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 2014
Díky údajům z kosmické sondy MESSENGER, jež obíhal kolem planety po téměř polární protáhlé eliptické dráze, zjistila S. Weiderová, že na Zemi patrně dopadly i meteority z Merkuru. Průměrný interval mezi impaktem meteoritu na Merkur, který při dopadu vysokou rychlostí a pod šikmým úhlem snadno vymrští vzorky Merkurova regolitu do kosmického prostoru, a následným dopadem takového úlomku na Zemi, činí kolem 30 mil. let. Pokud primární meteorit dopadá na Merkur pod úhlem <15° k obzoru, vznikne zřetelně eliptický kráter, jehož hlavní osa vyznačuje směr příletu meteoritu. Autoři soudí, že meteority z Merkuru budou bohaté na sloučeniny hořčíku, ale chudé na sloučeniny železa, což by mohlo pomoci při jejich identifikaci mezi dosud nalezenými mnoha desítkami tisíc meteoritů.
Následně M. Zuberová aj. ukázali, že planeta nejbližší ke Slunci má relativně největší kovové (převážně železné) jádro zabírající 85 % poloměru Merkuru, takže je poněkud paradoxní, že v povrchových vrstvách planety železo evidentně chybí. Kovové jádro je navíc zřejmě roztavená, čili jde o kapalinu s extrémně vysokou hustotou. Autoři též našli na povrchu planety známky dávného vulkanismu v podobě utuhlých polí a proudů lávy i tektonických pochodů v prvních stovkách milionů let existence Sluneční soustavy. D. Lawrence aj., N. Chabotová aj. a D. Paige aj. odhalili v některých kráterech na Merkuru několik set milimetrů pod povrchem regolitu pláty vodního ledu třemi nezávislými metodami (radar, laserová topografie a rozložení rychlých neutronů). Teplota ledových plátů, které nejsou nikdy vystaveny přímým slunečním paprskům, činí v průměru jen 100 K, takže led tam navzdory pomalé sublimaci přežije ještě několik miliard let.
Podle D. Smithe aj. je Merkur snad nejpodivnější kamennou planetou Sluneční soustavy s normalizovaným momentem setrvačnosti 0,35 (Země má 0,33 a Mars 0,37; homogenní koule by měla moment 0,40) a střední hustotou 5 430 kg/m3. Z toho vyplývá, že kamenný plášť Merkuru pluje na roztaveném vnějším jádru železa a niklu. Odtud pochází též magnetické pole planety. Vnější slupka pláště o tloušťce 400 km má hustotu 3,65násobek hustoty vody, kdežto plášť Země je o něco řidší (3,4krát voda). Nad ní se pak nachází tenká křemičitá kůra s deficitem železa a titanu. Jak ukázali M. Zuberová aj. z 10 milionů topografických měření laserovým altimetrem, je rozsah nerovností povrchu Merkuru podstatně nižší než na Marsu či našem Měsíci.
Největší impaktní pánví je Caloris o průměru 1,46 tis. km, ale celkem šest pánví má průměr větší než 1 tis. km. Podle výpočtů A. Correia a J. Laskara jsou impaktní pánve dokladem dopadů velkých planetek na planetu. Pánve jsou po povrchu rozmístěny nerovnoměrně, což svědčí o tom, že Merkur měl původně synchronní rotaci (poměr 1:1), která se vinou zmíněných obřích nárazů změnila na současný poměr oběžné doby a rotace 3:2, což ovšem se mohlo stát jen tehdy, byl-li původní směr rotace planety retrográdní.
V dubnu 2012 upravili technici NASA dráhu sondy MESSENGER tak, aby snímala zblízka jižní polokouli planety a tím se dokončil průzkum Merkuru s dosud daleko nejvyšším lineárním rozlišením. Díky tomu zjistili G. Di Achille aj., že poloměr Merkuru je o 3 km menší, než se dosud uvádělo a tím se odstranil nesoulad mezi měřenými hodnotami a termomechanickými modely planety. V zastíněných oblastech Merkuru se nachází až miliarda tun vodního ledu, protože ve stínu klesá teplota povrchu planety pod -170 °C, kdežto na osvětlené straně stoupá až na +400 °C.
Rok 2012 byl v životech nás všech posledním, kdy jsme mohli pozorovat přechod Venuše přes sluneční kotouč. Příští pár tranzitů Venuše se odehraje až 10./11. prosince 2117 (v Evropě neviditelný) a 8. prosince 2125 (část úkazu bude v Evropě viditelná). První předpověď transitu Venuše pochází od Johannesa Keplera (1571-1630) z r. 1627. K úkazu mělo dojít 6. prosince 1631, ale na evropském kontinentu nemohl být pozorován, protože v době tranzitu zde už Slunce zapadlo. Kepler to nemohl zjistit, jelikož údaje o dráze Venuše, které měl po ruce, byly jen přibližné a Kepler proto počítal transit pro fiktivního pozorovatele v těžišti Země. Z téhož důvodu se domníval, že v r. 1639 Venuše těsně mine Slunce, ale předpověděl správně další transit v r. 1761. Kepler také předpověděl tranzit Merkuru přes sluneční kotouč, který zaznamenal francouzský badatel Pierre Gassendi (1592-1655) v Paříži 7. listopadu 1631 ve shodě s Keplerovým výpočtem.
Zpřesněný výpočet mladého anglického astronoma Jeremiaha Horrockse (1618-1641) však v říjnu 1639 ukázal, že transit Venuše nastane v neděli 4. prosince téhož roku odpoledne a bude ve Velké Británii viditelný. Sám pozoroval tento úkaz v osadě (Much) Hoole a jeho přítel William Crabtree (1610-1644) v Broughtonu krátce po 15. h místního času (Slunce na těchto místech zapadlo v 15:50 h). Horrocks na základě těchto pozorování zpřesnil rozměry a polohu Venuše vůči Slunci a Zemi. Pro hodnotu vzdálenosti Země-Slunce tak odvodil vzdálenost 95 mil. km, která byla ve své době daleko nejblíže dnešní hodnotě astronomické jednotky. Horrocks byl také první, kdo ukázal, že Měsíc obíhá kolem Země po eliptické - tedy nikoliv kruhové - dráze. Horrocksovy zápisky byly po jeho smrti nezvěstné. Důležitou část z nich objevil a zveřejnil v r 1662 gdaňský hvězdář Johannes Hevelius (1611-1687) a zbytek vyšel péčí londýnské Královské společnosti v letech 1672-1673.
O další popularitu vzácných přechodů Venuše pře Slunce se v r. 1716 postaral britský Královský astronom Edmond Halley (1656-1742), když ukázal, jak lze z těchto pozorování a za použití Keplerových zákonů určit lineární rozměry drah planet, které byly předtím známy jen v relativních poměrech. Potřebnou základnu, kterou dnes nazýváme astronomická jednotka ("au" podle nové definice IAU), mohlo poskytnout pozorování tranzitu Venuše z více stanovišť pokud možno co nejvíce od sebe vzdálených. (Venuše je tak jasná a úhlově velká, že nelze přesně určit její paralaxu měřeními během noci.) Tak byly využit oba přechody v XVIII. stol., tj. 1761 a 1769 (s přesností ±1,3 %) i další pár v XIX. stol.: 1874 a 1882. Od počátku XX. stoleti však astronomové postupně objevili několik možností, jak změřit délku astronomické jednotky přesněji.
Tranzit Venuše 6. června 2012 byl u nás pozorovatelný jen zčásti, protože Slunce ten den u nás vycházelo až před 5. hodinou letního času - tedy v době, kdy už dvě třetiny úkazu proběhly. Poslední 4. kontakt se pak odehrál v 6:37 h. Naštěstí bylo na většině našeho území jasno, ale pochopitelně daleko lepší podmínky jsme měli při předešlém přechodu Venuše 8. června 2004. Tehdy se unikátního jevu chopila Evropská jižní observatoř (ESO), když vyzvala astronomy-amatéry a zejména pak středoškolské studenty, aby klasickou cestou určili délku astronomické jednotky. To se tehdy povedlo znamenitě; výsledná hodnota (149 608 708 ±11 835) km se od kanonické hodnoty lišila jen o 0,007 % .
V r. 2012 však sledování tranzitu Venuše pro vědecké cíle doslova chytilo druhý dech. Zatímco v r. 2004 jsme znali jen dvě exoplanety, které byly objeveny metodou tranzitů přes kotouček mateřské hvězdy, v r. 2012 jsme už takových exoplanet měli kolem tisíce. Jelikož Venuše má navíc velmi hustou atmosféru, právě tranzit její atmosféry přes okraj Slunce poskytl zajímavé možnosti pro kalibrování tranzitů exoplanet a toho astronomové hbitě využívali. Ostatně dobře věděli, že teď bude následovat přestávka dlouhá 105 let, než se něco takového bude moci zopakovat. O důležitosti pozorování v r. 2012 svědčí i okolnost, že tranzit Venuše sledovaly všechny kamery a spektrografy na HST, který přirozeně nelze namířit na Slunce, ale může se dívat na Měsíc, jenž slouží jako neutrální zrcadlo. Tak lze získat jedinečné kalibrační údaje pro všechny druhy pozorování tranzitů vzdálených exoplanet. Zajímavé srovnávací údaje o atmosféře Venuše přitom získala také japonská družice Hinode (jap. úsvit). Kuriózní snímek přeletu Mezinárodní kosmické stanice přes sluneční kotouč během tranzitu Venuše pořídil australský astronom-amatér T. Legault - tranzit ISS trval ovšem jen 1 sekundu, kdežto Venuši to trvalo 6 hodin a 40 minut.
