Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 17. septembra 2015
P. Lucey aj., D. Lawrence aj. a G. Neumann aj. potvrdili, že na Merkuru se nacházejí rozsáhlé oblasti podpovrchového vodního ledu, jak poprvé ukázali M. Slade aj. na základě radarových odrazů od povrchu planety již v letech 1991-1992. Využili k tomu aparatur na oběžné kosmické sondě MESSENGER, která jednak změřila teploty trvale zastíněných svahů a částí dna některých impaktních kráterů (≈50 K), a jednak objevila vodní páru v řiďounké atmosféře Merkuru. Druhý z výzkumných týmů odhalil v zastíněných oblastí u severního pólu planety pokles toku rychlých neutronů vznikajících nárazy energetického kosmického záření na povrch planety. Čistý vodní led o hmotnosti 10 Gt až 1 Tt je tam ovšem překryt povrchovou krustou o tloušťce 0,1 – 0,3 m. Množství vody na Merkuru tak zhruba odpovídá hmotnosti vody v jezeře Tahoe na rozhraní Nevady a Kalifornie. Třetí tým ukázal, že krusta obsahuje zmrzlé organické látky, které vznikly dlouhodobým ozařováním vodního ledu ultrafialovým zářením ze Slunce, ale že místy krusta chybí a obnažený led se prozradil jednoduše vysokou odrazivostí odhalenou laserovými impulsy. Podle autorů jsou zdrojem ledu jednak komety, a dále též ojíněné planetky, které se v dávné minulosti s Merkurem často srážely.
S. Marchi aj. kalibrovali údaje o impaktních kráterech na Merkuru pomocí známého stáří impaktních kráterů na Měsíci. Odtud odvodili, že nejtěžší bombardování velkými kosmickými projektily Merkur prodělal před 4,1 – 4,0 mld. roků. Stejně staré jsou i velké impaktní pánve, které vznikly dopadem největších těles a přeměnily tak téměř úplně povrch planety indukovaným vulkanismem. Dnes pozorované hladké planiny jsou vulkanismem přetvořené, a tedy o něco mladší. Bombardování Merkuru trvalo však jen 300 – 400 mil. let; pak prakticky skončilo. Merkur má totiž v porovnání s Měsícem deficit kráterů menších než 100 km.
Počátkem března 2013 byla zveřejněna tříbarevná mapa celého povrchu planety pořízená sondou MESSENGER s vynikajícím lineárním rozlišením 250m/pixel. Mladší krátery jsou obklopeny paprsky, podobně jako některé krátery na Měsíci a obří pánev Caloris s průměrem 1,55 tis. km a výškou obvodového prstence 2 km je evidentně zalitá lávou. Její stáří se odhaduje na 3,8 – 3,9 mld. let.
K. Hamano aj. se pokusili vysvětlit, proč se Venuše při téměř stejných rozměrech a hmotnosti tak pronikavě liší svou geologií od Země. Za předpokladu, že obě planety v době svého vzniku měly vodu, rozhodlo o osudu vody, jak rychle se roztavená planeta dokázala ochladit a utuhnout. Venuše vznikla tak blízko Slunce, že nad koulí rozžhaveného magmatu se prostíral rozsáhlý oblak atmosféry nasycené vodní páry. Tato vodní pokrývka bránila chladnutí magmatu, takže zářivý výkon z jednotkového povrchu činil jen 300 W/m2. Proto trvalo ochlazování Venuše dlouho, dokud se se veškerá voda neodpařila, což autoři odhadli na 100 milionů let. Naproti tomu byla Země tak daleko, že stihla utuhnout za několik málo milionů let, takže se její zásoba vody nestačila odpařit. Autoři tvrdí, že Venuše měla docela smůlu, protože hranice mezi oběma scénáři probíhá podle modelových výpočtů jen několik milionů kilometrů za drahou Venuše. Jak uvedl B. Dorminey, dalším důvodem pro ztrátu veškeré vody na Venuši je její velmi pomalá rotace (243 d). Z toho důvodu nemá Venuše dynamo, tedy ani globální magnetosféru. Sluneční vítr proto snadno proniká do atmosféry planety a vytěsnil tak už dávno veškeré zbytky vodní páry.
M. Sornig aj. využili věžového slunečního teleskopu na Kitt Peaku v Arizoně k pozorování atmosférického proudění Venuše v blízkém okolí její spodní konjunkce se Zemí koncem března a počátkem dubna 2009. Pomocí infračerveného heterodynního spektrografu pracujícího na vlnové délce 10,5 μm zjistili, že pro kartografické šířky <±50° vanou ve výškách ≈110 km nad povrchem planety větry stálou rychlostí 140 m/s, ale nad těmito šířkami se rychlost prudce snižuje na 40 m/s. Zmíněná vysoká rychlost však krátkodobě kolísá až o 60 m/s během několika dnů. Rychlost větru měřila také evropská kosmická sonda Venus Express pomocí sledování pohybu mračen ve vysoké atmosféře. Podle I. Khatuntseva aj. sonda naměřila rychlosti 83 – 111 m/s.
M. Ivanov a J. Head oznámili, že je hotova geologická mapa Venuše, tj. známe relativní stáří jednotlivých útvarů, prostorové rozložení a topografii sopek a planin. Tloušťka planin není nijak veliká, nanejýš 0,5 km. Autoři však svůj komentář uzavírají tvrzením, že většina geologických útvarů na Venuši nemá na Zemi odpovídající protějšky. Právě tyto neznámé útvary však hrají klíčovou roli v geologii Venuše.
Kuriózní metodu, jak pozorovat tranzit Venuše přes Slunce dne 6. června 2012, zvolili P. Molaro aj. Na observatoři ESO na La Silla v Chile byla v té době noc a Měsíc ve fázi 0,93, tedy poblíž úplňku. Proti pozorování ze Země probíhal celý úkaz o 2 h později a trval o více než hodinu déle, protože Venuše díky příznivějšímu sklonu měsíční dráhy se promítala na Slunce blíže k jeho rovníku. Světlo odražené od Slunce v centru měsíčního disku monitorovali ultrapřesným spektrografem HARPS u 3,6m reflektoru a získali tak dobré údaje o tzv. Rossiterově-McLaughlinovu efektu během výstupu Venuše ze slunečního disku během druhé poloviny tranzitu.
Jelikož Slunce rotuje, a Venuše obíhá ve směru sluneční rotace (prográdně), zakrývala během tranzitu nejprve malý výsek poloviny slunečního kotouče, která směřuje díky rotaci Slunci k nám. Zeslabuje tak modré křídlo rozmytého profilu spektrálních čar. Jakmile však planeta projde poledníkem, začne zakrývat výsek té části slunečního kotouče, která se od nás vzdaluje, takže oslabí profil červeného křídla spektrálních čar. Efekt je nejvýraznější, když planeta vstupuje na, nebo zase opouští, kotouč Slunce. HARPS naměřil při výstupu amplitudu změny radiální rychlosti Slunce 1 m/s. Úspěšné pozorování dává naději, že budoucí ultrapřesné spektrografy u obřích dalekohledů třídy 30 m změří pomocí tohoto efektu geometrické a rotační vlastnosti mateřských hvězd slunečního typu i jejich exoplanet typu Země.
