Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2005 - díl A

Sluneční soustava. Planety sluneční soustavy. Merkur a Venuše. Země - Měsíc. Mars. Jupiter. Saturn. Nejvzdálenější planety. Meziplanetární látka. Planetky...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M, L, R.

OBSAH (časť A):

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

J. Margot aj. ukázali pomocí mimořádně přesných (10-5v relativní míře) radarových měření změn rotační rychlostiMerkuru 70 m radioteleskopem v Goldstone po dobu dvou let, žekolísání délky rotace planety během librační periody 88 dnů jetřikrát větší, než by odpovídalo tuhému kovovému jádru Merkuru.Má-li však Merkur dosud aspoň částečně roztavené jádro, chová sejako gigantický elektromagnet, což vysvětluje přítomnost slabéhomagnetického pole planety, odhaleného již r. 1975 kosmickousondou Mariner 10. Podle S. Stanleyové lze tak současněvysvětlit, proč je magnetické pole na povrchu Merkuru asi o dvařády slabší než magnetické pole Země. Na rozdíl od Země jeuvnitř Merkuru roztavená jen tenká slupka vnějšího jádra planety,a to výrazně snižuje indukci magnetického pole na povrchu tělesa.Jádro Merkuru zabírá plné 4/5 poloměru planety, což je rekordpro planety sluneční soustavy. Také tzv. nestlačená středníhustota Merkuru - 5,3násobek hustoty vody za normálních podmínek- je rekordní. Nestlačená hustota Země totiž činí jen 4,1násobekhustoty vody. Hustota slunečního větru je u povrchu Merkur o 4 až9 (!) řádů vyšší než hustota větru u Země.

L. Ksanfomaliti využil metody skvrnkové interferometrie (dlouhésérie elektronického snímkování s expozicemi řádu milisekundy)k rozpoznání podrobností na té části planety, která nebylapodrobně snímkována zblízka sondou Mariner 10 - ta dokázalazobrazit jen 46% povrchu planety. Využil k tomu 1,5 m reflektoruv Abastumani a dalších dalekohledů v Asii a USA, kterými Merkursledoval v letech 1999-2004. Dosáhl tak v červené oblasti spektraúhlového rozlišení snímků až 0,12arcsec (kotouček Merkuru dosahujev kvadratuře jen 7,3arcsec). Nalezl tak obří tmavou pánev o průměru2 000 km a zjistil, že podobně jako na Měsíci i na ostatníchterestrických planetách jsou velké útvary na Merkuru rozloženyzcela nerovnoměrně.

S. Marchi aj. se pokusili odhadnout rozložení rychlostímeteoroidů, dopadajících na Merkur, z údajů, které pro tělesas rozměry od 10 mm do 100 m máme pro Zemi. Zatímco na Zemidopadají meteoroidy rychlostmi do 50 km/s, u Merkuru majíimpaktující meteoroidy rychlosti až 80 km/s, a to zvláště v době,kdy Merkur prochází přísluním. Kolik materiálu se ukládá napovrchu planety, je však těžké odhadnout, protože netlumenínárazu atmosférou a vysoké rychlosti dopadu způsobí, že částmeteoroidů i regolitu planety je vymrštěna zpět do prostoru 1.kosmickou rychlostí či rychlostí ještě vyšší a tak vytvářípodivuhodnou exosféru planety.

H. Scholl aj. zjišťovali, zda by se eventuální planetkyv Lagrangeových bodech 4 a 5 v soustavě Slunce - Venuše mohlyudržet delší dobu. Ze simulací vyplývá, že prvotní VenušiniTrojané už dávno zmizeli vlivem nestabilit, což ostatně odpovídádnešním (ne)pozorováním. Autoři však připouštějí, že na kratšídobu mohou být noví Trojani zachyceni na kvazistabilních drahách.Od listopadu 2004 směřuje k Venuši první evropská kosmická sondaVenus Express v ceně 220 mil. euro, která se usadí na drázev dubnu 2006 a bude pak po minimálně 1,5 roku pozorovat atmosféruplanety.

1.1.2. Země - Měsíc

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

K. Zahnle studoval pomocí simulací vznik Venuše a Zeměkoagulací prvotních zrnek na balvany, splynutím balvanů naagregáty o kilometrových rozměrech a následným překotným růstemagregátů na protoplanety o velikosti dnešního Měsíce. Srážky"měsíců" pak vedly ke konečnému vzniku terestrických planet.Zatímco první tři fáze trvaly jen milion let, poslední fázezabrala desítky milionů let. Venuše má vyšší zastoupení argonua neonu než Země, ale chyběla ji od začátku voda, které měla Zeměrelativně dost. Proto se původní oceány na Zemi přehřály vinouvelkých impaktů na páru a prvotní zemská atmosféra unikla.Naproti tomu suchá Venuše si uchovala původní atmosféru,složenou téměř výhradně z CO2.

Podle R. Gomese aj. bylo období těžkého bombardování asi 700mil. roků po vzniku Země důsledkem migrace obřích planet slunečnísoustavy, které destabilizovaly vnější Edgeworthův-Kuiperův pás.Těžké bombardování trvalo možná jen 10, ale možná též plných 150mil. roků, což téměř určitě hubilo případné první generacejednobuněčného života na Zemi. Není divu, že tak např. S.Moorbath zpochybnil výskyt mikrofosilií v čase 3,85 mld. rokůpřed současností v grónských horninách, nalezených v r. 1996 naostrově Akilia stejně jako nálezy staré 3,5 mld. roků v hornináchv západní Austrálii. Nepochybné jsou dle jeho úsudku teprvemikrofosilie baktérií staré 1,9 mld. let z Ontaria.

D. Smith aj. využili sluneční družice RHESSI k detekci zábleskůzáření gama v zemské atmosféře. Detektory na družici odhalilyzáblesky s energiemi 10 -- 20 MeV, které autoři vysvětlují jakobrzdné záření elektronů s energiemi 20 -- 40 MeV. Družice měsíčnězaznamenávala kolem 15 záblesků, takže v přepočtu na celý povrchZemě odtud vychází 50 záblesků denně. Tyto řádově milisekundovézáblesky pozorovala dle U. Inana už v r. 1994 obří americkádružice Compton bezprostředně po dostatečně mocných bleskovýchvýbojích v energetickém pásmu nad 1 MeV. Jde zejména o výboje vevysoké atmosféře v pásmu 30 -- 90 km, které dostaly názvy duchové(angl. sprites), modré výtrysky (blue jets) a skřítci(elves). Podrobné údaje o 21 duších, pozorovaných během jednénoci v prosinci 2003 nad Japonským mořem, zveřejnili A. Ohkuboaj., kteří ukázali, že jejich příčinou jsou vnitřní výbojev kladně nabitých bouřkových mracích. Duchové se však vyskytujíaž ve vzdálenostech 50 km od blesku se zpožděním zhruba 100 ms povlastním výboji.