J. Pasachoff připomněl, že až dosud pozorovali astronomové pouze 6 tranzitů Venuše, takže naše generace měla se dvěma tranzity docela štěstí - oba byly viditelné v Evropě a oběma přálo počasí. Teprve při soudobých tranzitech Merkuru i Venuše astronomové objasnili, proč při 1. a 4. kontaktu dochází k efektu "černé kapky", která tak potrápila astronomy 18. a 19. století, když chtěli co nejpřesněji změřit čas těchto kontaktů. Nejde však ani o refrakci světla v atmosféře Venuše, ani o difrakci světla na použité optice. Obraz Venuše je rozmazán vlivem konečného rozměru optiky a následkem silného zeslabení světla na okraji slunečního kotouče (tzv. okrajového ztemnění). Dne 20. září 2012 bylo navíc možné sledovat tranzit Venuše přes Slunce pro hypotetického pozorovatele na Jupiteru pomocí zeslabení jasnosti Jupiteru, které by dokázal změřit HST. Pokud by se tato pozorování zdařila, připadá v úvahu vědecké sledování tranzitu Země na Jupiteru opět stejnou metodou již 5. ledna 2014 a pak znovu v r. 2026.
Jak uvedl J. Bishop, v intervalu let 1500-2500 proběhlo či proběhne celkem 18 tranzitů Venuše, které po sobě následují v intervalech 8 - 105,5 - 8 - 121,5 let, takže celý cyklus se opakuje po 243 letech. Pro osmileté páry platí, že dráhy červnových párů na slunečním disku probíhají k sobě blíž než dráhy prosincových párů a druhý transit v červnovém páru leží severněji než první, kdežto u prosincových párů leží naopak jižněji. Druhý tranzit v páru se odehrává vždy o 2 - 3 dny v daném měsíci dříve než první. Kromě již zmíněných párů ve 22. století se další párové tranzity odehrají 11. června 2247 a 9. června 2255; další pak 13. prosince 2360 a 10. prosince 2368 a konečně 12. června 2490 a 10. června 2498.
Ačkoliv je Venuše na první pohled dvojníkem Země kvůli svým rozměrům a hmotnosti, podle A. Aitty se geologicky liší tím, že nemá samostatné litosférické desky, které se pohybují na plastickém podloží. Následkem toho je také teplota nitra Venuše podstatně nižší než na Zemi, když dosahuje jen 5,2 kK. Přestože na rozdíl od Země, nemá Venuše magnetické dynamo ve svém nitru, existuje kolem planety protáhlá magnetosféra podobně jako vidíme u komet. T. L. Zhang aj. pozorovali pomocí evropské kosmické sondy Venus Express v polovině května 2006 náhlé zjasnění ve chvostu Venušiny magnetosféry. Autoři soudí, že v magnetosféře se skladuje magnetická energie, která pod vlivem koronální ejekce hmoty ze Slunce dokáže rychle ohřát část plazmatu v podobě plazmoidu pomocí přepojení (rekonexe) magnetických siločar. Podobné procesy již byly pozorovány v magnetosférách Merkuru, Země, Jupiteru i Saturnu.
Podle redakčního komentáře v časopisu Science začaly koncem 90. let minulého století počítačové předpovědi počasí překonávat ty, které byly sestavovány zkušenými meteorology, ale určité typy počasí dosud předpovědím pomocí superpočítačů vzdorují. Poloha hurikánů se dá na 48 h dopředu určit s chybou pod 180 km, ale pětidenní předpověď má stále chybu téměř 500 km. Podobně se díky citlivějším a podrobnějším seismickým měřením daří zlepšovat údaje o struktuře zemského nitra.
D. Siingh aj. se v přehledovém článku věnovali stále dosti záhadným nadoblačným bleskům ve stratosféře a vysoké atmosféře Země, které souvisejí zvláště se silnými bouřkami v troposféře. Jde o pestrý soubor úkazů souhrnně označovaných jako přechodné světelné úkazy (angl. TLE) vystřelujících z bouřkových mračen vzhůru v podobě skřítků a elfů, ale také medúz i vodorovných prstenů, lívanců či koblih ve výškách až 100 km nad Zemí. Autoři soudí, že tyto podivuhodné krátkožijící jevy jsou způsobeny lavinovitými relativistickými mechanismy v řiďounké vysoké atmosféře. Daří se je pozorovat z umělých družic, ale velmi pěkné snímky s vysokým úhlovým i časovým rozlišením lze pořídit i ze zemského povrchu, když autoři monitorují bouřky vzdálené od nich přibližně 100 km, jak dokazují také čeští fotografové P. Štarha a M. Popek.
Počátkem února 2012 dosáhli ruští geologové po více než dvou dekádách obtížného vrtání v antarktickém ledu cíle, tj. otevřeli hladinu podzemního jezera Vostok v hloubce 3 769 m pod povrchem. Voda z jezera vpadla do vrtu a vystoupala v něm do výšky 40 m, kde poměrně rychle zmrzla. S ohledem na nutnost odletu před blížící se zimou odložili výzkumníci odebrání vzorků na následující léto. Podle V. Lukina je jezero staré 14 mil. roků, má hloubku 1 km a rozlohu 14 tis. čtv. km, takže jde o 7. největší jezero na světě. Mezitím začali Britové vrtat směrem k hladině jezera Ellsworth, nad nímž jsou 3 km ledu. Vrtají však paprskem horké vody (tato technologie byla vyvinuta pro známý detektor neutrin IceCube), takže vrtání probíhá velmi rychle. Jezero je staré asi 1 mil. let; má jen malou plochu, ale zato je patrně extrémně hluboké (údajně 160 m), takže spíše vyplňuje hlubokou trhlinu.
G. Retallack soudí, že nemáme žádné důkazy o výstupu života z vody na souš z doby před více než 542 mil. lety. V oceánech se právě tehdy ovšem odehrála doslova exploze různých druhů života, jak prokazují zkameněliny z té doby. Velké vymírání nastalo podle T. Blackburna aj. v čase (201,56 ±0,03) mil.let před současností, čemuž odpovídá první ze tří epizod silného vulkanismu na rozhraní triasu a jury. Tehdy se rozpadla prapevnina Pangea a započal se rozevírat Atlantický oceán. Na těchto přeměnách nejvíce vydělali populární dinosauři, kteří pak dlouho dominovali pozemské fauně.
K. Omi shrnul poznatky z katastrofálního zemětřesení Tóhoku, které zasáhlo 11. března 2011 pobřeží Japonska vlnou tsunami dosahující místy až neuvěřitelné výšky 38 metrů. Právě vinou této vlny zahynulo během hodiny na 19 tisíc lidí, ale ztráty lidských životů by byly daleko vyšší nebýt preventivních cvičení a opatření, která jsou v Japonsku soustavně vylepšována. Varování o vlně tsunami 50 km od pobřeží byla vyhlášena 3 minuty po začátku otřesů, ale bohužel asi 40 % ohrožených obyvatel zaváhalo s útěkem.
Vlna dorazila do jaderné elektrárny Fukušima po 40 minutách, takže odborníci stačili navzdory výpadku elektřiny chladit tři zasažené reaktory, v nichž se roztavily palivové články, a zalévat je kyselinou boritou. Z okolí jaderné elektrárny Fukušima se podařilo během několika hodin evakuovat mnoho desítek tisíc lidí žijících v kritické vzdálenosti do 20 km. Díky těmto opatřením více než 99 % lidí z okolí elektrárny dostalo během 4 měsíců od katastrofy radiační dávku <10 mSv; vůbec nejvyšší dávka byla jen 23 mSv, zatímco minimální riziková dávka činí 100 mSv.
Vlivem zemětřesení se severovýchodní Japonsko posunulo o 2,4 m směrem k Severní Americe. Pacifická deska, která se poměrně rychle (až 90 mm/r) podsouvá pod menší litosférickou desku Honšú, se posunula na západ až o 20 m. Zemská rotační osa se posunula o 100 mm, čímž se nepatrně změnil i její sklon a den se se zkrátil o 1,8 μ.. Dotřesy o síle až 7 Richterovy stupnice trvaly do června 2011. V Antarktidě se 18 h po hlavním zemětřesení odlomil velký kus obřího ledovce. Tyto úkazy jsou zároveň varováním pro případ, že by do oceánu někdy dopadla planetka o rozměru větším než 1 km.
