Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 31. októbra 2016
A. Verma aj. zkombinovali pozemní radarová měření vzdáleností Merkuru za období let 1960-1998 s měřením poloh Merkuru při pěti průletech kosmické sondy Mariner 10 v 70. letech minulého století s nejnovějšími údaji získávanými kosmickou sondou a oběžnicí Merkuru MESSENGER od března 2008 do podzimu 2009. Výsledkem je výrazné zpřesnění efemerid poloh těles Sluneční soustavy a potvrzení řady jemných vlivů obecné teorie relativity na dráhu této planety nejbližší ke Slunci, když střední chyba měření poloh Merkuru se zlepšila o plné dva řády na současnou chybu jen ±9 m! Na daném stanovišti Merkuru vychází Slunce vždy po 176 dnech, protože Merkur se během dvou oběhů kolem Slunce otočí třikrát kolem své osy. Jelikož jeho dráha kolem Slunce je silně výstředná (e = 0,21), dosahuje povrchová teplota na přivrácené polokouli Merkuru v přísluní až 700 K, zatímco v odsluní jen 500 K.
E. Aspaugh a A. Reufer proto upozornili, že vznik Merkuru musel být velmi komplexním procesem, v němž hrály roli lehké srážky s menšími tělesy, jež při tečných kolizích dokázaly otrhat Merkur o jeho původní plášť, protože jinak nelze vysvětlit, že v současnosti tvoří 70 % hmotnosti planety železné jádro. Těmito srážkami lze pak vysvětlit i mimořádně velkou výstřednost dráhy Merkuru, suverénně nejvyšší mezi všemi osmi planetami Sluneční soustavy.
S. Nayakshin uvedl, že na povrchu Merkuru zůstal poměrně těkavý draslík, což znamená, že při svém vzniku nebyl povrch Merkuru vystaven příliš vysokým teplotám. Zato se zřejmě vypařily silikáty, kdežto nejodolnější vůči teplotám až 1,2 kK byla zrnka železa. Merkur se utvořil ještě před rozplynutím sluneční pramlhoviny a smršťoval se vlivem slapů. Poznatky o gigantickém železném jádru Merkuru mohou být zajímavé i pro pravděpodobnou existenci kovových jader Uranu a Neptunu. P. Byrne aj. uvedli, že povrch Merkuru je tvořen jedinou tektonickou deskou, která je ovšem silně zprohýbaná vinou poměrně velkého smršťování planety, jejíž poloměr se od vzniku Merkuru zmenšil o plných 7 km.
N. Chabotová aj. zjistili z podrobného rozboru snímků polárního impaktního kráteru Prokofjev, že ledové vrstvy na jeho dně jsou mladší než kráter, což znamená, že buď se tam vytvořily později vyvržením podpovrchovým zásob ledu při dopadu jiných kosmických projektilů, popřípadě vodu dodaly komety, které se s Merkurem srazily až po vzniku zmíněného kráteru.
Zatímco původní specifikace sondy předpokládala zhotovení 2 tisíc snímků, v dubnu 2014 jich bylo pořízeno již 200 tisíc. Z dnešního pohledu šlo přitom o docela levnou sondu v ceně 448 mil. dolarů
Podle rozhodnutí IAU z počátku roku 2014 získala řada impaktních kráterů na Merkuru jména po umělcích a česká hudební scéna je tam zastoupená krátery Janáček a Dvořák.
C. Shalygin aj. nalezli pomocí aparatur na sondě Venus Express (ESA) na úbočí obří štítové sopky Maat Mons tři skvrny s teplotami 530 – 830 °C, takže jde buď o proud žhavého magmatu, anebo o sérii kuželů žhavé škváry. Průměrná teplota povrchu Venuše dosahuje totiž jen 480 °C. Lávové pole vyplňuje trhlinu Ganiki Chasma dlouhou 25 km. Vědci předpokládají, že samotná sopka vznikla před 10 – 20 mil. let. Velmi úspěšná sonda byla během léta 2014 navedena na nízké průlety atmosférou Venuše mezi 250 km nad severním pólem až na 130 km nad pólem jižním kvůli vyzkoušení aerodynamického brzdění sondy. Tento manévr zčásti prodloužil životnost sondy, která už dávno překročila původní očekávání, ale vedl nakonec ke ztrátě ovládání jejího pohybu koncem listopadu 2014. Sonda zanikla v atmosféře Venuše patrně koncem ledna 2015.
D. Morton shrnul současné údaje o astronomických vlivech na změnu klimatu na Zemi. Nejnovější soustavné měření změn sluneční konstanty pomocí družice SORCE (SOlar Radiation and Climate Experiment; NASA) vypuštěné počátkem roku 2003 na kruhovou dráhu skloněnou k rovníku pod úhlem 40° ve výši 645 km nad Zemí dalo do r. 2014 střední hodnotu (1360,8 ±0,5) W/m2, jenže klimatické modely užívají hodnoty (1365,4 ±1,3) W/m2. Kolísání sluneční konstanty během celého slunečního cyklu nepřevyšuje ±0,12 %, což svědčí o vynikající zpětné vazbě stability produkce termonukleární energie ve slunečním nitru. Produkce řetězce proton-proton totiž závisí na 4. mocnině teploty (teplota v centru Slunce se odhaduje na 15,7 MK), takže i nepatrné zvýšení teploty vede k rozepnutí centrální oblasti a tím i rychlému poklesu teploty a snížení energetického výkonu. Podobně malý pokles teploty vede k velkému poklesu produkce energie a následnému stlačení centrální oblasti gravitací, a tím k opětnému zvýšení teploty a růstu výkonu. Zmíněné kolísání slunečního výkonu se proto na Zemi projeví kolísáním průměrné teploty nanejvýš o ±0,1 °C.
Závažnější astronomický vliv na zemské klima odhalil M. Milankovič ve svých pracích z let 1912-1941. Zemské rotační osa vykonává precesní pohyb v periodě 26 tis. let, ale osa zemské dráhy kolísá v opačném směru v periodě 112 tis. let, takže výsledkem je perioda oslunění Země dlouhá 22 tis. let. Sklon ekliptiky k rovníku kolísá v periodě 41 tis. let a výstřednost zemské dráhy má dvě periody: 100 a 413 tis. let. Samo Slunce kolísá ve své poloze vůči barycentru Sluneční soustavy v periodě 2,4 tis. let. To vše má přirozeně jednoduchý geometrický vliv na ozáření Země, který může být různý pro severní a jižní polokouli.
Moderní analýza však ukazuje, že Milankovičovými cykly lze vysvětlit jen asi 20 % naměřeného kolísání střední teploty Země. V letech 250 př. n.l. až 400 n.l., jakož i ve středověku (950-1250) bylo na Zemi nadprůměrně teplo, zatím mezi lety 1430-1850 se na severní polokouli projevovala malá ledová doba. Dlouhodobé zvyšování sluneční konstanty dané postupně vyšší účinností termonukleárních reakcí s rostoucím stářím Slunce se může projevit až za 800 mil. let.
