Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 01. júla 2013
Kosmická sonda NASA MESSENGER přesně podle plánu zaparkovala 18. března 2011 na oběžné dráze kolem Merkuru po 6,5 letech a uražení 8 mld. km od svého vypuštění. Stačilo k tomu 15 min brzdění raketovým motorem. Již od dubna započala se soustavným snímkováním severní polokoule planety s lineárním rozlišení až 18 m a v září téhož roku byly odborné veřejnosti k dispozici první výsledky těchto měření v sedmi pracích v časopise Science. Ukázalo se, že mineralogické a geologické složení povrchu Merkuru se významně odlišuje od ostatních kamenných planet. Nápadný je deficit železa i titanu a desetinásobný přebytek síry v porovnání s kůrou Země. To znamená, že na rozdíl od oxidačního prostředí na povrchu ostatních kamenných planet převládalo na Merkuru prostředí redukční. Na severní polokouli se rozkládají rozsáhlá lávová pole svědčící podle J. Heada aj. o mocném dávném vulkanismu vrcholícím těsně po konci těžkého bombardování planet Sluneční soustavy před 3,8 mld roků. Celkem se podařilo zatím stanovit relativní zastoupení 10 chemických prvků v regolitu planety. Podle L. Nittlera aj. je hlavním překvapením vysoký poměr Mg/Si a nízký poměr Al/Si a Ca/Si. P. Peplowski aj. ukázali na základě měření ze spektrometru gama, že na povrchu Merkuru je výrazně zastoupen draslík, kterého je pětkrát více než thoria a 13krát více než uranu.
Naprostou záhadou je však rozsáhlé železné jádro Merkuru, které zabírá přinejmenším 3/4 poloměru planety. Centrální dipólové magnetické pole má podle B. Andersona aj. svou osu skloněnou jen o 3° vůči ose rotační. Magnetický rovník je posunut téměř o 500 km na sever od hermografického rovníku. Merkur má i vnější magnetické pole včetně magnetopauzy a magnetického chvostu odvráceného od Slunce, ale neoplývá radiačními pásy jako Země. D. Schriver aj. však objevili ve výšce asi poloviny poloměru planety nad rovníkem slabý radiační pás s energiemi částic <10 keV. D. Heyner aj. zjistili pomocí trojrozměrných simulací, že u Merkuru dochází k silné interakci slunečního větru s vnějším magnetickým polem, zatímco vnitřní pole je výsledkem dynamového efektu v pomalu rotujícím tekutém rozsáhlém železném jádře. Přetahování obou polí pak má za následek, že povrchové magnetické pole planety je velmi slabé.
D. Blewett aj. zjistili, že Merkur byl až donedávna geologicky aktivní, jak o tom svědčí usazené horniny v mnoha impaktních kráterech a nápadné deprese v regolitu, vyvolené nejspíš ztrátou těkavých látek z dutin pod povrchem. Autoři odtud usuzují, že nitro Merkuru mělo mnohem vyšší zastoupení těkavých látek, než se čekalo. V řiďounké atmosféře planety se podle T. Zurbuchena aj. vyskytují ionty těžkých prvků zejména v okolí magnetických pólů, kde se sluneční vítr dostává snadno až k povrchu. Na noční straně rovníku planety se silně koncentrují ionty sodíku a nad celým obvodem planety lze pozorovat ionty helia, jež se patrně odpařuje z povrchu.
J. Harmon aj. shrnuli výsledky soustavných pozorování polárních oblastí Merkuru pomocí radaru 305m antény v Arecibo za léta 1999-2005. Radar docílil na planetě lineárního rozlišení 1,5 km a tak se podařilo zjistit, že těsně pod regolitem Merkuru se v trvale zastíněných dnech příslušných impaktních kráterů opravdu nachází vodní led, a to mezi severním pólem planety a hermografickou šířkou +67°. Místy však stačí odražené či rozptýlené sluneční záření led odpařit i v těchto zastíněných oblastech.
J. Pasachoff aj. uvedli, že při tranzitu Venuše přes Slunce v červnu 2004 se podařilo monitorovat vzhled atmosféry Venuše díky sluneční družici TRACE kamerou s vysokým úhlovým rozlišením a vysokou kadencí snímků. Tím se podařilo objevit její nesouměrnost, což zpětně přispělo k revizi údajů z předešlých tranzitů od r. 1639 do r. 1882.
F. Montessin aj. ohlásili na základě měření sondy Venus Express (ESA), že ve vysoké atmosféře na noční straně planety se vyskytuje ozón ve výškách kolem 100 km nad povrchem Venuše v koncentracích až 108 mol/cm3, což je ovšem jen nepatrný zlomek (10-8) koncentrace ozonu v porovnání s Marsem. V atmosféře Marsu dosahuje koncentrace ozónu jen 1 Dobsonovu jednotku, tj. zhruba 3 promile koncentrace ozónu v atmosféře Země. Ozón vzniká ve všech případech disociací molekul kyslíku na atomární kyslík působením ultrafialového záření Slunce. Atomární kyslík se pak slučuje se zbývajícími molekulami kyslíku na ozón.
K. Grifantiniová shrnula současný stav poznatků o původu a zastoupení vody na Zemi. Ačkoliv 71% povrchu Země pokrývají oceány, na celkové hmotnosti Země se voda podílí jen z 0,03 %! Jelikož mladá Země byla vystavena účinkům těžkého bombardování, byla na povrchu tak horká, že případná původní voda z doby jejího vzniku se nutně odpařila a unikla zpět do kosmu. V r. 2006 zjistili H. Hsieh a D. Jewitt, že v hlavním pásu planetek se nacházejí kometární jádra pokrytá ledem sublimovaným z povrchu planetek. Ostatně i největší planetka hlavního pásu Ceres má tak nízkou střední hustotu, že v jejím plášti je silně zastoupen vodní led.
V letech 2003-2008 studovali planetku (24) Themis jednak H.
