Jak se pitvá Měsíc 
Stardust mrkl okem 
Málo deuteria, málo... 
Žeň objevů 1998 
Aldebaran na Měsíci  

 

 
 
   
Foto NASAJak se pitvá Měsíc 
  
Kdyby se vás vaše dítě zeptalo, jak víme, co je uvnitř Země, co mu odpovíte? Jak se vypořádáte s jeho argumenty, že není žádná díra hluboká "šetři se osle" kilometrů? Zeptalo se vás už někdy vaše potomstvo na něco podobného? 
Odpověď není nikterak snadná a vyžádala by si jistě samostatný článek. Ale dobrým návodem, jak ukojit zvědavost tazatele může být i zajímavý závěr analýzy dat sondy Lunar Prospector, která krouží kolem Měsíce. U Země máme tu výhodu, že zanedbatelnou část její kůry můžeme skutečně navrtat a přesvědčit se, že pod povrchem nenajdeme záhadný kryptonit nebo krunýř želvy královské, ale horniny složené z prvků, elegantně seskládaných v Mendělejově tabulce. Tedy žádná alchymie, ale fyzika, chemie a spousta měření. V době, kdy není problém vysílat umělé sondy, máme navíc možnost poměrně přesně zkoumat gravitační účinky zkoumaných těles v přilehlém černočerném vesmíru. 
Měření silového působení na družici Lunar Prospector pohybující se v gravitačním poli Měsíce ukázala, že v jeho středu je velmi lehké jádro s poloměrem asi 220 až 450 kilometrů. Nezávislá měření intenzity magnetického pole dávají velmi shodný výsledek -- přibližně 300 až 425 km. Hmotnost jádra se odhaduje na necelá čtyři procenta celkové hmotnosti našeho kosmického souseda. Ve srovnání se Zemí je lunatické jádro skutečně lehounké. Pod našima nohama se totiž nachází koule bohatá na železo, obsahující asi třicet procent celkové hmotnosti planety.  
Tento závěr vede vědce Jet Propulsion Laboratory k závěru, že Měsíc vznikl následkem obrovského impaktu tělesa rozměrů Marsu do čerstvě utvořené Země. Ta už měla vytvořené jádro bohaté na těžké prvky a z vyraženého materiálu se tedy zformovalo těleso s mnohem menším obsahem kovů. 
Důležité měření potvrdila i nezávislá spektrální analýza povrchu Luny a s poměrně velkou jistotou dnes můžeme tvrdit, že známe i tuto dávnou historii našeho domova. Jak ale bývá ve vědě obecně zvykem, musí být výsledky vědeckého týmu úspěšné sondy potvrzeny dalšími a dalšími experimenty. 
 
Rudolf Novák
Podle materiálů na Internetu
 
 
 
Mars ocima sondy Stardust (foto JPL/NASA)Stardust mrkl okem 
  
Americká sonda Stardust je ve vynikajícím stavu. Minulých dnech začala první vědecká měření a poslala nám také první snímek.  
Jak už napovídá název, úkolem této vesmírné mise je sběr mezihvězdného a kometárního prachu. Stardust je veliká přibližně jako kancelářský stůl. Kromě nezbytné elektroniky a raketových motorů má pouze čtyři vědecká zařízení: aerogelovou pracholapku, prachový analyzátor, navigační kameru a prachové čidlo. Na cestu se vydala začátkem února tohoto roku a nyní je na dráze kolem Slunce. Zhruba za rok ji najdete mezi Marsem a Jupiterem, poté se opět vrátí k Zemi a v lednu 2004 proletí sto padesát kilometrů od jádra komety Wild 2. Patnáctého ledna 2006 pak poblíž Salt Lake City přistane malá návratové pouzdro s drahocennými vzorky, které se podařilo zachytit v načechraném aerogelu. 
To všechno je ale hodně vzdálená budoucnost, momentálně má sonda úplně jiné starosti. V minulých týdnech začala vysílat prostřednictvím výkonnější antény a pozemní operátoři také oživili dva vědecké přístroje: první měří počet zásahů prachovými částicemi a druhý tato drobná zrnka mezihvězdného a kometárního původu analyzuje. Vyšší propustnost "datových kanálů“ také umožnila poslat na Zemi první snímek: Jedenáctého března, krátce po osmnácté hodině našeho času se sonda podívala na Mars. Tato kamera během letu poslouží při navigaci a samozřejmě se s ní počítá i při průletu kolem vlasatice Wild 2. Zatím je ale Stardust "pouze" třináct a půl milionu kilometrů od Země.
 
Jiří Dušek
Podle materiálů Jet Propulsion Laboratory
 
 
 
Foto ESAMálo deuteria, málo... 
  
