Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2012
Již počátkem roku byly zveřejněny první výsledky z 3. průletu sondy MESSENGER, jenž se uskutečnil 29. září 2009. Mezi nejzajímavější patří objev důlků uvnitř velkých impaktních kráterů, který byl patrně způsoben zhroucením vulkanických dutin. První souhrnné práce přinesl týdeník Science v červenci a srpnu 2010. L. Procter aj. ukázali, že rozsáhlé planiny i pánve jsou jen řídce posety impaktními krátery, což jasně svědčí o pozdním vulkanismu, který zalil tyto povrchy lávou, pravděpodobně právě následkem obřích impaktů. Zcela jistě probíhal na Merkuru vulkanismus před 2,5 mld. let a podle vzhledu obřího 290km kráteru Rachmaninoff patrně ještě před 1 mld. let. J. Slavin aj. a R. Vervack aj. studovali interakce slunečního větru s magnetosférou Merkuru. Interakce se rychle a výrazně mění, takže např. magnetický chvost planety směřující od Slunce se dokázal během minut prodloužit a následně zkrátit více než trojnásobně, takže magnetosféra Merkuru je slunečním větrem ovlivňována podstatně výrazněji než magnetosféra Země. V exosféře Merkuru byly odhaleny čáry atomárního sodíku, hořčíku a vápníku (též CaII), jejichž výskyt ovšem také velmi výrazně kolísá v čase.
Podrobným výsledkům z předešlých dvou průletů sondy u Merkuru bylo věnována zvláštní číslo časopisu Icarus. Spektrální průzkum povrchu prokázal velký deficit železa v silikátech. Z minerálů byl identifikován ilmenit. Merkur se neustále smršťuje tím, jak jeho těleso chladne. Indukce magnetického pole pole na povrchu kolísá v rozmezí 200 – 400 nT. Většina měření poukázala na vzájemné ovlivňování magnetosféry, exosféry a povrchu planety silnou interakcí se slunečním větrem a koronálními výtrysky hmoty ze Slunce. Nicméně to hlavní teprve přijde, až se Messenger usadí na oběžné dráze u Merkuru jako jeho první umělá družice.
S. Smrekarová aj. objevili pomocí evropské oběžné sondy Venus Express, která obíhá Venuši již od dubna 2006 jasné důkazy o dosud aktivním vulkanismu na Venuši. Infračervené detektory sondy odhalily tři horké skvrny, připomínající pozemské vulkány na Havajských ostrovech. Radar na sondě objevil nejvyšší vulkán na Venuši Indunn Mons se základnou o průměru 200 km a relativní výškou 2,5 km. Stáří sopek autoři odhadli na méně než 2,5 mld. let. Následkem vulkanismu se povrch planety stále přetváří, jak ostatně ukázala již počátkem 90. let americká oběžná sonda Magellan. Díky snímkům Venuše ze sondy Galileo se totiž zjistilo, že atmosféra Venuše je v blízkém infračerveném pásmu místy průsvitná, což právě umožnilo detekci zmíněných horkých skvrn na povrchu. Záhadou zůstává, proč Venuše s podobnou velikostí a hmotností jako Země je v porovnání se Zemí naprosto suchá. Zdá se, že úlohu kapaliny nahrazuje na Venuši kyselina sírová, podobně jako je tomu u Saturnovy družice Titanu, kde příslušnou roli při utváření povrchu hraje methan.
Navzdory velkému množství antropogenního skleníkového plynu CO2, který lidstvo každoročně vypustí do zemské atmosféry, zmizí nejméně 40 % tohoto přírůstku v oceánech na jižní polokouli, jenže dodnes se pořádně neví, jak to oceány dělají. Tzv. Ekmanův transport oxidu uhličitého je zřejmě řízen větrem a povrchovými proudy v oceánech v součinnosti s vodními víry a klesáním chladné vody do hlubin oceánu. Podobně se ukázalo, že další obranu Země proti globálnímu oteplování představují jezera, která na jednotku plochy pohlcují více uhlíku než oceány a jejich absorpční schopnost se s rostoucí teplotou dokonce zvyšuje.
Krátkodobá injekce SO2 při výbuchu sopky Pinatubo v červnu 1991 snížila dočasně průměrnou roční teplotu zemské atmosféry o 0,5° C. Jak uvedla S. Solomonová aj., v letech 1980-2000 stoupl obsah vodních par v atmosféře proti dlouhodobému průměru a jelikož vodní pára je významný skleníkový plyn, zvedlo to růst globálního oteplování o třetinu. Od r. 2000 však obsah vodní páry v atmosféře se proti dlouhodobému průměru snížil o 10 %, čímž se snížilo tempo globálního oteplování o čtvrtinu proti konci XX. stol. Úhrnný současný skleníkový efekt na Zemi zvyšuje průměrnou roční teplotu na povrchu Země o 33 °C; jinými slovy, kdyby Země neměla výrazně skleníkovou atmosféru, tak by byla na souších i na moři trvale pokryta ledem.
V posledních dvou milionech let se střídají ledové doby s meziledovými poměrně rychle, přičemž nedávný a dosud pokračující ústup ledovců nesporně přispěl k rozvoji lidské civilizace. Výška oceánů přitom kolísala v rozmezí téměř 140 m; hladina oceánů byla před 81 tis. lety o 7 m výš, a předtím naopak až o 130 m níž, než je dnes. Vrt NEEM v grónském ledu dosáhl v červenci 2010 dna, když v hloubce 2,5 tis. metrů narazil na skálu. Tak bylo možné rekonstruovat teplotní křivku povrchu Země v posledních 155 tis. let. Tak se mj. ukázalo, že v období před 155 – 130 tis. lety byla průměrná teplota Země o 5 °C vyšší než dnes. V interglaciálu v epoše mezi 18 a 10 tis. lety před současností stoupla koncentrace CO2 v zemské atmosféře ze 180 ppm na více než 260 ppm.
