Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 09. mája 2001
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Zásluhou spektrálních měření Keckovým dalekohledem se podařilo v nedávno objeveném řídké atmosféře Merkuru nalézt vápník. Jak uvádějí T. Bida aj., zatímco sodík a draslík je ohřát na 1,5 kK, vápník patrný v okolí pólů planety září při teplotě neuvěřitelných 12 kK; příčinou je povrchové rozprašování příslušných iontů. R. Dantowitz aj. pořídili koncem srpna 1998 neočekávaně kvalitní snímky severní polokoule Merkuru, jež nebyla vyfotografována sondou Mariner 10, a to 1,5 m reflektorem na Mt. Wilsonu. Složením mnoha 17 ms expozic matice CCD kadencí 60 snímků za sekundu v době, kdy již vycházelo Slunce a Merkur byl 27° nad obzorem, se po zpracování na počítači podařilo nyní sestavit překvapivě dobrou mapu této části povrchu planety. V severní šířce 35° přitom nalezli velký impaktní kráter o průměru 150 km. Autoři též tvrdí, že první zprávu o existenci Merkuru podal Řek Timocharis r. 265 př. n.l. Poslední přechod Merkuru před slunečním kotoučem byl pozorován 15. listopadu 1999 mj. družicí TRACE. Jak uvádí J. Attwood, první takových přechod ve XXI. stol. bude viditelný mj. i v Evropě 7. května 2003 mezi 5:14 a 10:33 h UT.
V loňském roce došlo k velmi vzácnému, byť nepozorovatelnému, úkazu - zákrytu Venuše Sluncem 11. června. V r. 2004 pak očekáváme 8. června od 8:21 UT i v Evropě pozorovatelný více než šestihodinový přechod Venuše, jenž je nesrovnatelně vzácnějším úkazem než dříve zmíněné přechody Merkuru. Přechody Venuše se totiž odehrávají v párech po 8 letech buď počátkem června nebo počátkem prosince, načež následuje více než stoletá přestávka. Předešlé úkazy byly na Zemi pozorovány počátkem června 1761 a 1769 a počátkem prosince 1874 a 1882; další se pak odehrají 6. června 2012, 11. prosince 2117 a 8. prosince 2125. Úkazy v 18. stol. přispěly k přibližnému určení délky astronomické jednotky a tím i rozměrů celé planetární soustavy.
V r. 1998 přišli P. Hoffman aj. s velmi kontroverzní domněnkou o tom, že v minulosti Země se vyskytla alespoň jedna epizoda globálního zalednění vinou sníženého obsahu CO_2 v zemské atmosféře a následného poklesu skleníkového efektu, a také díky tomu, že dřívější Slunce mělo nižší zářivý výkon nejméně o 6%. Taková epizoda se měla údajně odehrát již před 2,35 miliardy let a pak ještě mnohokrát až do pozdního prekambria před 590 miliony lety. Oceány tak zamrzly až do hloubky 1 km a ze Země se stala doslova sněhová koule s nepochybně ničivými následky pro život; všechno s výjimkou baktérií nutně vyhynulo. Až po skončení poslední epizody nastal přibližně před 565 miliony let známý bouřlivý rozvoj života v kambriu.
Podle W. Hydea aj. se však Země z toho pokaždé vzpamatovala zásluhou dodávky CO_2 při zvýšené vulkanické činnosti. Tito autoři se domnívají, že zalednění Země nebylo úplné; v rovníkových oblastech zůstala tekutá voda jak v oceánech tak na souši. Ledový oceán navíc nepohlcuje CO_2 z atmosféry, takže skleníkový efekt nebyl zeslaben tolik, jak bychom čekali. Autoři počítali rozličné scénáře celkového klimatického vývoje Země během ledových epizod a shodli se na tom, že pro kambrijský rozkvět života měl zásadní význam právě zmíněný tropický oceán resp. oceánské dno, kde obnově života pomohly vývěry horké vody (tzv. černé kuřáky) stejně jako geotermální oázy na jinak zamrzlých pevninách.
Současné změny podnebí jsou dnes sledovány především díky nové generaci umělých družic, zaměřených na studium Země z kosmického prostoru. To umožňuje odhadnout nástup meteorologických fenoménů El Niňo a La Niňa až s 15timěsíčním předstihem, zlepšuje včasnost výstrahy před hurikány a záplavami i obdobími sucha. Družice QuikSCAT s aparaturou SeaWinds je dle K. Kastarose aj. schopna zaznamenat proudění větru nad oceány i při zatažené obloze a předpovídat tak vznik hurikánů s předstihem až 46 h. Denně dokáže prohlédnout 90% plochy světového oceánu. Podobně pak družice TRMM měří celosvětové srážky. Družice TOPEX/Poseidon dokáže mapovat topografii oceánů i obsah tepla nad nimi a družice ACRIM měří od r. 1980 s vysokou přesností přísun energie od Slunce.
Solidní přesná měření sluneční konstanty začala teprve r. 1978 díky družicím ERB a Nimbus 7; pozemní měření jsou zatížena příliš velkými chybami. Tak víme, že během slunečního cyklu kolísá zářivý výkon Slunce až o 0,1%; dlouhodobě je však možná až šestkrát větší variace, což rozhoduje o energetické bilanci Země. Novým objevem se zdá být přímá korelace mezi intenzitou kosmického záření a výskytem nízké oblačnosti do 3 km nad Zemí v letech 1980-95 (Marsh a Svensmark). Jelikož intenzita kosmického záření závisí na fázi slunečního cyklu a modulaci geomagnetickým polem, bylo by tak možné podle E. Palléové-Bagové a C. Butlera pochopit převodní mechanismus mezi sluneční činností a klimatem.
Ostatně nová družice Terra dokáže popsat chování Země jako kosmického tělesa vcelku. Podle J. Kuhna aj. se vyskytují v Tichém oceánu Rossbyho vlny o délce 100 km a amplitudě 50 mm, jež cestují napříč oceánem celé desítky roků a vyvolávají tak tzv. dekádové oscilace klimatu. Tyto oscilace mají periody od 15 do 70 let a jsou tudíž mnohem komplexnější a závažnější, než krátkodobější úkazy typu El Niňo. Teplota povrchu Pacifiku při nich kolísá o 1--2°C, takže až do třicátých let XX. stol. klesala, pak do sedmdesátých let rostla, a od té doby znovu klesá. Souběžně s tím se mění výtěžek rybolovu a tloušťka lét na pařezech stromů. Dekádové oscilace mají týž průběh na jak na severní tak na jižní polokouli.
S. Levitus aj. uveřejnili údaje o oteplování světového oceánu v letech 1948-1998 na základě měření teploty až v hloubce 3000 m pod hladinou. Ukázali, že za tu dobu se oceán oteplil o 0,06°C; tj. jeho tepelná energie vzrostla o 2.10^23 J. Největší růst byl zaznamenán v povrchové vrstvě do hloubky 300 m, totiž 0,31°C. Jelikož hmotnost oceánů převyšuje 2500krát hmotnost zemské atmosféry, jsou tyto údaje klíčové pro posouzení trendu globálního oteplování zeměkoule. B. Krabill aj. měřili tloušťku pobřežního ledu v Grónsku družicovým altimetrem a systémem GPS v letech 1993-4 a 1998-9. V Grónsku pokrývá led 85% povrchu ostrova na ploše přes 2 miliony čtverečních km o tloušťce přesahující 3 km. Ročně se však tloušťka ledu snižuje až o 1 m, což zvedá každoročně hladinu oceánů o 0,1 mm. Kanadská družice RADARSAT je nyní schopna proměřovat tloušťku ledu s velkou plošnou rozlišovací schopností v celé oblasti Arktidy v třídenních intervalech. Celkové zalednění Arktidy se za posledních dvacet let zřetelně zmenšilo a průměrná tloušťka ledu dosahuje pouhých 3 m. Trhliny na zamrzlém oceánu jsou dlouhé až 2 tis. km.