G. Feulner shromáždil měření slunečního ozáření na vrcholu sopky Mauna Loa na Havajských ostrovech, která započala již v r. 1958, a pokračují od té doby až dosud. Když se odečtou sezónní vlivy a znečištění atmosféry sopečným prachem, tak za posledních 52 let se ozáření oblohy během slunečních cyklů mění s amplitudou (0,2 ±0,1) %, což prakticky znamená, že proměnná sluneční činnost příkon sluneční energie do nízké atmosféry Země vůbec neovliňuje.
A. Abe-Ouchi aj. uvedli, že čtvrtohory trvají již 2,6 mil. let. Probíhají v nich klimatické změny v souladu s Milankovičovými cykly změn astronomických parametrů Země, tj. proměnné výstřednosti eliptické dráhy Země, kolísání sklonu rotační osy k ekliptice a stáčení jejího směru v prostoru (precesi). Tyto v podstatě geometrické příčiny oslunění různých partií Země, které vykazují základní periodicitu ≈100 tis. let, jsou ovšem ovlivňovány zpětnými vazbami mezi klimatem, ledovou pokrývkou v polárních oblastech a interakcí mezi litosférou a astenosférou, která se nachází pod litosférou v hloubkách ≈100 – 200 km. I malé zvýšení oslunění totiž způsobí rychlé tání ledové pokrývky během tisíců let. Cyklus glaciálů-interglaciálů je tím zásadně ovlivněn; změny obsahu CO2 v atmosféře mají jen podružný vliv.
Letecké studium vzorků ovzduší vykonané pomocí výzkumného letadla MASA (typ DC-8) v srpnu a září 2010 přineslo podle N. DeLeonové-Rodriguezové aj. pozoruhodné údaje o mikrobiomu ve střední a vysoké troposféře ve výškách 8 – 15 km. Při celkem devíti průletech nad pevninou i oceánem jak při klidné atmosféře, tak i těsně po hurikánech Earl a Karl, autoři zjistili rozborem vzorků v laboratoři, že troposféra obsahuje velmi významnou složku živých baktérií, které v těchto výškách představují až pětinu všech zachycených částeček aerosolů o rozměrech 0,25 – 1 μm. Baktérií je přitom o řád více než mikroskopických hub. To znamená, že baktérie se na obsahu aerosolů podílejí docela významně. Nad pevninou se většinou pozorují půdní baktérie, kdežto nad oceánem mořské baktérie. Jsou do těchto výšek přinášeny vzestupnými vzdušnými proudy zejména pak během bouří a hurikánů, i když hurikány větší část baktérií nakonec zahubí. Atmosférický mikrobiom tak představuje dosud neznámou a velmi dynamickou součást vysoké troposféry, což má významný vliv na hydrologický cyklus, zejména tvorbu oblaků a tedy i na stav a změny klimatu.
M. Reichstein aj. uvedli, že klíčovou složkou uhlíkového cyklu na Zemi je biosféra, ale zastoupení uhlíku je současně silně ovlivňováno klimatem. Klimatické extrémy jako sucha a zvýšení bouřkové činnosti vedou ke snížení zásob uhlíku a tím také k potlačení růstu CO2 v atmosféře. Během posledního půlstoletí pohltily ekosystémy 25 – 30 % antropogenních emisí. Dokáží to nejvíce lesy, ale i biomasa a dokonce samotná půda. Vlivem oteplování se na severní polokouli prodlužuje vegetační období, což je vlastně významná záporná zpětná vazba pro produkci CO2.
Koncem srpna 2012 vypustila NASA dvojici identických Van Allenových sond pro výzkum radiačních pásů kolem Země, které v r. 1958 objevil James Van Allen na základě údajů z americké družice Explorer 1. Pásy obsahují relativistické (≈0,99c) volné elektrony a další elektricky nabité relativistické částice, které představují vážnou hrozbu pro funkci družic i průlet kosmických sond, protože ohrožují citlivou elektroniku těchto zařízení. Urychlování částic obstarává sluneční vítr, popřípadě koronální výtrysky (CME). Pro lepší pochopení, co se v pásech vlastně děje, musely být proto zmíněné sondy směřující do pásů konstruovány tak, aby zvýšenou radiaci samy přežily a ještě ji mohly spolehlivě měřit při rychlostech průletu 3 200 km/h. Vnitřní pás obsahuje ponejvíce urychlené protony s energiemi >100 MeV a elektrony s energiemi ≈100 keV a prostírá se v rozsahu 1 – 6 tis. km od Země. Je poměrně stabilní. Vnější pás obsahující hlavně energetické elektrony (<10 MeV) a urychlené ionty (ponejvíce protony) se nachází ve vzdálenostech 13 – 60 tis. km od Země.
Sondy měly plánovanou životnost dva roky, ale již počátkem září 2012 získali D. Baker aj. nečekané údaje o přechodném "volně plápolajícím" třetím pásu relativistických elektronů s energiemi >2 MeV, jenž se nacházel uvnitř vnějšího pásu ve vzdálenostech 19 – 22 tis. km od Země. Byl pozorovatelný až do začátku října 2012, kdy jej doslova zničila meziplanetární rázová vlna. Po několika měsících provozu získaly sondy mnoho nových údajů zejména během magnetických bouří. Sondy též potvrdily, že chování obou hlavních pásů je ovlivňováno slunečním větrem, a to i v období nízké sluneční činnosti.
N. Ostgaard aj. oznámili, že šťastnou shodou okolností mohli pozorovat záblesk záření gama pozemského původu TGF (Terrestrial Gamma-ray Flash) během silné bouřky, která se odehrávala nad jezerem Maracaibo v severní Venezuele. V té době přelétávaly nad Venezuelou téměř současně dvě družice (RHESSI a TRMM) vybavené čidly pro záření gama. Od jezera byly vzdáleny <300 km. Díky tomu nezávisle pozorovaly v bouřkovém mraku TGF trvající jen 70 μs. Jev proběhl během kratičké iniciační fáze blesku, odehrál se uvnitř bouřkového mračna, a byl doprovázen silným zábleskem rádiového záření. Teprve pak proběhl klasický vůdčí výboj z centra mračna vzhůru a následně zpětný výboj, které byly standardně viditelné opticky a doprovázeny opět silným rádiovým zářením.
Tak se podařilo ukázat, že občas pozorované jevy TGF souvisejí s extrémně silným elektrickým polem v bouřkovém mraku, takže urychlené elektrony se pohybují téměř rychlostí světla. Srážky relativistických elektronů s molekulami ovzduší způsobí nejprve jev TGF, a teprve pak proběhne standardní bleskový výboj v kanálu vysoce ionizovaného a zahřátého vzduchu. Jak uvedli A. Gurevich a A. Karashtin, elektrická pole naměřená uvnitř bouřkového mraku jsou však minimálně o řád nižší než potřebné průrazné napětí pro vznik blesku. Proto se čím dál více prosazuje domněnka, že ke vzniku blesků jsou potřebné spršky vysokoenergetického kosmického záření, které v mraku začnou srážkami s molekulami ovzduší vytvářet elektrony s energiemi >100 keV, Tím se zvýší ionizace prostředí v mraku, a současně poklesne průrazné napětí.
