Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
09. mája 2000
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Jakkoliv se to zdá neuvěřitelné, planeta Merkur je obklopena velmi řiďounkou atmosférou vodíku, helia a kyslíku s hustotou řádu 10^10 atomů/m^3. Nejnověji zde byly objeveny i emise neutrálního sodíku a draslíku. M. Slade aj. zkoumali radarem v Arecibu oblast severního pólu planety na vlnové délce 130 mm s rozlišením asi 3 km a a objevili světlé skvrny uvnitř Merkurových impaktních kráterů v oblastech trvalého slunečního stínu. Skvrny se místy vyskytují i v nižších šířkách pod 72deg a téměř určitě jde o vodní led, podobně jako v polárních čepičkách na Marsu. Za zmínku stojí též pozorování přechodu Merkuru přes severní okraj slunečního kotouče, jenž byl pozorovatelný 15. listopadu 1999 v západních oblastech Severní a Jižní Ameriky a v přilehlé části Pacifiku. Šlo o 13. takový úkaz ve XX. století.
Podobně došlo loni 23. února ve 23 h UT k nezvykle těsné konjunkci Venuše s Jupiterem, kdy obě nejjasnější planety se navzájem přiblížily na úhlovou vzdálenost pouhých 9 obloukových minut. Tak těsné sblížení obou těles bylo naposledy pozorovatelné r. 1718. Úkaz vzbudil velkou pozornost i u nás, neboť ve střední Evropě bylo ten večer převážně jasno. Podle F. Namouniho a C. Murraye přispívá ke stabilitě dráhy Merkuru dvojplaneta Země-Měsíc. Pokud by totiž dvojplaneta neexistovala, začala by s časem nápadně kolísat výstřednost dráhy Merkuru. Kdyby neexistoval ani Merkur, projevilo by se to velkými změnami výstřednosti dráhy planety Venuše.
Jak uvádí E. Parker, zesílilo v průběhu XX. století průměrné magnetické pole Slunce dvakrát, což pravděpodobně ovlivňuje klima na Zemi. Přesné družicové radiometry totiž za posledních 20 let zjistily, že během jedenáctiletého cyklu sluneční činnosti kolísá zářivý výkon Slunce o 0,15%; extrémně až o 0,5%. Přitom je známo, že v období maxim sluneční činnosti je na severní polokouli tepleji o 1--2degC v porovnání s epochami dlouhodobého vymizení sluneční činnosti (např. Maunderovo minimum v letech 1645-1715). K tomu je třeba připočítat sekulární zvyšování zářivého výkonu Slunce o 0,1% během století ve shodě s vypočteným průběhem termonukleárních reakcí v jeho nitru. Parker proto usuzuje, že ke globálnímu oteplování Země musí dojít i tehdy, kdyby se na tom člověk přímo nepodílel. Zdá se však, že lidstvo se patrně díky osvětě i nátlaku ekologických organizací přece jen začíná snažit, neboť v r. 1998 poklesla emise oxidu uhličitého na Zemi o 0,5%, ačkoliv světová ekonomika ve stejném období vzrostla o 2,5%. Dokonce i v USA zaznamenali pokles průmyslové emise CO_2 o 1,2% a Čína ji snížila o plná 4%.
Před 3,8 miliardy let byl tehdejší zářivý výkon Slunce o 30% nižší než nyní, takže zemská atmosféra nutně musela vykazovat podstatně vyšší skleníkový efekt než dnes, neboť ani tehdy oceány očividně nezamrzly. Podle F. Adamse aj. může však Země zmrznout v budoucnu, kdyby vinou dráhového chaosu byla nakonec vymrštěna do hlubin vesmíru ze své kvazistabilní dráhy, jelikož kvůli zřetelné dráhové výstřednosti je v oběžném pohybu značně rušena vnějšími planetami sluneční soustavy. To by znamenalo přirozeně zkázu biosféry, s výjimkou pásem vřídel horké vody, která se ohřívá v zemských hlubinách teplem radioaktivního rozpadu. Země nyní ztrácí 4,2.10^13 W tepla z nitra a blízko povrchu činí teplotní spád 25degC/1 km. Na dně zemského pláště se proto teplota pohybuje mezi 2,5--3 kK a na hranici vnitřního jádra již přesahuje teplotu povrchu Slunce, neboť činí (6670 +/- 600) K.
V hloubce kolem 30 km na rozhraní zemské kůry a vnějšího pláště vznikají nejničivější zemětřesení, měřená - jak známo - v Richterově otevřené stupnici (R). Přitom platí, že zvýšení R o jeden stupeň představuje zvětšení energie zemětřesení v poměru 32:1. Zemětřesné vlny se šíří v zemské kůře rychlostí 6 km/s, kdežto doprovodné vlny cunami postupují na oceánu rychlostí jen 0,2 km/s. Za ničivá se považují zemětřesení s R >= 7,0, přičemž současný rekord R = 9,5 drží zemětřesení v Chile. V průměrném roce dochází k 18 takovým zemětřesením, zatímco nejklidněji ve XX. století bylo r. 1986 díky pouhým 6 ničivým zemětřesením, a naopak nejhůře r. 1943 se 41 velkými zemětřeseními. Historicky největší ztráty na životech způsobila zemětřesení v Číně; v r. 1556 tam zahynulo 830 tisíc a v r. 1976 nejméně 655 tisíc obyvatel. Navzdory velkému úsilí a vynaloženým prostředkům se japonští odborníci loni vzdali snahy předvídat aktuální zemětřesení a chtějí se napříště soustředit na lepší pochopení mechanismu vzniku a průběhu těchto ničivých úkazů. K dosavadním pozemským rizikům pro člověka bychom měli však započítat i rizika kosmická, neboť podle nejnovějších údajů je nebezpečí úmrtí následkem pádu kosmického tělesa dokonce dvakrát větší než pro smrt následkem letecké havárie, šestkrát větší, než že vás usmrtí tornádo a dokonce stokrát větší než že se otrávíte jídlem! K popularizaci problému má přispět i tzv. turínská stupnice impaktního rizika, navržená R. Binzelem, která hodnotí nebezpečí srážky většího kosmického tělesa (planetky, jádra komety) se Zemí v desetidílné stupnici, kde hodnoty od 0 do 4 nepředstavují žádné nebezpečí v dohledné budoucnosti, kdežto stupně 5--7 již znamenají vážné riziko a 8--10 bezprostřední nebezpečí drtivého dopadu.