R. Gross aj. rozebrali příčiny tzv. Chandlerovy periody v pohybu pólů, objevené r. 1891 na základě 10 let měření změn tlaku v oceánech i v atmosféře. Vlivem Chandlerova efektu se periodicky přemisťují póly až o 6 m v intervalu 1,2 roku. Podle autorů dochází na dně oceánů v periodě 433 dnů k tlakovým fluktuacím, jež tvoří 2/3 pozorovaného efektu, zatímco zbývající třetinu představují obdobné fluktuace tlaku atmosférického. Nejdelší periody kolísání parametrů osy a dráhy Země, které známe, souvisí se změnou sklonu zemské osy vůči ekliptice v intervalu 22--25° v periodě 41 tis. let, a dále v periodě precese 26 tis. let. Díky současné výstřednosti zemské dráhy kolísá ozáření Sluncem o 6,7%, přičemž samotná excentricita se mění od 0 do 0,06 v intervalu 100 tisíc let.
To vše dohromady má pak podle známé Milankovičovy domněnky z 20. let XX. stol. vliv na dlouhodobé kolísání klimatu na "pevninské" severní polokouli a vznik ledových dob. Poslední ledová doba začala před 115 tis. a skončila před 11,5 tis. let a ta příští by měla začít za 60 tis. let. S domněnkou však podle D. Karnera a R. Mullera nesouhlasí skutečnost, že kolísání povrchových teplot na Zemi není v přímé úměře ke skutečnému ozáření Sluncem, takže patrně je celý problém kolísání teploty na Zemi mnohem komplexnější a bude vyžadovat podstatně hlubší rozbor.
T. Crowley shrnul průběh klimatických změn na Zemi za poslední tisíciletí tak, že hlavními ovlivňujícími činiteli je ozáření Sluncem, ale také úroveň vulkanismu. V poslední čtvrtině XX. stol. k tomu přistupuje globální oteplování vlivem rostoucího skleníkového efektu. K tomu uvádějí P. Pearson a M. Palmer, že největší koncentrace dosáhl CO_2 v kenozoiku před 60 miliony lety; o 5 až 20 milionů let potom však začala koncentrace CO_2 v zemské atmosféře klesat a od 24 milionů let před současností už nikdy nepřesáhla 500 ppm. Rostoucí skleníkový efekt CO_2 je však zčásti vyrovnán větším zastoupením průmyslových aerosolů v atmosféře, které významně odrážejí sluneční záření zpět do prostoru.
J. Hansen dokonce soudí, že CO_2 není hlavním faktorem současného globálního oteplování; pravou příčinou je přírůstek troposférického ozónu, metanu, chlorfluorokarbonů a sazí. Saze totiž snižují procento oblačnosti, takže na Zemi přichází i sluneční záření, jež by větší oblačná pokrývka odrazila. Mraky odrážejí nejméně 40% a maximálně až 90% slunečního záření zpět do vesmíru. Přitom se zastoupení CO_2 v zemské atmosféře mezi lety 1950 a 1970 zdvojnásobilo, ale pak se víceméně ustálilo. Světový oceán se oteplil mezi polovinou padesátých a devadesátých let XX. stol. a globální teplota Země vzrostla od r. 1975 do r. 1999 o 0,5°C, což je rekord tisíciletí. Na vzorcích, odebraných v Grónsku, se však ukazuje, že během posledních 100 tis. let kolísala průměrná teplota Země - samozřejmě bez lidského přičinění - o ±3°C v cyklu s přibližně 1500 let.
W. Soon aj. našli inverzní korelaci mezi plochou koronálních děr na Slunci a teplotou nižší troposféry Země v letech 1979-1998, což by svědčilo pro možnost, že sluneční činnost ovlivňuje počasí na Zemi, ale fyzikální příčina takové korelace zatím není známa. Problém globálního oteplování je ovšem velmi složitý, neboť se ukázalo, že kromě přírůstku skleníkového efektu, vyvolaného průmyslovými exhalacemi skleníkových plynů (především CO_2) jej působí též již zmíněný výskyt sazí, které se zvláště v tropech silně zahřívají Sluncem a odstraňují tak ploché vrcholky kumulů na vzdálenost až stovek kilometrů od průmyslových zdrojů sazí. Tak se do nízké troposféry dostává více sluneční energie, jež ohřívá jak atmosféru tak i oceán. Tento mechanismus převyšuje v oblasti Indického oceánu až o půl řádu vliv rostoucího skleníkového efektu. Obecně pak platí, že zatímco skleníkový efekt zvyšuje teplotu zemského povrchu, souběžně snižuje teplotu stratosféry.
NASA se zasloužila na přelomu let 1999/2000 o komplexní studium arktického ozónu ve výškách 8 -- 50 km koordinovanými měřeními na zemi, v letadlech a balónech i na družicích. Štáb operace měl sídlo ve švédské Kiruně a na měřeních se podílelo 350 pracovníků z různých zemí. Vinou mimořádně studené zimy došlo k neobvykle velkému poklesu koncentrace ozónu, takže např. ve výšce 18 km se snížilo množství ozónu o 60% proti normálu. Největší ztráty ozónu se vyskytovaly mezi lednem a březnem 2000 a k nim kromě sloučenin chloru přispěly také sloučeniny brómu, jenž se používá v přenosných hasicích přístrojích. Podle A. Tabazadehové aj.je bezprostřední příčinou destrukce ozónu v Arktidě výskyt polárních stratosférických mračen, obsahujících krystalky kyseliny dusičné. Četnost výskytu těchto mračen roste s klesající teplotou stratosféry, což, jak jsem už připomněl, je bezprostředním následkem globálního oteplování zemského povrchu. Proto autoři očekávají další prohloubení ozónové díry v Arktidě v předjaří nejméně do r. 2010.
K témuž závěru dospěli rovněž O. Toon aj., kteří zjistili, že kritickou hodnotou teploty stratosféry je -80°C ve výši asi 20 km nad pólem. Pokud klesne teplota stratosféry pod tuto hodnotu, nastává překotný úbytek ozónu, navzdory tomu, že se produkce ozónu nebezpečných chlorfluorokarbonů zásluhou montrealského protokolu výrazně snížila a v r. 1996 již zcela zastavila. Jak se zdá, totéž platí i pro Antarktidu, kde loni 3. října dosáhla ozónová díra rekordní plochy 28 milionů km^2. čímž byl o 3% překonán dosavadní rekord ze září 1998. K rozhodnému zlepšení situace prý dojde až kolem r. 2050.