Oslunění Země vlivem Milankovičových cyklů (s periodami 23 tis., 41 tis. a 100 tis. let) zřetelně kolísá. Dnes se nejvíce uplatňuje nejdelší z těchto period. Současná průměrná teplota povrchu Země dosahuje přibližně +15 °C a za minulou dekádu se zvýšila o 0,16 °C. Mimochodem, nejrychlejší poryv větru na Zemi 408 km/h byl naměřen v dubnu 2006 při cyklonu Olivia na ostrově Barrow v Austrálii.
Diskuse o globálním oteplování a podílu člověka na zvyšování skleníkového efektu jsou v posledních desetiletích předmětem vášnivých debat politiků i laiků, zesilovaných snahou sdělovacích prostředků o co možná nejdramatičtější vyhrocení každého sporu. (Termín "globální oteplování" se poprvé objevil v týdeníku Science v srpnu 1975.) Odborně vzato je však ve hře řada dosud málo prozkoumaných vlivů a zpětných vazeb, což je nejlépe vidět na nedostatečných schopnostech meteorologie předpovídat počasí na více než týden dopředu. Jelikož klima je časovým i prostorovým integrálem počasí přes období stovek a tisíců let, je zřejmé, že spolehlivé předpovědi budoucího vývoje klimatu neexistují. Proto je riskantní prosazovat tvrdá regulační opatření s nepředvídatelnými dokonce i ekonomickými dopady.
J. Duprat aj. nalezli ve vzorcích sněhu z centrální části Antarktidy jemný prach se zrnky o hmotnostech 0,3 – 3 mikrogramy, v nichž naměřili až 30krát vyšší zastoupení deutéria v porovnání s pozemskými horninami. Autoři snesli přesvědčivé důkazy o tom, že tento materiál pochází z chladných oblastí protoplanetárního disku, jenž obklopoval Slunce v době vzniku Sluneční soustavy.
T. Alboussićre aj. objevili na základě pozorované anizotropie šíření zemětřesných vln nečekanou nesouměrnost vnitřního jádra Země, které tuhne na západní polokouli, ale taje na polokouli východní. Vlny totiž putují ve velké hloubce Země rychleji ve směru od severu k jihu, než od východu k západu. Tuhé železné jádro Země tak putuje směrem na východ tempem 15 mm/r. Příčinou nesouměrnosti je vzhled krystalů železa vznikajících pod extrémně vysokým tlakem v jádře Země. Krystaly mají hexagonální strukturu, jejíž hlavní osa je orientována ve směru rotační osy Země. Právě tato orientace vede ke zmíněné seismické anizotropii.
W. Bottke aj. polemizovali s představou, že při tvorbě jader Země, Měsíce i Marsu tam sestoupily z pláště veškeré siderofilní prvky (Au, Ir, Mn, Mo, Os, Pd, Re, Rh, Ru), takže v pláštích těchto těles by se dnes vlastně neměly vyskytovat. Ve skutečnosti jsou siderofilní prvky v plášti Země zastoupeny nadprůměrně, což podle autorů souvisí s obnovenou dodávkou těchto prvků srážkami s planetárními embryi typu Pluta o průměrech až 3 tis. km (!) až po dobudování vlastního jádra Země. Embrya přinesla na Zemi jednak vodu a jednak siderofilní prvky, které se převážně usadily v zemském plášti. Odhadované zastoupení siderofilních prvků v plášti Marsu a Měsíce pak ukázalo, že s Marsem se srážela planetární embrya o velikosti nanejvýš 1,5 tis. km a s Měsícem o průměru nanejvýš 1 tis.km.
N. Gillet aj. získali studiem krátkodobých a periodických kolísání rychlostí zemské rotace nepřímý důkaz o silné indukci magnetického pole ve vnějším jádru Země. Dosud se soudilo, že toto pole má indukci jen 0,2 mT, ale ze zmíněných měření vyplývá více než o řád vyšší hodnota 4 mT. J. Tarduno aj. proměřovali magnetismus velmi starých krystalů křemene a ukázali, že geomagnetické pole existovalo již před 3,45 mld. let. Tehdejší magnetosféra Země však měla poloviční rozměry v porovnání se současným stavem, protože indukce magnetického dipólu dosahovala jen asi 60 % indukce současné.
Nižší magnetická indukce umožnila sice větší ztrátu těkavých látek i vody z rané atmosféry Země, ale stačila na ochranu před slunečním větrem, který se od té doby nedostává k povrchu Země na vzdálenost menší než 30 tis. km. Protože však mladé hvězdy slunečního typu rotují rychleji než Slunce dnes, byla indukce slunečního dynama mnohem větší než nyní, a to mohlo výrazně narušovat stabilitu tehdejší slabší geomagnetosféry. Není jasné, čím se proti tomu geomagnetosféra tak zdařila bránila. V každém případě však začal v zemské atmosféře narůstat podíl molekulového kyslíku před 2,3 mld. let, zřejmě pod vlivem fotosyntézy v mikroorganismech. Tak se postupně připravily podmínky pro přechod života z oceánu, moří a jezer na souš.
O poměrně nečekaném vlivu geomagnetických bouří na zabezpečovací systém železnice v severních oblastech Ruska podali zprávu E. Jerošenko aj., když uvedli, že během 17 silných geomagnetických bouří v letech 2000-2005 a také v březnu 1989 docházelo k poruchám zabezpečovacích systémů železničních tratí v pásmu 58° - 64° s. š. vinou indukovaných proudů během hlavních fází bouří.