Campins aj. a dále A. Rivkin a J. Emery pomocí 3m teleskopu IRTF. Výsledky svých měření zveřejnili v r. 2010 v časopise Nature, kde nezávisle ukázali, že v infračerveném spektru planetky se vyskytuje pás vodního ledu o vlnové délce 3,1 μm. Jelikož teplota povrchu Themis je tak vysoká, že povrchový led by sublimoval během několika tisíc let, je zřejmé, že led je plynule doplňován z pláště planetky. Podobně J. Licandro aj. odhalili vodní led na povrchu planetky (65) Cybelle. Podle S. Mojzsise aj. jsou však na základě izotopové analýzy nuklidů kyslíku 16O a 18O pozemské oceány staré minimálně 4,4 mld. let, takže voda se na Zemi dostávala z více různých zdrojů, tj. jak z planetek tak i z komet právě během období těžkého bombardování.
Jen na okraj poznamenejme, že naše technicky vyspělá civilizace potřebuje pro svůj provoz hodně vody, až 10 % hmotnosti vody v zemské kůře. Pokud by měl být zajištěn její další růst, mohlo by se stát, že tento příděl nebude ve vzdálenější budoucnosti stačit. Kdyby měl stoupnout jen 20x, tak by musela být celá Země zatopena vodou až do výše Himaláje... V září 2011 uveřejnil časopis Nature zlověstnou zprávu, že od r. 1980 do r. 2010 se četnost velkých přírodních katastrof (hurikánů, povodní a ničivého sucha) zdvojnásobila, což se dá přičíst na vrub rychlé změny globálního klimatu. Jak upozornili G. Manneyová aj., došlo v r. 2011 k 80 % poklesu množství ozonu ve výškách 18 – 20 km nad Arktidou, což je alarmující zvláště proto, že nad Arktidou neklesá teplota v zimě tak nízko jako nad Antarktidou, takže standardní představa, že ozónové díry se prohlubují tím více, čím je nižší teplota ve stratosféře, vzala za své.
M. Tavani aj. zveřejnili nové údaje o milisekundových záblescích záření gama v zemské atmosféře (TGF = Terrestrial Gamma-ray Flashes), jež poprvé zaznamenala aparatura BATSE na americké družice Compton počátkem 90. let minulého století. Nečekaný objev popsali G. Fischman aj. v r. 1994 a vysvětlili jako brzdné záření elektronů o energiích řádu MeV ve výškách >30 km nad Zemí, takže za jejich zdroj považovali tzv. duchy a skřítky (výboje z bouřkových mraků vzhůru do ionosféry).
Nynější pozorování z italské družice AGILE však ukázala, že zdroj záblesků se nachází mnohem níže, totiž v bouřkových mracích tropického pásma ve výškách 10 – 20 km, což je překvapující, protože to znamená, že v bouřkových mracích se volné elektrony urychlují na energie až nad 100 MeV; jinými slovy spád elektrických potenciálů v bouřkových mracích je občas daleko větší, než se dosud soudilo (přímé měření potenciálového gradientu v těchto podmínkách se zatím nezdařilo). Urychlené elektrony tak získávají energii rychleji, než ji ztrácejí srážkami s molekulami vzduchu a při tvrdých pružných srážkách dokonce vyrážejí elektrony z obalů atomů, které pak nabývají podobně relativistických rychlostí a tudíž extrémně vysokých energií. Relativistické elektrony pak vysílají brzdné elektromagnetické záření, tj. fotony gama, které se dostanou až do vzdáleností mnoha set km od místa svého vzniku a proto je mohou zachytit přelétávající družice. Jak autoři studie uvádějí, pro nejvyšší energie paprsků gama však zmíněný mechanismus patrně nestačí a jejich výskyt zůstává záhadou.
M. Briggs aj. objev potvrdili na základě údajů z družice Fermi, která zaznamenala již na 130 TGF. Zjistili však navíc, že urychlené sekundární elektrony mohou klouzat podél siločar geomagnetického pole na velké vzdálenosti, takže například elektrony z bouřky nad Zambií způsobily jevy TGF nad Egyptem po uražení 4,5 tis. km podél siločar. Družice také objevila páry pozitron-elektron, díky anihilační čáře o energii 511 keV, takže při intenzivních bouřkách dokonce vznikají částice antihmoty! Objevy mají své praktické důsledky, protože vzniká otázka, zda posádky dopravních letadel často létajících v tropických oblastech nejsou vystaveny zvýšeném riziku ozáření těmito silně urychlenými částicemi.
B. Buffet aj. využili přesných poloh vzdálených kvasarů pro hledání jemných variací v nutačním pohybu zemských geografických pólů. Tyto změny jsou totiž vyvolávány rozdílem v úhlové rychlosti rotace kapalného a tuhého jádra Země a mohou tak posloužit k určení indukce magnetického pole v centru Země - obdrželi tak hodnotu 2,5 nT.
A. Hakimi a S. Setayeshi se zabývali otázkou, jak se měnil vztah mezi terestrickým (TT) a univerzálním časem (UT) v letech 1620 -2010. Jak známo variace UT odrážejí změny v rychlosti rotaci Země počítané v atomovém čase a efemeridový čas (ET) zase změny v oběhu Země kolem Slunce. Z nového modelu vyplývá, že v uvedeném období se prodlužovala délka dne (UT) v průměru o 2,3 ms za století. Podobně podle L. Ioriové roste střední vzdálenost Země od Slunce zhruba o centimetry za rok a výstřednost dráhy Měsíce kolem Země o řádově 10-12/r. Je poměrně podivuhodné, že když přepočteme současnou hodnotu Hubbleovy konstanty H☉ z obvyklých jednotek [km/s/Mpc] na její fyzikální rozměr [1/t., kde t bude čas v jednotkách zemského roku, dostaneme hodnotu 7,5.10-11/r. Autorka proto soudí, že stojí za to testovat domněnku, že zmíněné změny vzdálenosti Země od Slunce i výstřednosti dráhy Měsíce jsou ve skutečnosti lokálním důsledkem skutečnosti, že se vesmír rozpíná.
