Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 07. marca 2006
A. Correia a J. Laskar se věnovali dosud nerozřešené otázce "uzamčení" rotace Merkuru vůči oběžné době v poměru 2/3. Ukázali, že toto uzamčení má dvě příčiny. První z nich jsou chaotické změny výstřednosti dráhy Merkuru v rozmezí od 0 do 0,45 a druhou slapový vliv Slunce, což dohromady přivede rotační periodu do rezonance s oběžnou dobou. Rezonance 2/3 je nejpravděpodobnější v dlouhém časovém údobí, jestliže aspoň na nějaký čas přesáhla výstřednost Merkurovy dráhy hodnotu 0,325.
Událostí století byl dlouho očekávaný přechod Venuše přes sluneční kotouč 8. června 2004, který byl teprve sedmým předpověděným přechodem v historii astronomie. První předpověď spočítal J. Kepler v r. 1629 pro datum 7. prosince 1631, ale tento přechod nikdo neviděl, protože v Evropě byla v té době noc. (Kepler odhadoval, že při přechodu zakryje Venuše až čtvrtinu slunečního kotouče, protože neměl dobrou představu o vzdálenostech a velikostech obou těles. Soudil, že Země je od Slunce vzdálena jen 24 mil. km. Sám se případného ověření předpovědi nedožil, protože zemřel koncem r. 1630.)
Kepler nepředpověděl následující přechod 4. prosince 1639; jeho nedopatření však počátkem r. 1639 napravil mladý mimořádně nadaný anglický astronom Jeremiah Horrocks (1619-1641) z Liverpoolu a přechod následně sám pozoroval podobně jako jeho přítel, obchodník se suknem W. Crabtree. Horrocks tato pozorování i zpracoval, ale zemřel dříve, než je stačil zveřejnit. Rukopis se však náhodou dostal k C. Huygensovi a odtud k J. Heveliovi, jenž Horrocksovu práci publikoval v r. 1662.
V r. 1716 uveřejnil předpověď dalšího páru přechodů (6. 6. 1761 a 3. 6. 1769) Edmond Halley, jenž si jako prvý uvědomil, že úkaz poskytuje jedinečnou možnost určit vzdálenost Země od Slunce a tím i rozměry všech planetárních drah. Halley neměl naději se události dožít, ale jeho práce měla nesmírný ohlas, který vedl k přípravě pozorování i v odlehlých krajích kolem Indického oceánu, v Jižní Africe, Laponsku a severní Kanadě. Týž výpočet totiž uveřejnil nezávisle také francouzský astronom J. Delisle. Nakonec se vědecká pozorování konala na 110 stanovištích po celém světě a odtud vyšly první hodnoty sluneční paralaxy: v r. 1761 v rozmezí (8,3 -- 10,6)arcsec a v r. 1769 v rozmezí (8,4 -- 8,8)arcsec. Podstatně přesnější hodnoty získali astronomové při dalším páru přechodů v letech 1874 a 1882. Současná hodnota sluneční paralaxy je 8,79414arcsec.
V dnešní době existují přirozeně přesnější metody určování rozměrů sluneční soustavy radarem, ale přesto pozorování vzácného přírodního úkazu neztratilo na půvabu, neboť se stalo výtečnou příležitostí přitáhnout k pozorování zejména nejmladší generaci. To si dobře uvědomili pracovníci Evropské jižní observatoře (ESO), kteří ve spolupráci s dalšími třemi evropskými astronomickými pracovišti včetně Astronomického ústavu AV ČR připravili rozsáhlou pozorovací kampaň evropských středoškolských studentů, kteří měli za úkol jednak zopakovat metodiku měření z XIX. stol. a spočítat odtud délku astronomické jednotky a jednak zdokumentovat celý úkaz v soutěži o nejlepší videoprezentaci. Do soutěže se zapojilo přes 2700 pozorovatelů z tisícovky evropských škol s velmi významným podílem škol z Česka i Slovenska. Jak uvedli H. Boffin a R. West, průměrná délka astronomické jednotky, odvozená z pozorování evropských středoškoláků, se lišila od dnes přijaté hodnoty o méně než desetinu promile. Kromě toho česká pobočka Britské rady vyhlásila pro české studenty soutěž o nejlepší webové stránky s tématikou přechodu Venuše a její tři vítězové byli za odměnu pozváni strávit v létě 2004 dva týdny na univerzitách v Londýně, Cambdridži a Oxfordu.
Zcela jedinečné pozorování se zdařilo Tomáši Maruškovi ze Stupavy, který zaznamenal během přechodu Venuše i přelet kosmické stanice ISS přes sluneční kotouč - tato sekvence snímků pak doslova obletěla celý svět. Z odborných pozorování uveďme alespoň sledování úkazu černé kapky družicí TRACE - ukázalo se, že tento úkaz nevzniká v atmosféře Venuše, jak se dosud soudilo, ale v atmosféře Země s přispěním efektu okrajového ztemnění Slunce. Podle J. Pasachoffa změřila družice ACRIMsat pokles sluneční konstanty o 0,1% (o 1,4 W/m2) během přechodu planety, což přesně odpovídá velikosti geometrického zástinu Slunce planetou. Toto pozorování lze využít při vyhodnocování pozorování exoplanet během přechodů před mateřskými hvězdami.
Jak uvádějí J. Meeus a A. Vitagliano, zažijí naší potomci (pokud tu ještě nějací budou) nesmírně vzácné současné přechody Venuše a Merkuru přes sluneční kotouč 17. září 13425 a znovu 26. července 69163. Kromě toho 5. července 6757 dojde k přechodu Merkuru a 5. dubna 15232 k přechodu Venuše přes sluneční kotouč v době úplného zatmění Slunce, což bude vlastně neskutečná pozorovatelská smůla... Marťané budou moci v r. 571741 pozorovat současný přechod Venuše, Země a Měsíce přes Slunce!
A. Christou zjistil, že v atmosféře Venuše svítí meteory nejvíce ve výškách 120 -- 100 km. Při dané hmotnosti meteoroidu jsou meteory asi o 2 mag jasnější, než kdyby vletěly do atmosféry Země. V principu by je mělo být možné pozorovat z umělých družice Venuše na nízké oběžné dráze v počtu desítek meteorů za hodinu. Hlavní meteorické roje na Venuši přísluší ke kometám Halley, Honda-Mrkos-Pajdušáková, Pons-Brooks, Crommelin, de Vico a k planetce Phaethon. L. Schaeferová a B. Fegley odvodili z radarových měření sondami Pioneer Venus Orbiter a Magellan, že na vrcholcích Venušiných hor je uložen tenký polokovový film sloučenin olova a vizmutu se sírou, jenž výborně odráží rádiové vlny. Francouzskému astronomovi-amatérovi C. Pellierovi se v květnu 2004, kdy osvětlený srpek Venuše představoval jen pětinu plochy disku planety, podařilo pořídit snímek neosvětleného povrchu Venuše pomocí webové kamery u 0,35 m reflektoru v infračerveném filtru s propustností kolem 1 µm.
S. Raymond aj. propočítali 44 modelů vzniku terestrických planet akrecí do vzdálenosti 2 AU a podařilo se jim tak modelově vytvořit 1 -- 4 planety. Jejich zárodky vznikly vlivem gravitačních nestabilit ze zrnek v horkém protoplanetárním disku kolem Slunce, které díky akreci vyrostly na planetesimály první a druhé generace. Jakmile začaly tyto planetesimály splývat, zárodky velmi rychle dorostly na dnešní terestrické planety. Modely však dávají planety zcela suché - ve skutečnosti musely během svého dorůstání odněkud získat vodu, ale dodnes se pořádně neví, odkud. Jde zřejmě o dosti realistické výpočty, protože podle A. Hallidaye vznikla Země intenzívním bombardováním jejího zárodku kosmickými projektily asi třikrát rychleji, než se dosud myslelo - za pouhých 11 milionů let. Vyplynulo to ze studia poměrného zastoupení radionuklidů wolframu v zemské kůře. Vlastní zárodek vznikal pozvolnou akrecí planetesimál plných 30 milionů let. R. Morišima a S. Watanabe zjistili, že při obří srážce zárodečné Země s Praměsícem se zásluhou hmoty odvržené ze Země impaktem podstatně snížil moment hybnosti Země, což umožnilo vznik stabilní dvojice Země-Měsíc. Země před impaktem měla asi 9krát větší hmotnost než Praměsíc. Nová studie vzorků grónských hornin z oblasti Akilia zpochybnila tvrzení o nejstarších stopách života na Zemi před 3,85 mld. let. Podle A. Bekkera aj. začalo v zemské atmosféře přibývat molekulárního kyslíku před 2,3 mld. let.
M. Greenfield aj. zjistili, že po bleskových výbojích probíhají v zemské atmosféře jaderné reakce, které se prozradí emisí záření gama, trvající až hodiny po úderu blesku. K objevu postačily detektory záření gama na střeše Fyzikálního ústavu v Tokiu. Bezprostředně po úderu blesku se pozoruje jasný záblesk gama, avšak sekundárně od cca 15. min po blesku začíná záření gama opět vzrůstat až do maxima v 70. min po blesku; teprve pak nastává exponenciální pokles. Autoři se domnívají, že příčinou jevu je urychlování elektronů po úderu blesku při energiích až 10 MeV a následná emise gama při jejich opětovném brzdění. Tak např. radioaktivní 40Ar se s poločasem rozpadu 56 min mění na 39Cl. Objev je tak překvapivý, že vedl badatele k vytváření blesků v přírodě uměle. Používá se k tomu miniaturní raketa, spojená se Zemí kovovým drátkem, vystřelená do bouřkového mraku s nahromaděným záporným elektrickým nábojem. Indukcí vznikne na zemi kladný náboj a po drátku proti sobě běží jiskry, které otevřou bleskový kanál, následkem čehož se spojovací drátek vypaří při teplotách až 33 kK a vzniká doprovodné záření gama i rentgenové. Záření gama je přitom až 300krát intenzívnější než záření rentgenové, a to je docela velká záhada.
