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 2006 A

Sluneční soustava, planety...

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

Podruhé v tomto století 8. listopadu 2006 byl z oboru Amerik,Pacifiku, vých. Asie, Austrálie a Nového Zélandu pozorován téměřpětihodinový přechod Merkuru přes sluneční kotouč, mj. téždružicemi SOHO a TRACE. Příští takový úkaz bude ze Zeměviditelný až 9. května 2016. V okolí Slunce dosud neníprozkoumáno pásmo v rozmezí 0,08 – 0,18 AU (Merkur obíháv průměrné vzdálenosti 0,4 AU) s cílem odhalit případnouexistenci větších planetek (vulkanoidů). Při pohledu ze Země jdeo maximální úhlovou odlehlost 10,5° od středu Slunce. U.Christensen se zabýval otázkou původu slabého magnetického poleMerkuru. Domnívá se, že příčinou existence pole je tepelnákonvekce spojená s pozvolným tuhnutím vnitřního jádra planety.Protože Merkur rotuje velmi pomalu, vzniká tak jen slabý dynamovýefekt, díky němuž má Merkur slabé globální magnetické pole.

V polovině dubna 2006 dospěla k Venuši evropská kosmická sondaVenus Express, která se počátkem května usadila na protáhléeliptické polární dráze (250 – 66 000) km s oběžnou dobou 24 h.Jde o první sondu u Venuše po 17tileté přestávce od příletuslavné americké sondy Magellan. Od počátku června začalas multispektrálními měřeními husté atmosféry. Hlavním cílem novésondy je během 16 měsíců provozu odhalit podrobnosti o atmosféřeplanety - nejhustší planetární atmosféře ve sluneční soustavě.Jelikož Venuše nemá magnetické pole, je vnější atmosféra planety"nahlodávána" slunečním větrem a v jejich hlubších vrstvách vanousilné větry. Sonda též zaznamenala bílá mračna kyseliny sírové vevýškách nad 70 km a horké skvrny nad aktivními sopkami.

1.1.2. Země - Měsíc

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

Dnes tak diskutovaná otázka globálního oteplování Země dostalanový rozměr díky nečekanému zjištění F. Kepplera aj., žerostlinstvo (především tráva, ale i listí na stromech) výrazněuvolňuje do zemské atmosféry metan, což v přepočtu na jednotkuhmotnosti je dokonce 25x (!) účinnější skleníkový plyn než oxiduhličitý a v absolutní míře představuje dnes druhýnejvýznamnější skleníkový plyn po CO2. Zejména nad tropickýmipralesy se pozorují doslova oblaka metanu a je překvapující, sena to nepřišlo už dávno. Autoři uvádějí, že

. V současné době produkují rostliny 10 – 60 Mt metanu ročně,což představuje desetinu celkového množství metanu v zemskéatmosféře, přičemž příčina jevu dosud není známa. K tomu jepotřebí ještě připočítat metan uvolňovaný do atmosféry zejménastále rostoucími stády hovězího dobytka. Autoři uvádějí, že zaposledních 200 let se množství metanu v zemské atmosféřezdvojnásobilo. Mezitím G. Hegerlová aj. počítali odezvuklimatu na změny zastoupení skleníkových plynů v zemskéatmosféře nad severní polokoulí v posledních sedmi stoletích.Odtud jim vyšlo, že odhadované zdvojnásobení výskytu oxiduuhličitého v průběhu XXI. stol. by znamenalo zvýšení průměrnéteploty Země v rozmezí 1,5 – 6,2 K. Komplexní výzkum odezvyklimatu na lidskou činnost dále zkomplikovala kontroverznídomněnka H. Svensmarka a E. Friis-Christensena z r. 1997, žetotiž příliv kosmického záření do zemské atmosféry ma vliv navýskyt oblačnosti. Jde o "měkké" kosmické záření s energiemi10 – 1 000 MeV, které přichází ze jednak ze Slunce a jednakz mezihvězdného prostoru, jehož tok kolísá v rytmu kolísánísluneční činnosti. Zatím není příliš jasné, jakým mechanismem bymohlo kosmické záření tvorbu mračen podněcovat, takže se chystajílaboratorní pokusy CLOUD, které by měly tuto domněnku ověřitnebo vyvrátit.

P. Foukal aj. se podrobně zabývali vlivem proměn zářivého výkonuSlunce na klima, což je nejlépe vidět na paradoxu ranéhoSlunce, které podle modelových výpočtů zářilo o třetinu méně nežSlunce dnes. Navzdory tomu tehdy Země evidentně nezamrzla, což sepřičítá původní silně skleníkové atmosféře díky významnémuzastoupení metanu a oxidu uhličitého. Souběžně s dlouhodobýmrůstem svítivosti Slunce v naší atmosféře na rozdíl od Venušezastoupení skleníkových plynů naštěstí zázračně klesalo, a protose dá na Zemi dnes žít. O výskyt molekulárního kyslíku v zemskéatmosféře se zasloužily první baktérie již před 3 mld. let.Prvotní kyslík se však působením ultrafialového záření Sluncepřednostně slučoval s metanem, ale postupně přitom stoupaloi zastoupení ozónu, který zablokoval příliv slunečníhoultrafialového záření a tím umožnil životu vystoupit z vody nasouš. Jak uvádí C. Goldblatt aj., v době před 2,4 mld. letzačaly k produkci kyslíku významně přispívat řasy a prvnírostliny.

V moderní době se souvislostí klimatu s jedenáctiletou periodousluneční činnosti patrně jako první zabýval koncem 18. stol. W.Herschel, když si všiml korelace mezi cenou pšenice na britskémtrhu a výskytem slunečních skvrn. Skutečně z moderních měřenísluneční konstanty aparaturou ACRIM na družici SMM víme, žezvýšený počet slunečních skvrn znamená pokles ozáření Země,přičemž denní amplituda změn dosahuje až 0,3%, kdežto dlouhodobécyklické variace dosahují průměrné amplitudy jen 0,07%. NicméněP. Foukal soudí, že podíl kolísání zářivého výkonu Slunce nasoučasném globálním oteplování je zanedbatelný.

M. Evans upozornil na další zásah člověka do vývoje klimatu, čímžjsou změny v koloběhu vody na zemském povrchu.Paleoklimatologické údaje, odvozené ze zkoumání letokruhů stromůve střední Asii v letech 826-1998 n.l. ukázaly, že běhemposledních 150 let po nástupu průmyslové revoluce rostou vodnísrážky, zejména pak sněhové. T. Murray shrnul výsledky pozorovánídvojicí družic GRACE, které podrobně a opakovaně mapují zemskégravitační pole. Odtud víme, že za 4 roky od dubna 2002 dosáhlaztráta hmotnosti grónského ledovce táním hodnoty více než 200 Mta hladiny oceánů tak stoupají tempem 0,5 mm/r. Protože tempo táníledovce se zvyšuje, lze spočítat, že úplným roztáním grónskéholedovce by hladina světového oceánu stoupla o 7 mm, ale ještěvětší vliv na klima by měla snížená salinita oceánu.