Posmrtně uveřejněná souborná práce E. Shoemakera posuzuje komplexně průběh kosmického bombardování Země za poslední více než 3 miliardy let. Autor přitom vycházel zejména z určení průběhu četnosti vzniku impaktních kráterů na Měsíci v závislosti na čase. Této statistice zvláště pomohla sonda Clementine, jež v r. 1994 pořídila tisíce velmi kvalitních snímků odvrácené strany Měsíce. Před 4 miliardami let byl Měsíc (a souběžně ovšem i Země, kde se však důkazy nedochovaly) vystaven několika epizodám těžkého bombardování, což skončilo v čase -3,85 miliardy let. Tehdy byly zvláště vysočiny na Měsíci vystaveny takovému útoku meteoritů, že mladší impakty ničily staré krátery, až došlo k nasycení, kdy dochovaný nejstarší povrch Měsíce je souvisle pokryt krátery. Naproti tomu měsíční pánve - zejména Moře dešťů a Oceán bouří - vznikly teprve před 3,2 miliardami let, takže jsou nápadně prosté impaktních kráterů. Tehdy se totiž tempo kosmického bombardování Měsíce i Země již podstatně snížilo. Zemský povrch se pro studium časového průběhu impaktů příliš nehodí vinou silné eroze a geologické aktivity Země. V průměru je totiž starý nanejvýš 500 milionů let. Nicméně když začneme probírat rozpoznané velké impaktní krátery na Zemi, dostáváme poměrně pochmurný obraz. Nejstarší doklady z prekambrijské epochy před 540 miliony let se dochovaly v Austrálii, kde autor rozpoznal před svou tragickou smrtí 6 velkých impaktních kráterů. Z období posledních 220 milionů let je na celé Zemi známo 9 kráterů s průměry 52--170 km; mezi nimi proslulý kráter Chicxulub v Mexickém zálivu, starý jen 65 milionů let. Zkušenost s dopadem jadérek komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter naznačila, že hlavní devastaci působí až sekundární krupobití hornin, vyvržených zpět do atmosféry při impaktu, neboť množství vyvrženého materiálu značně přesahuje hmotnost dopadajícího tělesa.
Z počítání kráterů na Zemi dle Shoemakera plyne, že se v posledních 200 milionech let četnost dopadů velkých těles na Zemi opět zvýšila, a to na dvojnásobek pro krátery s průměrem nad 20 km a dokonce na desetinásobek pro krátery s průměrem nad 70 km, v porovnání s dlouhodobým nízkým normálem za poslední 3 miliardy let. Autor to přičítá zvyšujícímu se počtu dlouhoperiodických komet, zejména pak jakémusi roji komet před 35,5 milionem roku. Tyto údaje dobře souhlasí jednak s výsledky měření výskytu kosmického prachu na mořském dně na Zemi a jednak s proměnnou vzdáleností Slunce od centra Galaxie v důsledku jeho výstředné oběžné dráhy. Navíc Slunce osciluje kolem hlavní roviny souměrnosti Galaxie až do vzdálenosti 75 pc v průběhu pouhých 35 milionů let. To se projevuje kolísáním velikosti galaktického slapu pro komety v Oortově mračnu, což v kombinaci s těsnými průlety hvězd v blízkosti Slunce zvyšuje počty komet, jež se z mračna dostávají do vnitřních oblastí sluneční soustavy, až v poměru 1:4.
V r. 1983 proletěla kometa IRAS-Araki-Alcock ve vzdálenosti jen 4,5 milionů km od Země. Přitom její jádro bylo asi stejně velké jako jádro komety Halleyovy. Podobně se k Zemi přibližuje na tutéž vzdálenost samotná Halleyova kometa v intervalech kolem tisíce roků; v průměru tedy dochází k těsným přiblížením komet tohoto rozměru jednou za 200 let. Odtud plyne, že nejpozději jednou za 100 milionů let se takto velká kometa musí do Země trefit. Výzkum četnosti kometárních impaktů se tak fakticky stává nepřímým studiem pohybu Slunce vůči středu Galaxie. Kromě toho J. Ženg a M. Valtonen odhadli, že za poslední 4 miliardy let prodělala Země asi 100 srážek s interstelárními kometami (nomády). Odhadují totiž, že průměrná hustota nomádů se pohybuje mezi 1--10 biliony kusů v krychlovém parseku. Proti rozšířené představě, že voda na Zemi pochází z komet, svědčí měření zastoupení deutéria ve vodě z komety Hale-Bopp. Je totiž vyšší než v pozemských oceánech. Podle B. Fieldse a J. Ellise byl v sedimentech na dně oceánů objeven nuklid 60^Fe, který je údajně dokladem výbuchu blízké supernovy před 5 miliony lety. Jelikož množství nuklidu nasvědčuje tomu, že supernova vzplanula méně než 30 pc od Slunce, mělo to mít za následek "lehké vymírání" života na Zemi.
Soustavná měření z družic, sledujících Zemi, prokázala, že přes 2/3 atmosférických srážek spadne díky tropickým lijákům mezi 35deg severní a jižní zeměpisné šířky. Na vydatnosti srážek se negativně podepisují lesní požáry, jejichž kouř množství srážek snižuje, anebo jim i zcela zabrání. Družice hrály rozhodující roli i při pochopení vzniku základního meteorologického fenoménu El Niňo (Děťátko) a La Niňa (Panenka). V zásadě znamená El Niňo zvýšení teploty povrchu Pacifického oceánu o 1--3degC oproti normálu, kdežto La Niňa pokles pod normál o 1--2degC. Při El Niňu zeslábnou západní pasátové větry, které naopak zesílí při La Nině. El Niňo znamená oteplení v Japonsku, na Aljašce a v severních částech Kanady, dále v Brazílii, jihovýchodní Africe, na Madagaskaru a jihovýchodní Austrálii. Při La Nině se mj. zvýší oblačnost nad Indonézií a vzrostou srážky v Indii, Austrálii a jižní Africe.