V noci 7./8. listopadu 2004 pozorovali v severní Americenádhernou polární záři, která byla viditelná daleko na jihu ažv Oklahomě i části Kalifornie. V některých chvílích vidělipozorovatelé rozsvícenou celou oblohu. Radioastronomové zjistili,že pomocí výkonných radiových antén lze do ionosféry napumpovatuměle tolik energie, že to vyvolá vznik polární záře přidostatečně aktivním slunečním větru. T. Pedersen a E. Gerkenováto demonstrovali v březnu 2004 pomocí vysílače v Gakoně naAljašce s výkonem 960 kW v pásmu 4 -- 6 MHz, jenž tak nasytilenergií ionosférickou vrstvu E.

C. de Jager uveřejnil soubornou studi o vlivu sluneční činnostina pozemské klima. Především konstatuje, že sluneční činnostnení nijak ovlivňována tzv. planetárními vlivy (slapovýmisilami, polohou barycentra sluneční soustavy vůči centru Slunceapod.), jelikož uvnitř Slunce probíhají vlastní pohyby, kteréjsou o tři řády větší než následky planetárních vlivů. Ve druhépolovině XX. stol. byla sluneční činnost v průměru nejvyšší zaposledních 1150 roků a právě v té době (1984-2001) klesalo albedoZemě. To může mít spletitou souvislost se sluneční činností v tomsmyslu, že při vyšší sluneční činnosti dopadá na Zemi méněkosmického záření, takže vzniká méně světlých mračen, a protoklesá albedo Země. Naopak při nižší sluneční činnosti by měloalbedo Země vzrůstat. Albedo Země však začalo r. 2001 opětstoupat, ačkoliv sluneční činnost neklesla, takže se celázáležitost znovu zašmodrchala. Buď jak buď, poslední dekáda XX.stol. byla zcela určitě nejteplejší dekádou celého století, alenázory, co toto oteplení způsobilo, jsou velmi různorodé ažprotichůdné. D. Gies a J. Helsel využili soudobých údajůo vlastních pohybech hvězd a gravitačním potenciálu Galaxiek rekonstrukci minulé dráhy Slunce vůči centru Galaxie. Podlejejich výpočtů prošlo Slunce za posledních 500 mil. roků čtyřmispirálními rameny Galaxie a právě v těch dobách prodělávala Zeměvelké ledové doby. Autoři se domnívají, že uvnitř ramen stoupáprodukce kosmického záření díky mladým a velmi hmotným hvězdám,což podle dříve uvedené úvahy způsobí vyšší výskyt mračen na Zemia tudíž i vyšší albedo Země a celkové ochlazení.

1.1.2.2. Meteority

J. Llorca aj. podali první souhrnnou zprávu o bolidu ze 4.ledna 2004, který byl pozorován ve Španělsku, Portugalsku a najihu Francie. Meteoroid se vstupní rychlostí 17 km/ se rozpadl vevýšce 28 km nad zemí, když jeho jasnost dosáhla -18 magnitudy,což odpovídá opticky vyzářené energii 5 GJ. Meteoroid sepohyboval pod sklonem k povrchu jen 30°, takže jeho viditelnádráha dosáhla délky 600 km. Let byl provázen sonickými třesky,infrazvuky i seismickými signály. Už týden po úkazu se podařilov severním Španělsku najít první úlomek a postupně se v dopadovéelipse 6 x 20 km nalezlo celkem 32 úlomků o úhrnné hmotnosti 4,6kg, z nichž ten hlavní má hmotnost 1,4 kg. Meteorit bylklasifikován jako obyčejný chondrit L6 o střední hustotě4,6násobku hustoty vody. Původní těleso o průměru 0,8 m mělohmotnost kolem 750 kg a pohybovalo se kosmickým prostoremsamostatně po dobu asi 48 mil. let. Jeho kinetická energie přivstupu do zemské atmosféry činila řádově 100 GJ a jehocharakteristické stáří 700 mil. roků.

A. Klekociuk aj. zkoumali meteorický prach, který zůstal v zemskéatmosféře po pádu meteoritu z 3. září 2004 v polozeo souřadnicích 17° v.d. a 68° j.š. poblíž pobřeží Antarktidy.Průlet bolidu atmosférou byl sledování infračervenými čidly naamerických špionážních družicích již od výšky 75 km nad zemí. Od56 km byl průlet zaznamenán též opticky až do výšky pouhých 18 kmnad zemí. Během letu se meteoroid dvakrát štěpil, ve výškách 32a 25 km. Po přeletu byly na zemském povrchu zaznamenányinfrazvuky až 13 tis. km od místa přeletu a nad Antarktidou se vevýškách nad 20 km objevil anomální kouřový mrak. Autoři spočítalipůvodní vstupní hmotnost meteoroidu na více než 1 tis.t a kinetickou energii na více než 100 TJ (ekvivalent 28 kt TNT).Těleso patřilo do rodiny planetek Aten.

V. Svetsov uveřejnil výsledky rozsáhlých numerických výpočtůhydrodynamického modelování důsledků obřích impaktů na Zemi.Předpokládal přitom, že impaktor o průměru 500 -- 3000 km dopadlna Zemi vertikálně rychlostí 15 km/s. Největší známé impaktníkrátery (Vredefort, Sudbury a Chicxulub) vznikly dopady těleso průměrech 30 -- 10 km. Při těchto dopadech unikne jen velmimálo materiálu z dosahu zemské přitažlivosti; kondenzovanévyvrženiny vymrštěné po balistických drahách však pokryjíprakticky celý povrch Země. Pokud tělesa dopadnou do moře,vypaří oceány až do hloubky 3 km. Během prvních 100 mil. letexistence Země, resp. během pozdější fáze těžkého bombardování,se Země mohla střetnout i s tělesy o průměru až 3 800, resp. 1800 km, takže takové srážky by zničily život, pokud by tu v tédobě už nějaký byl.

G. Collins aj. sestavili program, který umožňuje přibližněodhadnout bezprostřední důsledky impaktů větších těles napřírodní prostředí. Do programu vstupují průměr impaktoru, jehostřední hustota, vstupní rychlost, úhel letu vůči normálek povrchu, typ terče a vzdálenost oblasti od epicentra impaktu.Výstupní data ukazují, co se stane s materiálem impaktoru, jakvelké bude tepelné vyzařování a tlaková rázová vlna, jak rozměrnýbude impaktní kráter a jak intenzívní budou seismické otřesy.Nejhorší následky v okolí dopadu má tepelná vlna, která všaknaštěstí rychle slábne se vzdáleností díky zakřivení zemskéhopovrchu. V práci jsou zveřejněny modelové údaje pro kovovýmeteorit z Arizony (průměr 40 m; hustota 8násobek hustoty vody),kamennou planetku Ries (průměr 1,75 km; hustota 2,7) a 18 kmkamennou planetku Chixculub (průměr 18 km), které v modeludopadaly na Zemi pod úhlem 45° rychlostí 20 km/s. Zatímco dopadprvního modelového tělesa poničí jen nevelké okolí kráteru, vedruhém a třetím případě se projeví bezprostřední ničivé důsledkyaž do vzdáleností stovek km od místa dopadu.

