Žeň objevů 1997 (XXXII.) - díl A 
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ . 

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Země

Změny rychlosti rotace Země lze změřit buď mimořádně přesnými atomovými hodinami, anebo zcela hrubě počítáním vrstviček v usazených horninách (sedimentech). V tom prvním případě stačí k měření interval několika dnů či týdnů, kdežto v tom druhém potřebujeme měření z časově co možná nejodlehlejších geologických epoch. To se právě podařilo C. Sonettovi aj., kteří analyzovali vrtné vzorky z Utahu, staré plných 900 milionů let. Odtud zjistili, že sluneční den na Zemi tehdy trval něco málo přes 18 h a že Měsíc oběhl Zemi za 23,4 dnešních slunečních dnů, neboť jeho střední vzdálenost od Země byla o 10% menší než nyní. Měsíc se v té době vzdaloval od Země tempem 43 mm/rok, zatímco současná hodnota činí jen 38 mm/rok.

Poměrně bizarní metodu k určení rotační rychlosti Země použili K. Schwab aj., když měřili fázovou koherenci v supratekutém héliu-4 při teplotě 2,17 K. Přesnost měření dosáhla sice jen 0,5%, ale hlavní význam pokusu spočívá v tom, že touto cestou lze měřit "absolutní" rotaci vůči vesmírnému pozadí, podobně jako proslulým Foucaultovým kyvadlem. Není náhodou, že to byl právě J. Foucault, kdo tehdy vynalezl setrvačník, jehož praktické použití ovlivnilo rozvoj letectví, raketové techniky i kosmonautiky. Špičkové gyroskopy ovšem na žádném trhu nenajdete - patří mezi nejpřísněji střežené zboží, neboť se využívají při navádění balistických raket.

O. Néron de Surgy a J. Laskar se zabývali vlivem Měsíce na stabilizaci sklonu rotační osy Země k ekliptice. Současný sklon rotační osy ke kolmici k ekliptice činí, jak známo, jen 23,4deg s rozkmitem 1,3deg v periodě 41 000 let, avšak po 1,5 miliardě let podlehne tento parametr chaosu a zemská osa se bude napřimovat až na sklon 9deg i méně. Kdyby však nebylo Měsíce, docházelo by k náhlým a mnohem výraznějším změnám sklonu zemské rotační osy.

Pozoruhodnou práci o vztahu obsahu CO_2 v zemské atmosféře k proměnám klimatu uveřejnil geolog H. Priem, jenž se domnívá, že zastoupení oxidu uhličitého není tím klíčovým faktorem, za nějž jej dosud odborná veřejnost pokládá. Ukazuje, že období chladu se opakují v periodě zhruba 40 000 let, což nejspíše souvisí s proslulými Milankovičovými cykly pro ledové doby: výstřednost zemské dráhy kolísá v periodě 96 600 let, sklon rotační osy Země k ekliptice v již citované periodě 41 000 let a konečně délka perihelu (precese) v periodě 21 700 let. Ačkoliv úhrnné množství slunečního záření dopadajícího na Zemi se nemění, mění se kontrast v ozáření v různých ročních dobách, a to způsobí změny klimatu. Během ledových dob jsou paradoxně zimy mírnější, ale léta chladnější, a to rozhodne o výsledné tepelné bilanci.

Kromě toho však do hry zřejmě vstupuje samotná proměnnost zářivého výkonu Slunce, o níž máme jen matné představy z posledních několika málo desetiletí, kdy se zářivý výkon Slunce začal měřit čistě - tj. za hranicí zemské atmosféry. Z výpočtu slunečních modelů ovšem víme, že dlouhodobě zářivý výkon Slunce stoupá, za posledních 100 milionů let o 1%. Následkem oteplení výrazně poklesne obsah CO_2 v zemské atmosféře přibližně za 500 milionů let. I. Fungová aj. zjistili, že v průběhu let 1900-1988 zřetelně vzrostlo úhrnné množství srážek ve středních a vyšších zeměpisných šířkách. Desetiletý nárůst činil v průměru 2,4 mm, tj. za 88 let o plných 22 mm (2 %). Přibývá také epoch katastrofálního sucha resp. záplav, a to především v tropických oblastech, kde se v průběhu XX. stol. vyskytlo celkem 24 období sucha a 5 ničivých záplav. Autoři soudí, že jde o doklad růstu skleníkového efektu, na němž se nejvíce podílí zastoupení vodní páry v ovzduší; teprve pak následují další skleníkové plyny CO_2, oxidy dusíku a metan. Všechny tyto skutečnosti poukazují na potřebu komplexního a velmi přesného studia jednotlivých klimatických faktorů, k čemuž má posloužit zejména už delší dobu připravovaný koncept NASA, původně zvaný EOS (Earth Observing System) a nejnověji přejmenovaný na Earth Science (Věda o Zemi), s jehož realizací se právě začíná.