Ve XX. století bylo zaznamenáno 23 úkazů El Niňo a 15 případů La Niňa, ale jen za posledních 13 let jsou k dispozici dostatečně podrobné údaje, zejména ze 70 bójí v centrálním Pacifiku a nejnověji též z družice TOPEX/Poseidon. Ta totiž dokáže mimo jiné i velmi přesně měřit výšku mořské hladiny vůči geoidu. Tak se zjistilo, že za normálních okolností má Pacifik spád od Indonézie k západnímu pobřeží Mexika o 0,45 m. Četnost velkých úkazů vzrostla po r. 1980 - z 10 největších fenoménů připadají 4 na poslední dvacetiletí. Při vůbec nejhorších epizodách století, tj. El Niňo koncem r. 1997 a La Niňa v období od ledna do října 1998, byly zaznamenány nejničivější a nejmohutnější hurikány až na atlantickém pobřeží Spojených států. Po celém světě zahynulo v důsledku kombinace El Niňo-La Niňa 23 tisíc lidí a materiální škody dosáhly výšky 33 miliard dolarů. Včasné předvídání těchto doslova globálních efektů má proto klíčový význam pro zmírnění jejích následků.
V jihovýchodním Grónsku byla zaznamenána rychlá degradace polárního ledovce - jeho průměrná tloušťka se za posledních 5 let zmenšila o plných 10 metrů. Radar SeaWinds na družici QuikScat sledoval během loňského roku velký úlomek (39 x 77 km) ledovce B10, jenž se oddělil od Antarktidy v r. 1992 a rozpadl se na dva kusy (A a B) r. 1995. Ledovec A vyčníval nad hladinu oceánu do výšky 100 m, ale sahal do hloubky nejméně 300 m a loni se dostal do plavební dráhy zaoceánských plavidel na jižní polokouli. Proto mělo jeho monitorování mimořádný význam do doby, než se v teplých vodách jižního Pacifiku koncem roku rozpustil. Velký průlom v mapování Antarktidy znamená radiolokace kanadskou družicí Radarsat, jež na podzim 1997 dokázala za pouhých 18 dnů pořídit kvalitní mapu celého kontinentu, neboť na rozdíl od infračervených studií nebyla měření ovlivňována oblačností. Družice odhalila zkroucené ledové proudy ve východní Antarktidě, pohybující se tempem až 1 km/rok.
Podle měření R. McPeterse aj. z družice TOMS se loni počínaje 17. zářím rozevřela ozonová díra mezi Novým Zélandem a Antarktidou na ploše až 25 milionů km^2. Největší pokles zastoupení ozonu na pouhých 92 Dobsonových jednotek (DU) byl zaznamenán 1. října, což je ovšem o 2 DU lepší výsledek než r. 1998. J. Butler aj. zjistili, že látek antropogenního původu, rozbíjejících ozonovou vrstvu, začalo v polárním ledu přibývat již od dvacátých let našeho století - jde především o proslulé chlorfluorokarbony. Od listopadu 1999 do března 2000 probíhal komplexní výzkum zastoupení atmosférického ozonu v Arktidě. Zapojily se do něj družice, rakety, stratosférické balóny, letadla i pozemní stanice. I na severní polokouli dochází totiž v posledních letech k sezónním výkyvům v koncentraci ozonu. Jak ukázaly soustavné radiolokační sondáže, klesla za posledních 38 let vinou lidské průmyslové činnosti výška termosféry, sahající nad Antarktidou až do 300 km nad zemí, o plných 8 km. Teplota vyšších vrstev termosféry silně kolísá.
Ve dnech 10. až 12. května došlo podle měření z družice ACE a Wind k nečekanému padesátinásobnému (!) poklesu hustoty slunečního větru v okolí Země. Zastoupení jader hélia kleslo na 1 promile normálu. Rychlost slunečního větru klesla na polovinu standardní hodnoty, ale střední teplota elektronů se nezměnila. Na severní polokouli byly pozorovány naprosto neobvyklé polární záře, které družice Polar zaznamenala i v rentgenovém spektrálním pásmu. Následkem tohoto jedinečného úkazu se výrazně změnil tvar geomagnetického pole; magnetosféra Země se nafoukla na šestinásobek a oblouková rázová vlna se od Země vzdálila na čtyřnásobek standardní hodnoty; vnější radiační pás Země vymizel téměř na dva měsíce. Úkaz nemá v relativně krátké historii pozorování slunečního větru obdoby a jeho příčina není známa.
Základní představa W. Hartmanna a D. Davise (1975) resp. A. Camerona a W. Warda (1976) o vzniku Měsíce nárazem Praměsíce na Prazemi vyžaduje podle R. Canupa aj. složitější scénář, kdy na Zemi spadnou dvě velká tělesa, popřípadě se nejprve navzájem srazí a pak spadnou na Zemi. Podle A. Konopliva aj. podporují uvedenou domněnku také nejnovější měření gravitačního pole Měsíce sondou Lunar Prospector, z nichž vychází, že poloměr jádra Měsíce činí pouze 350 km a hmotnost jádra představuje jen 2% hmotnosti Měsíce - daleko méně než u Země, kde je v jádře soustředěno 30% hmoty. Jádro Země se tedy utvořilo dříve, než došlo ke srážce s Praměsícem.