H. Melosh a G. Collins prokázali modelovými výpočty, že kovovétěleso, které vyhloubilo v Arizoně proslulý Barringerůvmeteoritický kráter, vstoupilo do zemského ovzduší rychlostí 17km/s, ale vlivem rostoucího odporu atmosféry se ve výši 14 km nadzemí rozpadlo na roj úlomků, které pokračovaly k zemi rychlostí13 km/s. Ve výšce 5 km nad zemí se z roje o příčném průměru asi200 m oddělil největší úlomek, představující asi polovinu původníhmotnosti tělesa a dopadl na zem rychlostí 12 km/s, přičemžuvolnil ekvivalent energie 2,5 Mt TNT, tj. asi čtvrtinu původníkinetické energie projektilu. Větší část této energie se tedyzmařila v podobě rázové vlny, doprovázející miniaturní "drtivýdopad", která vyhloubila kráter. Poměrně nízká dopadová rychlostvysvětluje, proč v okolí kráteru se nalézá velmi málo hornina minerálů, přetavených nárazem. K tomuto jedinečnému úkazu došlopřed necelými 50 tis. lety.

W. Reimoldt aj. určili z radioaktivního datování pomocí 39Arstáří 377 mil. let pro největší impaktní kráter v EvropěSiljan ve Švédsku. D. Dunlop upozornil na podivný rozporv letecké a pozemní magnetometrii kolem impaktního kráteruVredeford v jižní Africe, což je největší (průměr 300 km) známýimpaktní kráter na Zemi, jenž vznikl dopadem asi 15 km planetkypřed 2 mld. let. Zatímco z letecké magnetometrie vyplývá nepatrnémagnetické pole v kráteru, pozemní měření dávají velmi silnépole. Ukázalo se, že dálková měření magnetických polí nejsoucitlivá na magnetická pole malých rozměrů řádu 100 mm. Protožerovněž měsíční horniny často vykazují na velké změny orientacemagnetických polí již při malých vzdálenostech, je třebarevidovat údaje, které o údajně slabých magnetických polích nadimpaktními pánvemi Hellas a Argyre na Marsu získaly kosmickésondy z oběžné dráhy. Ukazuje se, že pánev Argyre s průměrem1000 km vytvořilo těleso, které mělo před dopadem rozměr řádu100 km.

P. Beck aj. srovnali rázové změny v klasickém chondrituTengman, jenž přiletěl z pásma planetek a v shergottituZagami, jenž pochází z Marsu. Rázová vlna ovlivňovala chondritpo dobu 1 sekundy, nejvyšší tlak dosáhl 25 GPa, chondrit se ohřálaž na 2,5 kK a mateřské těleso mělo průměru asi 5 km. Naprotitomu shergottit byl během startu z Marsu vystaven rázové vlnědopadajícího tělesa jen po dobu 0,01 s a dopadající tělesoo rozměru asi 100 m přitom na Marsu vyhloubilo kráter o průměruasi 2 km. Všechno nasvědčuje tomu, že skupina marsovskýchmeteoritů starých 105 -- 107 roků byla postupně expedovánaimpakty z jediné oblasti na povrchu Marsu o průměru několika málokilometrů.

A. Krot aj. studovali mladé chondrule o průměrech 0,01-- 10 mm, vznikající v planetesimálách opakovaným tavením prachovýchzrníček. Z nich se slepováním vytvořily za pouhý milion roků kamenné planetysluneční soustavy. Současně ubývalo hmotnosti v pásmu planetek mezi Marsem aJupiter, takže dnešní populace planetek představuje jen 10-4její původní hmotnosti. Autoři pak podrobně proměřili relativnízastoupení nuklidů 207Pb/206Pb ve dvou uhlíkatýchchondritech z arabské pouště. Dostali také jejich stáří 4 mld. 563 mil. let.V té době byla sluneční soustava stará pouze 44 mil. roků,takže vznikla před 4 mld. a 567 mil. lety. Rané tavení planetesimálposloužilo J. Bakerovi aj. k určení minimálního stáří sluneční soustavy na 4mld. 570 mil. roků. Dobrý souhlas obou nezávislých měření poukazuje naznalost stáří sluneční soustavy s chybou ± 1 %.

1.1.2.3. Kosmické katastrofy na Zemi

Čím dál větší pozornost však vzbuzují úvahy o střetech Zeměs planetkami. Planetka kalibru Tunguzského meteoritu o průměru75 metrů uvolní energii řádu 100 Mt TNT, což v případě přesnéhozásahu vymaže kterékoliv velkoměsto. Dvoukilometrová planetka byzahubila zhruba miliardu obyvatel zeměkoule a 10 km těleso bypatrně zabilo veškeré lidstvo. H. Chang a H. Moon obhajujídomněnku o periodicitě velkých impaktů v délce 26 mil. roků,která je údajně stálá za posledních 250 mil. roků. Jejich práceje podpořena dobrými údaji o stáří 90 impaktních kráterůs průměry až 35 km. E. Bierhaus aj. zkoumali povahu impaktníchkráterů v Evropě a zjistili, že naprostá většina z nich jsoukrátery sekundární, tj. že vznikly opětným dopadem úlomkůhornin, vymrštěných ze Země při primárním impaktu kosmickéhotělesa. Jelikož úlomky nedosáhly 1. kosmické rychlosti, dříve čipozději spadly dosti vysokou rychlostí zpět na zem. To jefakticky příznivá zpráva, která snižuje statistické rizikoprimárních impaktů pro budoucnost.

Ani proti primárním impaktům však nemusí být lidstvo bezmocné. E.Lu a S. Love přišli s pozoruhodným návrhem na gravitačnítraktor, jak nazývají kosmickou sondu, která by se v případěnebezpečí vyslala k rizikové planetce a tam se stala jejíoběžnicí. Při průměru planetky 200 m by se sonda usadila naoběžné dráha ve vzdálenosti 100 m nad povrchem planetky(předpokládá se víceméně kulový tvar planetky, což nemusí býtovšem u tak malých těles pravidlem). Sonda o hmotnosti 20 t bybyla vybavena motorem s nevelkým tahem něco přes 1 N, který byplanetku za rok "odtáhl" z původní dráhy o nějakých 200 m. Tah byse přenášel na planetku pouhou gravitační vazbou - žádné lanonení potřeba. K bezpečnému odtažení takové planetky stačípředstih 20 let před vypočítaným nárazem, a toho jistě půjdev dohledné době dosáhnout. Autoři gravitačního traktoru navrhujívyužít k pilotnímu pokusu planetky (99942) Apophis, která by ses nepatrnou pravděpodobností mohla srazit se Zemí někdy poblízkém přiblížení k Zemi v r. 2029, které zatím ne zcelaspočitatelně změní její současnou dráhu k horšímu. V tomtopřípadě by traktor o hmotnosti 1 t a se 4,5 t paliva v nádržíchdokázal tahem 0,1 N po dobu 1 měsíce odklonit planetku natolik,že by nás už nikdy neohrozila.