D. Farnocchia aj. proto navrhl rozmístit po obvodu zeměkoule širokoúhlé robotické teleskopy, které by objevovaly většinu rizikových planetek s rozměry 160 – 10 m aspoň s několikadenním předstihem před srážkou. I když účinnost systému by nebyla větší než 50 %, přece jen by to stálo za ty peníze; například těleso o hmotnosti a rozměru pověstného Tunguského meteoritu by bylo takovým systémem objeveno nejpozději týden před drtivým dopadem.
M. Connors aj. nalezli v údajích infračervené družice WISE těleso 2010 TK7, které pak dále sledovali pomocí 3,6m teleskopu CFHT. Tak se jim podařilo objevit prvního Trojana Země, který má průměr přibližně 0,3 km a nachází se poblíž Lagrangeova bodu L4 soustavy Země-Slunce ve vzdálenosti 80 mil. km před Zemí. Takových těles je patrně více, ale těžko se hledají, protože se neustále nacházejí úhlově příliš blízko ke Slunci.
J. Lissauer aj. nepotvrdili výpočty J. Laskara aj. z r. 1993 o klíčovém vlivu Měsíce na kolísání sklonu zemské rotační osy k ekliptice. Zatímco dřívějším autorům vycházelo, že bez stabilizace Měsícem by sklon kolísal v rozmezí 0 – 85°, nynější simulace prokazují, že i bez Měsíce by zemská osa měnila v posledních 4 mld. let sklon nanejvýš o 25° po dobu stovek milionů let. Naproti tomu se potvrdil tehdejší závěr, že sklon rotační osy Marsu k ekliptice skutečně kolísá v rozmezí 0 – 60°, což má značný vliv na změny Marsova klimatu.
Y. Luo aj. zjišťovali, co by se stalo, kdyby Zemí pronikala hypotetická prvotní černá díra malé hmotnosti vzniklá těsně po velkém třesku. Četnost takových úkazů musí být ovšem nutně menší než jeden případ za 10 mil. roků, ale blízká přiblížení k Zemi se mohou odehrávat v průměru každých 100 tis. roků, přičemž hmotnost prvotních černých děr může dosáhnout až 10 M☉! Tak vysoké hmotnosti by při těsném přiblížení úplně rozvrátily Sluneční soustavu, ale výskyt takových bumbrlíčků mezi prvotními černými děrami bude nejspíš zanedbatelný. Běžné černé minidíry by proletěly bez úhony celou Zemí a způsobily by zemětřesení na povrchu o síle nanejvýš 4. stupně Richterovy škály.
Nové údaje o vymírání drobných organismů v oceánu i na souši ukazují, že škeble a mlži v oceánech a rostliny na souši začaly vymírat již 200 tis. let před dopadem planetky Chicxulub před 65 mil. lety, což časově souvisí s nástupem gigantických vulkanických erupcí na Deccanské planině v centrální a západní Indii, kde se během stovek tisíc let vylilo na 500 mil. km3 bazaltických hornin. Následkem toho došlo ke globálnímu oteplení oceánů až o 7° C a výraznému zvětšení skleníkového efektu zemské atmosféry.
K. Fegley a L. Schaeferová ukázali, že až Slunce zestárne a změní se v červeného obra, začne překotně zahřívat Zemi na teploty přes 550 K, při níž se vypaří voda z oceánů, ale postupně i jiné těkavé materiály. Při teplotách kolem 1 kK se začne vypařovat methan a čpavek a při teplotě 1,7 kK rovněž SiO, takže se rozpustí kontinenty. Naštěstí se vše odehraje ve velmi vzdálené budoucnosti za více než 6 mld. let.
Během éry Archea (3,8 – 2,5 mld. let před současností) rotovalo podle O. Cohena aj. Slunce v periodě 6 – 15 dnů, takže mělo výrazně silnější magnetickou aktivitu, což se projevovalo kolísáním toku kosmického záření na Zemi až o řád během milionů let. Také zářivý výkon Slunce v pásmu rentgenového a ultrafialového záření byl podstatně vyšší než dnes.
S. Som aj. upozornili na stále nevyřešený paradox nízkého zářivého výkonu mladého Slunce, když našli v Jižní Africe důkazy o tom, že před 2,7 mld. let, kdy Slunce mělo jen 80 % dnešní svítivosti, nebylo v atmosféře Země nijak podstatně více skleníkových plynů - především CO2 - a zemská atmosféra nebyla o nic hustší než dnes. Není proto stále jasné, jak je možné, že naše oceány tehdy nezamrzly a život nezhasnul.
F. Steinhilber aj. zkoumali zastoupení radionuklidů 10Be různého stáří v ledu z Antarktidy, Grónska a krápníkových jeskyní v Číně a porovnávali je s daty o výskytu radionuklidu 14C v letokruzích stromů za posledních 9,4 tis. let. Tím získali údaje o změnách sluneční činnosti a porovnáním se změnami klimatu zjistili, že na ně nemá sluneční činnost vliv. F. Miyake aj. objevili v letokruzích japonských cedrů důkazy o silném zvýšení toku kosmického záření na Zemi v letech 774-775 n.l. Jelikož měli po ruce údaje za období let 750-820 n.l. s časovým rozlišením 1-2 roky, jde zatím o nejpodrobnější sledování takové variace, která převýšila běžné kolísání toku se sluneční činností dokonce dvacetkrát. Období zvýšeného toku se pozoruje s hrubším časovým rozlišením 10 let také ve vzorcích z Evropy, Severní Ameriky a Antarktidy, takže šlo o celosvětovou záležitost, kterou nemohla způsobit ani obří sluneční erupce, ani výbuch blízké supernovy. Podle těchto měření se tok kosmických paprsků vrátil k normálu až v r. 790 n.l.
I. Usoskin a G. Kovaltsov hledali doklady o extrémních výronech urychlených částic (angl. CME) ze Slunce a ohrožujících Zemi za posledních 11,4 tis. let. Nalezli tak celkem 19 gigantických výronů, které zasáhly Zemi. Největší z nich se odehrály kolem r. 780 a 1 460 n.l. Jejich výsledky souhlasí také s rozborem vzorků z Měsíce, které byly vystaveny stejným výronům.
Redakce časopisu Nature upozornila na možné důsledky zásahu Země obřím CME, protože při dosud největší zaznamenané sluneční bouři ze dne 13./14. března 1989 se ocitlo 5 milionů Kanaďanů na 9 h bez elektřiny a škody na majetku a provozech dosáhly 2 mld. dolarů. Mj. bylo přerušeno spojení s 1,6 tis. umělých družic a kosmických sond, takže navigace GPS by přestala v podobném případě fungovat.
N. Young aj. studovali ledová jádra z grónských vrtů starých až téměř 13 tis. roků a tak našli epizody náhlých ochlazení s průměrnými ročními teplotami až o 15° C nižšími než dnes v intervalu 12,9 – 11,7 tis. let před současností. Další taková epizoda trvající 150 let postihla severní polokouli pře 8,2 tis. lety, kdy bylo o 3 – 4° C chladněji než nyní. Jak ukázal L. Skiner, závislost změn klimatu na kolísání průměrných teplot je výrazně nelineární. K porušení homeostatické rovnováhy dochází při změně průměrných teplot minimálně o 2° C. V pozdním pliocénu před 21 tis. lety se silně ochladilo po výbuchu obřího vulkánu. Obsáhlá diskuse o tom, jak dalece je Země speciální planetou mezi těmi již tisíci objevených či tušených, proběhla v r. 2012 v Královské astronomické společnosti a její výsledky shrnuli D. Waltham a L. Dartnell. Fenomén komplexního života na Zemi odborníky čím dál tím více fascinuje a na výsluní se znovu dostává tolikrát odmítaný antropický princip a také proslulý Fermiho paradox (kde tedy všichni jsou?). Nejplodnějším směrem výzkumu se stává studium extromofilních organismů na Zemi, tj. zejména v oceánech a pod jejich dnem.
P. Spurný aj. zpracovali údaje o meteoritu Bunburra Rockhole, jehož bolid byl zaznamenán australskou sítí Desert Fireball Network (DFN) 20. července 2007 v 19:14 h UT. Při vstupu do zemské atmosféry měl vstupní rychlost 13,4 km/s a hmotnost pouhých 22 kg. Začal svítit od výšky 63 km a v maximu dosáhl vizuální hvězdné velikosti jen -9,6 mag. Svítící dráhu o délce 65 km urazil během 6 sekund a sklon jeho dráhy k povrchu Země činil 31°. Při prvním hledání v terénu v říjnu 2008 se autorům podařilo nalézt první úlomek o hmotnosti 0,15 kg jen 97 m od vypočtené centrální linie dopadů a druhý úlomek o hmotnosti 0,18 kg pouze 39 m severně od zmíněné linie. Při druhé expedici v únoru 2009 byl objeven ještě třetí úlomek o hmotnosti 0,015 kg ve vzdálenosti 100 m od vypočteného místa dopadu. Měření ukázala, že celková hmotnost úlomků, které dopadly na zemský povrch, dosáhla asi 1 kg, takže se podařilo nalézt celou třetinu tohoto množství díky mimořádně přesným výpočtům míst dopadu úlomků.