Samotná 160 kg měsíční družice Lunar Prospector v ceně 65 milionů dolarů byla skutečně efektivní investicí, neboť kromě přesného měření gravitačního pole Měsíce z výšek od 100 km do pouhých 24 km pořídila i vynikající mapu minerálního složení měsíčního povrchu a dále odhalila slabá měsíční lokální magnetická pole a dokonce i koncentraci ledových krystalků, uvězněných v měsíčním regolitu v zastíněných oblastech kolem měsíčních pólů. Po skončení mise byla družice navedena zpět do výšky 200 km nad povrchem a zbrzděna tak, aby pod úhlem pouhých 7deg k povrchu narazila na dno 50 km kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu rychlostí 1,7 km/s. Uvolněná kinetická energie nárazu měla stačit na ohřátí 18 kg ledu na 127degC a příslušný oblak vodní páry by mohl být v principu pozorovatelný dalekohledy ze Země. To by byl přímý důkaz správnosti názorů, že v polárních oblastech Měsíce se nalézá na 6 Gt vodního ledu. Ani HST ani družice SWAS, ba ani dvacet dalekohledů připravených na Zemi, však v době dopadu žádné jevy na Měsíci nezaznamenaly. To ovšem zdaleka neznamená, že voda na Měsíci v podobě ledových krystalků není, ale i kdyby tam byla, tak podle G. Reeda by ji budoucí astronauti stěží mohli pít, neboť vzorky měsíčních hornin z výprav Apolla 15 a 17 ukazují, že je patrně smíchána se rtutí a její separace je téměř určitě vyloučena.
Zato se J. Wilsonovi aj. podařilo ve dnech 18. až 20. listopadu 1998 zaznamenat trojnásobné zesílení sodíkového chvostu Měsíce, vyvolané nárazy meteoroidů z roje Leonid na měsíční povrch. J. Ortiz aj. se snažili odhalit potenciální záblesky, vznikající při nárazu meteoritů na temnou část měsíčního kotouče. Podle výpočtu by totiž měl 1 kg meteorit, dopadající rychlostí 20 km/s na Měsíc, uvolnit 2.10^7 J energie ve formě viditelného světla, což by se i v menším dalekohledu mělo snadno pozorovat. Za něco přes 4 h pozorování 0,25 m zrcadlovým dalekohledem však nenašli ani jeden úkaz se světelnou energií vyšší než 5.10^6 J. Skvělý úspěch se však vzápětí zdařil B. Cudnikovi aj. při návratu meteorického deště Leonid v r. 1999, kdy se jim podařilo 18. listopadu mezi 3.49 a 5.15 h UT pozorovat videokamerami v Houstonu a v Marylandu na temné části měsíčního kotouče přinejmenším 6 kratičkých záblesků 3--7 mag, jež byly zcela nepochybně vyvolány dopady meteoroidů z roje Leonid na povrch Měsíce. Podle výpočtů D. Ashera se totiž střed vlákna Leonid přiblížil k centru Měsíce na vzdálenost pouhých 30 000 km ve 4.49 h UT, zatímco u Země byl nejblíže ve 3.05 h UT ve vzdálenosti 105 000 km - jde o historicky první pozorování meteorického roje na jiném tělese než na Zemi.
Měsíc však byl loňského roku ještě jednou proměřován mocným Hubblovým kosmickým teleskopem (HST). Nešlo však primárně o studium Měsíce, nýbrž o nepřímou kalibraci rozložení slunečního záření, neboť HST se přirozeně nemůže podívat přímo na Slunce. Unikátní záběr zaručeně nejbližšího objektu v archivu HST zobrazuje nejbližší okolí kráteru Copernicus.
Na samém konci roku pak vzrušila i laickou veřejnost zpráva, že 22. prosince večer jsme měli spatřit nejjasnější úplněk století díky souhře příznivých událostí, tj. Měsíc byl velmi blízko perigea a zimního slunovratu a navíc poblíž perihelu své dráhy kolem Slunce. Podle R. Sinnotta byl sice Měsíc 10 h před zmíněným prosincovým úplňkem vskutku nejblíže Zemi (356 654 km) za celý rok 1999, takže lunisolární slapy dosáhly ročního maxima téže výšky jako naposledy v prosinci 1991 a 1980. Ve 20. stol. však bylo perigeum Měsíce nejblíže Zemi již 4. ledna 1912 (356 375 km), tedy přesně v perihelu. Když prostě sečteme všechny příznivé vlivy na jasnost měsíčního úplňku, zjistíme, že poslední mimořádně jasné úplňky se odehrály v zimě r. 1893, 1912 a 1930. Rekord pak drží zmíněný úplněk z r. 1912, ale i tehdy činil zisk jasnosti proti průměru jen 0,24 mag, což je očima téměř nepostřehnutelná hodnota.
V dubnu 1999 zaznamenal HST na Marsu oválný cyklón o největších rozměrech až 1450 x 1770 km s "okem bouře" o průměru 300 km v severní šířce 65deg. Cyklón byl třikrát větší než všechny dosud na rudé planetě pozorované a trval několik týdnů, než se koncem května rozplynul. HST pořídil zejména kolem opozice 1. května 1999 vynikající celkové záběry planety, jež se staly ozdobou internetových stránek.
Studium Marsu bylo však loni zcela ve znamení vynikající funkce sondy Mars Global Surveyor, jež skončila 19. února aerodynamické brzdění při přechodu na kruhovou synchronní sluneční dráhu ve výši 379 km nad povrchem. Sonda nyní přelétá Marsův rovník na denní straně směrem od jihu na sever vždy ve 14 h místního času. Od počátku března se věnovala soustavnému mapování planety s maximálním rozlišením až 1,5 m. Díky dobré funkci laserového výškoměru MOLA (celkem 27 milionů měření v letech 1998-99) se D. Smithovi aj. podařilo sestrojit trojrozměrnou mapu povrchu Marsu s chybou výšek od +/-2 m na severní polokouli do +/-13 m na polokouli jižní. Odtud vyplynulo, že severní polokoule je obecně hladší a o 5 km nižší než jižní, čili že právě tam se rozléval dávný marsovský oceán a řeky na Marsu tekly z jihu na sever. Pánev Hellas na jihu pak představuje největší impaktní kráter sluneční soustavy s průměrem 2100 km a hloubkou až 9 km; okrajový lem o šířce až 3000 km dosahuje výšky 2 km. Kdyby roztál vodní led v současných polárních čepičkách, byl by celý povrch Marsu pokryt mělkým oceánem o hloubce 30 m; ledu na Marsu je tudíž asi o polovinu více než v Grónsku.
