W/m2. Nitro Io je přitom v termodynamické rovnováze. Pro výpočet byla velmi užitečná přesná astrometrie pohybu družice již od r. 1891. Io se sice od Jupiteru vzdaluje z téhož důvodu jako se Měsíc vlivem slapového tření vzdaluje od Země; podobně se od Jupiteru sekulárně vzdalují i družice Europa a Ganymed. U Jupiteru však existuje i další silný efekt opačného znamení, takže výsledkem tohoto přetahování je pomalé přibližování Io k Jupiteru, které asi za 100 mil. roků způsobí, že silný vulkanismus na Io ustane.
Dne 23. června 2009 se odehrál zákryt Jupiterovy družice Amalthea družicí Io. Šlo dokonce o totální zákryt, který trval 94 sekund a byl sledován pomocí série 5s expozic. Při dnešní přesnosti astrometrie lze takové úkazy dobře předvídat a jejich sledování přispívá jak k dalšímu zpřesnění drah obou družic tak i ke zkoumání jejich exosfér.
Neobyčejně úspěšná kosmická sonda Cassini pokračovala plynule v průzkumu Saturnu, jeho družic i prstenců i po skončení své zaručené životnosti 2004-2008. Zvlášť velké množství výsledků přinesly další těsné průlety sondy kolem Saturnových družic, především Enceladu, kde se při průletu počátkem října 2008 podařilo získat snímky jeho povrchu s lineárním rozlišením až 12 m. J. Waite aj. získali díky hmotovému spektrometru na sondě údaje o výskytu celkem 28 sloučenin na povrchu a ve výtryscích Enceladu, počínaje vodou a konče uhlovodíky, ale také čpavku. Poblíž trhlin, z nichž tryskají gejzíry vody a zrníček vodního ledu, byly naměřeny teploty nad 180 K a při těchto teplotách tvoří voda s příměsí čpavku nebo methanu nemrznoucí směs.
Již při průletu koncem listopadu 2005 zaznamenali M. Hedman aj. výtrysk sahající až výšky 300 km, v němž ledem obalená zrnka prachu o průměru řádově mikrometry tryskala z jícnu gejzíru rychlostmi až 160 m/s, tj. až 2/3 únikové rychlosti z družice. Někteří autoři se proto domnívají, že Enceladus má podpovrchový vodní oceán, ale pozorování tomu příliš nenasvědčují, protože podle N. Schneidera aj. ve zmíněných gejzírech nebyl zjištěn z pozemních pozorování sodík, tj. vystřelované kapičky vody nejsou slané. Naoproti tomu podle F. Postberga aj. byly slané sloučeniny NaCl, NaCO a NaCO2 objeveny na okrajích trhlin Encleadu poblíž jeho jižního pólu během dosavadních průletů sondy a jelikož se další průlety ještě uskuteční, je pravděpodobné, že se dosud protichůdné údaje podaří zlepšit a zmíněnou otázku jednoznačně rozhodnout. Počátkem listopadu 2009 proběhl další těsný průlet sondy ve výšce 99 km nad povrchem Encelada a tak se podařilo spočítat, že slapové tření uvnitř družice dává tepelný výkon kolem 100 MW, což by mohlo stačit pro ohřev vody v hypotetickém podpovrchovém oceánu.
Také největší družice Saturnu Titan byla sledována sondou Cassini při několika dalších těsných průletech. Podle J. Mitchella má Titan zcela určitě podpovrchový oceán tekuté vody, protože se to projevuje kolísáním rychlosti rotace družice. Oceán tepelně izoluje hmotné jádro Titanu od jeho ledové kůry o tloušťce kolem 100 km. Tekutina snižuje moment setrvačnosti povrchu družice. Sezónní výměna momentu hybnosti mezi hustou atmosférou Titanu a jeho povrchem ovlivňuje délku rotační periody družice. Atmosféra Titanu totiž vykazuje tzv. superrotaci, tj. přebytek rychlosti až 100 m/s. R. Lorenz a J. Radebaughová prozkoumali radarové snímky 16 tis. segmentů dun na 8 % povrchu Titanu v úhlové vzdálenosti až 30° od rovníku. Duny jsou seřazeny ve směru od východu na západ, což svědčí o neobvyklém retrográdním vanutí větru.