Úspěch je o to větší, že svítící dráha bolidu začala velmi daleko od dvou kamer sítě DFN (316 a 188 km) a skončila 264 a 127 km od nich, takže trajektorie bolidu probíhala ve výškách 10 – 6°, resp. 19 – 13° nad obzorem. Dráha meteoroidu ve Sluneční soustavě odpovídá drahám typu planetek Aten, tj. téměř celá eliptická dráha se nachází uvnitř dráhy Země (velká poloosa dráhy 0,85 AU; výstřednost 0,245 a sklon k ekliptice 9°).
Podle K. Weltena aj. se úlomek dostal na tuto dráhu poměrně nedávno; předtím šlo o drobný odštěpek větší planetky pohybující se v hlavním pásu. Mineralogicky je klasifikován jako vyvřelý achondrit (eukrit), takže jde o první meteorit tohoto druhu s rodokmenem. Jeho stáří na základě rozpadové řady K/Ar činí 4,1 mld. let. V nalezených úlomcích se podařilo identifikovat krátkožijící radionuklidy 22Na, 54Mn, 10Be, 26Al a 36Cl, takže meteoroid se v kosmu pohyboval 22 mil. roků jako samostatné těleso. Při vstupu do zemské atmosféry měl průměr jen 0,3 m, takže je téměř s podivem, že se zcela nerozplynul v atmosféře.
Bolidová síť DFN v australské poušti Nullarbor v západní Austrálii byla vybudována společným úsilím českých a britských astronomů mezi prosincem 2005 a listopadem 2007 a pokrývá plochu 250 tis. km2. Používá objektivů typu rybí oko Distagon 3,5/30 mm se zorným úhlem 180°, vybavených rotujícím sektorem se záznamem obrazů na planfilmy Ilford formátu 90 x 120 mm. Zásobník kamery obsahuje 32 filmů, takže kamery pracují zcela automaticky po dobu více než jedné lunace zcela bez poruch, navzdory velkým výkyvům venkovní teploty v poušti (0 – 50°C). Kamery zkonstruovala česká firma Space Devices.
P. Spurný aj. ohlásili, že se jim dvacet let po pozorování jasného superbolidu Benešov (7. května 1991) podařilo nalézt v terénu tři úlomky meteoritu díky zlepšené metodě analýzy tehdejších snímků z celooblohových kamer a tedy další meteorit s rodokmenem. Meteoroid měl při vstupu do atmosféry průměr 1 m, vysokou rychlost 21 km/s a sklon >80°, takže padal téměř svisle. Bolid svítil od výšky 92 km na dráze dlouhé 75 km a dosáhl při výbuchu ve výšce 24 km maxima jasnosti téměř -20 mag (!) Pohasl ve výšce 17 km nad Zemí. Autoři studie nalezli nyní úlomky různého mineralogického složení: chondrity třídy H5 a LL3.5 a jeden achondrit. Tak se potvrzuje, že některé meteority jsou fakticky heterogenní slepence, což mnozí odborníci na meteority donedávna považovali za nemožné.
J. Gayonová-Marktová aj. zjistili, že také úlomky z meteoritu Almahata Sitta (pád 7. října 2008 v severním Sudánu), jichž se v poušti podařilo nalézt na 600, představují pestrou mineralogickou směs ureilitů, a tří typů chondritů. Zatím není jasné, jak se takový slepenec o původním rozměru pouhých 5 m mohl v kosmickém prostoru dát dohromady. Autoři ukázali, že balvan původně pobýval ve vnitřním pásu planetek s nízkým sklonem drah k ekliptice a pocházel z rodiny Nysa-Polana. Patrně již původní těleso bylo tak silně heterogenní, čili různorodost není následkem nějakých pozdějších srážek. M. Meier aj. určili ze zastoupení radionuklidů, že stáří miniplanetky dosahuje 3,8 mld. let a kosmická expozice samostatné miniplanetky trvala 20 mil. let. Jedním z nejčastěji zkoumaných kosmických poslů XX. století se stal meteorit Murchison, jenž dopadl ve státě Victoria v Austrálii 28. září 1969. Patří k nejhmotnějším dobře zdokumentovaným pádům, protože se podařilo nalézt více než 100 kg úlomků, jež jsou uloženy v různých muzeích světa. S. Pizzarellová nyní objevila ve vzorcích meteoritu stopy kyanovodíku, jenž společně s čpavkem a formaldehydem nepochybně přispěl k rozvoji organické chemie na rané Zemi. S. Merouane aj. našli uhlovodíky v uhlíkatém chondritu, jenž získalo pařížské Přírodovědecké muzeum. Uhlovodíky nejspíše pocházejí z interstelárního prostoru, protože jejich spektrum připomíná difúzní interstelární pásy pozorované družicí ISO v mezihvězdném prostředí ve směru k centru Galaxie. Také tito autoři připomínají, že uhlovodíky interstelárního původu se nacházejí ve zmíněném meteoritu Murchison.
R. Korotev aj. oznámili, že se jim podařilo v poušti v Jižním Ománu na ploše 11 tis. km2 nasbírat 60 úlomků meteoritů z Měsíce pocházejících ze 24 různých pádů. Výtěžnost hledání je tak dokonce vyšší než u meteoritů z Antarktidy, neboť na čtvereční kilometr pouště připadá v průměru 1 gram meteoritů z Měsíce. Naprostou většinu vzorků tvoří brekcie; jediný úlomek patří k bazaltům. Autoři ukázali, že tyto meteority mají odlišné složení oproti vzorkům z programu Apollo i proti lunárním meteoritům z Antarktidy. Obsahují totiž více Mg, ale jsou mezi nimi i železné meteority.
R. Paniello aj. porovnávali chemické složení meteoritů z Měsíce a z Marsu (skupina SNC), jakož i vzorků hornin z programu Apollo, se složením povrchových hornin na Zemi. Zjistili, že Mars i Země mají prakticky stejné podíly rozličných izotopů, kdežto v horninách z Měsíce téměř zcela chybí zinek. To lze přičíst na vrub vzniku Měsíce gigantickou srážkou s ranou Zemí.
P. Jenniskens aj. využili k hledání úlomků z velmi rychlého (vstupní rychlost změřená meteorologickými radary činila téměř 29 km/s!) denního bolidu Sutter's Mill, jenž dopadl v Kalifornii 22. dubna 2012 a patří mezi uhlíkaté chondrity, vzducholodi Eureka. Z výšky 300 m nad terénem v dopadové oblasti o průměru 30 km se mu tak podařilo rychle najít 77 úlomků těchto vzácných meteoritů o úhrnné hmotnosti 0,94 kg, které přirozeně po pádu na Zemi rychle zvětrávají a rozpadají se. Teplota v terénu Sierry Nevady v době hledání dosahovala +40°C, takže šlo i obdivuhodný sportovní výkon badatelů na palubě vzducholodi.
Výsledky studia však rozhodně stojí za tu námahu. Přelet bolidu trval necelých 8 s, svítící dráha skončila ve 30 km nad Zemí s maximem jasnosti v 56 km nad Zemí. Energie hlavní exploze ve 48 km nad Zemí dosáhla 4 kt TNT. Původní hmotnost meteoritu autoři odhadli na 20 – 80 t, ale na zemi dopadly jen asi 2 kg drobných úlomků. Meteoroid měl hlavní poloosu o délce 2,6 AU a odsluní ve 4,7 AU, tj. v hlavním pásu planetek, ale výstřednost 0,82, takže v přísluní se přibližoval ke Slunci na pouhých 0,46 AU. Dráha byla skloněna k ekliptice pod úhlem 2°. Studium vzorků moderními mikrosondami přineslo jedinečné údaje o mimořádné pestrosti mineralogie i petrografie úlomků, o organických sloučeninách a radionuklidech v meteoritu, jenž představuje další přírůstek do zatím nepočetné rodiny meteoritů s rodokmenem.
Tempo nalézání nových meteoritů se díky rozsáhlým programům a lepší technice rychle zvyšuje. Ještě před 20 lety bylo tempo nových nálezů čtyřikrát nižší než nyní. Podle L. Garvieho přibylo v r. 2011 do statistiky 1 075 přírůstků, z toho přes 600 v Antarktidě, a 42 kovových meteoritů. Během roku se podařilo nalézt 11 meteoritů z Měsíce a 7 z Marsu.