A. Saal aj. zjistili, že voda na Zemi i led na Měsíci mají týž poměr D/H, shodný s poměrem pro meteority - uhlíkaté chondrity. Z toho lze jednoznačně usoudit, že Země i Měsíc byly od počátku existence vlhké. K podobnému závěru dospěli také A. Izidoro aj., kteří uvádějí, že původně se jako zdroj pozemské vody uvažovaly srážky s kometami, ale jejich chemické složení i poměr D/H svědčí proti této možnosti. Voda v podobě jinovatky či ledu adsorbovala na drobných zrníčkách meziplanetární mlhoviny, takže také planetesimály všech generací i planetární embrya měla vody dostatek. Všechny tyto vodní zdroje se podle počítačových simulací podílely na dnešní zásobě vody na Zemi.
Y. Bétrémieux a L. Kaltenegger modelovali transmisní spektrum Země v intervalu vlnových délek 113 – 1 000 μm. Jak uvedli, v takovém spektru se neprojeví rušivě mraky, jelikož sahají jen do výšky 12,75 km. Poloměr Země je díky molekulám O2 ve vysoké atmosféře o 180 km větší než poloměr pevné Země; v červené oblasti spektra činí tento přebytek 27 km a v blízké infračervené oblasti spektra už jen 14 km. Albedo Země ve viditelném světle se pohybuje podle rozsahu oblačné pokrývky v rozmezí 20 – 30 %. Tyto údaje umožní kalibrovat transmisní spektra exoplanet, která lze pozorovat tehdy, když pro pozorovatele na Zemi nebo na družicích prochází světlo cizí hvězdy atmosférou exoplanety. Jde o velmi vhodnou metodu pro objevy kamenných planet zemského typu, jež se nacházejí v ekosféře.
NASA provozuje od r. 1972 umělé družice Landsat pro dálkový průzkum Země. V únoru 2013 byla vypuštěna nejmodernější z nich, Landsat 8, která přišla americké daňové poplatníky na 855 mil. dolarů. Od června 2013 pořizuje družice 400 snímků zemského povrchu denně v několika optických a infračervených pásmech. Celá planeta je tak opakovaně zobrazena každých 16 dnů. Lineární rozlišení snímků v různých spektrálních pásmech se pohybuje v rozmezí 15 – 100 m. Snímky jsou veřejně přístupné na internetu (ldcm.usgs.gov) a představují úžasné bohatství informací. Posloužily mimo jiné při sledování následků přírodních katastrof (zemětřesení, sopečné výbuchy, záplavy, lesní požáry). Na rychlém využívání snímků se podílejí i mnozí dobrovolníci.
R. Cabralová aj. ukázali, že Cookovy ostrovy v Polynézii vznikly vulkanickou činností před 20 mil. let. Přitom však tamější krystaly olivínu mají stejné složení, jaké mívaly před 2,45 mld. let, což znamená, že tehdejší kůra rozlámaná na litosférické desky se ponořila subdukcí do velké hloubky, aby se po řádově 2 mld. let vynořila díky vulkanismu na místě zcela vzdáleném od subdukční zóny. S. Shirley aj. totiž objevili velké rozdíly v chemickém a izotopovém složení zemské kůry místo od místa.
R. Glud aj. a M. Lever aj. studovali dno Mariánského příkopu v Pacifiku a zjistili, že tam něco spotřebovává kyslík. To je podle autorů nepřímý důkaz, že pod oceánským dnem se nacházejí mocné kolonie mikrobů, jejichž zdrojem energie jsou geochemické reakce mezi sloučeninami železa a mořskou vodou. Odborníci odhadují, že celkový počtu živých buněk pode dny oceánů dosahuje čísla 3.1029 (úhrnná hmotnost kolem 500 Gt!). Jsou tam zastoupeny všechny tři domény života, tj. archea, bacteria i eukaryota.
Jak uvedl vědecký týdeník Science ve svém čísle 6135 z 24. 5. 2013, již 24 států využívá geotermální energie pro výrobu elektřiny a plných 78 států jí využívá přímo jako zdroje tepla. Zatím však se tato energie podílí na necelém 1 % bilance celkové energetické spotřeby lidstva. První geotermální elektrárnu s instalovaným výkonem 534 MW vybudovala Itálie již v r 1913, a parní elektrárnu s dosud nejvyšším instalovaným výkonem 850 MW provozuje Kalifornie od r. 1960. Velkou budoucnost mají tepelná čerpadla i pro poměrně nízké gradienty teploty <20 °C. Tak by se dalo využít teplo uskladněné v hloubkách 3 – 10 km pod zemí.
B. Dorminey upozornil na geologické paradigma, které považuje deskovou tektoniku za nutnou podmínku pro život na Zemi. Kontinentální desky se vůči sobě pohybují rychlostmi 20 – 150 mm/rok a díky tomu se přebytečný CO2 dostává z atmosféry do kůry a nakonec pláště Země. Kůra pod oceány je tvořena hustými basaltickými horninami, kdežto kůru pod pevninami tvoří většinou žula. Voda v zemské kůře usnadňuje klouzání desek po sobě a tlakem se z basaltů stává kašovitý mastek. Nutnou podmínkou pro deskovou tektoniku je tedy kapalná voda a vnitřní zdroj tepla, což obojí je na Zemi dobře splněno.
Jak uvedli M. Harrison aj., desková tektonika začala fungovat již 100 mil. let po vzniku Země. Desková tektonika je obecně omezena na planety s hmotnostmi <10 Mz. Proto například Uran nic takového mít nemůže. Ani na Zemi však není vyhráno. Nejpozději za půl miliardy let od současnosti skončí na Zemi fotosyntéza, fotodisociace silnějšího slunečního záření zničí atmosféru a nitro Země se ochladí natolik, že desková tektonika skončí. Bude to poslední příležitost pro lidstvo, aby si našlo ve vesmíru útulnější domov.
Díky mnoha podrobným seismickým i tepelným měřením se postupně vynořuje složitý obraz tepelného motoru zemského nitra. Chladné pláty rozlámané kůry se subdukcí ponořují do teplejšího pláště Země. Čím je plát chladnější, tím rychleji se v něm pohybují seismické vlny a naopak. Plášť se podle těchto měření skládá z půltuctu vrstev, jež se navzájem liší právě rychlostí šíření seismických vln. Pro pláty je nejtěžší prorazit bariéru v hloubce 660 km pod povrchem Země, kde až do hloubky 900 km se vyskytují velmi horké horniny. Další významnou složkou koloběhu hmoty uvnitř Země jsou teprve nedávno prokázané svislé komíny, na jejichž okrajích se pozorují horké chocholy (plumes) rozličných velikostí. Chocholy mají základnu v hloubce 2,9 tis. km pod povrchem a přenášejí teplo z nejhlubších vrstev pláště až na povrch - typickým důkazem je Yellowstonský národní park, v jehož okolí je rozmístěno na 400 přenosných seismometrů na ploše o průměru 800 km. Další komíny se nacházejí pod Afrikou a jižním Pacifikem. Obrovské zdroje lávy Havajského souostroví začaly svůj výstup přímo ze zemského jádra!