E. Weatherdová a S. Andersen hodnotili výsledky měřeníatmosférického ozónu od konce 80. let XX. stol., kdy bylaobjevena každoroční antarktická ozónová díra. Mechanismus jejíhovzniku odhalili pozdější (1995) nositelé Nobelovy ceny za chemiiP. Crutzen, M. Molina a S. Roland, jenže do vlastních měřeníúbytku ozónu vstoupily přírodní vlivy, tj. velké sopečné výbuchyv r. 1982 a 1991 a maxima sluneční činnosti, jež vedly k většímuvymývání ozónu z atmosféry. Hloubka a rozsah sezónní ozónové dírynad Antarktidou se po r. 2000, kdy se ozónová díra rekordněrozšířila na 29 mil. km2, již nezhoršují. Nicméně právě napřelomu září a října 2006 dosáhla ozónová díra opět stejnéhorekordního rozsahu jako v r. 2000 zřejmě kvůli tomu, že nadAntarktidou byly v té době mimořádně nízké teploty, kterérozbíjení molekul ozónu usnadnily.

R. Lathe se zabýval otázkou, jaká byla rychlost zemské rotacepřed 3,9 mld. let. Z teorie pohybu Měsíce totiž vychází tehdejšídélka zemského dne na 16,8 h, zatímco z pozorování paleoslapů namořských pobřežích vychází perioda rotace jen 14 h. Měsíc byltehdy od Země vzdálen o něco méně, než vyplývá z modelovýchvýpočtů, tj. méně než 300 tis. km. E. Arias ukázal, že díkypřesným měřením poloh kvasarů a galaxií s aktivními jádry(AGN) pomocí radiointerferometrie na velmi dlouhé základně(VLBI) se podařilo zlepšit model zemského nitra a odtud zlepšitnaše znalosti o subtilních změnách zemské rotace díky precesia nutaci. Současný model tak umožňuje popsat vývoj nutacea precese s přesností na 0,0002". Podobně se podařilo díkyseismologii objevit pozoruhodnou nespojitost v šířeníseismických vln v hloubce 2 700 km pod povrchem Země, narozhraní tuhého pláště a kapalného vnějšího jádra. Seismické vlnyse v této vrstvě jednak urychlí a jednak jejich rychlost kolísáaž o 30% v závislosti na směru šíření! Vysvětlením je dlelaboratorních pokusů fázový přechod minerálu post-perovskitu(MgSiO3), který představuje vysoce stlačenou fázi standardníhoperovskitu v zemském plášti při teplotách 2 500 – 3 500 K.

B. Wood aj. propočítali model vzniku Země z protoplanetárníhodisku prachu a plynu. Během 104 roků se spojitý disk sbalil doplanetesimál s kovovými jádry, které se pak během následujícíhomilionu let shlukovaly do těles o hmotnosti Měsíce až Marsu. Navznik Země pak stačilo dalších 30 – 40 mil. roků. Během této fázeakrece docházelo ke zvrstvení prvků tak, že v jádře Země seusadily siderofilní prvky a v plášti silikáty díky tomu, žev hloubce asi 400 km pod povrchem Prazemě se nacházel tekutýmagmatický oceán, v němž docházelo k diferenciaci materiálu podlejeho hustoty. Při podrobném výzkumu pohybů v zemské kůře pomocísoustavy komerčních přístrojů GPS, rozmístěných kolem havajskésopky Kilauea se podařilo objevit nový tektonický fenomén - tichákluzná zemětřesení, neviditelná pro standardní seismografy.Klouzání hornin byly rozpoznáno na časové stupnici pouhých sekunda evidentně souvisí s aktivitou sopky.

V r. 2006 vyšlo 2. číslo roč. 38 časopisu Advances in SpaceResearch, které bylo zcela věnováno velké geomagnetické bouřiz pozdního léta r. 1859, jež vlastně podnítila zkoumání vztahůSlunce-Země. Tehdy byly totiž v nízkých geomagnetických šířkáchpozorovány nápadné polární záře a britští astronomové R.Carrington a R. Hodgson poprvé v historii popsali sluneční erupciz 1. září toho roku. V tomto sborníku uveřejnil S. Silvermansrovnávací studii s podobně mimořádnými slunečními projevy vestarověku. Výskyt polárních září v nízkých šířkách je totižpopsán už v kronikách kolem r. 1100 př. n.l. a dále v 7. a 6.stol. př. n.l. Autor připomíná práci českého astronoma F. Linkaz r. 1962, který našel souvislost mezi verši ve starozákonníchknihách proroka Jeremiáše (1:13) a vzhledem polární záře, podobnějako u proroka Ezechiela (1:1-28) - mimochodem, tento popisčasto citují záhadologové jako důkaz příletu mimozemšťanů naZemi. Třetím biblickým svědectvím je citát z knihy prorokaZachariáše (1:8). Silverman se domnívá, že jde vesměs o popismimořádných polárních září v nízkých geomagnetických šířkáchv době, kdy zmínění proroci působili. Tak lze nepřímo odvodit, žeprávě tehdy bylo Slunce extrémně aktivní.

1.1.2.2. Meteority

S. Tachibana aj. studovali v chondritech zastoupení izotopu60Fe, jenž se rozpadá na 60Ni s poločasem rozpadu 1,5 Mra proto se dobře hodí pro datování raných počátků vývojesluneční soustavy. Autoři uvažovali dva možné zdrojeradioaktivního 60Fe, a to blízkého červeného obra, anebo výbuchblízké supernovy. Pozorované vysoké zastoupení 60Fe vůči56Fevšak prakticky vylučuje červeného obra jako zdroj radioaktivníhoželeza, takže je téměř jisté, že materiál se do chondritů dostalz chondrulí v okolí supernovy. Tím je nepřímo posílena domněnkao klíčové úloze výbuchu blízké supernovy jako spouštěcíhomechanismu pro vznik sluneční soustavy.

