Dátum:
23. februára 1997
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Zásluhou specializovaných umělých družic Země značně pokročil výzkum bleskových výbojů a polárních září. Jak uvádí H. Christian, od dubna 1995 zaznamenává blesky prakticky nepřetržitě ve dne i v noci družice OTD. Souhrnně tak získává údaje o blescích dvacetkrát efektivněji než pozemní stanice. Tak se podařilo ukázat, že během léta na severní polokouli je četnost blesků vyšší než během léta na polokouli jižní. V době, kdy bouřky začínají, probíhá většina bleskových výbojů uvnitř mraků, zatímco ke konci bouřky dochází k výbojům i vůči zemi. Měření četnosti blesků usnadňují předpovědi špatného počasí. Kromě toho dle D. Sentmana aj. dochází vzácněji též k bleskovým výbojům mezi vrcholem bouřkového mračna a ionosférou až do výšky 95 km nad zemí. Autoři nazývají tyto záblesky "sprites", což lze přeložit např. jako "elektrošotky".
Koncem února 1996 pak byla na protáhlou eliptickou dráhu s periodou 17,5 h vypuštěna družice POLAR, jež získává vizuální i rentgenové obrazy polárních září. Podle P. Newella aj., kteří zpracovali pozorování polárních září z družic za posledních devět let, se polární záře vyskytují nejčastěji v zimě a během noci. Zdá se, že klíčovým faktorem pro vznik polární záře je okamžitá vodivost zemské ionosféry, která nepochybně klesá při ozáření Sluncem.
Družice Nimbus 7 měří již od r. 1979 množství ultrafialového záření, jež dopadá na zemský povrch. Do r. 1992 vzrostlo množství složky UV-B (280-315 nm) v pásmu 55 deg severní šířky o 6,8% a v témže pásmu jižní šířky dokonce o 9,9%. V tomto pásmu ovšem Slunce vydává jen 2% své celkové zářivé energie. Jak známo, je za tento vzestup odpovědné sezónní zeslabování ozonové vrstvy kolem Země, které je nejdrastičtější v oblasti jižního pólu. Již v r. 1974 byla odhalena hlavní příčina oslabování jako důsledek unikání netečných sloučenin chlóru, zejména v průmyslově vyráběných chlorfluorokarbonech. To vedlo technicky vyspělé země světa k podpisu Montrealského protokolu o postupném zrušení výroby těchto látek, což se také v r. 1996 stalo.
Mezitím se vskutku potvrdilo, že tato opatření jsou účinná, neboť podle družicových měření množství ozonu v době největšího rozsahu ozonové díry (září běžného roku) se přece jen pomalu začíná zvyšovat. V r. 1993 dosáhlo minimum pouhých 109 DU (Dobsonových jednotek), r. 1994 se však zvedlo na 119 DU a r. 1995 již na 129 DU. Předběžné hodnoty za podzim 1996 jsou rovněž příznivé, i když solidní obrat k lepšímu se očekává nejdříve r. 2000.
K. Whalerová a R. Holme shrnuli nejnovější údaje o struktuře a diferenciální rotaci v nitru Země. Vnitřní jádro Země se skládá ze železa a rotuje rychleji než vnější jádro. Osa rotace vnitřního jádra je skloněna o plných 10 deg vůči vnější ose. Severní pól vnitřní osy má v současné době souřadnice 79 deg severní šířky a 169 deg východní délky. Před 30 lety se však nacházel o 33 deg západněji. Diferenciální rotace vnitřního a vnějšího jádra činí 1,1 deg za rok a vyvolává magnetické pole dynamovým efektem. Ostatně i plášť Země má proměnnou rotaci, neboť jak víme bezpečně, délka dne se za poslední miliardu let výrazně prodloužila. Podle C. Sonetta aj. před 900 miliony lety se do jednoho roku vešlo 482 dnů, tj. den trval jen 18,2 h. Tyto údaje se podařilo odvodit rozborem ukládání fosílií, jež jeví denní i roční rytmus. Již v r. 1956 určil C. Patterson stáří Země na (4,55 +/- 0,07) miliardy roků a zdá se, že se trefil výborně, neboť tato hodnota se do dnešní doby vůbec nezměnila - naopak je nezávisle potvrzována stářím meteoritů i Slunce (4,56 miliardy let). S. Mojzsis aj. odhalili nejstarší fosílie na ostrově Akilia v západním Grónsku, když jejich stáří určili na 3,85 miliardy let, což je o 400 milionů let více než činil dosavadní rekord. Znamená to, že život na Zemi existoval již před koncem epochy těžkého bombardování meteority. P. DeMarais aj. rozvíjejí domněnku, že život je odpovědný za přírůstek kyslíku v zemské atmosféře nepřímo, v důsledku tektonických pohybů litosférických desek. Před 2 miliardami let se totiž formovaly hned tři velké kontinenty a v místech jejich srážek vystupovaly do velké výše horské hřbety. To zvýšilo tempo eroze a splachování organických zbytků do moře. Když se tam organické látky rozloží, uvolní se kyslík, jenž stoupá do atmosféry, zatímco uhlík se udrží v sedimentech. Kdyby nebylo skleníkových plynů v zemské atmosféře, činila by dnešní rovnovážná teplota zemského povrchu -23 stup. Celsia, takže skleníkový efekt činí v současné době plných 38 stup. Celsia.