J. Siebert aj. uskutečnili pomocí diamantové kovadliny, která dokáže vybrané vzorky ozařované laserem podrobit tlakům 35 – 74 GPa při teplotách 3,1 – 4,4 kK, pokusná měření pro sloučeniny chromu a vanadu s křemíkem a železem. Potvrdili tak, že Země se utvářela akrecí meteoritů běžných typů za silně oxidujících podmínek. Kyslík se však postupně přesouval ze zemského pláště do jádra, takže v současné době obsahuje relativně málo oxidů. Stejné kovadliny využili také S. Ansellini aj. ke studiu chování železa, které je na rozhraní mezi vnějším a vnitřním jádrem ohřáto na teplotu blízkou tavení (6,2 kK při tlaku 330 GPa). Jejich kovadlina vyvinula tlak až 200 GPa. Z měření vyplývá, že železo se patrně taví i na spodní hranici zemského pláště.
Zřejmě se přiblížila doba, kdy bude možné zkoumat strukturu zemského nitra pomocí geoneutrin. Ta vznikají při radioaktivním rozpadu atomů U a Th, ale jejich pozorovaný počet v japonské aparatuře KamLAND a mezinárodní aparatuře Borexino pod horou Gran Sasso v Itálii je normálně překryt neutriny z blízkých jaderných reaktorů. Po ničivém japonském zemětřesení v březnu 2011 byly však japonské reaktory vypnuty a tak se obnažil čistý signál geoneutrin. Od března 2002 do listopadu 2012 zaznamenala aparatura Kamland již 116 geoneutrin, kdežto Borexino od prosince 2007 do srpna 2012 jen 12 geoneutrin. V r. 2014 se má přidat kanadská observatoř SNO a v r. 2019 chce Čína uvést do chodu gigantický detektor o hmotnosti 19 kt. V plánech se uvažuje o vybudování celosvětové sítě takových stanic, které by mohly registrovat geoneutrina z radioaktivního rozpadu hornin v nitru Země, jenž dává tepelný výkon na zemském povrchu 11 – 18 TW (celkový tepelný výkon Země činí ovšem 47 TW!). Pokud by se tento ambiciózní projekt podařil, mohli by vědci zkoumat nitro Země počítačovou tomografií podobně jako se tomu už dávno děje v medicíně, která tak získává statické i dynamické údaje o nitru lidského těla.
N. Jonesová shrnula dnešní znalosti o mimořádně velkých přírodních katastrofách na Zemi. Řada takových katastrof má ovšem jen pozemské příčiny. Na prvním místě to jsou výbuchy supervulkánů. Geologové dnes mají dobré doklady o megaexplozích za posledních 13,5 mil. let, kdy vybuchlo minimálně 19 supervulkánů s objemem vyvrženého materiálu >1 tis. km3. Geologicky nejlépe doloženým je výbuchu supervulkánu Toba v Indonézii před 74 tis. lety, což byla nejsilnější vulkanická erupce v posledních 2 mil. let. Navzdory tomu nezpůsobil výbuch měřitelné globální biologické škody. Naproti tomu však podle T. Blackburna aj. biosféru silně zdecimoval vulkanismus v centrálním Atlantiku před 201 mil. lety na rozhraní triasu a jury. Projevil se v průběhu 600 tis. lety čtyřmi velkými epizodami, které podle zpřesněné geochronologie zřetelně souvisely s masovým vymíráním organismů, jež však následně otevřelo cestu k dominanci veleještěrů. K vůbec největšímu vymírání organismů (asi 80 % všech druhů!) došlo na rozhraní permu a triasu. Velmi pravděpodobně bylo vyvoláno gigantickým vulkanismem na Sibiři (mezi dnešními městy Jakutsk, Norilsk a Irkutsk na ploše téměř 2 mil. čtv. km) před 252,28 mil. lety. Hlavními příčinami vymírání byly kyselé deště a požáry podzemních zásob uhlí při nedostatku kyslíku, takže vznikalo velké množství sazí a jedovatých plynů. Velké vymírání započalo před 251,941 mil. let a skončilo před 251,880 mil. lety v době, kdy došlo ke globálnímu oteplení Země o 8 – 10° C! V současnosti geologové vědí o čtyřech vulkanických časovaných bombách (Indonézie, Itálie, Yellowstone v USA a Tampo na Novém Zélandu).
I. Houghtonová aj. zjistili na základě pozorování mohutných bleskových výbojů během vulkanické erupce islandské sopky Grímsvötn (květen 2011) a vlastních laboratorních experimentů, že hlavní příčinou bleskových výbojů je v těchto případech triboelektřina vznikající v sopečných mracích díky tření mezi prachovými částicemi. Velikost akumulovaných nábojů silně závisí na průměrné velikosti prachových částic, takže k výbojům může docházet i stovky kilometrů od místa erupce. Přirozeně lze očekávat, že k ještě mohutnějším bleskovým výbojům může docházet při vulkanickým erupcích na některých exoplanetách.
Další již z dřívějška zdokumentované velké katastrofy, které se mohou opakovat, mají biologické příčiny: přemnožení hub ohrožujících obojživelníky, netopýry a včely; přemnožení řas způsobujících masový úhyn ryb; hladomor, který v Irsku z r. 1840 vyvolaly houby, jež zničily úrodu brambor. Nebezpečné jsou i meteorologické a geologické pohromy, tj. hurikány, povodně a sesuvy velkého množství bláta do vody, nebo vysoké vlny cunami s výškou až 40 m spojené se zemětřeseními. V r. 2013 se přes Filipíny přehnal tajfun Haiyan, jenž podle J. Masterse dosáhl v provincii Albay na ostrově Samar rekordní rychlosti větru 313 km/h nad pevninou. (Předtím to byl hurikán Camille, jenž v r. 1969 dosáhl ve státě Mississippi v USA rychlosti 305 km/h.)
K tomu se ovšem mohou přidat (naštěstí daleko vzácnější) kosmické katastrofy přicházející z blízkého i docela vzdáleného kosmického okolí Země a Sluneční soustavy. V průměru jednou za 2 mil. let se Země srazí s planetkou o rozměru >2 km a jednou za stovky milionů let i s planetkou o rozměrech >10 km. V r. 774 n.l. došlo možná ke smrtící sluneční megaerupci, jejíž koronální výron zasáhl Zemi s palentologicky doložitelnými následky. Jak uvedli A. Pavlov aj., v letokruzích stromů z následujícího roku se nachází vysoké zastoupení radioaktivního nuklidu 14C (poločas rozpadu 5,7 tis. let). Podobně ve vzorcích grónského i antarktického ledu z té doby se vyskytuje množství radioaktivního nuklidu 36Cl (poločas rozpadu 300 tis. let). Autoři se však domnívají, že toto zvýšení nezpůsobila sluneční megaerupce, ale blízký (galaktický) záblesk záření gama (GRB). V každém případě šlo o kritickou událost pro pozemskou biosféru.
Podle W. Domainka aj. by takový blízký (<1 kpc!) záblesk GRB během desítek sekund vymazal ozónovou vrstvu chránící Zemi před tvrdou složkou ultrafialového záření. Autoři dále odhadli, že takové úkazy mohou Zemi potkat v průměru jednou za 100 mil. let, protože zdrojem GRB mohou být především kulové hvězdokupy s vysokou koncentrací hvězd. Právě v nich dochází ke splynutí degenerovaných složek těsných dvojhvězd nejčastěji, což vede k intenzivním krátkým vzplanutím GRB. Protože galaktické dráhy kulových hvězdokup mají vysoké výstřednosti, mohou se čas od času dostat do blízkosti Sluneční soustavy. Pokud právě v té době tam některá degenerovaná dvojice splyne, ohrozí to výrazně Zemi.