O budoucnosti vesmíru, resp. o současných představách astronomů, jsme na těchto stránkách psali již několikrát. Dnes máme opět jednu pozitivní novinku. 
Od listopadu 1995 až do května loňského roku pořídila západoevropská infračervená observatoř ISO (Infrared Space Observatory) více než třicet tisíc vědeckých pozorování. Mezi nimi se schovaly i "záběry" velmi známé Mlhoviny v Orionu (M 42). V oblasti, kde i dnes vznikají nové hvězdy, sonda zkoumala mimo jiné rozložení a prostorovou hustotu deuteria. Tento izotop vodíku je totiž velmi důležitou fosilií kosmologů, vznikl jen několik málo okamžiků po velkém třesku a od té doby nepřibývá. Rozborem jeho rozložení a hustoty tak mohou astronomové zjišťovat některé důležité kosmologické konstanty. Jeho celková hmotnost také udává množství baryonové látky v kosmu (tedy tvořené elementárními částicemi).  
Měření z ISO ukázala, že se hustota deuteria ve zkoumaném molekulovém mračnu pohybuje kolem jednoho atomu na sto tisíc atomů vodíku. -- Velmi malá na to, aby mohla pozorovaná látka zastavit expanzi vesmíru. Tato hustota deuteria, kterou se podařilo určit pro oblast ve Velké mlhovině v Orionu, je přitom v souladu s dalšími měřeními v jiných částech oblohy. 
Pokud je tedy rozpínání vesmíru závislé z větší části na baryonové látce, můžeme se těšit. Vesmír se zřejmě nesplácne a bude se neustále (pomaleji a pomaleji) rozpínat věčně. Nesmíme ale zapomenout na to, že dodnes nevíme, jakou hmotnost má skrytá látka. Docela klidně může totiž zamíchat kartami, až se nám jednoho krásného jarního a bezesporu slunečného dne ukáže.
 
Rudolf Novák
Podle ESA News
 
 
 