Obdobné tektonické pohyby trvají dodnes. Podle H. Kanamoriho a T. Heatona představuje hlavní subdukční zonu pásmo Cascadia na západním pobřeží amerického kontinentu, jež se projevuje častými mocnými zemětřeseními. Tak na Aljašce dosáhlo zemětřesení z r. 1964 magnituda 9,2 a v Chile r. 1960 dokonce magnituda 9,5. Historicky nejničivější zemětřesení s magnitudem 9 se patrně odehrálo 26. ledna 1700 podél pobřeží státu Oregon a Washington, kdy v moři vznikla průrva dlouhá 900 km. Následující noc dospěly do Japonska vlny cunami o výšce až 20 metrů.
Měření družice TOPEX-Poseidon dokáže odhalit na oceánu vlny dlouhé až stovky kilometrů, jež putují napříč Pacifikem západním směrem až třikrát rychleji, než se dosud soudilo. Amplituda vln není nijak veliká a činí nanejvýš 0,2 m. V předešlých měřeních družice TOPEX byla totiž odhalena chyba, která vedla až k pětinásobnému přecenění změn výšky hladiny oceánu. Podle R. Kerra se oceány ohřívají a chladnou v návaznosti na cyklus sluneční činnosti. Dokonce nejméně polovinu vzestupu teploty od poloviny 19. stol. má na svědomí právě Slunce, a nikoliv civilizační aktivity (růst zastoupení skleníkových plynů). Takto se jaksi zadními dvířky vrací do hydrometeorologie názor, že podnebí resp. počasí je ovlivňováno sluneční činností.
V této souvislosti je zajímavý názor M. Chandlera, že úbytek slunečního osvětlení v létě způsobil před 115 tisíci lety nástup ledové doby na severní polokouli. Podle R. Mullera za tento úbytek mohl kosmický prach, jenž se drží v rovině ekliptiky díky gravitaci Jupiteru, zatímco zemská dráha se vůči ekliptice kolébá v periodě 100 tisíc let. V maximu zalednění před 21 tisíci lety sahal ledovec o tloušťce přes 1 km až k 55 deg severní zeměpisné šířky.
Patrně nejzajímavějším výsledkem studia Měsíce sondou Clementine se stal objev zamrzlého vodního jezera v obřím kráteru poblíž jižního pólu Měsíce (Kozmos 1/1997, str. 0). Na Zemi mezitím pokračují závody o nejranější pozorování měsíčního srpku po novoluní. Rekord 15,0 h při pozorování očima ustavil 26. května 1990 J. Pierce ve státě Tennessee, ale za pomocí triedru se podařilo J. Stammovi vidět Měsíc již 12,1 h po novu ve státě Arizona. Týž den, avšak o 25 minut později, viděl srpek Měsíce 0,25 m reflektorem při 60tinásobném zvětšení také P. Schwaar rovněž v Arizoně. Předešlý rekord činil 13,7 h, zatímco v muslimském kalendáři se vystačilo s intervalem 24 h po novu.
