Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 12. júla 2005
První přechod Merkuru přes Slunce ve XXI. stol. byl pozorován za příznivého počasí jak v Evropě (v dopoledních hodinách středoevropského letního času), tak i na Dálném východě a v Austrálii 7. května 2003. Celý úkaz trval přibližně 5 a 1/4 h. Během století se obvykle pozoruje 13 přechodů Merkuru; nejbližší další bude pozorovatelný z oblasti Pacifiku na přelomu 8. a 9. listopadu 2006. Moderní prostředky však umožňují sledovat i přechody vnitřních planet sluneční chromosférou; např. 16. listopadu 2045 bude Merkur procházet jen 6% slunečního poloměru nad hranicí sluneční fotosféry a 3. června 2020 projde Venuše ve vzdálenosti 1,38 R☉ od středu Slunce, tj. rovněž chromosférou. A. Correia aj. se věnovali odhalení příčiny, proč Venuše rotuje retrográdně a navíc extrémně pomalu, neboť jedna otočka kolem osy ji trvá 243 dnů, zatímco oběh kolem Slunce jen 225 dnů. Ukázali, že Venuše se nachází v chaotické zóně sluneční soustavy, kde je rotace planety výrazně ovlivňována gravitačními poruchami od ostatních planet. Pak může být podle příslušných numerických simulací vyvolána retrográdní rotace Venuše dokonce dvěma různými způsoby. Buď se samotná osa rotace překlopí a pak se rotace začne silně brzdit, anebo zůstává osa rotace stálá, ale rychlost rotace se zcela zabrzdí a následně se planeta začne otáčet velmi pomalu v retrográdním směru. Do hry sil zde vstupuje jednak mimořádně hustá atmosféra planety a dále slapové točivé momenty a rozličné rezonanční jevy.
C. Cooková aj. srovnávali četnost dvojitých impaktních kráterů na Venuši a na Zemi. Z 28 pozemských kráterů s průměrem nad 20 km je zhruba osmina dvojitých, což znamená, že na Zemi docela často dopadají páry planetek. Venuše má však jen něco přes 2% párových kráterů, ale autoři se domnívají, že jde o výběrový efekt, vyvolaný hustou atmosférou Venuše; tj. že i na Venuši dopadají páry planetek v témže poměru jako na Zemi.
M. Bizzarro aj. ukázali, že akrece Země z planetesimál trvala jen 30 milionů let, neboť to vyplývá ze zastoupení izotopů 176Lu a 176Hf v obyčejných chondritech. Zatím nejpřesnější hodnota stáří sluneční soustavy vychází na (4 567,2 ±0,6) mil. roků, což nezávisle potvrdil též S. Jacobsen, který se dokonce domnívá, že Země se poskládala za pouhých 10 mil. roků a po dalších 30 mil. let do ní narazil Praměsíc. Podle C. Münkera aj. se srážka s Praměsícem odehrála před 4 533 mil. lety, když právě končila výstavba jádra a pláště Země. Je proto otázkou dohody, kterou událost označíme jako počátek existence Země.
G. Caro aj. se domnívají na základě studií zastoupení izotopů 146Sm (s dlouhým poločasem rozpadu) a 142Nd (stabilním produktem rozpadu Sm), že k chemické diferenciaci nitra Země došlo během první stovky milionů let po vzniku sluneční soustavy. Výstavba Země skončila již před 4,46 mld. let, takže nejstarší známé horniny v oblasti Isua v záp. Grónsku jsou vlastně poměrně mladé - vznikly nanejvýš před 3,8 mld. let. Víceméně souvislé geologické údaje však máme až za poslední 2,5 mld. Ačkoliv v té době byl na Zemi již rozšířen jednobuněčný mikroskopický život, k pravé explozi vyšších a makroskopických organismů došlo dramaticky rychle na počátku druhohor (kambria) před 542,0 mil. let - stačilo k tomu méně než milion let a od té doby se pestrost forem života až do dneška už příliš neměnila. Jak uvádí L. Mayo, jsou dobré důkazy o tom, že před 500 mil. lety trval sluneční den na Zemi pouhých 22 h. Z měření kosmickým radarem SRTM vyplynulo, že Jižní Amerika se oddělila od Afriky před 130 mil. lety a v současné době se pod jihoamerickou desku podsouvá deska karibská.
Dlouhodobý geologický průzkum naznačuje, že Země se v posledních 43 mil. let převážně ochlazovala. Nejstarší doložené epochy ochlazování spadají do doby před 2,90 a 2,25 mld. let. Další ochlazování pak proběhla před 950, 520, 440 a 300 mil. let. Velkou pozornost geologů budí probíhající vrt do ledového příkrovu Antarktidy, kde bylo v r. 2003 dosaženo hloubky 3,2 km, což odpovídá stáří ledu 750 tis. roků. Přitom vzorky ledu z doby před 450 tis. lety jsou vědecky nejcennější, neboť v té době byly parametry dráhy Země prakticky shodné se současnými.
Jak shrnul W. Reimold, ve XX. stol. proběhly dvě revoluce v nazírání na geologický vývoj Země. První se týká koncepce deskové tektoniky, jež dlouhodobě mění tvářnost zemského povrchu. Druhá pak souvisí s uznáním přetváření zemského povrchu impakty obřích meteoritů resp. planetek a využitím srovnávací planetologie těles sluneční soustavy s pevným povrchem zásluhou rozvoje kosmonautiky. Podle D. Hughese je na Zemi průměr impaktního kráteru 8 -- 16krát větší než průměr dopadnuvší planetky. Energie dopadu pak závisí na 2,6. mocnině průměru kráteru, přičemž 1 km kráter odpovídá energii řádu 1018 J (250 Mt TNT).
Zatímco ještě v 60. letech XX. stol. bylo na Zemi rozpoznáno jen 20 velkých impaktních kráterů, v současné době jich známe už 170. Největší z nich jsou krátery Vredefort v Jižní Africe starý 2,0 mld. let o průměru 300 km a Sudbury v Kanadě starý 1,85 mld. let o průměru 250 km. V okolí prvního se vytěžila asi polovina všeho zlata a velké množství uranu; kolem druhého jsou zase významné zásoby niklu. Při dopadech kosmických projektilů rychlostí až 72 km/s dosahují tlaky v místě výbuchu hodnot až 100 GPa a teploty až 10 kK, což jedinečným způsobem přetváří minerály i horniny. Stále však není úplně jasné, zda to byly impakty planetek, které přinesly na Zemi vodu, jíž je dnes v oceánech 1,5.1021 kg. Nejvodnatější řekou na Zemi je Amazonka.