J. Gilmour aj. určili stáří achondritu enstatitu Shallowaterpomocí radiochronometrie 127I/128Xe na 4 563,3 ±0,4 mil. roků,což je fakticky spodní mez stáří sluneční soustavy. S. Lee aj.potvrdili impaktní charakter severoamerického kráteruChesepeake Bay, když provrtali centrální vrcholek kráteru veVirginii do hloubky přes 800 m. Impakt se odehrál před 35,3 mil.let a kráter měl podle G. Collinse aj. tehdy průměr asi 40 km.Dnes jsou však horniny porušeny ve dvojnásobném průměru.

M. Gounelle aj. odhadli z podrobného rozboru soudobých vizuálníchpozorování dráhové elementy a atmosférickou trajektoriiproslulého meteoritu Orgueil, jenž dopadl v jižní Francii 14.května 1864 a patří k největším známým uhlíkatých chondritům.Největší úlomek o hmotnosti 11 kg je uchováván v ochrannéatmosféře v muzeu v Montaubanu. Před vstupem do zemské atmosféryměl meteoroid přísluní v 0,9 AU, sklon dráhy 0° a odsluní většínež 5,2 AU, takže šlo fakticky o dráhu typickou pro kometyJupiterovy rodiny. Do zemské atmosféry vstoupil minimálnírychlostí 18 km/s pod úhlem 20°, začal svítit ve výšce 70 km nadzemí a pohasl ve výšce 20 km, takže jeho svítící dráha dosáhla150 km. Jestliže tedy šlo o úlomek komety, je jisté, žei kometární materiál byl v rané fázi vývoje sluneční soustavypřepracován.

A. Hildebrand aj. uveřejnili podrobné údaje o nejnovějším páduuhlíkatého chondritu Tagish Lake 18. ledna 2000 na severozápaděBritské Kolumbie v Kanadě. Na zamrzlém jezeře se podařilosesbírat na 10 kg úlomků, klasifikovaných jako uhlíkatý chondritC2. Rozptylové pole úlomků bylo dlouhé 16 km a široké 4 km. Bolidbyl pozorován velkým počtem očitých svědků, z nichž alespoň třizaznamenali elektrozvuky, ale též automatickými kamerami na Zemii na družicích. Proto je dobře známa jeho původní dráha, tj.velká poloosa 2,0 AU; výstřednost 0,55; sklon 2°, přísluní 0,9a odsluní 3,1 AU. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 16 km/spři místním východu Slunce a při rozpadu ve výšce 35 km nad zemídosáhl -22 mag. Svítící dráha skončila ve výši 31 km. Původníhmotnost při vstupu do atmosféry činila téměř 100 t; jehoprůměrná hustota 1,6násobku hustoty vody svědčí o silně poréznímmateriálu.

J. Trigo-Rodríguez aj. popsali pád meteoritu Villalbetov severní části Španělska ze dne 4. ledna 2004. Původní dráhatohoto obyčejného chondritu typu L6 spadá do hlavního pásmaplanetek, tj. velká poloosa 2,3 AU; výstřednost 0,61; sklon 0°;přísluní 0,9 a odsluní 3,7 AU. Do zemské atmosféry vstoupilrychlostí 17 km/s pod úhlem 29°; k hlavnímu rozpadu při jasnosti-18 mag došlo ve výšce 28 km a viditelná dráha dlouhá 130 kmskončila ve výši 22 km. Po přeletu byla celou půlhodinu viditelnákouřová stopa. Meteorit měl při vstupu do zemské atmosféryhmotnost asi 600 kg a na zemi dopadlo zhruba 12 kg úlomků; z tohose podařilo nasbírat 33 úlomků o hmotnostech od 11 g do 1,4 kg.Jde o teprve 9. meteorit, jehož původní dráha ve slunečnísoustavě je dobře známa - vůbec první dráhu určili v r. 1959 prometeorit Příbram čeští astronomové pod vedením Z. Ceplechy.

Mimochodem, získat vzorky meteoritů pro vědecký výzkum jeparadoxně čím dál tím obtížnější, protože s úlomky meteoritů sezačalo obchodovat a jejich cena závratně roste, zvláště paku meteoritů, které přiletěly z Marsu nebo z Měsíce. V pouštíchGobi a na Sahaře dnes působí profesionální hledači meteoritů,kteří dokonce studují odborné astronomické časopisy, popisujícíokolnosti pádů jasných bolidů (podobně pravděpodobně zmizeloi několik úlomků meteoritu Morávka z r. 2000). Na aukci v Tucsonuv Arizoně se v r. 2006 sešlo 250 zájemců a nejvzácnější kouskyse tam nabízely za cenu 10 tis. dolarů za 1 gram! Největšíznámou soukromou sbírku meteoritů z 37 zemí o celkové hmotnostiúlomků 3,3 t má arizonský instalatér M. Killgore, který svoupůvodní profesi pověsil před 12 lety na hřebík a začal meteoritysbírat i studovat. Svou sbírku dokonce nedávno zapůjčilk odbornému výzkumu na Arizonské univerzitě, která se rozhodlaaukcí zúčastňovat.

R. Stothers zkoumal časové intervaly mezi vznikem impaktníchkráterů na Zemi. Když se omezil na velké krátery s průměrem nad35 km, objevil v posledních 250 mil. let periodu těchto impaktů35 mil. roků, zatímco menší krátery žádnou periodicitunevykazují. Autor se domnívá, že za zmíněnou periodou lze vidětvliv galaktických poruch na Oortovo mračno komet, tj. že velkékrátery vznikají dopadem komet, jenže to nesouhlasís pravděpodobností nárazů komet na Zemi. B. Ivanov porovnávalčetnost impaktních kráterů na Měsíci a na Zemi za posledních 100mil. roků a zjistil, že tato četnost je na obou těles stálá.

Je pozoruhodné, že existence meteoritů byla vědecky prokázánaaž počátkem XIX. stol. a další století trvalo, než odbornícipřipustili existenci impaktních kráterů na Zemi. Jak uvedl V.Masajtis, o tento průlom se zasloužil americký důlní inženýr D.Barringer ve spolupráci s matematikem a fyzikem B. Tilghamemz Filadelfie, kteří od r. 1903 zkoumali dno Ďáblova kráteruv Arizoně odběrem vzorků a hloubkovými vrty a během dvou let takzískali přesvědčivé důkazy o impaktní povaze kráteru. Jejichdomněnka však narazila na tvrdý odpor amerických geologů a jedinědíky Barringerově umíněnosti se přece jen po mnohaletém úsilíprosadila a kráter dnes nese jeho jméno. Ostatně i domněnkao impaktním původu měsíčních kráterů zvítězila až ve druhépolovině XX. století.