J. Grygar (foto IAN)Žeň objevů 1998  
Ročník XXXIII, díl I. 
 
1. Sluneční soustava 
1.1. Planety sluneční soustavy 
1. 1. 1. Země 
Příznivci domněnky o globálním oteplování Země získali nový argument, když se ukázalo, že průměrná teplota povrchu Země dosáhla v roce 1997 nového rekordu 16,92 stupně Celsia, zatímco předešlý rekord 16,83 stupně Celsia náleží r. 1990 a třicetiletý průměr pro léta 1961-1990 činí 16,50 stupně Celsia. D. Gaffen revidoval údaje z umělých družic Země za posledních 19 let a zjistil, že rozličná měření různými metodami vedou k témuž výsledku, tj. zemská atmosféra se během sledovaného údobí neustále oteplovala. Podle R. Cerveneho a R. Ballinga se průměrné množství srážek v severním Atlantiku zvyšuje vždy o víkendech, což zřejmě souvisí s týdenním cyklem lidské činnosti. O víkendech stoupá totiž i zastoupení troposférického ozonu a CO a zvyšuje se také četnost tropických cyklonů. Družice TRMM sledovala po celý rok výskyt tropických dešťových srážek a odhalila tak mohutné kumulonimby, jež dosáhly výšky až 18 km nad povrchem. 
Podle družicových měření se hladina východního Pacifiku zvedla v období od března do listopadu 1997 o plných 34 mm a voda se tam do prosince 1997 oteplila o 5,4 stupně Celsia, což vedlo k typickému klimatickému úkazu El Niňo. Teprve v červenci 1998 se hladina vrátila k normálu. Z toho lze soudit, že rok 1998 překoná teplotní rekord roku předešlého. El Niňo má patrný vliv i na tropické srážky a nejspíš hraje úlohu i při nevysvětleném mizení uhlíku ze zemské atmosféry. Uhlík se tam totiž dostává jednak vinou spalování fosilních paliv (7 Pg ročně) a jednak díky vypalování amazonských deštných pralesů (1-2 Pg/ročně). Čtvrtinu tohoto množství absorbuje povrch oceánů, ale jen polovina zůstává v atmosféře; jinými slovy nejméně 2 Pg ročně někam tajemně zmizí. Protějškem globálního oteplení Pacifiku (El Niňo) je jeho ochlazení, pro nějž se ujal název La Niňa. Při té příležitosti poznamenejme, že často tradovaný názor, že zimy i léta na severní polokouli jsou mírnější díky skutečnosti, že Země je počátkem ledna nejblíže ke Slunci (a v červenci naopak nejdále), neodpovídá skutečnosti, neboť větší roli hraje fakt, že převážná část kontinentů je soustředěna na sever od rovníku, což se zde projeví právě většími teplotními kontrasty mezi létem a zimou. 
Globální oteplování však může být způsobeno i okolnostmi, jež člověk neovlivňuje. L. Morrison a R. Stephenson porovnávali údaje o sekulárním prodlužování délky slunečního dne, odvozené z výskytu slunečních a měsíčních zatmění ve starověku a dnes, s teorií slapového brždění Země. Podle slapové teorie by se délka slunečního dne měla zvětšovat o 2,3 ms/století, kdežto babylónská pozorování poukazují na prodlužování dne pouze tempem 1,7 ms/století. Zdánlivě nepatrný rozdíl 0,6 ms/století narostl od 2. stol. před n. l. dodneška na snadno měřitelný rozdíl 3,3 h. Příčinou je podle obou autorů právě sekulární tání polárních čepiček, čímž se postupně zmenšuje zploštění Země. To patrně souvisí s posledním interglaciálním cyklem, neboť poslední ledová doba začala před 115 tisíci lety, vyvrcholila před 20 tisíci lety a skončila před necelými 10 tisíci lety. D. Williams aj. ukázali, že před 2,3 miliardami let a znovu před 820-550 miliony let byly zaledněny nízké zeměpisné šířky, což by se dalo dobře vysvětlit drastickou změnou sklonu rotační osy Země na plných 54 stupňů! Podle B. Hillse souvisí změny klimatu na Zemi se změnou sklonu rotační osy Země, neboť na její polohu má zalednění vliv. 
Vlivem kolísání sklonu zemského rovníku vůči ekliptice se mění šířka tropického pásma na Zemi, a to nejrychleji právě v současné době. Sklon rovníku k ekliptice totiž klesá o 47,5" za století, takže obratníky Raka i Kozoroha se nyní -- měřeno po povrchu Země -- blíží k rovníku o 14,7 m/rok! Úhel sklonu kolísá v periodě 41 000 let kolem střední hodnoty 23,3 stupňů. Úhel sklonu dosáhl svého maxima 24,2 stupňů naposledy před 9 500 lety, zatímco za 10 200 let bude sklon nejmenší -- 22,6 stupňů (a tropy nejužší). 
Dalším zajímavým výsledkem je nezvratný seismologický důkaz, že tuhé jádro Země rotuje úhlově rychleji, než vnější vrstvy. Tato diferenciální rotace přirozeně vysvětluje existenci globálního magnetického pole Země. Měření z družice Polar prokázala, že sluneční vítr vytlačuje ionty ze zemské ionosféry zejména v okolí geomagnetických pólů do protáhlého elektricky vodivého chvostu Země na straně od Slunce odvrácené. Ionty se pak vracejí a jednak vytvářejí zemské radiační pásy a jednak vyvolávají polární záře. Zemská ionosféra se rozkládá ve výškách od 80 do 1000 km nad Zemí a při geomagnetických bouřích působí jako samobudící zesilovač. Zvýšená sluneční činnost vede ke stlačení zemské magnetosféry při nárazu rázové vlny slunečních kondenzací hmoty na stranu magnetosféry přivrácenou ke Slunci. 
Pokud jde o dopad geomagnetických bouří na zemském povrchu, největšímu nebezpečí jsou vystavena svařovaná potrubí ve směru sever-jih, v nichž mohou téci indukované proudy o intenzitě až 500 A. Při velké geomagnetické bouři v noci z 13. na 14. března 1989 naměřili v telegrafních drátech v kanadské provincii Québec spády napětí od 400 mV/km po 60 V/km. T. Rohringer poprvé spolehlivě modeloval interakci vysoké a nízké atmosféry Země následkem proměnné sluneční činnosti. Teplota termosféry a hustota plazmatu v ionosféře kolísají v průběhu slunečního cyklu v poměru 1:2, jenže jejich úhrnná hmotnost představuje jen milion tun, což je miliardtina hmotnosti nízké atmosféry řádu 1015 t. Přesto však zejména stratosféra na proměnnost sluneční činnosti reaguje, ač příliv tepla od Slunce kolísá méně než o 1 promile. O příslušnou interakci se postarají celoplanetární vlny, sestupující z termosféry dolů a interagující díky výškovým větrům tak, že teplota stratosféry se během slunečního cyklu mění o celé stupně Celsia. 
Teplota stratosféry v okolí zemských pólů hraje důležitou úlohu při sezónním zeslabování ozonové vrstvy, jež podle měření z aparatur TOMS a NOAA-14 nabylo v Antarktidě opět hrozivých hodnot vinou mimořádně nízké teploty stratosféry od poloviny července do počátku října 1998. Rekordní rozsah "ozonové díry" plných 27 milionů km2 byl zaznamenán 19. září 1998, čímž byl o 5 % překonán dosavadní rekord ze 7. září 1996. Nejnižší koncentrace ozonu 90 DU byla naměřena 30. září 1998, jen o 2 DU vyšší než absolutní minimum 28. září 1994. Díky regulačním opatřením sice již zastoupení látek CFC, rozbíjejících ozonovou vrstvu, v troposféře klesá, ale ve stratosféře nad Antarktidou je celý cyklus opožděn, takže nejvyšší koncentrace CFC se tam vyskytnou až počátkem příštího desetiletí. 
Družice polohového systému GPS slouží geologům v tektonicky aktivní oblasti v okolí Los Angeles k přesným měřením tektonických pohybů s přesností na 10 mm. Od r. 1990 již bylo v oblasti vybudováno 60 automatických stanic a cílem je síť zahustit na 250 stanic. Nicméně už teď je patrné, že celá oblast se posouvá ročně o 5 mm směrem k pohoří San Gabriel, a že na jih odtud vznikne postupně další pohoří. Síť odhalila pohyby zemské kůry při velkých zemětřeseních v jižní Kalifornii v červnu 1992 a lednu 1994 a to dává jistou naději na předvídání příštích velkých zemětřesení. Jen ve XX. stol. totiž zemětřesení přivodila smrt asi 1,5 milionů lidí a jsou v tomto směru daleko nebezpečnější než nečekané výbuchy sopek, které si v téže době vyžádaly desítky tisíc lidských životů. 
A. Ocampová aj. revidovali údaje o impaktu Chicxulub před 65 miliony lety v oblasti dnešního Mexického zálivu. Planetka měla při vstupu do atmosféry průměr 12 km a vyhloubila kráter o průměru 200 km a hloubce až 35 km! Celková uvolněná energie byla kolem 120 Tt TNT (5.1023 J). Relativní zastoupení iridia v horninách kolem kráteru dosáhlo 15 miliardtin. Tekuté vyvrženiny z kráteru stékaly po povrchu ještě ve vzdálenosti 230-480 km od okraje kráteru a tzv. meteoritická zima trvala několik desetiletí. To vše způsobilo dle A. Smithe a C. Jefferyové vyhynutí nejméně 75 % druhů živočichů a rostlin -- zejména všech organismů hmotnějších než 25 kg. Podle B. Hollanda aj. je to poprvé, kdy se podařilo na Zemi odhalit stopy tekutých vyvrženin po impaktu obřího meteoritu, zatímco na Marsu lze doklady o tekoucích vyvrženinách najít velmi snadno. Loni také F. Kyte našel drobounký meteorit (uhlíkatý chondrit) o průměru jen 2,5 mm v usazeninách na dně severního Pacifiku. Jeho stáří odpovídá stáří impaktu Chicxulub a pokud opravdu souvisí s impaktem, je to jasný důkaz, že se tehdy Země srazila s obří planetkou, a nikoliv jádrem komety. 
T. Nakamura a H. Kurahaši studovali pravděpodobnost srážek periodických komet s terestrickými planetami pomocí výpočtů drah 228 komet v intervalu +-30 000 let. Ukázalo se, že četnosti srážek komet s obřími planetami (Jupiter -- Neptun) souhlasí s předešlými odhady, ale zato srážek s Venuší a Marsem je ve skutečnosti méně, než se dosud soudilo. Kometa s jádrem o průměru přes 1 km se srazí s Jupiterem každých 500 -- 1000 let, zatímco se Zemí jen jednou za 3 miliony let. E. Shoemaker aj. odhadli, že na Zemi vzniká každých 100 tisíc let impaktní kráter o průměru alespoň 10 km a jednou za 400 tisíc let dokonce o průměru 20 km. J. Spray aj. tvrdí, že na Zemi existuje celá šňůra pěti velkých impaktních kráterů, které vznikly bombardováním Země v pozdním triasu před 215 miliony lety. Krátery o průměrech od 9-100 km se nacházejí na trase dlouhé 4460 km od Ukrajiny, přes Francii až po Kanadu -- samozřejmě vlivem kontinentálního driftu jsou dnes "rozházené". Nejstarší dochovaný impaktní kráter Vredefort v Jihoafrické republice má podle E. Turtla a E. Pierazza průměr 140 km a stáří 2,0 miliardy let. H. Melosh upozornil, že vznik impaktních řetězců kráterů na Zemi není nijak pravděpodobný, ale zato takové řetězce jsou dobře pozorovatelné na Jupiterových družicích Ganymed a Kallistó a také na Měsíci  
K dnes již klasickému "rýžovišti" meteoritů v Antarktidě přibyl v posledním desetiletí nový zajímavý zdroj -- saharská poušť. I tam jsou meteority poměrně dobře chráněny před zvětráním a v posledním roce zde byla rozmnožena nevelká sbírka meteoritů, přiletěvších z Měsíce resp. z Marsu. Meteorit, nazvaný podle naleziště v centrální Libyi Dar al Gani 400, pochází totiž z Měsíce a drží zatím s hmotností 1,4 kg rekord mezi 14 měsíčními meteority. Meteorit Dar al Gani 476 o průměru 150 mm je v pořadí již 13. meteoritem z Marsu, odkud byl vymrštěn před 1 milionem let a na Saharu dopadl před 30 000 lety. 
G. Sitarski zkoumal riziko, že se Země srazí s proslulou planetkou (4179) Toutatis, která má ze všech známých planetek nejmenší sklon k ekliptice (0,5 stupně). K dispozici měl celkem 640 měření poloh v letech 1934-1997 a odtud byl schopen spočítat budoucí dráhu tělesa na 300 let dopředu -- delší výpočet by byl již nejistý vinou silně chaotických rysů dráhy Toutatise. Ukázal, že s předstihem 7 let lze vymezit cílovou plochu pohybu planetky s chybou pouze 100x100 km a tak si můžeme oddechnout -- ve zmíněném intervalu bude planetka nejblíže k Zemi 29. září 2004, leč v naprosto bezpečné vzdálenosti 1,5 milionů km od Země. V případech, kdy jde o nově objevené těleso, však lze impakt spolehlivě předpovědět opravdu až na poslední chvíli -- s předstihem několika hodin (!!) až měsíců (!). Pouze tehdy, když byla planetka již vícekrát v blízkosti Země, a když se optická pozorování podaří zkombinovat se sledováním radarem, lze předpověď hrozícího impaktu podstatně zlepšit -- s pravděpodobností 99 % lze pak impakt vypočítat (či naopak vyloučit) s předstihem plných 50 let. 
Konečně K. Innanen aj. poukázali na stabilizující vliv soustavy Země-Měsíc na dráhy planet Merkuru a Venuše, a to díky rezonanci s periodou 8,1 milionu let. Kdyby tedy naše soustava neexistovala, podlehly by dráhy Merkuru a Venuše poměrně rychle degradaci a obě planety by nejspíše spadly na Slunce. 
  