Další důkaz o existenci podpovrchového oceánu poskytla podle C. Béghina aj. měření modulu Huygens, protože průběh změn elektrického náboje během sestupu odrážel interakci magnetického pole Titanu s atmosférou i nitrem Titanu. Z měření vyplývá, že kůra družice má tloušťku jen několika desítek km, a že oceán obsahuje kromě vody také čpavek, který mimo jiné (jako "fridex") snižuje bod tání kapaliny v oceánu.
V atmosféře Titanu jsou podle S. Rodrigueze aj. pozorovatelná uhlovodíková mračna na jižní, tj. nyní letní, polokouli, zatímco na chladnější severní polokouli zcela chybějí. Léto a zima se na polokoulích Titanu střídají zhruba po 15 letech. Výskyt mračen je tedy ovlivněn globální cirkulací Titanovy atmosféry. Mračna se dají dokonce pozorovat ze Země ve výškách až 45 km nad Titanem, což se podařilo díky Spitzerovu kosmickému teleskopu, ale též díky teleskopům Gemini N a IRTF na Havaji v infračerveném spektrálním pásmu. Na jaře 2008 byl dokonce díky oběma teleskopům pozorován hurikán v jižní šířce 15°. Podle E. Schallera aj. a C. Griffithové aj. se bouřková mračna objevila po několikaleté přestávce i v troposféře nad rovníkem ve výškách pod 26 km a jelikož jsou tvořena kapičkami uhlovodíků (především methanu), může na Titanu pršet. Na chladnější severní polokouli se vyskytují ethanová mračna.
D. Jennings aj. ukázali, že povrchová teplota na Titanu jen nepatrně závisí na úhlové vzdálenosti od rovníku. V oblasti rovníku, kde přistál modul Huygens, byla naměřena jasová teplota 94 K, která směrem k pólům klesá jen o 2 K. Na jižní polokouli jsou léta kratší, a proto i chladnější. Hloubka uhlovodíkových jezer přesahuje 10 m a podle profilu dna jezer v létě vyschlých dosahuje i stovek metrů. Když se na severní polokouli Titanu blíží léto, začnou se jezera stěhovat ze severu na jih a během severního léta se zcela vypaří. D. Cordier aj. dokázali zpřesnit díky měřením plynového chromatografu na modulu Huygens a také pomocí radaru na sondě Cassini údaje o chemickém složení kapaliny v jezerech, které se podstatně liší od původních hrubých modelů. V jezerech se vyskytuje v průměru 78 % ethanu (C2H6), 8 % propanu (C3H8), 5 – 10 % methanu (CH4), 2 – 3 % kyanvodíku a po 1 % butenu (C4H8), butanu (C4H10) a acetylenu (C2H2).
O. Mousis aj. se věnovali otázce, kde se na Titanu bere methan, jenž dává jeho atmosféře oranžové zbarvení, ale současně se nepřetržitě rozkládá slunečním zářením takovým tempem, že k jeho průběžnému doplňování by nestačila jezera na povrchu Titanu. Dospěli k závěru, že methan získal tato obří družice již při svém vzniku před 4,5 mld. let, takže v jejím nitru je dosud nejméně o tři řády více methanu než v jeho atmosféře. Cirkulace methanu mezi nitrem, povrchem a atmosférou dokonce napovídá možnosti výskytu života na odlišném principu, než je koloběh vody na Zemi, jak se dosud většinou uvažovalo. C. Nixon připomněl, že atmosféra Titanu byla objevena při pozorováních ze Země již v r. 1907 a díky sondě Voyager 1 víme od r. 1980, že hlavní složkou atmosféry je dusík a tlak na povrchu družice přesahuje dvakrát tlak atmosféry na povrchu Země. Projevuje se tam i podobný skleníkový efekt, jenž umožňuje výskyt kapalné vody na zemském povrchu, jenže se v tomto případě týká methanu. X. Gu aj. dokonce zjistili na základě modelových výpočtů, že v atmosféře Titanu se vyskytuje triacetylén (HC6H), který tvoří zřejmě významnou součást oparu nad uhlovodíkovými jezery a hraje podobnou úlohu ochrany povrchu před ultrafialovým zářením Slunce, jakou má na Zemi ozon. Proto bude podle H. Lammera aj. asi zapotřebí rozšířit definici ekosfér (obydlitelných pásem) zejména kolem trpasličích hvězd pozdních spektrálních tříd.