M. Zunerová a M. Malin aj. soudí, že geologická diferenciace v nitru planety proběhla ihned po jeho vzniku díky vnitřnímu teplu, podobně jako na Zemi. Na povrch Marsu se tak dostala tekutá voda, jež tekla v kanálech širokých až 1 km po dobu asi jedné miliardy roků. Na stěnách dlouhých křivolakých kaňonů jsou na starších snímcích z oběžných modulů sond Viking údajně patrné stopy po usazeninách, což se však kvalitnější sondě MGS podle T. Parkera aj. nepodařilo spolehlivě prokázat. Když se posléze vnitřní zdroj tepla vyčerpal, ustala nakonec i sopečná aktivita a voda se s výjimkou polárních čepiček z povrchu planety ztratila. Řečiště byla zaváta pískem a povrch planety dnes z velké části pokrývají proměnlivé písečné duny. Ty se převalují až do pásma polárních čepiček. Obecně lze dnešní povrch Marsu charakterizovat jako studenou suchou poušť.
Jelikož se sonda při přechodu na definitivní dráhu dostávala vinou viklavého slunečního panelu blíže k povrchu Marsu, než se původně plánovalo, podařilo se M. Acunovi aj. odhalit slabé, leč měřitelné reziduální magnetické pole planety, svědčící o někdejší existenci magnetického dynama v jejím nitru, a tedy i o pravděpodobné funkci deskové tektoniky v geologické minulosti Marsu. Tato epizoda však zřejmě skončila asi půl miliardy let po vzniku planety. Na jižní polokouli byly zjištěny ve směru východ-západ až 2000 km dlouhé a 150 km široké pruhy opačné magnetické polarity, svědčící o častém přepólování v geologické minulosti Marsu, a tudíž také o rozevírání oceánského dna a vytváření nové kůry, podobně jako tomu bylo na Zemi. Na severní polokouli vznikala kůra až po vypnutí magnetického dynama v nitru planety, takže tam žádné magnetické pole není; o mládí severní polokoule svědčí též téměř naprostá absence impaktních kráterů. Mezitím se celé číslo prestižního Journal of Geophysical Research soustředilo na výsledky předešlé velmi zdařilé sondy Mars Pathfinder, uložené v 35 pracích z oboru geologie, geomorfologie, mineralogie, geochemie, geomagnetismu, meteorologie a kartografie. Celkem bylo na Zemi přeneseno 2,3 Gbitů informací, tj. zejména 17 tisíc snímků povrchu a atmosféry, 16 chemických analýz půdy a hornin a 8,5 milionů měření teploty, tlaku a rychlosti větru v atmosféře planety. Měření ukazují, že v ranních hodinách vznikají v atmosféře mračna ledových krystalků, která se při rychle zvyšující teplotě brzy rozplynou. V nízké atmosféře se neustále vznáší jemný prach, dávající obloze hnědavé či růžové zabarvení. Zvýšená denní teplota vede ke vzniku rozsáhlých vertikálních vzdušných vírů, sahajících do výšky až 8 km a nazývaných tančící derviši. Jediný derviš vyzvedne tuny prachu do výšky až 2 km nad povrch a přemisťuje je na velké vzdálenosti. Porovnáním se snímky z Vikingů se podařilo zpřesnit precesní konstantu Marsu a odhadnout tak poloměr centrálního kovového jádra planety na 1400--2200 km. Rovněž tak je nepochybné, že dřívější klima na Marsu bylo vlhčí a teplejší než je dnes. A. Christou a K. Beurle se zabývali možností pozorování meteorů v atmosféře Marsu. Pro Zemi platí, že obvykle vidíme meteorické roje těch mateřských komet, jejichž dráhy se k Zemi přibližují na méně než 30 milionů km. Atmosféra Marsu je ovšem řidší a relativní rychlost meteoroidů při vstupu do Marsovy atmosféry obecně nižší než na Zemi. Na druhé straně hustoty atmosféry s výškou ubývá na Marsu pomaleji, takže ve výši 120 km na povrchem se vyrovná hustotě zemské atmosféry v téže výši. Autoři nakonec zjistili, že pro meteoroidy, vlétající do ovzduší Marsu rychlostí vyšší než 30 km/s, dojde k zážehu ve výškách 90--50 km nad povrchem planety, a že potenciálními zdroji marsovských meteorických rojů může být jednak sama Halleyova kometa a také planetka (5335) Damocles.
K. Thomasová-Keprtová aj. studovali tři meteority různého stáří, pocházející z Marsu, tj. Shergotty (vznik před 165 miliony let), Nakhla (1,3 miliardy let) a ALHA84001 (4 miliardy let). Ve všech nalezli mikrokrystaly magnetitu, jež nevznikají anorganicky, nýbrž jen za přítomnosti baktérií. Z toho usuzují, že na Marsu byl život odjakživa a dosud se tam vyskytuje.