G. Stadler aj. využili nových možností paralelního počítání na superpočítačích k simulacím globálních pohybů v zemském plášti díky deskové tektonice, přičemž jednotlivé desky byly popsány mříží s roztečí bodů 1 km. Chladné tepelné anomálie ve spodním plášti jsou propojeny s oceánskými deskami pomocí úzkých viskózních tabulí, které mění rychlosti pohybu desek. Disipace energie v prohýbající se litosféře kolem oceánských příkopů představuje pak 5 – 20 % celkové disipační energie v litosféře a zemském plášti. Z geologického hlediska nejstabilnějšími kontinenty, které přetrvávají jednotlivé epizody deskové tektoniky Země po miliardy let, jsou jednak jádro Severní Ameriky a jednak Austrálie. Tyto stabilní útvary dostaly název kratony. Příčina jejich mimořádné odolnosti spočívá v tom, že v jejich podloží není žádná voda. Jak upozornila L. Spinneyová, má více než 99 % hmotnosti Země teplotu vyšší než 1 tis. °C, takže život je možný je v tenké slupce na rozhraní hydrosféry, litosféry a atmosféry.
A. Rubin a J. Grossman upřesnili termíny, které se v meteoritické astronomii a geologii používají. Podle nových definic je meteoroid přírodní tuhé těleso, jež se pohybuje v meziplanetárním prostoru a má typický rozměr v rozmezí od 10 μm do 1 m. Mikrometeoroidy tvoří podmnožinu meteoroidů s rozměry v intervalu od 10 μm do 2 mm. Naproti tomu meteorit je přírodní tuhé těleso s typickým průměrem >10 μm, které bylo dopraveno na Zemi přirozenou cestou z tělesa, jež se utvořilo z kosmického tělesa, které se nacházelo vně oblasti gravitační převahy Země. Meteorit tedy nejprve musel toto kosmické těleso opustit, aby se následně srazil s přirozeným nebo i umělých tělesem větším, než je sám. Meteorit tedy může být vyvržen i ze Země a vrátit se na ni posléze z meziplanetárního prostoru. Podmnožinou meteoritů jsou pak mikrometeority, pro něž platí omezení velikosti na interval od 10 μm do 2 mm.
D. Čapek a D. Vokrouhlický zkoumali následky významného tepelného namáhání těch meteoroidů, které se při oběhu po výstředné dráze dostávají v okolí přísluní do blízkosti ke Slunci. Ukázali, že degradace meteoroidu závisí nejenom na vzdálenosti od Slunce, ale také na jeho geometrickém rozměru, rychlosti rotace a orientaci rotační osy vůči směru ke Slunci. Zvlášť náchylné k zániku jsou meteoroidy mající rozměry od setin metru do několika metrů, které rotují pomalu a jejichž rotační osa míří ke Slunci. Všechny meteoroidy, které se dostávají ke Slunci na vzdálenost <0,15 AU se ohřívají na teploty >700 K, čímž se z nich uvolňují těkavé látky a taví se silikáty. Následkem toho se tělesem začnou šířit trhliny a při opakovaných průletech se meteoroid nakonec zcela rozpadne.
Autoři uvedli, že tepelné namáhání nejvíce ničí jádra Kreutzovy rodiny komet, ale podobně jsou na tom i meteoroidy v meteorických rojích η Akvarid (přísluní 0,07 AU), Geminid (0,14 AU) a Monocerotid (0,19 AU). Dokonce i meteority Tagish Lake (pád v Kanadě v r. 2000) a Orgueil (pád ve Francii v r. 1864), jež měly přísluní v relativně bezpečné vzdálenosti 0,87 AU, byly tak zkřehlé, že se při průletu atmosférou výrazně štěpily na úlomky, jelikož byly poznamenány opakovaným tepelným namáháním po řádově 10 milionech obězích na takto exponované dráze.
K. Misawa aj. objevili ve vzorcích ledu z východoantarktického dómu Fuji dvě ohraničené několikamilimetrové vrstvy silikátového prachu z doby před 434 tis., resp. 481 tis. lety. Jelikož se vrstvy vyskytují ve vzorcích, které byly odebrány z míst od sebe vzdálených 2 tis. km, autoři soudí, že jde o prach mimozemského původu, jenž je důsledkem srážky Země s větším meteoritem. E. Kolesnikov a N. Kolesnikovová nalezli ve vzorcích rašeliny přirostlé v r. 1908 v oblasti pádu Tunguského meteoritu změny v poměrném zastoupení vodíku a uhlíku, které odpovídají poměrům v kometárních jádrech. Odtud vyvozují, že meteorit představoval úlomek jádra komety.
T. Croat aj. zjistili, že v australském meteoritu Murchison, jenž dopadl na Zemi 28. září 1969, má zhruba 1 % mikronových grafitových zrnek až 2,3krát vyšší zastoupení nuklidů 29Si a 30Si vůči základnímu nuklidu 28Si oproti Slunci. Takový poměr mohou vykazovat jen produkty hvězd s hmotností minimálně 8 M☉, které po opuštění hlavní posloupnosti umějí při termonukleárních reakcích ve svých nitrech spalovat uhlík a neon. Takto obohacený materiál se nakonec dostane do uhlíkového hvězdného prachu buď při srážkách hvězdných větrů Wolfových-Rayetových hvězd, anebo během výbuchu hmotné supernovy (kolapsaru). Je totiž známo, že kolapsary mohou rozmetat do kosmického prostoru prach o úhrnné hmotnosti až 1 M☉. Týž meteorit zkoumali také P. Hoppe aj., kteří ve vzorcích z Murchisonu objevili na dva tisíce presolárních zrnek SiC, z nichž zhruba 40 pochází z kolapsaru.