Proslulý meteoritický kráter Chicxulub na poloostrově Yucatán v Mexiku identifikovali v r. 1991 A. Hildebrand aj., když prokázali jeho impaktní charakter i rozměry, které po všech revizích nyní činí asi 180 km. Jeden ze spoluautorů původní domněnky o ekologické katastrofě na rozhraní druhohor a třetihor geolog W. Alvarez nalezl v poslední době známky devastace území v Texasu a na Haiti, vyvolané tehdy obrovskou přílivovou vlnou cunami, jež byla následkem gigantického impaktu do vod dnešního Mexického zálivu. Podle J. Morgana aj. je kráter obklopen řadou prstencových struktur o průměrech 80, 130 a 195 km, které vznikly bezprostřední po dopadu rozrušením celého území a poruchy zasahují mnohem hlouběji, než se dosud soudilo, až pod Mohorovičičovo rozhraní mezi kůrou a vnějším pláštěm Země. Obdobné prstencové struktury se pozorují u velkých impaktních kráterů na Měsíci i Venuši, ale nikoliv na Merkuru, kde je zřejmě kůra relativně nejtlustší. Autoři odhadují původní hloubku kráteru na 12 km a objem vyvržené zeminy na 60 tisíc km^3, z čehož bylo 100 miliard tun síry! Energii impaktu odhadli na 5.10^23 J a průměr křižující planetky na 12 km.

Dosud bylo na Zemi rozpoznáno 140 větších impaktních struktur, z nichž mezi největší patří kromě již zmíněného kráteru Chicxulub také Vredeford v jižní Africe (stáří 2,02 miliard let) a Sudbury v Ontariu v Kanadě (stáří 1,85 miliardy let). Mezi další velké krátery řadíme též Manicouagan v severním Quebecu o průměru 100 km a stáří 214 milionů let a Popigaj na Sibiři o témže průměru a stáří 35,5 milionů let. Podle R. Gersonda aj. byl nyní rozpoznán impaktní charakter kráteru Eltanin (tak se nazývá loď, z jejíž paluby byl kráter v r. 1981 objeven) - jediného známého na mořském dně - jenž se nalézá v Tichém oceánu 1500 km jihozápadně od pobřeží Chile. Kráter je ukryt v hloubce 5 km pod hladinou moře a vznikl v pliocénu před 2,15 miliony lety následkem dopadu planetky o průměru asi 3 km.

Účinky po dopadu kovového meteoritu, jenž před 49 000 lety vytvořil neméně proslulý Barringerův kráter v Arizoně, odvodil z porovnání s následky pokusných výbuchů vodíkových pum D. Kring. Kráter, podrobně prozkoumaný E. Shoemakerem, se nalézá v mimořádně suché oblasti v nadmořské výšce 1680 m; jeho dnešní hloubka činí 180 m a průměr 1,2 km. Autor odhaduje ničivou sílu impaktu na ekvivalent 30 Mt TNT a usuzuje, že výbuch zabil všechny živé organismy do vzdálenosti 4 km od epicentra a vážně poranil vše v okruhu o vnějším poloměru 20 km. Stromy byly vyvráceny a případně spáleny na území o výměře 6 000 km^2, neboť vichřice dosahovala rychlosti před 2 000 km/h ještě ve vzdálenosti 3 km a ničivé hurikány se vytvářely až do vzdálenosti 40 km od epicentra. Kring odhaduje četnost takových impaktů na pevninách na jeden případ v průměru za 6 000 let - většinou však jsou obdobné krátery geologicky rychle vymazány ze zemského povrchu. Když se však sečtou dochované impaktní struktury v intervalech po 5 milionech let za posledních 300 milionů let, odhalí se zjevná korelace mezi četností impaktů a případy hromadného vymírání rostlin a živočichů. Podle nejnovějších výpočtů nehrozí Zemi žádná srážka od 100 největších sledovaných planetek-křížičů v nejbližších 200 letech. Pokud by se však objevil dosud neznámý křížič, mířící přímo k Zemi, přišla by výstraha za současného stavu pozorovací techniky příliš pozdě - v nejlepším případě několik měsíců a v nejhorším jen několik hodin před srážkou. J. Tate kritizuje tento naprosto nepochopitelný stav lidské mysli: zatímco na zlepšení bezpečnosti jaderných elektráren vydáváme nesmírné sumy, neděláme téměř nic na obranu před křížiči, ač následky takových střetů by byly nesrovnatelně horší, než havárie jaderné elektrárny. Přitom by solidní přehlídka křížičů znamenala počáteční investici kolem 50 milionů dolarů a roční provozní náklady na úrovni 10 milionů dolarů.

