Dátum:
23. februára 1996
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
V prosincovém čísle Říše hvězd r. 1966 vyšel pětistránkový článek s názvem Žeň objevů 1966. Vznikl z pocitu, že toho roku se odehrálo tolik významných objevů, že stojí za to je shrnout a stručně komentovat; tj. že zmíněný rok byl výjimečně bohatý na objevy. Vůbec mne nenapadlo, že jde o počátek velmi výrazného rozmachu astronomie, který se během následujících desetiletí bude nepřetržitě zrychlovat. Z jednorázového přehledu se tak stal bezděčně seriál, jenž vycházel v čím dál větším rozsahu v Říši hvězd, až nastala r. 1995 krize, kdy se mi text o pokrocích za r. 1994 rozrostl na bezmála 190 str. rukopisu, a kdy jsem poslední splátku poslal do redakce před vánocemi, takže část přehledu vychází tiskem až v r. 1996. Proto jsem jubilejní - třicátý - přehled nabídl redakci Kozmosu a budu se přirozeně snažit časový skluz postupně snížit.
Hmotnost Merkuru se určuje obtížně, jelikož planeta nemá žádného průvodce a nachází se příliš blízko Slunce. Nyní G. Sitarski využil poruchového působení Merkuru v letech 1930-1995 na 5 planetek, které se nejvíce přibližují ke Slunci, a ukázal, že konvenční hmotnost (vůči Slunci) Merkuru 1/6 023 600 je poněkud nižší, než vyplývá z poruchového působení na planetky, takže by měla být zvýšena o 0,68 promile. Podobnou cestou dospěl i k vyšší hmotnosti planety Venuše. Zde se dosud užívá konvenční hodnoty hmotnosti 1/308 523,71, která by měla být dle Sitarského zvýšena o 0,0021 promile.
Výzkum Venuše stále těží především z bohatých výsledků měření sondy Magellan. Na povrchu planety je dle C. Cooka aj. celkem 29 kráterových párů, svědčících o dopadu dvojic meteoritů. To představuje 2,5% populace kráterů na planetě. Na Venuši nebyly nalezeny žádné impaktní krátery s průměrem menším než 2 km, což zřejmě souvisí s funkcí ochranného "polštáře" husté atmosféry planety.
Podle pozorování Hubblovým kosmickým teleskopem (dále jen HST) se atmosféra Venuše zotavuje z deště kyseliny sírové, jenž byl důsledkem velkého sopečného výbuchu na planetě koncem 70. let tohoto století. S. Honsell aj. dokázali v únoru a březnu 1993 sledovat koronografem na Mt. Bigelow v Arizoně záblesky v atmosféře Venuše v čáře 777 nm. Obdobné záblesky, připisované výboji blesků, zaznamenaly poprvé kosmické sondy Veněra 11 a 12 v r. 1979. Citlivost nových pozemních měření umožnila s 95% pravděpodobností zaznamenat každý záblesk s uvolněnou energií nad 5.106 J. Nejsilnější záblesky dosáhly ovšem energie až 2.109 J, ale četnost blesků na Venuši je v nejlepším případě o tři řády nižší než na Zemi. To souvisí skoro určitě s nepatrným zastoupením vody v atmosféře planety.
Poměrně překvapujícím výsledkem družicového měření energetické bilance Země v letech 1979-1994 se stalo zjištění R. Ballinga a R. Cerveneho, že průměrná teplota Země je periodicky vyšší o 0,02 deg C v době, kdy je Měsíc v úplňku. Perioda cyklu 29,53 dne ukazuje na bezmála neuvěřitelný fakt, že odražené světlo měsíčního úplňku vskutku dokáže měřitelně ohřát Zemi! Zatímco v letech 1854-1922 ovlivňovala klima na Zemi nejvíce sluneční činnost, od r. 1922 převzal tuto řídící úlohu rostoucí skleníkový efekt zejména CO2. Nicméně dle R. Ryeho aj. nestačila ani o dva řády vyšší koncentrace CO2 před 2,5 miliardami let k vyrovnání deficitu zářivého výkonu Slunce, jenž byl tehdy o nejméně 10% nižší než dnes. Poněvadž ani tehdy oceány nezamrzly, musel být v zemské atmosféře přítomen ještě nějaký další plyn, vyvolávající skleníkový efekt.