Podobně F. Gyngard aj. získali údaje o zastoupení nuklidů kyslíku ve 41 spinelových zrníčkách meteoritu Murray, který dopadl ve státě Kentucky 20. září 1950 a je klasifikován jako vzácný uhlíkatý chondrit. Zastoupení nuklidů je typicky presolární, takže většina zrníček pochází z větve červených obrů, anebo asymptotické větve obřích hvězd. U dvou zrníček je dokonce jisté, že pocházejí z výbuchu supernovy (kolapsaru). Pod
E. Buchner aj. zpřesnili pomocí poměru nuklidů 40Ar/39Ar stáří meteoritu, jenž vytvořil v jižním Německu impaktní kráter Ries o průměru 24 km. Obdrželi hodnotu (14,6 ±0,2) mil. let. Jak známo, následkem dopadu tohoto meteoritu vznikly proslulé vltavíny. K. Thraneová aj. nalezli přebytek nuklidu 187Hf v meteoritu SAH 99555, jenž byl nalezen v saharské poušti v květnu 1999 a patří mezi tzv. angrity (basaltické achondrity), tj. vůbec nejstarší vyvřelé horniny Sluneční soustavy. Odtud podle autorů plyne, že Sluneční soustava je stará 4,557 mld. let, a supernova, která vyvolala smršťování sluneční pramlhoviny, vybuchla před 4,564 5 mld. let; tj. o 7,5 mil. let dříve. Vzápětí však A. Bouvier a M. Wadgwa našli chondritický meteorit, jehož stáří určené z poměru zastoupení nuklidu olova a hořčíku vyšlo na 4,568 2 mld. let. Podle K. Jamašity aj. se k datování událostí v prvních 20 milionech let existence Sluneční soustavy dobře hodí chronometrie pomocí radionuklidu 53Mn, jenž se rozpadá na 53Cr s poločasem 3,7 mil. let. K ověření stáří Sluneční soustavy tak mohli použít úlomek uhlíkatého chondritu Gujba, který dopadl do Nigérie 3. dubna 1984. Dostali tak stáří 4,563 6 mld. let, což za předpokladu, že radioaktivní nuklid 53Mn byl v protoplanetárním disku Sluneční soustavy rozložen rovnoměrně, dává zatím nejlepší hodnotu doby vzniku této soustavy.
J. Weirich aj. prokázali podrobným rozborem antarktického meteoritu Miller Range 05029 (hmotnost úlomku 0,14 kg), že jeho stáří zjištěné argonovou metodou činí (4,517 ±0,011) mld. let. Jde o chondrit typu L spečený s vyvřelou horninou. Muselo jít o gigantický objekt, protože vychládal tempem jen 14 °C/1 mil.let! Impakt se tedy odehrál minimálně 20 mil. let před uvedeným datem, čili v době, kdy Země ještě neměla Měsíc. Autoři odhadují, že impaktní kráter vzniklý při srážce meteoritu se Zemí musel mít průměr kolem 50 km.
V. De Michele našel pomocí družicových snímků z Landsatu a také mapy Google Earth meteoritický kráter Gebel Kamil v jižním Egyptě. Kráter má průměr 55 m a je starý asi 5 tis. roků. Kovový meteorit měl při dopadu průměr 1,3 m a hmotnost asi 9 t. L. Folco aj. pak na místě nasbírali přes 5 tis. úlomků o úhrnné hmotnosti 1,7 t. Hmotnost největšího úlomku činí dokonce 83 kg. Podle autorů měl meteorit při vstupu do zemské atmosféry pod úhlem zhruba 45° rychlost 18 km/s a hmotnost asi 30 t. Před dopadem se zbrzdil na pád rychlostí 3,5 km/s. Zdá se téměř neuvěřitelné, že tak velké kovové těleso v poušti nikdo neobjevil dříve, ale je zřejmé, že na povrchu Země leží netknuty ještě mnohé mimořádně cenné kosmické vzorky.
J. Borovička shrnul některé neobvyklé poznatky o meteoritu, jenž dopadl 15. září 2007 v 11:40 h místního pásmového času do blízkosti osady Carancas v Peru. Průlet meteoritu byl potvrzen čidly pro infrazvuky a také pomocí seismometrů. Při dopadu meteoritu vznikl kráter o průměru 14 m hluboký 2,5 m. Bloky hlíny o průměru až 1 m byly rozmetány výbuchem až do vzdálenosti 350 m od kráteru. Na rozdíl od původních zpráv se ukázalo, že voda v kráteru nevřela; šlo o pouhé bubliny vzduchu, které se dostávaly postupně na hladinu. Rázová vlna při dopadu shodila na zem cyklistu ve vzdálenosti 100 m od místa dopadu a býka, který se nacházel 200 m od dopadu a při pádu si zlomil jeden roh. Autor odhadl, že meteorit o původním průměru 2 m vstoupil do zemské atmosféry rychlostí nižší než 17 km/s a během průletu odolal tlakům přes 15 MPa. Do kráteru však dopadlo těleso o průměru jen 1 m, které se neroztrhlo na menší kusy jednak díky tomu, že nemělo žádné pukliny a také kvůli velké nadmořské výšce místa dopadu (3,8 km).
P. Jenniskens a M. Shaddad zveřejnili údaje, získané studiem meteoritu Almahata Sitta, jenž dopadl 7. října 2008 do severního Súdánu doslova v přímém přenosu po objevu původně miniplanetky 2008 TC3 asi 20 h před její srážkou se Zemí. Autorům se za vydatné pomoci studentů chartúmské univerzity podařilo nasbírat v poušti přes 600 drobných úlomků o úhrnné hmotnosti téměř 11 kg (odhadem dopadlo na zem asi 40 kg úlomků). Miniplanetka o průměru 3,5 m a hmotnosti kolem 40 t rotovala při vstupu do atmosféry v periodě 99 s a její střední hustota přesahovala hustotu vody jen 1,7krát, tj. byla z 50 % porézní. Hustota nalezených úlomků totiž dosahuje 2,8násobku hustoty vody a jejich albedo 0,05 je řadí k nejtmavším objektům Sluneční soustavy. Miniplanetka patřila k novému typu chondritů, jímž se říká ureility a strávila jako samostatné tělísko v kosmickém prostoru téměř 20 mil. roků. V nalezených úlomcích byla objevena stopová množství aminokyselin.