Soudobé klimatické modelování není navzdory výkonnějším počítačům nijak zvlášť úspěšné. Podle modelů měla od r. 1998 do r. 2013 vzrůst průměrná teplota povrchu Země o (0,21 ±0,03) °C. Jak uvedli J. Fyfe aj., ve skutečnosti dosáhl tento růst jen (0,05 ±0,08) °C, což znamená, že se prakticky zastavil. Koncem r. 1997 totiž zeslábly tropické pasátové větry v Pacifiku, což vyvolalo přibližně dekadický jev zvaný El Niňo, takže Tichý oceán zůstává stále velkou neznámou v klimatickém modelování. Dlouhodobé působení efektu El Niňo za léta 1948-2013 popsali O. de Viron aj. Během jevu se ohřívá východní část Pacifiku, což vyvolá silné gradienty tlaku vzduchu nad Andami. Tím se zpomalí zemská rotace o >0,1 ms. Naproti tomu ohřev centrálního Pacifiku způsobí o polovinu nižší rychlost brzdění zemské rotace. Obnovení jevu El Niňo v r. 2014 se již začalo projevovat většími variacemi počasí po celé zeměkouli. Například Antarktida a přilehlý oceán byly podle měření z družic počátkem října 2014 zaledněny na rekordní ploše 20,1 mil. km2, což je rekord za dobu sledování zalednění pomocí družic, jak uvedla zpráva amerického Národního centra pro sníh a led (NSIDC). Současně však rekordním tempem klesla v témže roce ledová pokrývka Arktidy.
Podle S. Woodarda aj. byla na konci pliocénu průměrná teplota Země o 2 – 3 °C vyšší než dnes, ale před 2,7 mil. let začala klesat, což vedlo k rozsáhlému zaledňování severní polokoule. V té době totiž byly teploty na dně severního Pacifiku o 4° C nižší než teplota dna severního Atlantiku. Zvyšující se zalednění severní polokoule zmenšilo tento rozdíl k nule, což dokazuje, že mezi oběma oceány docházelo k přenosu tepla. Za tento úkaz byl zřejmě odpovědný pokles hladiny oceánů, který začal již před 3,15 mil. let a skončil před 2,75 mil. let. Pokles měl za následek drastickou změnu hlubokomořské cirkulace vodních mas.
X. Chen a K. K. Tung tvrdí, že zpomalení či zastavení globálního oteplení na povrchu je vyrovnáváno vyšším ohřevem hlubin Atlantiku i Jižního oceánu, což může trvat možná až 35 let, než se opět zvedne povrchová teplota Země. Podle K. Kintische však k zastavení tempa globálního oteplování mohl přispět jak Pacifik, tak také vliv stínění atmosféry Země aerosoly z průmyslových továren.
T. Gart a A. Rietbrock objevili, že při zemětřeseních se voda severozápadního Pacifiku dostává až do zemského pláště. I když se pak částečně vrací na povrch Země zásluhou sopečných výbuchů, autoři odhadli, že v zemském plášti se tak během existence Země ukrylo množství vody minimálně 3,5krát větší než dnes vykazují všechny oceány dohromady! Objev nezávisle potvrdili D. Pearson aj. studiem stlačeného minerálu olivínu, jenž se se vyskytuje v hloubkách 410 – 660 km. Využili k tomu vzorků diamantů z Mato Grosso, jež obsahují inkluze ringwooditu (silně stlačená fáze olivínu) vzniklé pod vysokým tlakem v uvedených hloubkách. Vyšlo jim, že ve svrchním plášti Země se nachází minimálně tolik vody, jako ve všech současných povrchových oceánech světa. Tento závěr potvrdili B. Schmandt aj. v laboratoři vysokých tlaků, když ukázali, že v uvedených hloubkách pod povrchem ringwoodit taje a mění se na perovskit, takže v přechodné zóně pod 660 km vznikají velké zásoby tekuté vody.
S překvapujícím objevem týkajícím se dodávky uhlíku do zemské atmosféry přišli L. Gatti aj., když zjistili, že v obdobích sucha není oblast Amazonie v Brazílii dodavatelem kyslíku, ale naopak uhlíku do zemské atmosféry. Mohou za to lesní požáry v suchém období, jak ukázalo srovnání suchého roku 2010 s vlhkým rokem 2011. Amazonie proto ročně uloží jen 3 – 6.1011 kg uhlíku do své zelené biomasy, která představuje plných 40 % pozemní biomasy zeměkoule. Zelená biomasa celého světa dokáže ročně zpracovat 2,6.1012 kg uhlíku, takže do atmosféry uniká 9.1012 kg ročně. Většinu z tohoto množství produkují cementárny a spalování fosilních paliv.
Jak uvedl Q. Schiermeier, podle studie panelu IPCC (Intergovernmental Panel on Climate Change) přispívá lidstvo ke globálnímu oteplování nejvíce vinou zemědělství (24 %), průmyslu (21 %), stavebnictví (18 %) a dopravy (14 %). V r. 2010 jsme tak dodali do atmosféry ekvivalent 49 Gt CO2. Naproti tomu se zvyšuje ochlazování povrchu Země rostoucí sopečnou činností. Jak ukázali D. Ridley aj., aerosoly ze sopek odrážejí zpět do vesmíru sluneční záření již ve výškách 15 km, takže od r. 2010 do r. 2013 způsobily aktivní sopky snížení průměrné teploty Země o 0,05 – 0,12 °C.
R. Dorn na základě čtvrt století trvajícího pokusu na šesti místech v Arizoně a Texasu srovnával větrání silikátových minerálů v hloubce půl metru pod povrchem v holých půdách, a v půdách, kde žijí mravenci a termiti. Ukázal, že tam, kde žijí mravenci a termiti, případně i další hmyz, se tvoří větráním zmíněných minerálů až 300krát více vápence, jenž vzniká pohlcováním CO2 z atmosféry než v půdách bez tohoto hmyzu. Jelikož s rostoucí teplotou tohoto hmyzu přibývá, může jít pravděpodobně o zápornou zpětnou vazbu, která zabrání příliš vysokému tempu globálního oteplování v budoucnu.
Ke skleníkovým plynům však patří, jak známo, také methan. Podle E. Nisbeta aj. asi pětina přírůstku methanu v zemské atmosféře od r. 1750 spadá na vrub lidské činnosti (pěstování skotu a rýže), ale tento růst se zpomalil po r. 1990 a zcela ustal v periodě let 1999-2006. načež však začal znovu výrazně růst. Nikdo však zatím není schopen zjistit, co je příčinou tak výrazných výkyvů oběma směry. Nepříznivým důsledkem globálního oteplování je podle D. Rompse aj. nárůst počtu blesků. V USA se v současnosti vyskytne 25 mil. úderů blesků do země ročně a tento počet by stoupl o 12 %, kdyby se střední teplota zemské atmosféry zvýšila o 1 °C, resp. o 50 % v průběhu tohoto století.
T. Lyons aj. ukázali, že molekul kyslíku v zemské atmosféře začalo přibývat před 2,5 mld. let po dobu půl miliardy let. Pak se však růst zastoupení kyslíku v oceánech zastavil a obnovil se až před 600 mil. lety, kdy dosáhl současného podílu. Kyanobakterie a eukaryota se však vyskytovala již před 2,7 mld. let.
A. Ukhorskiy aj. objevili pomocí dvojice Van Allenových sond vypuštěných koncem srpna 2012 ve vnitřním radiačním pásu Země elektrony s energiemi až 250 keV urychlené na třetinu rychlosti světla, které se vyskytují jakoby v zebřích pruzích ve vzdálenostech 1 – 3 RZ od zemského povrchu. Takto energetické elektrony představují vážné riziko pro elektroniku umělých družic, které prolétají zmíněnými zebřími pruhy zabijáckých elektronů. Riziko roste během geomagnetických bouří, protože magnetický moment Země není rovnoběžný se zemskou rotační osou, takže vinou indukce vzniká silné elektrické pole.