Život na Zemi může ovšem ohrozit také blízké přiblíženík hvězdě o hmotnosti nad 15 M. Tak masivní hvězdy totižvysílají silné záření gama, které by štěpilo molekuly dusíkuv zemské atmosféře, v níž by přibývalo oxidu NO, jenž pak - jakznámo - spolehlivě ničí ozónovou vrstvu. Ještě nebezpečnější bypodle B. Thomase aj. byl blízký výbuch zábleskového zdrojezáření gama, kdy silný tok záření gama by na několik letpodstatně ztenčil ozónovou vrstvu i při vzdálenosti zdroje 2 kpcod Země. Tento pokles by trval řadu roků a vlivem sníženíprůzračnosti zemské atmosféry vinou vzniklého NO2 by současnědošlo k silnému ochlazení zemského povrchu. Autoři soudí, žeprávě tak by se dalo vysvětlit masové vymírání živočichůa rostlin před 443 mil. let (na konci ordoviku), k němuž neníznámka o obřím impaktu planetky.

Naprosto zničující katastrofou pro celou Zemi by ovšem mohl býtfázový přechod fyzikálního vakua na nižší energetickou hladinu,ať už spontánní nebo dokonce vyvolaný uměle. Jak uvedli M.Tegmark a N. Bostrom, před uvedením relativistického urychlovačetěžkých iontů RHIC v Brookhavenu do chodu v r. 2000, bylyz opatrnosti vykonány modelové simulace, zda by extrémněrelativistické ionty nemohly fázový přechod vakua vyvolat. To bytotiž vedlo k zaručené globální zkáze. Výsledky simulací mohouuspokojit i největší bázlivce. Takové nebezpečí je doslovaastronomicky zanedbatelné.

1.1.2.4. Měsíc

E. Belbruno a J. Gott přišli s pozoruhodnou domněnkou, žePraměsíc se původně nacházel v Lagrangeově boděL4 soustavySlunce-Země, kde akrecí dorostl do hmotnosti srovnatelnés Marsem. Těsné setkání s nějakou bludnou planetesimálou všakvyhodilo Praměsíc s Lagrangeova klidného sedla na parabolickoudráhu směřující k Zemi, s níž se nakonec srazil a následkemsrážky vznikl náš Měsíc. M. Ozima aj. usoudili, že v měsíčnímregolitu se kromě částic slunečního větru může nacházet též dusíka netečné plyny pozemského původu. To by znamenalo, že studiemvrchních vrstev Měsíce bychom mohli ověřovat historický vývojzemské atmosféry.

Modelové výpočty V. Svetsova ukázaly, že ke vzniku impaktníchbazénů (moří) na Měsíci (Jižní pól-Aitken o průměru 2250 kma hloubce 13 km - to je vůbec největší impaktní struktura v celésluneční soustavě; Mare Imbrium o průměru 1160 km a MareOrientale o průměru 920 km) ve fázi těžkého bombardování bylozapotřebí planetek o průměru až 200 km. D. Bussey aj. zjistilirozborem snímků sondy Clementine, že teploty na Měsíci kolísajímezi -180°C a + 100°C, ale v oblastech přilehlých k pólům se držípoměrně stálá teplota -50°C. Vrcholky kráterů na severním póluMěsíce jsou dokonce nepřetržitě osvětlovány Sluncem, zatímco najižním pólu se nacházejí hluboké prolákliny, kam Slunce nezasvítínikdy a kde by mohly být pláty věčného ledu.

1.1.3. Mars

Stářím ošlehaná americká kosmická sonda MGS podává čím dál tímzávratnější výkony, neboť podle M. Malina nyní dosahuje z oběžnédráhy lineárního rozlišení na povrchu Marsu 0,5 m. V r. 2005 takrozlišila přistávací modul sondy Viking 2, ztroskotanou sonduMars Polar Lander a také všechna vozítka: Mars Pathfinder, Spiriti Opportunity. Pátrání po britském přistávacím modulu Beagle 2však zatím nikam nevedlo. Hned počátkem ledna 2005 se vozítkuOpportunity v kráteru Endurance povedl husarský kousek- objevilo totiž ve své blízkosti povalující se železo-niklovýmeteorit o velikosti basketbalového míče. Jde o první meteoritzjištěný na cizí planetě. O necelé čtyři měsíce později všakvozítko nečekaně uvízlo v písečné duně. Technici NASA na Zeminelenili, sehnali si bednu "marsovského písku" a trénovaliv laboratoři, jak dvojníka Opportunity nejlíp z duny uvolnit.Když se to naučili na zemi, vyzkoušeli s úspěchem týž manévr i nadálku a Opportunity se ze závěje počátkem července 2005 skutečněvyhrabal.

F. Selsis aj. uveřejnili podrobnosti o meteoru, kterýv atmosféře Marsu zaznamenala kamera vozítka Spirit 7. března2004. Podle autorů šlo o rojový meteor od komety114P/Wiseman-Skiff, který vstoupil do atmosféry Marsu rychlostí11 km/s. L. David si povšiml, že na snímcích panoramatické kameryvozítka Spirit v kráteru Gusev zmizely v březnu 2005 stopy pojeho předchozí jízdě. Současně se snížila ztráta výkonuslunečních článků ze 40% na 7%. Plný výkon čerstvých článků byl900 W, ale postupným zaprášením klesl až na 500 W, přičemžk minimálnímu provozu vozítka je zapotřebí 280 Wh. Jelikožpodobné šťastné zvýšení výkonu článků zaznamenalo už koncem r.2004 také vozítko Opportunity, byla nasnadě příčina: svislévzdušné víry tvaru kornoutu se špičkou přivrácenou k povrchu,které vznikají nestejnoměrným ohřevem terénu a atmosféry běhemMarsových dnů. V meteorologickém žargonu se jim říká tančícíderviši a pozorují se už dávno na Zemi (jsou mj. odpovědné zaproslulé kruhy v obilí) a od konce devadesátých let XX. stol.také v atmosféře Marsu. Díky tomuto neplánovanémua nepravidelnému otírání prachu z povrchu slunečních článků mohouobě vozítka na Marsu mnohonásobně překročit plánovanou životnost.Zároveň se podle R. Sullivana aj. ukazuje, že k vymodelováníMarsova povrchu přispívá kromě ledu a sněhu také větrná erozea ovšem i vulkanismus. L. Haskin aj. připomněli, že se všeobecněčekalo na stopy po jezeře na dně kráteru Gusev, ale Spirit tamnašel jen olivín, bazalty a FeO, čili žádné známky někdejšítekuté vody.

J. Bell aj. popsali pozorování celkem 6 přechodů družic Phobosa Deimos přes sluneční kotouč, které uskutečnily kamery na obouzmíněných vozítkách v měsících březnu a dubnu 2004 v blízkéinfračervené oblasti spektra. Obě přirozené družice Marsu obíhajíprakticky přesně v rovině Marsova rovníku a zmíněná pozorováníumožnila zpřesnit dráhové efemeridy obou těles, přestože Phobosobvykle sluneční kotouč pouze "líznul", kdežto Deimos přecházelcelým průměrem přes kotouč Slunce. Zatímco úhlový průměr Sluncena obloze Marsu se pohybuje v rozmezí 19 -- 23 obl. minut, Phobosmá v zenitu průměr 12arcmin a Deimos jen 2,2arcmin. Přechody družic trvalyod 14 do 91 s. Pozorování ukázala, že předešlé efemeridy bylychybné až o 38 km pro polohu Deimose a o 11 km pro Phobose. Odtudvyplývá, že úhlový pohyb Phobose se ročně urychlí o 4,7arcsec.