Není vyloučeno, že v tomto století přijde další revoluce, pokud se podaří zkoumat nitro Země pomocí neutrin, jak již v r. 1984 navrhli L. Krauss aj. V japonském experimentu KamLAND se totiž nedávno podařilo za 6 měsíců zaznamenat 9 antineutrin, která přišla z nitra Země. Uvnitř Země probíhá, jak známo, rozpad radioaktivních izotopů uranu, thoria a draslíku, které produkují geotermální energii o příkonu 40 TW (to odpovídá výkonu 10 tis. velkých jaderných elektráren) a tento rozpad vede též ke vzniku antineutrin. Již v r. 1980 navrhli A. de Rujula aj., aby se slunečních neutrin využilo k tomografii zemského nitra, což by navíc umožnilo hledat efektivně ložiska ropy. A tak se možná v průběhu první poloviny tohoto století dočkáme ponorky s neutrinovým detektorem, která bude brázdit dna oceánů a měřit kolísání četnosti geoantineutrin...
T. Neubert shrnul dosavadní poznatky o dosud téměř neznámých optoelektrických jevech ve vysoké atmosféře Země. Poprvé o nich referovali v r. 1990 R. Franz aj., kteří rok předtím snímkovali červené "skřítky" (angl. sprites) v ionosféře ve výškách 60--100 km a modré kroužky "diblíky" (angl. elves) ve výšce 90 km nad zemí. Tehdy se ještě o reálnosti jevů, jež většinou souvisejí s mohutnými bouřkovými mraky sahajícími až do stratosféry, vážně pochybovalo. Dnes se už ví, že skřítci ve tvaru kořene a natě mrkve trvají jednotky až stovky milisekund a vznikají z elektrického pole, jež se prostírá od kladně nabitého bouřkového mraku až do výšky 90 km. V této výšce je atmosféra vodivá a skřítek se zkratuje. Na rozdíl od blesků jsou vodivé kanály skřítků jen slabě ionizovány a dosahují teplot až 30 kK.
Porovnání s měřením na družici Compton naznačilo, že skřítky vyvolává průlet spršky energetického kosmického záření atmosférou Země. Diblíci mají tvar svítících prstenů, které se ohřívají elektromagnetickým impulsem od zvlášť mohutných blesků. Podle V. Paska dosahuje průměr prstenů až 300 km. Zatímco skřítci směřují z ionosféry dolů, objevili H. Su aj. při pozorování v Japonsku a v Antarktidě v červenci 2002 také obří modré výšlehy (angl. giant blue jets), letící z bouřkových mraků nahoru až do ionosféry rychlostí cca 100 km/s. Na Zemi probíhá nepřetržitě kolem 2 tis. bouřek, které produkují až 100 bleskových výbojů za sekundu. Špičkový výkon elektromagnetických impulsů dosahuje až 20 GW, což měřitelně ohřívá ionosféru ve výškách 60 -- 120 km nad Zemí.
Zemská atmosféra může sloužit i jako dopravní prostředek. V r. 2003 se podařilo prokázat, že prach zvířený nad čínskou pouští Takla Makan urazil za 10 dnů vzdálenost 20 tis. km a byl zachycen a identifikován ve Francouzských Alpách. Obří erupce na Slunci koncem října 2003 vyvolaly v našich zeměpisných šířkách dvě velké polární záře v ranních hodinách 29. 10. a večerních hodinách 30. 10. Rychlost slunečního větru tehdy dosáhla rekordních 2050 km/s. Americký astronaut E. Lu si všiml při vizuálním sledování tří polárních září v červenci, září a říjnu 2003 ze stanice ISS - tedy "shora" z výšky 380 km - že se v nich vyskytují kratičké záblesky o jasnosti hvězd 0 mag, jejichž povaha je zatím neznámá.
Před půlnocí místního času dne 26. března 2003 vystrašilo obyvatele Park Forest (jižního předměstí Chicaga) meteoritické bombardování, když jasnost bolidu byla srovnatelná se Sluncem a sonický třesk byl slyšitelný až v západní Kanadě. Městečko bylo doslova zasypáno stovkami úlomků meteoritu v dopadové elipse o šířce několika km a délce 10 km. Minimálně 6 střech domů a 3 zaparkovaná auta byla poškozena, ale nikdo nebyl zraněn. Největší nalezený úlomek o hmotnosti 3,5 kg udělal díru ve střeše domu, kterým proletěl až do suterénu, kde se odrazil a skončil na stole. Další úlomek rozbil v jiném domě okno a roztříštil zrcadlo v ložnici těsně vedle spícího chlapce. Během týdne se podařilo posbírat na 18 kg úlomků. Vesměs šlo o obyčejné chondrity typu L5. Vstupní průměr tělesa o hmotnosti asi 20 t se odhaduje na 2 m.
P. Spurný aj. uveřejnili další výsledky zkoumání meteoritu Neuschwanstein, jehož úlomky dopadly na Zemi 6. dubna 2002 v oblasti Tyrolských Alp. Autoři odhadli jejich celkovou hmotnost na 20 kg; dosud se podařilo nalézt v obtížném horském terénu tři úlomky o úhrnné hmotnosti 6,2 kg, které se nacházely v okruhu do 800 m od vypočteného ideálního místa dopadu téměř přesně na hranici Německa a Rakouska. Úlomky patří k typu enstatitu EL6 a byly na rozdíl od příbramského meteoritu vystaveny expozici ve volném kosmickém prostoru po dobu plných 48 mil. let, zatímco příbramské meteority jen 12 mil. roků Autoři dále soudí, že v příslušném meteoritickém proudu se nachází asi miliarda větších objektů, neboť mateřské těleso mělo před rozpadem průměr asi 300 m.
Počet rozpoznaných meteoritů z Měsíce, resp. z Marsu dosáhl 27, resp. 30, což je vlastně nepochopitelné, jelikož z počtu pravděpodobnosti vyplývá, že měsíčních by mělo být asi o dva řády více. Patrně zde hraje roli výběrový efekt, protože meteority z Měsíce dopadnou na Zemi v průměru za 10 tis. roků od chvíle vymrštění z Měsíce, kdežto z Marsu jim to trvá v průměru stokrát déle. Je však též možné, že Mars byl vystaven podstatně většímu bombardování planetkami než Měsíc. S. Děmidovová aj. zkoumali v poušti nalezený meteorit Dhofar 287B, který pochází z měsíčního regolitu a představuje brekcii o stáří 3,46 mld. roků. Jde o bazalt typický pro měsíční moře a tudíž vyvřelou horninu i jasný doklad, že na Měsíci v té době byly činné sopky. D. Barber a E. Scott určili stáří proslulého meteoritu z Marsu ALHA 84001 na 4,4 mld. roků. Meteorit byl vymrštěn z Marsu při dopadu planetky před 4,0 mld. let. A. Brearley ukázal, že zrnka magnetitu, vydávaná původně za známku života, vznikla při impaktním tavení o teplotě 900° C. M. Laurenziová aj. určovali stáří vltavínů a zjistili reálný rozptyl jejich vzniku v období před 14,0 -- 15,3 mil. lety. Vzorky z jižních Čech a západní Moravy dávají stáří (14,34 ±0,08) mil. roků, což přesně odpovídá stáří impaktních kráterů Riess v Německu. Další pole tektitů se nacházejí pouze v Severní Americe, na Pobřeží slonoviny a v Australasii, takže se zdá, že při impaktech meteoritů dochází k jejich vzniku jen za splnění dalších dosud nezjištěných podmínek.