Tři družice ESA Swarm vypuštěné v listopadu 2013 potvrdily, že indukce magnetického pole Země zeslábla o 5 % za poslední století. Údaje z prvního pololetí r. 2014 potvrdily, že severní magnetický pól se přesouvá z Kanady přes Arktidu směrem na Sibiř.
J. Valley aj. objevili v metamorfovaném pískovci v západní Austrálii vzorky minerálu zirkonu staré 4,374 mld. let. To znamená, že k tuhnutí zemské kůry došlo již 100 mil. let po srážce Praměsíce se Zemí. Magmatický oceán vzniklý na Zemi následkem srážky je tedy starý 4,5 mld. let. N. Sleep a D. Lowe ukázali, že jihoafrické sedimenty se změnily na kapalinu před 3,3 mld. let vinou nárazu obří planetky o průměru asi 50 km. To vyvolalo obří seismické vlny trvající stovky sekund a neméně ničivé tsunami na oceánech.
Zajímavý pokus zapojit do studia následků přírodních katastrof jako jsou zemětřesení, sopečné výbuchy a záplavy podnikla B. Simmonsová, když využila principu sdíleného počítání Zoouniverse pro zcela praktickou aplikaci. Zhruba 1,2 milionu dobrovolníků se probírá archivními lodními deníky s popisy aktuálního počasí, ale také skenuje úlomky starých textů a astronomické fotografie s cílem postihnout co nejlépe náhle změny počasí, ale i vývoj klimatu v historii člověka. Současně využili satelitních snímků Filipín před tajfunem z počátku listopadu 2013 a po něm ke kvalifikovanému odhadu rozsahu a intenzity poškození. Protože jsou k dispozici podrobné snímky dronů, které zasaženou oblast na Filipínách zobrazily s vysokým rozlišením, posloužil tento úkaz jako trénovací množina pro řádově 100 tis. dobrovolníků. Ti by pak v případě budoucích pohrom mohli využít snímků družic společnosti Planet Labs, jež bude od r. 2016 snímkovat celou Zemi každých 24 h s rozlišením <5 m.
Podle E. Olivera aj. bílá sluneční erupce z 1. září 1859, kterou pozorovali R. C. Carrington a R. Hodgson, byla zcela mimořádným úkazem, který by podle současné stupnice erupcí dosáhl čísla X45, což odpovídá vyzářené energii 2.1026 J. D. Baker aj. zjistili dodatečně, že podobnou energii měla sluneční erupce, resp. koronální výtrysk hmoty z 23. 7. 2012, který naštěstí nezasáhl Zemi, ale trefil se do kosmické sondy STEREO-A. Carringtonova erupce způsobila polární záře viditelné až téměř k rovníku a ohrozila fungování tehdejších telegrafů. Elektřina ještě nebyla příliš rozšířená, ale kdyby byl úkaz v r. 2012 zasáhl Zemi, mělo by to katastrofální následky pro všechny elektrické přístroje zapojené v té době do elektrických rozvodných sítí, anebo pro elektroniku na družicích.
Podle P. Rileyho mají při běžných geomagnetických bouřích poruchy zemského magnetického pole na rovníku amplitudu <50 nT a jsou pro většinu pozemšťanů neškodné. Nejhorší magnetická bouře v éře kosmonautiky se odehrála v březnu 1989 a způsobila rozsáhlé výpadky elektrického proudu na území Kanady a severní části USA. Tehdy činila amplituda kolísání geomagnetického pole 600 nT a odhady amplitud pro Carringtonův úkaz se pohybují v rozmezí 800 – 1 750 nT! D. Baker aj. odhadli, že kdyby koronální výtrysk z r. 2012 trefil Zemi, způsobil by kolísání geomagnetického pole 1 200 nT, a ekonomické ztráty by byly dosáhly 2 biliónů dolarů! P. Riley odhaduje, že koronální výtrysk o podobné mohutnosti se může během nejbližšího desetiletí opakovat s pravděpodobností 12 %.
E. Oliver aj. však objevili v záznamech z letokruhů stromů v r. 775 n. l. ještě dramatičtější sluneční úkaz - sluneční protonový jev, který znamenal, že Země byla bombardována relativistickými protony z gigantické sluneční erupce, která podle jejich odhadu odpovídala intenzitě X230, tj. energii 9.1026 J ! Zdá se navíc, že alternativní vysvětlení úkazu srážkou Země s kometou nebo s obřím meteoritem jsou bezpečně vyloučena díky studiím starých čínských kronik J. Chapmanem. Podobně je zřejmě vyloučené, že by tehdy byla Země ozářena blízkou novou nebo dokonce supernovou, jak ukázali na základě arabských kronik R. Neuhäuser a P. Kunitsch.
J.-F. Wotzlaw aj. našli geologické důkazy o daleko mocnějších vulkanických explozích, než byl výbuch sopky Tambora v Indonézii v r. 1815, kdy se vylilo na povrch magma o objemu 160 km3. Z jejich studie vyplývá poměrně brzké (≈500 let) riziko vulkanické superexploze na severozápadě USA mezi pláněmi u řeky Snake a plató Yellowstone. K poslednímu velkému výbuchu tam došlo před 4,5 milióny lety v kaldeře Heise, kdy se tam vylilo magma o objemu 1,8 tis. km3. Magma je pod povrchem uloženo v řadě pláství, které se však mohou náhle propojit a tím se prudce zvýší jejich vztlak, což způsobí gigantickou supererupci.
F. Fang a C. Bailer-Jones zjistili, že Zemi nehrozí téměř žádné nebezpečí od komet z Oortova oblaku komet. Minimální interval mezi srážkami Země s kometami Oortova oblaku činí totiž asi 250 mil. let. Ve vnějším Oortově mračnu navíc není žádné obří kometární jádro. Z tohoto hlediska zůstávají potenciálním rizikem pouze planetky Sluneční soustavy a četnost takto doložených impaktů v posledních 250 mil. let existence Země soustavně roste, což vede k domněnce, že se Země postupně setkává z úlomky nějaké větší planetky.
J. Madiedo aj. spočítali heliocentrické dráhy dvou superbolidů, jež byly snímkovány na sedmi španělských bolidových stanicích fotograficky, ale i pomocí videa. První superbolid Sierra Nevada z noci 25. 9. 2010 dosáhl v maximu jasnosti -18 mag a vstoupil do atmosféry Země vysokou rychlostí 58 km/s, čemuž odpovídala heliocentrická rychlost 41 km/s. Druhý superbolid Valencia de la Torres (-17 mag) zazářil 23. 8. 2012 a jeho vstupní rychlost činila sice jen 25 km/s, ale heliocentrická rychlost dokonce 42 km/s. Z drah superbolidů v atmosféře Země se podařilo určit elementy jejich heliocentrických drah. Vysoké excentricity po řadě (0,88 ±0,02) a (0,99 ±0,01) a zmíněné heliocentrické rychlosti jednoznačně svědčí o tom, že jde o úlomky komet, z nichž Valencia de la Torres souvisí dokonce s dlouhoperiodickou kometou s oběžnou dobou ≈700 let. Za těchto okolností je téměř vyloučené, že by se na Zemi našly nějaké úlomky; křehký kometární materiál se téměř určitě v atmosféře zcela rozprášil.