K. Welten aj. referovali o výsledku studia sbírky 3,3 tis. úlomků meteoritů z antarktické oblasti horského hřebenu Královny Alexandry. Asi 2 tis. úlomků představují chondrity L5 nebo LL5 a tak vybrali náhodně 13 úlomků z této sestavy a určili jejich radiochronologické stáří. Obdrželi pro všechny z nich identické stáří na zemském povrchu 125 tis. let. To dává tušit, že celá sbírka pochází z impaktu jediného meteoritu (QUE 90201), který měl před vstupem do zemské atmosféry hmotnost asi 50 t a přibližný rozměr 3 m. Šlo tedy o jeden z největších chondritů, o nichž dnes víme, že dopadly na Zemi. V Antarktidě se z něj podařilo nalézt úhrnem nanejvýš 70 kg úlomků, takže meteorit byl buď velmi křehký, anebo měl mimořádně vysokou impaktní rychlost.
J. Gattacceca aj. uvedli, že nejvyšší koncentrací nalezených meteoritů na Zemi se honosí nevelká plocha necelých 4 km2 poblíž San Juanu v poušti Atacama v Chile. Odborníci tam nasbírali v mimořádně suchém terénu celkem 48 úlomků z 36 různých impaktů, což je nepřímý důsledek absence vody a pomalého zvětrávání terénu. Nejmladší úlomky ležely v poušti již 40 tis. let a vyznačují se přebytkem chondritů třídy H a vzácností chondritů třídy LL. Na celkovém počtu meteoritů ve sbírkách muzeí se nejvíce (70 %) podílejí meteority z Antarktidy; na druhém místě (25 %) jsou právě meteority z horkých pouští.
C. Princeová se ve své monografii z r. 2010 zabývala mimo jiné autenticitou údajného výroku amerického prezidenta Thomase Jeffersona, který měl kritizovat studii amerického profesora Benjamina Sillimana (s přispěním jeho kolegy Jamese Kingsleye) z Yaleské univerzity, v níž dokazoval, že kameny nalezené po úkazu 4. prosince 1807 ve Westonu ve státě Connecticut jsou meteority, které na Zemi přiletěly z kosmického prostoru. Jefferson měl podle často citovaného tvrzení prohlásit, že spíše uvěří tomu, že dva yankeeyovští profesoři lžou, než že z nebe padají kameny. Autorka však zjistila, že jde o legendu, kterou až v r. 1874 rozšířil Sillimanův syn! Ve skutečnosti prof. Silliman zaslal svou podrobnou studii o meteoritu Weston Francouzské akademii věd, čímž poprvé dokázal upoutat pozornost evropských badatelů na schopnosti amerických přírodovědců v době, kdy byla americká přírodověda v plenkách a i v Evropě se ještě na přelomu 18. a 19. stol. o kosmickém původu "kamenů z nebe" pochybovalo.
T. Kohout aj. určili vstupní hmotnost meteoritu Almahata Sitta (miniplanetky 2008 TC3) na 20 tun. Většinu úlomků lze zařadit k achondritům typu ureilitů, ale v zásadě šlo o heterogenní a mechanicky poměrně křehký slepenec. Ačkoliv střední hustota úlomků činila 3,1násobek hustoty vody, z tvaru miniplanetky a jejího albeda se dá odhadnout, že její střední hustota byla dík poréznosti podstatně nižší. To vedlo autory k výrazné redukci odhadované hmotnosti miniplanetky před vstupem do zemské atmosféry. V každém případě se tento unikátní úkaz zařadil mezi vzácné meteority s rodokmenem na 12. místo (první místo má proslulý Příbramský meteorit z r. 1959).
A. Bischoff aj. popsali vlastnosti úlomků meteoritu Jesenice, který dopadl ve Slovinsku 9. dubna 2009 a byl pozorován Evropskou bolidovou sítí i slovinskými kamerami, což umožnilo ondřejovským astronomům spočítat jeho dráhu ve Sluneční soustavě i strmou trajektorii bolidů v zemské atmosféře. Bolidy spojené s meteoritem byly vidět do velmi malé výšky pouhých 5 km nad Zemí, takže to přispělo k nalezení tří úlomků o úhrnné hmotnosti 3,7 kg. Šlo vesměs o chondrity typu L6 staré 4,3 mld. let, jejichž mateřské těleso se rozpadlo před 500 mil. let. Vlastní meteorit byl vystaven vlivům kosmického prostoru teprve v posledních 4 mil. let. V katalogu meteoritů s rodokmenem přísluší Jesenici 14. místo.
P. Brown aj. popsali vlastnosti úlomků meteoritu Grimsby, jenž dopadl do oblasti jižního Ontaria v Kanadě 25. 9. 2009. Průlet zaznamenalo 6 videokamer, radar a také detektory infrazvuků. Odtud se podařilo určit jeho původní dráhu ve sluneční soustavě, tj.a = 2,0 AU; e = 0,5; i = 28°. Protože jeho přísluní bylo ve vzdálenosti 0,98 AU, jde o miniplanetku typu Apollo. Do zemské atmosféry vstoupila rychlostí 21 km/s pod úhlem 55° k obzoru. Radarová pozorování ukázala, že k prvnímu štěpení meteoritu došlo již ve výšce 70 km při tlaku 0,1 MPa, ale opticky viditelná štěpení následovala ve výškách 39, 33 a 30 km nad Zemí, kdy tlak stoupl na >1,5 MPa. Svítící dráha pokračovala až do výšky 20 km. Během následujících měsíců se autorům podařilo nalézt celkem 13 úlomků o úhrnné hmotnosti 0,2 kg. Meteorit Grimsby se tak zařadil na 15. místo mezi meteority s rodokmenem.