1.1.2.3. Kosmické katastrofy na Zemi

J. van Damm aj. studovali výskyt hlodavců v centrálním Španělskuna základě 80 tis. zubních nálezů za posledních 22 mil. rokůa ukázali, že průměrná životní doba savčích druhů činí asi 2,5mil. roků, což je shodou okolností průměrná perioda výskytuledových dob. Autoři z toho usuzují, že právě změny klimatujsou klíčovým faktorem při vymírání savčích druhů. Jak známo,kolísání klimatu na časové stupnici od desítek tisíc do milionůlet, vysvětlil už v letech 1920-41 srbský matematik M. Milankovičjako důsledek změn slunečního ozáření vlivem periodických změnparametrů zemské dráhy. Zejména jde o změnu výstřednosti zemskédráhy, která kolísá v periodách 100 a 400 tis. roků, dále pako změnu náklonu rotační osy Země k oběžné rovině s periodou 41tis. roků a konečně změnu polohy přísluní zemské dráhy následkemkombinace precese rotační osy Země a stáčení přímky apsidv periodě 21 tis. roků. Kombinace zmíněných period pak vede keklimatickým extrémům (ledovým dobám) v intervalech 1,2 a zejména2,4 mil. roků ve shodě s periodou zániku savčích druhů podlecitované studie.

J. a I. Birrielovi probírali okolnosti zvýšení úrovně radiacena Zemi v důsledku rozličných bouřlivých kosmických procesů.Člověk je vystaven radiaci od sekundárního kosmického zářeníi při běžném způsobu života na Zemi, přičemž hlavní složkusekundárního záření představují piony s hmotností asi270násobek hmotnosti elektronu. Ty se dále rozpadají na mionys hmotností cca 200násobek hmotnosti elektronu a neutrina.Jestliže vystupujeme od mořské hladiny do hor, tak každé 2 kmvýšky představují dvojnásobnou úroveň kosmické radiace. Jedinýzaoceánský let, kdy letadlo letí ve výšce 11 km, představuje 10%přírůstek roční dávky přirozeného radiačního pozadí, takže např.ministři zahraničních věcí velmocí snadno dostanou i dvojnásobekprůměrné roční dávky radiace, na což jsou však zřejmě dobřeadaptováni. Ostatně piloti a letušky na dálkových linkách semusejí vyrovnávat minimálně se zdesateronásobením průměrné ročnídávky, rovněž zcela úspěšně. Hůře jsou na tom ovšemkosmonauti, zvláště pokud by letěli za hranice radiačních pásůZemě, tj. na Měsíc nebo na Mars. V programu Apollo měli američtíastronauti velké štěstí, že žádný pilotovaný let se nekonalpočátkem srpna 1972 (v pauze mezi výpravami Apolla 16 a 17), kdyby dostali při koronální ejekci látky ze Slunce dávku asi 400rem, tj. jako při 50 tisících plicních rentgenech!

Existují však vzácné situace, kdy se radiace i na zemskémpovrchu významně zvyšuje. Jde zejména o gigantické erupce naSlunci, výbuch blízké supernovy, magnetaru či zábleskového zdrojezáření gama. Reakce paprsků gama s molekulami dusíku a kyslíkuvede k destrukci ozónu a tím i ke zhroucení ochrany Země předpronikavým ultrafialovým zářením Slunce. Současně se významnězvýší intenzita kosmického záření. C. Heiles odhadl, že běhemexistence Země vybuchlo v jejím blízkém okolí do 10 pc několikdesítek supernov a následky blízkých výbuchů ovlivnily Zemi podobu následujících stovek roků. A. Mellot aj. se dokoncedomnívají, že velká vymírání v pozdním ordoviku (-440 mil. let)a devonu (-365 mil. let) mohla být způsobena právě takto zvýšenýmpřídělem paprsků gama z blízkého mocného zdroje. Ostatní třidobře dokumentovaná velká vymírání na Zemi před 65 (C/T- křída/terciér), 210 (T/J - trias/jura) a 252 (P/T- perm/trias) mil. lety byla patrně vyvolána dopadem většíchplanetek. Pouze D. Erwin se přidržuje názoru, že vymírání P/T,kdy život na Zemi bezmála vyhynul, měly na svědomí sibiřskésopky, jež byly mimořádně aktivní po dobu 600 tis. rokůa způsobily dle J. Yugana aj. vymření až 94% (!) organismův mořích.

Podle W. Napiera se za posledních dvacet let ztrojnásobila datao velkých kráterech, vzniklých na Zemi za posledních 250 mil.roků a pro 40 z celkového počtu 170 kráterů máme teď údajeo jejich stáří s přesností lepší než 10 mil. roků. Autor z těchtodosud kusých údajů odvodil existenci impaktních epizod v trvání1 – 2 mil. roků, které se opakují s periodami 25 – 30 mil.roků. Podle Napiera spočívá vysvětlení periodicity těchtokosmických náletů na Zemi v proměnných slapových silách Galaxiena sluneční Oortovo mračno, které je zásobárnou drobných tělessluneční soustavy.

P. Bland a N. Artemieva ukázali v obsáhlé studii, že největšímnebezpečím pro Zemi jsou daleko menší planetky s průměrem 10– 300 m, protože četnost těchto srážek je mnohem vyšší nežu kilometrových planetek. Přitom na rozdíl od kilometrovýchplanetek nemáme o těchto tělesech téměř žádné údaje. Autoři protomodelovali fragmentace v atmosféře i pády kamenných a kovovýchtěles s hmotnostmi 1 – 1012 kg (rozměry 0,06 – 1 000 m).Z modelových výpočtů obou autorů vyplývá, že na Zemi spadnekovový meteorit o hmotnosti přes 50 t a průměru větším než 2,5m jednou za 50 let. Kovové meteority s hmotnostmi 0,1 – 1 ktvyhloubí krátery o průměru až 100 m a dopadají na souš v průměrujednou za 500 let. Jednou za 20 tis. roků vznikají na Zemikrátery o průměru nad 500 m a jednou za 50 tis. roků kráteryo průměru nad 1 km. Železné meteority přinášejí na jednotkuimpaktní plochy tisíckrát více energie než meteority kamenné,které se až do hmotnosti 10 Mt (průměr do 1 km) během průletuatmosférou rozpadají a jsou tudíž méně nebezpečné. Kovovémeteority i jejich krátery se nejsnáze nalézají v pouštích.