P. Spurný aj. zpracovali pozorování slovinského bolidu Jesenice (EN090409) z 9. dubna 2009, jehož průlet atmosférou byl zachycen na dvou jihočeských stanicích (Kunžak a Churáňov) jakož i na pozorovatelně Črni Vrh ve Slovinsku, kde však kamera není opatřena rotujícím sektorem pro určení úhlové rychlosti letu bolidu. Sonický třesk po přeletu bolidu zaznamenalo celkem 16 seismických stanic. Navzdory záznamům na samém okraji zorného pole jihočeských kamer se autorům podařilo určit s dostatečnou přesností všechny potřebné parametry trajektorie potenciálních úlomků a tak se podařilo ve vypočtené cílové ploše nalézt 3 úlomky meteoritu o úhrnné hmotnosti 3,6 kg. Jde o obyčejný chondrit třídy L6 a tedy již o 13. meteorit s rodokmenem, až na jednu výjimku (australský meteorit Bunburra Rockhole, který patří ke křižujícím planetkám typu Aten) vesměs přiletěvších z hlavního pásu planetek.
Meteorit Jesenice o hmotnosti asi 170 kg se před vstupem do zemské atmosféry pohyboval heliocentrickou rychlostí 36 km/s na dráze o velké poloose 1,75 AU, výstřednosti 0,43, sklonu 19° a oběžné době 2,3 r. V odsluní jeho dráha zasahovala do hlavního pásu planetek ve vzdálenosti 2,5 AU, kdežto v přísluní křižovala zemskou dráhu do vzdálenost jen 0,9965 AU od Slunce. Při vstupu do atmosféry měl meteoroid geocentrickou rychlost 14 km/s a sestupoval šikmo pod úhlem 59° vůči obzoru. Začal svítit ve výšce 88 km nad Zemí a v maximu dosáhl jasnosti -15 mag. Po letu dlouhém 6,6 s zhasnul ve výši 18 km nad Zemí. Odhadem na zem dopadlo asi 30 kg úlomků.
P. Spurný a J. Borovička dokázali lokalizovat také pád meteoritu Košice, jenž proběhl těsně před půlnocí SEČ 28. února 2010. Na východním Slovensku a v severním Maďarsku byl úkaz provázen silným hromobitím, ale přestože na většině území Slovenska bylo v tu dobu zataženo, podařilo se čas přeletu přesně určitě díky radiometrům, jež měří osvětlení mraků meteoritem. Podle snímků z bezpečnostních kamer v Maďarsku dosáhl meteorit v maximu -20 mag (!), takže byla slušná naděje na nalezení jeho úlomků v terénu. To se skutečně zdařilo expedici slovenských astronomů J. Tótha aj., takže první úlomek západně od Košic byl nalezen již 20. března 2010. Díky nálezu mohl P. Povinec změřit rychle zastoupení krátkožijících nuklidů a J. Haloda klasifikovat meteorit Košice jako chondrit H5. Meteorit Košice se tak stal teprve 15. meteoritem s rodokmenem od r. 1959. Ondřejovská škola založená Z. Ceplechou si tak i po půl století dále upevnila své vedoucí světové postavení v tomto odvětví meteorické astronomie.
J. Trigo-Rodríguez aj. uveřejnili výsledky pozorování argentinského bolidu a meteoritu Berduc, jenž proletěl nejprve nad Uruguayí 7. dubna 2008 a dosáhl přitom -16 mag, takže v přilehlém městě se automaticky vypnulo pouliční osvětlení. Během průletu došlo k několika štěpením meteoritu a největší nalezený úlomek má 154 g. Celková nalezená hmotnost meteoritu byla však zřejmě vyšší, jenže mnoha úlomků se zmocnili soukromí hledači meteoritů a rozprodali je hlavně do USA. Meteorit byl klasifikován jako chondrit L6. Meteorit přiletěl z hlavního pásma planetek v den 49. výročí pádu prvního meteoritu s rodokmenem Příbram.
V r. 1972 přišli C. Sagan a G. Mullen s problémem slabě svítícího mladého Slunce. Z teorie termonukleárních reakcí v trpasličích hvězdách hlavní posloupnosti totiž plyne, že mladé hvězdy typu Slunce mají asi o třetinu nižší zářivý výkon než zralé Slunce o stáří bezmála 5 mld. let. Protože je dosti pravděpodobné, že Země i v rané době existence Sluneční soustavy obíhala přibližně v téže vzdálenosti jako dnes, měly by tehdy oceány na Zemi zmrznout, a už nikdy by nerozmrzly, protože albedo tuhého ledu je podstatně vyšší než albedo tekuté vody.
F. Macdonald aj. zjistili z rozpadových řad U/Pb v horninách z Yukonu a Severozápadních teritorií, že povrch oceánů byl z větší části zaledněn v období před 830 – 635 mil. lety. Ledovce se však objevovaly na rovníku už 100 mil. let před globálním zaledněním. Prapevnina Laurentia na rovníku byla nejvíce zaledněna přes 716 mil. lety. Tehdy dosáhla tloušťka ledu v oceánech až 1 km.
Tak vznikl zásluhou J. Kirschvinka již v r. 1992 scénář "sněhové koule Země", který ve své nejtvrdší podobě znamenal, že Země jen taktak unikla hrozbě trvalého zalednění. Nyní však J. Kasting tento hrozivý scénář zmírnil na "měkkou sněhovou kouli", jelikož i v době zalednění Slunce čirým ledem prosvítalo a ohřívalo jak vodu tak prapevninu, což vedlo nakonec k odlednění. Měli bychom tedy spíše hovořit o "blátivé kouli" Země; tedy o šťastném vyústění nepříliš vábné epizody v geologických dějinách Země.