1.1.2. Měsíc 
Loni 23. dubna bylo možné pozorovat na pobřeží Brazílie naprosto ojedinělý úkaz, totiž současný zákryt Jupiteru a Venuše Měsícem. Minulý takový případ nastal 18. srpna 567 v Indickém oceánu, ale tehdy ho patrně nikdo neviděl. 
Už od doby pilotovaných letů Apollo a také automatických vozítek Lunochod jsou na povrchu Měsíce instalovány koutové odražeče, umožňující čím dál přesnější měření vzdálenosti Měsíce pomocí krátkých laserových impulzů, vysílaných ze Země. Podle E. Samaina aj. se přesnost měření vzdáleností od r. 1984 zvýšila z tehdejších 150 mm na dnešní 1 mm (od r. 1995). Koncem r. 1997 činila střední vzdálenost Měsíce od Země 384 411 474,0 m a ročně se zvětšuje o 37 mm. 
Tragický zesnulý americký planetolog G. Shoemaker interpretoval údaje ze sondy Clementine, získané při obletech Měsíce r. 1994 jako důkaz přítomnosti vodního ledu v polárních oblastech našeho kosmického průvodce. Mnozí autoři však o tomto závěru pochybovali až do doby, kdy počátkem r. 1998 vypuštěná sonda Lunar Prospector tento závěr potvrdila velmi kvalitními měřeními neutronovým spektrometrem. Ukazuje se, že led na Měsíci je skryt pod povrchem v hloubce 0,4 m v podobě ledových krystalků, přimíšených do regolitu v koncentracích až 1 % v oblastech kolem rotačních pólů Měsíce, kde teplota regolitu nepřesáhne nikdy 70 Kelvinů. Rozlohu těchto ledových pásem odhadl W. Feldman aj. na 50 tisíc km2 u severního a 30 tisíc km2 u jižního pólu Měsíce a množství ledu nejméně na 6 miliard tun. I když dobývání ledu z regolitu nebude technicky jednoduché, přece jen by mělo být mnohem výhodnější než doprava vody ze Země na Měsíc v případě, že tam bude jednou zbudována trvale obydlená kosmická základna. 
Lunar Prospector patří k levným kosmickým sondám (63 milionů dolarů), jež se již určitě zaplatila, neboť kromě jiného pořídila v průběhu loňského roku podrobnou mapu gravitačních anomálií celého povrchu Měsíce. Tak bylo na povrchu našeho průvodce objeveno 7 nových masconů (koncentrací hmoty pod povrchem), z toho 4 na odvrácené straně. Celá mise ostatně dosud pokračuje, když se sonda počátkem r. 1999 přiblížila k povrchu Měsíce na vzdálenost pouhých 30 km kvůli podrobnějšímu průzkumu. 
D. Lee aj. určili z poměru izotopů Hf/W stáří Měsíce na (4,510+-0,02) miliardy let, takže Měsíc je asi o 60 milionů let mladší než Země. Poměr izotopů pro různé vzorky velmi kolísá, neboť pralátka Měsíce nebyla ani zdaleka homogenní. To odpovídá dle R. Jayawardhany současným poznatkům o vzniku Měsíce, ve shodě se základní domněnkou A. Camerona z r. 1974. Podle její současné verze Praměsíc o hmotnosti trojnásobku hmotnosti Marsu narazil na Zemi asi 50 milionů let po vzniku sluneční soustavy, anebo se v blízkosti Země srazila dvě taková tělesa a jeden úlomek posléze dopadl na Zemi rychlostí 11 km/s. Z roztaveného impaktoru a pláště Země se v okolí Země vytvořil plynný a posléze prachový prstenec, který se během jediného roku spojil do podoby dnešního Měsíce, vzdáleného však jen 22 500 km od centra Země. Během nejbližších stovek milionů let se mladý Měsíc vzdálil na 200 tisíc km od Země a primární atmosféra Země se zcela odpařila. 
  