R. Ouyed aj. ukázali, že vnitřním zdrojem energie Jupiteru nemůže být pouze gravitační smršťování planety, neboť existence silného magnetického pole se pak dá vysvětlit jedině absurdním předpokladem, že Jupiter je starší než 5 miliard roků a vznikl dříve než sluneční soustava. Autoři proto soudí, že v nitru planety probíhá "termonukleární" slučování dvou jader deuteria na lehké hélium (tralphium) při teplotě kolem pouhých 20 kK a tlaku 4 TPa, které uvolňuje energii stálým tempem 400 PW prakticky po neomezenou dobu řádu 100 gigalet. Problémem je, zda se v nitru Jupiteru nalézá dostatečné množství deutéria, které tam muselo být rychle uloženo v době jeho vzniku. Autoři tvrdí, že to je možné, pokud Jupiter nevznikl - jak se dosud soudí - přímo zahuštěním části původní sluneční pramlhoviny, ale až soustředěním planetesimál. Pakliže mají autoři pravdu, znamená to ovšem, že podobná nízkoteplotní termonukleární reakce probíhá i v nitru ostatních velkých vnějších planet sluneční soustavy. Vznik Jupiteru z ledových planetesimál o původní teplotě pouhých 30 K podporují též T. Owen aj. na základě silného výskytu vzácných plynů Ar, Kr a Xe v jeho atmosféře. Jejich zastoupení převyšuje výskyt v atmosféře Slunce 2,1--2,7krát, takže se shoduje s výskytem v atmosférách menších planet. Odtud je zřejmé, že mechanismus vzniku všech planet byl v podstatě stejný. A. Friedson aj. využili tmavých skvrn po dopadu komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v červenci 1994 jako indikátoru vzdušných proudů v jeho atmosféře. Jelikož stopy dopadů bylo možné pozorovat v daleké ultrafialové oblasti spektra na 230 nm až do listopadu 1997, objevili tak, že se zplodiny impaktů dostaly ze 45deg jižní jovigrafické šířky až do "tropů" na 20deg jižní šířky. Podle nejnovějších odhadů měla jednotlivá jádra komety před dopadem průměry od 150 do 600 m, hmotnosti řádu 10^9 kg a při dopadu se uvolnila energie kolem 3.10^20 J. Ohnivá koule, vzniklá výbuchem úlomků v atmosféře na tlakové hladině 100 kPa, dosáhla teploty přes 10 kK, ale již za 15 s se stačila ochladit na 2 kK. Sloučeniny z výbuchu, zejména vodu, kyanovodík, CS, CS_2 a OCS, bylo možné pozorovat v atmosféře celý následující rok.
D. Rego aj. pozorovali v srpnu 1997 pomocí teleskopu IRTF na Havaji polární záře na Jupiteru v infračerveném pásmu 3,95 microm a zjistili, že díky iontovému větru se vnější atmosféra planety silně ohřívá. Vítr dosahuje supersonické rychlosti 1,04--1,4 Machu. B. Little aj. využili v říjnu a listopadu 1997 sondy Galileo k pozorování noční strany planety s cílem odhalit optické záření blesků v atmosféře. Rozlišení kamery dosahovalo hodnot od 23 do 134 km a registrace blesků byla poměrně snadná, neboť - jak se ukázalo - jejich energie je mnohem vyšší než na Zemi a dosahuje pro jeden blesk hodnot až 1,6.10^10 J. Bouřkové oblasti měly průměr až 1500 km a v každé bylo pozorováno několik blesků za minutu. Bouřky se koncentrovaly do mírných jovigrafických šířek +/-50deg a jsou důkazem vlhké konvekce v atmosféře planety.
M. Ockertová-Beková aj. zkoumali rozsah prstenců kolem Jupiteru pomocí sondy Galileo. Zjistili, že ve vzdálenostech 92--122,5 tis. km od centra planety se nalézá toroidální halo o tloušťce 12,5 tis. km, a že hlavní prsten sahá do vzdálenosti 128 940 km, tj. až za dráhu družice Adrastea (128 980 km). V jednotkách poloměru Jupiteru R_j dosahuje hlavní prsten do vzdálenosti 1,81 R_j a pavučinový prsten má dvě složky s poloměry 2,25 a 3,15 R_j. Každá složka je "pasena" družicí: Amaltheou (2,54 R_j) a Thebe (3,11 R_j)
Galileovy družice mají podle infračervených měření R. Carlsona aj. vesměs vlastní atmosféry; Ió obepíná oblak oxidu siřičitého, Europu a Ganymed atomární kyslík a Kallistó dokonce zředěný oxid uhličitý. Na povrchu Europy objevili autoři kyselinu sírovou, což poněkud překvapivě zvyšuje vyhlídky na existenci života na této pozoruhodné Jupiterově družici, neboť kyselina může sloužit jako oxidant a zdroj energie pro živé organismy. G. Hoppa aj. soudí, že cykloidální trhliny na snímcích povrchu Europy jsou odpovědí ledové kůry družice na slapy Jupiteru. Podle výpočtů činí slapové vzdutí na družici až 30 m, ale jelikož je její dráha eliptická, posouvá se poloha maximálního vzdutí během 85 h cyklu po povrchu tělesa. Tak se otevírají trhliny v ledové kůře, šířící se na povrchu rychlostí až 3 km/h; jinými slovy pod ledovými krami musí být tekutá voda. V trhlinách se tlačí na povrch voda, která však vzápětí zmrzne a tvoří vystouplé hřbety mezi hladkými ledovými krami.
H. Krüger aj. zjistili navíc, že Europa, Ganymed i Kallistó jsou obklopeny prachovými mračny, které jsou pozůstatkem po dopadech meteoritů na jejich povrch. Pomocí aparatury STIS HST nalezli M. McGrathová aj. polární záře u obou pólů Ganymedu, jenž má měřitelné vlastní magnetické pole a tudíž i van Allenovy pásy nízkoenergetických elektronů. Podle autorů kloužou elektrony vysílané Jupiterem podél magnetických siločar Ganymedu, rozbíjejí molekuly kyslíku na atomy a září v daleké ultrafialové oblasti spektra na vlnových délkách kolem 130 nm; případně lze pozorovat i optické záření na 630 nm, když se Ganymed nachází v Jupiterově stínu. Snímky HST z července 1997 pak odhalily námrazu SO_2 v okolí vulkánu Pillan na družici Ió. Loni v březnu jsme si připomněli již 20. výročí objevu sopek na Ió L. Morabitovou. Koncem ledna 1999 navštívila neúnavná sonda Galileo naposledy Europu a počátkem května proletěla 1315 km nad Kallistó, čímž se pomocí gravitačního praku dostala na novou dráhu s nižším perijovem (z 643 tis. km od centra Jupiteru kleslo na pouhých 393 tis. km), umožňujícím čtyři riskantní blízké průlety nad Ió. První dva z nich se pak vcelku velmi úspěšně odehrály v polovině října a koncem listopadu 1999. Předtím se 12. srpna 1999 dostala do vzdálenosti necelého půl milionu kilometrů od vrcholků oblačného příkrovu Jupiteru, kde naměřila 3,5krát vyšší radiaci, než se čekalo. Vzápětí pak sonda Galileo naposledy navštívila Kallistó ve vzdálenosti 2300 km.