E. Wolf a O. Toon se nyní vrátili k paradoxu raného Slunce, o jehož řešení se poprvé pokusil C. Sagan v r. 1996 předpokladem, že v dávné minulosti byla Země obklopena organickou mlhou methanu a dusíku, která blokovala ultrafialové záření Slunce, ale propouštěla záření optické. Sagan ukázal, že stačí malá příměs čpavku v této mlze, aby to úhrnem vyvolalo silnější skleníkový efekt, než je ten současný. Wolf a Toon nyní Saganův výpočet potvrdili a rozšířili v tom smyslu, že šlo o uhlovodíkové aerosoly, které vytvořily před 3,8 mld. let silně skleníkový zákal, jenž se rozptýlil až před 2,5 mld. let, kdy už Slunce dosáhlo 85 % dnešního zářivého výkonu, takže oceány na Zemi nezamrzly. Přesto byla Země podle J. Hechta třikrát ohrožena efektem sněhové koule, a to před 2,4; 0,8 a 0,6 mld. let. Zmíněná organická mlha umožnila vznik života na Zemi nejpozději před 3,5 mld. let, ve shodě s proslulým experimentem S. Millera a H. Ureyho z r. 1952.
Jak známo, podle paleontologických nálezů se život na Zemi rozvíjel zprvu velmi zvolna teprve po konci těžkého bombardování terestrických planet kosmickými projektily (planetkami, meteority, jádry komet) před 3,9 mld. let. Vícebuněčné organismy se objevily až před 1,2 mld. let. V poslední půl miliardě let došlo navíc k pěti epizodám velkého vymírání organismů, a to před 450, 375, 251, 205 a 65 miliony let, přičemž vymírání před 251 mil. lety na rozhraní permu a triasu (paleozoikum-mesozoikum) bylo vůbec největší, neboť vymřelo 96 % druhů organismů v oceánech, 70 % druhů obratlovců na souši a dokonce i většina druhů hmyzu. Příčiny tohoto skutečně katastrofálního vymírání nejsou dosud objasněny; pravděpodobně šlo o celou sérii událostí, od zásadní proměny životního prostředí a klimatu až po mimořádně rozsáhlý vulkanismus a pád velké planetky.
P. Schulte aj. se věnovali stále kontroverznímu tématu o příčině masového vymírání rostlin i živočichů na rozhraní křídy a třetihor (paleogenu) před 65,5 mil. let. Poukázali na jasnou příčinnou souvislost mezi dopadem planetky, jež vytvořila impaktní kráter Chicxulub v oblasti dnešního Mexického zálivu a poloostrova Yuacatán. Devastace celé zeměkoule začala rázovými (tlakovými) vlnami i obrovitou vlnou tsunami a pokračovala zastíněním Slunce, což ničilo plankton i řasy jako základ potravního řetězce. Kyselost vody v mořích a oceánech vyhubila mořské živočichy a další zkázu způsobilo výrazné a dlouhodobé ochlazení zemského povrchu.
Je zajisté těžké odhadnout, zda se podobné katastrofy velkého rozsahu nevyskytnou v příštích stovkách milionů let znovu. Jedno je však prakticky jisté už teď. Zářivý výkon Slunce se bude plynule zvyšovat tempem přibližně 10 % za miliardu let a tento trend se udrží i v následujících miliardách let. Zhruba za 1,5 mld. let bude proto průměrná teplota zemského povrchu vyšší než je bod varu vody za normálních podmínek.
S. Tanaka zjistil, že velká zemětřesení poblíž Sumatry (26. 12. 2004 - magnitudo 9,0; 28. 3. 2005 - 8,6 a 12. 9. 2007 - 8,5) mohla vzniknout v důsledku zvýšených slapů (syzygií) Měsíce a Slunce. Našel totiž statistickou korelaci mezi výškou slapů v postižených oblastech s velkými zemětřeseními již 7-10 let před zmíněnými megazemětřeseními. Po posledním ze tří megazemětřesení korelace vymizela. D. Delle Done aj. využili soustavných dat o proměnnosti tepelného toku ze Země, která jsou získávána umělými družicemi Země od r. 2000, k důkazu, že vulkanická činnost roste následkem zemětřesení s magnitudem větším než 4,5. Za prvních 7 let souvislých měření odhalili 37 případů zvýšení lokálního tepelného toku Země v oblasti, kde se v předstihu 1 – 21 dnů odehrálo zemětřesení. V souvislosti se 7 velkými epizodami zvýšené seismicity Země objevili 4 případy následného zvýšení globálního tepelného toku Země. Nejvýznamnější zvýšení tepelného toku Země na trojnásobek klidového stavu nastalo bezprostředně po zmíněném nejničivějším zemětřesení u Sumatry a kolem Andamanských ostrovů koncem r. 2004.
Největší zemětřesení XX. stol. se odehrálo v r. 1960 v Chile s epicentrem poblíž Valdivie. Jeho prekursor dosáhl totiž magnituda 8,1, ale o půl dne později přišel hlavní úder o magnitudu 9,5, což představuje historický rekord.V Chile přitom zahynulo přes 1 tis. osob, ale další velké škody napáchaly vlny tsunami na Havajských ostrovech a dokonce i v Japonsku vzdáleném od chilského pobřeží 17 tis. km, kde vlny dosáhly výšky až 25 m, takže i zde zahynulo na 140 osob.