1.1.3. Mars 
Zdá se, že v průzkumu Marsu se konečně podařilo prorazit smůlu, která provázela kosmické sondy vypuštěné v minulé dekádě. Na úspěšnou činnost sondy Mars Pathfinder nyní čím dál tím razantněji navazuje oběžná sonda Mars Global Surveyor, která strávila loňský rok opatrnou úpravou eliptické dráhy pomocí aerodynamického brzdění slunečními panely. Počátkem loňského roku sonda obíhala po dráze s pericentrem 122 km nad povrchem planety a apocentrem 32 744 km v oběžné periodě 23,5 h, ale na počátku roku 1999 už byla na téměř kruhové dráze s výškou 400 km a oběžnou dobou pouhé dvě hodiny. V průběhu roku však pilně snímkovala v okolí pericentra s lineárním rozlišením až 6 m. Počátkem dubna dokonce snímkovala ze vzdálenosti 444 km nechvalně proslulou "tvář na Marsu" v oblasti zvané Cydonia, s vynikajícím rozlišením 4,3 m. Při tomto rozlišení se údajná tvář jeví jako pahorek erodovaný působením vody a větru. 
Koncem r. 1997 zaznamenala sonda vznik série prachových bouří poblíž okraje jižní polární čepičky o teplotě -129 stupňů Celsia. Postupně se z toho slila velká bouře v oblasti Noachis Terra, sahající až do výšky 130 km nad terénem, když ledové krystalky v mracích byly zaznamenány i ve výšce 55 km. Sonda také odhalila zbytková lokální magnetická pole o rozměrech až 50 km. Svahy impaktních kráterů a kaňonů jsou pokryty jemným pískem, který vytváří lavinové sesuvy. Celý povrch planety je ostatně formován vířícím pískem, jenž je dnes na Marsu hlavním erozním činitelem. Okraje severní polární čepičky jsou lemovány tmavými písečnými dunami. V srpnu loňského roku snímkovala sonda MGS povrch družice Phobos z výšky 1045 km s rozlišením 12 m. Na vnitřních stěnách kráteru Stickney o průměru 10 km odhalila sesuvy jemného prachu, které se po západu Slunce ochladily z -4 stupně Celsia na -112 stupně Celsia během pouhé hodiny.  
Odtud lze usoudit, že tento velejemný pudr má tloušťku přinejmenším 1 m a představuje materiál, vyvržený z kráteru a znovu tam dopadnuvší. Ve spektru velmi tmavého povrchu Phobosu nebyly nalezeny žádné spektrální čáry, na rozdíl od Marsu, kde jsou patrné pásy CO2. 
Podle P. Christensena aj. dokázala sonda dávnou přítomnost vody na povrchu Marsu, dále významnou tepelnou aktivitu planety a mnohem hustší dávnou atmosféru. Hustota dnešní řídké atmosféry kolísá v dané výšce v poměru 1:2 a vlivem teplotních nestabilit byly při zemi pozorovány vzdušné víry, známé také na Zemi pod názvem tančící derviši. 
Důkazem o existenci vody je objev minerálu hematitu (krevele; Fe2O3), jenž dává povrchu načervenalé zbarvení. V oblasti rovníku byly nalezeny zřetelné stopy usazenin. Působivé prostorové snímky severní polární čepičky se svislým rozlišením 5-30 m prokázaly tloušťku ledu nejméně 2,5 km s velmi plochým povrchem, tu a tam rozbrázděným až 1 km hlubokými koryty. Množství vodního ledu však představuje stěží polovinu objemu grónského ledovce a je přinejmenším o řád nižší, než předpokládaný objem vody někdejšího vodního oceánu na Marsu. 
Není úplně zřejmé, kde se tato skrytá voda dnes nachází. Zpracování měření sondy Mars Pathfinder prokázalo, že voda se na povrchu nacházela v období od počátku vzniku planety do - 3 miliard let. Poslední záplavy na povrchu souvisí s mohutnou vulkanickou činností před 2 miliardami let. Horniny, mezi nimiž se vyskytuje i andezit, obsahují velké množství křemičitanů, ale naproti tomu zcela chybí bazalty typické pro Měsíce, Merkur i Venuši. Sonda MGS získala dobré důkazy o tom, že před miliony let plavaly velké ostrovy utuhlé lávy na podloží tekuté lávy na vzdálenosti stovek až tisíců km -- z téhož důvodu je na povrchu Marsu příliš málo impaktních kráterů. Podle D. McKenzieho a F. Nimma se pod povrchem planety ukrývaly horké lineární vulkanické žíly o délce až 2000 km, které během svého chladnutí poskytly teplo jednak pro roztavení ledu a jednak pro vulkanickou aktivitu na povrchu. Ochlazení roztaveného bazaltu z teploty 1500 K na dnešních 200 K totiž poskytne teplo postačující k roztavení 5 kg ledu. Permafrost se dnes na Marsu nachází v hloubce 3-11 km pod povrchem. 
  