Při průletu Galilea ve výši 611 km nad Ió v říjnu naměřila sonda teplotu 900 K pro lávu, vytékající z vulkánu Loki, jenž je podle těchto měření nejmocnější činnou sopkou ve sluneční soustavě - uvolňuje více tepla, než všechny aktivní pozemské sopky dohromady! Také sopky Pele a Prometheus byly v době průletu velmi aktivní. Sonda Galileo zaznamenala při prvním průletu více než 100 činných sopek na tomto miniaturním kosmickém tělese. Na divukrásných snímcích jsou patrné obří lávové proudy a jezera jakož i vztyčující se a vlastní gravitací opět se hroutící hory s relativním převýšením až 16 km!
Řídící centrum v Pasadeně dostalo v té době vskutku zabrat, neboť podobně jako při následujícím setkání koncem listopadu ve výši 300 km nad jižním pólem Ió se sonda kvůli radiační zátěži těsně před největším přiblížením automaticky vypnula, ale technici byli připraveni a v obou případech se jim podařilo sondu znovu ručně nastartovat, navzdory zpoždění světelného času plných 35 minut. Zprvu se navíc zdálo, že data se vůbec nepodaří očistit od silného rušivého šumu, ale nakonec slavily úspěch speciální "čistící" počítačové programy. Při listopadovém průletu zase horká láva přeexponovala část snímků, ale přesto se podařilo zachytit obří kalderu Loki o průměru plných 193 km, a také fontány lávy, tryskající až do výšky 1,5 km nad povrchem mírně protáhlé družice.
Podle B. Bézarda aj. byl v atmosféře Saturnu objeven infračervenou družicí ISO na vlnové délce 16,5 microm radikál metyl (CH_3), vznikající nepochybně fotolýzou metanu. S. Gibbard aj. využili v létě 1996 metody skvrnkové interferometrie u Keckova desetimetru k pozorování družice Titan v pásmu 1,5--2,3 microm . Složením několika set 0,2 s expozic tak docílili úhlového rozlišení 0,04" - nejméně dvakrát lepšího než by v červeném pásmu dokázal HST! To umožnilo rozeznat na povrchu Titanu podrobnosti o průměru nad 600 km a odhalit tak četné povrchové útvary s odlišným albedem. Především se potvrdilo, že Titan, který je v blízké infračervené oblasti 8 mag, rotuje kolem své osy synchronně s oběhem kolem Saturnu. Dále se ukázalo, že nejsvětlejší oblasti jsou skoro určitě pevniny pokryté ledem, zatímco tmavé skvrny s albedem nižším než 0,02 představují buď ztuhlé organické látky nebo jezera kapalných uhlovodíků při průměrné teplotě 93 K. Atmosférický tlak na povrchu družice je o 50% vyšší než na Zemi.
G. Dourneau a S. Naratchart určili hmotnosti (v jednotkách hmotnosti Saturnu M_s = 5,71.10^26 kg) a střední hustoty pro čtyři vnitřní velké družice planety:
| Parametr | Mimas | Enceladus | Tethys | Dione |
| hmotnost (10^-7 M_s) | 0,65 | 2,02 | 1,09 | 1,92 |
| hustota (voda = 1) | 1,12 | 1,77 | 1,03 | 1,49 |
Pomocí snímků HST lze sledovat, jak končí dlouhá dvacetileté zima na severní polokouli Uranu a poprvé v astronomické historii zde můžeme pozorovat nástup jara. V atmosféře planety jsou pozorovatelná velmi světlá mračna, tvořená patrně krystalky metanu. Jelikož metan absorbuje červenou barvu, má Uran nafialovělý nádech. V r. 2007 bude při "jarní rovnodennosti" dopadat sluneční světlo kolmo na rovník, takže lze očekávat, že se na planetě objeví rovnoběžné pásy, jaké známe na Jupiteru a Saturnu. HST také odhalil kolísání rovin prstenců, vyvolané pastýřskými družicemi a zploštěním samotné planety.
Družice Uranu, objevené r. 1997 s provizorními označeními S/1997 U1 a U2, dostaly na základě spolehlivě určených drah jména a definitivní označení: Kaliban (U XVI) a Sycorax (U XVII). E. Karkoschkovi se však loni podařilo objevit 18. družici Uranu S/1986 U10 na snímcích sondy Voyager 2, pořízených ve dnech 18.-23. ledna 1986. Nová družice měla na těchto snímcích 6,5--9,5 mag, což odpovídá magnitudě V = 23,6 při opozici se Zemí, tj. pravděpodobnému průměru tělesa 40 km. Kolem Uranu obíhá po kruhové dráze s poloměrem 76 416 km (51 tis. km nad oblačným příkrovem planety) v periodě 15 h 18 min a její existence byla potvrzena na snímcích HST. Další dvě družice Uranu objevili J. Kavelaars aj. pomocí 3,5 m reflektoru CFHT v polovině července 1999. Objekty S/1999 U1 a U2 dosáhly na snímcích jasnosti R 23 resp. 24 mag a pohybují se v přímých drahách s velkou výstředností ve vzdálenostech 0,15 resp. 0,06 AU od Uranu. Havajský objev potvrdili B. Gladman aj. pomocí palomarského pětimetru, kde navíc našli ještě objekt S/1999 U3 ve vzdálenosti menší než 0,02 AU od Uranu. Tento objekt byl vzápětí potvrzen skupinou J. Kavelaarse, podle jejichž měření je 23 mag, nachází se ve vzdálenosti 0,07 AU od Uranu a obíhá jej v době delší než 1,5 roku. Vlivem pomalého oběžného pohybu nešlo totiž z prvních měření stanovit dráhy nově nalezených družic příliš spolehlivě. V každém případě se tak překvapivě na základě pozemních pozorování stal v loňském roce Uran s 21 prokázanými družicemi rekordmanem sluneční soustavy.