O. Popovová aj. probrali dosud známé případy meteoritů s rodokmenem a zjistili, že k fragmentaci na úlomky dochází již při tlacích v rozmezí 0,1 – 1 MPa, ačkoliv kamenné meteority by měly odolávat tlakům do 30 MPa. To znamená, že ve skutečnosti jde spíše o drolivé shluky materiálů, jež vznikly z větších mateřských těles drcením při vzájemných srážkách, takže jejich pevnost je narušena vnitřními trhlinami. Ještě hůře jsou na tom uhlíkaté chondrity, jež vznikly akrecí prvotního stavebního materiálu Sluneční soustavy, takže jsou vysoce porézní. S těmito fyzikálními charakteristikami kamenných meteoritů je třeba počítat při uvažovaných pilotovaných letech k planetkám, popřípadě při automatickém odběru vzorků z jejich povrchu a také při výpočtech rizik srážek větších meteoritů se Zemí.
C. Bailer-Jones podrobil kritice všechny dosavadní studie o periodicitách impaktů velkých kosmických projektilů na Zemi. Údajné periodicity v rozmezí 13 – 50 mil. let jsou podle jeho názoru prostým důsledkem vadných statistických analýz. Na Zemi je dnes známo jen asi 180 větších impaktních kráterů ve stáří nanejvýš 2,4 mld. let. S využitím Bayesovy statistické metody lze ukázat, že četnost impaktních kráterů s průměry >5 km v posledních 250 mil. let monotónně klesá. Četnost kráterů o průměru >35 km se však během posledních 400 mil. let nemění, což nezávisle potvrdili také M. Le Feuvre a M. Wieczorek. Ti také ve své práci ukázali, že impaktní pánev Caloris na Merkuru vznikla před 3,7 mld. let na konci éry těžkého bombardování planet Sluneční soustavy. Naproti tomu povrch Venuše je geologicky velmi mladý (počet impaktních kráterů je zanedbatelný) a jeho stáří odhadli na pouhých 240 mil. let, za což může rozsáhlý vulkanismus.
J. Ruiz přišel s pozoruhodným vysvětlením, proč se Země liší od ostatních terestrických planet deskovou tektonikou, zatímco Merkur, Venuše i Mars mají litosféru souvislou. Domnívá se, že za tuto výjimečnost Země mohou obří impakty planetek, které měly v případě Země největší rasanci kvůli nadprůměrné rychlosti srážek 16 km/s. Existence deskové tektoniky se považuje za klíčový důvod, proč na Zemi máme atmosféru vhodnou pro život. Nemáme zde totiž nadměrnou koncentraci skleníkových plynů jako na Venuši, a Země o svou atmosféru nepřišla, jako Merkur a prakticky také Mars.
A. Barnosky aj. přišli s názorem, že k dosavadním pěti velkým vymíráním organismů na Zemi (ordovik. -443 Mr; devon. -370 Mr; perm. -251 Mr; trias. -200 Mr; křída. -65 Mr) bychom měli přiřadit současné, tj. 6. vymírání, které začalo právě teď, přičemž jeho příčina nejspíše není kosmická. Naproti tomu je pozoruhodné, jak dobře odolala mořská fauna a flóra následkům ničivého zemětřesení Tohoku (11. března 2011) u břehů Japonska, kdy vlny cunami dosáhly historicky největší výše až 38 m. Zaplavení jaderné elektrárny ve Fukušimě totiž vedlo ke zvýšení radiace v přilehlém moři až na hodnotu 7,5.106násobku klidové hodnoty, a přesto to život v moři nijak výrazně neohrozilo. Mezi obyvateli postiženého pobřeží nedošlo ani v jednom případě k výskytu nemoci z ozáření, což je nepochybně zásluha perfektně fungujícího systému monitorování dozimetrickou službou. Díky fungujícímu navigačnímu systému a detektorům na dně moře získali geofyzici poprvé jedinečné údaje o kinematice naprosto nepředvídaného extrémně mohutného zemětřesení.
Podle S. a A. Sobolevových však vůbec největší vymírání v dějinách Země (perm; 70 % organismů na souši a přes 90 % v mořích!) nezpůsobila příčina kosmická, ale ryze pozemská, totiž gigantická vulkanická činnost ve velké ohnivé oblasti LIP (Large Igneous Province) na Sibiři (sibiřské trapy). Podle všeho se taková aktivita projeví nejprve výronem žhavých toxických plynů, které nejvíce devastují faunu i flóru, načež následuje výlev milionů krychlových kilometrů basaltického magmatu, doprovázeného uvolněním velkého objemu SO2, halogenů a následně silnými kyselými dešti. S. Shen aj. zpřesnili datování vymírání pomocí radiochronologie na 252,3 Mr a ukázali, že hlavní příčinou rozsáhlého vymírání bylo snížení obsahu kyslíku v mělkých mořích a gigantické lesní požáry na souši vlivem uvolnění CO2 a CH4 při vulkanických výlevech.
Naproti tomu je podle P. Olsena aj. možné, že na vymírání na konci triasu se podílel impakt planetky o průměru cca 2 km, po němž se dochoval impaktní kráter Rochechouart v západní Francii. Podařilo se totiž opravit jeho datování z -214 Mr na -(201 ±2) Mr, což souhlasí s datem zmíněného vymírání. Problém však je v tom, že jeho průměr nanejvýš 50 km je příliš malý na to, aby vyvolal celosvětovou katastrofu. Podle M. Schmiedera aj. však kinetická energie impaktu při rychlosti planetky dosáhla hodnoty řádu 1 Tt TNT a impakt vyvolal zemětřesení o magnitudu 11,5 na Richterově stupnici, tj. energeticky přinejmenším tisíckrát mohutnější, než bylo zmíněné zemětřesení Tohoku.