Kamenné meteority typu tunguzského úkazu z r. 1908 o hmotnostipřes 100 kt dopadají na souš v průměru jednou za 500 let. Připádu minimálně 200m tělesa do oceánu vznikají nebezpečná tsunami.Pozemské statistiky jsou ovšem deformovány tím, že kráterys průměry do 20 km mohou být sekundární, tj. vznikly při dopadechúlomků vymrštěných při nárazu hlavního tělesa zpět do zemskéatmosféry, odkud se po balistických drahách vrátily k Zemi. Prodalší odhady četnosti impaktů na Zemi je nutné podrobně studovatkrátery na Měsíci s rozměry 0,000 2 – 20 km (hmotnosti 0,01 –1013 kg), jež poskytují dobré údaje pro četnost pádů zaposledních 3,5 mld. roků.

R. Kahle aj. se zabývali optimalizací manévru, při němž by seriziková planetka odklonila z kolizní dráhy se Zemí a ukázali,že udělený impuls by neměl působit ve směru dráhy, nýbrž kolmona ni - pak je totiž až pětkrát účinnější. Ideální cílem jezměnit výstřednost dráhy a/nebo její velkou poloosu. Změna sklonudráhy je energeticky příliš náročná a má smysl jen v případě, žedo srážky zbývá příliš málo času. G. Sitarski nalezl nový rychlýzpůsob odhadu srážky s rizikovými planetkami křižujícími zemskoudráhu a použil je při výpočtu budoucích drah planetek (2004 MN4)Apophis (srážka v dubnu 2053); 2004 VD17 (květen 2102);(2340) Hathor (říjen 2307) a 1950 DA (březen 2880). Poslednějmenovaná planetka má ovšem pravděpodobnost srážky jen 0,3%;ostatní pravděpodobnosti jsou ještě nižší.

1.1.2.4. Měsíc

M. Cuk aj. vyšli z faktu, že Měsíc vznikl po srážce Praměsíce seZemí v poměrně malé vzdálenosti 30 tis. km od Země, kde obíhalpo kruhové dráze. Silné slapy vedly k brzdění rotace Měsícei Země a následkem toho ke vzdalování Měsíce od Země. Když jehovzdálenost od Země vzrostla na 300 tis. km, odlétly do prostorupůvodní Trojani, tj. menší tělesa vzniklá v Lagrangeových bodech4 a 5, která Měsíc od začátku doprovázela. To se patrně stalopřed necelými 4 mld. let a vlivem poruch aspoň někteří Trojanéspadli na Měsíc a způsobili tam vznik impaktních pánví. Tutodomněnku však kritizoval R. Baldwin na základě geochemickýchargumentů. Tvrdí, že k těžkému bombardování Měsíce došlo dřívea projektily přiletěly ze vzdálených končin sluneční soustavy.

B. Ivanov ukázal, že četnost impaktních kráterů v posledních100 mil. letech na Měsíci je stálá, což tedy zřejmě platí taképro bombardování Země. Většina kráterů na Měsíci je primárních,takže jen málo z nich je důsledkem dopadů hornin, vyvrženýchz primárního kráteru a navrátivších se na Měsíc po balistickýchdrahách. J. Ortíz aj. uveřejnili výsledky soustavného sledováníoptických záblesků, které mohou nejspíš vznikat při dopaduvětších meteoroidů na Měsíc. K tomu cíli instalovali vešpanělských horách dvojice shodných kamer, které souběžněautomaticky sledovaly neosvětlenou část Měsíce v letech2001-2004. Za 34 nocí se jim podařilo najít tři dvojice záblesků7 – 8 mag: 19.2. 2002; 5.3. a 26.12. 2003. M. Yanagisawa aj.pozorovali třemi 0,6 m reflektory, vybavenými digitálnímivideokamerami záblesk 9,5 mag v trvání 0,03 s na neosvětlenéstraně Měsíce 11.8. 2004 v době maxima Perseid. Pokud šlo opravduo Perseidu, činila rychlost nárazu na Měsíc 59 km/s a odtud lzeodvodit pravděpodobnou hmotnost meteoroidu asi 12 g.

V r. 2006 uplynulo 40 let od chvíle, kdy se experimentálněpodařilo vyvrátit domněnku T. Golda z r. 1955, že povrch Měsíceje pokryt asi 90m vrstvou prachu, což by zcela znemožnilopřistání člověka na Měsíci. Počátkem února 1966 totiž v Oceánubouří měkce přistála sovětská Luna 9 a po dobu 4 dnů vysílalasnímky měsíčního povrchu. Přenášená data zaznamenal známý britský76m radioteleskop v Jodrell Banku a když technici poznali, že jdeo faxovou zprávu, půjčili si z redakce Daily Expressu faxa snímky publikovali jako první k velké nelibosti Sovětskéhosvazu. V červnu téhož roku zopakovala stejně úspěšně měkképřistání na Měsíci americká sonda Surveyor 1 a od té doby semohl rozběhnout pilotovaný program Apollo naplno.

Jak známo, pilotovaný výzkum Měsíce netrval dlouho a jehoplánované obnovení na základě iniciativy současného americkéhoprezidenta je kritizováno právě proto, že i to málo prachu, co sena povrchu Měsíce nachází, není zanedbatelné: velmi ztížilo práciastronautů mimo kabinu modulu a představuje problém pro jakékolivoptické přístroje, které by byly na Měsíci instaloványv budoucnosti. Z tohoto hlediska by řada odborníků dala přednostpilotovaným letům do volného prostoru sluneční soustavy(Lagrangeových bodů), anebo na planetky, odkud se dá vrátit naZem s podstatně menší spotřebou paliva.

D. Campbell aj. zkoumali bistatickým radarem z Areciba na vlnovédélce 130 mm oblast jižního pólu Měsíce s rozlišenímneuvěřitelných 20 m. Podle předešlých výzkumů orbitálníchměsíčních sond měly být zejména na dně 19km kráteru Shackletonledové pláty, ale radarová měření to nepotvrdila. Maximálně jdeo ledová zrnka vtroušená do regolitu, takže naděje na získávánívody pro astronauty ve stálé lunární základně budoucnosti sesilně zmenšila.

V září 2006 zanikla řízenou srážkou s Měsícem při rychlosti 2km/s orbitální sonda SMART-1 (ESA), kterou k Měsíc dopraviliontový motor po spirální dráze dlouhé 100 mil. km za 17 měsíců.Dlouhou cestou se paradoxně ušetřilo palivo - iontový motorspotřeboval jen 72 kg xenonu a tak mohla být pozorovací část miseprodloužena. Sonda sledovala povrch Měsíce v infračervenéma rentgenovém pásmu s velmi dobrým spektrálním a úhlovýmrozlišením a získala tak cenné údaje o mineralogii Měsícei interakci měsíčního povrchu se slunečním větrem. Záblesk přidopadu sondy do Jezera znamenitosti (Lacus Excellentiae) poblížMare Humorum zachytily dalekohledy v Evropě a Severní i JižníAmerice. Oblak prachu v místě dopadu se rozplynul až za 75 s, kdyse rozprostřel na průměr 80 km.