K. Obernberger aj. vybudovali v Novém Mexiku poblíž známého rádiového interferometru VLA soustavu 260 zkřížených dipólových antén, která pracuje na frekvencích 10 – 88 MHz (vlnové délky (3,4 – 30 m). Během 11 tis. h pozorovacího času aparatura zaznamenala 49 rádiových signálů s trváním až 10 s. Z těchto přechodných zdrojů odpovídá deset současnému výskytu jasných bolidů v daném směru. To představuje příjemné překvapení, protože bolidy se dosud dařilo zachytit pouze v pásmech vysokých a extrémně vysokých frekvencí. Nově objevené dekametrové signály jsou vyvolány netepelnými procesy podél dráhy bolidů a mohou být velmi užitečné pro monitorování bolidů při zatažené noční obloze, a ovšem také ve dne, nezávisle na počasí.
N. Sleep a D. Lowe uveřejnili důkazy o tom, že před 3,26 mld. let se Země srazila rychlostí asi 20 km/s s kosmickým projektilem (planetkou) o průměru 37 – 58 km, jenž vytvořil impaktní kráter o průměru ≈500 km. Náraz vyvolal zemětřesení o síle 10,8 Richterovy stupnice a gigantické tsunami v oblasti dnešní jižní Afriky (Barberton) a přilehlého oceánu, v němž začala voda vřít a odpařené horniny se vracely po balistických drahách jako horké kapky zpět na pevninu i do moře. Ničivé seismické vlny se šířily po celé zeměkouli a trvaly asi půl hodiny. Náraz dokonce rozlámal velkou tektonickou desku pod tehdejší pevninou a tím paradoxně přispěl k rozvoji života, který byl v té době stále ještě na úrovni výhradně archeí a baktérií. Časově se úkaz shoduje s epochou pozdního velkého bombardování ve Sluneční soustavě, která je dobře doložena na povrchu Měsíce.
J. Anfinogenov aj. studovali vlastnosti balvanu nazvaného Johnův kámen, jenž byl nalezen v r. 1972 v permafrostu v blízkosti epicentra výbuchu Tunguského meteoritu z r. 1908. Autoři tvrdí, že z fyzikálně-chemických rozborů i polohy vyplývá, že šlo skutečně o velký úlomek meteoritu, který dopadl do sibiřské tajgy rychlostí minimálně 0,5 km/s.
T. Kohout aj. zveřejnili výsledky mineralogického a fyzikálního studia 67 úlomků meteoritu s rodokmenem Košice (28. 2. 2010). Jde o chondrit typu H s hustotou zrnek 3,8x voda a střední hustotou úlomků 3,4x voda, což je dáno porézností materiálu v rozsahu 4 – 19 %. Z měření magnetické susceptibility pak vyplývá, že meteorit byl podobně jako jiné chondrity této třídy homogenní, tj. neobsahuje stopy cizorodých příměsí.
P. Jenniskens aj. uveřejnili obsáhlou studii o meteoritu Novato, jenž zazářil jako jasný bolid nad Kalifornií 17. října 2012 a byl zaznamenám kamerami bolidové sítě Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS). Meteorit byl sledován od výšky 95 km do 46 km, kde se začal štěpit a jeho úlomky byly pozorovány až do výšky 22 km nad zemí. Díky tomu se podařilo najít řadu úlomků brekcie chondritu typu L6. Meteoroid měl při vstupu do zemské atmosféry překvapivě malé rozměry (350 ±50) mm a hmotnost jen (90 ±35 kg), což ukazuje, že úlomky tak malých objektů mohou nakonec dopadnout na povrch Země a stát se meteoritem s rodokmenem. Zmíněné úlomky však vykazovaly nadprůměrnou odolnost proti statickému tlaku až o řád vyšší než je průměr pro chondrity L6 a průměrnou hustotu 3,4krát vyšší než voda. Z radiochronologie a termoluminiscence pak vyplynulo, že meteorit byl součástí většího objektu vzniklého srážkou před 470 Mr.
Do téže rodiny planetky (1272) Gefion patrně patří také meteority Jesenice a Innisfree. Planetka se vyznačuje rezonancí s oběžnou periodou Jupiteru 5:2. Předchůdce meteoritu Novato pak zřejmě prodělal další srážku před ≈100 tis.lety. Na čerstvých řezech úlomků byly kupodivu nalezeny i organické sloučeniny.
Několik významných prací se týkalo skvěle dokumentovaného pádu meteoritu Čeljabinsk z 15. 2. 2013. Hlavní úlomek vytvořil při pádu do zamrzlého jezera Čerbakul (80km na sever od Čeljabinska) otvor v ledu o průměru 8 m a byl vytažen ze dna jezera 16. 10. téhož roku. Nepravidelný balvan o hmotnosti 654 kg měl typický rozměr kolem 1 m a oddělil se od tělesa meteoritu při fragmentaci ve výšce 25 km nad Zemí. Meteorit měl při vstupu do zemské atmosféry střední průměr 19 m hmotnost asi 12 kt. Kinetická energie exploze odpovídala ekvivalentu 500 kt TNT, tj. zhruba 30násobku ničivé energie atomové pumy svržené na Hirošimu. Ve skutečnosti je však ničivý účinek větší, protože se odehrává podél celé dráhy meteoritu, pokud letí nadzvukovou rychlostí, na rozdíl od atomové nebo vodíkové pumy, která ničí tepelnou a rázovou vlnou stále tutéž oblast.
T. Kohout aj. se věnovali mineralogickým a fyzikálním charakteristikám úlomků meteoritu Čeljabinsk, jenž patří mezi chondrity typu LL5. Systematickému hledání úlomků se věnovali pracovníci Uralské univerzity a Meteoritické laboratoře Vernadského ústavu Ruské akademie věd, ale řadu z nich nalezli také místní lidé. První úlomky tak byly nalezeny už dva dny po impaktu. Šlo většinou o drobnější kusy; nejhmotnější z nich měl jen 3,4 kg (Čerbakul nebyl do výzkumu zahrnut) a úhrnná hmotnost úlomků nasbíraných ještě před intenzivním sněžením, anebo pak po jarním tání sněhu, dosáhla hodnoty >100 kg. Materiál úlomků bylo možné podle vzhledu rozlišit do tří skupin: lehce zbarvené, sytě zbarvené a impaktem natavené. Vesměs však obsahovaly více kovového železa než ostatní známé chondrity téhož typu. Z petrografického rozboru vyplynulo, že vzorky se před rekrystalizací ohřály na teploty až 750 °C. Autoři z toho odvodili, že meteorit Čeljabinsk musel být úlomkem podstatně většího a hmotnějšího objektu Sluneční soustavy. Hustoty i poréznost lehce a sytě zbarvených vzorků se příliš nelišily. Lehce zbarvené vzorky měly hustotu 3,5krát vyšší voda, kdežto sytě zbarvené 3,4krát vyšší než voda.
V. Reddy aj. uvedli, že složení úlomků meteoritu Čeljabinsk i jejich spektrální charakteristiky i difrakční rentgenografie prokazují, že původní meteoroid byl součástí rodiny planetky (8) Flora, která se ovšem překrývá s rodinou planetky (298) Baptistina. Úlomky meteoritu Čeljabinsk mají tytéž spektrální charakteristiky jako povrchy členů této rodiny, takže tím lze vysvětlit odchylné spektrální charakteristiky této rodiny, na rozdíl od rodiny Flora. Oddělení obou rodin nárazem třetího tělesa se pak projevilo zmíněnými změnami charakteristik, vyvolanými vysokými tlaky a teplotami během srážky.