Do konce r. 2002 se ocitlo ve světových muzeích už 37 tis. meteoritů; z toho plných 30 tis. pochází z nalezišť v Antarktidě, kde je jednak unáší drift ledovce směrem k oceánu a jednak se v morénách působením větru obnažují na povrchu ledovce. K. Tomeoka aj. a G. Matrajt aj. odhadli roční přírůstek hmoty Země díky meteoritickému prachu (s průměrem zrnek pod 2 mm) na 30 tis. t.
V r. 2003 si odborná veřejnost připomněla dvousetleté výročí rozpoznání kosmického původu meteoritů. Jak uvádí C. Cunningham, do r. 1768 se považovalo za jisté, že meteority jsou pozemského původu - mělo jít o kameny, zasažené bleskem. Ještě v r. 1791 se blamovala francouzská Akademie věd, když odmítla přijmout zprávu 300 očitých svědků meteoritického bombardování u obce Barbotan dne 24. 7. 1790 a chemik C. Berthollet vyslovil politování, že vesnice má tak pověrčivého starostu. Další slavný chemik A. Lavoisier dokonce prohlásil, že "kameny nemohou padat z nebe, protože v nebi nejsou kameny". (Není vyloučeno, že tyto názory ovlivnila vypjatá atmosféra právě probíhající Velké francouzské revoluce, která - jak známo - zahubila v r. 1794 také Lavoisiera; pozn. JG.)
Situace se však poměrně brzo začala měnit především zásluhou německého fyzika E. Chladniho, jenž zkoumal balvan o hmotnosti přes 0,5 t, který dopadl v Rusku a zásluhou P. Pallase byl v 70. letech 18. stol. převezen do Petrohradu. Chladni v r. 1794 ukázal, že balvan nemůže být vulkanického původu, protože zjistil, že úlomky nejsou zoxidovány. Vyslovil domněnku, že pocházejí z kosmických těles ve sluneční soustavě, která nemají atmosféru a tím předjal objevy prvních planetek, k nimž došlo na počátku 19. stol. Rozhodující zvrat pak přineslo další meteoritické bombardování v blízkosti městečka larcminAigle v sev. Francii 26. dubna 1803, když zprávy očitých svědků shromáždil a Akademii předložil známý fyzik J. Biot a ctihodní akademici uznali svůj předešlý omyl. Jak připomíná M. Gradyová, dnes má výzkum meteoritů klíčový význam pro studium vývoje planetárních soustav, hvězd i celých galaxií!
C. Cooková aj. zjistili, že 10 -- 15 % impaktních kráterů s průměrem nad 20 km na Zemi je dvojitých, takže nebezpečné planetky poměrně často přilétají v párech, což velmi ztíží obranu proti případným srážkám s křižujícími planetkami v budoucnosti. Na Venuši je zastoupení dvojitých kráterů šestkrát nižší, ale za to může spíše výběrový efekt podstatně hustší atmosféry než rozdíl v populaci párů planetek pro menší vzdálenosti přísluní. Současné odhady hovoří o tom, že při současné efektivitě hledání křižujících planetek budeme znát dráhy 90 % křížičů s průměrem nad 1 km do r. 2008. Podle J. Stuarta a R. Binzela dochází ke střetu Země s takovými tělesy v průměru jednou za 600 tis. roků. Následky pro pozemský život jsou přirozeně strašlivé, takže je v bytostném zájmu lidstva takovým srážkám účinně předcházet. Potenciální nebezpečí však představují i křižující menší tělesa s průměrem nad 140 m, která by při nárazu dokázala zcela zničit velkoměsto, popř. vyvolat ničivé vlny cunami. Jejich počet se odhaduje na 120 tis. a odtud vyplývá průměrný interval mezi takovými srážkami 10 tis. roků. Kdyby se i tato tělesa měla dohledat, bude to trvat dalších 20 roků za relativně levný peníz 400 mil. dolarů.
Jak uvedli J. Borovička aj., ke křížičům fakticky patří i meteorit Morávka z r. 2000, který se pohyboval v kosmu jako samostatné těleso po dobu zhruba 7 mil. roků, přičemž ještě před 5 mil. lety měl přísluní ve vzdálenosti pouhé 0,1 AU. Díky komplexnímu sledování ze Země i ze špionážních družic jde dnes především zásluhou českých astronomů o historicky vůbec nejlépe dokumentovaný pád meteoritu. Dosud bylo sice zaznamenáno asi 800 pádů, ale jen v 6 případech jsou známy dobré dráhy bolidů v atmosféře i původní dráhy těles ve sluneční soustavě; z toho právě polovina (Příbram, Morávka, Neuschwanstein) byla určena odborníky z Ondřejova.
S. Ward a E. Asphaug modelovali dopad planetky 1950 DA do Atlantiku, k němuž by s pravděpodobností 0,3% mohlo dojít 16. 3. 2880. Planetka o průměru 1,1 km by se srazila se Zemí rychlostí 17 km/s a vyhloubila by ve dně oceánu kráter o průměru 17 km a hloubce 5 km, přičemž by se uvolnila energie 60 Gt TNT (240 EJ; tj. bratru desetinásobek celosvětového arzenálu jaderných zbraní). Bezprostředním následkem by bylo obrovité cunami, které by dospělo k východnímu pobřeží USA a západnímu pobřeží Evropy během nějakých dvou hodin s výškou vlny 120 m, jež by smetla vše nejméně do vzdálenosti 4 km od břehů. Podle P. Blanda a N. Artěmijevové začíná riziko obřích cunami pro kosmické projektily o velikosti nad 200 m, které se srážejí se Zemí v průměru jednou za 170 tis. let, přičemž ničivá energie nárazu dosahuje řádu 1 Gt TNT (4 EJ). Známý Barringerův kráter v Arizoně vznikl dopadem kovového meteoritu o průměru necelých 50 m, jenž se střetl se Zemí rychlostí 11 km/s a vyhloubil kráter o průměru 1,2 km a hloubce asi 200 m. Energie uvolněná nárazem dosáhla hodnoty 20 Mt TNT (80 PJ).