Vítaným přírůstkem do sbírky vzorků z Marsu se stal meteorit Tissint, který dopadl do marocké pouště 18. července 2011 a jeho tucet úlomků o úhrnné hmotnosti 7 kg našli odborníci v lednu 2012. Podle H. Aoudjehanea aj. obsahují úlomky složky z atmosféry, povrchu i nitra planety, z níž byl vyvržen před 700 tis. lety. Je to teprve pátý případ meteoritu z Marsu, který byl nalezen brzy po dopadu a není tudíž silně znečištěn pozemními příměsemi. Mateřská bazaltická hornina ležela buď na povrchu Marsu, anebo těsně pod ním, když byla nárazem její úlomek vyslán druhou kosmickou rychlostí do meziplanetárního prostoru. Nějaké kapaliny předtím vyluhovaly z horniny některé prvky z Marsova regolitu a uložily tam jiné minerály, které vykrystalizovaly. Nárazem se část prvků roztavila a změnila v černé sklo, což odpovídá nálezům z modulů Viking a Spirit. Meteorit byl klasifikován jaho shergottit a posílil svými parametry domněnku, že všechny shergottity nalezené na Zemi pocházejí z jediného impaktu na Marsu.
Jak uvedli C. Park a J. Brown, probíhaly v Amesově laboratoři NASA pokusy s umělými "meteority", v podobě grafitových projektilů vstřelovaných do terčů rychlostí ovšem jen 4 km/s, takže údaje o skutečných meteoritech nelze zatím uměle ani zdaleka napodobit. T. Kadono aj. sledovali přitom pomocí vysokorychlostní kamery s časovým rozlišením až 0,4 mikrosekundy, jak tyto projektily o čelních průřezech 20 – 300 μm a hustotách 1,4 – 2,5násobku hustoty vody interagují s aerogely, které se používají v kosmonautice při zachycování částic v okolí komet (projekt Stardust).
T. Ohkawa aj. využili návratu pouzdra kosmické sondy Stardust do zemské atmosféry nad Austrálií (13. června 2010 ve 13:52 h UT) ke sledování "umělého bolidu" o maximální jasnosti -13,1 mag ve výšce 57 km nad Zemí. Kamery byly při tomto jasu zahlceny, takže k měření autoři využili "duchů" na optice, které byly přiměřeně slabší. Ve spektru "bolidu" našli na 100 čar, příslušejících Fe, Mg, Na, Al, Cr, Mn, Ni, Ti, Li, Zn, O, Ni, ale také Cu, Mo a Xe.
Z ablačního štítu pocházely pásy CN. Excitační teploty čar dosahovaly až 6 kK a ve 42 km nad Zemí byla teplota povrchu pouzdra 2,4 kK. Úkaz od výšek kolem 90 km provázela nadzvuková rázová vlna. Pouzdro přistálo 0,5 km od vypočteného cíle ve vojenském prostoru Woomera. O. Cremonese aj. odhadli na základě údajů z expozice družice LDEF vypuštěné z raketoplánu Challenger v dubnu 1984 a zachycené raketoplánem Columbia v lednu 1990, že přírůstek hmotnosti Země díky mikrometeoritům s hmotnostmi 10-12 – 10-7 kg činí ročně 7 tis. tun, pokud jde převážně o prach z hlavního pásu planetek. Pokud by šlo spíše o prach z komet, tak by přírůstek dosahoval jen 4 tis. tun za rok.
J. Tarduno aj. zjistili, že železokamenné meteority zvané pallasity mají v sobě zabudované magnetické materiály, svědčící o tom, že v jejich mateřském tělese byl silný magnetismus způsobený efektem dynama. Aktivní dynama dnes mají pouze Merkur a Země, ale pallasity nejspíše vznikly v protoplanetě o poloměru kolem 200 km a kovovém jádru o poloměru 100 km. Pallasity by v tom případě pocházely z přechodového vrstvy v hloubce asi 40 km pod povrchem a samotná protoplaneta se zřejmě vlivem gigantické srážky zcela rozbila.
Od března do prosince 2012 obíhaly kolem Měsíce dvě umělé družice NASA projektu GRAIL - Ebb a Flow. Jejich úkolem bylo co nejpřesněji změřit gravitační pole Měsíce s cílem zjistit jeho podpovrchovou strukturu. Družice využívaly téhož principu jako podobné družice GRACE (2002) u Země, tj. měřily pomocí mikrovlnných vysílačů změny vzájemné rychlosti oběhu s přesností ±20 – 50 nm/s (!). Jelikož Měsíc na rozdíl od Země nemá atmosféru, mohly postupně měřit z výšek 55, 22 a 11 km. Mapa gravitačního pole Měsíce má nyní lineární rozlišení 13 km na měsíčním povrchu. Z výsledků měření odvodili M. Zuberová aj., že kůra Měsíce je podstatně tenčí (34 – 43 km), než se dosud myslelo. Pod povrchem Měsíce se nalézá množství prachu rozdrceného četnými impakty.
E. Shea aj. zkoumali vzorek měsíčního bazaltu 10020 (Apollo 11) starý 3,7 mld. roků, který vykazuje remanentní magnetismus 12 μ.. Dosavadní měření přitom poukazovala na existenci magnetického dynama uvnitř Měsíce před 4,2 mld. roků, takže zmíněné měření protahuje existenci dynama o dalších 500 mil. let. Není však jasné, jak se mohlo dynamo tak dlouho udržet díky konvekci v chladnoucím nitru Měsíce a autoři soudí, že zjištěná dlouhověkost dynama vyžaduje zatím neznámý přídavný zdroj energie v nitru Měsíce. M. Wieczorek aj. upozornili na silné magnetické anomálie na povrchu Měsíce, což by se snad mohlo vysvětlit dopadem projektilu, který vytvořil jednu z největších impaktních pánví na Měsíci (Jižní pól - Aitken) o průměru 2,5 tis. km a relativní hloubce až 13 km. Podle modelového výpočtu by k tomu stačil projektil o průměru 200 km, jenž by se střetl s Měsícem šikmo pod úhlem 45° rychlostí 15 km/s. Stáří pánve není známo, ale odborníci se shodují, že činí minimálně 3,9 mld. let, takže k obřímu impaktu došlo dříve, než vznikaly ostatní pánve na Měsíci pojmenovaná jako "moře".
R. Nakamura aj. soudí, že rozdíl mezi vzhledem přivrácené a odvrácené polokoule Měsíce vznikl tím, že obří impakt zasáhl přivrácenou stranu Měsíce v oblasti dnešního Oceánu bouří (Oceanum Procellarum) o rozměru 3 tis. km. Jako důkaz jim posloužila měření japonské sondy Kaguya, která se stala na dva roky oběžnicí Měsíce na kruhové dráze ve výškách nejprve 100 km a později 50 km nad jeho povrchem. Na přivrácené straně Měsíce sonda objevila dvě oblasti minerálu pyroxenu s nízkým zastoupením vápníku, a to v Oceánu bouří a v oblasti pánve Jižní pól-Aitken. To svědčí velmi silně ve prospěch gigantických nárazů na Měsíc v epoše těžkého bombardování.
K. Joyová aj. našli přímé důkazy o mineralogickém složení projektilů z období konce těžkého bombardování Měsíce díky vzorkům brekcií, které odebrali astronauté z mise Apolla 16. V zrnkách měsíčního regolitu o rozměrech stovek mikrometrů nalezli stopy uhlíkatých chondritů, enstatitů, mezosideritů i železa a chondrule hořčíku, což odpovídá mineralogii nejstarších planetek hlavního pásu. Odtud vyplývá, že pánve měsíčních moří vznikly v intervalu 4,1 – 3,8 mld. let před současností.
Podle S. Marchiho aj., kteří k topografickým měřením využívali laserového altimetru na umělé družici Měsíce Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), prodělal Měsíc epochu pozdního těžkého bombardování před 4 mld. let. Jeho příčinou byla migrace obřích plynných planet Sluneční soustavy, jež měnila dráhy zbývajících protoplanet, které se pak střetávaly až dvojnásobkem dnešních rychlostí nárazů planetek mj. jak se Zemí, tak i s Měsícem. M. Zuberová aj. studovali pomocí altimetru impaktní kráter Shackleton, jenž se nachází téměř přesně na jižním pólu Měsíce a je starý 3,7 mld. let. Má průměr 21 km a hloubku 4 km; jeho strmé vnitřní stěny svírají se dnem kráteru úhly až 35°. Nitro kráteru se nachází trvale ve tmě, ale jeho dno velmi dobře odráží laserové signály. Ještě vyšší albedo vykazují vnitřních svazích kráterů, což svědčí o nedávném odkrytí nezvětralých hornin následkem sesuvů kamenných lavin.
Měření LRO podle T. Watterse aj. navíc dokazuje, že Měsíc je dosud geologicky slabě aktivní - měsíční kůra se trhá a vytváří tak kilometry dlouhé, ale jen desítky metrů široké a mělké strouhy (něm. graben), takže Měsíc se stále ještě rozpíná díky zbytkovému teplu nitra. Úzkoúhlá kamera na družici LRO dosahuje z výšky 50 km nad Měsícem lineárního rozlišení až 0,5 m na jeho povrchu, takže lze vidět nepravidelnosti v rozložení balvanů i kamenů a také nové impaktní kráterky, které na Měsíci vznikly od doby, kdy skončil program Apollo.