Loni uplynulo již 20 let od přistání modulů sond Viking 1 a 2 na Marsu. Viking 1 fungoval na Chryse Planitia od 20. 7. 1976 do listopadu 1982. Viking 2 pak přistál na Utopia Planitia 7. 8. 1976 a měřil do dubna 1980. Moduly předaly na Zemi 4500 snímků a 3 miliony zpráv o počasí. Orbitální moduly k tomu přidaly 52 tisíc snímků z oběžné dráhy, když zobrazily 97% povrchu Marsu. Metabolické experimenty VLRE tehdy neprokázaly žádné stopy života na povrchu planety. Tím větší pozornost vzbudil loňský nález D. McKaye aj. dokladů o existenci paleoživota v meteoritu ALH 84001, jenž dopadl před 13 000 lety do Antarktidy a r. 1993 byl rozpoznán jeho původ z Marsu (Kozmos 5/1996, str. 3).
Objev vzbudil vzrušenou debatu, v níž zejména C. Pillinger poukázal, že již před sedmi lety objevil se svým týmem sloučeniny uhlíku v meteoritu EETA 79001, ale nepovažuje to za důkaz existence paleoživota (před cca 3,6 miliardy let) na Marsu. Tuto skepsi sdílí většina specialistů, takže se jen znovu potvrzuje, jak unikátní podmínky máme zde na Zemi. Statisticky trvá hornině z Měsíce řádově 10^4 let, než dopadne na Zemi, zatímco z Marsu trvá přesun řádově miliony let. Ovšem plných 40% vyvržených hornin z Měsíce skončí nakonec na Zemi, kdežto z Marsu se dostane na Zemi jen 4% úlomků. Tím více překvapuje, že na Zemi bylo již nalezeno tucet meteoritů z Marsu, ale jen jediný z Měsíce.
L. Adolfsson aj. upozornili na možnost přímé detekce meteoroidů, které padají řídkou atmosférou Marsu, pomocí automatického dalekohledu na přistávacím modulu. Meteory září ve výškách 120 km nad povrch Marsu a při rychlostech vstupu nejméně 30 km/s mají tutéž jasnost jako odpovídající meteory na Zemi.
Konečně pak snímky Marsu z Hubblova kosmického teleskopu (HST), pořízené v září a říjnu 1996, odhalily prachovou bouři na okraji ustupující severní polární čepičky. Bouře zřetelně souvisí s velkým rozdílem teplot nad ledem čepičky a tmavými oblastmi na jihu planety.
Celá řada prací se stále soustřeďuje na "událost tisíciletí", jíž je nepochybně srážka komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem v červenci 1994. A. Marten se domnívá, že kometa přišla z oblasti Kuiperova pásu teprve před několika tisíci lety a podle P. Chodase byl zachycena Jupiterem kolem r. 1929. Rozhodujícím okamžikem bylo těsné přiblížení k Jupiteru počátkem července 1992, kdy se vlivem slapového pnutí kometa o původním průměru asi 5 km rozpadla na kometesimály, z nichž byla kdysi slepena. K rozpadu došlo dle Z. Sekaniny asi 90 minut po průchodem perijovem ve vzdálenosti 1,3 poloměru Jupiteru. Tím se také kometa probudila k životu; úlomky se zřetelně zjasnily vlivem unikajícího prachu, a proto byla počátkem r. 1993 vůbec objevena.
M. MacLow shrnul hlavní výsledky pozorovací kampaně ze sledování srážky s Jupiterem v červenci 1994 podle následujícího schématu: Nejprve do atmosféry planety vstoupil masivní meteorický roj, jenž se projevil vzrůstem infračervené jasnosti objektu. Za ním pak vletěl do atmosféry vlastní úlomek, jenž se drtil slapy i fragmentací jako bolidy v zemské atmosféře. Průměr bolidů odhaduje na 0,5 km a jejich optický zářivý výkon na maximálně 5.10^16 W. Úlomek se vlivem růstu dynamického odporu v atmosféře rychle zabrzdil a explodoval. Vznikla ohnivá koule jako při výbuchu atomové pumy, která rychle stoupala vzhůru, rozpínala se a ochlazovala. V době, kdy se vynořila z atmosféry, byla již tak chladná, že byla pozorovatelná pouze v infračerveném oboru spektra. Energie koule odhaduje na méně než 10^21 J. Nad atmosférou se z koule stal klobouček "atomového hřibu", jak krásně zobrazil právě HST. Částice hřibu byly vymrštěny rychlostmi 12-17 km/s, což nestačí na opuštění gravitačního pole planety, a tak se obloukem po balistických drahách vracely do atmosféry, kam vletěly asi 15 minut po vzniku ohnivé koule. Tím vznikal poslední záblesk na světelné křivce.