Družice Compton objevila pomocí aparatury BATSE kratičké (1 ms) záblesky záření gama (TGF - Terrestrial Gamma-ray Flash) o energiích fotonů 20 keV - 2 MeV, které přicházely z horních vrstev zemské atmosféry. W. Pačiesas aj. ukázali, že jejich prapříčinou jsou částice kosmického záření, vnikající do zemské atmosféry, kde ve výškách kolem 10 km ionizují molekuly atmosféry a uvolňují energetické elektrony. V silném elektrickém poli bouřkových mraků se takové elektrony urychlují ve stratosféře směrem vzhůru a ve výškách kolem 100 km vzniká při jejich srážkách s atomy ionosféry brzdné záření v podobě fotonů záření gama.
V centrálním Grónsku započaly v r. 1996 dva hloubkové vrty do ledu od nadmořské výšky 2917 m. Vrty narazily v červenci 2003 na skálu a přinesly tak na povrchu ledová jádra o délce 3027 a 3053 m, která představují záznam o zemském klimatu za posledních 123 tis. r. s dobrým časovým rozlišením. Na počátku zkoumaného období teplota zemského povrchu zvolna klesala, ale k obratu došlo již před 115 tis. lety, kdy se náhle oteplilo a v integlaciálu bylo dokonce o plných 5 °C tepleji než dnes.
Jak uvedl J. White, v projektu EPICA v Antarktidě se podařilo odebrat vzorky ledu z hloubky až 3 km, což umožňuje zmapovat průběh změn zemského klimatu za posledních 740 tis. let. V ledu čirém jako sklo se nacházejí bublinky uvězněného "starého vzduchu", což dává skvělé možnosti zjišťovat změny chemického a izotopového složení zemské atmosféry. Odtud se mj. ukazuje, že perioda návratu ledových dob činí v průměru 100 tis. let, což odpovídá periodě změn výstřednosti zemské dráhy. Naproti tomu perioda kolísání sklonu zemské dráhy vůči ekliptice činí jen 40 tis. let. Naposledy byla výstřednost i sklon zemské dráhy stejná jako dnes před 425 -- 395 tis. lety, takže teď poprvé je možné srovnávat, jaký vliv mají oba dráhové parametry na kolísání klimatu. Za dobu 740 tis. roků je ve vzorcích dokumentováno celkem 8 ledových dob. Kdyby nebylo globálního oteplování, přišla by další ledová doba za 16 tis. let. Další vrtání do hloubky je však kritizováno, protože vrt může zasáhnout podzemní jezero Vostok, které je tak unikátní, že by bylo vědecky škodlivé narušit tento "vodní skanzen".
Od r. 1370 má západní Evropa dobré údaje o dozrávání a kvalitě vína, což je docela dobrý indikátor změn klimatu. J. Luterbacher aj. zhodnotili vývoj evropského klimatu za poslední půltisíciletí. XX. stol. představuje nejteplejší období za zmíněné období; v letech 1500-1900 byly evropské zimy v průměru o 0,5 °C chladnější než v letech 1901-2000. Nejchladnější byla zima 1708/1709 a nejteplejší léto r. 2003, což podle P. Stotta aj zvýšilo v Německu, Francii a Itálii riziko úmrtí lidí na dvojnásobek obvyklého průměru pro toto roční období. Mikrovlnná měření družice NOAA za léta 1979-2001 ukázala, že zatímco stratosféra Země se ochlazuje, troposféra se o něco výrazněji otepluje. Zvlášť rychle probíhá oteplování Arktidy, kde se do r. 2100 očekává zvýšení průměrné teploty až o 7 °C.
Pozorování z družic v letech 1985-99 ukázala, že v porovnání s léty 1850-73 ztratily ledovce 18% své kumulativní plochy a v současné době ustupují sedmkrát rychleji než v polovině XIX. stol. Skleníkový efekt objevil již r. 1827 J. Fourier a kvantitativně jej vysvětlil S. Arrhenius, jenž však úmyslně nepoužíval termínu "skleníkový efekt", protože ohřev způsobuje nesouměrnost průhlednosti zemské atmosféry pro viditelné a infračervené záření, nikoliv zábrana konvekce vzduchu v uzavřeném skleníku. Podle J. Pennera aj. se donedávna při modelování postupu globálního oteplování uvažovaly jen skleníkové plyny, ale zanedbával se vliv zastoupení aerosolů v zemské atmosféře. Aerosoly slouží na jedné straně jako kondenzační jádra pro vodní kapky či ledové krystalky, ale na druhé straně výrazně odrážejí sluneční záření zpět do kosmického prostoru. Jelikož aerosolů v zemském ovzduší přibývá, rozhodne to podstatně o velikosti globálního oteplení do konce tohoto století - celkový průměrný teplotní přírůstek se bude pohybovat v rozmezí 1,2 -- 5,8 °C.
B. Tapley aj. ukázali, že z měření družice GRACE je možné mapovat časovou proměnnost zemského gravitačního pole, protože tato měření umožňují definovat zemský geoid s radiální přesností na 3 mm a plošným rozlišením 400 km. Tak se ukázalo, že časové změny tvaru geoidu nad jižní Amerikou ovlivňuje množství spodní a povrchové vody v povodí Amazonky. Další družice ERS, vybavená radarem, odhalila výskyt abnormálně vysokých vln na oceánech. Během dvou měsíců objevila osm případů 25 m vln a dva případy 30 m vln. Není divu, že pak nevysvětlitelně troskotají lodi, což přiživuje smyšlenky o tajemných zásazích mimozemšťanů.
K. Tanikawa a M. Soma objevili v čínských a římských písemnostech údaje o pozorování téhož úplného zatmění Slunce dne 17. července 188 př. n. l. v městech Šang An a Řím. Podobně našli data o pozorování zatmění Slunce 28. července 873 n.l. v Íránu (Nišapur; zde šlo o prstencové zatmění) a v Japonsku (Kjóto). Odtud se jim podařilo odvodit okamžité rozdíly mezi efemeridovým (TT) a univerzálním (UT) časem, který činil plné 3,5 h pro r. 188 př. n.l. a 0,95 h pro r. 873 n.l. To dobře souhlasí s výsledkem K. Kawabaty aj. kteří našli v básni Šijing popis zatmění Slunce z 30. listopadu 735 př. n.l. a odtud odvodili, že kolem r. 500 př. n.l. dosáhl rozdíl obou časů plných 5 h, zatímco v době přelomu letopočtů činil 3 h. Jak zjistili M. Soma aj., ve starověké Číně i Japonsku se sluneční den dělil na 12 dvojhodin, přičemž první dvojhodina začínala ve 23 h místního času. Teprve za časů dynastie Song posunuli začátek na 0 h místního času. Astronomické údaje v kronikách se vztahovaly ke 34,5° severní zeměpisné šířky. K. Tanikawa a M. Soma našli v japonské kronice Nihongi důkazy o úplném zatmění Slunce, pozorovaném 10. dubna 628 n.l. a o pozorování zákrytu Marsu Měsícem 3. listopadu 681 n.l. Odtud se dá spočítat, že rotace Země se od té doby dodnes brzdila asi 2,2 krát méně, než se dosud soudilo.
R. Stothers shromáždil údaje o barevnosti Měsíce během úplných zatmění Měsíce v letech 1665-1800, protože už J. Kepler přišel na to, že se tím dá odhadnout rozsah oblačnosti na Zemi v dané chvíli. Sluneční paprsky se totiž v zemské atmosféře ohýbají a selektivně zeslabují v mračnech, takže s pozměněnou barvou vnikají do plného stínu Země a nakonec ozařují Měsíc. Připomněl přitom průkopnické práce českého astronoma F. Linka z 60. let XX. stol., jenž tento Keplerův postřeh rozšířil také na vulkanický prach, jak se dramaticky ukázalo po výbuchu sopky Krakatau 27. srpna 1883 (podle D. Olsona aj. ovlivnily krvavě zbarvené západy Slunce po výbuchu sopky norského expresionistu E. Muncha, když v r. 1893 namaloval svůj proslulý obraz "Výkřik"). Data o barevnosti Měsíce před tímto výbuchem však nebyly až do Stothersovy studie publikována. E. Pallé aj. studovali pomocí umělých družic Země dlouhodobé změny jasnosti popelavého svitu Měsíce v letech 1984-2000, čímž se dají nepřímo určit změny v odrazivosti slunečního světla Zemí. Ukázalo se, že až do r. 1995 tato odrazivost zvolna klesala, ale pak se rychlost klesání zvýšila, jenže v prvních letech tohoto století začíná odrazivost Země opět stoupat; tj. oblačnosti přibývá.
Mezi 12. zářím a 18. listopadem 2003 bylo na severní polokouli pozorováno sedm velkolepých polárních září, což přirozeně souviselo s mimořádným vzepětím sluneční činnosti více než 3 roky po posledním maximu. Zvláště erupce ze 4. listopadu 2003 byla vůbec nejmohutnější za celou historii sledování erupcí, když příslušný koronální výtrysk dosáhl rychlosti 2 300 km/s. Jak uvedli D. Baker aj., družice RHESSI odhalila v té době přiblížení van Allenových radiačních pásů k Zemi na vzdálenost pouhých 10 tis. km a "vymazání" obvyklé mezery mezi vnitřním a vnějším pásem. Ve vnitřním pásu stoupla elektronová hustota 50krát, takže posádka Mezinárodní kosmické stanice se musela uchýlit do stíněné části kabiny. Ohroženy byly i posádky a cestující v dopravních letadlech, která se v té době pohybovala ve vyšších zeměpisných šířkách ve výškách nad 7,5 km. Erupce vyvolala asi čtvrthodinové zahlcení detektorů na družicích a výpadky dálkového rádiového spojení. O dva týdny později se příslušná aktivní oblast na Slunci "odměnila" Zemi největší polární září za poslední půlstoletí.