Výsledky pozorování komplexní aparatury družice LRO tak zásadně ovlivňují naše poznatky o historii Měsíce a zprostředkovaně tak zlepšuje i znalosti o geologické minulosti Země. Kamera LRO již zobrazila dosud stojící - avšak silně vybledlé - vlajky USA na místech přistání modulů Apolla 12 a 14-17 jakož i ležící vlajku Apolla 11, což odpovídá Aldrinovu pozorování, že při startu z Měsíce vlajku porazil plyn z trysky raketového motoru.
M. Robinson aj. popsali, jak družice LRO postupně zobrazila s vysokým lineárním rozlišením místa přistání sovětských bezpilotních sond Luna 16 (září 1970); Luna 17 (listopad 1970); Luna 20 (únor 1972), Luna 21 (leden 1973) a Luna 24 (srpen 1976). Luny 16, 20 a 24 odebraly na místech přistání vzorky měsíčních hornin a automatická pouzdra je dopravila na Zemi. Teprve nyní víme s dostatečnou přesností, odkud byly vzorky odebrány. Navíc se podařilo nalézt i sondu Luna 23, která při přistání v listopadu 1974 ztroskotala a jejíž místo dopadu nebylo příliš přesně známo. Podobně byly již v r. 2010 identifikovány polohy vozítek Lunochod 1 poblíž Luny 17a Lunochod 2 poblíž Luny 21.
Jelikož na horních víkách obou vozítek byly instalovány koutové odražeče, mají nyní vědci k dispozici dva další body na povrchu přivrácené strany Měsíce, kde lze měřit vzdálenosti od Země pomocí laserových impulsů. Zejména laserové ozvěny od koutového odražeče na Lunochodu 1 jsou mimořádně silné. Zmíněná vozítka urazila po měsíčním povrchu úctyhodné vzdálenosti 10,5, resp. 42 km, (Pilotované vozítko Apollo 17 ujelo necelých 36 km; automatické vozítko Opportunity na Marsu až dosud necelých 40 km.).
Vozítko Lunochod 2 i sondu Luna 21 zakoupil za 68 tisíc dolarů v prosinci 1993 na aukci v New Yorku autor série počítačových her "Ultima" Richard Gariott od Lavočkinovy společnosti, která oba přístroje zkonstruovala. Gariott se tak stal jediným soukromým vlastníkem fyzického objektu na cizím kosmickém tělese, Tvrdí, že objekty zakoupil ve prospěch lorda Britishe, fiktivního vládce království Britannia ze zmíněné herní série. Měsíc se proto stal jeho državou (zajímalo by mne, zda o tom střetu zájmů vědí společnosti, které s takovou reklamou prodávají důvěřivým zájemcům parcely na Měsíci).
A. Abdo aj. využili aparatury LAT umělé družice Země Fermi k soustavnému dvouletému pozorování toku měkkého (energie < 3 GeV) záření gama z povrchu Měsíce mezi srpnem 2008 a 2010. Tok záření byl 2 – 3krát vyšší než při obdobných měřeních aparatury EGRET družice Compton v letech 1991-1994. Rozdíl je zřejmě způsoben změnou magnetických polí. 22. cyklus sluneční činnosti vrcholil v červenci 1989 a skončil v květnu 1989, kdežto 23. cyklus vrcholil v březnu 2000 a skončil v lednu 2008. V době maxim sluneční činnosti je zeslaben vliv interstelárních kosmických paprsků, které při dopadu na měsíční regolit vyvolávají vysílání měkkých paprsků gama.
A. Reufer aj. pozměnili scénář vzniku Měsíce srážkou protoplanety se Zemí v tom smyslu, že impakt byl prudší než se dosud soudilo (13,5 km/s proti dosud odhadovaným 5 km/s) a odehrál se pod strmějším úhlem k povrchu Země (až 35°). Tak vznikl daleko teplejší prstenec (anuloid) kolem Země, z něhož se postupně zkondenzoval současný Měsíc. Ke stejnému závěru dospěli též R. Paniello aj. na základě srovnání obsahu izotopů silně těkavého zinku v materiálech ze Země a meteoritů z Měsíce i z Marsu. Zatímco zastoupení zinku v pozemských horninách a v meteoritech z Marsu je velmi podobné, meteority z Měsíce vykazují zinkový deficit právě kvůli ohřevu při drtivém dopadu. R. Canupová aj. dokonce tvrdí, že Země se srazila s planetou o velikosti srovnatelné se Zemí a přebytečný moment hybnosti odnášely slapové rezonance. Naproti tomu M. Čuk a S. Stewartová sázejí spíše na rychle rotující Zemi (původní rotační perioda měla být jen 2 h !), s níž se srazil o řád méně hmotný projektil rozměru Marsu. Rychlá rotace Země usnadnila oddělení zárodečného disku, z něhož se vytvořil dnešní Měsíc, jehož vzdalování z blízkosti Země odneslo přebytečný moment hybnosti této soustavy.
Obsáhlý přehled po současném stavu teorie vzniku Měsíce uveřejnil A. Halliday. Popsal jednotlivé varianty srážkového scénáře, mezi nimiž se zatím nedá rozhodnout, který z nich je nejlepší. Zdůraznil však velký vliv, který na pokrok kosmogonie soustavy Země-Měsíc měl program Apollo, který díky dokumentovaným vzorkům měsíčních hornin a instalaci koutových odražečů a seismometrů na povrchu Měsíce zásadně změnil kvalitu podkladů pro vypracování moderní teorie o původu našeho souputníka, který má mezi všemi planetami Sluneční soustavy největší relativní hmotnost vůči mateřské planetě.
Také I. Crawford zdůraznil, že díky astronautům v programu Apollo se naše znalosti o Měsíci dostaly na nesrovnatelně vyšší úroveň. Při šesti výpravách strávilo 12 astronautů na Měsíci celkem 12,5 dne; z toho 3,4 dne vně měsíčního modulu. Během té doby prochodili a projezdili ve vozítkách 95,5 km a nasbírali 382 kg vzorků hornin z více než 2 tisíc odběrových míst. Rozmístili na Měsíci přes 2 t vědeckých přístrojů a pořizovali detailní snímky povrchu Měsíce, zejména pak odběrových míst. Astronaut, který zůstal na oběžné dráze, mezitím pořizoval velkoplošné snímky měsíčního povrchu při různých úhlech osvětlení. Úhrnem lze říci, že astronauti pracovali na Měsíci s vyšší efektivitou než geologové v pouštních oblastech na Zemi. Poskytli tak nejenom podklady pro zlepšení našich znalostí o Měsíci a Zemi, ale také snímky pro určování křivky četnosti impaktů v závislosti na velikosti projektilů a kalibrace pro všechna další měření z automatických sond a družic.
Populární vozítko Curiosity v ceně 2,5 miliardy dolarů o hmotnosti téměř 900 kg hladce přistálo 6. srpna 2012 po "sedmi minutách hrůzy" během průletu atmosférou Marsu v kráteru Gale (průměr 154 km). Celý náklad se totiž musel zpomalit ze vstupní rychlosti do atmosféry Marsu 5,9 km/s na 1 m/s. Výpočetní program pro tuto operaci obsahoval 500 tis. příkazových řádků. Místo přistání dostalo jméno po americkém spisovateli sci-fi Rayovi Bradburymu (1920-2012), autoru Marťanské kroniky (1950). Cílem komplexu 10 přístrojů na vozítku je zkoumat klima a geologii planety na dráze ze dne kráteru k hoře Aeolis Mons (NASA ji překřtila na Mount Sharp) tyčící se uprostřed kráteru do výšky 5,5 km nad jeho dnem. Cesta vozítka k úpatí hory je dlouhá 6,5 km a vozítko tam možná dojede až za několik let.
Koncem září 2012 nalezlo vozítko oblázek, který byl nepochybně opracován tekoucí vodou. Je to zatím nejsilnější důkaz, že na povrchu Marsu kdysi tekly přívalové řeky či potoky. K. Lewis aj. využili stereoskopických snímků z oběžnice Mars Reconaissance Orbiter (MRO) s lineárním rozlišením 1 m k jednoduchému vysvětlení, jak hora Aeolis Mons vznikla. Před 3,6 mld. let dopadla na Mars planetka, která vyhloubila kráter Gale. Při takových obřích impaktech vzniká, jak to známe z Měsíce, centrální vrcholek. Na Marsu vanou poměrně silné větry a v ovzduší bývá velké množství prachu. Vítr se podél stěn kráteru točil tak, že pozvolna naprašoval materiál na zárodečný centrální vrcholek, až z něho vymodeloval současnou velehoru o průměru 100 km s velmi povlovným sklonem svahů <4°. Nejde tedy ani o sopku, ani o výsledek tektonické činnosti, ale o prosté usazeniny vytrvale na sebe nasedající.