N. Gehrels shrnul modelové výpočty ohrožení života na Zemi při výbuchu blízké supernovy, která by zaplavila Zemi jednak zářením gama a jednak kosmickými paprsky. Ty pak rychle zničí ozonovou vrstvu, pokud supernova vybuchne blíže než 8 pc od Země, což se v průměru stává jednou za 1,5 mld. let. Výbuchy supernov (resp. zábleskových zdrojů záření gama) proto nemohou být příčinou pěti velkých vymírání organismů v posledních 500 mil. let. Podle B. Schmitze aj. existují dobré geochemické důkazy pro velkou srážku s planetkou před 480 mil. lety (střední ordovik) na základě studia vápencových usazenin v moři u jižního Švédska. Sama srážka byla následkem rozpadu většího tělesa v pásmu planetek a jeho pozůstatkem je dnešní rodina planetek Flora.
K dalšímu velkému vymírání došlo před 380 mil. lety (střední devon) a podle B. Ellwooda aj. i v tomto případě existují geochemické důkazy o pádu velké planetky, získané při studiu usazenin z Maroka. Také jedno z největších vymírání na rozhraní permu a triasu (P/T) před 251 mil. lety bylo téměř určitě způsobeno dopadem planetky, jak se potvrzuje nálezy meteoritů v Antarktidě. Podle B. Ivanova a H. Meloshe nemohly impakty planetek vyvolat následný vulkanismus na Zemi, neboť k tomu by musely mít impaktní krátery průměr minimálně 500 km v oceánu a dokonce 1200 km na souši. Z toho důvodu zřejmě příčinně nesouvisí mimořádně mohutná vulkanická epizoda v oblasti Deccanských desek v Indii, která se navíc odehrála asi o půl milionu let dříve, než došlo k masovému vymírání po dopadu planetky Chicxulub na rozhraní křídy a třetihor (K/T).
G. Gončarov a V. Orlov zjistili, že k velkým vymíráním dochází v době, kdy Slunce při oběhu centra Galaxie prochází galaktickou rovinou. Domnívají se, že to souvisí s většími gravitačními poruchami vyvolanými větším počtem mezihvězdných mračen právě v této rovině. Díky častějším poruchám pak na Zemi dopadá více planetek. Nejhorší vymírání (59% druhů) se odehrálo v epoše P/T, následováno vymíráním K/T (42% druhů). C. Belcherová aj. však zjistili, že vymírání K/T nepředcházely rozsáhlé požáry vegetace, jak se dosud soudilo z modelových výpočtů důsledků obřích impaktů. A. Melosh aj. tvrdí, že vymírání před 443 mil. lety (konec ordoviku), při němž mj. vyhynuli trilobiti, nezpůsobil pád planetky, ale blízké vzplanutí gama (GRB), které zničilo atmosférický ozón a vedlo k produkci jedovatého NO2.
B. Burattiová a L. Johnsonová objevily na podrobných snímcích Měsíce, pořízených sondou Clementine v r. 1994 a sondou Lunar Orbiter v r. 1967 mladý impaktní kráter o průměru 1,5 km. Poloha kráteru (2,3° z.d.; 3,9° s.š.) dobře souhlasila se světelným zábleskem o trvání 8 s, který 15. 11. 1953 pozoroval v Oklahomě americký astronom-amatér L. Stuart vizuálně i fotograficky na neosvětlené části Měsíce. Odtud usoudily, že Stuart pozoroval dopad tělesa o průměru asi 20 m, které vyhloubilo zmíněný kráter. Překvapující koincidenci však rychle vyvrátila prohlídka archivních snímků Měsíce, pořízených 2,5m reflektorem observatoře Mt. Wilson již v r. 1919 - ten čerstvý kráter je tam zřetelně viditelný, což nezávisle potvrdil také snímek Crossleyho reflektorem z r. 1937. Dalším problémem je délka záblesku, protože zkušenosti s dopady Leonid na Měsíc ukazují, že záblesky impaktů trvají jen milisekundy. Podle J. Meloshe by 8s záblesk znamenal, že impaktní kráter by musel mít v průměru asi 80 km. Stuartovo pozorování tak zůstává záhadou a protože původní snímek se ztratil (Stuart zemřel v r. 1969), sotva se je podaří někdy objasnit.
Výzkum měsíčních hornin může přinést geologům cenné zprávy o raných fázích vývoje Země i celé sluneční soustavy, protože výpočty naznačují, že na každém čtverečním kilometru povrchu Měsíce leží až 200 kg hornin, vymrštěných ze Země při dopadech planetek. Mnohé z úlomků mohou přitom pocházet z tak raných fází vývoje Země, že se obdobné vzorky nedají dnes nalézt na Zemi. Odborníci NASA začali proto znovu prohledávat vzorky, nasbírané na Měsíci v blízkosti impaktního kráteru posádkou kosmické lodi Apollo 16. P. Bland ukázal, že četnost vzniku impaktních kráterů na Měsíci se v průběhu posledních 4 mld. let nemění, takže přísun kosmického materiálu na Měsíc je dlouhodobě stálý. Četnost impaktních kráterů s průměrem nad 300 m v polárních oblastech Měsíce je však podle nových radarových měření na vlnové délce 0,7 m radioteleskopem v Arecibu překvapivě nízká. Jak uvedli B. Campbell aj., není na povrchu ani do hloubky několika metrů pod povrchem Měsíce souvislá vrstva ledu, jako je tomu v zastíněných oblastech na Merkuru. To snižuje vyhlídky na "těžbu" vody na Měsíci při zamýšleném návratu kosmonautů na Měsíc.
Závěr léta 2003 byl ve znamení planety Mars, která se 27. srpna ocitla k Zemi nejblíže za posledních 60 tisíc let - v minimální vzdálenosti pouhých 55,76 mil. km. Průměr Marsova kotoučku dosáhl v těch dnech 25,1arcsec a jeho jasnost -2,9 mag. Mimochodem, od poloviny července do počátku října 2003 bylo možné pozorovat Mars očima i na denním nebi po východu nebo před západem Slunce. Kolem opozice pak stačil k pozorování Phobose a Deimose 0,25m reflektor, pokud se obraz Marsu odstínil neprůhledným terčíkem. Nádherné snímky obou polokoulí Marsu pořídil ve dnech 26.-27. 8. i HST pomocí kamery WFPC2.