Naprosto jedinečné údaje o topografii světového oceánu poskytuje dle K. Lambecka aparatura TOPEX na družici Poseidon, jež od srpna 1992 měří výšku hladiny oceánu s přesností na 50 mm a plošným rozlišením na 10 km. Lze tak určovat výšku slapů na širém oceánu i asymetrii obou polokoulí a zejména studovat vliv oceánu na klima, přenos tepla a živin. Ukazuje se, že výška severního oceánu pulsuje s větší amplitudou než jižní. Kromě toho družice odhalila další efekt El Niňo na počátku r. 1995, jenž se podle Lee-Lueng Fua aj. nejprve projevil zvýšením hladiny oceánu v rovníkovém pásmu Pacifiku. Družice rovněž objevila déletrvající vzestup hladiny světového oceánu mezi prosincem 1992 a zářím 1994 rychlostí 3 mm/rok. Očekává se, že měření budou pokračovat ještě alespoň 4 roky. Souběžně družice ERS-1 a Geosat měří reliéf dna oceánu na jižní polokouli mezi 30 deg a 70 deg j.š. I zde se dosahuje plošného rozlišení 10 km.
Y. Taraněnko a B. Russel-Dupré se pokusili vysvětlit původ tajemných záblesků ve vysoké atmosféře Země, jež předloni objevila družice Compton. Autoři se domnívají, že viníkem jsou částice kosmického záření, jež mohou vyvolat v bouřkových mracích proud elektronů, které jsou v mraku urychleny a indukcí vyvolají elektronové proudy až 50 km nad mraky během méně než 1 ms. Jde tedy o indukované energetické výboje, které mohou vskutku vyvolat i záblesky záření . N. Drozdovová a V. Kiselev zkoumali slapový vývoj soustavy Země-Měsíc za poslední 4 miliardy let. Před 4 miliardami let byl Měsíc vzdálen od Země méně než 20 RZ a délka pozemského dne činila jen 13 h. Před 3 miliardami let se Měsíc vzdálil na 55 RZ a vlivem slapů se délka pozemského dne prodloužila na 20 h. Jádro Země vznikalo dle nejnovějších výsledků radioaktivní chronometrie (rozpadová řada Hf - W) déle než 60 milionů let a narůstalo dále srážkami s tělesy o hmotnostech Měsíce i Marsu.
Srážky s kosmickými projektily hrály velkou roli i v dalším vývoji Země jako planety. J. Spray a L. Thompsonová si povšimli, že na Zemi se dodnes dochovaly velmi staré mnohoprstenové impaktní struktury v kanadském Sudbury (stáří 1,85 miliardy let) a jihoafrickém Vredefortu (stáří 1,9 miliardy let). Podobné struktury jsou už delší dobu známy na Měsíci i na dalších kosmických tělesech s pevným povrchem. V současné době představují hlavní hrozbu tzv. křížiči, tj. především planetky typu Apollo a Aten. Podle D. Steela bylo do poloviny r. 1994 objeveno 152 křížičů typu Apollo a 17 typu Aten. Steel vypočítal, že pravděpodobnost srážky s typem Aten je nejvyšší a činí 24 případů za 1 miliardu let, kdežto pro typ Apollo jen 9 případů za 1 miliardu let. Impaktní rychlosti dosahují v průměru 15,5 km/s. Když počítáme jen riziko pádu "lidstvu nebezpečných" projektilů s průměrem nad 1 km, vychází průměrná rychlost nárazu na 18 km/s a četnost 5 případů na 1 miliardu let. Pravděpodobnost úmrtí člověka v souvislosti s dopadem kosmického tělesa je tedy o něco nižší než riziko smrti při letecké havárii a o něco vyšší než nebezpečí smrti po uštknutí jedovatým hadem.
Po dramatické události r. 1994, jíž byla srážka komety s Jupiterem, se zdálo, že inventuře planetek-křížičů bude věnována intenzívní péče. Ostatně již od r. 1991 NASA pořádala sérii konferencí, věnovaných zejména problému soustavného vyhledávání křížičů (NEO - Near Earth Objects). Praktickým výsledkem je však dosud pouze skrovný - byť relativně velmi úspěšný - program Spacewatch, na němž se však podílí ani ne tucet lidí. Podle S. Nadise však NASA nijak finančně nepodpoří hledání dalších křížičů, takže paradoxně celý úkol nyní spočívá na bedrech několika nadšenců. Program Spacewatch v Arizoně přináší objevy 2-5 křížičů za měsíc, a byl by tedy schopen dokončit inventuru rizikových těles nejdříve za 50 let. Je však naděje, že do programu se zapojí další dvě observatoře v USA a po jedné ve Francii a v Chile.