Největší energii nesl úlomek L a největší komplex skvrn vznikl od úlomků D, G, R a S. Podle A. Fitzsimmonse aj. byly ve spektru úlomků pozorovány emisní čáry Na, Mg, Ca, Fe, Mn a Cr, což potvrzuje, že šlo o kometu s průměrnou hustotou asi 0,5 vůči hustotě vody v pozemských podmínkách. Ostatně vodu ve spektru úlomků zaznamenala v infračerveném pásmu Kuiperova letecká observatoř KAO. Anomální chemické složení atmosféry Jupiteru přetrvávalo dle A. Martena ještě dva roky po celé epizodě, jak dokládají radiové spektrální čáry HCN a CS v pásmu milimetrových vln. Nejasnosti přetrvávají v určení rozměru úlomků (od stovek metrů až po 4 km!) a v celkové energii explozí od 10^20 do 10^23 J. (Mnoho specialistů by uvítalo ještě jeden dopad, kdy by byl program pozorování upraven podle toho, co jsme se dozvěděli během dopadu prvního.)
Mezitím však dospěla k Jupiteru značně pochroumaná kosmická sonda Galileo, jež si však navzdory různým handicapům vedla vskutku znamenitě. Bezchybně se podařily manévry, spojené se sestupem průletového modulu atmosférou planety i s navedením orbitálního modulu na eliptickou dráhu kolem Jupiteru. Údaje z průletového modulu se zdařilo do poloviny dubna 1996 přenést bezpečně na Zemi. Podle R. Younga aj. souhlasí zastoupení vodíku a hélia v atmosféře Jupiteru bezvadně se slunečním poměrem 0,25, zatímco zastoupení C, N a S je vyšší než na Slunci. Naproti tomu v atmosféře Jupiteru téměř úplně chybí voda, jíž je tam skoro o řád méně než na Slunci. To se projevuje podstatně menším výskytem blesků než na Zemi. Pod bílými mračny hydrosulfidu čpavku stoupá teplota a rychlost větru až na 650 km/h, což svědčí o vnitřním zdroji tepla planety.
Oběžný modul se od té doby stal jakousi aktivní družicí Jupiteru, neboť jeho dráha se mění tak, aby postupně mohl prohlížet zblízka Galileovy družice Ganymed, Europu a Callisto (k Io možná poletí až po oficiálním ukončení mise v říjnu 1997, neboť silná radiace v okolí této nejbližší velké družice Jupiteru může zlikvidovat přístroje na sondě). Všechny průlety v r. 1996 proběhly velmi úspěšně (Kozmos 4/96, str. 3 a 12; 5/96, str. 8; 6/96, str. 8; 1/97, str. 7) stejně jako přenos údajů, který se oproti původním předpokladům zrychlil asi o dva řády (spřažením pozemních radioteleskopů a zlepšením komprimačních programů). Ukázalo se, že každý měsíc je světem sám pro sebe. Ganymed má dokonce vlastní magnetosféru (uvnitř magnetosféry Jupiteru) a Europa pod povrchem snad i tekutou vodu. V porovnání se 17 let starými snímky Voyagerů se toho na měsících hodně změnilo - nejvíce zřejmě na vulkanicky aktivní družici Io. Tato družice díky slapům produkuje dle J. Andersona aj. dvakrát více tepla než Země. Io má vlastní kovové jádro a také magnetické pole. Záhadou je pozorovaný pokles intenzity magnetického pole Jupiteru poblíž Io o plných 30%. Io je také velmi pravděpodobně zdrojem prachových proudů, s nimiž se sonda Galileo potkala již po cestě k Jupiteru v intervalu od června 1994 do listopadu 1995.