Evropská kosmická sonda Mars Express se stereoskopickou kamerouHRSC na palubě pořídila zatím nejlepší snímek Phobose připrůletu ve vzdálenosti jen 200 km od této nevelké přirozenédružice Marsu. Na snímku je dobře vidět množství impaktníchkráterů s rozlišením několik desítek metrů. Kamera na sondě téžpodle J. Heada aj. prokázala, že na úbočích obřích sopek Marsu senacházejí jen 4 mil. let staré ledovce, přikryté prachema jejich morény sahají až stovky km od paty vulkánů. Na úbočícha v okolí sopek je vidět jen málo impaktních kráterů, což jedalší důkaz geologicky nedávné sopečné činnosti. Největší sopkasluneční soustavy Olympus Mons byla aktivní ještě před 2,4 mil.lety. Snímky sondy, doplněné o starší snímky z americké sondyMGS naznačují, že po svazích sopek něco teklo. Evropštíplanetologové soudí, že žhavé magma ohřálo led na úbočích navodu, která pak tekla dolů, kdežto američtí odborníci sedomnívají, že teklo samotné vulkanické magma.

Podobně se stále diskutuje o tom, zda byl Mars v minulostivlhký nebo suchý - proti každému řešení totiž existují zásadnínámitky. Už dříve ohlášený objev hematitových "borůvek" na Marsubyl pokládán za důkaz, že tento minerál vznikal za přítomnostivody. Nicméně nyní M. Minittiová aj. ukázali, že hematit vznikánapř. na havajských bazaltových sklech bez přítomnosti vody,takže jsme zase na začátku debaty. Celý ten příběh o hledání vodyna Marsu má jeden evidentní podtext, totiž, že si mnoho odborníkůmyslí, že když je někde tekutá voda, tak je tam i život. Veskutečnosti nic takového neplatí, protože i "životodárná voda"může být z nejrůznějších důvodů dočista sterilní. To je zvláštěna Marsu klidně možné, jak ukázaly pokusy I. ten Kateové aj.Ozařovali totiž ultrafialovým světlem o intenzitě běžné na Marsuaminokyseliny glycin a alanin. Obě látky v tenké vrstvě bylyzničeny během 22, resp. pouhých 3 h. To znamená, že jediná nadějepro delší přežívání života zavlečeného na Mars (např. pomocíztroskotaných sond, ale také populárními vozítky) zůstává podkrycím povrchem Marsova regolitu.

C. Wang aj. připomněli, že při velkých zemětřeseních na Zemi sevodou nasycená půda zvodní, takže analogicky mohou velké impaktyna Marsu vyvolat prudké výrony spodní vody, odkud pak pocházejívodou vytvarované kanály a záplavové strže. Při velkémzemětřesení na Aljašce v r. 1964 se objevily výtrysky vody až400 km od epicentra, které měly takovou sílu, že poškodilytamější stavby. Podle výpočtů autorů lze očekávat zvodnění naMarsu u všech impaktních kráterů s průměry nad 100 km. Jenv pánvi Hellas staré 4,0 mld. roků se nachází na 1500 kráterůs těmito průměry, takže taková zvodnění se v průměru vyskytnoukaždé 2,7 mil. roků. A. McEwen aj. snímkovali okolí impaktníhokráteru Zunil o průměru 10 km. Kráter je obklopen radiálnímipaprsky sahajícími až do vzdálenosti 1600 km od primárníhokráteru, které nápadně připomínají obdobné paprsky kolemněkterých kráterů na Měsíci. Zřejmě jde o mladý kráter, protožev jeho okolí je nepatrný počet velkých impaktních kráterů. Zatoje tam asi 10 milionů (!) miniaturních kráterů o rozměrech 10 --200 m, což jsou evidentně sekundární impaktní krátery, vyvolanévyvrženými úlomky z primárního impaktu, které letěly pobalistických drahách.

C. Solomon aj. se domnívají, že Mars byl geologicky aktivní pocelou první miliardu let své existence. K diferenciaci jádra,pláště a kůry prý stačilo pouhých 50 mil. let. Jelikož elektrickyvodivé jádro bylo tehdy tekuté, vyvolalo dynamovým efektemceloplanetární magnetické pole. Vulkanismus v oblasti Tharsiszpůsoboval výrony vody a CO2, které způsobily globálníoteplování planety. J. Murray našel poblíž Marsova rovníku nasnímcích oblasti Cerberus Fossae sondou Mars Express důkazyo existenci zamrzlého jezera o rozměrech 800 x 900 km a stáří 5mil. let. E. Hauber aj. získali důkazy nedávné ledovcové aktivityu sopky Hecates Tholus s průměrem kaldery 10 km. Sopka staráasi 350 mil. roků má na svých úbočích ledové usazeniny staré 24-- 5 mil. let. V té době byla totiž rotační osa Marsu víceskloněna do roviny ekliptiky, což umožňovalo tvorbu ledovcůi podél Marsova rovníku.

A. Colaprete aj. poukázali na záhadnou povahu jižní polárníčepičky, kterou během léta tvoří jen led CO2. Jarní ústupvodního tzv. černého ledu není totiž souměrný a zdá se, že zdehraje roli atmosférická cirkulace, deformovaná blízkýmiimpaktními pánvemi Argyre a Hellas. Kamera HRSC sondy MarsExpress našla asi 200 m tlustou ledovou vrstvu v 35 km širokémmeteorickém kráteru Vastitas Borealis na 70° sev. šířky. J.Bertaux aj. objevili pomocí ultrafialového spektrometru téžesondy v ionosféře Marsu polární záři, která se projevuje nadmístními magnetickými poli v kůře planety. Pravým hitem roku sepodle R. Naeye stala stereoskopická pozorování kaňonu CopratesChasma 13° na jih od Marsova rovníku. Jde o větev největšíhokaňonu sluneční soustavy Valles Marineris, který je dlouhý téměř5 tis. km, má šířku až 100 km a hloubku až 9 km. První evropskésondě k Marsu se zkrátka dařilo téměř vše, nač se zaměřila, takžejejí další financování je zajištěno až do listopadu 2007.

Ve světle všech těchto novinek docela zaniklo, že na přelomuříjna a listopadu 2005 byly mimořádně dobré podmínky propozemní pozorování Marsu na severní polokouli. Mars bylv opozici se Sluncem 7. listopadu ve vzdálenosti 69 mil. km, cožbylo sice o 13 mil. km dál, než při populární opozici v srpnu2003, ale zato při podstatně vyšší severní deklinaci. Při úhlovémprůměru kotoučku 20arcsec a velké výši nad obzorem se Mars v souhvězdíBerana dal výtečně pozorovat i menšími přístroji přibližně odkonce září do počátku prosince, ale jen málo laiků tépříležitosti využilo. Přitom na další příznivou opozici (projižní polokouli) si budeme muset počkat až do července r. 2018a pro severní polokouli až do října 2020.