J. Hills a P. Leonard se zabývali otázkou, jaká by byla viditelnost křížiče v poslední dny před srážkou. Takový objekt by měl v posledním týdnu před nárazem snadno měřitelnou geocentrickou paralaxu několika obloukových minut, ale zato velmi malý denní vlastní pohyb (řádu jedné obl. minuty). Pokud by průměr objektu přesahoval 100 metrů, byl by posledních 10 dnů před nárazem jasnější než 18 mag (pokud by ovšem nepřilétal ve směru od Slunce - taková tělesa by se našla jedině v infračerveném spektrálním pásmu). K vyhledávání a monitorování těchto nebezpečných křížičů by tedy stačily teleskopy s průměrem zrcadla do 0,5 m a pro objekty na sluneční straně infračervený dalekohled s průměrem zrcadla jako u programu Spacewatch (0,9 m).
Není ovšem jasné, zda výstraha v předstihu 10 dnů by byla pozemšťanům co platná. Dle D. Morrisona se po zásahu vymrští do atmosféry stonásobek hmoty dopadající planetky v podobě prachu a kamení. Zpětný dopad těchto těles představuje jednak rozsáhlé sekundární bombardování zemského povrchu meteority a jednak ohřátí atmosféry, podobně jako tomu bylo v případě úlomků komety dopadajících na Jupiter. Katastrofické důsledky mají pak všechny impakty, při nichž se uvolní ekvivalent více než 10 Mt TNT. Orientačně lze stanovit, že tento ekvivalent představuje rovněž stonásobek hmotnosti planetky při vstupu do zemské atmosféry. Tak například tunguzský meteorit měl ekvivalentní energii 15 Mt TNT, tj. hmotnost asi 150 kt. Podle Morrisona činí četnost zničení velkoměsta tělesem kalibru tunguzského meteoritu jeden případ za 10 000 let. Těleso o průměru větším než 3 km je schopno sekundárními efekty nárazu zablokovat na delší čas na Zemi fotosyntézu a způsobit tak ekologický rozvrat. V. Aleksejev si všiml změn koncentrace izotopů hélia v chondritech typu L a usoudil, že mateřské těleso chondritů utrpělo před (350 30) miliony lety katastrofickou srážku v hlubinách sluneční soustavy. Jelikož není vyloučeno, že produkty srážky mohly dopadnout na Zemi hromadně, mohla by to být příčina velkého vymírání druhů na rozhraní devonu a permu před 355 miliony lety, popřípadě i na rozhraní karbonu a permu před 290 miliony lety.
Srážky však mohou být též mírně užitečné, jak doložili R. Hough aj. analýzou hornin v okolí známého kráteru Ries, jenž je starý necelých 15 milionů let a dal mj. vznik našim vltavínům. Ty jsou dnes oblíbeným šperkem, ale teprve nyní můžeme čekat pravou zlatou horečku, neboť Houghova skupina objevila v kráteru kubické, hexagonální a SiC diamanty! Vznikly zřejmě z uhlíku rázovými jevy, doprovázejícími impakt.
Mnohem menší, leč měřitelné, zaprášení zemské atmosféry, však působí též velké sopečné výbuchy. Podle M. Mac Crackena téměř všechny mimořádně studené zimy (1601, 1641, 1669, 1783, 1816 a 1912) na severní polokouli za poslední tři století souvisejí s vulkanickými erupcemi. Jedině velké zimě r. 1699 sopečný výbuch nepředcházel. Nejvíce aerosolu do atmosféry dodala sopka Tambora r. 1815 - plných 100 milionů tun. Výbuch známé sopky Krakatoa r. 1883 přidal jen polovinu tohoto množství.