Dvě "zmizení" Saturnových prstenců v květnu a srpnu 1995 posloužila astronomům k prohlídce okolí planety s cílem objevit další přirozené družice. To se zřejmě zdařilo jednak HST a jednak dalekohledu CFHT na Havajských ostrovech, vybavenému systémem adaptivní optiky. Podle B. Sicardyho aj. se nové družice o průměru do 70 km nalézají zhruba v té vzdálenosti od planety jako anomální prsten F, tj. něco přes 140 000 km. C. Murray a S. Winterová ukázali, že již dříve objevená družice Prometheus se periodicky sráží s prstenem F v intervalu 19 let a tím vysvětlují, proč na snímcích ze srpna 1995 byl Prometheus ve své dráze opožděn proti předpovědi o plných 20 deg. Prometheus se nachází na vnitřní straně prstence F ve vzdálenosti 139 337 km, zatímco další "pastýřka" Pandora obíhá po jeho vnější straně ve vzdálenosti 141 712 km. Poloměr prstence F činí 140 175 km. Obě družice lze dobře popsat jako trojosé elipsoidy s rozměry 140x100x75 km (Prometheus) a 110x85x65 km (Pandora) a hmotnostmi 1,2.10^-9 resp. 8.10^-10 hmotnosti Saturnu. Samotný prsten F má jen čtvrtinu hmotnosti Promethea.
Strukturu prstenů až do vzdálenosti pětinásobku poloměru Saturnu (R_s = 60 330 km) studovali též I. de Pater aj. pomocí obřího 10 m Keckova teleskopu v infračerveném pásmu 2,3 mikro m. Hlavní prsteny A až C se nacházejí v rozmezí od 1,23 do 2,27 R_s, kdežto vnější prsten E sahá až do 5 R_s a prsten G do 2,8 R_s. Ve středním infračerveném pásmu 14-45 mikro m pozorovala Saturn infračervená družice ISO a nalezla tam tři emise vody.
R. French aj. pozorovali na Mt. Palomaru a na CTIO v Chile průběh zákrytu hvězdy prstencem lambda kolem Uranu dne 11. července 1992 v infračerveném pásmu K. Zjistili, že poloměr prstence činí 50 027 km. což dobře souhlasí s údajem, změřeným sondou Voyager 2 při průletu r. 1986. Prsten se vyznačuje hustšími a jasnějšími uzlíky po celém svém obvodu. Kromě toho potvrdili existenci všech dalších devíti prstenců kolem Uranu. Družice ISO nalezla ve spektru Uranu celkem osm emisních pásů vody o teplotě 200-300 K. V loňském roce jsme si připomněli 150. výročí epochálního objevu Neptunu J. Gallem a H. dÝArrestem v Berlíně dne 23. září 1846. HST při té příležitosti pořídil sérii snímků planety, dokládající její 16 h rotaci. Atmosféra planety je pestrá a proměnlivá, jak ukazuje porovnání snímků z HST se záběry sondy Voyager 2 z r. 1989. Kromě světlých mračen je tam stále přítomna velká tmavá skvrny a v oblasti rovníku je pozorováno tryskové proudění (jet-stream) jako na Zemi. Družice ISO prokázala přítomnost šesti vodních emisí ve středním infračerveném pásmu.
Hledání deváté planety započalo na arizonské hvězdárně ve Flagstaffu v r. 1929. Teprve pětadvacetiletý asistent C. Tombaugh nalezl objekt 15 mag 18. února 1930, ale objev byl zveřejněn až 13. března téhož roku, ve výroční den úmrtí zakladatele hvězdárny Percivala Lowella. Jeho iniciály se též objevily v názvu deváté planety - Pluto. Tombaughova přehlídka pak pokračovala ještě plných 12 let, ale ač při ní tento výjimečně pilný pozorovatel prohlédl na 15 milionů obrazů hvězd, nenašel mezi nim žádný pohybující se objekt jasnější než 18 mag, který by bylo možné zařadit rovněž mezi planety. Nízká jasnost Pluta byla ostatně od počátku podezřelá, jelikož stěží umožňovala objasnit odchylky v trajektorii Neptunu, jež se vlastně staly podnětem k této přehlídce.