M. Beech shrnul pozorování elektrofonických zvuků v průběhu průletu meteoroidu Čeljabinsk. Zvuky byly slyšitelné až na vzdálenost 100 km od okamžité polohy meteoroidu. V dlouhovlnné oblasti rádiového spektra dosáhl výkon meteoroidu >600 W a účinnost přeměny energie meteoroidu na elektrofonické zvuky 0,1 %. Mechanismus vzniku elektrofonických zvuků objasnil v sérii prací z let 1980-1992 C. Keay. V turbulentní brázdě za meteoroidem vznikají rádiové vlny o extrémně vysokých frekvencích, které v blízkosti člověka indukují audiosignály na suchých listech rostlin, resp. na lidských vlasech, ale i obroučkách brýlí. Zvuky však mohou vznikat i díky nízkofrekvenční složce rádiového záření, jak ukázali Beech a L. Foschini v pracích z let 1999 a 2001. Oba mechanismy se vskutku podíleli na zvukových projevech meteoroidu Čeljabinsk (tyto zvuky vznikají současně se světelnými projevy meteoroidu, protože rádiové signály se k pozorovateli blíží rychlostí světla). Naproti tomu mocná tlaková rázová vlna dospěla k zemskému povrchu až 2,5 minuty po přeletu superbolidu.
C. a R. de la Fuente Marcos připomněli, že Země urazí svůj střední průměr (12 742 km) při oběhu kolem Slunce zhruba za 7,1 min a odtud i z revize elementů dráhy meteoritu Čeljabinsk (a = 1,625 au; e = 0,532; i = 4,0°; OMEGA = 326,4°; omega = 109,7°) usoudili, že patřil do skupiny planetek s rezonančními periodami drah vůči Zemi 2007 BD7 a 2011 EO40, které rovněž dodaly na Zemi chondrity stejného typu LL5 i petrologie.
Podle P. Browna aj. dopadají na Zemi podobně velké projektily v průměru 3x za století; většinou však do oceánů, takže to nevzbudí pozornost. Dosud se podařilo při automatických přehlídkách objevit jen 500 objektů o rozměrech 10 – 20 m, jež se přibližují k Zemi a představují proto dlouhodobou lokální hrozbu. Jejich skutečný počet se však odhaduje na 20 milionů a podle odhadu L. Sageho bude trvat ještě aspoň století, než budeme znát dráhy většiny z nich. Daleko větší hrozbu však představují křížiči o rozměrech Tunguského meteoritu (≈50 m), které se podle pesimistických odhadů srážejí se Zemí v průměru jednou za 300 let; optimistické odhady udávají jednu srážku za tisíciletí.
Doslova husarský kousek se podařil ondřejovským astronomům pod vedením P. Spurného, když znovu proměřili snímky superbolidu Benešov, který proletěl nad středoevropskou bolidovou sítí 7. května 1991 a dosáhl v maximu -22 mag (!). Přestože podle tehdejších výpočtů měly na zemi dopadnout jeho úlomky, následné hledání na jaře téhož roku nebylo úspěšné. Pavel Spurný využil zkušeností s určováním trajektorie temné dráhy, které v mezidobí získal při studiu dalších bolidů, a zvolil i novou strategii hledání, které se odehrálo v dubnu 2011 v jiné oblasti než před 20 lety. Úspěch se dostavil téměř okamžitě, když tentokrát našli 4 zvětralé úlomky jen 40 m (!) od vypočtené polohy. I když úhrnná hmotnost úlomků činí jen 11,6 g, čekalo na objevitele další překvapení, protože jde o tři různé litologie: první úlomek je chondrit H5, druhý primitivní achondrit a další dva chondrity LL3.5. To bylo tak velké překvapení, že příslušná mezinárodní meteoritická komise dlouho váhala připustit, že jde o úlomky zmíněného superbolidu. Nakonec však P. Spurný a jeho spolupracovníci své tvrzeni obhájili, a v práci z října 2014 ukázali, že meteority s rodokmenem mohou být složeny z různě slepených hornin a minerálů, které mají naprosto odlišnou historii svého vzniku a následné existence ve Sluneční soustavě. Ostatně nejde o žádný unikát, postupně se daří prokázat, že takové slepence jsou docela časté.
Jak známo, na Zemi se určitě nacházejí i meteority původem z Marsu, jež byly odtamtud vymrštěny při dopadu meteoritů na Mars únikovou rychlostí, takže se dostaly na kratší či delší čas do meziplanetárního prostoru a nakonec se střetly se Zemí. Nacházejí se hlavně v Antarktidě, ale také v pouštích v Africe. S. Wernerová a j. připomněli, že už máme ve sbírkách asi 150 meteoritů z Marsu, ale neznáme místa na povrchu Marsu, z nichž odstartovaly na svou dlouhou kosmickou pouť. Autoři však ukázali, že zdrojem tzv. shergottitů musí být relativně mladý impaktní kráter Mojave (průměr 55 km; stáří <5 mil. let). jenž se však nalézá uvnitř velmi staré (≈4,3 mld. let) oblasti na povrchu Marsu. S vysokým stářím souhlasí věk shergottitů od času jejich krystalizace určené z poměrného zastoupení nuklidů olova. Tento objev však současně absolutně kalibruje věk nejstarších terénů na povrchu Marsu na 4,5 mld. let, o 200 mil. dříve, než se dosud předpokládalo.
Podle E. Handa se nejdražším meteoritem z Marsu stala Černá kráska (NWA 7034) o hmotnosti 320 g, nalezená v r. 2011 domorodým nomádem v dunách západní Sahary, jenž ji prodal obchodníkovi s meteority v Maroku, od něhož Krásku koupil zámožný americký lékař (1 gram meteoritu má nyní obchodní cenu >10 tis. dolarů), a ten ji věnoval Univerzitě v Novém Mexiku. Stáří lesklého šupinatého meteoritu se totiž podle L. Nyquista aj. odhaduje na 4,4 mld. let, takže jde o vůbec nejstarší vzorek z Marsu! Jelikož Černá kráska představuje slepenec (basaltickou brekcii), každý kompaktní úlomek meteoritu má svou vlastní historii. Meteorit totiž patřil do horniny, jež na Marsu vznikla sedimentací a postupně podléhala zvětrávání a transportu větrem či vodou.
E. Hand shrnul závěry výročního zasedání americké Meteoritické společnosti, které se týkají zdokonalení metod nalézání meteoritů s rodokmenem, ale také větších úlomků kosmického smetí, které vzniká vinou kosmonautiky. Jak se totiž ukázalo, velkou pomocí mohou být údaje z meteorologických radarů, které jsou schopné zaznamenat dráhu superbolidů s vysokou přesností, takže pravděpodobná dopadová oblast úlomků se tak dá zmenšit na čtvereční kilometr. Takové radary pracují na mnoha místech zeměkoule a lze ve většině případů dohledat potřebná data v digitálních archivech. Důležité pro analýzu je totiž nalézt vzorky dříve, než na daném místě prší nebo padají kroupy. Z tohoto hlediska jsou ideální radary v pouštních oblastech, kde prší málokdy, jenže právě tam obvykle radary chybějí. P. Bland aj. proto rozšiřují síť pro sledování bolidů v Austrálii na 30 stanic, čímž se pokryje pouštní území větší než Aljaška. K následnému hledání úlomků meteoritů s rodokmenem pak hodlají využít i drony.