A. Lazarus zjistil, že při proslulém vymizení slunečního větru 11. května 1999 se zemská magnetopauza vzdálila od Země z běžných 15 R_z na čtyřnásobek. Po dlouhé přestávce byla u nás opět pozorovatelná nádherná polární záře v noci ze 6. na 7. dubna jako přívažek k večerní nápadné konstelaci Měsíce, Marsu, Jupiteru a Saturnu. Příslušnou koronální kondenzaci o relativní mohutnosti 4 (v pětidílné stupnici) zpozorovala družice SOHO již 4. dubna v 15:41 UT. Rázová vlna slunečního větru dospěla k družici ACE v Lagrangeově bodě 1,5 milionů km před Zemí 6. dubna v 16:00 UT, kdy rychlost slunečního větru prudce vzrostla z 375 na 600 km/s. Již o 40 min. později se na Zemi objevila intenzívní polární záře, jež trvala i v nižších zeměpisných šířkách v Evropě a Severním Americe téměř 10 hodin. Šlo jednoznačně o projev blížícího se maxima 23. cyklu sluneční činnosti. Nezávisle na sluneční činnosti však lze podle L. Kagana aj. vytvářet polární záře i uměle. Slouží k tomu výkonný radar observatoře v Arecibu, jenž dokáže vytvářet mocnými rádiovými impulsy světélkování nízké ionosféry. K objasnění povahy polárních září přispívají dle P. Newella v poslední době zejména družice Polar a Geotail.
Kontroverzní tvrzení L. Franka o trvalém vpádu ledových minikomet o průměrné hmotnosti kolem 30 t do zemské atmosféry tempem alespoň 5 minikomet za minutu dostalo další úder, když R. Mutel a J. Fix uveřejnili negativní výsledek svého soustavného hledání minikomet robotickým dalekohledem v období od září 1998 do června 1999. Mezná hvězdná velikost snímků CCD přesáhla 16,5 mag, ale na 6 tisících snímcích nenalezli ani jediného kandidáta, ač statisticky by jich měli objevit kolem 80.
S. Singh aj. tvrdí, že vnitřní jádro Země obsahuje kapalnou složku, takže 3--10% objemu Země je kapalina. Jádro Země přitom rotuje rychleji než zemský plášť. Jak uvádí J. Gribbin, Země a Venuše sice na první pohled působí jako planety-dvojčata, ale na rozdíl od Země má Venuše 400 km tlustou kůru, která nedovolí teplu, vznikajícímu v plášti radioaktivním rozpadem hornin, aby unikalo rychle do prostoru. Proto se nitro Venuše dlouhodobě ohřívá do té chvíle, dokud se celé nepromění v tekutinu. Pak se ovšem tlustá kůra Venuše propadne dovnitř a celý cyklus se vznikem nové kůry a následným přehříváním nitra se opakuje v intervalu kolem půl miliardy let. Země obdobnému osudu unikla již na počátku svého vývoje srážkou s Praměsícem, jenž způsobil, že zemská kůra je tenká a nebrání prostupu tepla ze zemského nitra a jeho vyzáření do prostoru.
Zatímco až do r. 1993 se zemská rotace sekulárně brzdila vlivem slapového tření v oceánech, od té doby do r. 1999 se začala zrychlovat z minimální hodnoty 72 921 149,43 na 72 921 150,70 pikoradiánů/s. Proto se od konce r. 1998 až dosud nemusela vkládat žádná přestupná sekunda do času UTC. Jak uvedli G. Egbert a R. Ray z měření družice TOPEX/Poseidon, velká část měsíčních slapů se zmaří v hlubokém oceánu. Ze slapového výkonu 3 TW odebírá hluboký oceán třetinu. Asi polovina slapového výkonu se využije na cirkulaci atmosféry a povrchu oceánských vod.
L. Jetsu a J. Pelt kritizovali domněnku J. Sepkoskiho a D. Raupa z r. 1984, kteří tvrdili, že impaktní krátery na Zemi se vyskytují v poslední čtvrtmiliardě let s periodou 26 milionů let. Ukázali, že tato periodicita je fiktivní a vzniká následkem zaokrouhlování stáří kráterů. Patří ke zlomyslnostem přírody, že loni byl rozpoznán dosud neznámý impaktní kráter Chesapeake Bay o průměru 100 km na východním pobřeží Virginie v USA. Ukázalo se totiž, že přesně na jeho okraji se nalézá známé výzkumné centrum NASA v Langley, zabývající se mj. studiem dopadů meteoritů na Zemi... Kráter vznikl před 35 miliony let dopadem 3 km planetky.
L. Beckerová aj. se zabývali rozborem plynů mimozemského původu, uvězněných ve fullerenech, nalézaných v některých uhlíkatých chondritech (Allende, Murchison). Fullereny byly poprvé nalezeny v červenci 1999 v mexickém meteoritu Allende; obsahují až 400 uhlíkových atomů v jediné molekule. Jejich stáří se shoduje se stářím sluneční soustavy. Autoři tak dále odhalili stopy dopadu větší planetky před 65 miliony let ve vzorcích jílových usazenin z celé zeměkoule a ukázali, že materiál usazenin byl přetvořen nárazem tlakové vlny o síle až 40 MPa při teplotě až 2000°C. V těchto vzorcích byl nalezen i izotop 3^He, jenž je rovněž mimozemského původu.
Významným pokrokem při výzkumu minulých kosmických katastrof na Zemi se bezpochyby stala práce Y. Jina aj., jež se věnuje příčině největšího vymírání druhů v historii Země na rozhraní permu a triasu před čtvrt miliardou let. Autoři studovali fosílie v jižní Číně a zjistili, že před 251,4 miliony let náhle vymřelo 162 rodů a 333 druhů; vymřelo celkem 70% druhů obratlovců na souši a 90% druhů v moři včetně proslulých trilobitů; stejně náhle zmizely i rostliny. I když se dosud má většinou za to, že za toto vymírání byl odpovědný prudký nárůst vulkanismu na Sibiři, není vyloučeno, že bezprostřední příčinou vzedmutí vulkanické činnosti byl pád velké planetky.
Ještě hlouběji do minulosti Země se obrací studie B. Cohenové aj., studující náhlý vzrůst kosmického bombardování Země i Měsíce před 3,9 miliardy let. Z rozboru meteoritů, dopadlých z Měsíce, vychází, že během následujících 160 milionů let se na Měsíci odehrálo možná až 9 velkých impaktů, při nichž vznikla známá měsíční moře. Zdrojem těchto impaktů asi nebyly běžné planetky z hlavního pásu, neboť paradoxně je v něm málo hmoty, takže hypotetická impaktní tělesa nejspíše přiletěla až z oblasti Uranu či Neptunu. Jelikož na Zemi nemáme žádné fosílie starší než 3,9 miliardy roků, není vyloučeno, že s touto bombardovací epizodou nějak souvisí i vznik a rozvoj života na Zemi.
Tyto okolnosti přispívají k tomu, že zájem o akutní kosmická rizika pro Zemi začíná přece jen vzrůstat, zejména ovšem vlivem podstatného zlepšení našich vědomostí o planetkách křižujících zemskou dráhu (NEO). Velká Británie ustavila z iniciativy ministra pro vědu Sira Sainsburyho zvláštní komisi, která doporučila, aby kvůli výzkumu drah křížičů byl vybudován přehlídkový 3-m teleskop na jižní polokouli, zatímco na severní polokouli by pro týž účel měl být adaptován 1-m JKT na La Palma. Jak uvádí R. Binzel, hlavním technickým problémem při výpočtu budoucího rizika srážky s křižující planetkou jsou příliš krátké oblouky pozorovaných drah a malá přesnost optických měření polohy - mnohem přesnější jsou údaje z radaru, ale ty lze získat jen u malého procenta křížičů. Proto A. Milani aj. navrhli vtipnou metodu, jak výpočet rizika zkvalitnit tím, že se pozorovaná dráha planetky virtuálně protáhne do budoucí virtuální srážky se Zemí, čímž se velmi zpřesní výpočet dráhových elementů. Planetka se pak hledá při dalších návratech v polohách, vypočtených z těchto virtuálních elementů, a pokud se tam nenajde, víme, že se jí nemusíme obávat. Metoda navíc šetří drahocenný pozorovací čas u přehlídkových dalekohledů.