Klíčovou roli v ocenění úlohy Pluta jako případného zdroje gravitačních poruch v dráze Neptunu znamenal až objev průvodce Pluta Charonu v r. 1978. Šťastnou shodou okolností oběžná rovina Charonu procházela v letech 1985-1989 zorným paprskem, takže docházelo k zákrytům resp. okultacím obou těles, což umožnilo rozborem světelných křivek odvodit základní geometrické i fyzikální parametry Pluta i Charonu. Nyní byla tato měření doplněna snímky z HST z let 1991 a 1993 a odtud dle G. Nulla a W. Owena plyne, že velká poloosa dráhy Charonu měří (19 660 +/- 80) km; dráha je však prakticky kruhová se sklonem (96,6 +/- 0,2) deg. Střední hustota Pluta 2,0 (vůči vodě) je nepatrně vyšší než Charonu (1,9) a poměr hmotností obou těles činí (0,124 +/- 0,008). Úhrnná hmotnost soustavy Pluto-Charon však představuje necelou pětinu hmotnosti Měsíce, a tak je zřejmé, že Pluto nelze považovat za řádnou planetu. Je totiž dokonce méně hmotný než Neptunův největší měsíc Triton. Dvojice Pluto-Charon patří spíše k největším objektům transneptunského pásu a tedy i vnitřního okraje Kuiperova disku a sluneční soustava ve skutečnosti obsahuje jen osm velkých planet.
Zásluhou opraveného HST se loni podařilo poprvé odhalit vzhled povrchu Pluta (Kozmos 3/96, str.12) podle optických a ultrafialových snímků z července 1994, pořízených ze vzdálenosti 4,8 miliardy km. Podle A. Sterna aj. je povrch velmi kontrastní; vidíme zde roztřepené okraje severní polární čepičky, tvořené nejspíše ledem nebo jinovatkou z dusíku. Přes ni se překládá tmavý pruh a pod ní se nachází jasná skvrna, rotující zároveň s planetou. Plynná atmosféra Pluta vzniká patrně sublimací dusíku, oxidu uhelnatého a metanu v období kolem přísluní. Tato atmosféra však vymrzne v období kolem odsluní. Pluto prošlo přísluním r. 1989 a znovu se do něho vrátí až r. 2237. Snad se do té doby podaří vyslat k němu kosmickou sondu - jinak totiž vyhlídky na podstatné zlepšení vědomostí o tomto bizarním světě zůstanou i nadále nepatrné.
Při objevování planetek začíná hrát významnou roli systém NEAT (Near Earth Asteroid Tracking), uvedený do chodu v prosinci 1995 na observatoři Mt. Haleakala na ostrově Maui v Havajském souostroví a spravovaný známou kalifornskou institucí JPL v Pasadeně. Jde o automaticky fungující 1 m zrcadlový teleskop s maticí CCD o rozměru 4096x4096 pixelů, jenž dokáže během jediné lunace zaznamenat na 1000 planetek. Jen za první čtvrtrok 1996 bylo mezi nimi na 200 nových. Za krátkou dobu své existence objevil kromě komety 1996 E1 (NEAT) také velký křížič Země 1996 EN o průměru téměř 3 km a sklonu dráhy 39 deg. Zatím určitě nejzajímavější objekt přehlídky 1996 PW byl objeven v srpnu 1996. Podle G. Williamse prošlo těleso přísluním 8. srpna 1996 ve vzdálenosti 2,54 AU od Slunce. Má však extrémně protáhlou dráhu s oběžnou periodou kolem 5000 let, takže v odsluní se vzdaluje až na 600 AU od Slunce. Přitom dle snímků velkými teleskopy nejeví nejmenší příznaky komy; je však nápadně červené a kolem osy rotuje velmi pomalu v periodě 35,5 h. Dne 19. května 1996 proletěl kolem Země ve vzdálenosti 453 000 km křížič 1996 JA_1 s průměrem 0,5 km, což je vlastně dosti hrozivý údaj. Jde totiž o šestý nejbližší křížič kdy pozorovaný. (Momentální rekord drží miniaturní tělísko 1994 XM_1, jež 10. prosince 1994 proletělo ve vzdálenosti 112 000 km od