1.1.2. Měsíc

D. Campbell aj. se pokusili radarem v Arecibu ověřit, zda se kolem jižního pólu Měsíce nachází opravdu led, jak naznačila měsíční sonda Clementine, avšak žádný jasný odraz nezískali. Výsledky jsou však natolik neurčité, že se s napětím čeká na měření sondy Lunar Prospector, vypuštěné po několikaměsíčních odkladech počátkem r. 1998. Družice Compton, určená k výzkumu záření gama, odhalila, že Měsíc je nejintenzívnějším zdrojem záření gama ve sluneční soustavě, dokonce intenzívnějším než Slunce! Zatímco Slunce vysílá fotony gama jen během velkých erupcí, Měsíc je zdrojem konstantním, neboť jeho povrch nepřetržitě bombardují částice energetického kosmického záření, což vede k druhotnému vyzáření fotonů gama.

1.1.3. Mars

W. Zeitler a J. Oberst revidovali údaje o výškách štítových sopek na Marsu na základě údajů z oběžných modulů sond Viking a ukázali, že proslulý vyhaslý vulkán Olympus Mons je o něco nižší, než se dosud uvádělo - "pouze" 23 085 , takže nejvyšší sopkou na Marsu (i v celé sluneční soustavě) se stal Ascraeus Mons o výšce 23 944 m v oblasti Tharsis, zatímco nejhlubší proláklinou je Margaritifer Sinus. V březnu 1997 snímkoval povrchu Marsu inovovaný HST a získal jedinečné záběry polárních čepiček, poprvé těsně před opozicí ve vzdálenosti 0,68 AU od Země s rozlišením 20-40 km. Snímky byly pořízeny v době, kdy na severní polokouli Marsu přecházelo jaro v léto a severní polární čepička, tvořená jinovatkou CO_2 rychle tála, zatímco v mírných šířkách vznikaly místní prachové bouře. To se projevilo zesvětlením oblasti Cerberus díky navátému čerstvému písku. V červnu 1997 odhalil HST prachovou bouři v hlubokých kaňonech Valles Marineris, asi 1 000 km jižně od místa plánovaného přistání kosmické sondy Mars Pathfinder. Nad místem přistání byly patrné roztrhané ciry a na sever odtud souvislé mraky. Jelikož mračna tvořily ledové krystalky, bylo zjevné, že chladná atmosféra nedovolí prachu z kaňonů, aby se zdvihl a ohrozil funkci přistávacího modulu, což se také posléze potvrdilo.