J. Jayawardena shrnul současné názory na povahu tektitů - skelných objektů o rozměrech od mikrometrů až po 100 mm. Nejstarší jsou severoamerické tektity staré 35 mil. roků, jejichž úhrnná hmotnost se odhaduje na 300 Mt. Přísluší k nim impaktní kráter Chesapeake Bay. Následují naše vltavíny (moldavity), staré 15 mil. let s mateřským kráterem Riess Kessl v Německu a tektity z Pobřeží slonoviny s rodným kráterem Bosumtwi v Ghaně, které vznikly před 1,1 mil. roků. Jejich rozptylová pole jsou však poměrně malá. Nejrozsáhlejší rozptylové pole, pokrývající desetinu zemského povrchu, vykazují tektity z Australasie o úhrnné hmotnosti 27 Gt. Ty jsou také nejmladší - jejich stáří činí pouze 750 tis. let. Tektity jsou patrně úlomky pozemských pískovců, vymrštěných při impaktech do vzduchoprázdné "kapsy" vzniklé průletem kosmického projektilu zemskou atmosférou, které ve vakuu utuhly a vrátily se na Zemi po balistických drahách.
Výjimkou jsou však australity, k nimž se až dosud nepodařilo žádný impaktní kráter přiřadit, ačkoliv podle rozsahu rozptylového pole by měl mít průměr asi 90 km. Autor proto navrhuje bizarní domněnku o tom, že Země měla kolem sebe prstenec podobný obloukovitým prstencům u Neptunu. Vlivem změny gravitačního pole Země díky silnému lokálními ohřevu prakontinentu Pangea pak došlo ke zřícení prstence na Zemi - a to jsou australity! D. Clay Kelly a L. Elkinsonová-Tantonová vyzdvihli téměř 50 lahvově zelených tektitů ze dna na jihovýchodě Indického oceánu poblíž Tasmánie. Jejich stáří dosahuje minimálně 5 a maximálně 12 mil. let (rozhraní miocénu a raného pliocénu), takže evidentně předcházejí australity, ale ani pro ně dosud neznáme případný impaktní kráter.
Q. Hout aj. se vrátili k evergreenu v podobě Tunguzského meteoritu, když odhalili relativní přebytek prvků platinové skupiny (Pd, Rh, Ru, Co, Sr, Y, Ir) v rašelině v okolí epicentra. Odtud se dá odvodit, že zdrojem přebytku bylo buď kometární jádro, anebo uhlíkatý chondrit o hmotnosti až 1 mil. tun. Podobně G. Matrajt aj. analyzovali chemické složení úlomků z meteoritu Tagish Lake v západní Kanadě. Materiál úlomků je bohatý na uhličitany a mezi organickými látkami nalezli i alifatické uhlovodíky s dlouhými řetězci, což naznačuje mezihvězdný původ tohoto nového typu uhlíkatých chondritů. Rovněž A. Nguyenová a E. Zinner našli v meteoritu Acfer 3 devět silikátových zrnek, které evidentně pocházejí z mezihvězdného prostředí. Totéž zjistili F. Podosak aj. pro proslulý meteorit Murchison, jenž spadl v Austrálii 28. září 1969, když v něm objevili zrnka SiC evidentně mezihvězdného původu. Také zastoupení izotopů stroncia je anomální a odpovídá jejich vzniku tzv. procesem s při nukleosyntéze v červených obrech. Podle K. Nagašimy aj. jde o miniaturní křemíková zrnka s rozměry 0,1 -- 1 µm s přebytkem izotopu 17O, což potvrzuje původ z anonymního červeného obra, jenž ve svém nitru vyrobil při termonukleárních reakcích dostatek kyslíku. S. Russellová připomíná, že tyto překvapující objevy umožnily iontové sondy nové generace, jež jsou mimořádně citlivé i na nepatrné množství křemíkových zrnek ve vzorcích.
Jak uvedl A. Halliday, studium zastoupení izotopů hořčíku v mexickém uhlíkatém chondritu Allende z 8. února 1969 dalo zatím nejpřesnější údaj o jeho vzniku na počátku sluneční soustavy s chybou pouze 50 tis. roků. Chondrit totiž obsahoval radionuklid 26Al s poločasem rozpadu 730 tis. roků, který se měnil na stabilní nuklid 26Mg. Nicméně nejspolehlivější údaj o stáří sluneční soustavy pochází z rozboru výskytu kalciových vtroušenin hliníku v kazašském meteoritu Jefremovka (pád r. 1962) Y. Amelinem aj.: (4,5672 ±0,0006) mld. roků.
D. Revelle aj. uveřejnili dodatečné údaje o pádu proslulého meteoritu Neuschwanstein ze 6. dubna 2002. Při vstupu do zemské atmosféry měl hmotnost nižší než 0,5 t a rychlost 21,0 km/s. Energie uvolněná při průletu atmosférou dosáhla 4,2 TJ (ekvivalent 30 t TNT). Jen setina této energie se projevila infračerveným zářením a doprovodnými akustickými jevy. Jak uvedli J. Oberst aj., zatím byly v obtížně přístupném alpském terénu nalezeny tři úlomky meteoritu zásluhou dobré spolupráce s astronomy-amatéry. Díky jasné noci v době pádu se podařilo opatřit množství svědectví o průletu objektu zemskou atmosférou.
P. Brown aj. uveřejnili podrobné údaje o pádu meteoritu Park Forest na jižním předměstí Chicaga dne 26. března 2003. Použili přitom jednak družicových záznamů a registrace infrazvuků až ze vzdálenosti 1170 km od místa dopadu a jednak videozáznamů, pořízených 7 amatérskými videokamerami. Meteorit o středním průměru 1,8 m a hmotnosti 11 t vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 19,5 km/s pod úhlem 29° k vertikále, začal svítit ve výšce 82 km nad zemí a pohasl ve výšce 18 km. Meteorit se postupně rozpadal při explozích ve výškách 37, 29 a 22 km; dosáhl přitom maximální jasnosti -22 mag! Celková energie uvolněná při průletu dosáhla 2 TJ (ekvivalent 0,5 kt TNT). Meteorit se před vstupem do zemské atmosféry pohyboval prakticky v rovině ekliptiky po dráze se střední poloosou 2,5 Au a výstředností 0,7. Autoři odhadli, že Země se každoročně střetává s půltuctem objektů této velikosti a hmotnosti. Nezávisle S. Simon aj. odhadli maximální hmotnost původního tělesa na 7 tun. Meteorit se v atmosféře Země rozpadl na tisíce úlomků, z nichž stovky o hmotnostech od několika gramů po 5,3 kg byly nalezeny v dopadovém poli o délce 9,5 km. Úhrnem se nasbíralo asi 30 kg úlomků; ve skutečnosti jich asi bylo ještě více, ale část úlovků nálezci neohlásili, popř. je ihned prodali... Úlomky poškodily střechy domů, zaparkovaná auta i okna, ale nikoho nezranily - meteorit dopadl naštěstí až těsně před půlnocí místního času. Mineralogická analýza prokázala, že šlo o chondrit typu L, obsahující převážně olivín a v menší míře též pyroxen vápníku.
E. Gnos aj. se zabývali meteoritem Sayh al Uhaymir 169 o hmotnosti 0,2 kg, jenž byl nalezen v Omanu v lednu 2002. Ukázali, že jde o impaktní brekcii, jež na Zemi přiletěla z Měsíce před necelými 10 tis. lety, odkud byla vymrštěna asi před 300 tis. lety. Meteorit vykrystalizoval před 3,9 mld. let někde pod tehdejším povrchem Měsíce při obřím impaktu, jehož následkem je známá pánev Moře dešťů. Při druhém impaktu před 2,8 mld. let byl vyzdvižen do měsíčního regolitu. Další impakt před 200 mil. lety ho zvedl až na povrch Měsíce, kde odpočíval až do kritického nárazu, jenž ho vymrštil do kosmického prostoru. Podle R. Koroteva byl první meteorit z Měsíce nalezen v Antarktidě v r. 1981 (ALHA 81005). Ukázalo se, že před dopadem na Zemi létal kosmickým prostorem asi 200 tis. let. Dosud máme ve sbírkách 30 meteoritů z Měsíce; všechny další byly nasbírány v pouštích. Tyto meteority pocházejí přinejmenším ze 20 rozličných impaktů kosmických projektilů na Měsíc. Odtud mj. vychází, že raný Měsíc byl z větší části roztavený, takže obsahuje vyvřeliny a jeho chemická diferenciace byla nesouměrná. Roztavená látka se nejdéle udržela v severozápadním sektoru přivrácené strany Měsíce.
M. Nazarov aj. spočítali průměrný roční přítok meteoritů o původní hmotnosti 0,01 -- 1,0 kg, vyvržených z Měsíce a dopadnuvších na Zemi, na necelý kilogram. Pokud má impaktní kráter na Měsíci průměr nad 10 km, pak je prakticky jisté, že vyvržené horniny posléze zčásti dopadnou na Zemi - Země totiž pochytá asi desetinu hmoty, která je při takových impaktech z Měsíce vyvržena. Pikantní na celém procesu je okolnost, že o Měsíci jako zdroji meteoritů uvažoval již známý německý astronom-amatér H. Olbers v r. 1795.