Ve 20. století došlo k celkovému oteplení Země v porovnání se stoletím předešlým o (0,3 0,6) deg C, ale dle M. McCormicka aj. tato éra právě skončila vinou výbuchu sopky Pinatubo na ostrově Luzonu na Filipínách v červnu 1991. Do vysoké atmosféry Země byla vyvržena více než 1 Mt aerosolu a to vedlo jednak ke snížení koncentrace ozonu na severní polokouli a jednak k celkovému ochlazení povrchu Země. Podle nových měření se nad Arktidou ve výškách 16 - 18 km snížila koncentrace ozonu až o 50% a v mírném severním pásmu dlouhodobě o 7%. Ozon totiž působí rovněž jako skleníkový plyn a když ho ubývá, ochlazuje se stratosféra, což dále urychluje destrukci ozonu. Dne 6. října 1993 byl nad Antarktidou zjištěn rekordně nízký stav pouhých 88 DU ozonu. V této souvislosti stojí za zmínku udělení Nobelovy ceny za chemii v r. 1995 S. Rowlandovi, M. Molinovi a P. Crutzenovi za objev mechanismu poškozování ozonové vrstvy v letech 1970-74. Tyto práce přispěly nepochybně k včasnému rozpoznání nebezpečí, vyplývajícího z narušování ozonové vrstvy, a praktické výsledky se již projevily. Jak sdělil R. Prinn, na základě měření koncentrace CFC v atmosféře na čtyřech pozemních stanicích nastal příznivý obrat (vyvolaný známým montrealským protokolem o postupném zrušení výroby a používání CFC v průmyslu) v polovině r. 1990, kdy poprvé klesla atmosférická koncentrace hlavní škodliviny metylchloroformu o 2% za rok. Pokud bude tento trend pokračovat, zlepší se stav ozonové vrstvy kolem Země již počátkem příštího století a antarktická sezónní "ozonová díra" se zacelí v polovině 21. stol.
Mezitím už pro nás Matka Příroda připravila další nástrahu, o níž jsme dosud nic netušili. R. Coc aj. totiž zjistili, že geomagnetické pole se může měnit až neuvěřitelně rychle. V lávových polích ve státě Oregon starých 16,2 milionů let nalezli 56 proudů s naprosto různými směry magnetisace. To znamená, že během přepólování se směr magnetisace měnil o neuvěřitelných 6 deg za den! L. McHargue aj. odhalili anomální zastoupení izotopu 10Be ve vzorcích hornin starých 32 000 a 43 000 let. Tyto anomálie trvaly 1 000 let a časově se shodují s poruchami geomagnetického pole. Jelikož zvýšená koncentrace izotopu berylia zřejmě souvisí s vyšší intenzitou kosmického záření, lze usuzovat na katastrofickou kosmickou příčinu - např. rázovou vlnu po výbuchu blízké supernovy.
Výčet kosmických ohrožení Země pak lze doplnit již jen studií R. Mullera a G. MacDonalda o cykličnosti ledových dob. Jak známo, již ve 20. letech našeho století uvažoval M. Milankovič o tom, že střídání ledových a meziledových dob souvisí s cyklickými změnami parametrů zemské dráhy (změny rotační osy vyvolané precesí i sekulární změnou sklonu, změny výstřednosti a sklonu zemské dráhy k ekliptice). Skládáním period 19 000 a 41 000 let pro precesi, 23 000 let pro sklon a 100 000 let pro výstřednost pak vzniká složitý kvazicyklický průběh glaciálů a interglaciálů na severní polokouli Země. Kromě těchto dlouhodobých period existuje patrně ještě krátká perioda asi 400 let, jež se např. projevila tzv. malou ledovou dobou v letech 1645-1715. V měřeních kolísání průměrné teploty na severní polokouli vystupuje nejvíce perioda 100 000 let, avšak jen v posledních 800 000 letech.
Podle K. Farleyeho a D. Pattersona se před jedním milionem let ledové doby nevyskytovaly vůbec, jak vyplývá z měření koncentrace izotopu 3He v usazeninách na dně oceánů. Proto mnozí autoři vyslovují pochybnost o tom, zda je Milankovičovovo vysvětlení vůbec správné a jsme-li tedy schopni předvídat příchod příštího glaciálu, když do hry navíc vstoupil civilizační růst skleníkového efektu. Se zajímavým názorem přišel D. Brownlee, který na základě dlouholetých měření přínosu meziplanetárního prachu do zemské atmosféry (denní přírůstek činí asi 100 tun) uvažuje o sekulárním kolísání tempa akrece o celé řády během intervalu řádu 100 000 let. V tom případě bychom měli navíc uvažovat zejména proměnný sklon zemské dráhy vůči ekliptice, neboť koncentrace meziplanetárního prachu evidentně silně závisí na vzdálenosti od ekliptiky. Prostě čím více údajů máme, tím rozpornější se celá problematika jeví a bude asi trvat řadu staletí, než získáme objektivnější pohled na mechanismus vzniku ledových a meziledových dob. Nedávné ničivé zemětřesení v lednu 1995 v Kobe s magnitudem 7,2 upozornilo na další riziko, související s existencí lidstva na geologicky nepříliš trvanlivé kůře Země. Největší zemětřesení 20. stol. v Chile dosáhlo magnituda až 9,5 a není nijak vyloučeno, že takový ničivý úkaz se může opakovat v grandiózním měřítku. Geologové např. zjistili, že počátkem 18. stol byla masově zničena vegetace v pásmu dlouhém 1 000 km podél pacifického pobřeží severní Ameriky. V moři tehdy vznikla naráz průrva dlouhá 900 km. Je s podivem, že o této události mlčí historické prameny, ale je zřejmé, že něco podobného se na americkém pobřeží Pacifiku může kdykoliv zopakovat.