Podle D. Jewitta hrozí Zemi nezanedbatelné nebezpečí od objektů o průměru v rozmezí 100 m -- 1 km. S pravděpodobností 1% dopadne během XXI. stol. na Zemi 300 m planetka, jež při výbuchu uvolní energii na úrovni 1 Gt TNT, což by podle místa dopadu zahubilo od 100 tisíc do 10 milionů lidí. Největší historicky ověřená impaktní katastrofa v minulosti se odehrála r. 1490 v čínské provincii Šan-Ši, kde po dopadu deště meteoritů zahynulo na deset tisíc osob. Podobně R. Binzel (autor tzv. Turínské stupnice rizika pro impakty planetek na Zemi) uvádí, že již 20 m projektil exploduje s energií 1 Mt TNT - planetka v rychlém pohybu je tudíž větším zdrojem ničivé energie než stejné množství TNT v klidu! Regionální katastrofy pak způsobí všechna tělesa s průměrem nad 100 m, což odpovídá energii nad 100 Mt TNT, zatímco při projektilech větších než 1 km dochází ke globálním katastrofám, jež uvolňují minimálně ekvivalent 100 Gt TNT (5krát více než celková ničivá síla nukleárních hlavic v arsenálech jaderných velmocí). S. Ward a E. Asphaug počítali riziko vzniku cunami při vysoce pravděpodobném dopadu planetek do světového oceánu. Nebezpečí ničivého cunami závisí přirozeně na poloměru, hustotě a rychlosti planetky. Odtud pak plyne, že v intervalu 1000 let je riziko 1:14, že vlny cunami dosáhnou na některém oceánském pobřeží aspoň jednou amplitudy větší než 2 m, dále činí 1:35 pro 5-metrové a 1:345 pro 25-metrové vlny.
Událostí desetiletí se stal asi desetisekundový průlet jasného bolidu nad severozápadní Kanadou u městečka Whitehorse v jižním Yukonu (60° s.š; 135° z.d.) 18. ledna 2000 v 16:44 UT za svítání místního času. Bolid letěl směrem od severu k jihu a nakonec vybuchl ve výši 25 km nad zemí, takže ozářil krajinu jako v poledne. Se zpožděním asi dvou minut pak přišla mocná rázová vlna slyšitelná od Britské Kolumbie po Aljašku, naznačující, že by z tohoto bolidu mohl na Zemi dopadnout meteorit. Kouřová stopa na místě přeletu byla viditelná ještě dvě hodiny po vlastním úkazu a v následující noci byla nad Edmontonem v Albertě pozorována noční svítící oblaka. Podle údajů ze špionážních družic se podařilo spočítat původní hmotnost objektu na 200 t a jeho průměr na 5 m, což svědčilo o mimořádně nízké hustotě kosmického projektilu; energie uvolněná při explozi dosáhla ekvivalentu 5 kt TNT (20 TJ) při vstupní rychlosti 16 km/s pod úhlem 16,5° k obzoru. Šlo o úlomek zprostředka hlavního pásma planetek, patřící k typu Apollo: přísluní 0,9 AU; odsluní 3,5 AU; sklon 1,2°; oběžná doba 3 roky. Podle výpočtů měla mít dopadová elipsa hlavní rozměry 5 x 16 km.
Kanadský zálesák Jim Brook měl neuvěřitelné štěstí, když se 25. ledna vracel na sněžném skútru do své maringotky přes zamrzlé jezero Tagish Lake a přitom spatřil na ledě tmavý kamínek o hmotnosti 157 g, jenž opatrně zabalil do polyetylénového sáčku a uložil do mrazničky ve svém pojízdném obydlí. Následujícího dne se na jezero vrátil a nasbíral stejně ohleduplným způsobem celkem 0,85 kg úlomků. Další pátrání však znemožnil čerstvý sníh. Nalezené úlomky připomínaly svou strukturou dřevěné uhlí, byly velmi lehké a křehké a páchly po síře. Brook o svém nálezu ihned uvědomil kanadské astronomy a geology, takže polovina nálezu byla ve zmrzlém stavu dopravena do příslušných laboratoří v Kanadě, zatímco druhou polovinu dostala NASA k rychlému měření indukované radioaktivity a nedestruktivním testům.
Podle P. Browna aj. se především ihned ukázalo, že jde o velmi vzácný typ uhlíkatých chondritů, obsahujícího jak vodu, tak mezihvězdný prach, ale i tucet různých organických sloučenin, a hlavně bez pozemského znečištění. Ve dnech 20. dubna až 8. května pak technicky dobře vyzbrojení kanadští astronomové nalezli na zvolna tajícím jezeře ještě dalších 410 částečně zarytých úlomků, které vyřezávali z ledu motorovou pilou. Největší z nich měl hmotnost 2,3 kg; zbytek se bohužel utopil.
Meteorit z Tagish Lake tak představuje zcela jedinečný případ, kdy známe dráhu opravdu starobylého uhlíkatého chondritu ve sluneční soustavě a kdy byly úlomky původního křehkého tělesa zkoumány ihned po dopadu bez měřitelného ovlivnění pozemským prostředím. Předtím se zdařilo trochu podrobněji zkoumat jenom uhlíkaté chondrity z meteoritu Murchison, jenž dopadl 28. září 1969 v Austrálii, a uhlíkatého chondritu Allende z Mexika. Jak uvedli M. Zolensky aj., představují uhlíkaté chondrity pouhá 2% nálezů mezi meteority, což je ovšem s ohledem na jejich křehkost a snadné zvětrávání důsledkem výběrového efektu.
Podle V. Světcova byl také český bolid Šumava ze 4. prosince 1974 uhlíkatým chondritem. Q. Hou aj. dokonce řadí k tělesům možná podobným uhlíkatých chondritům i proslulý tunguzský meteorit, jelikož ve vzorcích rašeliny, odebraných v zasažené oblasti na Sibiři nalezli až 9x vyšší koncentrace prvků platinové skupiny (Pt, Rh, Ru, Co, Y, Sr, Sc), než je běžné v zemských horninách. Tvrdí proto, že meteorit byl buď obyčejným chondritem o poloměru přes 60 m a hmotnosti nad 1 Mt, anebo uhlíkatým chondritem - jádrem malé komety s poloměrem přes 160 m a hmotností nad 20 Mt. V každém případě přesáhla energie exploze 10 Mt TNT (4.10^16 J) a zničené území dosáhlo rozlohy 2150 km^2.