A. Treiman aj. objevili v meteoritu z planetky Vesta stopy po kontaminací vodou v čase -4,4 mld. let, kdy hornina stará 4,55 mld. let se ještě nacházela na planetce. Vodu na planetku zřejmě přinesly komety. N. Artěmijevová a B. Ivanov ukázali, že meteority třídy SNC se sem dostaly z Marsu díky šikmým dopadům kosmických projektilů na Mars. Při vlastním nárazu vznikne velké množství úlomků, obsahujících i původní horniny planety, jež jsou vyvrženy buď na balistické nebo i na kosmické dráhy. Atmosféra Marsu zbrzdí úlomky menší než 100 mm natolik, že se pak po balistických drahách vracejí na povrchu Marsu, zatímco větší objekty se mohou z přitažlivosti planety vymanit až v polovině případů. Úlomky jsou při svém vzniku impaktem podrobeny rázovému tlaku až 10 GPa, což je mžikově ohřeje až na 150 °C, ale jelikož teplota po vymrštění rychle klesne na pouhých 40 °C, případné mikroby uvězněné v hornině, to nezabije. Ostatně v meteoritech SNC geologové nenašli žádné známky extrémních teplot.
K. Pope aj. porovnávali vzhled impaktních kráterů Chicxulub v Mexickém zálivu a Sudbury ve východní Kanadě. Oba krátery mají touž velikost základní prohlubně o průměru kolem 150 km, které jsou obklopeny šesti resp. pěti soustřednými prstenci o průměru až 200 resp. 260 km. Z tohoto rozdílu lze podle autorů usoudit, že Chicxulub vznikl dopadem (pomalejší) planetky, kdežto Sudbury způsobilo (rychlejší) kometární jádro.
Významný kanadský astronom P. Millman sestavil na sklonku svého života obsáhlý katalog pozorování bolidů na území Kanady. Katalog obsahuje dle M. Beecha téměř 3900 zpráv o více než 2100 bolidech, spatřených v letech 1912-1989. Ukazuje se, že výskyt bolidů během roku kolísá tak, že nejvyšší četnost připadá na první třetinu roku. Pouze 12 bolidů v katalogu bylo doprovázeno měřitelnými seismickými efekty, ale zato více než ve 150 případech bylo slyšet následné burácení rázové vlny. Téměř u stovky bolidů byly během přeletu slyšet tzv. elektrofonické zvuky, vznikající indukcí na předmětech v bezprostředním okolí pozorovatele. Tyto zvuky jsou pravidlem u bolidů jasnějších než -10 mag.
B. French poukázal na úlohu kosmických impaktů jako standardního geologického procesu v zemských dějinách. S touto myšlenkou přišli poprvé R. Baldwin a E. Shoemaker v r. 1963, ale v geologii se prosadila až kolem r. 1980, především díky planetologii povrchů Měsíce, planet a jejich družic, které jsou krátery doslova posety. V současné době víme o zhruba 170 impaktech díky odhaleným kráterům o průměrech 0,1 -- 300 km, jež se na Zemi odehrály v posledních 2 mld. let.V okolí kráterů nacházíme minerály coesit a stišovit, které vznikly při extrémně vysokých tlacích během impaktu.
Největší z kráterů - Vredefort v Jižní Africe o průměru 300 km - je také nejstarší; vznikl před 2,05 mld. let. Jen o něco mladší je druhý největší kráter Sudbury v Kanadě o průměru 250 km a stáří 1,85 mld. roků. Nejpopulárnější je zajisté kráter Chicxulub v Mexickém zálivu o průměru 190 km a stáří 65 mil. roků, díky práci L. Alvareze aj. z r. 1980 o impaktní příčině celosvětového vymírání organismů v té době. Nejnověji se počítáním pylových zrn podařilo prokázat, že až 3/5 druhů rostlin vymřelo velmi rychle právě v té době (pylová analýza má mnohem lepší časové rozlišení než fosílie živočichů). Nicméně J. Urrutia-Fucugauchi aj. a G. Kellerová aj., kteří použili vzorků z nejnovějších vědeckých vrtů v oblasti Mexického zálivu, zjistili, že impakt se odehrál o 300 tis. roků dříve než nastalo masové vymírání rostlin a živočichů! Pokud se tento časový rozdíl mezi impaktem a masovým vymíráním potvrdí, otvírá se znovu otázka, co bylo skutečnou příčinou jak této tak i dalších epizod masového vymírání v dějinách Země.
Podle R. Tagleho a P. Claeyse došlo k sérii katastrofálních impaktů před 36,5 -- 34 mil. let. Impakty největších těles této série o průměru asi 5 km po sobě zůstavily krátery Popigai na Sibiři (průměr 100 km; stáří 35,7 mil. roků) a Chesapeake Bay ve Virginii (průměr 85 km; stáří 35,5 mil. roků). Autoři se domnívají, že šlo o největší úlomky planetky z hlavního pásu, která byla předtím sama rozbita impaktem a následkem toho se dostala na dráhu křižující Zemi. P. Heck aj. upozornili, že po dopadu velké planetky je do okolí Země vymrštěno velké množství úlomků, které se vracejí na Zemi v průběhu řádově stovky tisíc let. To může prohlubovat ekologickou krizi a prodloužit epochu vymírání organismů.
E. Rigbyová aj. hledali příčinu nápadného ochlazení zeměkoule v letech 536-545 n.l., kdy nastal vlivem neúrody velký hladomor v Evropě, ale klimatická katastrofa postihla nejen Evropu, nýbrž i Asii a celou Ameriku. Dokládají to jednak studie letokruhů na stromech z Irska, Skandinávie, USA, Mongolska i Argentiny, ale též čínské záznamy, popisující zeslabení svitu Slunce či "suchou mlhu". Podle všeho dosáhl pokles průměrné roční teploty 3°C a dlouhá zima trvala plných 18 měsíců. Jelikož z té doby není žádný doklad o výbuchu velké sopky, autoři se domnívají, že se tehdy Země srazila s úlomkem komety o průměru jádra cca 0,5 km.
V každém případě je pozoruhodné, že po dlouhé miliardy let je četnost dopadů kosmických projektilů na Zemi poměrně stálá. Pouze v raném období těžkého bombardování před 4 mld. let byla tisíckrát vyšší než dnes. Dosud se podařilo objevit asi 2700 blízkozemních objektů (NEO), z toho asi 600 je potenciálně nebezpečných, protože mají průměr nad 1 km. Odhaduje se, že seznam takto velkých objektů bude úplný již kolem r. 2008, ale menší tělesa mohou rovněž způsobit značné škody. Objekty o rozměrech pouhých 50 m mohou vyvolat katastrofy srovnatelné s pádem tunguzského meteoritu, kdy se uvolnila ničivá energie řádu 10 Mt TNT.
C. McInnes přišel s modifikací metody odklonění křižující planetky či kometárního jádra nárazem dostatečně hmotného projektilu. Současná úroveň raketové techniky totiž umožňuje udělit projektilu při srážce s nebezpečným objektem relativní rychlost nanejvýš 15 km/s, což se zdá být málo pro 1 km kamenná tělesa. Autor proto navrhuje vybavit projektil rozměrnou sluneční plachtou, která by dokázala dostat projektil na retrográdní dráhu (vůči planetce), což by zvýšilo rychlost střetu až na 60 km/s, tj. pro stejnou energii nárazu by se dala hmotnost projektilu zmenšit 16krát. McInnes spočítal, že pro bezpečné odklonění kamenné planetky o průměru 1 km by pak stačil nosič o hmotnosti 3,4 t, z čehož na plachtu o průměru 330 m by připadlo 0,55 t a na vlastní projektil pouhých 0,65 t. Ideální by bylo naplánovat střet na přísluní planetky, kdy se rychlost střetu ještě zvýší. Celý projekt by stál asi 150 mil. dolarů, z čehož 60 mil. dolarů by stála sluneční plachta.
D. Korycansky vymyslel dokonce způsob, jak pomocí planetek zachránit Zemi před přehřátím, které ji dlouhodobě hrozí proto, že podle modelových výpočtů vývoje Slunce se jeho zářivý výkon trvale zvyšuje, což by mělo způsobit vypaření pozemských oceánů zhruba za 1 mld. let, neboť poloměr dráhy Země kolem Slunce je stálý. Autor proto navrhuje, aby naši potomci zařídili postupné vzdalování Země od Slunce, k čemuž by se hodila nějaká planetka z Edgeworthova-Kuiperova pásu o průměru kolem 100 km, která je v současné době vzdálená od Slunce přibližně 325 AU a obíhá kolem Slunce v periodě zhruba 6 tis. let. Prvním krokem by tedy bylo změnit dráhu oné planetky tak, aby se její přísluní posunulo do těsné blízkosti Země - na vzdálenost řádu 10 tis. km od Země. To znamená, že každých 6 tis. let by planetka předala Zemi energii dostatečnou k odsunu Země od Slunce cca o 75 km. Jelikož Slunce bude zvyšovat svou jasnost ještě asi 6 mld. roků, znamená to, že v tomto mezidobí by planetka proletěla kolem Země milionkrát a tak odsunula Zemi do potřebné vzdálenosti 1,5 AU, kde bude v té době příhodně teplo pro kapalnou vodu na Zemi... Celý scénář není ovšem bez rizika: planetka se může srazit se Zemí nebo s Měsícem, zvýší se slapy, resp. změní se rychlost zemské rotace.