Zamysleli jste se někdy nad otázkou, proč jsou na Zemi měsíční slapy silnější než slapy sluneční? Obvyklá odpověď, že slapy ubývají s třetí mocninou vzdáleností, kdežto poměr hmotnosti těles dotčených těles vstupuje do hry jen lineárně (s 1. mocninou vzdálenosti), není správná, protože Měsíc i Slunce mají na obloze týž úhlový rozměr, což znamená, že objem obou těles s 3. mocninou vzdálenosti roste. Klíčovým rozdílem je však v tomto případě střední hustota obou těles; hustota Slunce (1,41násobek hustoty vody) je nižší než hustota Měsíce (3,35x). Proto je slapový vliv Měsíce v průměru 2,4krát větší než slapový účinek Slunce.
R. Weberová aj. využili pokroku metod seismické analýzy k novému zpracování údajů ze seismometrů, které na Měsíci umístily v letech 1969-1972 posádky astronautů při přistáních modulů Apolla 12, 14, 15 a 16 a které fungovaly až do konce r. 1977. Zjistili tak, že vnitřní jádro Měsíce o poloměru 240 km je tuhé, zatímco vnější jádro o tloušťce 90 km (tvořící 60 % objemu převážně železného jádra) je kapalné. Nad ním se nachází částečné natavená přechodová vrstva o tloušťce 150 km a průměrné teplotě 1 650 K. To znamená, že po vzniku Měsíce docházelo k diferenciaci hornin podle hustoty. V jádře se dnes nachází téměř výhradně železo s 6 % příměsí lehčích slitin.
Podle V. Kaydashe fotometrie povrchu Měsíce sondou Lunar Reconnaisance Orbiter (LRO) vykazuje v místech přistání modulů Apollo anomální zbarvení vyvolané tryskami raketových motorů a stopami vozítek i šlápotami astronautů. Sonda také nalezla místo, kam dopadl 3. stupeň rakety, která k Měsíci vynesla posádku poškozeného Apolla 13. (Dopad raketového stupně zaznamenal seismometr Apolla 12.) NASA nyní uvažuje o tom, že místa přistání automatických sond i astronautů by měla být chráněna jako památky; dokonce tam někde leží i golfový míček odpálený A. Shepardem. Nejzajímavější by však bylo prozkoumat organické zbytky, které na Měsíci zanechali astronauti, tj. zda některé typy baktérií v odpadu ještě přežívají.
Jak uvedli T. Murphy aj., sovětská automatická sonda Luna 17 vysadila na Měsíci v listopadu 1970 robotické vozítko Lunochod 1, na jehož víku byl francouzský zrcadlový koutový odražeč. Ten se však nedal použít pro měření vzdálenosti Měsíce laserem, protože jeho poloha byla známa s chybou 5 km. Orbitální sonda LRO však v březnu 2010 určila polohu sondy Luna 17 s chybou 100 m, což stačilo na zaměření koutového odražeče laserem z observatoře Apache Point v Novém Mexiku, kde se pro příjem laserových ozvěn používá zrcadlo o průměru 3,5 m. Tak se podařilo postupně polohu odražeče upřesnit na 50 mm a následkem toho je dnes ozvěna odtud až 4x silnější než od odražeče na Lunochodu 2. Odražeč na Lunochodu 1 se navíc nachází poblíž okraje viditelného disku Měsíce, takže ozvěny citlivě reagují na aktuální libraci Měsíce a velmi podstatně tak zvyšují celkovou účinnost přesných měření vzdálenosti Měsíce i jeho libračního kolébání.
Detailní snímky povrchu Měsíce sondou LRO s rozlišením až 0,5 m poskytují vynikající údaje o četných malých impaktních kráterech, proměnnosti regolitu, neobvyklých geologických útvarech a také o rozložení balvanů na povrchu našeho nejbližšího kosmického průvodce. Američtí odborníci proto uveřejnili v říjnu 2010 výzvu k počítačové veřejnosti z celého světa, aby se zájemci zapojili do dalšího projektu ZOO Universe, v jehož rámci lze na adrese: www.moonzoo.org klasifikovat útvary na více než 1,2 mil. snímků, které mj. zobrazují na 4,3 mil. kráterů a dalších geologických rysů. Do projektu se již zapojilo přes 20 tis. nadšenců z více než 100 zemí světa.
M. Le Feuvre a M. Wieczorek zjistili, že největší četnost impaktních kráterů na Měsíci vykazuje oblast měsíčního apexu, tj. rovník na 90° západní selenografické délky. Nejmenší četnost se pozoruje na 90° východní délky v rozmezí do 65° jižní i severní selenografické šířky. Mezi velkými krátery je nejmladší Tycho, který vznikl impaktem před 109 mil. let, zatímco Copernicus je starý 800 mil. roků. Mnohem starší jsou měsíční pánve Oceán bouří (3,15 mld. let), Moře nepokojů (3,22 Gr), Moře dešťů (3,30 Gr), Moře hojnosti (3,41 Gr), Moře klidu (3,58 Gr) a Moře jasu (3,75 Gr). Nejstarší datované oblasti Měsíce jsou Apenniny, okolí kráteru Fra Mauro (místo přistání Apolla 14) a kráteru Descartes (Apollo 16) - 3,85 mld. let.
M. Jutzi a E. Asphaug simulovali srážku již existujícího Měsíce s menším tělesem o průměru 1 270 km a hmotnosti 4 % hmotnosti Měsíce, jež by se vychýlilo z pásma Trojanů soustavy Země-Měsíc a narazilo do Měsíce šikmo pod úhlem 45° rychlostí 2,4 km/s. Podle názoru autorů samotný vznik Měsíce nárazem impaktoru Theia do Země byl doprovázen vznikem řady menších těles, která postupně Měsíc vysbíral. Nejdéle (desítky milionů let) mu odolávala tělesa v libračních bodech L4 a L5, ale i ta nakonec na Měsíc vlivem poruch spadla, ovšem malou (podzvukovou) rychlostí. Za těchto okolností by se větší část hmoty největšího Trojanu roztekla po odvrácené polokouli Měsíce, která má jen horské hřebeny a žádné impaktní pánve. To by vysvětlilo i rozdílné chemické složení obou polokoulí Měsíce. K ověření domněnky bychom potřebovali vzorky hornin z odvrácené strany Měsíce, což se ovšem hned tak nepodaří.