V březnu 1997 proběhla v Houstonu konference o možných stopách života v meteoritech z Marsu, avšak bez jednoznačného výsledku. Účastníci se však shodli na tom, že prakticky všechny nálezy údajných mikrofosílií a produktů metabolismu živých organismů v meteoritech z Marsu lze objasnit také anorganickými procesy. Zejména J. Bradley aj. podrobili kritice předloňské tvrzení skupiny D. McKaye o nanometrových mikrofosíliích v meteoritu z Marsu (ALH 84001) - tvrdí, že šlo o artefakt v laboratoři vznikající při nezbytném pokovení vzorků pro elektronový mikroskop. Podle M. Gradyové aj. představují meteority z Marsu 0,25% všech meteoritů, které kdy na Zemi dopadly. Současný přísun hmoty z Marsu činí asi 100 t ročně. Loňský výzkum Marsu však vyvrcholil přistáním "laciné" kosmické sondy Mars Pathfinder v oblasti Ares Vallis (850 km od místa přistání slavné sondy Viking 1) v "Den nezávislosti" 4. července 1997. Tím se poněkud zlepšilo dosavadní skóre kosmonautiky při výzkumu Marsu - z předešlých 20 vypuštěných sond ztroskotalo 13! Z rampy sondy pak po jistých technických obtížích úspěšně sjelo na povrch Marsu miniaturní 11 kg autonomní elektrické vozítko Sojourner, pojmenované po potulném kazateli Sojournerovi Truthovi, jenž v průběhu americké občanské války přednášel o ústavě a lidských právech. O práci modulu i vozítka byla nadšená veřejnost pravidelně a podrobně informována zejména prostřednictvím internetu - příslušné síťové počítače odpověděly během pouhého měsíce na 565 milionů dotazů s maximem 47 milionů dotazů dne 8.července. Sojourner, vybavený rentgenovým spektrometrem, ujel celkem 62 m rychlostí 10 mm/min a poskytl 550 snímků hornin a údaje o mineralogickém složení několika balvanů v okolí místa přistání sondy, přejmenované na Památník Carla Sagana. Horniny vykazovaly vysoký podíl silikátů; geologicky šlo převážně o vyvřelé andezity, takže matečné magma bylo zřejmě bohaté na vodu (na Zemi patří k takovým sopkám Fudžijama a St. Helens). Ačkoliv životnost vozítka byla plánována na týden, ve skutečnosti Sojourner pracoval bezmála 3 měsíce a během té doby přenesl na Zemi na 1 Gb údajů. Samotná sonda Pathfinder s plánovanou životností jeden měsíc nakonec fungovala až do 27. září a předala na Zemi celkem 2,6 Gb údajů, zejména pak 16 tisíc snímků a dále zejména meteorologické údaje o tlaku, teplotě, větru, barvě oblohy a dohlednosti. Sonda prokázala, že současný Mars je o 10 K teplejší a oblačnější, než byl během provozu Vikingů před 20 lety. Pro přenos energie a atmosférickou cirkulaci má velký význam pohlcování slunečního záření ve zvířeném prachu. To vyvolává i značnou turbulenci atmosféry po ránu a přispívá k výskytu atmosférických vírů - tančících dervišů. Horniny jsou obroušeny větrem a zvířeným pískem a kameny zaobleny dávno tekoucí vodou. Nejvyšší naměřená teplota činila -2degC, nejnižší noční -79degC, průměrný tlak 675 Pa (150krát nižší než na Zemi), nejvyšší rychlost větru 30 km/h a dohlednost 30 km. Teplota rychle kolísala až o 20degC během několika minut a klesala dramaticky s výškou nad terénem - o 40degC při změně výšky o 1,5 m. Hlavními složkami Marsovy atmosféry jsou CO_2 (95%), N_2 (2,7%) a Ar (1,6%). Vodní pára v atmosféře namrzá na zvířený prach ve výšce 16 km nad terénem. Obloha má růžový nádech a soumrak v oblasti Saganova památníku trvá plné 2 h. Panoramatický snímek zahrnul 83% okolí místa přistání a prokázal, že sonda přistála ve vyschlém říčním korytu, pokrytém kameny, splavenými při dávných katastrofálních záplavách.

Na rozdíl od rozšířeného mínění sonda nebyla vybavena přístroji pro zjišťování případného projevů současného či vyhynulého života na planetě. Její cíle byly především technologické - ukázat na možnosti sériově vyráběných relativně laciných sond zkoumat Mars při každém nastávajícím startovním okně až do r. 2005. Součástí tohoto záměru ostatně byla i další sonda NASA, nazvaná Mars Global Surveyor (MGS), která doletěla k Marsu a usadila se tam 11. září 1997 na přechodné protáhlé eliptické dráze s oběžnou dobou 35 hodin. Již při příletu odhalila sonda obloukovou rázovou vlnu, vytvářenou slabým magnetickým polem Marsu a posléze poprvé bezpečně prokázala dipólové magnetické pole planety, jehož polarita je shodná se zemskou, ale jehož indukce činí jen 1,2 promile indukce zemského magnetického pole.