Autoři tak míní vysvětlit některá velká vymírání v geologické minulosti Země, zejména před 440 mil. let v ordoviku, a jednak objasnit tzv. Fermiho paradox, že Zemi dosud nenavštívili mimozemšťané. Autoři se domnívají, že život ve většině galaxií se nemůže vyvinout do technologické fáze, protože podle pozemské zkušenosti to zabere miliardy let, takže záblesky GRB vracejí biologický vývoj zpět na začátek řádově desetkrát častěji. Pro Zemi tak údajně představuje největší nebezpečí druhá nejjasnější kulová hvězdokupa 47 Tucanae na jižním nebi, která je od nás sice nyní vzdálena bezpečných 5 kpc, ale byla daleko blíže k Zemi před 70, 180 a 340 mil. let. Obsahuje několik milionů hvězd a tedy i vysoké procento těsných degenerovaných dvojhvězd.
Nebezpečná byla též první pozorovaná gigantická sluneční erupce z 1. září 1859 viditelná i v bílém světle. Následný koronální výron způsobil na Zemi extrémně silné polární záře pozorovatelné i poblíž rovníku, kde se dokonce severní a jižní polární záře prolnuly. Telegrafní přístroje v Evropě i Severní Americe fungovaly i bez napájení elektrickým proudem a nebezpečně jiskřily. Elektrické výboje dokonce v několika případech zasáhly obsluhu. Kdyby se něco podobného odehrálo nyní v technicky daleko pokročilejší současnosti, dosáhly by škody způsobené takovou megaerupcí řádu miliard dolarů.
R. Wordsworth a R. Pierrehumbert se zabývali chronickým problémem nízkého zářivého výkonu mladého Slunce, což mělo dokonce způsobit trvalé zalednění oceánů na Zemi (domněnka o Zemi jako sněhové kouli s vysokým albedem, která už nikdy nerozmrzne). Zemská atmosféra obsahovala ovšem v dávné minulosti nejenom vodní páru, methan a CO2, což jsou typické skleníkové plyny, ale také molekuly vodíku a dusíku, které sice nejsou skleníkové, ale mohou se navzájem srážet a tím ohřívat atmosféru. Podle výpočtů obou autorů mělo Slunce před 2,8 mld. let jen 80 % současného zářivého výkonu, ale methan ohříval atmosféru skleníkovým efektem o 12°C a CO2 a vodní pára o dalších 4 – 5°C.
H. Pälika shrnul současný stav výzkumu týkající se posledního velkého vymírání organismů na Zemi na rozhraní křídy a paleogenu před 66 mil. lety. Tam spolu stále soupeří domněnky, že příčinou masového vymírání byly buď velké erupce Deccanského vulkanismu, anebo impakt 10km planetky Chicxulub. Důležitý argument ve prospěch impaktu přineslo přesnější datování paleontologických důkazů o vymírání na jedné straně, a času impaktu zmíněné planetky do oblasti dnešního Mexického zálivu v Atlantiku na straně druhé. Podle P. Renneho aj. dává radiochronologie (rozpady U/Pb a K/Ar) čas vymírání -(66,043 ±0,043) Mr, a čas impaktu planetky vychází na -(66,038 ±0,049) Mr, což se v mezích udaných chyb dobře shoduje. Naproti tomu vulkanické výlevy Deccanské trapy (schodiště) v západní části centrální Indie, pokrývající plochu 0,5 mil km2 do výšky přes 2 km, vznikly již před 66,25 mil. lety. Jak autor poznamenává, tak Milankovičovův cyklus výstřednosti zemské dráhy má periodu 405 tis. let a dosáhl minima v čase -66,08 mil. let. Rozvrat životního prostředí zřejmě načal indický vulkanismus a impakt planetky byla pak doslova rána z milosti. Uhlíkový cyklus v atmosféře Země se vzpamatoval za 5 tis. let po impaktu a savci se začali opět rozšiřovat po povrchu planety asi 20 tis. let po impaktu.
Podle proslulého britského astronoma M. Reese hrozí nyní největší rozvrat životního prostředí následkem antropogenních vlivů. Proto se rozhodl na své mateřské univerzitě v Cambridži založit výzkumné pracoviště pro výzkum a případné odvrácení akutní lidské hrozby.
Událostí století v tomto oboru se stal superbolid a meteorit Čeljabinsk, který začal svítit 15. února 2013 v 9:20 h místního času (brzy po východu Slunce) nad Mongolskem ve výšce 92 km a vyvolal silné rázové vlny při fragmentaci kamenného tělesa ve výškách 32 km a 21 km nad Sibiří, které dorazily k zemskému povrchu přibližně s 2min. zpožděním a způsobily mělká zemětřesení o magnitudu až 4,2.
Podrobné údaje o škodách vyvolaných meteoritem Čeljabinsk zveřejnili O. Popovová aj. Rázové vlny způsobily v oblasti sibiřského velkoměsta (1,2 mil. obyvatel) zranění asi 1,6 tis. osob, zejména od létajících skleněných střepů, další byli ožehnuti, anebo dočasně ohluchli. Poškozeno bylo přes 7 tis. budov. Naštěstí nedošlo k žádnému těžkému zranění nebo úmrtí. Průlet bolidu zaznamenala řada očitých svědků na mobilní telefony a taktéž bezpečnostní kamery i kamery na automobilech. Výbuchy při fragmentacích miniplanetky vyvolaly i dosud nejsilnější infrazvuky zaznamenané na stanicích od Grónska až po Antarktidu. Očití svědci slyšeli souběžně s optickým úkazem zřetelný sonický svist vyvolaný elektromagnetickou indukcí na předmětech v jejich okolí.
V maximu výbuchu se těleso jevilo na denní obloze o 1,3 magnitudy jasnější než Slunce! Celková energie uvolněná výbuchy a zářením dosáhla ekvivalentu 0,5 Mt TNT (≈2 PJ); byla tedy zhruba o řád nižší než energie uvolněná při impaktu Tunguského meteoritu z r. 1908. Srovnání zatím nepříliš početných statistických údajů tak naznačuje, že s tělesy o vstupních hmotnostech a rozměrech meteoritu Čeljabinsk se Země střetne jednou za století, zatímco s tělesy typu Tunguský meteorit jednou za 300 let. Území Česka patří - pokud jde o meteority - k nejlépe pročesaným oblastem na Zemi. Na relativně malém území bylo totiž nalezeno už 23 meteoritů, z toho 15 velmi brzo po pádu.