Zájem o pozorování Marsu toho večera byl po celém světě obrovský a přesahoval kapacitní možnosti lidových hvězdáren. Marné bylo upozorňování popularizátorů astronomie, že příznivé podmínky k pozorování Marsu potrvají řadu týdnů. Na druhé straně však enormní zájem veřejnosti přesvědčivě ukázal, že i v době televize, videa a internetu má pohled dalekohledem na drobný načervenalý kotouček s několika tmavšími skvrnami a jasnou polární čepičkou své nenahraditelné kouzlo. Odhaduje se, že na Mars se v ty dny uvědoměle dívalo více než 2 mld. pozemšťanů; podstatně více než při předešlých velkých (perihelových) opozicích v letech 1877, 1892, 1907, 1924, 1939, 1956 a 1971.
I když stejně velké přiblížení se příště odehraje až 28. srpna r. 2287, nemusíme si zoufat. Již na podzim r. 2005 se Mars opět přiblíží k Zemi; o čtvrtinu větší vzdálenost 69,42 mil. km bude pro pozorovatele na severní polokouli bohatě vyrovnána větší výškou planety nad jižním obzorem - zatímco v r. 2003 činila nanejvýš 25°, letos to bude 56°. Další Marsovy opozice však budou výrazně méně příznivé až do 27. července 2018, kdy se Mars přiblíží k Zemi na 57,75 mil. km.
Ze Země se podařilo již počátkem července 2003 zpozorovat zárodek očekávané prachové bouře v pánvi Hellas. Očekávané proto, že prachové bouře se dostavují obvykle tehdy, když je Mars poblíž perihelové opozice. Další bouře se objevila v oblasti Chryse Planitia koncem července a znovu v polovině prosince. Nicméně k obávané celoplanetární prachové bouři jako např. v r. 1971 tentokrát kupodivu nedošlo.
Těžiště výzkumu Marsu se pochopitelně už dávno přeneslo na kosmické sondy, které zkoumají planetu z nízkých oběžných drah. P. Bond zveřejnil statistiku kosmických letů k Marsu za čtyři desetiletí od r. 1963, kdy kolem rudé planety proletěla tehdy bohužel již nefunkční první sovětská sonda Mars 1. SSSR, resp. nyní Rusko, vyslalo k Marsu 18 sond, z toho však 15 selhalo a 3 byly jen částečně úspěšné. USA podnikly v témže období 16 letů, z toho bylo 10 úspěšných a 2 sondy dosud fungují; 4 pokusy však selhaly.
Nejdéle činná sonda Mars Global Surveyor (MGS) měří od r. 1997 a do léta 2002 předala na Zemi již 124 tis. snímků, které jsou dostupné na internetu. Snímky dokládají změny ve vzhledu písečných přesypů, které způsobuje vítr. Mezi záběry Marsu však najdeme i dosud nejlepší snímek družice Phobos z 1. června 2003. Byl pořízen na vzdálenost 9670 km a jeho lineární rozlišení dosahuje 36 m. Na snímku je vidět bramborovitý vzhled družice o hlavních rozměrech 27 x 22 x 18 km a periodě rotace 7,7 h, jakož i rovnoběžné rýhy, které pravděpodobně způsobila planetka, jež vyhloubila největší kráter Stickney. MGS dále pořídil 8. května 2003 působivý záběr Země s Měsícem. Země má na snímku úhlový průměr 19arcsec a jasnost -2,5 mag; Měsíc 5arcsec a +0,9 mag. Sonda též pomohla J. Grantovi aj. vytipovat místa pro přistání vozítek v programu MER počátkem r. 2004. Do finále se ze 155 uvažovaných cílů dostaly nakonec dva: kráter Gusev a planina Meridiani Planum. Na obou místech se údajně kdysi měla vyskytovat tekutá voda.
S. Byrne a A. Ingersoll zjistili na základě infračervených pozorování ze sondy Mars Odyssey (MO), že 95% CO2 se v současnosti nalézá v Marsově atmosféře, zatímco zbytek v podobě ledu v polárních oblastech. Tloušťka načechraného sněhu CO2 v polárních čepičkách nepřesahuje 8 m; pod ním se nachází vodní led. Podle I. Mitrofanova aj. je však i tak množství kondenzovaného CO2 v severní polární čepičce na vrcholu zimy úctyhodné - plné 2 bilióny tun, což však představuje jen 5% hmotnosti polární čepičky - ostatek připadá na vodní led! V létě se led CO2 odpaří a vidíme pouze bílý vodní led. T. Titus aj. našli vodní led i na samém okraji jižní polární čepičky, která vykazuje větší sezónní změny než čepička severní.
P. Christensen aj. se domnívají, že sondami objevené strouhy na svazích kráterů vznikly táním sněhu při zvýšené teplotě na Marsu, která je důsledkem významných změn sklonu jeho rotační osy a výstřednosti oběžné dráhy na časové stupnici kolem stovek tisíc až milionů let. Podle J. Heada aj. kolísá během těchto údobí sklon rotační osy od 15° do více než 35° a na časové stupnici 10 mil. roků dokonce od 14° do 48°, takže polární oblasti pak dostávají mnohem větší příděl slunečního záření a led tam nahromaděný sublimuje a posléze kondenzuje ve středních areografických šířkách. Poslední období velkého sklonu rotační osy se odehrálo před pouhými 500 tis. lety, kdy silná vodní eroze trvala zhruba 5 tis. let. To způsobilo, že plná polovina povrchu Marsu byla tehdy zaledněna.
Měření laserového altimetru na sondě MGS a snímky sond MGS a MO podle M. Malina a K. Edgetta prokázaly, že celá planeta je pokryta propojenou sítí stružek a řečišť, jimiž voda stékala do rozsáhlých jezer, kde postupně zmizela. L. Ksanfomaliti uvádí, že snímky MGS zobrazují na svazích kráterů tmavé pruhy, které se směrem ke dnu zužují. Jde o nejhlubší oblasti na Marsu, kde je tlak atmosféry vyšší než průměrný, takže voda tam může snadněji téci, ale při stékání díky chladnému povrchu zamrzá a proto se pruhy zužují. Crčící voda ve stružkách na svazích kráterů byla chráněna před rychlým odpařením svrchní vrstvou sněhu, jenž působí jako izolace, podobně jako je to známo na Zemi z Grónska. Rezavý vzhled povrchu planety však není vyvolán vodní korozí, nýbrž meteority, které dopadají na Mars a obsahují nikl. O oxidaci povrchu se stará peroxid vodíku H2O2, jenž byl v r. 2003 na Marsu nalezen pomocí infračerveného teleskopu IRTF NASA zejména v rovníkovém pásmu.