Od 16. září do začátku října se pak tvar oběžné dráhy sondy řízeně měnil aerodynamickým manévrem, využívajícím naklápění slunečních panelů, což před třemi lety poprvé vyzkoušeli technici NASA u sondy Magellan, obíhající kolem Venuše. Cílem manévru má být převod protáhlé eliptické dráhy na kruhovou s podstatně menším poloměrem 378 km, což by připravilo podmínky pro mapování povrchu planety s vysokých rozlišením za konstantních světelných podmínek. Při průletu pericentrem o tři dny později dosáhla kamera MGS rekordní rozlišovací schopnosti 12 m při snímkování oblasti Laryrinthus Noctis, kde zaznamenala sesuvy hornin na 2 km útesech. Naneštěstí uvolněný kloub jednoho panelu a nečekané dvojnásobné zvýšení hustoty atmosféry planety 6. října přinutily techniky k přerušení manévru, který nyní pokračuje podstatně pomalejším tempem, takže počátek vlastního soustavného snímkování se odkládá až na březen r. 1999, kdy bude na severní polokouli Marsu léto. Pokud vše proběhne dobře, bude po skončení mapování v lednu r. 2001 sonda sloužit jako retranslační stanice pro další přistávací moduly nejméně do r. 2003 a na oběžné dráze kolem planety setrvá až do r. 2025.

Jak známo, odhalily oběžné moduly Vikingů v červenci 1976 na severní polokouli Marsu v oblasti Cydonia podivuhodné útvary - populární "pyramidy", "sfingu" a "lidskou tvář". Neustálé spekulace o umělém původu těchto útvarů, naposledy formulované T. van Flandernem, přiměly NASA k úpravě pozorovacího programu sondy MGS tak, aby během r. 1999 byly tyto útvary snímkovány znovu, s desetkrát lepším rozlišením, čímž se snad podaří celou záležitost - alespoň pro soudné lidi - uzavřít. Ostatně na poslední schůzi Americké astronomické společnosti ve Filadelfii se vážně diskutovalo o tom, zda život na Marsu mohou objevit vhodně zkonstruované roboty a zda případné vzorky hornin, přivezené z Marsu roboty, by mohly představovat biologické riziko pro obyvatele Země. Mezitím se v USA rozvinula veřejná diskuse, mají-li se kromě automatů vydat na Mars také lidé. Zatímco nadšená veřejnost a někteří politici soudí, že je to pro USA důstojný úkol již pro nejbližší patnáctiletí, vědci jsou převážně proti. Poukazují na to, že za cenu pilotované výpravy by šlo k Marsu vyslat 2 500 kombinací sond typu Mars Pathfinder a Global Surveyor. Přitom náklady na první takovou dvojici v loňském roce dosáhly "jen" 280 milionů dolarů, což je cena jednoho výpravného sci-fi filmu.

1.1.4. Jupiter

Ačkoliv od dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter uplynuly už více než tři roky, celý úkaz je stále v odborné veřejnosti přetřásán z nejrůznějších hledisek. Tak např. I. Tabe aj. poukázali na pozorování G. Cassiniho z r. 1690, jenž pozoroval koncem r.1690 na Jupiteru temnou skvrnu, protahující se ve směru od západu k východu, což nápadně připomíná úkazy, pozorované na povrchu planety i v malých dalekohledech koncem července a počátkem srpna 1994. Není proto vyloučeno, že 5. prosince 1690 dopadla na Jupiter anonymní kometa. M. Roulston a T. Ahrens odhadují, že komety s průměrem jádra do 300 m se s Jupiterem srážejí každých 500 let a komety s průměrem 1,6 km každých 6 000 let.

T. Takata a T. Ahrens odhadli rozměry největších úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na 2 km, a průměr jádra komety před jejím rozdrobením na 4,5 km. Jiní autoři se kloní k průměru úlomků pod 1 km a jejich hmotnosti pod 7.10^10 kg. Tvrdí dokonce, že nešlo o úlomky v pravém slova smyslu, ale spíše o málo soudržné "hromady suti". Pouze Z. Sekanina trvá na svém původním názoru, že šlo o soudržná, byť křehká tělesa. R. Carlson aj. odhadli počáteční teplotu ohnivé koule při explozi úlomku G na více než 3 kK, jež se během první minuty po výbuchu snížila na 1 kK. Jiní autoři však udávají mnohem vyšší - až 8,8 kK pro úlomek G a dokonce 24 kK pro úlomek Q_1. Úlomek měl v průměru nejméně 300 m a uvolněná energie dosáhla hodnoty minimálně 2,5.10^19 J. To je v uspokojivé shodě s odhadem J. Rogerse, jenž pro každý velký úlomek uvádí uvolněnou energii řádu 1.10^20 J, takže úhrnná energie dosáhla hodnoty nejméně 1.10^21 J, tedy téměř o dva řády menší, než jak zněly předběžné odhady.