Také u nás jsme zažili loni mimořádný úkaz průletu jasného bolidu na denní obloze dne 6. května 2000 v 11:53 UT, jenž byl mj. zachycen třemi pohotovými kameramany J. Fabigem v Janově, J. Mišákem v Uherském Hradišti a J. Gurňákem na Velké Javorině. Záznamy z videokamer i další hlášení očitých svědků upřesnila dráhu v atmosféře i ve sluneční soustavě a dopadovou elipsu meteoritu Morávka v Beskydech natolik, že Česká republika drží krok s nesrovnatelně rozlehlejší Kanadou a USA v dosud velmi omezeném počtu vyfotografovaných průletů meteoritů (1959 Příbram, 1970 Lost City, 1977 Innisfree, 1992 Peekskill, 2000 Tagish Lake, 2000 Morávka). Podle výsledků proměření dráhy se ukázalo, že těleso o průměru 1 m vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí nad 15 km/s a vybuchlo ve výši 40 km nad Zemí (rázová vlna byla slyšitelná hlavně na severní Moravě a ve Slezsku). V průběhu května až července se pak podařilo za pomoci místních obyvatel najít celkem tři úlomky meteoritu o úhrnné hmotnosti 0,63 kg poblíž stejnojmenné vodní nádrže. Jde vesměs o obyčejné chondrity - úlomky planetky z hlavního pásu.
J. Whitby aj. popsali meteorit Yag, nalezený v Maroku v srpnu 1998. Obsahuje v sobě krystalky soli staré přes 4,5 miliardy let - tedy stejně staré jako sluneční soustava. Meteorit je tudíž nutně úlomkem původních planetesimál, z nichž se sluneční soustava utvořila. B. Cohenová a C. Chyba zjistili, že v meteoritech se vyskytuje přinejmenším 7 aminokyselin, takže v principu tak lze stanovit jejich původní kosmickou chiralitu, tj. zastoupení levotočivých a pravotočivých modifikací. Proslulý meteorit ALHA 84001, nalezený v Antarktidě a pocházející z Marsu, je podle A. Steela aj. kontaminován pozemskými mikroby, neboť obsahuje mycelium z druhu Actinomycetales, což znehodnocuje předešlá tvrzení o objevu mikrofosílií marsovského původu uvnitř meteoritu. Podobně M. Zolotov a E. Shock zjistili, že uhlovodíky v tomto meteoritu vznikly abioticky díky ochlazení magmaticky resp. impaktově vzniklých plynů.
Další tři meteority z Marsu o hmotnostech 0,6 -- 1,6 kg byly objeveny v Saharské poušti. A. Rubin a P. Warren rozpoznali koncem r. 1999, že dva úlomky meteoritu o hmotnostech 0,45 a 0,25 kg, která nalezl již před 20 lety v Mojavské poušti v Kalifornii R. Verish, pocházejí rovněž z Marsu - je to již 16. meteorit z Marsu nalezený na Zemi a druhý z území USA - ten předešlý byl nalezen r. 1931 poblíž Lafayette ve státě Indiana. "Přepravní doba" z Marsu na Zemi činila u obou amerických marsovských meteoritů méně než milion roků. Podle A. Tremaina aj. jsou všechny nalezené marsovské meteority typu SNC (shergottity, nakhlity, chassignyty) vyvřelými basaltickými horninami o stáří od 0,18 do 4,5 miliardy let. Původ z Marsu je nepochybný; je doložen několika nezávislými důkazy. Čtyřkolový robot NOMAD, určený pro automatický výzkum Marsu, byl loni testován v Antarktidě, kde za 3 dny zkoušek poblíž základny McMurdo našel svůj první meteorit.
Zvýšil se též počet známých meteoritů, které přiletěly z Měsíce. Nejnovějších šest nálezů pochází jednak z východního Omanu a jednak ze Saharské pouště poblíž hranic Maroka a Alžíru. Vesměs jde o vulkanické basalty patrně z oblasti měsíčních moří. Tím se počet měsíčních meteoritů zvýšil na 17. To představuje podobně jako u marsovských meteoritů 0,08% z celkového počtu 21 tisíc doložených pádů meteoritů na Zemi. S. Jamamoto a A. Nakamura uvedli, že zrnitý povrch Měsíce usnadňuje plynulé uvolňování drobných (>10 microm) částeček prachu z Měsíce tempem 1 g/s, takže tato měsíční zrnka se nakonec dostávají i do vysoké atmosféry Země.
W. Ward a R. Canup tvrdí, že původní sklon dráhy Měsíce k ekliptice činil 10° - tedy dvojnásobek dnešní hodnoty, neboť Měsíc zřejmě vznikl z plynoprachového disku, vytvořeného dopadem Praměsíce na Prazemi. Jakmile se částice disku dostaly do vzdálenosti větší než činí Rocheův poloměr pro Zemi (2,9násobek poloměru Země R_z, tj. 18 500 km), utvořil se dnešní Měsíc. Podle V. Žarkova se během první půl miliardy let Měsíc vzdálil na 21,6 R_z a každoroční tempo vzdalování činilo 69 mm. Teprve před 900 miliony lety se snížilo na současnou hodnotu 37 mm. To ovlivnilo růst plochy kontinentů na Zemi na úkor oceánů. T. Culler aj. uvádějí na základě měření stáří skelných kuliček pomocí izotopů argonu ze 155 vzorků měsíční půdy, že těžké bombardování Měsíce meteority dosáhlo svého maxima před 4 miliardami let. Od té doby kleslo na třetinu před půl miliardou let, a od té doby až dosud opět stouplo až na zlověstný téměř čtyřnásobek minimální frekvence. Patrně není náhodou, že v době zmíněného minima začal kambrijský rozkvět života na Zemi.
B. Hawke aj. využili měření měsíční sondy Clementine k určení stáří světlých paprsků vybíhajících ze známých kráterů Copernicus a Tycho. Zjistili, že paprsky nejsou důkazem relativního mládí kráterů (do 800 milionů let), takže tyto útvary mohly vzniknout i mnohem dříve - snad až před 3 miliardami let. L. Staruchina a J. Škuratov zase zpochybnili názor, že v polární oblastech Měsíce se nalézají těsně pod povrchem krystalky vodního ledu. Může totiž jít o chemicky uvězněný vodík, vzniklý bombardováním měsíčního regolitu protony ze zemské magnetosféry. K. Hašizuma aj. tvrdí, že v regolitu se uchovává i záznam o složení slunečního větru, takže lze rozlišit presolární a planetární atomy dusíku.
V ranních hodinách 21. ledna 2000 se odehrálo úplné zatmění Měsíce, jež ale u nás nikdo neviděl kvůli zatažené obloze. Tam, kde jasno měli, označili jasnost zatmělého Měsíce stupněm 3 Danjonovy pětidílné stupnice, tj. šlo o velmi světlé zatmění v důsledku nízkého zastoupení aerosolů v zemské atmosféře. Další úplné měsíční zatmění 16. července 2000 bylo pozorovatelné v oblasti Pacifiku, na Dálném východě a v Austrálii. Díky příznivě shodě geometrických okolností se stalo až do počátku 4. tisíciletí našeho letopočtu nejdelším (1h 47min), neboť Měsíc procházel téměř přesně středem zemského stínu. Ještě o 3 s delší měsíční zatmění se dle J. Meeuse odehrálo 13. srpna 1859.