1.1.4. Jupiter

O. Hubickyj aj. uveřejnili modelové výpočty vzniku Jupiterua Saturnu akrecí. Podle nich vzniklo kamenné jádro Jupiteruo hmotnosti 10 Mz za milion roků, ale pokud má hmotnost jenpoloviční, tak jeho akrece probíhala pomaleji a trvala 5 mil.roků. Kamenné jádro Saturnu má pak dvojnásobnou hmotnostv porovnání s jádrem Jupiteru. Daleko hmotnější jsou v oboupřípadech vnější plynné obaly těchto obřích planet.

Ačkoliv pojem migrace planet nabyl popularity až v souvislostis objevem exoplanet typu Jupiter v nepatrných vzdálenostech odmateřských hvězd, první úvahy o migraci planet v naší vlastnísluneční soustavě publikovali J. Fernández a W. Ip již v r.1984. Technicky vzato k migraci Jupiteru směrem dovnitř slunečnísoustavy přispělo i samo lidstvo, naposledy koncem r. 2000, kdykosmická sonda Cassini se při těsném průletu kolem Jupiteruurychlila gravitačním prakem planety o celé 2 km/s, zatímcoJupiter migroval směrem ke Slunci rychlostí, která je nepřímoúměrná poměru hmotností Jupiter/Cassini. To je přirozeně naprostoneměřitelné a zanedbatelné, takže Jupiter můžeme klidně využívatk obdobným cílům kdykoliv se nám zachce a NASA dá příslušnýpeníz. Jenže zmínění autoři ukázali, že Jupiter se v ranéhistorii sluneční soustavy těsně setkal s miliardami planetek,jež se tak zásluhou gravitačního praku dostaly buď do Oortovamračna, anebo dokonce opustily sluneční soustavy. Následkem tohoJupiter měřitelně migroval ke Slunci tempem až 0,2 AU/100 tis.roků. F. Franklin aj. studovali podrobně současné pohyby 700planetek třídy Hilda a dokázali tak, že Jupiter opravdu migrujesměrem dovnitř díky dráhovým resonancím 3/2 s těmito planetkamia musel se již přisunout nejméně o 0,45 AU.

Mimochodem, jak ukázali M. Flasar aj., spektrometr na paluběCassini zjistil při zmíněném průletu kolem Jupiteruv jovigrafické jižní šířce 44° v atmosféře planety CO2 a HCN,což jsou sloučeniny, které tam zbyly po impaktech úlomků proslulékomety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1994. Podle C. Sotina aj. sepodařilo při tomto průletu také zpřesnit průměry dvou Galileovýchdružic Jupiteru - Ganymedu (5268 km) a Kallistó (4806 km).

V březnu 2005 byly pojmenovány další družice Jupiteru, jakukazuje tabulka:

družice Jupiteru
Definitivní označení (J)Jméno Předběžné označení (S/)
XXXIX Hegemone 2003 J 8
XL Mneme 2003 J 21
XLI Aoede 2003 J 7
XLII Thelxinoe 2003 J 22
XLIII Arche 2002 J 1
XLIV Kallichore 2003 J 11
XLV Helike 2003 J 6
XLVI Carpo 2003 J 20
XLVII Eukelade 2003 J 1
XLVIII Cyllene 2003 J 13

1.1.5. Saturn

V únoru 2005 publikoval americký vědecký týdeník Science prvních13 prací, pojednávajících o několika družicích Saturnu,pozorovaných zblízka, dále o atmosféře Saturnu, polárních zářích,prstencích a magnetosféře planety. K nejzajímavějším pracem patřírozbor chování částic prstenců, který zveřejnil K. Ohtsuki.Zrnka menší než 100 mm totiž rotují kolem své osy o jeden až dvařády rychleji, než kolik činí jejich oběžná doba kolem planetya jejich oběžné roviny jsou skloněny k hlavní rovině prstenců.Jejich rotační osy jsou přitom namířeny ke Slunci. Větší částicevšak mají rotační osy kolmé k oběžné rovině. Jak připomněl D.Hamilton, k nejpozoruhodnějším nově objeveným rysům prstenců připrůletech sond Voyager kolem Saturnu patřily tzv. špice (angl.spokes), jevící se jako tmavší radiální paprsky, viditelné podobu několika hodin. Vysvětlují se jako elektrostaticky nabitáprachová zrnka, která vznikají dopadem meteoroidů na většíčástice v prstencích, jež jsou levitována mimo hlavní rovinuprstenců. Pozorování prstenců pomocí kamery HST během 90. letminulého století však ukázala, že špice postupně slábly a zcelazmizely v r. 1998. Všeobecně se soudí, že jde pouze o změnugeometrie jejich pozorování se Země, protože prstence jsou nynípro pozemského pozorovatele i pro sondu Cassini příliš rozevřenéa to snižuje kontrast špic vůči prstencům. Tento názor dramatickypotvrdilo znovuobjevení špic v prstencích počátkem září 2005.

P. Nicholson aj. připomněli, že Saturnovy prstence bylysledovány ze Země radarem v Arecibu na vlnové délce 126 mm(frekvence 2,4 GHz) již v r. 1973, ale toto pozorovací okno sepak uzavřelo a otevřelo znovu až v říjnu 1999, neboť Arecibo ležína 18° sev. šířky. Okno není nijak široké, protože radarováozvěna se k Zemi vrací až za 2,25 h, takže pro vysílání impulsůk prstencům lze využít maximálně půl hodiny denně. Toto okno seopět uzavře v únoru 2008. Z dosavadních měření plyne, žetloušťka prstence A dosahuje nanejvýš 50 m, a že největšíbalvany v prstencích mají typický rozměr maximálně 5 m. Radar jeschopen studovat rozložení velikostí částeček v prstencíchv rozmezí 0,01 -- 1,0 m.

Počátkem roku 2005 však budil největší pozornost složitý manévrsestupného modulu Huygens, jenž byl uvolněn ze sondy Cassinio Vánocích 2004 a uskutečnil řízený sestup atmosférou na povrchTitanu během 2,5 h dne 14. ledna 2005. Modul přistál na povrchudružice rychlostí 5 m/s a po více než 1 h pak ještě předávalnaměřené údaje na palubu sondy Cassini. Data pro Dopplerovoměření rychlosti větru z kanálu A, vysílaná během sestupu směremna sondu, nebyla sice sondou zachycena, ale podařilo se jezaznamenat na Zemi citlivými obřími radioteleskopy v Green Bankua v Parkesu, takže po této stránce bylo přistání na Titanu rovněžnaprosto úspěšné.