R. Srivastava aj. pozorovali tři zjasnění družice Io ve filtru V fotoelektrického fotometru 0,4 m reflektoru v Naini Talu v Indii dne 21,636 (UT) července 1994 v průběhu 17 minut a s amplitudou 1,35 až 2,35 mag, což odpovídá rozpadu úlomku S na tři kusy, a tedy spíše potvrzuje Sekaninův model. Poznamenejme, že nezávisle H. Bhatt v Bangalore pozoroval podobně silný asi půlminutový záblesk v infračerveném pásmu (1,65 microm) v čase 21,638 UT. Pak by ovšem i úhrnná hmotnost tohoto úlomku byla vyšší než 1.10^13 kg a úměrně tomu by se zvýšily i ostatní údaje o celkové hmotnosti úlomků a uvolněné energii při impaktech. Organickým sloučeninám v impaktních skvrnách komety Shoemaker-Levy 9 je věnována poslední práce C. Sagana, jenž ji odeslal do redakce časopisu Icarus v červnu 1996, a jež byla posmrtně publikována v září 1997. Podle S. Höfnera a G. Wuchterla byly impaktní skvrny tvořeny převážně obyčejnými sazemi.

Zatímco převážná většina autorů soudí, že kometa sama byla zachycena Jupiterem už někdy na přelomu 19. a 20. stol., a rozhodně ne později než kolem r. 1920, V. Davydov se přiklání k mechanismu zachycení během slapového rozpadu komety, což již dávno navrhl E. Öpik. To by znamenalo, že kometa byla zachycena Jupiterem až při těsném přiblížení počátkem července 1992, a nějaké úlomky z tohoto rozpadu dosud kolem Jupiteru obíhají po mírně protáhlé eliptické dráze s poloosou 94 000 km.

Jinak ovšem téměř všechny důležité poznatky o Jupiteru, získané v minulém roce, pocházejí z neúnavné bezchybné činností kosmické sondy Galileo, která postupně a opakovaně navštěvuje Jupiterovy družice, především pak Europu, Ganymed a Callisto. Na Jupiteru sonda odhalila oblasti s intenzívními bleskovými výboji o rozměru 30 km, sahající až nad vrcholky oblačné přikrývky. Zjistila též, že polární záře na Jupiteru jsou až o tři řády jasnější než pozemské, což souvisí jednak s intenzívním magnetickým polem planety a jednak s jeho rychlou rotací. Polární záře se vyskytují ve výškách 300 -- 1 O00 km nad oblačnou pokrývkou, jak prokázala měření z HST. Galileo též prokázal existenci "suchých skvrn" v atmosféře planety, jež zabírají asi 1% povrchu Jupiteru, v nichž je zastoupení vodní páry asi o dva řády nižší než v okolí. Jejich charakteristickým rysem je rovněž silná vertikální turbulence. Právě do takové suché skvrny se trefil v r. 1995 sestupný modul sondy, jenž naměřil rychlosti větru až 150 m/s. Skvrny v nízkých severních šířkách zachovávají svou polohu po dlouhou dobu, podobně jako další úkazy v Jupiterově atmosféře, tj. bouřková pásma, atmosférické víry nebo dešťové srážky. Sonda rovněž pořídila zatím nejkvalitnější snímek tenkého prstenu kolem planety.