J. Lebreton aj. a Nelson aj. popsali výsledky studia povrchu Titanu jednak při sestupu sondy Huygens a jednak při následných těsných průletech sondy Cassini v blízkosti Titanu. Odtud vychází, že povrch Titanu je geologicky mladý, a tudíž se rychle proměňuje. Během let 2004-2005 byly pozorovány změny infračervené odrazivosti povrchu na ploše přes 70 tis. čtv. kilometrů kolem 78° západní délky a 26° jižní šířky. Patrně jde o důsledek sezónního kolísání výskytu čpavkové jinovatky na této obrovské ploše. Podle H. Zebkera aj. vyplývá z radarových měření sondy Cassini, že Titan má prakticky přesně kulový tvar o poloměru 2574 km.
Pokud jde o další družice Saturnu, pokrok je i v těchto případech znamenitý. T. Roatsch aj. publikovali atlasy a schválenou nomenklaturu útvarů na povrchu družic Mimas, Tethys a Japetus s rozlišením lepším než 800 m/pixel. V březnu 2009 byl zveřejněn objev další družice Saturnu s předběžným označením S/2008 S1, která byla pozorována sondou Cassini mezi červnem 2007 a únorem 2009, odkud vyšly parametry oběžné dráhy: a = 167,5 tis. km; e = 0,000; i = 0,001°; oběžná perioda 0,8 d a odhadovaný průměr 0,25 km. Družice vykazuje dráhovou rezonanci 7:6 se známou družicí Midas a nachází se v oblasti Saturnova prstenu G. V květnu 2009 obdržela definitivní označení: Saturn LIII Aegaeon.
Během roku 2009 stoupl díky sondě Cassini počet Saturnových družic s ověřenými drahami na 61, ale některá z těles jsou podobně nepatrná jako Aegaeon, takže se patrně blíží chvíle, kdy bude asi potřebí nějakého administrativního zásahu, oddělujícího přirozené družice od kamenných či ledových úlomků. Cassini je zkrátka v tomto směru příliš horlivá sonda, a to také díky spolupráci s astronomy-amatéry, kteří začali objevovat minidružice díky dlouhým stínům, které vrhají na Saturnovy prstence.
Do sledování Saturnu se však poněkud překvapivě zapojil i Spitzerův kosmický teleskop SST, který díky infračerveným snímkům vzdáleného okolí planety umožnil A. Verbiscerové aj. odhalit gigantický prsten ve tvaru tlustého disku s vnitřním okrajem nanejvýš 128 poloměrů Saturnu Rs (7,7 mil. km) a vnějším dokonce alespoň 207 Rs (12,5 mil. km). Příčná tloušťka disku skloněného pod úhlem 27° k rovině Saturnova rovníku dosahuje 40 Rs (4,8 mil. km). Prsten se skládá z nepatrných prachových zrníček o průměru do 100 mikronů, ale jeho plocha je o čtyři řády větší než u klasických Saturnových prstenců A a B. Podle všech známek je prsten výsledkem bombardování povrchu družice Phoebe, která obíhá Saturn retrográdně po dráze skloněné pod úhlem 175° k oběžné rovině planety v průměrné vzdálenosti 215 Rs (13 mil.km). Jeho existenci předpověděl v r. 1974 americký astrofyzik S. Soter.