Díky kalibrovaným videozáznamům na internetu se českým astronomům J. Borovičkovi, P. Spurnému a L. Shrbenému podařilo již 23. února spočítat atmosférickou trajektorii miniplanetky o vstupním průměru 19 m a hmotnosti 11 kt, ale též jeho dráhu ve Sluneční soustavě. Svítící dráha v atmosféře dlouhá 254 km znamená, že objekt přiletěl po téměř tečné dráze k zemskému povrchu se sklonem jen 17° k obzoru, což zmenšilo jeho ničivý potenciál. Úhlová odchylka trajektorie při vstupu do atmosféry činila jen 20° od Slunce, což prakticky vyloučilo rozpoznání nebezpečí několik dnů před výbuchem. Ještě 6 týdnů před výbuchem se miniplanetka nacházela v přísluní své dráhy zhruba ve vzdálenosti Venuše od Slunce, takže patřila k nejnebezpečnějším křížičům typu Apollo.
Z poměrně vysoké vstupní rychlosti 18,6 km/s (55 machů) se dokázala ubrzdit až na 180 m/s. Nejhmotnější úlomek spadl víceméně volným pádem do jezera Čerbakul (80 km západně od Čeljabinsku), kde prorazil v ledovém krunýři díru o průměru 8 m. V souladu s výpočtem byl v říjnu 2013 nalezen na dně jezera a posléze vyzdvižen. Hmotnost úlomku dosáhla 0,6 t. Šlo o kamenný meteorit, tj. obyčejný chondrit typu LL5, jenž byl částečně roztavený, ale pak znovu rekrystalizovaný v rané fázi vývoje Sluneční soustavy.
P. Brown aj. ukázali, že i tato relativně malá tělesa jsou pro pozemšťany nebezpečná právě pro silné rázové vlny které mohou ohrozit jak lidi, tak zvířata a různé stavby. Na rozdíl od výbuchů atomových či vodíkových pum, jež jsou stacionární, je hrozba od supersonicky letících miniplanetek větší protože zkáza rázovými, popř. tepelnými vlnami, zasáhne daleko větší území. Přepočet zkázonosné energie na evivalent TNT není proto příliš vhodný, protože podceňuje výsledné ničivé účinky. Dosud se podařilo identifikovat pouze 500 křižujících miniplanetek o rozměrech 10 – 20 m, ačkoliv jejich skutečný počet dosahuje možná až 20 milionů.
S. Narojenkov aj. ukázali, jaké jsou současné hranice možností takové impakty předvídat. Nebezpečných objektů s průměrem >50 m (≈ Tunguský meteorit) je ve Sluneční soustavě několik set tisíc a s průměrem >100 m desítky tisíc. Pro určení dostatečně přesné trajektorie jsou nutná pozemní poziční pozorování po dobu alespoň 4 dnů, protože chyby v určování polohy přesahují ±0,5″. Pokud by se pozorovalo přístroji na umělých družicích nebo kosmických sondách, zlepšila by se přesnost v určení polohy křížiče na ±0,1″ a tak by se přesná trajektorie dala získat už během 2 dnů monitorování jeho letu. K jednoznačnému vyloučení rizika impaktu z pozorování na Zemi je však potřebí sledovat křížič alespoň 12 dnů; z kosmu by na to měl stačit týden.
V. Celebonovic využil znalostí z fyziky tuhých těles k odhadům rozměrů impaktních kráterů na základě tří parametrů meteoroidu, tj. jeho střední hustoty H, středního poloměru R a rychlosti V při vstupu do zemské atmosféry. Rozměry a hloubka kráteru jsou pak úměrné součinu H.R3.V2. Svůj výpočet ověřoval na arizonském Barringerově kráteru s kruhovým průměrem 1,19 km a hloubkou 0,17 km. Podle jeho vzorce šlo o železo-niklový meteorit s H = 8 500 kg/m3; R = 65 m a V = 15 km/s, což dobře souhlasí s nezávislými odhady pomocí různých nepřímých metod. Meteoroid se při průletu zemskou atmosférou ohřál na 550 K, což je hluboko pod bodem tání 2 170 K, takže fyziku tuhých těles lze bez problémů použít.
J. Borovička aj. uveřejnili výsledky komplexního výzkumu 17. meteoritu s rodokmenem Košice (28. únor 2010; 22:25 UT). Jako podklad jim posloužily snímky ze tří bezpečnostních kamer v Maďarsku, radiometrické záznamy ozáření mraků na 7 stanicích evropské bolidové sítě EFN, dále pak záznamy ze 6 seismických stanic a 4 stanic pro měření infrazvuků. Před nejbližším východem Slunce byl dokonce pozorován prachový oblak v zemské atmosféře. Vstupní hmotnost meteoroidu činila 3,5 t, střední průměr 1,25 m a vstupní rychlost 15 km/s. Trajektorie průletu atmosférou svírala s obzorem úhel 60°. Meteoroid se začal štěpit při tlaku 0,1 MPa a fragmentoval při tlaku 1 MPa ve výšce 36 km nad Zemí, kdy jeho jasnost dosáhla -18 mag. Výbuchy a fragmentace uvolnily energii 400 GJ (≈0,1 kt TNT). Největší úlomek rozpadu přestal svítit ve výšce 17 km. Dráhové elementy podléhaly před zánikem silným změnám vinou rezonance 8:3 oběžné dráhy meteoroidu s oběžnou periodou Jupiteru. Meteoroid měl před srážkou dráhové elementy: a = 2,7 au; e = 0,65; q = 0,957 au; Q = 4,5 au; i = 2°.
N. Konovalovová aj. zpracovali pozorování superbolidu, jenž proletěl 23. července 2008 ve večerních hodinách místního času (půl hodiny po západu Slunce) nad Tadžikistánem. Průlet zaznamenala jedna umělá družice Země, dále dvě infrazvukové stanice a pět seismických stanic. Opticky byl zachycen ve výšce 38 km nad Zemí. Maxima jasnosti -20 mag dosáhl ve výšce 35 km a svítící dráhy skončila ve výšce 20 km nad Zemí. Odtud se podařilo odvodit, že šlo o typickou dráhu nebezpečných křížičů typu Apollo. Autoři se nevzdali úsilí najít úlomky pravděpodobného meteoritu na Zemi, ale hledání je kvůli nejisté poloze dopadového pole obtížné.
V. Kvasnytsya aj. nalezli ve vzorcích rašeliny z oblasti pádu Tunguského meteoritu pomocí rastrovacího elektronového mikroskopu a transmisní spektroskopie mikrodiamanty, což dále potvrzuje, že příčinou proslulého jevu koncem června 1908 byl jednoznačně kamenný meteorit.
O. Pravdivtsevová aj. určili z rozpadové řady I/Xe stáří kovových meteoritických úlomků v dopadovém poli Campo del Cielo, jež bylo zkoumáno již od konce XVIII. století. v Argentině, asi 1 tis. km severozápadně od Buenos Aires. K hromadnému pádu došlo mezi pátým až třetím tisíciletím př. n. l. Obdrželi tak jejich stáří (4556,4 ±0,4) mil. let a horní mez teploty, při nichž úlomky meteoritu v rané Sluneční soustavě vznikaly, 1 250 °C
Úhrnná hmotnost nalezených meteoritů přesahuje 100 t.
