Tu si môžete zvoliť potrebné kódovanie diakritiky.

ŽEŇ OBJEVŮ 2002 (XXXVII.) - DÍL A; PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA


Dátum: 17. októbra 2003

Autor: Jiří Grygar


Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


OBSAH (časť A):

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

Naše poznatky o povrchu Merkuru byly až dosud založeny pouze na měřeních sondy Mariner 10, jež v letech 1974-75 proletěla celkem třikrát kolem planety a pořídila přitom na 4 tisíce snímků, pokrývajících však jen asi 57% jejího povrchu. Teprve v červnu a červenci 2001 dokončil zobrazování povrchu Merkuru výkonný radar v Arecibu, byť s rozlišením jen několik kilometrů. Na radarových záběrech "odvrácené" polokoule je vidět poblíž Merkurova rovníku velký impaktní kráter o průměru 90 km, obklopený světlými paprsky do vzdálenosti až 900 km. Z toho lze usoudit, že kráter není starší než 100 milionů roků.

Podle počítačových simulací ztratila Venuše vodu nejpozději během první miliardy let po vzniku sluneční soustavy. Jakmile se totiž povrch původního oceánu ohřál nad 27°C, došlo k překotnému zvyšování teploty hladiny a rychlému vypaření oceánů. Podobný efekt se pozoruje i na Zemi severovýchodně od Austrálie, ale naštěstí jen ve zcela omezené oblasti Pacifiku. D. Koryczansky aj. simulovali na počítači vliv brzdění husté atmosféry na dopady meteoritů na povrch Venuše pomocí dvou- a trojrozměrných modelů. Výsledky se dosti dobře shodují, i když přirozené trojrozměrné modelování je přesnější. Autoři ukázali, že kamenná tělesa s průměrem pod 2 km se vůbec nedostanou na povrch planety, protože se zcela zabrzdí a rozpadnou v atmosféře. Známý pozorovatel planet P. Lowell tvrdil na počátku 20. stol., že viděl dalekohledem na povrchu Venuše tmavou skvrnu a v atmosféře svislé tmavé špice. Teprve nyní se podařilo dokázat, že díky velké jasnosti planety v dalekohledu pozoroval strukturu sítnice ve svém oku!

1.1.2. Země - Měsíc

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

Jak uvádějí J. Fröhlich a J. Lean, přesné údaje o kolísání sluneční konstanty máme teprve od listopadu 1978, kdy se její hodnota počala soustavně měřit z družic, přičemž přesnost měření dosahuje ±0,05 W/m^2. Teprve teď máme údaje z úplného slunečního magnetického cyklu, takže výsledná amplituda variací sluneční konstanty dosahuje 0,1%, tj. 1,3 W/m^2 a dosahuje vrcholu v maximu sluneční činnosti. Podobně J. Rozema aj. připomněli, že tloušťka vrstvy ozónu v Antarktidě se měří teprve od r. 1957, takže nemáme žádné představy o přirozeném kolísání ozónové vrstvy v předešlých dobách. Předběžně se zdá, že také ozónu přibývá, když sluneční činnost dosahuje maxima. V každém případě loňská ozónová díra v Antarktidě byla menší a méně hluboká než ve dvou předchozích letech

Loni jsme si také připomněli 30. výročí zahájení dálkového průzkumu Země družicí Landsat 1. Dnes je obdobných družic velká řada a další specializované družice budou vypuštěny v blízké budoucnosti. To umožnilo získat globální přehled o stavu vegetace, nadcházející úrodě a biomase, o sněhové pokrývce a rozsahu ledovců, o zásobách sladké vody, lesních požárech a tyto údaje průběžně aktualizovat. Tak se například ukázalo, že v severních oceánech kleslo množství fytoplanktonu až o třetinu, zatímco v rovníkovém pásmu ho přibylo až o polovinu. Díky družicové radiolokaci máme dnes dobré údaje i o deštných pralesech, kde oblačnost znemožňuje běžné snímkování, o směru a síle větru, výškách vln v oceánech a o výškopise souše s přesností na ±30 m. To vše umožňuje zlepšit předpovídání počasí na více dnů a víceletých trendů změn klimatu (jevy El Niňo a La Niňa). Lze tak rovněž sledovat změny zemského gravitačního pole související s přesouváním vody v oceánech. Od r. 1998 se tak zvětšuje rovníková výduť Země, zatímco před tímto datem se zmenšovala. Podle J. Dickeye aj. však díky tání polárního ledovce vystupuje Antarktida vzhůru, takže dynamické zploštění Země se naopak snižuje (horniny jsou hustší než voda).