1.1.4. Jupiter 
Dne 10. listopadu 1997 mohli pozorovatelé Jupiteru spatřit na jeho povrchu stíny tří Galileových družic (Ió, Ganymed, Kallistó) současně -- něco takového je k vidění nanejvýš dvakrát za století. V únoru loňského roku byl Jupiter skryt za Sluncem a zákon schválnosti způsobil, že právě tehdy se velké bílé ovály v jeho atmosféře, označované jako BC a DE, spojily po 58 letech samostatné existence v jediný ovál BE, pozorovatelný od konce března 1998 na 34 stupni jižní šířky. Ovály měly před splynutím průměr asi 8 500 km a jejich potomek má průměr téměř 13 000 km a teplotu -157 stupně Celsia. 
Podle J. Burnse aj. bombardování Jupiterových družic kosmickými projektily způsobuje, že množství prachu je z nich vymrštěno rychlostmi vyššími než únikovými. Odtud tedy pochází materiál v jemným prstencích Jupiteru. Dodavatelem prachu pro hlavní prstenec, objevený již sondami Voyager, jsou družice Adrastea a Metis, zatímco tzv. pavučinový prsten zásobují Amalthea a Thebe. Prsteny začínají ve vzdálenosti 92 000 km a sahají až do vzdálenosti 250 000 km od centra planety. Podle K. Zanhla aj. vzniká 90 % impaktních kráterů na Galileových družicích Jupiteru dopady kometárních jader Jupiterovy rodiny komet. O zbytek se zaslouží převážně dlouhoperiodické komety a Jupiterovi Trojani. Zhruba platí pravidlo, že projektil o průměru 1 km vytvoří kráter o průměru 20 km, a to jednou za milion let. 
R. Ouyed aj. zjistili, že pokud by zdrojem zářivé energie Jupiteru bylo pouze gravitační smršťování, činilo by stáří planety 5,1 miliardy let, ve zjevném nesouhlase s určením stáří sluneční soustavy. Stejně tak by bylo obtížné vysvětlit velkou intenzitu magnetického pole obří planety, v jehož atmosféře chybí asi třetina očekávaného množství hélia. Z toho důvodu usoudili, že v nitru Jupiteru probíhá jaderné slučování deutéria, které kleslo do nitra planety ihned po jejím vzniku. Autoři propočítali různé varianty slučovacích reakcí a dospívají k závěru, že po dobu sto miliard let tak Jupiter zevnitř ohřívá deutérium, slučující se na hélium, přičemž celková zásoba energie činí 1037 J, což odpovídá zářivému výkonu řádu 1018 W. 
Zásluhou již přesluhující kosmické sondy Galileo, která dociluje až 40krát lepšího lineárního rozlišení než sondy Voyager, se podařilo získat mimořádně zajímavé údaje o Galileových družicích planety. Na povrchu družice bylo dle L. Wilsona nalezeno přes tucet horkých skvrn o teplotě 1,5-2 kK.  
Vzhled jejího povrchu se mění již v průběhu několika let. Není divu, že na této družici Jupiteru nebyla nalezena žádná voda. Ionizované částice z Ió zřejmě vyvolávají i mohutné polární záře na Jupiteru samotném. Podle M. Carra aj. se pod ledovou kůrou Europy, rozlámanou na 1-20 km kry, nachází asi 150 km hluboký vodní oceán - z toho důvodu nepozorujeme na této družici žádné impaktní krátery. Stáří povrchu Europy lze odtud odhadnout na stěží 10 milionů let. P. Geissler aj. zjistili, že Europa rotuje rychleji, než by odpovídalo synchronní rotaci, což je dalším nepřímým důkazem přítomnosti tekuté vody pod povrchem. Vodní výtrysky byly naposledy zjištěny i na Ganymedu. 
L. Ksanfomaliti ukázal, že nejsilnější magnetické pole 0,75 mikroT má Ganymed, jehož kovové křemičité jádro dosahuje 20 % poloměru družice o hmotnosti 1,523 kg a střední hustotě 1,9krát vyšší než je hustota vody. Povrch Ganymedu je určitě mladší než 1 miliarda let. Velmi slabá magnetická pole vykazují Ió a Europa, zatímco Kallistó nemá měřitelné magnetické pole. Povrch Kallistó je starý alespoň 4 miliardy let. K. Khurana aj. objevili poruchy magnetického pole v blízkosti povrchu družic Europa a Kallistó, což vykládají jako elektromagnetickou indukci z podpovrchového elektrolytu (slané vody v oceánech) a tudíž další nezávislý důkaz výskytu tekuté vody v těchto mrazivých hlubinách prostoru sluneční soustavy. K témuž závěru dospěli také M. Kivelsonová aj., když shrnuli výsledky magnetických měření pro obě zmíněné Galileovy družice z let 1996-97. Zatímco oceán na Europě je ohříván kombinací slapového působení Jupiteru a radioaktivitou, u Kallistó se uplatňuje výhradně radioaktivita hornin. Autoři nevylučují přítomnost tekuté vody i na Ganymedu, pro nějž magnetometrii teprve nyní zpracovávají. 
  