Největší pozornost ovšem budily snímky, pořízené při blízkých průletech kolem Galileových družic Jupiteru. Při průletu 19. prosince 1996 ve vzdálenosti 692 km byly zjištěny první známky ledových komplexů na povrchu Europy, jež musejí být podle W. McKinnona mladší než 10 milionů let, neboť nejsou narušeny většími impaktními krátery. Když se sonda 20. února 1997 přiblížila k Europě na rekordní vzdálenost 580 km, snímky ukázaly, že družice je doslova poseta rozlámanými a znovu ztuhlými ledovými krami, spočívajícími patrně na jakési sněhové břečce, případně i tekuté vodě v oceánu o hloubce snad až 100 km. To by znamenalo, že Europa má asi třikrát větší zásobu slané tekuté vody, než kolik jí je na Zemi. Bloky ledu jsou 3 -- 6 km dlouhé a možná až 2 km tlusté. Jejich stáří není větší než 1 milion let. Poloměr družice byl upřesněn na 1570 km a její střední hustota na trojnásobek hustoty vody. Europa má podle všeho kovové jádro a vnitřní geologickou stavbu obdobnou Zemi, ač je dokonce o něco menší než náš Měsíc. Její magnetické pole je velmi slabé s indukcí 2.10^-7 T. V polovině prosince 1997 však sonda Galileo znovu zlomila rekord, když proletěla pouhých 200 km nad družicí, což zřejmě poskytlo naprosto jedinečné záběry, které v době psaní přehledu odborníci se vzrušením zkoumají. M. Kivelsonová aj. odhalili magnetické pole Ganymedu, jež má dipólový charakter s magnetickou osou skloněnou o 10deg vůči ose rotační a s indukcí 7,5.10^-7 T, tj. asi 70krát slabší než magnetické pole Země. Magnetické pole svědčí o přítomnosti kovového jádra s poloměrem od 400 do 1300 km, nad nímž se pak nachází horninový plášť a ledová slupka tlustá 800 km.

Callisto dle těchže autorů kovové jádro nemá, takže její stavba je homogenní; skládá se asi z 60% hornin včetně kovů, zatímco zbylých 40% představuje stlačený led. Ze všech Galileových družic Jupiteru byla totiž Callisto nejméně vystavena slapovém ohřevu. D. Gurnett aj. z měření při průletu 4. listopadu 1996 ve vzdálenosti 1129 km od této družice určili její poloměr na 2 403 km a potvrdili, že Callisto nemá měřitelné magnetické pole. Podle K. Khurany aj. je střední hustota družice pouze 1,8násobkem hustoty vody.

Sonda Galileo se zatím neodvážila přiblížit k nejzajímavější Galileově družici Io, neboť technici se obávají jejího poškození v silném magnetickém poli Jupiteru. Nicméně i pozorování z úctyhodné vzdálenosti 400 000 km odhalila příznaky rozsáhlé a proměnné vulkanické aktivity. Kolem vulkánu Pillan Patera se vytvořila rozsáhlá tmavá skvrna o průměru 400 km a prakticky kolem všech evidovaných sopek byly patrné výrazné proměny. To nezávisle potvrdily též snímky vulkanického výbuchu, získané v červnu 1997 HST - výbuch dosáhl výšky 120 km nad povrchem družice. Dosavadní výsledky výzkumu Galileových družic shrnul W. McKinnon tak, že na povrchu družic přibývá ledu směrem od Jupiteru. Callisto má nejvíce kráterů, kdežto Ganymed v tomto směru připomíná nejvíce náš Měsíc. Na Europě je kráterů málo a na Io zcela chybějí právě v důsledku aktivního vulkanismu, jenž velmi rychle mění tvářnost povrchu. Přestože je Io ze všech Galileových družic nejblíže k Jupiteru, má vlastní kovové jádro. Během dvouletého nominálního trvání mise Galileo přenesla sonda na Zemi asi 1 GB údajů. Tyto velkolepé výsledky prodloužily sondě Galileo život o další dva roky do podzimu 1999. Během této doby se plánuje 8 přiblížení k Europě, 4 ke Callisto a v samotném závěru 1-2 lety k Io.

1.1.5. Saturn

Spektrometr STIS HST prokázal v průběhu loňského roku výskyt polárních září u Saturnu a potvrdil, že v porovnání s předešlou generaci přístrojů na HST má o řád vyšší citlivost a až pětkrát lepší úhlové rozlišení. Dvojí průchod roviny Saturnových prstenců Zemí v r. 1995 posloužil k řadě nových zjištění. A. Boshová aj. využili snímků HST z květnového průchodu k určení tloušťky prstenců na (1,4 +/- 0,1) km. Zjistili zároveň, že průchod roviny byl oproti výpočtu opožděn asi o 20 minut, takže Saturn se evidentně nechová jako zcela tuhé těleso. C. Roddier aj. nalezli na snímku z CFHT na Havaji z 12. srpna 1995 světlý proužek s ostrým okrajem na straně přivrácené k Saturnu a vzdáleností blízkou k oběžnému poloměru družice Enceladus, jež však družici předcházel v délce o 75deg a byl skloněn o 2deg k rovině prstenů. Úkaz připomíná oblouky, objevené před časem v soustavě prstenců planety Neptun a má patrně i stejnou příčinu, tj. gravitační interakci drobných prachových částic a kaménků s Mimasem a Enceladem. K. Noll aj. odhalili přítomnost ozonu v atmosférách družic Rhea a Dione a španělský radioteleskop IRAM nalezl kyanovodík v atmosféře Titanu.