V. Ševčenko se zabýval impaktními strukturami na Měsíci. Na odvrácené straně se nachází celkem pět prstencových struktur, vyvolaných velkými dopady, o stáří 8 milionů let. Autor odtud usuzuje na "kometární přeháňku" před 10 miliony lety ve vnitřní části sluneční soustavy. Rozsáhlé impaktní pánve dosud nejpodrobněji zmapovala kosmická sonda Clementine, na jejíž palubě se nacházel jednak laserový altimetr a jednak čtyři kamery pro snímkování ve viditelné i blízké a střední infračervené oblasti spektra. Plošné rozlišení činilo 60 x 60 km a celkem bylo pořízeno na 2 miliony plně digitálních snímků povrchu Měsíce. Podle S. Solomona je topografie našeho souputníka mnohem drsnější než se čekalo. Výšky kolísají v rozmezí plných 16 km a kůra Měsíce je na přivrácené straně tlustá 60 km, kdežto na odvrácené straně 68 km. Pánevní proláklina v oblasti jižního pólu a kráteru Aitken má průměr 2 500 km a hloubku 8 km. Sonda též velmi podrobně zmapovala průběh gravitačního pole nad povrchem Měsíce.
A. Richichiová aj. využili Měsíce jako stínítka, zakrývajícího v příznivých případech jasnější složky dosud nerozlišených dvojhvězd. Touto poněkud bizarní technikou se autorům podařilo objevit celkem 7 nových velmi těsných vizuálních dvojhvězd v souhvězdích Býka a Blíženců, mezi jinými také známou hvězdu Taygete v Plejádách. Jen několik prací se loni zabývalo výzkumem Marsu. HST pořídil snímky povrchu, z nichž plyne, že klima na Marsu se od doby činnosti sond Viking v polovině 70. let změnilo - na Marsu je nyní chladněji, atmosféra je průzračnější a sušší v porovnání s tehdejším stavem. Podle R. Haberleho obsahují polární čepičky jak vodu tak CO2. V intervalu desítek milionů let se sklon rotační osy Marsu ke kolmici k ekliptice mění v rozmezí od 0 deg do 60 deg, což přirozeně drasticky ovlivňuje klima. Znovu se tak potvrzuje, jak blahodárný je stabilizující účinek Měsíce na vcelku zanedbatelné kolísání sklonu rotační osy Země. Velkou pozornost pozorovatelů přitahovaly loni Galileovy družice Jupiteru. J. Spencer aj. pozorovali infračerveným teleskopem IRTF silný vulkanický výbuch na družici Io dne 2. března 1995 v pásmu 3,5 - 5 m v trvání několika hodin. Další výbuch zaznamenali 9. března. Mikrovlnný radioteleskop IRAM na Pico Veleta ve Španělsku odhalil čáru SO na frekvenci 220 GHz v květnu 1995. Poměr SO/SO2 v atmosféře Io dosahuje jen několika málo procent. Další snímky Io pořídil HST a na nich byla nalezena uprostřed disku družice bíložlutá skvrna o průměru 360 km.