J. Madiedo aj. oznámili, že dvě širokoúhlé kamery španělské bolidové sítě, které snímaly s kadencí 25 snímků/s popelavý svit Měsíce ve stáří 6 d, zaznamenaly 11. 9. 2013 ve 20 h 7 min v selenografických souřadnicích 17° j.š. a 20° z.d. (na západ od Mare Nubium) záblesk, který trval 8 s a dosáhl vizuální 3 mag. Jde o zatím nejjasnější záblesk na Měsíci pozorovaný. Energii impaktu odhadli na 16 t TNT, průměr meteoroidu na 1 m za předpokladu, že jeho střední hustota dosáhla 2,7násobku hustoty vody. Autoři spočítali, že meteoroid měl hmotnost 450 kg, takže impaktní kráter by měl mít průměr téměř 50 m. Protože účinný průřez Země je 13,5 krát větší než průřez Měsíce a roli hraje také silnější gravitační pole, vyplývá odtud, že Země se každoročně střetne s bezmála 2 tisíci projektilů s průměrem >1 m.
R. Suggs aj. uvedli, že od r. 2006 probíhá soustavné monitorování záblesků na neosvětlené části přivrácené strany Měsíce. Záblesky jsou způsobeny dopadem meteoroidů s hmotnostmi >30 g. Autoři zaznamenali již >300 záblesků, a z nich vybrali 126, které měly nejlepší fotometrii. Pro každý z nich spočítali zářivou a kinetickou energii i hmotnost meteoroidu. Četnost dopadů meteoroidů s energií >10 MJ dosahuje hodnoty 1.10-7/km2/h.
Kosmická sonda LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer; hmotnost 380 kg), která odstartovala ze Země 7.9.2013, aby se stala oběžnicí Měsíce 6.10. téhož roku. Její dráha se pak postupně upravovala na pracovní eliptickou dráhu ve výškách 25 – 80 km nad povrchem Měsíce s oběžnou dobou ≈1,9 h. Sonda začala 10. 11. 2013 měřit z nízké dráhy vlastnosti měsíční exosféry. Kvůli nevypočitatelným gravitačním poruchám se počítalo s životností sondy jen 100 dnů, protože bylo téměř jisté, že za tu dobu se sonda zřítí na Měsíc. To se nakonec stalo až 18. 4. 2014, kdy sonda narazila na povrch odvrácené strany Měsíce rychlostí 1,6 km/s. Pád na odvrácené straně byl vybrán záměrně, aby se náhodou nepoškodila místa přistání pilotovaných modulů a vozítek či sond na přivrácené straně.
Podle R. Elphice aj. sonda pozorovala mikroskopické prachové částice, které se do exosféry dostávají vinou nepřetržitého bombardování povrchu Měsíce mikrometeority, ale také levitací elektricky nabitých zrníček. V exosféře našla tuhé částice obsahující Mg, Al, Ti a O, ale také plyny He, Ne a Ar. Sonda úspěšně přežila 4h. zatmění Měsíce 15. 4. 2014, kdy musela vzdorovat hlubokému chladu. NASA při příletu sondy k Měsíci úspěšně vyzkoušela laserovou telemetrii, jež při přenosu dat ze sondy na Zemi dosáhla rychlosti 622 Mbps a obráceně 20 Mbps. S rozvojem laserové kosmické komunikace se sondami NASA počítá i v budoucnu.
R. Wagner a M. Robinson studovali pomocí snímků oběžné sondy Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) četné jámy na povrchu Měsíce, které mají téměř svislé stěny a vyskytují se nejčastěji v místech, kde se při impaktu meteoroidů roztavily usazeniny; zato jen vzácně v oblastech měsíčních moří a pohoří. Tyto jámy mohou být velmi hluboké (≈1 km) a hodily by se pro geologický průzkum, popřípadě pro posádky vysazené na Měsíci jako úkryty pro přežití. Průměrná šířka jam se pohybuje kolem 16 m. Kamery LRO vidí dovnitř až do hloubky 7 m. Zdá se, že jámy vznikly mnohem později, než okolní terén.
A. Roy aj. nabídli vysvětlení zřetelné nesouměrnosti kůry Měsíce na přivrácené a odvrácené polokouli Měsíce. Podle jejich názoru se Měsíc dostal do synchronismu rotační a oběžné doby velmi záhy po svém vzniku, kdy byl od centra Země vzdálen jen 20 tis. km. Tehdy měl povrch Země teplotu 2,5 tis.°C a svým "popelavým žárem" výrazně oteploval přivrácenou stranu Měsíce. Proto žáruvzdorné prvky kondenzovaly na minerály s vysokým zastoupením Al a Ca přednostně na odvrácené straně Měsíce, kde byla v té době teplota povrchu výrazně nižší. Proto se tam utvořila tlustší kůra a téměř úplně tam postrádáme magmatické výlevy v podobě měsíčních moří. Velké projektily, které dopadaly na přivrácenou stranu Měsíce, prorazily tenkou kůru a z nitra Měsíce se na povrch vylilo magma, které pak utuhlo do podoby měsíčních moří.
To potvrdili členové velkého mezinárodního týmu vedeného J. Andrewsem-Hannou, když z měření variací gravitačního pole Měsíce v oblasti Oceánu bouří (Oceanus Procellarum) měsíční družicí GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) ukázali, že v rané epoše existence Měsíce tam dopadla obří planetka, která prorazila tenkou kůru na přivrácené straně. Na povrch Měsíce se tak vylilo žhavé magma a zalilo plochu o průměru 3,2 tis. km, čímž vznikla největší geologická pánev na Měsíci, a patrně i v celé Sluneční soustavě. Vzorky z Oceánu vykazují vysoké zastoupení uranu, thoria a draslíku, takže je zřejmé, že Oceán vznikl rozlitím magmatu, takže impaktní kráter byl menší a je zcela překryt lávou.
U. Sruthi aj. připomněli, že na přivrácené polokouli Měsíce se nachází 90 % všech basaltických hornin. Největším impaktním kráterem na Měsíci je vůbec nejstarší pánev Jižní pól-Aitken, která zčásti přechází na odvrácenou stranu Měsíce. Ta je však zatím geologicky zmapována hůře. Autoři proto využili geologických měření kosmické sondy Lunar Reconnaissance Orbiter (NASA) a indické sondy Chandrayaan-1 v okolí impaktního kráteru Antoniadi (průměr 143 km), jenž ve zmíněné pánvi vyhloubil dno až do hloubky 9 km. Odtud a z měření rozptylu sekundárních kráterů vyplynulo, že obří pánev vytvořil projektil, který se s Měsícem srazil zešikma pod úhlem 50° s epicentrem na 178° východní délky. Autoři přitom odhalili na odvrácené polokouli Měsíce řadu vulkanických kuželů o průměrech základen 0,2 – 2,5 km, podobné těm, které již dříve byly objeveny na přivrácené polokouli v pásmu Marius Hills. Na svazích příkopů (graben) na dně kráterů se podařilo ukázat, že v intervalu mezi 2,6 – 1,6 mld. před současností se odehrálo alespoň pět epizod měsíčního vulkanismu. Prozrazuje to také nižší hustota lávových vrstev pouze 2,7 – 2,8násobků hustoty vody, v porovnání s hustotou ostatních partií měsíční kůry.