U povrchu Titanu vane jenom mírný vánek, ale jeho rychlost pomaluroste s výškou až do hladiny 60 km. Pak už začne foukat opravduhodně a ve výšce 120 km nad terénem pozoroval modul silnéturbulence při rychlostech větru až 430 km/h. Sonda Cassini pakběhem r. 2005 proletěla v blízkosti Titanu ještě sedmkrát, takžekombinací údajů z modulu Huygens a z oběžné sondy se odborníkůmpostupně dařilo skládat pozoruhodnou mozaiku poznatků o tomtopodivuhodném tělese, jež má atmosféru o polovinu hustší než jeatmosféra Země a jehož "metanové hospodářství" hodně připomínákoloběh vody na Zemi.

Naše vědomosti o Titanu tak v krátké době vzrostly naprostopodstatně, neboť se podařilo pořídit záběry se stokrát lepšímrozlišením, než bylo možné při pozorování obřími dalekohledy seZemě. Také průzkum pomocí radaru na sondě přináší předtím zcelanedostupné údaje. Jak uvedl D. Tytell, proletěl modul Huygenspásmem stoprocentní vlhkosti ve výšce 17 -- 20 km nad povrchemdružice. Jde o mračna metanu, který je ovšem díky slunečnímuultrafialovému záření proměňován též v etan a benzen, což dáváatmosférickému smogu oranžový nádech. Jelikož by tak metanz atmosféry během nějakých 10 mil. roků zcela vymizel, musí seodněkud (nejspíš z povrchu metanových jezer) doplňovat.

V atmosféře Titanu chybějí vzácné plyny Ar, Kr a Xe, ale zato jetam hojnost molekul dusíku, které zřejmě zbyly z disociacepůvodního čpavku. Metan tvoří asi 5% atmosféry Titanu. Nadvrstvou mračen se nachází od výšky 40 km tropopauza, ionosféra jenejsilnější kolem 60 km a ve výškách kolem 200 km byly zjištěnyaerosoly v podobě organických molekul. Stratosféra Titanu sahá aždo výšky 300 km, zatímco meteory svítí již od výšek 400 km.Nejvýše se nachází termosféra mezi 500 -- 800 km. Titan má průměr5151 km, takže je větší než planeta Merkur, ale jelikož středníhustota Titanu je jen 1,9násobek hustoty vody, je Merkur2,44krát hmotnější než Titan.

Podle D. Southwooda byly na povrchu Titanu objeveny kaňony,vyschlá řečiště, blátivé planiny, skalnatý povrch a jezera. Napustém povrchu se nacházejí rozházené omleté ledové balvany.Huygens sám se uvelebil v písečném blátě se zrnky ledu o teplotě-179° (94 K). Podle T. Owena byl na povrchu naměřen tlak 1470 hPaa vlhkost 50%. Titan ve svém vývoji k tělesu zemského typu zřeměpředčasně zamrzl. C. M. Tomasko se domnívá, že povrch Titanuformuje nějaká tekutina - nejspíš kapalný metan. Na povrch pršíuhlovodíky a v pouštích se občas vyskytují přívalové deště. R.West aj však marně hledali rozsáhlý metanový oceán, o němž sepřed příletem sondy k Saturnu hodně spekulovalo. Povrch Titanu jeevidentně geologicky mladý, za což může podle C. Sotina aj.z velké části tzv. ledový vulkanismus. Autoři totiž našliznámky vystřelování plynného metanu z kruhových struktur napovrchu Titanu až do výšky 1200 km. Mezi objevenými molekulami naTitanu je řada organických, které se obvykle považují za stavebníkameny pro primitivní jednobuněčný život.

Při průletech sondy Cassini nad Titanem v březnu a dubnu 2005byly ve vnější atmosféře Titanu objeveny uhlovodíky až se 7 atomyuhlíku a také nitrily a nitráty. Při červnovém průletu pakodhalila kamera, snímkující Titan v blízkém infračerveném pásmu,v blízkosti jižního pólu známky jezera, jehož typické rozměryjsou 230 x 70 km. Nad jezerem byla vidět bílá mračna metanu,z nichž zřejmě metan prší. C. Porcová aj. nalezli na Titanuznámky větrné, tekutinové a tektonické eroze. Poblíž jižního póluobjevili také impaktní krátery. Troposféra družice vykazuje jev,zvaný superrotace, totiž že příslušná atmosférická vrstvarotuje rychleji než povrch družice. Větry na Titanu vanouvýchodním směrem a tzv. kouřmo, pozorované sondou Voyager předčtvrtstoletím ve výšce 300 km, se nyní zvedlo do výšky 500 km nadpovrch družice.

Sonda Cassini proletěla 31. prosince 2004 ve vzdálenosti 123 tis.km od družice Japetus o průměru 1450 km. Objevila přitom podélrovníku 1300 km dlouhý horský hřbet s převýšením až 20 km. Původtakového útvaru je zcela záhadný. Jak uvedli B. Burrattiová aj.,má vedoucí polokoule Japeta nízké albedo 0,04, což je nejspíšzpůsobeno akrecí tmavého materiálu, obsahujícího organické látky.Opačná polokoule je podstatně světlejší s albedem 0,4 a pokrýváji z velké části vodní led. Střední hustota Japeta činí jen1,1násobek hustoty vody. Také průlet kolem družice Enceladus vevzdálenosti jen 500 km počátkem března 2005 a pouhých 175 kmv polovině července 2005 přinesl překvapující záběry s rozlišenímaž 4 m. Na snímcích jsou patrné podivuhodné rovnoběžné tektonicképoruchy, svědčící o značné vnitřní energii družice, která mápodle M. Doughertyové aj. řídkou atmosféru a slabé magneticképole. Enceladus je na pólech teplejší (110 K) než na rovníku (80K) a jeho atmosféra není zřejmě souvislá; vyskytuje se jen místy.Geologicky aktivní je zejména jižní polokoule družice. Koncemzáří proletěla sonda Cassini jen 500 km od družice Hyperion,která má oválný tvar o rozměrech 250 x 360 km a zobrazila přitomhluboké krátery s ostrými okraji. Družice dělá dojem úlomkunějakého většího tělesa a charakterizuje jí též neobvykláchaotická rotace - na své dráze se náhodně převaluje.

Počátkem ledna 2005 rozhodla příslušná nomenklaturní komiseMezinárodní astronomické unie o definitivním pojmenovánípřirozených družic Saturnu, objevených v letech 2000-2004, jakukazuje tabulka:

pojmenování přirozených družic Saturnu
Definitivní označení (S)Jméno Předběžné označení (S/)
XXXI Narvi 2003 S 1
XXXII Methone 2004 S 1
XXXIII Pallene 2004 S 2
XXXIV Polydeuces 2004 S 5
XXIII Suttungr 2000 S 12
XXVII Skathi 2000 S 8
XXX Thrymr 2000 S 7

Počet známých družic Saturnu však rostl i nadále zásluhouobřích pozemních teleskopů Subaru, Gemini a Keck. V květnu 2005tak přibylo dalších 12 miniaturních družic planety s rozměry do7 km a oběžnými dobami 2,2 -- 3,7 let; 11 z nich má retrográdnídráhy, takže jde vesměs o zachycená tělesa. Současně také sondaCassini objevila novou družici Saturnu S/2005 S 1 v Keelerověmezeře prstence A ve vzdálenosti 136,5 tis. km od planetya s oběžnou dobou 0,6 dne. Tím stoupl celkový počet družicSaturnu na okrouhlou padesátku.