Největší množství údajů o Marsu nyní přináší podrobný rozbor znamenitých snímků z kosmické sondy Mars Global Surveyor (MGS) s rozlišením až 1,5 m, jak se ostatně může přesvědčit každý čtenář s přístupem na internet, kde bylo umístěno již bezmála 60 tisíc snímků, pořízených od září 1997 do února 2000 (www.msss.com) - další várka přibude ještě před otištěním tohoto článku v dubnu 2001. Podle P. Thomase aj. se polární čepičky planety navzájem zásadně liší. Zatímco severní čepička, tvořená výhradně vodním ledem, je plná děr a její povrch se podobá tvarohu, jižní polární čepička, kde kromě vody se vyskytuje i zmrzlý CO_2, vypadá spíše jako ementál s řidšími, leč velkými a hlubokými prohlubněmi. Severní čepička zcela nemizí ani během léta. MGS také poprvé pozoroval četné stíny, vytvářené v Marsově atmosféře trychtýřovými svislými vzdušnými víry, jímž se přezdívá tančící derviši (podobně úkazy v čistém vzduchu na Zemi jsou nepochybně odpovědné za tolik populární "kruhy v obilí"). Podle J. Carra vznikají derviši na Marsu mezi 9 a 18 h místního času za podmínek nízké vlhkosti při velkém teplotním gradientu u povrchu: zatímco 0,3 m nad terénem je ještě 16°C, ve výšce 1,5 m již jen -7°C. Víry dosahují do výšky až 800 m a obvodová rychlost na okraji víru dosahuje až 100 km/h.
Podle M. Zuberové aj. vyplývá z gravimetrických a laserových výškových měření, že kůra planety dosahuje na jihu tloušťky 80 km, zatímco směrem na sever se ztenčuje až na 35 km, takže z toho důvodu se severní polokoule planety dříve ochladila. Křivolaké kanály mají napříč až 200 km a dosahují délky tisíců kilometrů. J. Dohm a R. Anderson aj. objevili v zálivech na úpatí největších sopek stopy usazenin po rozsáhlých záplavách v dávné minulosti. J. Garvin aj. soudí, že stáří některých vulkanických kráterů na Marsu nepřevyšuje 20 milionů let. L. Leshinová aj. tvrdí, že v kůře Marsu se nalézá až třikrát více vody, než se dosud soudilo, takže kdyby byla na povrchu, vytvořila by souvislý "oceán" o průměrné hloubce až 200 m. Z poměru deuteria a vodíku v meteoritech z Marsu lze usoudit, že tento poměr je na Marsu několikrát vyšší než v mořské vodě na Zemi a podobá se spíše poměru D/H v kometách. Zvýšené zastoupení deuteria však může být důsledkem slunečního ultrafialového záření, jež selektivně vytrhává z Marsovy atmosféry lehčí vodík. C. Moore aj. zjistili, že marsovský meteorit Nakhla obsahuje více chloru než běžné meteority původem z planetek, z čehož usuzují, že oceán na Marsu byl opravdu slaný.
M. Malin a K. Edgett našli na snímcích z MGS svažující se stružky a usazeniny na jejich spodním konci, které přičítají tekuté vodě v minulosti planety před 3,5 až 4,3 miliardy let. Stružky jsou četnější na kdysi zřetelně teplejší jižní polokouli Marsu. Autoři soudí, že šlo o záplavovou vodu, která se dnes nalézá v hloubce 100 -- 400 m pod obnaženým povrchem planety, případně o bahnotoky. Usazeniny jsou vidět v každé prohlubni a kráteru, což může být známka dávné existence mělkých jezer, ale i návějí větru. Při výkladu těchto jevů se opatrnost vyplácí - rozhodně není jednoznačně prokázáno, že na povrchu Marsu v minulosti byly vskutku nějaké řeky, jezera a moře. Pokud vůbec šlo o nějakou tekutinu, nemusela to být nutně voda! Není totiž nijak zřejmé, zda byl Mars v minulosti opravdu teplejší než dnes, a teoreticky je představitelné, že pozorované sedimenty vznikly v důsledku rozsáhlých prachových bouří během klimatických výkyvů. Sklon polární osy Marsu totiž kolísá v intervalu 15 -- 35° v periodě pouhých 100 tisíc let.
G. Schubert aj. odhalili pomocí MGS remanentní magnetismus v povrchových vrstvách, svědčící o dávnějším globálním magnetickém poli planety. Podle autorů je pravděpodobné, že marsovské dynamo začal fungovat asi půl miliardy let po vzniku sluneční soustavy a dosahovalo na povrchu indukce až 5 microT ještě před stovkami milionů let.
Mars je zkrátka stále tělesem se záhadnou astronomickou minulostí a skvělou budoucností pro další výzkumy kosmických sond. Astronomové amatéři se však už mohou začít chystat na velmi vzácnou velkou opozici Marsu - největší od r. 1924, jež se odehraje 27. srpna 2003, kdy Mars dosáhne minimální vzdálenosti 56 milionů km od Země, takže i menšími přístroji budou na jeho povrchu pozorovatelné světlé a tmavé skvrnky. V té době bude svou pozorovanou jasností na pozemské obloze dokonce soupeřit s Jupiterem.
P. Gierasch aj. se zabývali dynamikou atmosféry Jupiteru a ukázali, že tam stabilní "počasí" trvá už přes 100 let. Jupiter totiž dostává od Slunce jen 4% zemského přídělu zářivé energie, a naproti tomu z nitra planety proudí téměř 2x více energie (5 PW), než kolik přichází od Slunce. Energie nitra se přenáší do atmosféry tzv. mokrou konvekcí. Ve velkých hloubkách dosahuje vodorovná rychlost větru hodnoty 180 m/s, ale od hloubky 70 km začíná klesat a na horním okraji mračen činí jen 100 m/s. A. Showman aj. vysvětlují výskyt jasných suchých oblastí v Jupiterově atmosféře vlnovými pohyby větrů. Podle A. Ingersolla aj. činí tloušťka konvektivních mračen 50 km. Každou sekundu se v nich 50 t metanu změní acetylén a za tutéž dobu se v atmosféře asi 20krát zableskne, přičemž energie bleskových výbojů je až o 2 řády vyšší než blesků na Zemi. Zatím stále nemáme jednoznačný výklad barevnosti atmosféry planety. Pokud by totiž byla atmosféra v termodynamické rovnováze, byly by všechny mraky bílé. Jejich barevnost je tudíž dokladem porušení rovnováhy pro látky jako fosfin (PH_3), metan, čpavek a sloučeniny síry.
W. Nellis studoval fázové přechody vodíku při vysokých tlacích a teplotách, které panují uvnitř Jupiteru na základě laboratorních pokusů s tlaky do 180 GPa a teplot do 4 kK. Přechod molekulárního vodíku na atomární je plynulý; disociace molekul začíná při tlaku 40 GPa a je ukončena až při 300 GPa, takže asi ani uvnitř Jupiteru neexistuje ostré rozhraní mezi oběma fázemi. Elektrická vodivost vodíku dosahuje minima při tlaku 140 GPa a teplotě 3 kK, což odpovídá situaci asi v 90% poloměru Jupiteru. V plášti Jupiteru stoupá tlak na 300 GPa a teplota na 4 kK, takže kovový vodík vyplňuje nitro planety až do vzdálenosti 50 tis. km od centra. Centrální tlak v Jupiteru se odhaduje na 4 TPa a teplota na 20 kK, což odpovídá povrchové teplotě žhavých hvězd třídy B. Vlivem kovového vodíku se vytváří výstředné dipólové magnetické pole planety, jež dosahuje na povrchu indukce přes 1 mT.