Země.) Vzpomeňme na paniku, kterou vyvolal blízký průlet planetky Toutatis koncem r. 1992, kdy však šlo o vzdálenost bezmála desetkrát větší. Toutatis se loni znovu vrátil k Zemi a 29. listopadu 1996 proletěl ve vzdálenosti 5,3 milionů km jako těleso asi 12 mag. E. de Jong aj. toho využili k radarovém snímkování, z něhož vyplývají rozměry hlavních os planetky 4,6x2,4x1,9 km. Toutatis rotuje kolem nejdelší osy v periodě 5,4 dne a tato osa podléhá precesi v periodě 7,35 dne. Příští návrat dne 31. října 2000 proběhne ve vzdálenosti 11 milionů km od Země, ale zato další 29. září 2004 zůstane na dlouhou dobu vůbec nejtěsnějším - vzdálenost od Země dosáhne pouhých 1,5 milionů km a objekt bude vidět triedrem jako hvězda 9 mag. Rovněž křížič (1620) Geographos má dle S. Ostra aj. podle radarových měření velmi protáhlý (na koncích snad přímo zašpičatělý!) tvar, potvrzený nezávisle fotometrií P. Magnussona aj. Geographos rotuje retrográdně v periodě 0,22 dne a poměr hlavní a vedlejší poloosy dosahuje 2,6. P. Michel aj. se zabývali vývojem dráhy planetky (433) Eros o průměru 22 km a perihelu ve vzdálenosti 1,13 AU. To značí, že bezprostředně nehrozí srážka s tímto obřím objektem, ale naneštěstí dráhová rezonance s Marsem způsobí, že během nejbližšího milionu let se z Erose stane křížič Země, který se může se Zemí srazit již za 1,14 milionu let - a takovou katastrofu by lidstvo nejspíše nepřežilo. Proto je docela prozíravé, že v únoru 1996 startovala ze Země sonda NEAR, která doletí k Erosu v lednu 1999, usadí se tam na parkovací dráze a bude zkoumat planetku zblízka nejméně po dobu jednoho roku.
Podle J. Solema a J. Hillse dopadá na Zemi asi třetina všech křížičů, kdežto ostatní se dostanou posléze na bezpečné dráhy v okolí Jupiteru anebo dokonce opustí sluneční soustavu. Zatím známe asi 150 křížičů, ale skutečný počet křížičů-zabijáků ( s průměrem těles nad 1 km) se odhaduje nejméně na 1000 objektů. Podle A. Harrise jsou z hlediska rizika zabití nejnebezpečnější právě objekty o průměru 1 km, které jsou poměrně četné, takže v průměru zabíjejí 10 000 lidí ročně. Za nimi následují stometrová tělesa typu tunguzského meteoritu, jež v průměru zabíjejí 80 lidí za rok, a konečně obří planetky o průměru 10 km, které mají na svědomí v průměru 60 úmrtí do roka. Tyto údaje jsou samozřejmě hypotetické, neboť v historické době ke katastrofám tohoto typu prakticky nedošlo, leč dříve či později se tato neveselá statistika rázem naplní - stačí, aby na nás spadl jediný 10 km křížič za 50 milionů let, což pak znamená 300 milionů obětí!
V hledání a pozorování planetek loni úspěšně pokračovala též jihočeská hvězdárna na Kleti, jejíž pracovníci pojmenovali čtvrttisící tam objevenou planetku (1982 BQ_2) jménem Kleť. Jejich zásluhou se nyní dostala na oblohu jména několika význačných matematiků: (2622) Bolzano, (2661) Bydžovský, (4023) Jarník a (6765) Fibonacci (6765 je totiž 20. Fibonacciovo číslo). Kromě toho byly loni na Kleti pojmenovány mj. planetky (3102) Krok, (3701) Marci, (3905) Doppler, (3949) Mach, (3979) Brorsen, (4090) Risehvezd a (5797) Bivoj. Zásluhou L. Kohoutka pak přibyla i planetka (2418) Voskovec-Werich. V říjnu 1996 bylo úhrnem očíslováno již 7212 planetek, z toho asi tři čtvrtiny jsou rovněž pojmenovány. Výzkumu planetek se v současnosti věnuje na 180 hvězdáren ve 29 zemích světa.