C. Yoder aj. odvodili z nepatrných poruch dráhy orbitální sondy MGS v letech 1999-2002, že Mars má tekuté železné jádro, nepatrně protažené ve směru ke Slunci slapovými silami. Jádro sahá zhruba do poloviny poloměru planety. Sklon dráhy sondy se mění o 0,001° za měsíc. Z pozorování přistávacího modulu Mars Pathfinder se podařilo určit i dobu precesní periody rotační osy Marsu na plných 170 tis. roků. K. Mitchell a L. Wilson ukázali, že významným geologickým činitelem ve vývoji Marsu jsou vulkanické epizody trvající řádově milion roků, oddělené dlouhými obdobími klidu v trvání kolem 100 mil. let.
Vulkány, připomínající štítové sopky na Zemi, se soustřeďují ve dvou oblastech: Tharsis (zde se nacházejí rekordně vysoké sopky sluneční soustavy Olympus a Ascraeus) a Elysium. Celkem je na Marsu stěží 10 sopek, které se zřejmě po delší přestávce opět probudí k životu. Jedině tehdy se na Marsu může objevit více tekuté vody, protože sonda MO odhalila na povrchu planety minerály jako olivín, který by se působením tekuté vody rozpadl během jednoho tisíciletí. J. Lunine aj. porovnávali zastoupení vody na Zemi a na Marsu. Domnívají se, že většina vody na Zemi i na Marsu pochází z planetek a protože na výstavbě Marsu se podílely planetky vzdálenější od Slunce, nashromáždil Mars možná jen šestinu a nanejvýš čtvrtinu množství vody, jež je obsaženo v pozemských oceánech, jejichž hmotnost činí asi 1,5.1021 kg.
Někdy se říká, že když je či byla na Marsu tekutá voda, že tím je zaručeno, že tam byl či je život. Voda je však možná nutná, ale rozhodně nikoliv postačující podmínka pro život, jak ukázali A. Schuerger aj. v pokusu, kdy vystavili v pokusné komoře spory Bacillus subtilis podmínkám, které panují na povrchu Marsu. Zjistili, že 99,98% populace zmíněného bacilu by tam zahynula během několika minut a zbytek by byl zničen během jediného Marsova dne (solu). To mimochodem znamená, že není žádné nebezpečí kontaminace Marsova povrchu nedostatečně sterilizovanými troskami neúspěšných kosmických sond - potřebnou sterilizaci vykoná ultrafialové záření Slunce ve velmi krátké době.
Podle měření aparatury MARIE na sondě MO by případná lidská posádka směřující k Marsu byla vystavena denní radiaci 1,2 mSv, což je jen 3x více než kolik dostává posádka na Mezinárodní kosmické stanici. Sama MARIE však byla zničena na oběžné dráze u Marsu po příchodu energetických částic slunečního větru z obří erupce 28. října 2003 - a to by patrně ani případní kosmonauti nepřežili. Problém pilotovaných letů však tkví také v tom, že konvenční rakety dokáží na Mars dopravit jen 0,01% své počáteční hmotnosti. Má-li tedy na Marsu přistát řekněme 100t kosmická loď (hmotnost měsíčního modulu Apollo přitom činila 15 t, a to se letělo pouze na Měsíc!), vyžaduje to start raket o úhrnné hmotnosti 1 mil. tun.
T. Spohn a G. Schubert odhadli tloušťku ledu nad kapalným oceánem na družici Europa na několik málo desítek km, zatímco u Ganymedu a Kallisto dosahuje tloušťka ledu až 80 km. Vlastní oceán na Europě je pak hluboký necelých 100 km, zatímco u dalších družic 200 -- 350 km. Samotnou existenci tekutých podpovrchových oceánů na Ganymedu a Kallisto by dle W. Moora a G. Schuberta pomohly odhalit slapy na povrchu obou družic. Pokud oceány existují, dosáhne amplituda slapů povrchu družic 5 -- 7 m. Pokud tam nejsou, pak by amplituda slapů nepřesáhla 0,5m, což by se dalo rozlišit altimetrem na některé příští sondě. Kallisto není geologicky diferencovaná na rozdíl od Ganymeda, kdežto Amalthea představuje hromadu sutě, podobně jako řada planetek. Při průletu sondy Galileo kolem Amalthey se podařilo údajně pozorovat v okolí sondy malá tělesa, ale podrobnosti o nich se pro nedostatek údajů nepodařilo získat.
Sonda Galileo ukončila svou veleúspěšnou činnost navedením do Jupiterovy atmosféry 21. září 2003, aby se předešlo případné kontaminaci povrchu družice Europa při neřízeném pádu sondy na těleso, které je možná obydleno mikroorganismy. Skončila tak jedna z nejúspěšnějších etap výzkumu sluneční soustavy, kterou přitom provázely nemalé technické těžkosti, zaviněné nejprve havárií raketoplánu Challenger, kvůli níž se musel změnit plán letu i základní nosič. Nedostatečný tah použité nosné rakety si vyžádal úpravu letového plánu o průlet sondy kolem Venuše a řešení rizika přehřátí sondy, která původně nebyla pro takové teploty konstruována. Nakonec se vše zvládlo, až na závažný problém se zaseknutím mechanismu pro rozvinutí hlavní komunikační antény sondy, což se podařilo do značné míry vyrovnat zlepšením kompresního poměru pro přenos dat. Nakonec se technici museli vyrovnávat se selháním palubního magnetofonu a postupným poškozováním řídícího počítače a přístrojů silnou radiací v okolí Jupiteru.
Sonda však přinesla úžasné údaje již po cestě k Jupiteru, když pozorovala zblízka planetky Gaspra (říjen 1991) a Ida (srpen 1993) - přitom byl navíc objeven malý průvodce planetky, jenž dostal jméno Dactyl. Sonda též sehrála jedinečnou roli při nečekané příležitosti pozorovat dopady úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v červenci 1994. Po příletu k Jupiteru koncem r. 1995 se sestupný modul úspěšně oddělil a měřil profil Jupiterovy atmosféry, zatímco oběžný modul jednak předával tyto údaje směrem k Zemi a jednak se zcela podle plánu věnoval dlouhodobému výzkumu obřích (Galileových) družic Jupiteru i družice Amalthea i samotného Jupiteru až do okamžiku svého zániku.