N. Mangold ukázal na základě snímků z oběžnic Mars Express (ME) a MRO, že některá údolí a vzhled kráterů tvarovala stékající voda, patrně z krátkotrvajících přívalových řek. A. Ryan a P. Christensen objevili na těchto snímcích v údolí Athabasca, jež se nachází poblíž rovníku, skoro 250 spirálových zákrutů o šířce 5 – 30 m, které ovšem mohou být způsobeny nejspíš proudy magmatu, jež pak utuhlo. Je ovšem možné, že před 3,7 mld. let bylo na Marsu tepleji než dnes, takže mohl tát i sníh či led na úbočích sopek a impaktních kráterů. V oblasti Arabia Terra našel odpovídající rysy u 13 % ze souboru 204 kráterů. Podobně J. Head a F. Forget soudí, že na Marsu nikdy nebylo dost vodní páry v atmosféře, aby tam mohl padat sníh nebo déšť, takže jediným zdrojem tekuté vody mohly být přívalové řeky vyvěrající na povrch díky vulkanické činnosti, popř. tepla z prvotního smršťování Marsu. Ani před 4 mld. let se však podle těchto autorů nevyšplhala průměrná teplota ve středních šířkách planety nad bod mrazu vody.
W. Cassata aj. určili z poměru radionuklidů 40Ar/36Ar v marsovském meteoritu ALH 84001 důkazy, že ani před miliardami let nebyl tlak atmosféry na povrchu Marsu vyšší než 0,15 MPa, a spíše jen <0,04 MPa. V současné době je průměrná teplota na Marsu 220 K a atmosférický tlak při povrchu 700 Pa. Naproti tomu J. Levy tvrdí, že stružky o šířce 0,5 – 5 m na strmých svazích kráterů a sopek mění na jaře vzhled vlivem stékající vody, která proudí těsně pod povrchem svahů. Stružky zanikají na podzim a svědčí údajně o tom, že voda protéká erodovaným regolitem. Koncem roku 2012 však Levyho domněnku vyvrátili C. Dundas aj. pomocí snímků MRO, které ukázaly, že v zimě na svahy namrzá CO2, který pak na jaře roztaje.
N. Bridges aj. dokázali na snímcích kamery HiRISE MRO s lineárním rozlišením 0,25 m, že písečné duny na marsovských pouštích se měřitelně pohybují vlivem vanoucích větrů v oblasti Nili Patera. To se vůbec nečekalo s ohledem na velmi řídkou atmosféru planety. Nepřímo to však napověděl častý výskyt větrných vírů (tančících dervišů či prachových ďáblů) sahajících až do výšky 20 km nad terénem. Zrnka písku v marsovských pouštích se zřejmě snadno dají do pohybu podobně jako ledové krystalky na antarktických pláních.
R. Hu aj. studovali po dobu devíti let polární čepičky Marsu pomocí snímků z oběžnic Mars Global Surveyor (MGS) a MRO a měřili změny teploty a tlaku nad nimi. Zjistili, že mraky sněhu nad čepičkami se skládají z vloček o průměru 8 – 44 μm. Během zimního období se roztáhnou nad celou příslušnou polokoulí. Sníh se více akumuluje na jižním pólu spíše než nad severním. Mnozí autoři však začínají pochybovat o tom, že v atmosféře Marsu je zastoupen methan. Neexistuje žádný doklad, že by se z nitra planety doplňoval. Přitom atmosférický methan má jen omezenou životnost, jelikož se rozkládá ultrafialovým zářením Slunce.
V listopadu 2012 oznámili C. Webster aj., že pomocí laserového spektrometru na vozítku Curiosity našli velmi nízké hodnoty pro výskyt methanu, které na různých místech kolísají mezi nulou a relativní koncentrací 10-9. Nenulové hodnoty se vyskytují jen na malé ploše a po krátkou dobu, což znamená, že methan v souladu s předpovědí se rychle rozkládá slunečním zářením. M. Chizeková aj. ukázali na základě simulací, že kdyby byly na Marsu baktérie podobné pozemským, musela by být koncentrace methanu alespoň 20krát vyšší než naměřená. Methan může pochopitelně vznikat též abioticky vinou vulkanické činnosti, anebo působením ultrafialového záření na organický prach. Záchranou by podle F. Kepplera aj. mohly být meteority, zvláště pak uhlíkaté chondrity. Autoři totiž zjistili, že ultrafialové ozařování vzorku meteoritu Murchison v laboratoři vedlo k uvolňování methanu.
A. Steele aj. zkoumali obsah, jak je v 10 meteoritech z Marsu zastoupen uhlík a našli v nich množství polycyklických aromatických uhlovodíků, které evidentně vznikly abioticky uvnitř chladnoucího magmatu během krystalizace. To znamená, že organické látky mohou i na Marsu vznikat abioticky a nemusejí být dokladem výskytu života.
Agentura ESA oznámila, že oběžnice ME našla pomocí podpovrchového radaru známky existence ponořeného severního oceánu, jenž se rozkládá pod třetinou povrchu planety. M. Beuthe aj. využili přesných rádiových měření poloh oběžnic ME a MRO k prozkoumání změn gravitačního pole Marsu ve vulkanické oblasti Tharsis. Štítové sopky obsahují převážně hustší lávy nahoře a řidší podloží dole, s výjimkou sopky Ascraeus Mons, která má nejhustší vrstvy vespod. Největší kolísání hustoty nalezli u obří sopky Olympus Mons, což lze vysvětlit silným kolísáním tepelného toku během aktivní fáze její existence. Podle F. De Blasia aj. je tato sopka největším vulkánem Sluneční soustavy s výškou 21 km a základnou o průměru 600 km. Centrální část sopky má sklon svahů <5°, ale na periférii se nacházejí útesy se sklonem až 28°. Tato konfigurace výškového profilu je možná jen za předpokladu, že se magma chladilo vodou a proto utuhlo ve strmé poloze. Podobný profil totiž vidíme u štítových sopek na Kanárských i Havajských ostrovech.
K. Burleigh aj. nalezli na povrchu planety od r. 2006 pomocí snímků kamery HiRISE umělé oběžnice MRO v průměru 20 nových impaktních kráterů ročně v porovnání s referenčními snímky z předešlých umělých oběžnic Marsu. Jde o krátery s průměry 1 – 50 m. Současně zjistili, že prachové pruhy na svazích vulkánů nevznikají seismickou činností, ale jde o následky rázových vln při průletu bolidů řídkou atmosférou Marsu. Pruhy mají tvar dvou zahnutých tureckých šavlí svírajících mezi sebou ostrý úhel, což je typické pro obálku nadzvukové rázové vlny. Jelikož MRO rozliší na povrchu Marsu kameny s rozměry >2 m, lze odtud zjišťovat jejich rozložení a případné i stopy kutálení po povrchu vyvolané seismickou činností. Takové stopy se vyskytly v příkopech Cerberus Fossae a na úbočí hory Elysium Mons, což jsou oblasti geologicky mladé - místy jen 2 mil. let. Seismický neklid se projeví i tím, že prašné stopy po průjezdu vozítek degradují již během několika dnů!
S. Robbins a B. Hynek uveřejnili v květnu 2012 globální atlas impaktních kráterů na Marsu s průměrem >1 km. Obsahuje základní údaje o 384 tis. kráterech, které mohou posloužit pro nejrozmanitější další studie zejména o stáří různých části Marsova povrchu. Obecně platí, že větší krátery jsou starší než malé. Marsovské krátery jsou zmapovány podstatně lépe, než krátery na Měsíci, kde jsou takto popsány jen krátery s průměrem nad 10 km, či na Merkuru, kde je spodní mez průměru 20 km. Nejhůře je na tom přirozeně Země, kde je až dosud popsáno jen 200 největších impaktních kráterů.
Do výzkumu Marsu se nečekaně zapojila i kosmická sonda Rosetta, která proletěla v blízkosti planety koncem února 2007 a pořídila velké množství spekter měsíce Phobos. Odtud odvodili M. Pajola aj. že Phobos byl Marsem zachycen velmi brzy po vzniku planety, takže je jeho trvalým společníkem.
D. Spiegel a N. Madhusudhan propočítali, jak se zvýší teplota Jupiteru v době, kdy se Slunce za nějakých 6 mld. let změní v červeného obra. Díky gravitaci Jupiteru bude zesílený sluneční vítr akreován planetou a ta se dále ohřeje i přímým optickým a infračerveným slunečním zářením. na teplotu >1 kK. Silné zonální větry na Jupiteru vytvoří v atmosféře planety mnoho úzkých pásů a také přenos tepla z osvětlené na neosvětlenou polokouli Jupiteru se zrychlí. Obdobně dopadnou exoplanety typu Jupiter u hvězd hmotnějších než Slunce, např. pro mateřskou hvězdu s hmotností 3 M☉ se jejich jupiteři ohřejí nad 1 kK i ve vzdálenosti 35 AU od hvězdy.