Ničivé zemětřesení v jihovýchodní Asii 26.12.2004 vyvolalo otázku, zda takový úkaz nemůže být spuštěn kosmickým vlivem, tj. slapovým působením Měsíce a Slunce. E. Cochranová aj. se domnívají, že se to může stát u mělkých zemětřesení, které opravdu nastávají častěji tehdy, když se měsíční a sluneční slapy sejdou ve fázi. Přirozeně pak každé velké zemětřesení může vyvolat další sekundární zemětřesení.
L. Beckerová aj. soudí, že i vůbec největší doložené vymírání živočichů před 251 mil. let (rozhraní perm/trias) způsobil dopad planetky. Tehdy během 160 tis. roků vyhynulo 90% druhů v mořích a oceánech a 70% druhů suchozemských živočichů. Spad z tohoto impaktu byl údajně nalezen v Antarktidě, Austrálii, Číně a Japonsku. Impaktní kráter Bedout High o průměru přes 160 km je prý ponořen do oceánu u severozápadního pobřeží Austrálie mezi Perthem a Darwinem, kde se pod příkrovem lávy nacházejí rázově přeměněné horniny, staré 250,1 mil. roků. Tuto studii však kritizovali P. Wighall aj., kteří v okolí údajného impaktu nenašli žádné impaktní vyvrženiny ani přebytek iridia, a dále P. Renne aj., kteří podobně nezískali žádné doklady o impaktu ve vzorcích z ropných vrtů v této oblasti. Konečně R. Mundil aj., kteří odebrali vzorky zirkonů z té doby v 9 lokalitách v Číně, dostali pomocí radiochronologie stáří kritických vrstev 252,6 mil. roků, což je více než o milion roků dříve, než dopadl údajný australský meteorit. Toto revidované stáří však dobře souhlasí s mimořádnou vulkanickou aktivitou sopek na tehdejší Sibiři!
Lidstvo skutečně mohou řádně potrápit druhotné následky sopečných výbuchů, jak se o tom mohli přesvědčit obyvatelé Islandu v r. 1783, kdy tam mocná erupce vulkánu Laki dosáhla výše 13 km a sopka během 8 měsíců své aktivity zabila asi 10 tis. lidí, především jedovatými zplodinami výbuchu. Odhaduje se, že do atmosféry se dostalo asi 120 Mt SO2, 7 Mt HCl a 1 Mt HF a v aerosolech se tyto zplodiny dostaly na celou severní polokouli, což se odrazilo na významném zvýšení úmrtnosti především ve Velké Británii a Francii. Geologové se domnívají, že islandská sopka Katla v r. 934 n.l. způsobila ještě dvakrát větší zkázu, i když přímé zprávy o katastrofě nejsou. Jelikož intervaly mezi takovými sopečnými erupcemi se pohybují od 500 do 1000 let, lze si představit, že pro technickou civilizaci a husté osídlení by to bylo ještě horší, protože by ze záchranných akcí byla na celé polokouli na dlouhé měsíce vyřazena letadla i vrtulníky kvůli prachu a agresivním plynům.
D. Smith aj, si položili otázku, jaké škody by způsobil příliv ionizujícího záření, vyvolaného kosmickými katastrofami typu obří erupce na mateřské hvězdě, popř. výbuchem blízké supernovy nebo dokonce zábleskovým zdrojem záření gama, pro život na exoplanetě terestrického typu. Modelové výpočty ukázaly, že tenká atmosféra exoplanety (s plošnou hustotou do 1000 kg/m2) propustí k povrchu i pronikavé záření gama, zatímco tlustší vrstva (např. atmosféra Země) toto záření většinou zadrží. Přesto i tlustá atmosféra je prostupná pro katastrofické události, které nastávají v průměru jednou za 10 mil. let. Z toho důvodu je Mars téměř určitě sterilní, protože jeho tenkou atmosféru snadno prostupovaly energetické částice ze slunečních erupcí, které naprosto spolehlivě zlikvidovaly případné zárodky života v podobě mikroorganismů. Podobně B. Thomas aj. zjistili, že v průměru jednou za miliardu let dojde k vzplanutí gama ve vzdálenosti do 2 kpc od Země, což vymaže během několika sekund ochrannou ozonovou vrstvu v zemské atmosféře a na povrch Země bude dopadat o řád více nebezpečného záření UV-B, než je dnes běžné. Jelikož však před miliardou let se život na Zemi vyvíjel patrně pouze v oceánech, kde byl před ultrafialovým zářením v bezpečí, tak jsme v mezidobí měli buď štěstí, anebo se statisticky vzato právě blížíme k soudnému dni...
Proslulá měsíční iluze (Měsíc u obzoru se pozorovateli jeví asi 2,4 krát úhlově větší než poblíž zenitu) stále nemá kloudné vysvětlení; je však zřejmé, že k ní dochází až v lidském mozku. Ve skutečnosti je Měsíc v zenitu o celý poloměr Země blíže k pozorovateli, než když vychází nad obzorem a měl by být tudíž v zenitu úhlově větší. To nyní potvrdil F. Suits, jenž srovnal příslušné snímky Měsíce - rozdíl v úhlových rozměrech dosahuje až 1,5%! V Linkově Astronomickém praktiku z r. 1950 byl otištěn vtipný návod na vizuální fotometrii Měsíce v době úplných zatmění: Měsíc pozorujeme odrazem na lesklé kulové vánoční ozdobě, v níže se jeví jako bodový zdroj, který se dá dobře srovnat s jasnostmi bodových hvězd. Bohužel, dnes už ten návod nelze použít, protože vlivem světelného znečištění vidí pozorovatel na ozdobě spoustu falešných odlesků žárovek a výbojek, které přezáří slabý svit Měsíce...
A. Upgren upozornil na málo známý fakt, že jasnost Měsíce v úplňku i při dobře průzračné obloze kolísá vlivem výstřednosti dráhy Měsíce kolem Země o plných 10%, tj. o 0,1 mag. Další kolísání až o 0,03 mag způsobuje výstřednost dráhy Země kolem Slunce. Kdybychom měřili jasnost Měsíce v úplňku vně atmosféry Země, tak bychom dostali nejvyšší hodnotu -12,74 mag, zatímco na povrchu Země dostaneme maximálně -12,44 mag, což odpovídá osvětlení 0,32 luxu, pokud Měsíc svítí v zenitu. Při úhlové výšce Měsíce 60° nad obzorem však má úplněk nanejvýš -12,14 mag. Když je krajina pokryta sněhem, lze pak při měsíčním úplňku číst venku noviny. (Kdyby byla jasnost úplňku jen o něco málo vyšší, přestal by se lidem během úplňkových nocí tvořit tak potřebný hormon melatonin.).
Jakmile se fáze Měsíce začnou od úplňku vzdalovat, jasnost Měsíce velmi rychle klesá, takže v první či poslední čtvrti dává jen 8% jasnosti úplňku a měsíční srpek pouze 1,2% jasnosti úplňku. Povrch Měsíce totiž není vyleštěný, ale naopak velmi drsný, takže odraz a rozptyl slunečního světla silně závisí na úhlu dopadu slunečních paprsků. A. Orin aj. shrnuli současný stav měření vzdálenosti Měsíce od Země laserem pomocí retroreflektorů, jež na Měsíci zanechaly posádky programu Apollo. K těmto měřením se v USA užívá 3,5 m reflektoru na observatoři Apache Point v Novém Mexiku v nadmořské výšce 2800 m. Výkonný laser umožňuje z každého vyslaného laserového impulsu zachytit 2 -- 10 fotonů, což stačí k určování vzdáleností Měsíce s přesností na milimetry! Měření mohou probíhat i během měsíčního úplňku, ale také za denního světla. Tak je možné ověřovat s vysokou přesností řadu předpovědí nepatrných efektů obecné teorie relativity včetně silného principu ekvivalence.
Nejnovější výzkum Měsíce radarem nepotvrdil výskyt vody (ledu) pod povrchem. Zato se možná měsíční regolit může jednou dle G. Kulcinského aj. stát zdrojem lehkého izotopu hélia 3He, vhodného pro pokročilé termonukleární reaktory budoucnosti. Lehkého hélia se totiž na Zemi vyrobilo až dosud nanejvýš pár set kg jako vedlejšího produktu při výrobě vodíkových pum, kdežto v měsíčním regolitu ho může být údajně alespoň milion tun. Lehké hélium je totiž součástí slunečního větru, který dopadá na měsíční povrch. Tam se hélium uloží do regolitu a střádá za celou historii sluneční soustavy. Technické obtíže s extrakcí rozptýleného hélia z regolitu jsou ovšem nepředstavitelné a případná přeprava mnohatunových nákladů na Zemi by také stála hodně energie, takže výsledek takového dolování je podle dnešních vědomostí silně pochybný.
Podle J. Geisse aj. byly během pěti přistání astronautů z programu Apollo na Měsíci vystaveny hliníkové fólie slunečnímu větru. Jejich analýzou se pak zjistilo, že celkové množství hélia ve slunečním větru kolísá s časem v poměru až 1:4, přičemž poměr těžkého a lehkého izotopu 4He/3He činí 2350:1. Sluneční vítr dále obsahuje izotopy neonu a argonu; zatímco neon je hojnější argon je vzácnější než 3He. Podle M. Ozimy aj. je zastoupení argonu, xenonu a plutonia na Měsíci překvapivě vysoké a lze je aspoň zčásti vysvětlit předpokladem, že v dávných dobách spadly do Slunce nějaké planety o hmotnostech srovnatelných se Zemí. B. Ray Hawke aj. odhadli z viditelnosti měsíčních paprsků, vybíhajících z impaktních kráterů, že nejstarší z nich vznikly impakty před 1,1 mld. roků. Nejlépe je pozorujeme kolem kráteru Koperník, který je starý 800 mil. let.