1.1.3. Mars

V srpnu 2005 byla vypuštěna nejnovější americká sonda ke studiuMarsu nazvaná Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). K Marsudoletěla počátkem března 2006 a usadila se na provizorníparkovací dráze. Během následujících pěti měsíců se brzdilaodporem atmosféry v periapsi, aby se do počátku září 2006 dostalana lehce protáhlou slunečně synchronní dráhu 250 x 316 km. Odpoloviny listopadu začala vědecký výzkum Marsu s rozlišenímlepším než 1 m na povrchu planety. Přesně v té chvíli ztratilaNASA spojení s kosmem ošlehanou sondou Mars Global Surveyor(MGS), která odstartovala ze Země o deset let dříve a po příletuk Marsu v září 1997 zaparkovala na provizorní dráze, umožňujícíaerobrzdění slunečními panely, což trvalo až do března 1999, kdyzačalo vlastní snímkování Marsu. Za 7,5 roku provozu sondapředala na čtvrt milionu snímků a celkem přes 5 Tbitů dat. Sondatak překročila plánovanou životnost více než 4krát a drží nynírekord v nejdéle fungující sondě u Marsu. Zpráva z předešléhopřehledu, že orbitální sonda MGS odhalila na snímku ze září2005 na povrchu Marsu ztroskotanou sondu Mars Polar Lander,byla vedením NASA odvolána; šlo o chybu v interpretaci snímku.

K. Harstadt a J. Bellan uveřejnili úvahu o tom, jak se zeztroskotaných sond nebo i měkce dosednuvších modulů mohou na Marsdostat spory pozemských mikroorganismů. Buď je odnese vítr,popřípadě populární větrné víry (tančící derviši), anebo sesrazí s marsovských prachem či pískem. Přes veškerou snahuo sterilizaci sond před startem je totiž jisté, že sterilizacenení nikdy dokonalá. Jinak to však ani primitivní mikroorganismyna Marsu lehké nemají, jak ukázaly pokusy A. Schuergera aj.Vystavili totiž některé mikroby ultrafialovému záření UVB a UVC,které by je čekalo na povrchu Marsu a zjistili, že např. Bacillussubtilis hynul již během půl hodiny. Nejodolnější B. pumiluszahynul během 3 hodin opalování. Y. Tang aj. našli alternativuk existenci vody na Marsu v počátečních fázích jeho vývoje.Fotochemická oxidace metanu totiž mohla způsobit vznik metanolua dalších tekutých organických látek, které by se hodily místovody jako roztok při vysrážení hematitu, který byl na Marsubezpečně prokázán.

J. Oberst aj. vyhodnotili poziční snímky Marsových družicPhobos a Deimos, pořízené evropskou oběžnou sondou MarsExpress v letech 2004-05. Přesnost poloh dosáhla až 0,5 kma odtud plyne, že dosud používané elementy drah obou družic užneplatí. Střední poloosa dráhy Phobose činí 9 515 a Deimose23 500 km. G. Neukum zveřejnil další snímky proslulé "tváře naMarsu" s rozlišením pouhých 14 m/pixel. Je na nich viděttabulová hora Cydonia Mesa, rozbrázděná erozí. Snímky ze sondytéž potvrdily šestiletá pozorování D. Braina aj. z americké sondyMGS, že v atmosféře Marsu se vyskytují četné polární záře,ačkoliv Marsu chybí globální magnetosféra; magnetická pole sevyskytují jen lokálně a mají omezený dosah. Intenzita polárnízáří se nápadně zvyšuje po silných erupcích na Slunci, takžeurychlené částice kloužou po siločarách zmíněných lokálníchmagnetických polí na Marsu. Radar MARSIS na této sondě určildle E. Haubera a G. Neukuma průměr kaldery sopky Olympus Monsna 23 km a její hloubku 2 km. T. Watters aj. odhalili díky radaruna 14% plochy severní polokoule planety celkem 11 ponořenýchimpaktních kráterů s průměry 130 – 470 m, což svědčí o tom, žekůra Marsu je velmi stará.

Neúnavná marsovská vozítka Spirit a Opportunity urazila za820 solů (marsovské dny) trasy 7, resp. 8 km a dohromady odeslalana Zemi na 150 tis. snímků. V květnu 2006 byla zaparkována tak,aby přečkala na Marsu další zimu. Programátoři počítače nasondách nepočítali s tak dlouhým provozem, takže pro záznamy dnůměření (v pozemské míře) vyhradili jen tři cifry, což jim záhynebude stačit...

J. Chappelow a V. Sharpton počítali průlet meteoroidůatmosférou Marsu a zjistili, že tělesa o hmotnosti nižší než 10kg se stačí ubrzdit na dopadové rychlosti pod 500 m/s, takžedopad přežijí a daly by se vyhledat jako meteority. Jelikožatmosféra planety může občas až stokrát zhoustnout, zvyšuje todále naději na plavné brzdění meteoroidů a tím i jejich zachovánína povrchu Marsu.

1.1.4. Jupiter

Jelikož u Jupiteru nyní nefungují žádné kosmické sondy, jsme přijeho výzkumu opět odkázáni jen na výkonné pozemní dalekohledya HST na oběžné dráze u Země. Přesto přineslo sledování největšía nejhmotnější planety sluneční soustavy pozoruhodné pozorováníutvoření nové červené skvrny, která vznikla z oválné bíléskvrny BA přímo před našima očima v únoru 2006. Ovál BA sevytvořil už v letech 1998-2000 postupným splynutím tří menšíchbílých oválů FA, BC a DE, z nichž nejstarší BC byl pozorován jižkolem r. 1910. Vznik červené skvrny nejpozději do 7 letpředpověděl P. Marcus právě v r. 2000.

Změny barvy oválu BA si jako první povšiml 24. února filipínskýastronom amatér C. Go. Ke spatření nové skvrny stačí reflektoro průměru 0,3 m. Malá červená skvrna se nachází jižně od klasickéVelké červené skvrny na 34° jižní jovigrafické šířky. Obě skvrnyvyčnívají o cca 8 km nad vrcholy Jupiterových mračen. Jak uvedliA. Simonová-Millerová aj., je podle snímků ACS HST z dubna2006 je průměr Malé skvrny 13,5 tis. km, kdežto Velká skvrna máprůměr 20,7 tis. km. Obě skvrny jsou anticyklonální (oblastivysokého tlaku), takže se otáčejí v opačném směru vůči směrurotace planety než je tomu u pozemských hurikánů. Obvodovárychlost otáčení ve Velké skvrně dosahuje 650 km/h, kdežto v Maléskvrně jen 450 km/h.