P. Haenecour aj. objevili zrníčka SiO2 v uhlíkatých chondritech LaPaz 031117 a Grove Mountains 021710. Zatímco předchozí nálezy jiných uhlíkatých chondritů dokazovaly, že jde o zrnka pocházející z hvězdného větru asymptotické větve červených obrů, vyšší zastoupení nuklidu 18O v nových vzorcích svědčí o tom, že jde o materiál, vyvržený ze supernovy třídy II (kolapsar), jak již ostatně naznačil infračervený teleskop SST při pozorování takových supernov. Je tedy zřejmé, že mnohé meteority jsou ve skutečnosti starší než samotná Sluneční soustava.
Podobně M. Jadhav aj. objevili grafit starší než Sluneční soustava ve známých meteoritech Murchison (Austrálie, pád 1969) a Orgueil (jižní Francie, pád 1864). Zrnka grafitu s nízkou hustotou jsou produkty kolapsarů, zatím zrnka s vysokou hustotou pocházejí z hvězdného větru asymptotické větve červených obrů s hmotnostmi 0,8 – 8 M☉. Nejvíce uhlíkového prachu o hmotnosti řádu 10-4 M☉ přitom vzniká během héliového záblesku, kdy obři odvrhují mnoho materiálu na své vývojové dráze směrem k bílým trpaslíkům.
N. Gounelle aj. zjišťovali zastoupení radionuklidů v unikátním 16 kg uhlíkatém chondritu Išejevo, jenž byl nalezen poblíž Ufy v Rusku v r. 2003. Našli v něm četné inkluze Ca-Al, což je důkazem silného ozařování v rané epoše vzniku Sluneční soustavy. Radionuklid 26Al totiž nevzniká ve hvězdách; je produktem bombardování chondritů kosmickým zářením a rozpadá se s poločasem 700 tis. let na stabilní nuklid 26Mg. Podobně je v chondritu extrémně silně zastoupen radionuklid 10Be vůči stabilnímu radionuklidu 9Be. Nové objevy tak nezávisle potvrzují, že mladé hvězdy slunečního typu vykazují daleko silnější magnetickou aktivitu než současné Slunce.
S. Pizzarellová aj. hledali organické sloučeniny v úlomcích meteoritu Sutter's Mill, jež dopadl v Kalifornii 22. dubna 2012 a stal se tak již 20. meteoritem s rodokmenem. Rozpouštěli vzorky v prostředí podobném hydrotermálním vývěrům na dnech pozemských oceánů. Zjistili, že meteorit obsahuje také organické molekuly, které dosud nebyly v žádném zkoumaném meteoritu objeveny. To posiluje názor, že život na Zemi mohl vzniknout z "prebiotické polévky", kterou na Zemi postupně dopravovaly planetesimály, planetky a další drobná tělesa vzniklá v rané epoše Sluneční soustavy. A. Burton aj. objevili aminokyseliny mimozemského původu v šesti vzorcích uhlíkatých chondritů z pěti oblastí jejich výskytu v Antarktidě.
M. Beech se zabýval otázkou, jak je možné, že proslulý kovový meteorit Hoba nalezený v Namibii v r. 1920 proletěl zemskou atmosférou vcelku. Má hmotnost 60 t, střední hustotu 7,8násobek hustoty vody a rozměry 3 x 2,8 x 0,9 m a dopadl na Zemi nejpozději před 80 tis. lety. Leží v kráteru o průměru 20 m a hloubce 5 m. Autor ukázal, že šlo skutečně o velmi příznivou shodu okolností, neboť meteorit je mimořádně homogenní a se Zemí se srazil nepatrnou vstupní rychlostí pod téměř tečným úhlem, takže na Zemi dopadl rychlostí jen asi 200 m/s. Jeho vstupní hmotnost činila 500 t a teplota před vstupem do atmosféry 280 K. Odpor atmosféry při průletu ho vystavil maximálnímu tlaku 700 MPa, těsně pod kritickou hodnotou pro fragmentaci kovového meteoroidu. Před srážkou se pohyboval po výstředné dráze s velkou poloosou 2,7 au, takže v odsluní se ochlazoval na 165 K. Vznikl před 4,3 mld. let, tj. v období, kdy probíhalo těžké bombardování planet a měsíců Sluneční soustavy. Není divu, že meteorit Hoba byl v r. 1955 prohlášen národní kulturní památkou a zůstává v místě dopadu. Jeho budoucnost je však nejasná, protože docela výrazně trouchniví. V r. 1920 měl hmotnost 66 tun, takže od té doby ztratil již 10 % své původní hmotnosti, protože je vystaven povětrnostním vlivům.
C. Agee aj. prozkoumali mineralogické složení meteoritu NWA 7034, nalezeného na Sahaře v r. 2011, jenž nepochybně pochází z Marsu. Určili jeho stáří 2,1 mld. let, což odpovídá tzv. Amazonské geologické periodě Marsu. Meteorit je tedy starší než většina marsovských meteoritů skupiny SNC, ale naopak mladší než proslulý meteorit ALH 84001 nalezený v Antarktidě. Obsahuje plných 0,6 % vody vázané v krystalech, což je o řád více než u meteoritů skupiny SNC a rovněž více stabilního izotopu kyslíku 17O. Podobné chemické složení mají basalty analyzované přístroji na vozítkách Spirit a Opportunity, takže je zřejmé, že ještě v té době byl Mars vlhčí a měl na svém povrchu větší zásoby kyslíku než dnes.
M. Humayun aj. uveřejnili výsledky zkoumání dalšího meteoritu z Marsu NWA 7533, jenž pochází z kráterovaného terénu jižních vysočin Marsu z raného období existence planety, neboť stáří meteoritu dosahuje (4,43 ±0,02) mld. let. Jde o brekcii, jež byla z Marsu vymrštěna do kosmického prostoru před 1,7 mld. let (!). Podobně jako předešlý meteorit NWA 7034 obsahuje i tento nový vzorek siderofilni prvky Ni a Ir a svědčí o tak o vlastnostech rané kůry Marsu tlusté asi 50 km.
D. Moser aj. se pokusili vyřešit rozpory v datování dalšího shergottitu z Marsu NWA 5298, nalezeného v poušti v Maroku. Pochází totiž z kůry Marsu vyvřelé před 4 mld. let, ale krystalizoval z ní mnohem později před pouhými 187 mil. let, což znamená, že ještě tak nedávno pokrývalo roztavené magma aspoň část povrchu planety! Nalezený úlomek opustil Mars při impaktu kosmického projektilu teprve před 22 mil. lety.
J. Lorca aj. ohlásili objev 100. meteoritu z Marsu nalezeného na Zemi. Jmenuje se Ksar Ghilane 002 podle místa nálezu v Tunisu. Má hmotnost 0,5 kg a patří k shergottitům, takže vznikl během výlevů magmatu na povrch planety. Z Marsu byl vymrštěn před 3 mil. let a jeho střední průměr v kosmickém prostoru dosahoval asi 1 m.