Jak uvádí H. Palme, současná představa o vzniku Měsíce vychází z domněnky, poprvé zformulované W. Hartmannem a K. Davisem v r. 1975, že v rané epoše formování Země se odehrála téměř tečná srážka Země s Praměsícem. V r. 1986 uveřejnili W. Benz aj. numerickou simulaci průběhu srážky s 3 tis. částicemi, která domněnku v zásadě potvrdila. Nyní R. Canup výpočet zopakoval se 120 tis. částicemi a potvrdil tak, že 80% materiálu dnešního Měsíce pochází z pláště Praměsíce; zbytek je pozemský "přívažek". Zatímco třetinu hmotnosti Země tvoří železo, na Měsíci představuje železo jen 10% hmotnosti Měsíce. Ve skutečnosti však jak zárodečná Země tak Praměsíc měly železná jádra o třetině vlastní hmotnosti. Tehdejší hmotnost Země představovala 95% hmotnosti dnešní, kdežto Praměsíc měl kolem 12% hmotnosti Země. Tečná srážka obou těles způsobila, že jádro Praměsíce se srazilo se Zemí dvakrát - poprvé srážku přežilo, ale silně se zabrzdilo, takže při druhém střetu uvízlo v Zemi a ohřálo se tím až na 10 kK, takže se vypařilo. Nicméně i dnešní Měsíc obsahoval tolik radioaktivních prvků, že se znovu ohřál, takže na jeho povrchu se nalézají vyvřelé horniny (basalty) s vysokým zastoupení oxidů železa.
Událostí roku se zajisté stala dvě robotická vozítka (rovery), která počátkem ledna 2004 úspěšně přistála na protilehlých polokoulích Marsu (Spirit v kráteru Gusev a Opportunity v kráteru Terra Meridiani na planině Meridiani Planum) a brzy potom zahájila svůj výzkumný program. Ten získal i významnou veřejnou publicitu, jak dokazuje fakt, že na jaře 2004 přesáhl zájem o záběry z vozítek na internetu tradičně vždy vedoucí zájem o pornografii. Kamerám na vozítkách se 4. a 10. března 2004 zdařila unikátní pozorování přechodů družic Deimose resp. Phobose přes sluneční kotouč. Vozítka také k překvapení projektantů hladce přežila první zimu na Marsu, která vrcholila 30. září 2004. Podle S. Squyrese zaznamenalo vozítko Spirit první průlet meteoru atmosférou Marsu; šlo prý zřejmě o rojový meteor.
Ve stínu rejdících vozítek poněkud zanikl jiný úspěch, který si připsala na své konto poprvé Evropská kosmická agentura ESA, když o Vánocích 2003 dopravila na plánovanou oběžnou dráhu kolem Marsu kosmickou sondu Mars Express - jde o vůbec první evropskou kosmickou aparaturu, která dosáhla 2. kosmické rychlosti. V tomto exkluzívním kosmickém klubu jsou dosud jen USA, býv. SSSR a Japonsko (japonská sonda Nozomi však pro vážné technické problémy nezískala při průletu kolem Marsu v prosinci 2003 žádná data). Jelikož Mars Express je mj. vybaven steroskopickou kamerou HRSC a nese i palubní radar, znamená evropská mise nepochybně novou etapu v dálkovém průzkumu Marsu, navzdory ztrátě přistávacího modulu Beagle 2. Již na jaře 2004 zjistili V. Fromisano aj. pomocí této sondy, že v atmosféře Marsu je byť v malé míře (v poměru 10-8) zastoupen metan. To by se dalo vysvětlit činností mikroorganismů, jež žijí pod povrchem planety, protože metan se odněkud musí stále doplňovat. Pravděpodobněji však jde o produkt sopečné činnosti, která na Marsu patrně dosud neskončila a tu a tam se epizodicky obnovuje. Ostatně i na Zemi se vyskytuje metan v permafrostu, který rovněž tušíme pod povrchem Marsu.
Nejúspěšnější kosmickou sondou u Marsu se počátkem r. 2004 stal Mars Global Surveyor (MGS), pracující na oběžné dráze kolem Marsu již od poloviny září 1997. Celkovým počtem 170 tis. snímků překonala výkon všech předešlých sond dohromady a délkou služby též výkon přistávacího modulu kosmické sondy Viking 1. Systematické mapování povrchu planety zahájila sonda MGS v březnu 1999. Zatímco širokoúhlá kamera na MGS pořizuje denně snímky celé planety, úzkoúhlá komora s lineárním rozlišením 4 -- 5 m zobrazila dosud asi 4,5% povrchu Marsu. Zlepšením pointačního programu se v r. 2004 podařilo zvýšit lineární rozlišení kamery na 1,5 m a tak zobrazit z oběžné dráhy vozítko Spirit i stopy jeho jízdy terénem cestou ke kráteru Bonnevile.
V srpnu 2004 skončil základní program americké kosmické sondy Mars Odyssey, která začala měřit v únoru 2002, takže v lednu 2004 už sledovala planetu po celý marsovský rok. Sonda pomocí infračervené aparatury THEMIS zobrazila v infračerveném oboru celý povrch planety s rozlišením 100 m; souběžně probíhala též optická měření na jižní polokouli Marsu s rozlišením 20 m a přehlídková měření povrchu planety spektrometrem gama. Jak uvedli B. Levrard aj., sonda tak objevila tlusté usazené vrstvy ledu ve vyšších areografických šířkách nad 60° na obou polokoulích Marsu. Podle jejich názoru vznikají usazeniny díky proměnnému sklonu rotační osy Marsu k rovině oběžné dráhy. Při sklonu menším než 25° sublimuje vodní led v okolí rovníku a kondenzuje ve vyšších šířkách, takže během posledních 10 mil. roků tam tloušťka usazenin ledu dosáhla několika metrů. Sonda Mars Odyssey je stále ve výborném stavu, takže její provoz dále pokračuje; lze tak nacházet případné změny na povrchu planety.
Ze střednědobého hlediska jsou takovými změnami proslulé prachové bouře, které vzácně dosahují celoplanetového rozsahu a znemožní tak studium Marsu z oběžné dráhy. A. Pankine a A. Ingersoll ukázali, že bouře se obvykle začínají rozvíjet, když je Mars poblíž přísluní a na jeho jižní polokouli končí zrovna jaro. Toto pravidlo však neplatí jednoznačně; je docela překvapující, že často se bouře omezí jen na malou část povrchu, nebo se neobjeví vůbec. Autoři z toho usuzují, že podmínky pro vznik bouří jsou takříkajíc na hraně, což komplikuje předpovědi jejich vzniku.
F. Forget porovnal ráz počasí na Marsu a na Zemi. Obě planety se navzájem podobají pasátovými větry vanoucími poblíž rovníku a baroklinickými celoplanetárními vlnami ve vyšších šířkách. Mars je ovšem chladnější a sušší než Země, takže tam prakticky neexistují vodní mračna, ale zato tam může přímo z atmosféry kondenzovat CO2 v podobě sněhových vloček, což se stává během zimy v polárních oblastech planety. Podle měření ze sondy Mars Odyssey vymrzá v zimě až třetina atmosféry do příslušné polární čepičky, takže na Marsu během roku nápadně kolísá atmosférický tlak. V porovnání se Zemí se v meteorologii Marsu více uplatňuje zvířený minerální prach.
Jak uvedli G. Neukum aj., stereoskopické snímky kosmické sondy Mars Express prokázaly, že vulkanické kaldery na Marsu se během poslední miliardy let opakovaně aktivovaly. Pásma Tharsis a Elysium byla zřejmě geologicky aktivní dokonce po několik miliard let. V oblasti Tharsis byly činné sopky ještě před 100 -- 200 mil. let. Nejnovější známky vulkanické aktivity jsou jen 2 mil. let staré, čili sopečná aktivita není vyloučena ani v budoucnu. Na úpatí sopky Olympus Mons lze nalézt známky ledovcové aktivity před 4 mil. let. Ve výškách nad 7 km lze na úbočích obřích sopek vidět epizody ledovcových proměn; není vyloučeno, že v největších výškách jsou ledové usazeniny zakryty sopečným prachem. Po úbočích sopek Olympus Mons a Hecates Tholus evidentně stékala tekutá vody, která pak mrzla a vytvářela ledovce. Velmi mladé ledovce byly objeveny i v tropickém pásmu Marsu.
T. Donahue uveřejnil práci, v níž dokazuje, že Mars získal vodu akrecí planetek a kometárních jader, které obíhaly kolem Slunce ve vzdálenostech nad 2,5 AU. Množství takto akreované vody by za příznivých teplotních podmínek mohlo vytvořit na Marsu souvislý oceán hluboký 600 -- 2700 m. Jenže M. Car a J. Head soudí, že na Marsu nikdy nebylo dost teplo pro kapalnou vodu, čili na jeho povrchu nikdy nepršelo, ale možná tam sněžilo. Svědčí o tom kaňony a rozbrázděné svahy sopek, po nichž stékaly ledovce a na jejich dně vlivem vysokého tlaku led tál na tekutou vodu. Jestliže je teplota ledového příkrovu 230 K, pak v hloubce 50 m pod povrchem už led v podmínkách Marsu skutečně taje.