D. Mitchell aj. zveřejnili výsledky radarových měření největších planetek (1) Ceres, (2) Pallas a (4) Vesta z kampaní v letech 1981-1995. Zatímco povrch Cerery i Pallasy jsou hladší než povrch Měsíce, je povrch Vesty velmi drsný a pokrývají ho zřejmě vyvřelé horniny. Hustoty těles se pohybují v rozmezí 2,3-3,0 násobku hustoty vody. M. Belton aj. podrobně rozebrali průlet sondy Galileo kolem planetky (243) Ida v srpnu 1993. Podařilo se zobrazit 95% povrchu Idy ve 4-5 barvách a odtud určili její objem 16 100 km^3, hustotu (2,6 +/- 0,5), hmotnost 4,2.10^16 kg i rotační periodu 4,63 h. Průvodce Dactyl má rotační periodu přes 8 h, poloměr 0,7 km a obíhá prográdně v rovině rovníku Idy ve vzdálenosti 85 km kruhovou rychlostí 6 m/s. Útvary na Idě jsou pojmenovány po význačných pozemských jeskyních, avšak na památku objevitele Idy, opavského rodáka J. Palisy, se tam nachází též oblast Palisa Regio. Ida, podobně jako planetka Gaspra zkoumaná sondou Galileo v r. 1991, vznikla při katastrofickém rozbití mateřského tělesa rodiny planetek Koronis.
Když C. Kowal objevil r. 1977 podivuhodné těleso (2060) Chiron za drahou Saturnu, málokdo tušil, jak tento objev ovlivní naše představy o stavbě vnější části sluneční soustavy. Chiron mezitím při postupném přibližování ke Slunci začal v r. 1989 jevit kometární aktivitu již ve vzdálenosti přes 10 AU od Slunce, takže tam musí sublimovat jiné ledy než vodní, např. ledy CO, dusíku či metanu. Dodatečně se totiž z archivních snímků zjistilo, že Chiron tuto kometární aktivitu vykazoval i v odsluní ve vzdálenosti 19 AU od Slunce. V polovině února 1996 však prošel přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU a k úžasu H. Campinse a M. Rieka, kteří jej v té době sledovali v infračerveném pásmu K, nejevil vůbec žádnou kometární aktivitu! Chiron se stal prototypem objektů s protáhlými drahami mezi Uranem a Saturnem, jimž souhrnně říkáme Kentauři, ač dodnes známe jen šest objektů se zmíněnou charakteristikou. Jde o tělesa s průměry od 60 do 180 km. K největším patří jednak Chiron a jednak extrémně červená planetka (5145) Pholus, objevená r. 1992.
V témže roce však bylo nalezeno další podivuhodné těleso 1992 QB_1 s poloosou větší než má Pluto. Zásluhou D. Jewitta a J. Luuové známe nyní už na tři tucty těchto transneptunských objektů s rozměry od stovky do několika set kilometrů, jichž však musí být v rozmezí od 30 do 50 AU od Slunce bezmála sto tisíc. Zřetelně jsme tak narazili na vnitřní okraj hypotetického Edgeworthova-Kuiperova pásu (disku), jenž se prostírá od dráhy Neptunu až do vzdálenosti kolem 500 AU, a jenž má obsahovat především asi sto bilionů jader komet. Edgeworthův-Kuiperův pás je totiž důležitější zásobárnou nových komet než proslulé mnohem rozlehlejší Oortovo mračno. Jeho existenci předvídali K. Edgeworth již r. 1949 a G. Kuiper r. 1950. Podle D. Jewitta aj. se během trvání sluneční soustavy přemístilo z Edgeworthova-Kuiperova pásu do oblasti Kentaurů asi 1,5násobek hmoty Země. To značí, že dráhy Kentaurů jsou nestabilní na časové stupnici 50 milionů let, jak na to poukázali A. Stern a H. Campins, a odtud přicházejí pozdější krátkoperiodické komety. Ty během řádově statisíce let zanikají a musejí být proto neustále nahrazovány ze zmíněných rezervoárů.
Last update: February 25, 1997