S. Charnoz aj. se věnovali otázce, zda Saturnovy prstence mohly vzniknout v epoše těžkého bombardování planet Sluneční soustavy před 4 mld. let. Myslitelné jsou dva mechanismy, tj. srážka dvou již existujících přirozených družic Saturnu, anebo slapové rozpady dorážejících kometárních jader. Autoři zjistili, že bombardování kometami bylo v té době dostatečně vydatné, takže i tento scénář je reálný, ale v tom případě by podobně bohatou soustavu prstenců musely mít i ostatní obří planety. Proto nakonec dávají přednost srážce dvou již existujících družic Saturnu.
Odstavec o pozoruhodných prstencích Saturnu uzavírám poznámkou o Galileových pozorováních dalekohledem , který sice neumožnil objevit jejich podstatu, ale stačil na zahlédnutích Saturnových "sluhů" v létě 1610 a znovu od r. 1616. Zajisté udivený Galileo je však nemohl nalézt při pozorováních v r. 1612 a znovu sluhové zmizeli v r. 1626. Těžko mohl tušit, že jde o prstence, které se během Saturnovy oběžné dráhy naklápějí od největšího rozevření až po prakticky skutečné zmizení, když je pozorujeme zboku, protože jejich příčný rozměr je opravdu zanedbatelný vůči jejich poloměru v poměru více než sedmi řádů!
Sonda Cassini podle L. Ioria umožnila díky přesným měření poloh Saturnu v letech 2004-2006 objevit nečekanou odchylku v rychlosti sekulárního perihelu Saturnu od výpočtu, který postihuje známé efekty Newtonovy i Einsteinovy teorie včetně rušivého působení 20 transneptunských objektů. Odchylka od výpočtu činí (-0,006 ±0,002)″/století, což je ovšem právě na hranici trojnásobku střední chyby a lze jen těžko odhadnout, jak se bude tato veličina měnit v průběhu dalších let. Z tohoto důvodu by bylo jistě skvělé, kdyby sonda Cassini mohla měřit polohy Saturnu co možná nejdéle.
R. Helled aj. užili pro určení rotační periody Saturnu těchže metod, kterými počítali periodu rotace Jupiteru. Pro Saturn tak dostali hodnoty v rozmezí 10 h 31 min 49 s až 10 h 32 min 35 s, takže navrhují uvádět nadále průměrnou hodnotu 10 h 32 min.
O. Benvenuto aj. ukázali, že obří plynné planety Sluneční soustavy počínaje Jupiterem a konče Neptunem vznikly rychleji, než se dosud soudilo, během několika málo milionů let z kamenných zárodků tvořených přibíráním (akrecí) planetesimál o typických rozměrech 30 – 100 m. Tyto zárodky pak na sebe nabalily obrovské množství prvotního plynu, převážně vodíku a hélia.
T. Widemann aj. zpracovali výsledky mezinárodní pozorovací kampaně z 8. září 2001, kdy Uranova družice Titania zakryla hvězdu 7. mag (HIP 106829; sp. K0 III; poloměr 10 R☉; vzdálenost 170 pc). Na kampani se podílelo 57 pozorovatelů na třech kontinentech; z pozorování vybrali nejlepších 27 záznamů, a tak zjistili, že Titania nemá atmosféru a není zploštělá; její poloměr dosahuje 788 km a rotuje s periodou 8,7 dne. Hustota 1,7násobek hustoty vody prozrazuje, že jde o kamenné těleso s velkým obsahem vodního ledu. C. Miller a N Chanover využili okolnosti, že Uranova družice Umbriel zakryla 15. srpna 2007 Titanii a o 4 dny později také Ariela k odvození přesných poloměrů všech tří družic, tj. Umbriel má poloměr 585 km, Titania 789 km a Ariel 579 km.