S. Squyres aj. a D. Vaniman aj. spatřují argumenty pro "vlhký Mars" ve výskytu solných usazenin a sulfátů na povrchu Marsu. Místy prý tam mohou být až 300 m tlusté vrstvy solí vápníku a hořčíku. Také R. Kuzmin aj. tvrdí, že měření z detektoru neutronů HEND na palubě kosmické sondy Mars Odyssey naznačují přítomnost vody vázané v minerálech ve svrchních 2 m regolitu Marsu. Nejnověji pak dle J. Bibringa aj. zjistila sonda Mars Express pomocí spektrometru OMEGA v pásmu 0,35 -- 5,1 µm vodní led v oblasti jižní polární čepičky těsně před vrcholem léta na jižní polokouli Marsu. Protože sondy Mars Odyssey i Mars Express odhalily z oběžné dráhy říční delty a meandry a na horním toku vyschlých řek i pozůstatky po jezerech a na úbočích kopců dešťové strouhy, sílí tak podle R. Williamsové aj. názor, že kvůli výjimečné shodě okolností, tj. dostatečnému skleníkovému efektu SO2 a CO2 přece jen někdy v minulosti teklo po povrchu Marsu hodně alespoň přívalové vody. Totéž si myslí B. Hynek, který na základě snímků ze sondy Mars Odyssey odhadl rozsah dávných vodních solných louží na Marsu v oblasti Terra Meridiani na 300 tis. km2.
Největší odezvu měl však dle J. Moora a D. Catlinga objev malých konkrecí hematitu roverem Opportunity, tzv. "borůvek". Hematit (Fe2O3) je totiž minerál, který vzniká za přítomnosti vody. C. Allen aj. poukázali na obdobný vznik hematitu na Zemi v nalezištích v jihozápadních USA a v Austrálii - zde jde o mineralizované kolonie hub a mikroorganismů. Pokud však nebudou vzorky hematitu z Marsu k mání na Zemi, nelze o jejich původu bezpečně rozhodnout. Totéž vozítko objevilo podle M. Elwooda Maddena aj. minerál jarosit, jehož vznik vyžaduje vlhké oxidující a kyselé prostředí. Minerál přežívá na Zemi je v suchých pouštích, což je prostředí typické pro současný povrch Marsu.
Ačkoliv se dnes většina výzkumů Marsu odehrává buď přímo na povrchu planety, anebo z nízké oběžné dráhy, S. Sheppard aj. využili velkoplošné digitální mozaiky MegaCam (36 čipů CCD o celkové kapacitě 340 Mpix; zorné pole 0,96° x 0,94°) u 3,6 m dalekohledu CFHT k prohlídce Hillovy sféry Marsu s cílem odhalit případné další přirozené družice planety. Do mezní hvězdné velikosti R = 23,5 však žádné těleso nenašli, tj. Mars nemá kromě Phobose a Deimose žádné další družice s průměrem vetším než 90 metrů.
S. Marcus využil podrobných snímků oblačného příkrovu Jupiteru z kosmických sond Voyager z r. 1979 i předešlých pozemních pozorování k odhadu globálních klimatických změn v atmosféře Jupiteru. Proslulá velká rudá skvrna přetrvává v atmosféře planety stále na stejném místě již od objevu v r. 1665. Rovnoběžně s rovníkem probíhá podél oblačných pásů tucet tryskových proudění. Před 25 lety se v atmosféře Jupiteru vyskytovalo celkem 80 vírů (bílých oválů). Tři bílé ovály vznikly ve 30. letech XX. stol., ale zato dva ovály v letech 1997-2000 nejprve splynuly a pak neočekávaně zanikly. Autor se domnívá, že většina se stávajících oválů během nadcházejícího desetiletí zanikne a bude nahrazena jinými, protože průměrná teplota atmosféry Jupiteru na rovníku stoupne o 10 K a o stejnou hodnotu klesne na pólech. Tím skončí šedesátiletý cyklus kolísání klimatu na planetě.
U. Djudinová aj. využili průletu sondy Cassini na přelomu let 2000/2001 kolem Jupiteru ke studiu bouřkové činnosti na noční straně planety. Objevili celkem čtyři bouřkové oblasti, jejichž oblačné útvary byly o několik hodin dříve patrné na denní straně Jupiteru. Bouřky se opakují ve 4denním rytmu a bleskové výboje se odehrávají v hloubce s tlakem nad 0,5 MPa. Nejvyšší výkony v blescích dosáhly až 40 GW; tj. byly o řád vyšší než při průletu sondy Voyager 2 v létě 1979.
V. Kunde aj. objevili v atmosféře Jupiteru radikály metylu a diacetylénu v horkých skvrnách v polárních zářích pomocí infračerveného spektrometru při průletu sondy Cassini. V rozložení CO2 a HCN podél Jupiterova povrchu jsou stále patrné důsledky dopadu komety Shoemaker-Levy 9 v r. 1994 na Jupiter. G. Branduardiová-Raymontová aj. zaznamenali v polárních zářích pomocí družice Newton silné rentgenové emisní čáry O VII a O VIII v pásmu 0,2 -- 10 keV. Polární záře tam vznikají zachycením iontů slunečního větru v magnetosféře planety; kromě toho je patrný i pás rentgenového záření podél Jupiterova rovníku.
K. Loddersová využila spektroskopických měření sondy Galileo k rozboru chemického složení Jupiteru. V porovnání se Sluncem má Jupiter shodné zastoupení netečných plynů Ar, Kr a Xe; zastoupení kyslíku a vodíku je však jen poloviční vůči Slunci. Nejméně (40%) má helia. Zato má přebytek (200%) dusíku a uhlíku (170%). Tyto odchylky souvisejí se stavem, který panoval ve vzdálenosti 5 AU od Slunce v době vznikání sluneční soustavy - tehdy zde bylo zřejmě více uhlíkatých chondritů spíše než vodního ledu. Jelikož uhlík v podobě dehtu dobře lepí, urychlila se tím akrece tuhých částeček - jádra budoucího Jupiteru, který tak dorostl na dnešní velikost velmi rychle. Sněhová čára je zkrátka dále od Slunce než čára dehtová!
Ukončení veleúspěšné mise Galileo v září 2003 se stalo podnětem k sérii patnácti prací, věnovaných nejaktivnější družici sluneční soustavy Ió. Podle P. Geisslera aj. v průběhu pěti let objevila sonda Galileo na povrchu družice 80 změn, ale 83% povrchu družice se přitom v podstatě nezměnilo, protože infračervené horké skvrny nevyvolaly žádné patrné změny. Na 4 místech družice se však objevily nové sopky. L. Keszthelyi aj. zjistili, že Ió má roztavené jádro a podstatně natavený plášť, obklopený chladnou litosférou. K. Nagel aj. vytvořili model nitra družice Kallistó, která se skládá z ledově-kamenného jádra o poloměru 1800 km, ledového pláště o tloušťce 500 km a ledově-kamenné kůry o tloušťce kolem 100 km. Průměrná hustota družice činí 1,9násobek hustoty vody. Na rozhraní kůry a pláště se může nacházet tekutý oceán, pokud je led znečištěný čpavkem, metanem nebo solemi. Pokud je tam jen čistá voda, pak je oceán ponořen v plášti v hloubce asi 500 km pod povrchem družice.
P. Fieseler aj. využili blízkého (250 km) průletu sondy Galileo nad družicí Amalthea v listopadu 2002 k objevu nejméně 7 průvodců ve vzdálenostech do 3000 km od této relativně malé družice o hlavních rozměrech 262 x 146 x 134 km a hmotnosti 2 Zg. Odtud vyplývá nízká průměrná hustota Amalthey o něco nižší než je hustota vody v pozemských podmínkách; družice je tedy typickou "hromadou sutě" jako mnohé planetky. Podle názoru autorů jsou zmínění průvodci slepenými pozůstatky ze srážek v prstenci, obklopujícího tuto družici. Amalthea obíhá ve vzdálenosti 181 tis. km od Jupiteru a její albedo činí 9%. Naproti tomu jemné Jupiterovy prstence se podle H. Throopa aj. skládají z drobounkých nekulových prachových zrnek částeček o typickém průměru pouhé 4,5 µm; největší dosahují rozměru jen 18 µm. Při průletu sondy Cassini rovinou prstenců se ukázalo, že tloušťka prstenců nedosahuje 80 km.
S. Sheppard a B. Gladman využili dalekohledů CFHT a UHT k objevu nové družice Jupiteru s předběžným označením S 2003 J 22 (= XLII; Thelxinoe). Družice 23,5 mag obíhá kolem Jupiteru po výstředné retrográdní dráze (e = 0,23) s velkou poloosou 2,1 mil. km a sklonem 151° k rovníku planety v periodě 1,7 roku. Má průměr asi 2 km. Objev oznámili počátkem r. 2004 podobně jako pro družici S 2003 J 22 stejného rozměru, která má velkou poloosu dráhy 2,4 mil. km, výstřednost e = 0,31 a sklon 149°. Tato družice 23,6 mag obíhá v periodě 2,1 roku.
Během roku 2004 dosáhla svého prvního vrcholu ambiciózní kosmická mise Cassini/Huygens - společný projekt NASA, ESA a italské agentury ISA. Jde o nejdražší planetární výpravu v dějinách bezpilotní kosmonautiky, neboť celkové náklady na konstrukci a vypuštění sondy dosáhly 3,3 mld. dolarů; z toho ESA zaplatila téměř čtvrtinu. B. Kazeminejad aj. takříkajíc za jízdy úspěšně opravili skrytou chybu v projektu Huygens, kdy původní trajektorie sestupu na Titan by se děla příliš velkou relativní rychlostí vůči sondě Cassini, takže vlivem Dopplerova posuvu by nebylo možné doladit přijímač na sondě a přenos dat by vyšel naprázdno.