HST pořídil 2. června 1994 též snímky družice Europa, které analyzovali D. Hall aj. Jelikož družice je pokryta ledem, dochází k disociaci molekul vody a po úniku vodíku se vytváří velmi zředěná (tlak 10-11 tlaku v zemské atmosféře na povrchu moře) kyslíková atmosféra, jež se projevila dvěma ultrafialovými čarami na 130 a 135 nm. To znamená, že z velkých družic ve sluneční soustavě chybí atmosféra pouze na Callisto, jelikož HST objevil v říjnu 1995 ozon v atmosféře Ganymedu. Ten vzniká disociací vody v ledu na povrchu družice, kterou bombardují elektricky nabité částice, zachycené magnetickým polem Jupiteru. V atmosféře Ganymedu byl prokázán též molekulární kyslík. Průměr družice byl zpřesněn na 5262 km. Ultrafialové snímky Callisto prokázaly na jejím povrchu čerstvý vodní led. Starší spektrogramy Jupiteru z léta r. 1993 studovali Y. Kim aj. Na 18 vysokodispersních ultrafialových spektrogramech nalezli pásy molekulární vodíku, svědčící o teplotě zdroje 200 - 800 K. Podle všeho jde o emise v polárních zářích planety. W., Hubbard aj. využili zákrytu hvězdy SAO 78505 Jupiterem dne 13. XII. 1989 k získání nepřímých informací o stavu Jupiterovy atmosféry. Ve vzdálenosti 71 880 km od centra planety je nad rovníkem teplota (176 - 12) K a tlak 0,18 Pa.
V druhé polovině roku se k Jupiteru rychle blížila kosmická sonda Galileo, jež se v té době již plně soustředila na svůj hlavní úkol prozkoumat Jupiter a jeho okolí s dosud nejlepším přístrojovým vybavením. Vskutku, již koncem srpna 1995 zaznamenala sonda podle E. Grüna naprosto mimořádnou prachovou bouři - největší za celých 6 let své činnosti. V té době byla sonda od Jupiteru vzdálena 63 milionů km a zvýšenou četnost srážek registrovala po plné tři týdny. Zatímco v průměru se během letu sonda potkávala s jednou prachovou částicí za 3 dny, v době zmíněné bouře zaznamenávala nárazy až 20 000 částic denně! Rychlosti částeček vůči Slunci se pohybovaly v širokém rozmezí 40 - 200 km/s. Prachové částice od Jupiteru zjistila poprvé sonda Ulysses, osazená týmž detektorem. Velmi pravděpodobně jde o částečky elektricky nabité a urychlené v magnetickém poli Jupiteru.
Sonda zaznamenala první příznaky obloukové rázové vlny kolem magnetosféry planety ve vzdálenosti 15 milionů km již 16. listopadu 1995 a definitivně vstoupila do magnetosféry Jupiteru 26. listopadu ve vzdálenosti 9 milionů km od planety. Magnetosféra nejevila žádné příznaky porušení následkem předloňského dopadu komety na Jupiter. Konečně přišel 7. prosinec 1995, kdy sestupný modul proletěl vnější atmosférou planety a vysílal podle plánu údaje na orbitální modul, odkud pak byly pomalu přenášeny na Zemi. Modul vstoupil do atmosféry Jupiteru rychlostí 47,4 km/s a zakusil maximální přetížení až 230 G (1 G = tíže na zemském povrchu), tedy mnohem více, než se čekalo. Proletěl šikmou dráhu asi 600 km (svisle jen 156 km) v tlakových hladinách od 10 kPa do 3 MPa dříve než se odmlčel. Pracovníci NASA-JPL oznámili hlavní kvalitativní výsledky měření sestupného modulu až koncem ledna 1996 - nikoliv kvůli potížím se zpracováním dat, ale kvůli blokádě finančních prostředků pro státní instituce, vyvolané sporem mezi Kongresem a presidentem USA. Ukázalo se, že atmosféra Jupiteru je velmi suchá (zastoupení vody stejné jako na Slunci), takže bleskové výboje jsou vzácné - jejich četnost je nejméně o řád nižší než v atmosféře Země a během sestupu nebyly žádné blesky zaznamenány. Také hélia je v atmosféře dvakrát méně než se čekalo. Další deficitní prvky jsou Ne, C, O a S. Nebyly ani objeveny očekávané tři oblačné vrstvy. Naproti tomu asi 50 000 km nad vrcholky mraků se nalézá silný radiační pás. Modul byl vystaven silné turbulenci a větru o rychlosti až 530 km/s. To svědčí o velké hloubce (kolem 10 000 km) konvektivní vrstvy a tedy ovlivnění atmosféry teplem, které vystupuje z nitra planety vzhůru. Obecně je vnější atmosféra hustší a teplejší, než se čekalo. Jejími hlavními složkami je molekulární vodík, krystalky čpavku, hydrosulfidu čpavku a vodního ledu. Barevné odstíny mračen zůstávají neobjasněny, jelikož se nepotvrdila přítomnost organických molekul.