S nečekanou zprávou o meteoritu NWA 7325 vystoupili na 44. konferenci o planetách a Měsíci (Woodlands, Texas, březen 2013) A. Irving aj. Autoři získali celkem 35 úlomků meteoritu o úhrnné hmotnosti 0,354 kg od překupníka S. Ralewa již v dubnu 2012. Meteorit dopadl jen o několik měsíců dříve do marocké pouště. Autoři zveřejnili na konferenci výsledky zevrubného geochemického rozboru nápadně zeleného kamenného meteoritu, který téměř neobsahoval železo, ale zato z větší části hořčík v minerálu olivínu. To je důkazem zrodu v materiálu z pláště kamenné planety. Dále obsahuje vápník i krystalky chromu, jež daly meteoritu sytě zelený povlak. Poměrně vysoce je zastoupeno europium, jež je dokladem toho, že matečnou horninou meteoritu byl magmatický oceán, v němž krystalizuje živec, který pak vyplave na hladinu roztaveného magmatu. Také zastoupení hlavních nuklidů kyslíku dokazuje, že meteorit nepochází ani z Měsíce, ani z Marsu nebo z pásma planetek. Autoři se proto přiklonili k názoru, že daleko nejvíce odpovídá geochemie meteoritu kůře planety Merkur, kterou nedávno podrobně prozkoumala dálkovým průzkumem z oběžné dráhy kosmická sonda MESSENGER. Na druhé straně pro horninu vyvrženou při impaktu planetky na Merkur je zhruba 23krát obtížnější spadnout posléze na Zemi, než pro horninu vyvrženou z Marsu. Dalším problémem je pak velké stáří meteoritu NWA 7325 srovnatelné se stářím Sluneční soustavy, tedy z doby, kdy ještě Merkur neexistoval.
Neméně překvapující sdělení zveřejnili J. Kramers aj., kteří využili Ramanovy spektroskopie, rastrovací rentgenové spektroskopie (EDS), transmisní elektronové mikroskopie a dalších jemných moderních rozborů k určení povahy tvrdého černého oblázku s četnými prasklinami, nalezeného v poušti v jihozápadním Egyptě a nazvaného Hypatia na počest alexandrijské matematičky astronomky a filosofky narozené v r. 350 AD a ubité křesťanskými fanatiky v r. 415 AD. Oblázek obsahuje převážně uhlík s příměsemi kyslíku a dusíku, zatímco silikáty jsou zastoupeny méně než 5 % jeho hmotnosti. Fyzikální a chemické vlastnosti oblázku vyloučily jeho pozemský původ.
Autoři po zevrubném rozboru naměřených údajů usoudili, že oblázek Hypatia vznikl před 28,5 mil. lety během srážky Země s jádrem anonymní komety. Kometární materiál je obecně tak křehký, že při průletu atmosférou se vinou vysokých tlaků a teplot (≈ 2 000 °C) rozpadá a obohacuje o složky zemské atmosféry. Oblázek skutečně obsahuje mikroskopické diamanty vzniklé z uhlíku působením vysokých tlaků a teplot při fragmentaci kometárního jádra v zemské atmosféře. Jinými slovy Hypatia je prvním vzorkem kometárního materiálu, který byl nalezen přímo na Zemi. Je tedy daleko větší a hmotnější, než všechny vzorky kometárního materiálu, které byly zkoumány kosmickými sondami, popřípadě dopraveny na Zemi v projektu Stardust (≈1 mg).
Velmi vzácně se dají ze Země pozorovat procesí meteoroidů, vstupující do zemské atmosféry téměř přesně pod tečným úhlem k atmosféře. Jejich vstupní rychlost je stále dostatečně vysoká k tomu, aby se meteoroid začal v atmosféře rozpadat, ale rozpad probíhá poměrně pomalu, takže bolidy lze pozorovat na velmi dlouhé dráze jako fragmenty letící ve formaci. První zaznamenané procesí bylo pozorováno již 18. srpna 1783, další 20. července 1860 a 21. prosince 1876. Nejlépe zdokumentované procesí se odehrálo 9. února 1913 kolem 21 h místního času v prostoru mezi Torontem a pobřežím Brazílie na svítící dráze dlouhé 11 tis. km. Bolidy letěly ve formaci, která byla viditelná z Kanady, USA, Bermud, ale též z mnoha lodí v Atlantiku. Po průletu následovaly sonické třesky a není vyloučeno, že bolidy pokračovaly dále a možná dokončily téměř celý oběh kolem Země, než zanikly. Velmi pravděpodobně šlo o krátkodobě zachycenou miniplanetku, jež se stala nestabilní družicí Země a vinou nestabilní dráhy nakonec zanikla v atmosféře.
Neméně zajímavý byl denní bolid z 10. srpna 1972, jenž proletěl zemskou atmosférou přesně tečně v minimální výši 57 km. Vstoupil do zemské atmosféry nad Utahem ve 14:30 h místního času a letěl severně nad kanadskou provincii Alberta. Svítil po dobu 100 s. I tento průlet byl doprovázen sonickými třesky, ale podle Z. Ceplechy meteoroid třídy Apollo sice ztratil ztratil 2/3 původní hmotnosti, ale zbytek přežil a s kosmickou rychlostí nižší o 0,8 km/s se dostal na novou dráhu ve Sluneční soustavě se zmenšeným sklonem k ekliptice.
G. Briani aj. simulovali na počítačích chování mikrometeoroidů o průměrech 0,025 – 1,0 mm po vstupu do zemské atmosféry. Zrnka těchto rozměrů totiž představují hlavní část populace tělísek obíhajících ve vzdálenosti ≈1 AU kolem Slunce. Tělíska vstupují do zemské atmosféry téměř tečně a relativně malými rychlostmi, takže často přežijí pád na Zemi po spirálové dráze, aniž by se zcela roztavily. Sběry meteoritického prachu v Antarktidě ukazují, že zhruba třetina vzorků neprošla roztavením. V Grónsku se vyhne roztavení 30 % zrnek s rozměrem >0,1 mm, ale již 50 % s rozměry 0,05 – 0,10 mm a dokonce 78 % s rozměry 0,025 – 0,050 mm. Díky tomu Země přibývá na hmotnosti tempem 40 kt/rok.
M. Price aj. zkoumali odolnost spor kvasinek při hypersonickém průletu vodou. Vstřelovali vzorky do vody plynovým dělem a začali s rychlostí 1 km/s. V tom případě přežívala právě polovina spor. Se zvyšující vstupní rychlosti podíl přeživších spor klesal, takže při rekordní technicky možné rychlosti 7,4 km/s (tj. tlaku 43 GPa) přežívala již jen 3 % kvasinek. Zdá se, že mezní tlak pro přežití těchto mikroorganismů se nachází v rozmezí 2 – 10 GPa. Podobnou odolnost vykazovaly také polární mechy. B. Lexow aj. a M. Poelchau aj. vykonali podobné experimenty s kovovými projektily (ocel, železo, hliník) o hmotnostech až 0,1 kg a rozměrech 2,5 – 12 mm, které vstřelovali plynovým dělem do terčů jako jsou suchý a mokrý pískovec a také tvrdší horniny. Docílili tak rychlostí 2,5 – 7,8 km/s a vzniklé impaktní minikrátery měly průměry 0,04 – 0,4 m. Pokud je terč porézní, tak se objem kráteru snižuje. Pokud se však v pórech horniny vyskytuje voda, kráter se naopak zvětší, ale zmenší se jeho hloubka. T. Kenkmann aj. pak shrnuli výsledky všech experimentů uskutečněných v posledních čtyřech letech v rámci projektu MEMIN, jenž umožňuje vstřelování projektilů i do tvrdých hornin.
Dátum poslednej zmeny: 17. septembra 2015