L. Borg aj. využili nových metod radiochronologického datování měsíčních vzorků posbíraných posádkou Apolla 16 k revizi hodnoty stáří těchto relativně nejstarších hornin v kůře Měsíce. Ve vzorku anorthositu FAN 60025 tak dostali stáří od jeho krystalizace 4,360 mld. let s chybou ±3 mil. let. To je méně, než se dosud udávalo pro stáří utuhlé kůry Měsíce (4,43 mld. let). Pokud bychom tuto změnu v datu vzali vážně, znamenalo by to buď vážnou ránu pro domněnku o srážkovém původu Měsíce nárazem objektu Theia do Země, anebo bychom museli opustit představu, že na povrchu rozžhaveného Měsíce se původně rozprostíral globální magmatický oceán. Jak patrno, pokroky v údajích o našem nejbližším kosmickém sousedu přinášejí více otázek než definitivních odpovědí, takže se jen můžeme domýšlet, jak to ve skutečnosti vypadá s našimi současnými znalostmi o vzdálenějších objektech ve vesmíru...
N. Dauphas a A. Pourmand využili radiochronologie (182Hf/182W) meteoritů SNC z Marsu ke zjištění, že Mars vznikl srážkami planetárních embryí o průměru řádu 1 tis. km velmi rychle, tj. nejpozději za 4 mil. let od vzniku Sluneční soustavy. Dovnitř migrující Jupiter mu totiž posbíral další stavební materiál, a proto zůstala hmotnost Marsu tak nízká. C. Fassett a J. Head shrnuli, že raný Mars měl dostatek vody na to, aby mohly vzniknout minerály bohaté na vodu, tj. fylosilikáty. Vyznačoval se dále tekutým kovovým jádrem, což vedlo k dynamovému efektu a vzniku globálního magnetického pole. Na další geologický vývoj Marsu pak mělo vliv těžké bombardování spojené se vznikem obřích impaktních pánví Argyre, Isidis a Hellas. V té době se však už dynamo v nitru Marsu zastavilo a magnetické pole se vytratilo. Podle B. Ehlmanna aj. se před 3,7 mld. let vlivem eroze a přívalových vod z vulkanického ohřevu podpovrchového ledu vytvořily tisíce kilometrů dlouhé kaňony.
R. Craddock se zřejmě inspiroval domněnku o vzniku Měsíce u Země, když přišel s myšlenkou, že s Marsem se na počátku jeho existence srazila planetesimála o hmotnosti 2 % hmotnosti Marsu, vypařila se i s malou částí kůry Marsu a vytvořila kolem planety cirkumplanetární plynný a později kapalný disk. Kapky v disku nakonec utuhly a jejich akrecí vznikly miniaturní měsíce Phobos a Deimos. K tomu poznamenal P. Rosenblatt, že oba měsíce jsou hodně (30 – 60 %) porézní, takže není vyloučeno, že vznikly přímo u Marsu, nikoliv zachycením planetek.
G. Salamunicar aj. uveřejnili souhrnný katalog kráterů na Marsu, obsahující údaje o více než 57 tis. útvarech. V databázi však už mají na 130 tis. kráterů a tento seznam je úplný pro krátery s průměrem větším než 2 km. Nejmenší katalogizovaný kráter má průměr 0,9 km. A. McEwen aj. objevili pomocí sondy MRO sezónní změny v mírných jižních areografických šířkách 32 – 48° na svazích kráterů se sklonem 25 – 40°. V té době se na svazích objeví protáhlé tmavší skvrny (stružky?) o šířce 0,5 – 5 m a délce až 100 m, které při vyšší teplotě rostou a pak při snížení teploty zase zmizí. Jelikož v té době teplota na těchto svazích dosahuje 250 – 300 K, je možné, že jde o tekoucí slanou (?) vodu. Průměrná teplota na povrchu Marsu však činí jen 218 K (-55 °C), takže při této teplotě i slaná voda zmrzne.
Velkým překvapením je však objev L. Maltaglatiho aj., kteří pomocí spektrometru SPICAM na družici Mars Express (ESA) zjistili, že atmosféra Marsu ve výškách 20 – 50 km je přesycená vodní párou, která nemůže zkondenzovat, protože tomu brání velká mračna ledových krystalků. Vodní pára je tak postupně disociována na vodík a kyslík a vodík uniká do kosmu, což může být další důvod, proč je Mars na povrchu s výjimkou polárních čepiček víceméně suchý
D. Reiss aj. zkoumali vzdušné víry (tančící derviše) na Marsu a zjistili, že jejich průměry dosahují až 800 m. Tak mohutné víry mají též nejdelší životnost až jeden a čtvrt hodiny. Naproti tomu nejmenší pozorovaný derviš o průměru pouhých 19 m trval necelé 3 minuty. Navzdory rozdílným teplotám a hustotám atmosféry se tedy tančící derviši na Marsu podobají svou životností svým kolegům na Zemi, kde jejich trvání se pohybuje v rozmezí od minut po cca 7 hodin.
V květnu 2010 uskutečnila NASA poslední pokus o komunikaci s laboratoří Phoenix na povrchu Marsu. Sonda překročila svou plánovanou životnost 90 solů (dnů na Marsu), když vysílala data po dobu 157 solů. Krátce potom se uskutečnila poslední relace s vozítkem Spirit, které uvízlo v písečné duně a celkem najezdilo po Marsově povrchu necelých 8 km. Naproti tomu vozítko Opportunity je stále čilé, ujelo od místa přistání v kráteru Victoria už 21 km, po cestě mimo jiné narazilo na 6 železných meteoritů a v srpnu 2011 začalo zkoumat vnější okraj kráteru Endeavour o průměru 22 km. V červenci 2011 vybrala NASA za cíl přistání pokročilého roveru Curiosity (cena 2,5 mld. dolarů) dno kráteru Gale o průměru 154 km. Rover o hmotnosti 900 kg bude mít za úkol vyšplhat se ze dna kráteru až na vrchol centrální hory vzniklé ze sedimentů a vysoké plných 5 km. Její stáří se odhaduje na stovky milionů let, zatímco samotný kráter vznikl před více než 3,5 mld. let.