Orbitální modul sondy Galileo nyní pilně sbírá data o Jupiteru a jeho okolí, takže po dobu nejbližších dvou let - nedojde-li k nečekané závadě - budou mít planetologové vlastní velkolepé žně. Nemenší pozornost však loni budila i další obří planeta - Saturn, zejména zásluhou vzácného úkazu, jímž bylo opakované zmizení prstenců dne 22. května a 10. srpna 1995. Tyto série zmizení (poslední nastalo 11. února 1996) se opakují vždy po zhruba 15 letech, ale oba příští cykly r. 2009 a 2025 nastanou v době nepříznivé pro pozemní pozorování, takže co se takto nestihlo loni, půjde napravit až r. 2038. Zmizení prstenů je důsledkem jejich nepatrné tloušťky řádu 10 metrů a slouží zejména k podrobnému průzkumu soustavy přirozených družic Saturnu. Vždyť během těchto epizod bylo v letech 1655 až 1980 objeveno 13 družic planety.
Pro pořádek však uveďme, že v dubnu 1995 M. Gordon revidoval údaje o nových družicích z průletu sondy Voyager 2 v srpnu 1981. Potvrdil existenci pěti družic, jak uvádí tabulka, kde vzdálenosti od centra Saturnu jsou uvedeny v tisících km a jasnosti odpovídají geocentrickým magnitudám v okamžiku Saturnovy opozice se Sluncem:
----------------------------------------------------
Označení Vzdálenost Jasnost
----------------------------------------------------
S 15 174 18
S 16 220 18
S 17 231 18
S 18 185 24
S 19 186 22
----------------------------------------------------
Podle P. Thomase aj. vyplývá z tehdejších měření družice
Hyperion, že ji lze charakterizovat jako trojosý elipsoid
s rozměry 164 x 130 x 107 km, který se ve své oběžné dráze
spíše kývá než aby řádně rotoval.
Loni se do pozorování nejmenších družic Saturnu vložil poprvé HST se svou výtečnou rozlišovací schopností a výsledky vskutku stojí za zmínku. Během 27 expozicí dlouhých 400 s dne 22. května v kameře WFPC2 a filtru centrovaném na 890 nm (pás metanu) se podařilo A. Boshové a A. Rivkinovi najít všechny známé družice Saturnu s výjimkou Panu (XVIII), Atlasu (XV) a Promethea (XVI). Posledně dvě jmenované družice snad byly nalezeny, leč ve velkých úhlových odchylkách (26 deg resp. 21 deg) od předpovědi. Kromě toho však byla objevena 4 nová tělesa v úhlové vzdálenosti od 10" do 18" (lineární vzdálenosti od 137,5 do 146,5 tisíců km) od planety a jasnosti od 16,3 do 18,3 mag. Průměry všech nově objevených těles měly být menší než 70 km a měly se nacházet v okolí excentrického prstenu F. Opakovaný pokus kolem 10. srpna umožnil získat 48 záběrů během 12 hodin v témže spektrálním filtru. Podle P. Nicholsona aj. tak byl potvrzen "opožděný" Prometheus, a kromě toho našli ještě tři nové objekty 17 - 19 mag v lineární vzdálenosti od 139,4 do 140,1 tisíců km od Saturnu. Jejich průměry se měly pohybovat kolem 20 km. Další rozbor však naznačil, že všechno je asi poněkud jinak. Nové družice zřejmě nejsou normálními pevnými satelity, jak jsme na ně zvyklí, nýbrž dočasnými orbitálními shluky, jež mají dokonce protáhlý obloukovitý tvar; jde tedy spíše o "hromady smetí" z rozbitých těles v blízkostí prstence F, jenž představuje jakousi přechodovou zonu mezi klasickými družicemi a částicemi v prstencích.
I. de Pater aj. využili květnové příležitosti ke snímkování vnějších jemných prstenců v infračerveném oboru 2,3 m pomocí obřího Keckova teleskopu. Ukázali, že prsten E je odkloněn o 2500 km od roviny ostatních prstenů a sahá až do vzdálenosti 5násobku poloměru planety. Kromě toho není vyloučena existence prstenu G ve vzdálenosti 2,8násobku poloměru Saturnu.