Podle C. Murraye je zvlášť pozoruhodná družice XXXIVPolydeuces, která je fakticky satelitem družice Dione. Nacházíse totiž poblíž Lagrangeova bodu L5 soustavy Dione-Saturn a kolemtohoto bodu vykonává librační pohyby. Podle B. Sicardyho jemimořádně důležité, že se podařilo najít nové družice v prostorumezi Enceladem a prstenci. Tím se sice rozmazala předtím ostráhranice mezi solidními tělesy a pouhými shluky prachuv prstencích, ale zato začínáme chápat "pastýřskou" úlohu družicjako je Atlas, Prometheus a Pandora pro rozložení hmoty a tvaruSaturnových prstenců či přesněji "drážek" v nich. Autor sedomnívá, že tím se dá doložit dynamický charakter prstencůa pastýřských družic, které se neustále srážejí, drtí a znovusestavují v cyklu o trvání asi 10 mil. roků. Názorně to dle C.Murraye aj. předvádí Prometheus, který "pase" prstenec F, doněhož vstupuje vždy po 14,7 h a tím mění jeho vzhled svýmgravitačním působením.

1.1.6. Nejvzdálenější planety

Od r. 1990 střední jasnost Uranu pomalu klesá, ale běhemkaždého roku jeho okamžitá jasnost kolísá asi o 0,2 mag. Jakuvedli H. Hammelová aj. podařilo se díky adaptivní opticeu Keckova desetimetru zobrazit jak všechny prsteny takmračna v Uranově atmosféře s úhlovým rozlišením 0,05arcsec. Podélrovníku se nacházejí difúzní skvrny vždy po 30° jako korálky našňůrce. Z pohybu mračen plyne, že na Uranu fouká bouřlivý vítro rychlosti až 800 km/h. Rotační perioda planety pak kolísáv rozmezí 16,83 -- 16,90 h. Na jižní polokouli byla po dobu 5 letpozorována rozsáhlá bouře, která se posunula v uranografickéšířce o 5°. V srpnu 2005 byl tímto dalekohledem objeven vůbecnejjasnější mrak (17% jasnosti celé planety!) na Uranu na 30°sev. šířky. Na jižní polokouli končí dlouhé léto a planeta zažijerovnodennost v r. 2007, kdy se po 21 letech opět objeví Sluncenad severní polokoulí.

M. Sholwater a J. Lissauer aj. využili kamery ACS HST vždyv srpnu let 2003 - 2005 k odhalení nových prstenů Uranu. Jejichpolohy souhlasí nebo jsou velmi blízké drahám "pastýřských"družic Mab, Puck, Portia a Rosalind. Další prsten objevil v srpnu2005 I. Pater při pozorování Keckovým dalekohledem.

S. Sheppard aj. využili obřího dalekohledu Subaru k prozkoumánícelé Hillovy sféry kolem planety Uran v červeném pásmu spektra.Při mezní hvězdné velikosti 26 mag našli v zorném poli o ploše3,5 čtv. stupně všechny dosud známé družice Uranu a přidali ještědvě nové: S/2001 U 2 a S/2003 U 3. Obě nové družice patřík nepravidelným, tj. zachyceným, přičemž první obíhá poretrográdní, ale druhá po prográdní dráze. Autoři soudí, že kolemUranu už nejsou žádné další družice s průměrem větším než 7 km.

Koncem prosince 2005 oznámila Mezinárodní astronomická unie svérozhodnutí o pojmenování nových družic Uranu, jak ukazujetabulka:

nové družice Uranu
Definitivní označení (U)Jméno Předběžné označení (S/)
XXII Francisco 2001 U 3
XXIII Margaret 2003 U 3
XXIV Ferdinand 2001 U 2
XXV Perdita 1986 U 10
XXVI Mab 2003 U 1
XXVII Cupid 2003 U 2

Tentokrát naposledy se v této rubrice setkáváme s údajio Plutu, protože od příštího přehledu se Pluto ocitne v rubrice"Planetky" v důsledku první formální definice planety slunečnísoustavy, která byla přijata na XXVI. kongresu IAU v Prazev srpnu 2006. Jde pochopitelně pouze o změnu klasifikace;nikterak to neovlivňuje význam Pluta jako astronomického objektu.Podle R. Canupové je dvojice Pluto-Charon výsledkem obří srážkyv oblasti transneptunských objektů, přičemž takové událostinejsou ojedinělé a může k nim dojít i v budoucnosti. Autorka seinspirovala vznikem dvojice Země-Měsíc, kde je gigantická srážkaZemě s Praměsícem už zcela respektovanou teorií.

J. Pasachoff aj. využili 2,2 m dalekohledu UHT k pozorovánízákrytu hvězdy P131.1 Plutem dne 21. srpna 2002 k proměřenívertikálního profilu atmosféry Pluta. V porovnání s podobnýmměřením z r. 1988 pomocí létající observatoře KAO se stavatmosféry překvapivě změnil, tj. v dané výši nad povrchem je nyní(nepatrný) atmosférický tlak dvakrát vyšší, ačkoliv Pluto se odté doby významně vzdálil od Slunce. Dne 11. července 2005pozorovali na chilských observatořích Cerro Pachon a Cerro Tololo55 s trvající zákryt anonymní hvězdy Charonem. Odtud byl zpřesněnminimální průměr Charonu na 1179 km a současně vyloučenajakákoliv atmosféra kolem Plutova průvodce.

Koncem října 2005 oznámili H. Weaver aj. a S. Stern aj., že díkykameře ACS HST prokázali existenci dvou nových miniaturníchdružic Pluta S/2005 P1 a P2, jež byly objeveny na snímcíchz května 2005 a posléze nalezeny i na archivních záběrechz června 2002. Družice se jeví jako bodové zdroje V = cca. 23 maga obíhají kolem Pluta po kruhových drahách o poloosách 65 a 49tis. km v periodách 38 a 26 d. Jinak se do úhlové vzdálenosti100arcsec od Pluta už nenalézají žádná další tělesa do 27 mag.

Na závěr zprávy o Plutu bych rád připomněl, že k Plutu směřujekosmická sonda New Horizons, která má na své palubě plutoniovýgenerátor elektřiny. Když o tom psala známá americká astronomkaV. Trimbleová ve svém výročním přehledu o pokrocích astronomiev r. 2004, konstatovala, že posílat plutonium na Pluto je stejněpošetilé jako vozit uhlí do Newcastlu, což lze do češtinypřeložit nejspíš jako nosit sovy do Atén.

(Pokračování)
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Jiří Grygar

| Zdroj: Psáno pro Kozmos... IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Studentský experiment z ČR
Ilustrační foto...
Instantní pamětník 21
Ilustrační foto...
Světlo pro černé díry
Ilustrační foto...
Trojitý kvasar
Ilustrační foto...
Vyhodnocení soutěže o nejlepší wallpaper
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691