Ovšem to nejlepší nás teprve čeká. 6. října 1997 odstartovala obří kosmická sonda Cassini s modulem Huygens, jež proletí v dubnu 1998 a červnu 1999 kolem Venuše, v srpnu 1999 kolem Země a v prosinci 2000 kolem Jupiteru, čímž nabere potřebnou rychlost k tomu, aby se 1. července 2004 usadila na parkovací dráze u Saturnu, jehož povrch a okolí pak bude zkoumat až do července 2008. Modul Huygens by měl mezitím přistát na Titanu 6. listopadu 2004.

1.1.6. Uran

Planetu Uran zkoumal HST v průběhu r. 1995 a výsledky nyní shrnul S. Karkoschka. Albedo družic i prstenů vyšlo výrazně vyšší než jak v r. 1985 vyplynulo z měření Voyageru 2, takže např. prsteny odrážejí 6% dopadajícího slunečního záření - více než jádro Halleyovy komety. V prstenu epsilon jsou prachové částice navzájem od sebe vzdáleny v průměru o pětinásobek jejich vlastního rozměru. Prsteny a malé družice jsou hnědé, Miranda modrá, Umbriel červený a Oberon žlutý. Také poloměry devíti snímkovaných družic Uranu jsou soustavně větší, než jak se uvádělo z měření Voyageru. Nové snímky Uranu pořídil HST na přelomu července a srpna 1997. Je na nich dobře patrná pásová struktura atmosféry planety a rozsáhlá mračna - na severní polokouli totiž nyní nastává jaro, které ovšem potrvá plných 20 pozemských let.

B. Gladman aj. ohlásili objev dvou nových družic Uranu na základě 12 snímků, pořízených 5,1 m Haleovým teleskopem na Mt. Palomaru počátkem září 1997. Družice S/1997 U1 a U2 měly červené magnitudy 21,9 a 20,4 a byly vzdáleny 6--7 obloukových minut od Uranu (cca 6 milionů km). Za předpokladu, že jejich albedo činí 0,07, pak odtud vychází poloměr těles na 40 resp. 80 km. Obě tělesa patří k nejvzdálenějším družicím a obíhají po retrográdních velmi protáhlých eliptických drahách s poloosami 0,05 a 0,043 AU, výstřednostmi 0,20 resp. 0,40, sklony 146deg a 153deg a oběžnými periodami 654 a 495 dnů. Obě tělesa byla podle J. Luuové téměř určitě zachycena Uranem, takže nejspíš do jeho okolí postupně přitančila z Kuiperova pásu planetek. Uranova rodina družic se tak rozrostla na 17 členů.

1.1.7. Pluto

S. Stern aj. zpracovali snímky planety Pluto, které pořídila kamera FOC HST ve dvou spektrálních filtrech (278 a 410 nm) na přelomu června a července 1994. Podařilo se jim vhodnou volbou termínů snímků snímků pokrýt celý povrch planety, jevící velké albedové kontrasty. Polární oblasti Pluta nejsou nijak souměrné, ve středních a nízkých šířkách jsou patrné světlé skvrny, které nejspíš souvisejí s ukládáním čerstvého ledu. Navíc jsou tam vidět stovky kilometrů dlouhé lineární útvary. L. Young aj. zjistili z infračervených spekter, pořízených v květnu 1992 pomocí IRTF na Havaji, v atmosféře Pluta plynný metan, což je třetí známá složka - první dvě jsou molekulární dusík a oxid uhelnatý. J. Foust aj. se zabývali astrometrickým určením poměru hmotností Charonu a Pluta a obdrželi hodnotu (0,12 +/- 0,01), v dobré shodě s údajem 0,11, kterou na základě 60 snímků z let 1992-93 (před opravou optické vady HST) odvodili D. Tholen a M. Buie. Titíž autoři odhalili nepatrnou výstřednost dráhy Charonu (e = 0,008) a určili velmi přesně délku velké poloosy jeho dráhy a = (19 636 +/- 8) km.
 


Sestavil: Richard Komžík