Spektrometr CRIRES na VLT ESO potvrdil výskyt plynného methanu v řídké atmosféře Neptunovy družice Triton a odhalil také pásy CO v blízké infračervené oblasti spetkra kolem 2,3 μm.
E. Lellouch aj. zkoumali vlastnosti spodní atmosféry (134340) Pluta jednak pomocí spektrografu HIRES na Keckově teleskopu a jednak během zákrytů hvězd Plutem. Hlavní složkou spodní atmosféry Pluta je molekulový dusík s 0,5% příměsí plynného methanu, jenž se však převážně koncentruje těsně u povrchu trpasličí planety. Tím lze vysvětlit teplotní inverzi v atmosféře Pluta ve svrchní atmosféře, kde teplota vzrůstá na 100 K. Tlak atmosféry při povrchu kolísá od 0,6 do 2,4 Pa.
Trpasličí planeta s přeběžným označením 2003 EL61, která díky dvěma objeveným družicím (objeveným Keckovým dalekohledem na Mauna Kea na Havaji) má nyní dobře určené rozměry (poloměr 700 km) i hmotnost (4.1021 kg, tj. 6 % hmotnosti našeho Měsíce), dostala název (136108) Haumea podle havajské bohyně plodnosti. Její družice obdržely ve shodě s tím jména Hi'iaka (bohyně zrozená z úst Haumey) a Namaka (bohyně vod a moří zrozená z těla Haumey). Podle W. Frasera a M. Browna mají všechna tři tělesa podle spekter pořízených NICMOS HST podobný povrch, takže vznikla naráz při jediné srážce, nikoliv zachycením družic Haumeou. Jde zatím o jedinou rodinu planetek se společným původem mezi tělesy TNO, přičemž Haumea je právě největším a nejhmotnějším členem své rodiny.
D. Ragozzine a M. Brown zjistili z pozičních snímků HST a Keckova teleskopu, že bližší družice Namaka s excentricitou e = 0,25 nemá keplerovskou dráhu, kdežto vzdálenější družice Hi'iaka ano, ačkoliv dráhy obou družic jsou koplanární, ale současně obě obíhají retrográdně se sklonem drah 113° a 126°. Namaka prodělávala v uplynulých letech jednak přechody přes kotouček Haumey a jednak také zákryty. Obě družice se vzájemně zakrývaly v červenci 2009 a zmíněné geometrické úkazy pochopitelně pomohly zpřesnit parametry všech zúčastněných těles. Velká poloosa dráhy Namaky činí 26 tis. km, kdežto Hi'iaky 50 tis. km. Namaka má poloměr 80 km a hmotnost 2.1018 kg, zatímco Hi'iaka je dvakrát větší a o řád hmotnější. Průměrná hustota družic je srovnatelná s hustotou vody v pozemských podmínkách, což nasvědčuje tomu, že jde převážně o ledová tělesa s mírnou porézností.
A. Heinze a D. deLahunta zpracovali světelnou křivku další trpasličí planety (136472) Makemake (předběžné označení 2005 FY9), která se barvou podobá Plutu. Z periodického kolísání její jasnosti s amplitudou 0,03 mag obdrželi její rotační periodu 7,8 h. Je pozoruhodné, že k vizuálnímu rozlišení Pluta a Charonu stačí reflektor o průměru zrcadla 0,45 m při zvětšení 500krát, ovšem za vynikajícího klidu atmosféry vysoko v horách. K vizuálnímu pozorování Makemake (17,0 mag) a Haumey (17,4 mag) je zapotřebí 0,9m reflektor, takže vizuální dohlednost pomocí dalekohledu do vzdálenosti 45 AU od Slunce je nyní dobře možná.