Na Sumatře vybuchla před 74 tis. lety sopka Toba, což byla největší pozemské vulkanická katastrofa za poslední 2 mil. let. Sopečné magma dosáhlo objemu bezmála 3 tis. čtv. km, tj. o 3 řády většího objemu než při katastrofickém výbuchu americké sopky Sv. Helense v r. 1980. Podle C. Timmreckové aj. způsobil výbuch sopky Toba dlouhodobé snížení průměrné teploty Země o plných 5 °C. Není známo, zda v té době byla již Indonézie osídlena lidmi druhu Homo sapiens, ale mohli tam v té době žít neandertálci, kteří snad aspoň zčásti tuto gigantickou katastrofu přežili. Počátkem března 2010 vybuchla na Islandu sopka Eyjafjallajoekull, která vychrlila do atmosféry prachový mrak o šířce 1,6 tis. km, sahající až do výšky 5 km. Když se mrak vlivem větru dostal nad Evropu, způsobil závažné narušení letecké dopravy, které se pak ještě několikrát opakovalo.
Obavy z ještě rozsáhlejších geologických katastrof v budoucnosti rozhodně nejsou liché, jak ukázaly nejnovější studie podloží Yellowstonského národního parku, který se rozkládá na území amerických států Idaho, Montana a Wyoming. Roztavené magma zde totiž sahá až do hloubky 650 km a během série velkých vulkanických erupcí před 17 mil. lety pokrylo lávou dnešní státy Oregon, Washington a Idaho. Další velké erupce v oblasti Parku se odehrály před 2,05; 1,3 a 0,64 mil. lety, takže lze očekávat, že další katastrofa (srovnatelná svými ničivými účinky s výbuchem sopky Toba) se může odehrát v geologicky blízké budoucnosti.
Jak uvedli A. Eff-Darwich aj., současným klíčovým astronomickým observatořím na Havajských i Kanárských ostrovech jakož i v Andách v Chile nehrozí prakticky žádné nebezpečí od vybuchujících sopek, ale v Chile i na Havaji může dojít k nebezpečným zemětřesením, takže v největším bezpečí jsou jen přístroje na Kanárských ostrovech.
Podle W. Napiera mohlo dojít před 13 tis. lety ke kosmické katastrofě na Zemi následkem srážky s jádrem obří (až 100 km!) bezejmenné komety. Dokladem její existence je dosud pozorovatelný komplex meteorických rojů v souhvězdí Býka, do něhož svými drahami patří i 19 nejjasnějších planetek křižujících zemskou dráhu. Srážka měla za následek vznik ledové doby, která trvala minimálně 1,3 tis. roků. Autor dále uvádí, že následkem srážky zmizelo na území Severní Ameriky přes 33 druhů savců; výrazně postižena byla i severozápadní Evropa. Napierovy závěry však bývají často kritizovány, což se stalo i tentokrát. A. Scott aj. uvedli, že pro existenci tak obří komety nemáme žádné spolehlivé důkazy, ale sami připouštějí, že na obou uvedených teritoriích se objevují nanodiamanty, které jsou důkazem srážkové metamorfózy uhlíku v horninách.
B. Jones a J. Horner podrobili kritice běžně přijímaný názor, že Země je chráněna před častými dopady kometárních jader nejhmotnější planetou Sluneční soustavy - Jupiterem. Podrobnější rozbor totiž prozradil, že Jupiter skýtá tuto ochranu jen proti nejnebezpečnějším dlouhoperiodickým kometám, které přicházejí z Oortova oblaku komet, anebo Edgeworthova-Kuiperova pásu a mají tudíž při potenciální srážce se Zemí vysokou relativní rychlost. Naproti tomu Jupiter zvyšuje pravděpodobnost srážky Země s jádry krátkoperiodických komet i planetek hlavního pásu, které se mohou vlivem poruch od Jupiteru stát nejprve planetkami křižujícími zemskou dráhu. A. Melott a R. Bambach konstatovali, že Země je terčem pro roje komet s periodicitou 27 mil. roků. Tato periodicita je však tak stálá, že nemůže souviset s poruchami Oortova oblaku vlivem hypotetické hmotné a vzdálené planety Nemesis, jak se o tom donedávna spekulovalo.
Zatímco v trvale zastíněných oblastech může podle měření sebevražedné měsíční sondy LCROSS z října 2009 klesnout teplota na povrchu Měsíce až na 40 K, takže výskyt vodní jinovatky je tam téměř jistý, nikdo by byl nečekal, že se může voda vyskytovat i na osvětlené straně Měsíce, jak prokázala americká aparatura MMM (Moon Mineral Mapper) na indické sondě Chandrayaan-1 v r. 2009 v infračerveném spektru, kde nalezla v okolí měsíčních pólů pásy vody a hydroxylu. Zdrojem této vody jsou zřejmě protony ze slunečního větru, které se slučují s atomy kyslíku. V principu by tak šlo z 1 t měsíčního prachu získat asi litr vody, což by bylo nejspíš ekonomičtější, než dovážet vodu pro případnou budoucí trvalou kosmickou stanici na Měsíci ze Země.
Podle R. Gladstona aj. jsou však krystalky ledu vmíseny do hornin, takže jejich separace by byla náročná. Ještě horší je však objev rtuti v regolitu v místech přistání kosmických lodí programu Apollo, která by se musela rovněž separovat. F. McCubbin aj. odhadli z rozboru vzorků měsíčních hornin nasbíraných při výpravě Apolla 14, že v povrchových vrstvách Měsíce dosahuje zastoupení vody v podobě ledu relativní hodnoty 5.10-6.
Překvapivě úspěšná byla při výzkumu Měsíce japonská sonda SELENE přejmenovaná po startu v září 2007 na Kaguya, doprovázené dvěma 50kg pobočníky (Okina a Ouna) zabezpečujícími komunikací se sondou v dobách jejího zákrytu za Měsícem. Kaguya měla na své palubě celkem 14 vědeckých přístrojů, mezi nimi i širokoúhlou kameru HDTV s rozlišením až 10 m na měsíčním povrchu, umožňující rovněž pořizovat stereoskopické snímky. Po 21 měsících bezchybného provozu byla navedena ke srážce s Měsícem 10. 6. 2009.