H. Wilson a B. Militzer uskutečnili náročné kvantově-mechanické výpočty stavu hmoty v nitru Jupiteru, kde panuje teplota daleko vyšší než na povrchu Slunce (16 kK) při extrémních tlacích řádu 4 TPa. Oxid hořečnatý (MgO) se za těchto podmínek rozpouští v kapalině H/He, takže se může nakonec stát, že v obřích plynných planetách pozře jejich jádro samo sebe!
K. Khurana aj. získali pomocí měření změn v magnetických polích Jupiteru a jeho družice Io magnetometrem na sondě Galileo v letech 1999-2000 důkazy o tom, že plášť Jupiterovy družice Io nemůže být tuhý, ale tekutý. Jádro družice má poloměr 600 – 900 km, nad nímž se prostírá plášť, který nakonec přechází ve více než 50 km tlustou vrstvu roztaveného magmatu o teplotě 1,5 kK, jež nejméně stokrát převyšuje objem magmatu produkovaného všemi vulkány na Zemi. Teprve nad globálním oceánem magmatu se nalézá tuhá kůra o tloušťce zhruba 40 km, kterou však prorážejí četné sopky.
G. Orton aj. ukázali, že po dopadu planetky na Jupiter 19. 7. 2009 se atmosféra planety ohřála na západ od místa dopadu o 6 K a tlak v nižší stratosféře se zvýšil o 70 hPa. Z troposféry Jupiteru se přesunulo do stratosféry minimálně 2.1012 kg plynu. Protože ve spektru úkazu byl silně zastoupen křemík, šlo tedy spíše o planetku o průměru 200 – 500 m a se střední hustotou 2,5násobku hustoty vody než o jádro komety. L. Fletcher aj. sledovali pátý den po dopadu jeho následky v atmosféře pomocí 8,2m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón v Chile) v infračervených pásmech 8 – 13 μm a 17 – 25 μm. Odhadli množství plynu, jenž se přesunul z troposféry do stratosféry jen na 1010 kg, ale z toho bylo nejméně 7.109 kg amoniaku. Stratosféra byla i po té době ještě o 3,5 K než je standard. Energii impaktu odhadli na 100 EJ, čemuž odpovídá průměr tělesa 70 – 510 m a potvrdili výskyt krystalického i amorfního křemíku v infračerveném spektru, takže zcela jistě šlo o planetku. K. Fast aj. využili 3m IRTF NASA ke sledování Jupiterovy atmosféry ještě 23 dnů po impaktu a objevili v jovigrafické jižní šířce 56,5° zvýšené zastoupení ethanu, aerosolů a sazí. Porucha se pohybovala východním směrem (prográdně) rychlostí 21 m/s.
V září 2011 ohlásili astronomové z observatoří na Mt. Palomaru v Kalifornii a CFHT na Havaji, že se jim podařilo dvě další družice Jupiteru, které se pohybují retrográdně v oběžných dobách 724 a 589 dnů. Podle dráhových parametrů i nízké absolutní hvězdné velikosti 16,6 a 17,5 mag jde zajisté o nepravidelné družice, čili o zachycené planetky, s předběžným označením S/2010 J 1 a J 2.
L. Fletcher aj. popsali vývoj nečekaně brzké obří bouře na Saturnu, která se začala vyvíjet jako malá bílá skvrnka počátkem prosince 2010. Tyto sezónní bouře na severní polokouli planety se vyskytovaly vždy v období letního slunovratu, tj. jednou za 30 let. Tentokrát však bouře začala už zjara. Snímky ze sondy Cassini i z teleskopu VLT ESO ukázaly, že během měsíce se bouře rozšířila na celou severní polokouli v intervalu šířek 20 – 50°, což se projevilo výraznými změnami v teplotě, chemickém složení i směru a síle větru v atmosféře planety. Troposférické poruchy pronikaly stovky kilometrů vysoko do stratosféry až k tlakové hladině 100 Pa. V dané šířce kolísaly teploty rovnoběžně s rovníkem až o 16 K. Zcela se porušila atmosférická cirkulace působením vertikálním proudů, změnami v tryskovém proudění, zvýšením turbulence a vznikem nového anticyklonálního oválu v centru poruchy na 41° severní šířky. Opticky se bouře projevila velkou bílou skvrnou, která dosáhla největších rozměrů koncem února 2011. Je to teprve pátá bílá skvrna za 130 let teleskopických pozorování a přišla s předstihem 10 let před letním slunovratem.
Výskyt těchto bouří souvisí v principu s podstatně vyšším sklonem rotační osy Saturnu k normále oběžné dráhy (27°) v porovnání s Jupiterem (3°). Paradoxně však nelze přímo pozorovat blesky v bouřkách kvůli vysokému jasu od Saturnových prstenců, ačkoliv dle A. Sáncheze-Lavegy aj. k nim určitě dochází, jak vyplývá z měřitelného rádiového praskotu doprovázejícího elektrické výboje nad oblastmi o rozměrech řádu 10 tis. km. Podle G. Fischera aj. převyšuje energie blesků na Saturnu pozemské výboje minimálně o 4 řády a četnost se pohybuje kolem 10 výbojů za sekundu! Není divu, že průměrná teplota atmosféry Saturnu v té době stoupla o 8 K. Autoři se domnívají, že příčinou této mimořádné aktivity je třeba hledat ve zvýšené produkci vnitřního zdroje tepla planety.