Počátkem února 2004 začala sonda Cassini snímkovat Saturn ze vzdálenosti 48 mil. km od planety. Radiová měření prokázala, že rotační perioda Saturnu se od doby Voyagerů změnila o 1% a činí v současně době 10 h 45 min 45 s s chybou ±36 s. Saturnovy prstence tvoří ledové balvany, jejichž čistota vzrůstá s rostoucí vzdáleností od planety. Dne 11. června 2004 proletěla sonda ve vzdálenosti 2 tis. km od Saturnovy družice Phoebe, jež obíhá kolem planety po retrográdní dráze ve vzdálenosti bezmála 0,1 AU a v oběžné periodě 1,5 r. Při průměru 230 km má družice hustotu 1,6násobku hustoty vody. J. Bauer aj. zjistili, že družice rotuje v periodě 9,3 h. Počátkem července 2004 se Cassini úspěšně usadila na dráze kolem Saturnu a začala přenášet divukrásné snímky Saturnových prstenců s nebývalým rozlišením. Počala též zkoumat bleskové výboje v atmosféře planety a vliv stínu prstenců na teplotu Saturnovy atmosféry.
V srpnu sonda nalezla v prostoru mezi drahami Mimase a Encelada nové miniaturní družice Saturnu o průměru 3 a 4 km s předběžným označením S 2004 S1 a S2 a v září další dvě minidružice S3 a S4 v blízkosti prstence F. Zároveň odhalila nový difúzní prsten R 2004 S 1 ve dráze družice Atlas. V říjnu pak při prvním blízkém (1200 km) průletu kolem Titanu poprvé ohmatala radarem jeho povrch o teplotě -179° C. Překvapivě přitom nenašla žádné impaktní krátery, takže povrchu Titanu je nejspíš geologicky velmi mladý. V listopadu 2004 přibyly nové družice S5 v blízkosti velkých družic Tethys a Dione a S 6 opět v blízkosti prstence F, kde byl též objeven další prsten R 2004 S 2. Konečně o Vánocích 2004 se od sondy úspěšně oddělil sestupný modul Huygens, který zamířil ke svému cíli - největší družici Saturnovy soustavy Titanu.
J. Richardson proměřili znovu snímky Titanu, pořízené v listopadu 1980 kosmickou sondou Voyager 1, a zjistili, že Titan rotuje synchronně v periodě 15,95 dne. G. Black aj. zkoumali pomocí radaru v Arecibu počátkem ledna 2002 povrch družice Iapetus. Jak známo, družice má synchronní rotaci 79,3 dne a vyniká rekordním rozdílem optického albeda "přední" a "zadní" polokoule. Přední polokoule je hladká a velmi tmavá, kdežto zadní je světlá a posetá krátery. Nyní se ukázalo, že její radarové albedo se naprosto liší od optického. To lze vysvětlit jen tak, že vrstva povrchu, odrážející viditelné záření je velmi tenká.
A. Dobrovolskis a J. Lissauer se zabývali největším nepravidelným tělesem sluneční soustavy, jímž je Saturnova družice Hyperion o hlavních rozměrech 370 x 280 x 225 km. Hyperion obíhá kolem Saturnu po lehce výstředné dráze (e = 0,1) za 16 dnů. Jeho rotace je chaotická - prostě se na své dráze převaluje. Autoři zkoumali, co se stane s úlomky hornin, vyvrženými z Hyperionu po dopadu kosmického projektilu rychlostí vyšší než únikovou. Zjistili, že jen 3% úlomků přežije v soustavě Saturnu 100 tis. roků. Nejvíce úlomků (78%) nakonec spadne na Titan, 9% opustí Saturnovu gravitační sféru vlivu, po 5% spadne buď na Saturn nebo zpět na Hyperion a 3% se srazí s částečkami Saturnových prstenců.
J. Ness aj. objevili v září 2002 pomocí družice Newton rentgenové záření Saturnu a porovnáním s měřením družice Chandra v dubnu 2003 zjistili, že intenzita tohoto záření kolísá s časem. Nejvíce září oblasti kolem rovníku planety. V pásmu měkkého rentgenového záření činí průměrný výkon "rentgenového Saturnu" 90 MW.
Keckův teleskop s adaptivní optikou zpozoroval 4. července 2004 v atmosféře Uranu infračervené mračno na 38° jižní šířky. Týž přístroj spatřil o dva týdny později infračervený pruh materiálu v Uranových prstencích ve vzdálenosti 39 tis. km od planety. Patrně jde o týž útvar, který v r. 1986 zaznamenala opticky kosmická sonda Voyager 2. T. Encrenaz aj. ohlásili objev CO v atmosféře Uranu, jehož pásy pozorovali pomocí infračerveného spektrometru ISAAC VLT na podzim 2002. Jak zjistili S. Stanleyová a J. Bloxham, magnetická pole Uranu a Neptunu se odlišují od vzhledu magnetických polích ostatních planet především nápadným sklonem magnetické a rotační osy - u Uranu 59° a u Neptunu 47°. Jejich pole nejsou dokonce ani dipolární a osově souměrná. Autoři to vysvětlují dynamovým modelem tekutého nitra, tvořeného tekutými ledy vody, metanu, čpavku a sirovodíku, které sahá až do 3/4 poloměru příslušné planety a nad nímž se nalézá tenká vodivá slupka.
J. Kavelaars aj. objevili v letech 2001 a 2003 pomocí dalekohledu CFHT mimořádně slabé (R = cca. 25 mag) nepravidelné družice Uranu, které jsou patrně odpadky mohutné srážky, jež sklonila rotační osu Uranu do oběžné roviny planety. Uran tak už má celkem 27 přirozených družic. T. Grav aj. měřili světelné křivky a barvy nepravidelných družic Uranu (6) a Neptunu (2). Odtud potvrdili, že vesměs jde o úlomky z předešlých srážek. Největší z nich je Uranova družice Sycorax o průměru 160 km; nejmenší je Trinculo o průměru pouhých 20 km, jež se jeví jako objekt 25 mag.
M. Holman aj. zkoumali pět nepravidelných družic Neptunu, objevených v letech 2001 a 2003 pomocí dalekohledů CTIO a CFHT jako objekty 25 mag, takže jejich rozměry dosahují zhruba 40 km. Hillova sféra Neptunu má poloměr 0,77 AU a právě v ní se vyskytují nepravidelné družice s poloosami drah 16 -- 48 mil. km a oběžnými dobami 5 -- 27 let. Tři z nově objevených družic mají retrográdní dráhy, takže to rovněž potvrzuje, že jde o tělesa zachycená Neptunem v průběhu jeho dlouhé existence.
S. Marchi aj. se pokusili vysvětlit nápadnou nesouměrnost v četnosti impaktních kráterů na povrchu Neptunovy družice Triton. Jelikož Triton (podobně jako náš Měsíc) rotuje synchronně, nabízí se možnost, že šlo o bombardování vnější polokoule objekty původně na heliocentrických drahách, ale to kupodivu k vysvětlení rekordní nesouměrnosti zcela nestačí. Jelikož Triton obíhá po retrográdní dráze, je prakticky jisté, že byl sám zachycen Neptunem a přitom se srazil s některou jeho vnitřní družicí - bombardován byl pak úlomky této srážky. Jelikož pak Nereida má velmi protáhlou a šikmo skloněnou dráhu, svědčí to o poměrně divokém vývoji Neptunovy rodiny družic. W. Dean Pesnell aj. si uvědomili, že řídká atmosféra Tritonu skýtá možnost svícení meteoroidů při dopadu na tuto velkou družici. Meteoroidy na Triton mohou dopadat maximální rychlostí 19 km/s - přitom by pozorovatel viděl jejich svítící stopy sahající téměř až k povrchu družice. Jak uvádějí M. Hicks a B. Burattiová, měření změn jasnosti a barvy Tritonu v letech 1997 - 2000 potvrdilo, že Triton je geologicky aktivní, podobně jako družice Ió. Triton nápadně zčervenal v říjnu 1997 a vrátil se k normální barvě až v květnu 1998.
A. Morbidelli popsal dráhový vývoj Neptunu během trvání sluneční soustavy na základě modelových výpočtů migrace obřích planet. Podle těchto výpočtů vznikl Neptun ve vzdálenosti 23 AU od Slunce, čili zhruba tam, kde je dnes Uran. Protoplanetární disk v té době sahal jen do vzdálenosti 30 AU od Slunce. Vzájemná interakce Uranu a Neptunu s diskem vedla k postupnému vzdalování (migraci) obou planet od Slunce. Těsná setkání s většími planetesimálami způsobovala jejich vyhození na vzdálenější, protáhlejší a šikmo skloněné dráhy, tj. planetesimály se dostávaly do oblasti současného Edgeworthova-Kuiperova pásu až k hranici 50 AU. Výstředné dráhy je uváděly do oběžných rezonancí s migrujícími Uranem resp. Neptunem, a tak se jejich dráhy měnily na kruhovější, čímž rezonance ustaly a vývoj drah skončil tak, jak to vidíme dnes. Neptun je v současné době ve vzdálenosti 30 AU od Slunce - právě tam, kde kdysi končil protoplanetární disk. Uran je zhruba tam, kde vznikal Neptun. Edgeworthův-Kuiperův pás obsahuje jen setinu původního materiálu protoplanetárního disku, takže jeho úhrnná hmotnost nepřesahuje 1/10 hmoty Země. Záhadou zůstává určení příčiny a začátku migrace planet, které podle všeho souviselo s epizodou těžkého bombardování Měsíce asi 700 mil. let po vzniku sluneční soustavy. Bomby totiž téměř určitě přicházely z onoho vnějšího protoplanetárního disku v důsledku zmíněné interakce s obřími planetami. Nikdo však zatím nedokáže vysvětlit, proč ono bombardování nezačalo ihned po vzniku obřích planet.
Jako každoročně tak i v r. 2004 přibyla na obloze díky českým i slovenským lovcům planetek nová jména, jak je patrné z následujícího přehledu:
Podrobnosti najdete na adrese: planetky.astro.cz
Dátum poslednej zmeny: 07. marca 2006