Vznik nové skvrny je důkazem významného předělu v klimatickémcyklu, který na Jupiteru trvá 70 roků a který se nyní projevilochlazením polárních oblastí a oteplením rovníkového pásmaJupiteru asi o 10°C. V červenci 2006 se obě skvrny díkydiferenciální rotaci oblačné přikrývky Jupiteru dokonce setkalya nikdo si netroufal předvídat, co bude následovat. Nakonec todopadlo tak, že se skvrny sice téměř dotkly, ale dále se obešly,jako dvě kuličky v poněkud volném kuličkovém ložisku.

1.1.5. Saturn

Těžiště kosmického výzkumu planet sluneční soustavy se již v r.2004 přesunulo k Saturnu zásluhou tandemu Cassini-Huygens. J.Lunine aj. a C. Porcová aj. využili tří těsných průletů sondyCassini v blízkosti družice Enceladus v r. 2005 k odhalenívýtrysků, obsahujících CO2, CH4, N2 a propan. Tentokryovulkanismus zřejmě pohání tekutá voda jen několik desítekmetrů pod povrchem družice, která se ohřívá proměnným slapovýmpůsobením okolních družic jakož i radioaktivním rozpademv podpovrchových horninách. Z nitra Enceladu tak uniká v průměru150 kg/s materiálu, který "živí" okolní prsten. F. Nimmo aj.objevili při průletu ze 14. července 2005 gejzíry tryskající vodya oxidu uhličitého až do výšky 175 km nad povrchem družice.Povrchové "tygří pruhy" dlouhé až 100 km jsou o plných 25 Kteplejší než okolní terén. To vše svědčí o tom, že bublina horkéholedu nebo hornin uvnitř družice se rozpíná a vyvolává všechnypozorované úkazy.

Při průletu sondy Cassini 26. září 2005 ve vzdálenosti 500 kmod Saturnovy družice Hyperion se ukázalo, že družice vypadájako obří houba s nízkou střední hustotou 60% hustoty vody, cožsvědčí o velmi porézním materiálu. Hyperion se vyznačujechaotickou rotací (převalováním na dráze), vyvolanougravitačními poruchami od obří družice Titanu.

Titan má mimořádně hustou a rozsáhlou atmosféru složenoupřevážně z dusíku a asi z 5% metanu. Tlak atmosféry na povrchudosahuje 1 467 hPa, což je druhý nejvyšší tlak atmosférykamenného tělesa ve sluneční soustavě, hned po Venuši. Nicméněmetan se z atmosféry neustále vymývá, takže musí být nějakdoplňován. Pravděpodobně se tak děje odplyněním metanu z klatrátůvody na povrchu tekutého oceánu obohaceného čpavkem. Vodní oceánse ovšem nachází až pod povrchem družice a zásobuje díkykryovulkanismu materiálem také vzdálenější okolí Titanu.V atmosféře Titanu objevili V. Vuitton aj. kromě zmíněnýchhlavních složek také řadu převážně organických molekul jako např.HC3N, HCN, NH3, C2H5CN neboCH2NH.

C. Elachi aj. využili průletu sondy Cassini u Titanu v únoru2005 k radarovému mapování povrchu Titanu s rozlišením až 300m. Zejména našli jednoznačné důkazy o výskytu impaktních kráterů,dále o řečištích a podélných dunách díky větru o rychlosti jen2 km/h. Povrch Titanu je dle Lorenze aj. zjevně geologicky mladý,zejména následkem slapového působení Saturnu. D. Hunten sedomnívá, že působením ultrafialového záření Slunce naatmosférický metan vzniká hustý hněděoranžový smog, jehožnejvýznamnější složkou je etan. Ten se usazuje na povrchu Titanu,kde z něho vzniká blátivá kaše (rmut), pokrývající kamennépodloží až v kilometrových tloušťkách.

C. Griffith shrnul základní poznatky o počasí na Titanu. Díkyhusté atmosféře se Titan v tomto směru podobá Zemi, jelikož mádešťové srážky od mžení až po přívalové deště, jezera i řeky;chybí mu jedině oceány. V řečištích leží ledové kameny,v atmosféře jsou pozorovány silné vzestupné proudy a kumulovitámračna. Zatímco na Zemi se tato mračna objevují ve všechzeměpisných šířkách (s výjimkou rozsáhlých pouští mezi 15° a 35°zeměpisné šířky), na Titanu se mračna vyskytují převážně na jihumezi 40° a 60° šířky, kde je nyní léto. Rozdíl spočívá v tom, žena Zemi se jedná převážně o koloběh vody, kdežto na Titanu hrajetuto úlohu metan.

Podle R. Huesa a A. Sáncheze-Lavega vede konvekce metanuv atmosféře Titanu k bouřkám při rychlosti vzestupných proudů až20 m/s. Vlhkost troposféry dosahuje přitom až 80% a vrcholkykumulonimbů dosahují výšek až 30 km, kde se po nejpozději 8 hrozpadají. Dešťové kapky metanu mají při povrchu průměr až 10 mma při bouřce naprší až 110 kg/m2 metanu. Podle T. Tokana aj. seve sloupci atmosféry nad čtverečním metrem povrchu nachází až 2tis. kg metanu, které by při zkapalnění vytvořily na povrchudružice mělký oceán o hloubce 5 m. Metan mrzne při 91 K, takžekapalný metan se může vyskytovat až ve výšce 15 km nad povrchemTitanu. I když už sonda Huygens objevila během sestupu krajinus pobřežími, lemujícími jezera, další pozorování sondouCassini nenacházela v těchto jezerech žádné stopy nějakékapaliny. To se nakonec podařilo až po dvou letech marnýchpozorování při 17. průletu kolem Titanu 22. července 2006, kdyžsonda snímkovala severní polokouli, na níž byla kapalina (nejspíšmetan a etan při teplotě kolem 93 K) odhalena v obřích jezerechnad 75° severní šířky - zřejmě z toho důvodu, že na tétopolokouli je nyní zima a tudíž chladněji, zatímco jezera na jižnípolokouli jsou v létě vyschlá.

Radar na sondě Cassini posloužil S. Ostrovi aj. k proměřeníradarové odrazivosti (albeda) sedmi ledových družic Saturnu:Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Japetus, Hyperion a Phoebe.Nejvyšší albedo má Enceladus a Tethys, nejnižší Phoebe. Všeobecněje albedo těchto družic podobné ledovým Galileovým družicím.