HST dále objevil bleskové výboje na Saturnu o délce až 12 000 km a polární záře v ultrafialovém spektru kolem obou pólů ve výšce až 2 000 km nad vrcholky mraků. Vzhled polární "záclony" se během 2 hodin pozorování rychle měnil. Větší množství prací se zabývalo atmosférou a stavem povrchu obří Saturnovy družice Titan. Ani Voyagery ani sondy Pioneer nebyly schopny "prohlédnout" hustým závojem Titanovy atmosféry na povrch. To se zdařilo až v říjnu 1994 kameře HST v blízké infračervené oblasti spektra v pásmu 0, 85 - 1, 05 m. Na snímcích s rozlišením 600 km jsou patrné stálé světlé a tmavé skvrny na povrchu družice, a odtud se podařilo určit, že rotace Titanu je synchronní s oběžnou dobou 16 dnů.
Atmosféru Titanu tvoří především molekulární dusík s příměsí metanu. O její hustotě svědčí pozorování P. Nicholsona aj. z 3. července 1989, kdy Titan zakryl jasnou hvězdu 28 Sgr. V infračerveném pásmu na vlnových délkách 2,1 a 3,9 m byl totiž pozorovatelný uprostřed zákrytu centrální záblesk, vyvolaný ohybem světla v atmosféře Titanu - dokonce byl vidět vícečetný obraz hvězdy! Jelikož teplota povrchu družice dosahuje 94 K, může se tam metan vyskytovat ve všech třech skupenstvích, ale navíc je tam i vodní led. Všeobecně se má za to, že povrch družice je z větší části pokryt oceánem kapalných uhlovodíků, ale S. Dermott a C. Sagan kritizují tuto představu pomocí dynamického argumentu o velké výstřednosti oběžné dráhy Titanu. Slapy v oceánech na Titanu by totiž vedly už dávno ke kruhové dráze. Jde tedy spíše o mělká navzájem nespojená jezera uhlovodíků, jak na to nezávisle upozornil také W. Sears.
HST zasáhl i do výzkumu Uranu a jeho soustavy prstenců a družic. V srpnu 1994 zaznamenal 6 nejbližších družic a 11 prstenů. Kromě toho vyfotografoval světlou skvrnu na jižní polokouli o průměru asi 4 000 km. Odtud vychází překvapivě krátká rotační perioda planety 7 h 14 min.
H. Hammelová a B. Zellner zpracovali snímky Neptunu, rovněž pořízené HST v pásmu od 255 do 890 nm. Zatímco ultrafialové snímky neobsahují žádné podrobnosti, pro delší vlnové délky se kontrast postupně zlepšuje. Na severní polokouli se objevila nová velká tmavá skvrna, zatímco jižní skvrna, viditelná na snímcích z Voyageru 2, zmizela. Vítr v oblačném příkrovu planety dosahuje rychlosti až 1 200 km/s. Za posledních 23 let se Neptun zjasnil o 10%. Spektra z HST poukázala na přítomnost tenké dusíkové atmosféry družice Triton. J. Elliot aj. pozorovali 14. srpna 1995 zákryt hvězdy Tr148 Tritonem celkem na 5 observatořích jak ve viditelném tak i infračerveném spektrálním pásmu. Celý úkaz na Zemi trval 33 min, z toho nejdéle na Lowellově observatoři v Arizoně - téměř 2 minuty. Teleskop IRTF dokonce spatřil centrální záblesk způsobený ohybem světla v atmosféře Tritonu. Hvězda Tr148 je ve skutečnosti dvojhvězdou s průvodcem slabším o 1,5 mag v úhlové vzdálenosti 0,4" - to je další významný výsledek pozorování jedinečného zákrytu. Podle A. Dobrovolskise, jenž analyzoval světelnou křivku družice Nereidy ze sondy Voyager 2 z r. 1989, je toto těleso navzdory malým rozměrům kulové, avšak rotuje buď velmi pomalu nebo dokonce chaoticky.
Neúnavný HST pořídil v r. 1994 také snímky a spektra dvojice Pluto-Charon. Odtud vyplynulo mimo jiné, že i Pluto má řídkou dusíkovou atmosféru, a že Charon je o něco modřejší než Pluto. Poloměr Pluta vychází na 1 160 km a Charonu na 635 km. Na kotoučku Pluta byly poprvé rozlišeny podrobnosti v podobě jasných oblastí rovnoběžných s rovníkem. N. Brosh se zabýval rozborem pozorování zákrytů hvězd 12,8 mag dne 19. srpna 1985 a 12 mag dne 11. června 1988. Odtud vyplývá, že dusíkovou atmosféru měl Pluto již r. 1985, tedy 4 roky před průchodem perihelem, a že dalšími složkami atmosféry může být jednak CO a jednak CH4.
Last update: November 14, 1996