Průlet sondy Cassini kolem Jupiteru na přelomu let 2000/2001 umožnil B. Maukovi aj. odhalit v okolí Europy hustý oblak neutrálního plynu tvaru koblihy o hmotnosti kolem 60 kt. Oblak se vzhledem podobá ještě hustšímu vulkanickému oblaku kolem družice Io, ale jeho původ je nejspíš odlišný: vzniká bombardováním molekul vodního ledu na povrchu družice energetickými ionty Jupiteru. Ke studiu atmosféry planety a vývoje "počasí" se použilo celkem 26 tis. snímků, pořízených sondou Cassini během půl roku. Sonda nalezla celkem 43 různých bouřek v atmosféře Jupiteru a odhalila vzestupné plynné proudy v tmavých pásech Jupiteru, kdežto klesající plyn ve světlejších zónách atmosféry. Charakteristické zonální pásy v atmosféře obsahují zejména ve vysokých jovigrafických šířkách četné skvrny, které se v daném pásu pohybují všechny jedním směrem tempem až 180 m/s, ale v přilehlých pásech směrem opačným. Jupiterovy prstence jsou tvořeny částicemi erodovanými mikrometeority, které patrně pocházeji z družic Metis, Adrastea a Himalia.
Družice Jupiteru objevené v průběhu r. 2001 dostaly rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie (IAU) definitivní čísla a jména, jak uvádí tabulka:
| Předběžné označení | Definitivní označení | Jméno |
|---|---|---|
| S/2001 J1 | XXVIII | Autonoe |
| J2 | XXIX | Thyone |
| J3 | XXX | Hermippe |
| J11 | XXXI | Aitne |
| J4 | XXXII | Eurydome |
| J7 | XXXIII | Euanthe |
| J10 | XXXIV | Euporie |
| J9 | XXXV | Orthosie |
| J5 | XXXVI | Sponde |
| J8 | XXXVII | Kale |
| J6 | XXXVIII | Pasithee |
Pozemní dalekohledy Subaru, CFHT a UHT pokračovaly i r. 2003 v úspěšném hledání dalších malých družic Jupiteru. Během února až května tak byly objeveny družice 2003 J1 - J21 s oběžnými dobami 236 -- 983 d, výstřednostmi drah až e = cca. 0,8 a sklony až i = cca. 39°, a až na jednu výjimku s retrográdními dráhami, takže jde téměř určitě o zachycené planetky o rozměrech několika málo km. Jupiterova rodina družic se tak rozrostla na 61 členů a planety sluneční soustavy tak mají dohromady již 136 průvodců. Vývojem drah a srážkami drobných nepravidelných družic Jupiteru se zabývali D. Nesvorný aj. Ukázali, že zejména retrográdní dráhy s velkým sklonem jsou dlouhodobě nestabilní, podobně jako prográdní dráhy s dlouhými poloosami. Naproti tomu retrográdní dráhy s dlouhou poloosou jsou stabilní na časové stupnici 100 mil. roků. Velké a hmotné družice vyvolávají srážky malých družic, jejichž úlomky pak vytvářejí dvě rodiny nepravidelných družic planety.
Pozorovatelé nejkrásnější planety se mohli v r. 2003 těšit z nejpříznivější konstelace Saturnu za posledních bezmála třicet roků, neboť planeta prošla 26. července přísluním, měla široce rozevřené prstence a vysokou deklinaci +22°, výhodnou zvláště pro pozorovatele na severní polokouli. V noci ze 4. na 5. ledna 2003 šlo v Severní Americe pozorovat přechod Saturnu přes známou Krabí mlhovinu. Mlhovina má sice úhlové rozměry o řád větší než je největší rozměr prstenců planety, ale zato je o 9 mag slabší, takže v záři Saturnu prakticky zanikala. Na jaře 2003 pořídil sérii nejvíce rozevřených prstenců Saturnu také HST ve 30 úzkopásmových filtrech. "Špice" (angl. spokes) v Saturnových prstencích, objevené pomocí snímků ze sond Voyager, jsou ve skutečnosti vizuálně občas pozorovatelné i ze Země, jak v r. 1977 zjistil S. OarcminMeara a dokonce i mnoho pozorovatelů už od r. 1877. Stačí k tomu dalekohled s průměrem objektivu 0,5 m a přirozeně orlí zrak. Špice vznikají levitací elektromagnetického prachu uvnitř prstenců.
P. Goldreich a N. Rappaport porovnali polohy družic Prometheus a Pandora, objevených sondami Voyager, se současnými snímky z HST a zjistili, že zatímco Prometheus se na své oběžné dráze kolem Saturnu opozdil proti předpovědi o plných 20°, Pandora se o tentýž úhel předběhla. Autoři spočítali, že na vině jsou vzájemné gravitační poruchy obou těles, které vedou k chaotické změně dráhových parametrů, přičemž jejich oběžné doby jsou v resonanci 121:118 a jejich hmotnosti dosahují 5,8 a 3,4 v jednotkách 10-10 M☉. Obě družice jsou pastýřkami jemného prstence F, jenž byl objeven teprve kosmickými sondami Voyager počátkem 80. let minulého století. Podle T. Hartquista aj. je nejhmotnější prsten B, dosahující hmotnosti 3.1019 kg a za ním prsten A o hmotnosti 6.1018 kg. Prsten C má jen 1.1018 kg a prsten F 1.1014 kg; hmotnost prstenu D známa není.
A. Sánchezová-Lavegová aj. zjistili porovnáním snímků Saturnu, pořízených sondami Voyager a kamerou WFPC2 HST v letech 1980 - 2002, že rychlost rovníkového tryskového proudění atmosféry během té doby klesla o plných 200 m/s, kdežto mimo rovník se neměnila a činila stále až 470 m/s.