Sonda Cassini se také zasloužila o objevy dalších malýchdružic Saturnu. Jak uvedli S. Sheppard aj, pozorování z přelomulet 2004/2005 odhalila existenci celkem devíti nových družics retrográdními drahami a oběžnými periodami 2,4 – 3,6 roků. Tatotělesa mají rozměry jen několika kilometrů a vesměs jde zřejměo zachycené planetky. Družice s předběžným označením S/2005 S 1obdržela již definitivní číslo Saturn XXXV a jméno Daphnis.Celkový počet družice Saturnu tak stoupl na 56 a Saturn se takdrží v těsném závěsu za Jupiterem.

C. Porcová aj. nalezli na snímcích sondy Cassini dalšíprstence Saturnu. Difúzní prstenec R/2006 S 1 ve vzdálenosti151,5 tis. km má dvě pastýřské družice Januse a Epimethea.Jeho příčná šířka dosahuje 5 tis. km. Další difúzní prstenecR/2006 S 2 ve vzdálenosti 212 tis. km má pastýřskou družiciPallene a šířku 2,5 tis. km. Třetí prstenec R/2006 S 3 senachází vně Cassiniho dělení ve 120 tis. km a je široký jen 50km. Ve vzdálenosti 119 tis. km je vidět neúplný prstenec R/2006S 4 o šířce pouhých 6 km. Podobně neúplný je i prstenec R/2006S 5 ve vzdálenosti 196 tis. km a šířce 1 tis. km, jehožpastýřkou je družice Methone.

Podrobné snímky struktury hlavních prstenů Saturnu prokázalydrobné "vrtulky", které jsou zřejmě příznakem existenceminisatelitů o rozměrech kolem 100 m. Zdá se, že na každounevelkou družici Saturnu o průměru 0,5 – 1,5 km připadá řádově10 tis. těles s rozměry 50 – 150 m a dokonce 100 mil. těless průměry 5 – 15 m. Procesy drcení a opětné akrece látkyv prstencích tedy probíhají i nyní.

G. Fischer aj. zjišťovali četnost bouřek v atmosféře Saturnuv r. 2004. Zaznamenali celkem 4 bouřky (95 epizod) v květnu,červenci, srpnu a září toho roku a v nich úhrnem 5 400 blesků. Odříjna 2004 do června 2005 však nepozorovali ani jednu. Všechnybouřky trvající týden až celý měsíc se vyskytly na témže místě35° jižní šířky a jejich zdroj rotoval v periodě shodnés radiovou periodou rotace Saturnu.

G. Giampieri aj. se pokusil určit pravou hodnotu rotačníperiody Saturnu na základě měření změn v magnetickém poliplanety, neboť dipólové magnetické pole je souměrné vůči rotačníose planety, avšak rotační osa Saturnu je skloněna vůči normálek oběžné rovině o plných 27° (na rozdíl od pouhých 3°u Jupiteru), takže Saturn má fakticky výrazné roční doby. Z 15průletů sondy Cassini ve vzdálenostech 1,3 – 6,2 poloměrůplanety vyšla perioda otáček magnetického pole 10 h 47 min 06±40 s. Radiová měření dávají v různých šířkách velké rozpětíperiod rotace zhruba o 6,5 min. Samotné hodnoty periody v danéšířce navíc závisí na čase. Radiové periody jsou přitom soustavněo 1,35 – 7,75 min nižší než citovaná perioda magnetického pole.Tyto rozdíly se zatím nedaří kloudně vysvětlit. Svou úlohu hrajei stálý východní vítr vanoucí na vrcholcích oblaků rychlostí až400 m/s a také 10% zploštění planety, související jak s rychlourotací tak s nízkou hustotou Saturnu.

1.1.6. Nejvzdálenější planety

Díky kameře ACS HST byl 26. července 2006 pozorován přechoddružice Ariel přes kotouček Uranu i jeho stín vržený na mračnaplanety. Odtud se podařilo určit velmi přesně průměr Arielu na1 158 km. Předchozí vzácný úkaz v r. 1965 ještě nebyloz technických důvodů možné pozorovat.

C. Agnor a D. Hamilton nalezli modelovými výpočty pravděpodobnýscénář zachycení družice Triton Neptunem. Jak známo, jeTriton jedinou velkou družicí planety ve sluneční soustavě,která má jednak retrográdní kruhovou oběžnou dráhu i synchronnírotaci a jednak velký sklon rotační osy 157° k rotační oseNeptunu. Autoři soudí, že Triton s hustotou shodnou s trpasličíplanety Pluto a s hmotností jen o 40% vyšší než Pluto, bylpůvodně analogem Pluta. Měl tedy i svého hmotného průvodce natransneptunské heliocentrické dráze o srovnatelné hmotnosti.

Při těsném průletu (pod vzdálenost 8násobku poloměru Neptunu)kolem Neptunu se vinou slapů dvojice rozpadla. (Slapový poloměrNeptunu činí 26násobek poloměru planety.) Pokud se v té chvílijedna složka dvojice při svém oběhu kolem těžiště původního páruprávě pohybovala v protisměru vůči pohybu těžiště páru vzhledemk Neptunu, měla vůči Neptunu zcela malou rychlost. Proto mohlabýt snadno zachycena, zatímco druhá složka neméně snadno Neptunuunikla. Oběžná rychlost Neptunu na dráze kolem Slunce činí totižjen 5,4 km/s, takže setkání páru s Neptunem se odehrálo při nízkévzájemné rychlosti jen cca 2 km/s, což rovněž zabránilopřípadnému rozbití Tritonu. Silné slapy jsou též odpovědné zaohřívání vnitřku planety a tedy i za kryovulkanismus, objevenýkosmickou sondou Voyager 2. Zmíněný scénář se dá navíc rozšířitna většinu družic s nepravidelnými retrográdními oběžnými drahamiu obřích planet. Čím větší byla hmotnost uniklé primární složky,tím snadněji byla sekundární složka zachycena obří planetou,jelikož sekundár v tom případě obíhal kolem primární složkyvysokou rychlostí a tudíž při pohybu v protisměru vůči planetě setato rychlost odečetla od rychlosti průletové a rozdíl byl taknízký, že postačil k zachycení danou planetou.

(Pokračování)

Jiří Grygar

| Zdroj: 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
Proč mají astronomové rádi jižní pól?
Ilustrační foto...
Mars útočí...
Ilustrační foto...
STS-122: Animovaný plán letu
Ilustrační foto...
Radiové krysy
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 8
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