Podle G. Aviceho a B. Martyho se srážka protoplanety (někdy zvané Theia) se Zemí odehrála před 4,53 mld. let, jak vyplývá z měření nuklidů xenonu v horninách z Jižní Afriky a Austrálie, tj. zhruba 40 mil. let po vzniku Sluneční soustavy. Následkem toho kůra současného Měsíce, jenž vznikl smísením materiálu Theie a zemské kůry, má příbuzné - ale ne úplně totožné - chemické složení. D. Herwartz aj. tím vysvětlili příčiny malých chemických rozdílů mezi horninami Země a Měsíce. Díky vzorkům měsíčních hornin a minerálů z programu Apollo, ale také ze studia meteoritů, které na Zemi dopadly z Měsíce, je totiž v měsíčních materiálech o 7 % více nuklidu 17O než v materiálech na Zemi.
J. Arkani-Hamed a D. Boutin analyzovali data o magnetismu Měsíce, které získaly sondy-družice Lunar Prospector (NASA; polární dráha ve výšce 100 km, následně 40 km a nakonec 15 x 45 km v období od ledna 1998 do konce července 1999) a Kaguja (JAXA; pracovala se subsatelity Okina a Óna od října 2007 do června 2009 na polárních drahách s periselenii 100; 115 a 127 km). Indukce magnetického dynama na rozhraní jádra a pláště Měsíce činila ≈1 mT. Podobně jako na Zemi magnetické póly po Měsíci cestovaly a docházelo i jejich překlápění v průběhu věků. Autoři identifikovali deset magnetických anomálií na povrchu Měsíce, zejména nad velkými impaktními krátery s průměry >100 km. Kůra na odvrácené straně Měsíce je nerovnoměrně magnetizována až do hloubek stovek km pod povrchem.
Podle B. Weisse a S. Tiokoovy nemá dnes Měsíc globální magnetické pole, ale zmíněné paleomagnetické údaje svědčí o existenci měsíčního dynama v období 4,5 – 3,6 mld. let před současností s indukcí blízkou dnešní indukci magnetického dipólu Země. Měsíční dynamo však pak začalo slábnout a indukce klesla o řád před 3,3 mld. let. Není však dosud známo, kdy toto pole zcela vymizelo.
G. Li a K. Batygin si položili otázku, jak by dopadla Země, kdyby nebylo stabilizačního účinku Měsíce na sklon rotační osy Země vůči její oběžné rovině kolem Slunce. Ukázali, že sice by se zemská osa chaoticky rozkomíhala, jenže tyto změny by byly tak povlovné, že by neohrozily existenci a rozkvět života na Zemi
Na vozítku Curiosity pracuje radiační detektor RAD (Radiation Assesment Detector), který podle D. Hasslera aj. za prvních 300 solů (1 sol = 24,7 h) změřil průměrnou dávku radiace (0,64 ±0,12) mSv/d; tj. roční dávku O,23 Sv. Současně odhadli, že posádka, která by letěla k Marsu a zpět po dobu 360 dnů (při přeletu je posádka vystavena asi dvojnásobné radiaci proti pobytu na povrchu Marsu), a na jeho povrchu by strávila 500 dnů, by dostala celkovou dávku 1,01 Sv, zatímco dosud povolená dávka za 5 let pro pracovníky v radiačním prostředí na Zemi činí 0,1 Sv/r. Běžná populace dostává roční dávku 0,002 Sv. Tato měření se uskutečnila v období nízké aktivity Slunce. Zásah koronálním výronem hmoty ze Slunce by způsobil posádce akutní nemoci z ozáření.
Vozítko objevilo brzy po přistání (srpen 2012) v kráteru Gale (průměr 154 km) sedimenty v podobě plátů pískovce o tloušťkách 0,2 a pod nimi jíly. Stáří hornin se pohybuje v rozmezí 4,56 – 3,86 mld. let před současností, takže geologové se evidentně strefili přesně, když právě toto místo vybrali pro přistání. Na přelomu let 2013 a 2014 bylo v americkém vědeckém časopise Science zveřejněno velké množství vědeckých prací, jež se věnují různých experimentům, které přístroje na Curiosity vykonaly, a poskytly tak velmi závažné údaje o fyzikálních, chemických a geologických podmínkách na Marsu v prvních miliardách let jeho existence. Do září 2014 urazilo Curiosity již 9,5 km od místa přistání směrem k "hoře" Aeolis Mons. Plánovaný výstup na vrcholek hory s velkým převýšením (5,5 km) bude ovšem velmi náročný také proto, že hliníková kola vozítka jsou už hodně ojetá.
Neméně úspěšné je i vozítko Opportunity, které přistálo na Marsu již v lednu 2004 a koncem července 2014 překonalo rekord Lunochodu 2 (39 km), když urazilo celých 40 km a stále rejdí. Díky silnému vzdušnému víru, který vozítko zasáhl těsně po desetiletém jubileu v dubnu 2014, se zvýšil příkon slunečních panelů z běžných 375 Wh na neuvěřitelných 620 Wh!
H. Franzová aj. ukázali, jak ke studiu historie povrchu i atmosféry Marsu přispívá chemický a mineralogický rozbor meteoritů, které odtamtud doputovaly na Zemi. Autoři měli k dispozici údaje o 30 shergottitech, 8 nakhlitech i meteoritech Chassigny a ALH 84001, a poukázali na významnou roli sloučenin síry, které po celou dobu byly vstřebávány do rozžhaveného magmatu na povrchu planety. Současné se ukazuje, že geologická úloha síry na Marsu a na Zemi se podstatně liší.
Oběžná sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zpozorovala při soustavném snímkování povrchu Marsu vznik nového impaktního kráteru mezi 27. a 28. březnem 2012. Kráter objevil B. Cantor při rutinním prohlížení širokoúhlých snímků Marsova povrchu kvůli pravidelným zprávám o počasí na Marsu teprve 9. května 2014. Při následném průzkumu dopadové plochy kamerou s vysokým rozlišením se ukázalo, že jde o dva impaktní krátery, obklopené menšími dolíčky a tmavými paprsky. Rázové vlny impaktu vyvolaly zřejmě sesuvy půdy v okolí místa dopadu. Podle A. McEwena má největší kráter průměr téměř 50 m, takže průměr meteoritu odhadli na 5 m. Jelikož atmosféra Marsu je podstatně řidší než pozemská, jsou impakty meteoritů nebo malých planetek ničivější než na Zemi. Z dosavadních údajů o nových kráterech na Marsu se odhaduje, že planeta prodělá za rok minimálně 200 větších impaktů.
Táž sonda MRO objasnila podle C. Dundase aj. povahu stružek na stěnách některých kráterů, které jeví sezónní změny, původně přisuzované tající vodě stékající v marsovském létě po úbočích některých velkých impaktních kráterů. Autoři při dlouhodobém sledování změn stružek identifikovali na severní polokouli Marsu 98 kráterů se stružkami, ale na jižní polokouli plných 258. Rozdíl je vyvolán skutečností, že přísluní oběžné dráhy Marsu probíhá v době zimního slunovratu na severní polokouli. Autoři však ukázali, že zdrojem sezónních změn není tekutá slaná voda, ale změna skupenství CO2.