C. Morea Dalle Ore aj. zkoumali pomocí SST a VLT infračervená spektra TNO (50000) Quaoar. Prokázali tak na jeho povrchu s teplotou 30 K krystalický vodní led a dále led methanu a možná i ethanu. V zrníčkách hornin se však vyskytuje i amorfní vodní led vznikající ozařováním krystalického ledu slunečním zářením. Quaoar s červeným vzezřením podobným Plutu je patrně menší, než se původně soudilo, protože má poměrně vysoké albedo 20 %, takže jeho poloměr činí jen něco přes 400 km. Quaoar se vyznačuje poměrně malou výstředností dráhy (e = 0,04) se sklonem 8° a velkou poloosou a = 43,6 AU.
Koncem září 2009 se podařilo pomocí HST prokázat podvojnost šesti TNO, konkrétně objektů s předběžným označením 2007 TY430, 1999 XY143, 1999 RY214, 2002 VT130, 2000 WT139 a 2003 YU 179. Úhlová rozteč mezi složkami se pohybovala od 0,06″ do 0,4″.
Podle B. Gladmana aj. překročil počátkem r. 2009 počet objevených transneptunských těles hranici tisíc objektů, a to jen 79 let po objevu prvního z nich - Pluta. U planetek hlavního pásu, které jsou nesrovnatelně blíž a tedy mnohem jasnější, dosáhli astronomové téže mety za 124 let od objevu první planetky Ceres. Je to výmluvný doklad toho, jak se za dvě poslední století zlepšily technické možnosti výzkumu Sluneční soustavy. B. Gladman aj. také ohlásili objev prvního TNO s retrográdní drahou, který našli v přehlídce pomocí dalekohledu CFHT. Jde o objekt 2008 KV42 o průměru 50 km se sklonem oběžné dráhy k ekliptice 104°, velké poloose dráhy 42 AU a výstřednosti 0,5. Podle názoru autorů se směr obíhání změnil na retrográdní následkem poruch dráhy od Uranu a Neptunu během nějakých 30 mil. let po vzniku zmíněného TNO.
W. Fraser a J. Kavelaars využili úžasných parametrů přehlídkové kamery Suprime u japonského 8,2m teleskopu Subaru k vyhledání všech TNO jasnějších než R = 26,8 mag v zorném poli o ploše 0,33 čtv. stupně. Našli tak celkem 36 TNO, a odtud odvodili zlom funkce svítivosti pro TNO s poloměrem 30 km a dále odhadli celkovou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP) na několik setin hmotnosti Země. Jde tedy o pás zhruba o dva řády hmotnější, než je hlavní pás planetek, jehož hmotnost dosahuje jen 3.1021 kg, tj. asi 4 % hmotnosti našeho Měsíce.
R. Gil-Hutton aj. vysvětlují zlom ve funkci svítivosti fázovým přechodem mezi amorfním a krystalickým ledem, který podle nich nastává u těles s poloměrem 35 km. Haumea je podle autorů pokrytá tenkou (1,2 mm) ledovou krustou, ale v hloubce 16 mm pod povrchem se prý už nachází původní materiál pásu EKP.
D. Jewitt se zabýval vývojem drah Kentaurů v prostoru mezi Saturnem a Uranem a ukázal, že jejich životnost v tomto pásmu je poměrně krátká. Zdrojem nových Kentaurů je zmíněný pás EKP a medián jejich velkých poloos činí 12,4 AU. S rostoucí aktivitou Kentaurů se přísluní jejich drah zkracují. Průměrná velikost přísluní pro 9 nyní aktivních Kentaurů, jejichž prototypem je (2060) Chiron občas kamuflující kometu, dosahuje jen 5,9 AU. Naproti tomu více než 4/5 z 92 známých Kentaurů aktivních není, a jejich přísluní mají v průměru 8,7 AU. Jewitt ukázal, že aktivita Kentaurů souvisí s fázovým přechodem amorfního ledu na krystalický. Dlouhodobým následkem je pak pád Kentaurů do Slunce, anebo jejich únik do mezihvězdného prostoru.
Dátum poslednej zmeny: 02. marca 2011