E. Turtleová aj. ukázali na základě snímků sondy Cassini, že v březnu 2009 jezero Ontario Lacus poblíž jižního pólu největší Saturnovy družice Titan ustoupilo o 10 km oproti svému rozsahu v červnu 2005. Podobně se zmenšilo i další jižní jezero Arrakis Planitia. Naproti tomu v dubnu 2010 došlo v suché oblasti rovníku Titanu pokryté písečnými dunami k bouřkám a methanovým dešťům, po nichž se změnil vzhled rovníkové oblasti o ploše asi půl milionu čtv. kilometrů. Deště se znovu opakovaly v září a říjnu téhož roku.
P. Schinder aj. využili zákrytů sondy Cassini Titanem v r. 2006 k prozkoumání teplotního profilu atmosféry Titanu pomocí rádiového záření ze sondy. Zjistili, že ve středních jižních šířkách teplota těsně nad povrchem Titanu dosahuje 93 K, ale v tropopauze klesá na 70 K. S. Hörstová aj. zkusila v laboratorních podmínkách napodobit atmosféru Titanu obsahující převážně dusík s příměsí methanu. Působením ultrafialového záření a elektrických výbojů tak získala nejenom částice aerosolů o rozměrech řádu 0,1 μmm ale i uhlovodíky a dokonce všechny čtyři nukleotidy (ACGT).
W. Pryor aj. objevili elektrodynamickou vazbu mezi kryovulkanismem na družici Enceladus a polárními zářemi Saturnu. F. Postberg aj. totiž ukázali, že gejzíry na Enceladu obsahují vesměs slané krystalky, čili že pod jeho povrchem se nachází oceán slané vody, která je elektricky slabě vodivá. V prstenu kolem planety je asi 6 % soli NaCl. Tepelný výkon oceánu se odhaduje na 16 GW, což činí z Encelada nadějný objekt pro astrobiologii, protože to silně připomíná slané pozemské oceány - pravděpodobnou kolébku života zde na Zemi. P. Hartogh aj. využili Herschelova teleskopu k důkazu, že existuje vodní torus spojující Encelada se Saturnem, takže slaná voda se dostává do vrchní atmosféry Saturnu, bohužel nikoliv na Titan...
J. Kavelaars aj. přišli s překvapivým tvrzením, že Uran a Neptun dodávali materiál pro výstavbu Oortova oblaku komet a svůj názor opírají o poměr deuteria k vodíku u Saturnovy družice Enceladus. Tento poměr se totiž nápadně podobá hodnotě, kterou dostáváme pro panenské komety přicházející ke Slunci z Oortova oblaku poprvé. Uran a Neptun mají totiž větší hmotnost, než by jim příslušela, kdyby jejich vznik akrecí probíhal v těch vzdálenostech od Slunce, kde jsou dnes. To znamená, že byly v době vzniku Sluneční soustavy blíže ke Slunci, tj. rozhodně blíž než 12 AU. Jak ukázali K. Walsh aj., Jupiter nejspíš vznikl ve vzdálenosti 3,5 AU od Slunce a nejprve migroval směrem k němu, čímž vyčistil pás ve vzdálenosti 2 – 4 AU od většiny materiálu, takže zde nevznikla planeta, ale jen málo hmotný hlavní pás planetek. Odvržený materiál však obohatil oblast, kde tehdy nabírali planetesimály Uran s Neptunem (8 – 13 AU). Jupiter by byl býval nakonec spadl na Slunce a jakoby mimochodem by byl zlikvidoval všechny terestrické planety, ale naštěstí tomu zabránil Saturn, když se jejich oběžné doby dostaly do rezonance 3:2, a tak odtáhl Jupitera zpět až do dnešní vzdálenosti 5,2 AU. Souběžně s tím se od Slunce vzdalovaly také Uran a Neptun. To, co nestačily vychytat, se tak dostalo do vnějšího (transneptunského) pásu planetek i do Oortova oblaku.
Mimochodem, teprve 10. července 2011 se uzavřela eliptická dráha Neptunu od jeho objevu J. Gallem a H. D'Arrestem 24. září 1846. Oběžná perioda Neptunu totiž obnáší 164,79 roku. K objevu planety předpovězené U. Le Verrierem jim stačil 0,23m refraktor (a vlastní velmi dobré mapy hvězdné oblohy). Jak známo, dávno před nimi zakreslil Neptun Galileo 28. 12. 1612 a 27. 1. 1613 při svých pozorováních Jupiteru, ale změny jeho polohy vůči ostatním hvězdám si nevšiml. Totéž se později přihodilo ještě J. Herschelovi (14. 7. 1830) a skotskému astronomovi J. von Lamontovi (1805-1879), jenž během svého působení v Německu spatřil Neptun dvakrát v r. 1845 a potřetí v r. 1846, ale rovněž si nevšiml, že se vůči hvězdám pohybuje.
Jak uvedli J. Horner a P. Lykawka, Neptun spojuje s Jupiterem ještě ta výsada, že teoreticky může mít v Lagrangeových bodech L4 a L5 planetky, kterým se říká u Jupiteru Trojani. První Jupiterův Trojan (588) Achilles byl objeven již v r. 1906 a dnes známe už tisíce Jupiterových Trojanů. U Saturnu a Uranu Trojani být nemohou, neboť dynamicky jde o nestabilní dráhy, ale u Neptunu byl první Trojan (2001 QR322) objeven už před více než desetiletím a v současně době jich známe skrovných sedm.
E. Karkoschka znovu prohlédl snímky, které pořídila sonda Voyager 2 při těsném průletu u Neptunu v srpnu 1989. Podařilo se mu tak v jeho atmosféře nalézt 10 stabilních útvarů, které jsou pozorovatelné dosud. Odtud pak vychází o něco kratší rotační perioda Neptunu 15,9663 h v porovnání s tabulkovou hodnotou 16,108 h. Z této změny vyplývá, že hmota Neptunu je více koncentrována směrem do jádra, než se dosud uvádí. Je docela pravděpodobné, že podobná nepřesnost postihuje i udávanou rotační periodu Uranu.
Dátum poslednej zmeny: 01. júla 2013