Koncem roku se uskutečnilo souběžné sledování Jupiteru a jeho okolí sondou-veteránem Galileo, jež byla 29. prosince 2000 vzdálena jen 465 tis. km od Jupiteru hluboko v jeho magnetosféře, zatímco sonda-rekrut Cassini proletěla 30. prosince v minimální vzdálenosti 9,8 milionů km vně magnetosféry planety, čímž získala 2,2 km/s na rychlosti pro další let k Saturnu. Cassini sledovala Jupiter již od října 2000 až do března 2001. Během průletu pořídila sonda Cassini výtečné záběry polární záře na Jupiteru zobrazovacím spektrografem v ultrafialovém pásmu. Sledovala také prachové proudy, objevené sondou Ulysses již r. 1992, jejichž zdrojem je podle A. Grapse aj. vulkanický prach z družice Ió.
V říjnu 1999 se podařilo J. Scottimu na snímcích dalekohledu Spacewatch odhalit 17. přirozenou družici Jupiteru s předběžnými označením S/1999 J 1. Družice zhruba 20 mag projde perijovem 19. srpna 2001 ve vzdálenosti 0,14 AU od Jupiteru. Velká poloosa činí 0,16 AU (24,3 milionů km); výstřednost dráhy 0,12 a sklon 143°. Oběžná doba dosahuje 2,1 roku, takže zcela určitě jde o dodatečně zachycenou planetku o průměru asi 10 km. Koncem listopadu 2000 se pak díky 2,2 teleskopu na Mauna Kea podařilo po čtvrt století potvrdit objev C. Kowala a E. Roemerové 18. družice Jupiteru 21 mag s předběžným označením S/1975 J 1. Družice prošla perijovem 14. října 2000 ve vzdálenosti 0,039 AU; má velkou poloosu 0,049 AU (7,4 milionů km), výstřednost 0,2; sklon 46° a oběžnou dobu 130 d.
Velké množství nových údajů ovšem přináší neúnavná sonda Galileo, jež vydržela třikrát větší radiaci, než se plánovalo a s velkou bravurou stále prolétává v těsné blízkosti zejména Galileových družic Jupiteru. Hned počátkem loňského roku se přiblížila během jediného dne nejprve k Europě na 373 km a dále k Amalthei, Thebě a Metis. Při tomto průletu u Europy objevila M. Kivelsonová aj, že vlivem magnetického pole planety se měnilo magnetické pole Europy vlivem indukce sekundárních elektrických proudů pod povrchem družice v rytmu 5,5 h, což lze nejlépe vysvětlit výskytem slaného vodního oceánu nebo slané břečky asi 100 km pod povrchem Europy. L. Procterová a R. Pappalardo pozorovali při velmi šikmém osvětlení povrchu Europy, že souvislá vrstva ledu je přerušována zvlněními, jako když se krčí koberec při posouvání nábytku. Autoři vysvětlují úkaz jako důsledek vytlačování nového ledu v puklinách ledu starého. Průměrná vzdálenost mezi vlnami dosahuje 25 km a jejich výška až stovky metrů. W. Moore a G. Schubert potvrdili, že slapová perioda 1,8 d odpovídá excentricitě 0,0093 dráhy Europy kolem Jupiteru. Poloměr jádra Europy pak určili na 704 km, tloušťku pláště na 742 km, takže na ledovou a mořskou kůru připadá tloušťka 119 km. J. Kargel aj. se domnívají, že Europa vznikla původně jako uhlíkatý chondrit.
Ze snímků, které pořídila sonda Galileo v blízkosti družice Amalthea vyplývá, že její hlavní osa dosahuje 250 km a že družice je zřetelně protáhlá. Na jejím povrchu jsou patrné četné impaktní krátery s průměry do 40 km. C. Zimmer a K. Khurana soudí z magnetometrických měření, že podobně jako Europa má i družice Callistó podpovrchový oceán v hloubce stovek km a tloušťce vodní vrstvy přesahující alespoň 1 km.
Galileo též vykonala 22. února dosud nejriskantnější průlet nad družicí Ió ve vzdálenosti pouhých 198 km a pak se podvakrát přiblížila ke Ganymedu 20. května a 28. prosince, když apojove její dráhy se nalézalo 11 milionů km od Jupiteru a oběžná doba sondy činila 3 měsíce. P. Feldman aj. našli pomocí STIS HST v říjnu 1998 další důkaz, že na Ganymedu se vyskytují polární záře, když pozorovali v šířkách ±40° ultrafialové emise atomárního kyslíku.
Nádherné barevné snímky družice Ió obletěly celý astronomický svět. Kouřová vlečka z aktivní sopky Pele je tvořena jemným prachem a SO_2, ale také diatomy S_2. V ústí kráteru Pele byla naměřena teplota magmatu až 1500°C. Diatomická síra se pak po ochlazení a rozprostření na povrchu družice mění v molekuly S_3 a S_4, jež vynikají jasně červenými odstíny, zatímco běžná síra S_8 je žlutá. Naproti tomu pro zelené odstíny na snímcích Ió dosud neexistuje žádné vysvětlení. Jak uvádějí A. McEwen aj., při žádném ze tří průletů Galilea kolem Ió (předešlé průlety ve větších vzdálenostech od družice se odehrály v říjnu a listopadu 1999) se na povrchu družice nepodařilo najít žádné impaktní krátery - vše jsou sopečné struktury, související s mimořádně intenzívní sopečnou činností. Kolem vulkánu Pele sahají usazeniny až do vzdálenosti 600 km od vlastní kaldery. Podobně kolem sopky Pillan Patera sahají usazeniny až do vzdálenosti 200 km. Hlavní složkou lávových výlevů je SO_2.
F. Roddier aj. shrnuli výsledky pozorování Saturnu při posledních průchodech roviny prstenců Zemí. Intervaly mezi průchody činí buď 13,75 nebo 15,75 let a vyskytují se buď samostatně nebo ve trojicích, což byla právě poslední série, kdy k průchodům roviny došlo 22. května a 10. srpna 1995 a pak znovu 11. února 1996. K pozorování okolí Saturnu využili infračervené kamery s maticí HgCdTe 1024x1024 pixelů u dalekohledu CFHT, zacloněného na 3,35 m. Tak se jim podařilo najít 12 zhuštění v jemném prstenci F a stanovit infračervené jasnosti 8 družic planet, včetně malých měsíců jako jsou Pandora, Telesto nebo Helene. F. Poulet aj. kombinovali pozorování z průchodů v r. 1995 2,2 na Havajských ostrovech s pozorováními 3,6 m dalekohledem ESO, vybaveným adaptivní optikou, a dále 2 m na Pic du Midi jakož i HST. Určili tak zejména tloušťku prstence F, jež činí plných 21 km, zatímco hlavní prstence mají tloušťku do 1 km. R. French a P. Nicholson využili k určení vlastností prstenců zákrytu hvězdy 28 Sgr, jež se odehrál 3. července 1989. Prstence A a B mají střední průměr částic 0,3 m a mezi nimi občas balvany do průměru 20 m. Malých centimetrových částic přibývá směrem od prstence A k C. Z infračervených měření odvodili D. Lynch aj. jasovou teplotu 90 K pro prstence A a B. Prstence jsou složeny z čistého ledu, bez silikátových jader.