Keckův 10m ve spojení s adaptivní optikou dokáže již po dobu 9 let sledovat změny vulkanické činnosti na Jupiterově družici Io, ovšem s lineární rozlišovací schopností jen 140 km v infračerveném pásmu H. Budoucí adaptivní optika zlepší toto rozlišení na 110 km a příští obří teleskop TMT se prakticky vyrovná rozlišení kosmické sondy Galileo, která kolem Jupiteru obíhala v letech 1995-2003 a našla na Io přes 160 aktivních sopek. Také kosmická sonda New Horizons využívající gravitačního praku Jupiteru koncem února 2007 zaznamenala výbuchy sopky Tvashtar na Io, která předtím jevila vysokou aktivitu od konce roku 1999 po celý rok 2000. Podobně aktivní byla též sopka Pillan v letech 1996-1999 a znovu v srpnu 2007. Io je zcela jistě morfologicky nejproměnlivějším objektem celé Sluneční soustavy.
M. Alexandersen aj. potvrdili objevy dvou nepravidelných družic Jupiteru S/2010 J 1 a J 2 jejich opětovným pozorováním v r. 2011 pomocí Haleova 5m na Mt. Palomaru a 3,6m CFHT na Mauna Kea. Objekty mají průměr 2 – 3 km, jasnost 23 – 24 mag v pásmu R a vázané retrográdní dráhy. Podobných minidružic je kolem Jupiteru velmi mnoho, ale těžko se identifikují, protože pauzy mezi pozorováními velkými dalekohledy jsou kvůli jiným naléhavějším pozorovacím programům příliš dlouhé.
A. Sanchéz-Lavega aj. shrnuli údaje o superbouřích v atmosféře Saturnu, jež byly pozorovány ze Země v letech 1876, 1903, 1933 a 1960 a 1990. Z této přibližné periodicity, zhruba souhlasící s oběžnou periodou dráhy Saturnu kolem Slunce, vyplynulo, že příští superbouře by se mohla objevit někdy kolem r. 2020. Ve skutečnosti ji řada astronomů amatérů snadno pozorovala i středně velkými dalekohledy již od 5. prosince 2010 ve středních šířkách (≈+38°) severní polokoule planety. V té době teprve začínalo na severní polokouli jaro a sonda Cassini začala se snímkováním až 22. prosince. Na snímcích byla pozorovatelná bílá skvrna s průměrem až 1 tis. km a v rádiovém přijímači intenzivní blesky. Skvrna se během týdne zvětšila na 10 tis. km a protáhla se do tvaru chvostu, který postupoval v zeměpisné délce západním směrem rychlostí 30 m/s. Atmosféra se v bouřce ohřála o 75 K a celý úkaz převyšoval rozměry bouřková pásma na Zemi minimálně o dva řády. V polovině ledna 2012 však celá superbouře rychle skončila. V březnu 2012 se podařilo snímkovat namodralé záblesky na Saturnu optickou kamerou sondy Cassini a odtud vyšly zářivé výkony tamějších blesků až 3 GW a trvání kolem 1 s.
Jak známo, v atmosféře Saturnu se vyskytuje tryskové proudění větrů podobně jako na Zemi, avšak jeho energie nepochází z ohřevu atmosféry od Slunce jako na Zemi, ale z vnitřního tepla planety, což prokázala měření sondou Cassini za léta 2005-2012. M. Panova aj. poukázali na povahu tzv. vrtulí v Saturnově prstenu A, které sonda Cassini snímkuje již několik roků. Vrtule jsou malé útvary ve tvaru písmene S, které se odchylují od Keplerových drah s konstantní poloosou. Autoři prokázali, že vrtule vznikají po srážkách balvanů s rozměry kolem 10 metrů a následkem toho se pohybují stochasticky.
T. Schneider aj. simulovali koloběh methanu na největší Saturnově družici Titanu, kde sluneční den zabírá 16 pozemských dnů. Jelikož léto na severní polokouli Titanu spadá do okolí odsluní, trvá déle než léto na jižní polokouli. Proto budou mít jezera methanu na severu v příštích 15 letech vzdutou hladinu, jelikož tam bude více bouřek a dešťových methanových srážek Nejvíce methanu se soustředí v okolí severního pólu. V nízkých šířkách Titanu se vyskytují lijáky kolem rovnodenností, ale po většinu oběžné periody Saturnu tam panuje sucho. V mírných jižních šířkách se budou vyskytovat vysoká troposférická mračna.
S těmito modelovými výpočty však podle P. Dalby aj. nesouhlasí pozorování spektrometru VIMS sondy Cassini, která ukazují, že hlavní složku deště na Titanu je ethan. Ethanové srážky jsou většinou mírné a poměrně rychle se vypaří nebo sublimují zpět do atmosféry. Katastrofické lijáky bývají poměrně vzácné, ale pokud se objeví, tak vyrývají nová řečiště a ukládají do nich sedimenty. Dokonce jsou možné i mrznoucí srážky. Stojatou kapalinu pak pokrývají ledové kry ethanu.
S. Le Mouelic aj. zjistili, že s nástupem jara na severní polokouli se rozpustila mračna ethanu kolem severního pólu a průměrná teplota jezera Kraken Mare (94 K) kolísá mezi dnem a nocí jen o 1,5 K. Vnitřní jádro Titanu je buď zcela kamenné, anebo jde o směs hornin a ledu. Kovy však zcela chybějí.
Podle C. Griffitha aj. odpovídá množství methanu v atmosféře Titanu kapalnému oceánu o tloušťce 5 m. Methan na povrchu pak odpovídá jezeru o hloubce 2 m, ale tento údaj platí jen pro oblasti v šířkách >50°. Kolem rovníku se nacházejí suché písečné duny, ale měření v blízké infračervené oblasti prozradila, že pod povrchem se nachází methanové jezero o ploše 2,4 tis. km2, stabilní od r. 2004, které nejspíš obsahuje kapalný methan. Jezero je staré minimálně 10 tis. let a tvoří hlavní zásobárnu pro koloběh methanu na této podivuhodné obří družici Saturnu. Takových jezerních oáz v suché poušti podél rovníku je nejspíš více, jak o tom svědčí četné sluneční odlesky pozorované sondou Cassini. Přesná rádiová měření polohy, rychlosti a zrychlení sondy Cassini navíc podle L. Iesse aj. odhalila zřetelné známky existence obřího vodního oceánu ponořeného plných 100 km pod ledovým krunýřem pod povrchem Titanu. Hloubku oceánu odhadli na stovky kilometrů. "Šplouchání" oceánu vlivem slapových sil nejspíš uvolňuje methan do atmosféry největší Saturnovy družice..
Jak uvedli L. Sromovsky aj, začaly se střední šířky severní polokoule Uranu vynořovat z dlouhého období temné zimy již koncem 90. let minulého století. Tak se počaly vynořovat na severním okraji planety jasné skvrny, pozorované nejprve spektrografem NICMOS HST, ale později také 3m teleskopem IRTF a zejména II. Keckovým 10m. Skvrny souvisejí s vertikálními proudy v ohřívající se atmosféře Uranu, zatímco kolem jižního pólu se pozoruje polární vír a podél rovníku kruhové pásy. Není ovšem jasné, odkud na takovou aktivitu bere Uran energii, protože ohřev od Slunce je téměř o tři řády slabší než na Zemi.
A. Morbidelli aj. vysvětlili, proč družice Uranu mají rovníkové prográdní dráhy navzdory anomálnímu sklonu (98°) rotační osy planety k rovině ekliptiky. V době gigantického nárazu, který otočil rotační osu planety, byl Uran obklopen diskem protosatelitů, ale srážkou vznikl uvnitř Rocheovy meze Uranu hmotný prstenec, jenž se začal precesně kývat vůčí rovníku planety. Prstenec se nakonec zhroutil na tenký rovinný disk, z něhož se utvořily zmíněné družice. Prográdní dráhy družic svědčí o tom, že Uran měl před nárazem sklon rotační osy ke kolmici k ekliptice minimálně 8°, ale možná i 30°.
C. a R. de la Fuente Marcosové objevili další 4 objekty, které byly asi před 50 tis. lety zachyceny jako kvazisatelity Neptunu. Jejich dráhy mají rozmanité parametry; jeden z nich setrvá u Neptunu již jen asi 2 tisíce let, další se nachází na dráze ve tvaru podkovy kolem Neptunu, třetí je Trojan, který střídá Lagrangeovy body L4 a L5 a poslední se nachází v bodě L5. Zároveň se ukazuje, že bod L5 soustavy Slunce-Neptun je méně stabilní než bod L4. Autoři se domnívají, že za to mohou poruchy od trpasličí planety Pluto. Celkem se podařilo nalézt již 14 kvazisatelitů s výstřednými drahami křížícími rovinu ekliptiky, jenže všechny kvazisatelity dříve či později Neptunovu náruč opustí, protože obíhají po velmi výstředných drahách šikmo skloněných k rovině ekliptiky.
Dátum poslednej zmeny: 01. júla 2014