1.1.5. Saturn 
Zobrazovací spektrograf HST prokázal na Saturnu výskyt polárních září, jež zřejmě vznikají podobným mechanismem jako polární záře na Zemi. Podle R. Lorenze aj. nastanou na Saturnově družici Titan příznivé podmínky pro vznik života až za 6 miliard let, v době, kdy se Slunce stane červeným obrem. Toto "životodárné okno" bude pak na Titanu otevřeno po dobu půl miliardy roků. A. Coustenis aj. prokázali v atmosféře Titanu vodní páru pomocí středovlnné (40 mikrometru) infračervené spektroskopie z družice ISO. C. Griffith aj. prokázali infračervenými pozorováními na dalekohledu UKIRT, že v nízkých šířkách se na Titanu vyskytují oblaka ve výškách kolem 15 km, zahalující asi 9 % povrchu. Hlavní složkou husté Titanovy atmosféry je molekulární dusík s nepatrnou příměsí metanu. 
  
1.1.6. Nové družice Uranu 
Díky dodatečně analyzovaným archivním snímkům jakož i novým pozorováním se podařilo zpřesnit parametry předloni objevených družic Uranu, které tak dostaly i svá vlastní jména. Družice S/1997 U1 = Kaliban má velkou poloosu dráhy 0,0479 AU, výstřednost 0,08, sklon 140 stupňů a oběžnou dobu 1,59 roku. Družice S/1997 U2 = Sykorax má velkou poloosu 0,040 AU, výstřednost 0,51, sklon 155 stupňů a oběžnou dobu 3,53 roku. Podle objevitelů B. Gladmana aj. jsou červené magnitudy družic 20,4 a 21,9 mag, což při předpokládaném albedu A = 0,07 odpovídá průměrům 60 a 30 km. Uran se tím probojoval na druhé místo v počtu zjištěných družic (17) hned po Saturnu (18) a před Jupiter (16 družic). 
  
1.1.7. Neptun 
F. Roddier aj. studovali po tři roky infračervené světelné křivky Neptunu pomocí 2,2 m teleskopu na Mauna Kea za pomocí adaptivní optiky, přičemž dosáhli úhlového rozlišení 0,12". Určili tak rotační periodu planety na rovných 17 h. 
Podle měření J. Elliota aj. se od r. 1989 do r. 1997 oteplil Triton ze 37 K na 39 K, takže led molekulárního dusíku se počal odpařovat. Na družici nastává totiž velké jižní léto, poprvé po 200 letech. Pozorování zákrytu hvězdy T180 Tritonem dne 4. listopadu 1997, vykonané HST, ukázalo, že tlak atmosféry se v mezidobí zvýšil dvakrát. Poloměr družice byl zpřesněn na 1352 km. 
Teleskop CFHT na Havajských ostrovech pořídil 6. července 1998 infračervené snímky Neptunových družic Proteus (N VIII), Larissa (N VII), Despina (N V) a Galatea (N VI). Zatímco první tři družice se nalézaly na místech, odpovídajících stávající efemeridě, Galatea si o 5 stupňů přispíšila, což se vysvětluje vzájemnou interakcí s prstenem Adams. Kromě toho zaznamenala infračervená kamera i polohy oblouků Liberté, Egalité a Fraternité. 
M. Brown aj. nalezli infračervené absorpční pásy vodního ledu na Nereidě a z dalších spektrálních charakteristik došli k závěru, že Nereida je řádnou družicí Neptunu, nikoliv dodatečně zachyceným objektem. Její neobvyklá dráha s velkým sklonem a výstředností je naopak důsledkem zachycení Tritonu Neptunem. 
  