Všechno však nasvědčuje tomu, že v minulosti na povrchu Marsu opravdu voda tekla. Steroskopická kamera evropské sondy Mars Express odhalila v hloubce 2,5 km jihovýchodního okraje kaňonu Valles Marineris chaotický terén, kde se kdysi zřejmě nacházelo vodní jezero a v něm obtékané ostrůvky. Jezero se nejspíše utvořilo následkem katastrofálních záplav. Podobně S. Ruff aj. ukázali že vulkanické horniny v jezeře kráteru Gusev jsou změněné působením tekuté vody. Rovněž A. Fairén aj., kteří zkoumali stereoskopické snímky kráteru Gale, kde působilo vozítko Curiosity, potvrdili, že celá krajina byla utvářena ledovcem, který před 3,5 mld. let sahal až na vrchol hory Aeolis Mons. Mělký oceán lemovaný ledovým pobřežím zřejmě tehdy pokrýval skoro celý povrch planety.
S. Kadish aj. dospěli k závěru, že v pozdní Amazonské éře Marsu (tato éra začala před 3 mld. let a trvá dosud) byly tropické oblasti planety pokryty horskými ledovci. Nejstarší moréna v oblasti Tharsis Montes vznikla již před 725 mil. lety a nejmladší před 345 mil. let. Jejich trvání v severozápadní části pohoří lze odhadnout z impaktních kráterů, které jsou tam patrné, takže na hoře Ascraeus mohl ledovec setrvat až do času před 220 mil. let a pro horu Pavonis dokonce až do 125 mil. let před současností.
K. Tanaka aj. zveřejnili v červenci 2014 geologickou mapu Marsu, založenou na výsledcích více než 10 let průzkumu povrchu pomocí oběžných i přistávacích stacionárních sond nebo vozítek. Autoři uvedli, že velké části povrchu Marsu jsou starší než se dosud myslelo. Záhadou zůstává, jak je možné, že raný Mars byl mnohem teplejší a vlhčí, a kam tekutá voda posléze zmizela. Skleníkový efekt CO2 na dostatečný ohřev raného Marsu rozhodně nestačil. Zatím nikdo neví, zda v té době byl na Marsu případný život, který posléze zanikl, nebo se skryl pod povrchem planety. Úvahy o možném a nejspíš zaniklém životě na Marsu jsou pochopitelně stále živé, zejména když se ukázalo, že na dně kráteru Gale se kdysi nacházelo jezero tekuté vody. Není divu, že se tomuto tématu věnoval americký vědecký týdeník Science ve speciálním vydání sv. 343, č. 6169 z 24. ledna 2014 s řadou příspěvků různých vědeckých týmů, které se zabývají astrobiologií.
J. Grotzinger ve svém shrnutí obsahu speciálního vydání poukázal na skutečnost, že vozítko Curiosity prokázalo na dně kráteru Gale výskyt biogenních prvků, tj. C, H, N, O, P a S. Současně je pravděpodobné, že před méně než 3,7 mld. let (Hesperiánská éra) byly v této oblasti podmínky vhodné pro mikrobiální život. Existují navíc dobré důkazy, že i ve starší Noachiánské éře (>3,7 mld. let) se vhodné podmínky pro mikroby vyskytovaly v oblasti Meridiani Planum. Z toho ovšem nevyplývá, že když byly na Marsu vhodné podmínky pro život, že tam život opravdu vznikl. Ostatně i na Zemi uplynulo více než století od Darwinova předpokladu o dávném osídlení Země mikroorganismy, než byla tato domněnka potvrzena nálezem mikrofosilií v křemičitanech starých miliardy let. Na Marsu je situace o to horší, že organické molekuly se postupně rozpadají vlivem radiace, takže jejich množství klesne o tři řády již za 650 mil. let. Nová měření přitom ukazují, že dno kráteru Gale je staré (4,2 ±0,3) mld. let
Ve druhé polovině září 2014 dospěly k Marsu dvě nové sondy: MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution; NASA) a MOM (Mars Orbital Mission - Mangalyaan; ISRO). První z nich se bude věnovat studiu Marsovy atmosféry, elektromagnetických polí a plazmových vln od slunečního větru. Druhá je indickou premiérou a bude měřit zastoupení deuteria ve vysoké a methanu v nízké atmosféře, jakož i chemické složení povrchu a jeho mechanické vlastnosti pomocí infračerveného spektrometru. Mars je tedy od konce roku 2014 pod důkladnou kontrolou 5 oběžných sond a dvou fungujících vozítek na povrchu.
Šťastnou shodou okolností se právě v té době přibližovala k Marsu kometa C/2013 Siding Spring na minimální vzdálenost pouhých 130 tis. km dne 19. října 2014. Jde o svérázný rekord v přiblížení komety k planetě, protože v astronomické historii žádné tak blízké přiblížení komety k Zemi pozorováno nebylo. Proto se na pozorování následků průletu komety zaměřily všechny aparatury jak na Marsu, tak v jeho okolí, ale i pozemní dalekohledy.
M. Pätzold aj. využili těsného průletu (77 km) evropské sondy Mars Express kolem Marsovy družice Phobos v březnu r. 2010 ke zpřesnění údajů o jeho průměrné hustotě (1,86 ±0,03 x voda) a hmotnosti (1,060.1016 kg) s chybou 0,5 %. Autoři se rovněž domnívají, že Phobos podobně jako náš Měsíc vznikl až po nárazu většího tělesa (planetky?) na Mars, z jehož úlomků se nejprve vytvořil prstenec kolem planety, a ten se postupně sestavil na současný Phobos a patrně i Deimos.
Výzkumu Phobosu pomocí kosmických sond bylo věnováno i speciální číslo časopisu Planetary and Space Sciences. První snímky Phobosu zblízka pořídila kosmická sonda Mariner 9 v r. 1971, a také oběžné moduly sond Viking 1 a 2. Jeho tvar lze přibližně charakterizovat jako trojosý elipsoid s rozměry 26 x 23 x 18 km3. Jeho nejlepší záběry zblízka pořizuje opakovaně sonda Mars Express díky své velmi protáhlé eliptické dráze kolem Marsu a také stereoskopické kameře. Na povrchu Phobosu bylo ručně objeveno asi 5,5 tis. impaktních kráterů, z toho 1,1 tis. má průměry >250 m. Podobně cenné jsou údaje o rozměrech a rozmístění balvanů rozesetých kolem největšího kráteru Stickney (průměr 8 km), kterých je téměř 14 tis. Kromě toho jsou na povrchu Phobosu vidět rovnoběžné rýhy, široké 100 – 200 m a dlouhé několik kilometrů. Jejich původ byl dlouho záhadný. Nyní je zřejmé, že jde o sekundární impakty úlomků vyvržených z povrchu Marsu při primárních impaktech velkých a hmotných planetek. Regolit na Phobosu dosahuje tloušťky 5 – 100 m. Zatím ale není stále jasné, kdy Phobos vznikl. Ve hře jsou dvě odlišné časové stupnice. Buď došlo k obří srážce Marsu s planetkou před 4,3 mld. let, anebo mnohem později před 3,5 mld. let. V prvním případě vznikl největší kráter Stickney před 4,2 mld. let, kdežto ve druhém teprve před 2,6 mld. let. Naproti tomu zmíněné rýhy jsou mladší, tj. v prvním případě 3,8 – 3,1 mld. let, ale ve druhém docela nedávné: 340 – 44 mil. let. Autoři dokonce soudí, že výzkum Phobosu lidskou posádkou by mohl mít klíčový význam pro získání poznatků a kosmogenezi celé Sluneční soustavy a byl by snazší i bezpečnější, než přistání na povrchu Marsu.
Dátum poslednej zmeny: 31. októbra 2016