K jejím nejzajímavějším objevům patří nález jeskyně v oblasti pohoří Marius o šířce 65 m a hloubce 80 m, která by mohla sloužit jako útočiště pro astronauty v případě nějakého nebezpečí. Sonda však vykonala celkem 6 mil. měření výšek bodů na měsíčním povrchu, což pomohlo upřesnit, kdy a kam Slunce svítí na povrchu Měsíce. Ukázalo se totiž, že většina tzv. měsíčních přechodných jevů (LTP) lze vysvětlit jako krátkodobá osvětlení příslušných oblastí Sluncem. S. Yamamoto aj. nalezli na spektrálních snímcích Kaguyi známky zvýšeného výskytu minerálu olivínu v okolí největších impaktních kráterů (pánví a moří). To by znamenalo, že vnější partie Měsíce vznikly z globálního magmatického oceánu, který krystalizoval na hustý olivínový a pyroxenový plášť, na němž plavala plagioklasová kůra. Při velkých impaktech kosmické projektily prorazily kůru a exponovaly tak minerály pláště. I. Garrick-Bethell aj. zjistili, že největší převýšení se nacházejí na odvrácené straně Měsíce a potvrdili nezávisle, že kůra raného Měsíce plavala na tekutém oceánu roztavených hornin. Během tuhnutí oceánu vymodelovaly dnešní povrch odvrácené strany Měsíce slapové síly.
Nejvyšší rozlišení na měsíčním povrchu však poskytla americká sonda Lunar Reconnaisance Orbiter (LRO), která z výšky 50 km dokázala na povrchu Měsíce rozlišit objekty o rozměrech kolem 0,5 m a s touto přesností zmapovala 10 % jeho povrchu. Mj. tak nalezla kráter o průměru 35 m, který v Oceánu bouří vyhloubil 14. 4. 1970 urychlovací stupeň nosné rakety Apolla 13 o hmotnosti 14 t. Na povrch Měsíce narazil rychlostí 2,5 km/s. Kolem kráteru jsou vidět paprsky až do vzdálenosti přes 1,5 km od místa dopadu.
Tatáž sonda také vyhledala místa (někdy tvrdých) přistání sovětských kosmických sond Luna 9, 13, 16, 17. 20, 21 a 24. Sonda též našla sovětský Lunochod 1, jehož poloha na Měsíci nebyla od přistání v listopadu 1970 známa a následkem toho se nedalo využívat retroreflektoru, který Lunochod měl na svém víku a který měl sloužit pro přesná laserová měření vzdálenosti Měsíce. To umožnilo americkým odborníkům začít po 40 letech využívat i toto zrcadlo k měření vzdálenosti Měsíce; ozvěny jsou mnohem silnější než od identického retroreflektoru na Lunochodu 2 a svědčí o správném zamíření automatu k Zemi. Jak známo, laserová měření vzdálenosti Měsíce z USA a Francie úspěšně probíhají po celou dobu s retroreflektory instalovanými na Měsíci astronauty při výpravách Apolla 11, 14 a 15. Podle T. Murphyho aj. však odrazné plochy všech retroreflektorů postupně degradují jednak tepelnými deformacemi povrchů v době kolem měsíčních úplňků a dále vinou měsíčního prachu a poškrábání povrchu mikrometeority.
B. Deneviová aj. objevili díky sondě LRO pět nových impaktních kráterů na odvrácené straně Měsíce, které tam před 40 lety ještě nebyly. Podobně T. Watters využili vysokého rozlišení kamery LRO k objevu 14 laločnatých svahů starých méně než 1 mld. let, které patrně vznikly smršťováním vychládajícího Měsíce. Ve zmíněném intervalu se tedy Měsíc smrštil asi o 200 m.
J. Head aj. využili altimetru na sondě LRO k sestavení úplného katalogu impaktních kráterů s průměrem alespoň 20 km. Odtud plyne, že v oblasti měsíčních vysočin docházelo k nasycení povrchu krátery, takže další velké impakty nutně překryly a rozrušily starší struktury až do vzdálenosti rovné dvěma poloměrům nově vzniklých pánví. Autoři tak zjistili, že v raném věku Sluneční soustavy na sebe navazovaly dvě populace impaktních projektilů.
Největší projektil z první (starší) populace vytvořil obří pánev Jižní pól-Aitken o průměru 2,5 tis.km. Přechod mezi populacemi vyznačuje Východní moře (průměr pánve 930 km), které vzniklo před 3,8 mld. let. Kromě toho se na Měsíci vyskytují četné sekundární krátery, které vznikaly po primárním obřím dopadu následkem vyvržením velkých objektů na balistické dráhy. Tyto objekty se pak vrátily relativně pomalými rychlostmi a vytvářely tak další krátery velmi daleko od místa primárního impaktu. G. Bart a H. Melosh měřili na snímcích kamery LRO polohy 14 tis. kamenů vyvržených při impaktech z 18 kráterů o průměrech stovek metrů. Odtud spočetli rozsah rychlostí vyhození kamenů z kráterů 10 – 75 m/s.
Souběžně s těmito výzkumy přinesli B. Greenhagen aj. a T. Glotch aj. důkazy o výskytu vyvřelých silikátových hornin v povrchových útvarech na Měsíci. Měsíc tedy nebyl v první fázi své existence zdaleka tak geologicky mrtvým tělesem jakým je dnes. Podle S. Weidera aj. dosahoval proud magmatu v Oceánu bouří a Moři jasu tloušťky až 160 m.
Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2012