T. Geballe aj. identifikovali pomocí infračervených spekter Titanu v jeho troposféře a mezosféře kyanovodík, acetylén a metan. Oranžový nádech husté atmosféry družice působí kapénky etanu, jenž vzniká rozkladem metanu působením slunečního a kosmického záření. Snímky Titanu, pořízené teleskopy Keck II a Gemini N, odhalily koncem února 2002 bouřku o průměru 1400 km, sahající až k vrcholkům mraků ve výši 15 km nad terénem. C. Griffith aj. objevili na povrchu družice vodní led. S. Sheppard ohlásil v dubnu 2003 objev nové družice S/2003 S1, která obíhá kolem Saturnu po retrográdní dráze s výstředností e = 0,33, oběžnou dobou 989 d a sklonem 136°. Tím stoupl počet družic Saturnu na 31. IAU mezitím schválila jména Saturnových družic, objevených v r. 2000, jak uvádí tabulka:
| Předběžné označení | Definitivní označení | Jméno |
|---|---|---|
| S/2000 S1 | XIX | Ymir |
| S2 | XX | Paaliaq |
| S4 | XXI | Tarvos |
| S6 | XXII | Ijiraq |
| S12 | XXIII | Suttung |
| S5 | XXIV | Kiviuq |
| S9 | XXV | Mundilfari |
| S11 | XXVI | Albiorix |
| S8 | XXVII | Skadi |
| S10 | XXVIII | Erriapo |
| S3 | XXIX | Siarnaq |
| S7 | XXX | Thrym |
Kamera ACS HST potvrdila koncem srpna 2003 existenci družice Uranu 24 mag s předběžným označením S/1986 U10, kterou předtím pozorovala pouze sonda Voyager 2 a rozpoznal v r. 1999 E. Karkoschka. Družice oběhne Uran za 15,3 h a byla v r. 2003 o 48° vpředu proti předpovědi z r. 1999. Současně pozorovala i družici s číslem VII Ophelia. Družice Uranu s předběžným označením S/2001 U1 dostala definitivní číslo XXI a jméno Trinculo. Během roku 2003 bylo pozemními přístroji resp. HST objeveno dalších 5 družic, z nichž S/2003 U3 má přímou dráhu se sklonem 51°, rekordní výstřednost e = 0,78 a velkou poloosu 0,1 AU. Koncem roku 2003 měl Uran už 27 družic a "dotahuje" se na Saturn.
D. Hughes přijal pro rotační periodu Uranu hodnotu, odvozenou z radiových měření sondy Voyager 2 - (17,24 ±0,1) h. Pro Neptun vychází z rotace jeho magnetosféry perioda (16,11 ±0,05)h. C. Max aj. pořídili Keckovým teleskopem s adaptivní optikou snímky Neptunu s úhlovým rozlišení 0,05arcsec, což odpovídá rozlišení 1000 km na povrchu planety. Na snímcích jsou patrné oblačné struktury v podobě atmosférických pásů. L. Sromovsky aj. zjistili porovnáním snímků Neptunu, pořízených HST v letech 1996 - 2002, že albedo planety v optické a blízké infračervené oblasti spektra vzrostlo až o 4%. Autoři to přičítají sezónním změnám během dlouhých "ročních dob". Rotační osa Neptunu je totiž skloněna ke kolmici k oběžné dráze pod úhlem 29° a jednotlivé roční doby trvají přes 40 pozemských let
E. Karkoschka shrnul údaje o malých blízkých družicích Neptunu na základě rozboru 87 snímků, které pořídila sonda Voyager 2 v r. 1989. Družice se nacházejí v mezerách mezi obloukovými prstenci planety, resp. v jejich blízkém okolí a mají vesměs nekulové tvary, charakterizované přibližně jako trojosé elipsoidy o rozměrech 48 x 30 x 26 km (Naiad), 54 x 50 x 26 km (Thalassa), 90 x 74 x 64 km (Despina), 102 x 92 x 72 km (Galatea) a 108 x 102 x 84 km (Larissa). Rozměry jsou počítány za předpokladu, že albedo povrchu družic kolísá v rozsahu 0,07 -- 0,14.
M. Holman aj., J. Kavelaars aj. a D. Jewitt aj. pokračovali v hledání dalších družic Neptunu velkými dalekohledy na Havaji a v Chile, přičemž objevili v r. 2002 čtyři nové družice o jasnostech 25 -- 26 mag a lineárních průměrech do 60 km, dráhových výstřednostech 0,17 -- 0,60 a velkých poloosách kolem 0,1 -- 0,3 AU; pátou novou družici pak našli v r. 2003 - ta má rekordní oběžnou dobu 26,3 roku, přičemž se v apocentru vzdaluje až na 80 mil. km od Neptunu. Tři z nových družic mají retrográdní dráhy. Jde o první objevy nových družic planety od památného průletu sondy Voyager 2 v r. 1989 a první pozemní objev od r. 1949. Úhrnem má tak Neptun již 13 družic. Neptun má též svého prvního Trojana - planetku 2001 QR322 o průměru 230 km, jak ukázalo dlouhodobé sledování její nezvyklé dráhy.
J. Elliot aj. a B. Sicardy aj. zjistili rozborem zákrytů hvězd P126 a P131 (cca 16 mag) Plutem, k nímž došlo 20. 7. a 21. 8. 2002 a jež byly podrobně sledovány řadou teleskopů na Mauna Kea i v Arizoně, že atmosféra Pluta se od r. 1988 nijak neochladila a stále má teplotu 104 K, ačkoliv se Pluto od té doby dosti výrazně vzdálil od Slunce. Navíc se atmosféra od té doby rozepnula o 40 km a ve výškách do 80 km stoupl tlak plynu na dvojnásobek, tj. až na 0,5 Pa. Podobná zvýšení byla zaznamenána také u Neptunovy obří družice Triton. Příčina těchto nečekaných proměn je nejasná.
C. Olkin aj. měřili vzájemné polohy Pluta a Charonu na snímcích pointeru FGS HST a podařilo se jim tak pokrýt 69% délky oběžné elipsy. Odtud obdrželi poměr hmotností obou těles (0,122 ±0,008) a dále poloměry 1151 -- 1195 km (Pluto) a 593 -- 621 km (Charon) i střední hustoty 1,8 -- 2,1 (Pluto) a 1,6 -- 1,8 (Charon) v jednotkách hustoty vody v pozemských podmínkách. Hmotnost obou těles dohromady činí 1,5.1022 kg (1/5 hmotnosti Měsíce). Odtud vyplývá, že obě tělesa obsahují horniny; led představuje 70% hmotnosti Charonu a 60% hmotnosti Pluta. Hustota Pluta je velmi blízká hustotě Tritonu (2,05). Lze očekávat, že tyto hodnoty se podaří v budoucnu zpřesnit, jelikož Pluto se blíží k rovině Galaxie, kde vzrůstá četnost hvězd, které budou posléze zakrývány. M. Bui a D. Tholen objevili pomocí HST malou excentricitu oběžné dráhy Charonu e = 0,0075 kolem Pluta. Jelikož slapy v soustavě jsou silné, nemůže být tato výstřednost příliš stará, protože jinak by ji už slapové síly odstranily. Autoři odtud usuzují na náraz nějakého většího tělesa do Pluta v posledním milionu let.
Čeští i slovenští pozorovatelé planetek se i v r. 2003 činili a
tak počet nově pojmenovaných planetek s vazbou na naše státy byl
opět úctyhodný - bohužel již naposledy, protože usnesení IAU z r.
2004 omezuje počty nových pojmenování velmi výrazně. Takže si ten
předloňský seznam náležitě vychutnejte:
České a slovenské planetky, 2003
Dátum poslednej zmeny: 12. júla 2005