R. Meier aj. studovali v říjnu r. 1997 a 1998 Titan pomocí infračerveného spektrografu NICMOS HST a odhalili na jeho povrchu během následných otoček tytéž povrchové rysy, což vylučuje možnost, že by povrch měsíce byl pokryt oceánem etanu. C. Griffithová zkoumala Titan infračervenou kamerou ve spojení s adaptivní optikou 3,6 m dalekohledu CFHT a zjistila, že jeho atmosféra se skládá z molekulární dusíku s příměsí metanu. Oranžové zabarvení atmosféry pochází od kapiček organických látek. Dalekohledem UKIRT se podařilo pozorovat krátkožijící (cca. 2 h) mračna v atmosféře naznačují, že tam prší metan. Kumuly v atmosféře dosahují výšky asi 15 km. Na infračervených snímcích je patrný kontinent na povrchu Titanu o rozměrech 2000 x 1500 km, kde by měla přistát modul Huygens. Plánuje se též celkem 40 průletů sondy Cassini poblíž Titanu.
O tom, jak velkým přínosem pro pozorování těles sluneční soustavy, je nově zaváděná adaptivní optika, svědčí příval objevů nových drobných přirozených družic Saturnu, k nímž vloni docházela jako na běžícím pásu. Na základě pozorování ze srpna až září to byly nejprve 4 nové družice S/2000 S 1 až S 4, které rozpoznali B. Gladman aj. pomocí CFHT, NTT ESO atd. jako objekty 20 -- 22 magnitudy R, z čehož lze odhadnout jejich průměry na 10 -- 50 km. Vesměs jde o objekty velmi vzdálené (cca. 15 milionů km) od Saturnu, takže téměř jistě jde o zachycené planetky. V polovině listopadu oznámila tatáž skupina objev dalších dvou asi 10 km družic s velkými sklony a výstřednostmi, s velkými poloosami 0,074 a 0,084 AU (11,1 a 12,6 milionů km) v přímých drahách. Počátkem prosince pak díky neúnavné práci Gladmanova mezinárodního týmu, jenž využíval také palomarského pětimetru a prvního osmimetru VLT ESO, přibyly další tři objekty a vzápětí už 10. satelit Saturnu, nalezený v průběhu jediného roku. Tak se celkový počet Saturnových družic zvýšil na rekordních 28. Těsně před vánoci 2000 přibyla družice S 11, objevená 1,2 m Whipplovým teleskopem a v předvečer Štědrého dne byl loňský mimořádně úrodný rok završen objevem S 12, takže do nového tisíciletí vstupuje Saturn s 30 potvrzenými přirozenými družicemi! Poslední dvě tělesa mají dle M. Holmana rovněž vysoké sklony, ale přímé dráhy, a jejich průměry činí asi 35 a 5 km. Během posledních 20 let se počet známých družice Saturnu více než zdvojnásobil.
Prohlídkou 40 snímků z HST se podařilo E. Karkoschkovi nalézt záhyby ve výstředném prstenci epsilon Uranu, jenž je "pasen" družicemi Cordelia a Ofelia o průměru asi 30 km, objevenými sondou Voyager 2 r. 1986. Pro tři družice S/1999 U 1 až U 3, rozpoznané pozemními dalekohledy r. 1999, se podařilo určit spolehlivé elementy oběžných drah. Podobně jako u nových družic Saturnu jde o tělesa vzdálená - od 0,05 do 0,17 AU od Uranu s mimořádně velkými výstřednostmi eliptických drah až 0,6 a vysokým sklonem. Satelity U 1 a U 3 obíhají navíc retrográdně, takže jde určitě o zachycené planetky. Satelit U 3 byl znovu pozorován koncem jara 2000, což dalo zlepšenou hodnotu jeho oběžné periody 5,35 roků. Vzápětí se podařilo znovu sledovat i družici U 1 2,5 m dalekohledem NOT, což dalo rekordní oběžnou dobu 6,4 roků. V srpnu byl znovunalezen i satelit U 2, jenž dosahuje pouze R = 24 mag a obíhá v periodě 1,85 roků.
Zpřesněné elementy díky těmto novým pozorováním umožnily příslušné komisi IAU udělit novým družicím definitivní označení a vlastní jména (podle postav ze Shakespearovy Bouře) takto: S/1999 U 1 = Uran XIX = Setebos (bůh Sycoraxe), S/1999 U 2 = Uran XX = Stephano (stolník na Arielově lodi; spolu s Kalibanem zosnovali vraždu Prospera), S/1999 U 3 = Uran XVIII = Prospero (kouzelník, který zotročil Ariela). (Uranovy družice Kaliban a Sycorax byly objeveny již r. 1997.)
V souvislosti s objevy excentrických drah extrasolárních planet a jejich překvapivou blízkostí k mateřským hvězdám se začala rozvíjet myšlenka o migraci planet během vývoje mateřské planetární soustavy. Obvykle se uvažuje o dostředivé migraci, ale S. Ida aj. přicházejí nyní s názorem, že Neptun migroval právě opačně - odstředivě, a to již během řádově 10 milionů let po svém vzniku. Stal se tak faktickým vládcem na okraji naší planetární soustavy, neboť Pluto v tomto smyslu není řádnou planetou; patří evidentně do stále početnější rodiny transneptunských těles, jejichž dlouhodobá životnost je dána resonancemi oběžných dob právě vůči oběžné době Neptunu.
D. Cruikshank aj. studovali v blízké infračervené oblasti výskyt vodního ledu na Neptunově družici Tritonu a nenalezli žádné změny v intervalu let 1995-98. P. Thomas uvádí, že Triton je téměř dokonalá koule o poloměru 1353 km a střední hustotě 2,06násobku hustoty vody.
V souvislosti s poznatky o dominantním postavení Neptunu a dále s objevy dalších a dalších transneptunských těles, jejichž počet již přesáhl 300, se znovu vnucuje otázka, jaké postavení přiznat Plutu. I když předloňská diskuse o klasifikaci Pluta vyzněla ve prospěch zachování statu quo, B. Marsden by uvítal, kdyby byl Pluto zařazen jak mezi planety, tak i mezi transneptunská tělesa, ale zatím je s tímto návrhem stále v menšině. Diskusi jistě ovlivňuje vlivná americká lobby, která se nechce vzdát jediné planety, objevené americkým astronomem, ale věcně vzato, bojují za ztracenou věc. Trochu to připomíná spor paleontologů, zda je archeopteryx veleještěr nebo pták. Zřetelně se totiž opakuje historie objevu planetky Ceres, která byla na počátku 19. stol. rovněž považována za planetu, ale status planety rychle ztratila, když se ještě v průběhu téhož století podařilo objevit stovky podobných těles, byť si Ceres dodnes uchovala výsadu planetky o rekordním rozměru i hmotnosti.
E. Lellouch aj. využili r. 1997 k pozorování Pluta v daleké infračervené oblasti až do 200 microm družice ISO. Během rotace planety zjistili kolísání teplot od -235°C do -210°C, jež souvisí se změnami albeda materiálů na povrchu Pluta. Nejtmavší místa představují porézní povrch, zatímco světlejší je led molekulárního dusíku, metanu a komplexních organických sloučenin (tholinů). Během plutonského "dne" kolísají teploty na daném místě povrchu asi o 9°C. Charon se nepodařilo rozlišit . Přehlídkový infračervený dalekohled na Cerro Tololo v Chile dal vcelku konstantní infračervené jasnosti Pluta v pásmech H - K (12,7 mag).
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2001