A. Brunini a J. Fernández simulovali vznik Uranu a Neptunu akrecí planetesimál. Ze 30 simulací se 21krát stalo, že jim vznikly dvě velké planety za Saturnem, v 8 případech vznikla jen jedna planeta a naopak v jednom případě 3 velká tělesa během pouhých 10 milionů let. Ke stavbě planet se však vždy využilo nanejvýš polovina hmotnosti rozesetých planetesimál; druhou polovinu odstranili Jupiter a Saturn vyvržením tělísek ze sluneční soustavy. Naproti tomu přemisťování těles z pásma Uran-Neptun do terestrického pásma sluneční soustavy probíhalo po dobu asi 40 milionů let a zahrnulo asi patnáctinásobek hmotnosti Země. Planety Uran a Neptun po svém vzniku pomalu migrovaly do větších dálek v planetárním systému.
Podobně jako předtím u Uranu našli loni B. Bézard aj. v infračerveném spektru Neptunu, pořízeném družicí ISO pásy radikálu metylu, vznikající rovněž fotolýzou metanu. S. Gibbard aj. soudí, že díky mračnům metanu, sirovodíku, čpavku, vody aj. může v atmosféře Neptunu docházet k výbojům blesků, ale zatím se je nezdařilo na dálku pozorovat.
B. Sicardy aj. odhalili díky havajskému tříapůlmetru CFHT, vybavenému systémem adaptivní optiky, nový prstenec, uvnitř již známého Neptunova prstence Le Verrier. Z prstence je patrný jen západní oblouk, který je však dvakrát jasnější než oblouky vnějšího prstence Adams. Stabilitu oblouků Fraternité, Egalité, Liberté a Courage v Neptunových prstencích potvrdili též C. Dumas aj. na snímcích, pořízených v průběhu r. 1998 pomocí aparatury NICMOS HST. Podle M. Showaltera lze stabilitu oblouků, potvrzenou nyní na časové stupnici alespoň 15 let, vysvětlit jedině přítomností neznámých pastýřských družic v blízkosti prstenců.
E. Quirico aj. studovali největší družici Neptunu Triton pomocí teleskopu UKIRT a našli ve spektrech v blízké infračervené oblasti ze září 1995 pásy tuhého metanu, molekulárního dusíku, oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého. Odvodili také, že teplota povrchu družice přesahuje 35,6 K. M. Woolfson se zabýval vývojem soustavy Neptun - Pluto - Triton v počítačové simulaci, kde na počátku byl Pluto průvodcem Neptunu a Triton samostatným tělesem sluneční soustavy na velmi protáhlé dráze s výstředností 0,91 a velkou poloosou 29,1 AU, když patrně unikl z gravitačního pole neznámé planety, která podlehla jiné srážce ve vzdálenosti asi 2,5 AU (v dnešním pásu planetek). Hmotnost Tritonu byla asi o polovinu vyšší než původního celistvého Pluta, takže po nárazu se Triton zachytil na dráze u Neptunu, kdežto Pluto se rozpadl na dvě nestejné části, které se obě dostaly od Neptunu na samostatnou dráhu ve sluneční soustavě.
Dne 11. února 1999 si Pluto s Neptunem vyměnily po dvacetileté epizodě pořadí odstupu od Slunce, takže po následujících 230 let bude Pluto s Charonem zásluhou své velmi protáhlé oběžné dráhy od Slunce dále než Neptun. Souběžně s tím a také s faktem, že se blížilo očíslování jubilejní 10000. planetky, přišel B. Marsden s návrhem udělit Plutu právě toto jubilejní číslo a fakticky ho tak degradovat z planety na planetku. Podobně R. Binzel navrhl, aby Pluto obdržel číslo 0 či 1 v nově založeném katalogu transneptunských těles, jichž už je známo na 200, a mezi nimiž jsou Pluto s Charonem suverénně největší i nejhmotnější. Tak se rozhořela docela vzrušená a ostrá elektronická debata mezi nějakými 500 členy sekce pro sluneční soustavu Mezinárodní astronomické unie, kde ovšem zvláště američtí astronomové vehementně obhajovali dosavadní statut planety resp. dvojplanety pro pár Pluto-Charon, takže nakonec k žádné nomenklaturní revoluci formálně nedošlo. Z astrofyzikálního hlediska je však zřejmé, že jak Marsden tak Binzel uhodili hřebík na hlavičku: podivná dvojice Pluto-Charon s hmotností pouze pětiny hmotnosti našeho Měsíce zajisté mezi řádné planety nepatří, ale to nikterak nesnižuje význam Tombaughova objevu v r. 1930; právě naopak. E. Young aj. zpracovali obsáhlá fotometrická měření 18 přechodů Charonu před Plutem v letech 1985-1990 s cílem sestrojit albedovou mapu povrchu Pluta s rozlišením zhruba 200 km. Z měření též určili přesnější hodnoty poloměrů obou těles na 1183 km resp. 620 km. Zjistili též, že jižní pól Pluta je světlejší než severní, takže je zřejmě pokryt jinovatkou. Také v souřadnicích 17deg severní šířky a 33deg východní délky se na Pluto nachází světlá skvrnka o průměru 250 km, což by mohl být buď gejzír nebo naopak nový kráter. Na povrchu Pluta se dále podařilo rozlišit několik tmavých skvrn o rozměrech až 300 x 500 km. Překvapivě dobré snímky a spektra Pluta i Charonu pořídil brzy po své inauguraci 8,3 m japonský reflektor Subaru na Havaji. Podle vzhledu spekter je povrch Pluta pokryt ledem molekulárního dusíku a etanu, zatímco na povrchu Charonu se nachází vodní led.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 19. mája 2000