1.1.8. Pluto 
Koncem loňského roku vzplanula elektronická debata o zařazení Pluta mezi planetky resp. o jeho vyřazení ze seznamu planet sluneční soustavy. Věcné příčiny pro takový návrh jsou nabíledni. Pluto s Charonem mají jen pětinu hmotnosti Měsíce a také jejich rozměry jsou menší než mnoha družic velkých planet, neboť poloměr Pluta činí jen 1140 km a Charonu 590 km. Také velká výstřednost i sklon dráhy nasvědčují tomu, že nejde o standardní planetu, ať už se tím standardem myslí cokoli. Od 8. února 1979 do 11. února 1999 byl Pluto dokonce blíže ke Slunci než Neptun a jeho vzdálenost od Slunce kolísá v rozmezí 4,3 až 7,5 miliardy km. W. Wild aj. odhalili, že Pluto byl náhodně vyfotografován na Yerkesově hvězdárně pomocí 0,15 m refraktoru již v srpnu a listopadu 1909, když tam hledali Halleyovu kometu, což přispělo ke zpřesnění parametrů jeho dlouhé a nezvyklé dráhy. 
Skutečně se jakoby opakuje historie z počátku 19. stol., kdy na základě empirického Titiusova-Bodeova pravidla se hledala chybějící planeta mezi Marsem a Jupiterem, a místo toho se našlo několik prvních planetek (Ceres, Pallas, Juno a Vesta), z nichž Ceres byla krátce považována za planetu. Jak známo, od r. 1992 až dosud bylo ve vzdálenostech 30-50 AU od Slunce postupně nalezeno bezmála 100 transneptunských objektů s pravděpodobnými průměry od 100 do 800 km. Pluto s Charonem sem geneticky i dynamicky velmi dobře zapadají -- představují pravděpodobně největší a nejhmotnější příslušníky skupiny, jíž provizorně nazýváme transneptunskými objekty. Skupina sama vymezuje vnitřní hranice již dávno (1949) předpokládaného Edgeworthova-Kuiperova pásu, jehož úhrnná hmotnost dosahuje patrně asi 10 % hmotnosti Země, tj. je alespoň 2000krát vyšší než souhrnná hmotnost "hlavního" pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. 
Výsledkem debaty o povaze Pluta a Charonu je zachování statu quo; tj. Pluto je i nadále považován za planetu, a nedostane označení jako planetka. Nicméně v budoucnosti lze téměř s jistotou předvídat vytvoření samostatné nomenklatury pro tělesa pásu E-P a pak se jistě Pluto vyšvihne z postavení poslední planety sluneční soustavy na první objekt pásu E-P. 
  
Pokračování příště
 
Jiří Grygar
Věnováno památce čestné členky České astronomické společnosti RNDr. Marty Chytilové (1907-1998)
 
 
 
Aldebaran na Mesici 
  
Rakousky astronomicky mesicnik Der Sternenbote prinasi v breznovem cisle zpravu Dr. Christiana Pintera z Vidne o zajimavem optickem ci psychofyziologickem jevu, pozorovanem pri zakrytech Aldebarana Mesicem. Dr. Pinter pozoroval vizualne zakryt Aldebarana dne 6. listopadu 1998 (vstup na jasnem okraji, vystup za temnym okrajem, dalekohled Schmidt-Cassegrain 20/200 cm, zvetseni 145x) a pise o tom: ...Nekolik minut pred zmizenim jsem videl Aldebarana jasne PRED diskem Mesice (VOR der Monscheibe). Byl jsem prilis prekvapen, nez abych se zmohl na zmereni tohoto ukazu. 
Dr. Pinter hledal vysvetleni  (unava, oslneni, scintilace, udoli na Mesici...), ale nasel jen tri dalsi zaznamy o podobnych pozorovanich v Praze (Astronomische Beobachrungen an der K.K.Sternwarte zu Prag, 1890): 
  
2. zari 1885 
Tehdejsi reditel prazske hvezdarny Ladislaus Weinek poznamenal k zakrytu Aldebarana ze dne 2. zari 1885: Geometricky kontakt. Pote hvezda videna na Mesici (a u f  dem Mond ...). O 3,7 sekundy pozdeji: Zmizela. Vzhledem k necekane dlouhemu prodleni na mesicnim disku ponekud nejiste. 
  
13. listopadu 1886 
K tomuto zakrytu Aldebarana Weinek zapsal: Tentokrat se objevil Aldebaran nejprve na mesicnim disku. 
  
2. brezna 1887 
Adjunkt G. Gruss zaznamenal o v?upu Aldebarana za jasnym okrajem: pote hvezda dve az tri sekundy videna promitnuta na Mesic. 
  
Weinek i Gruss pozorovali Frauenhoferovym refraktorem (objektiv 97,6 mm, zvetseni 160x u Weineka, 54x u Grusse). Ve vsech trech pripadech byl pozorovan Aldebaran u jasneho okraje. V roce 1885 byla faze Mesice podobna jako 6. 11. 1998, v roce 1886 byl Mesic v posledni ctvrti, 1887 v prvni ctvrti. 
  
Co vyvede Aldebaran letos 22. brezna, uvidime - bude-li jasno. 
  
Antonín Rükl