Zatímco celý svět naříká nad globálním oteplováním, jež podle P. Dorana aj. dosahuje průměrně 0,06°C za každou dekádu XX. stol., a v poslední době se zvýšilo dokonce na 0,19°C, antarktická základna McMurdo je na tom právě opačně: v poslední dekádě se tam ochladilo o 0,7°C, přičemž větší část ochlazení připadá na letní období. Pozoruhodný vliv na teplotu v USA měl třídenní zákaz letů dopravních letadel po atentátu z 11. září 2001. Ukázalo se totiž, že kondenzační stopy po letadlech tam jednak snižují průměrnou teplotu o celý stupeň Celsia a jednak měřitelně zmírňují rozsah denního kolísání teploty. Nová měření teploty z družic též vyvrátila všeobecné přesvědčení o vlivu Golfského proudu na oteplení severozápadní Evropy. Skutečnou příčinou je proudění vzduchu ohřátého v létě nad severním Atlantikem směrem k Evropě. Proto je zima v oblasti Labradoru až o 15°C chladnější než zima ve Velké Británii.

O velké, byť krátkodobé, změny teploty na Zemi se mohou přičinit výbuchy sopek, jak prokazuje případ filipínské sopky Pinatubo na ostrově Luzon, který vybuchla po půl tisíciletí nečinnosti 15. června 1991. Byl do druhý největší sopečný výbuch ve XX. stol. po aljašské sopce Katmai v r. 1912. Je pravděpodobné, že výbuch Pinatuba souvisel se silným zemětřesením které zasáhlo filipínskou brázdu v červenci 1990. Při prvním ze série sopečných výbuchů bylo během tří hodin vyvrženo 5 km^3 magmatu. Hřibový mrak nad sopkou měl základnu o průměru 500 km a dosáhl výšky 40 km nad povrchem Země. Sopečný prach pak putoval vícekrát kolem celé zeměkoule a způsobil studené léto na severní polokouli v r. 1992 a dvě teplé zimy v letech 1991-93.

Jedním ze zdrojů globálního oteplování je podle J. Graceho a Y. Malhiho - řeka Amazonka. Ta se svými přítoky přináší do oceánu plnou pětinu celkového říčního přítoku celého světa a nyní se ukázalo, že jí odnášené organické zbytky z rostlin deštných pralesů odpařují zpět do atmosféry oxid uhličitý s nečekaně vysokou účinností. R. Nemani aj. však ukázali, že až třetina CO_2 se vsakuje do půdy zásluhou dešťů, což podporuje rostlinnou produkci. Patrně jde o hlavní cestu, jak je z atmosféry vymýván přebytečný CO_2. Biosféra a oceán tak pohltí asi polovinu CO_2, vznikajícího činností člověka. Díky globálnímu oteplování se obecně přítok říční vody do oceánů zvyšuje. Do Severního ledového oceánu přitéká dnes o 7% vody více než ve třicátých letech XX. stol., kdy se tyto přítoky začaly měřit v tehdejším SSSR. Každoroční přírůstek objemu vody dnes činí plné 2 krychlové kilometry.

V. Světcov odhadl porovnání s četnostmi vzniku impaktních kráterů na Měsíci přínos organických látek na Zemi z komet v prvních 700 milionech let po vzniku sluneční soustavy až na 10^8 kg ročně. Na tom se nejvíce podílela kometární jádra s průměrem kolem 1 km. Pro přežití organických látek při dopadu má velký význam brzdění pádu komety zemskou atmosférou. Naproti tomu M. Drake a K. Righter popírají, že by pády komet a meteoritů přinesly na Zemi vodu. Jak uvádí U. Wiechert, roli skleníkového plynu v rané atmosféře Země nemohl hrát oxid uhličitý, neboť kyslík se začal v zemské atmosféře vyskytovat teprve před 2,4 miliardy let, ale metan, jenž má 23krát vyšší skleníkový efekt. To bylo tehdy pro Zemi ostatně životně nutné, jelikož původní Slunce mělo o plnou třetinu nižší zářivý výkon než dnes. V současné době je díky nízké koncentraci metan až druhým skleníkovým plynem v zemské atmosféře a jeho přínos ke globálnímu oteplování je proto pouze poloviční v porovnání s CO_2. Přírůstek skleníkových plynů v zemské atmosféře se po r. 1980 zastavil, takže podle modelových výpočtů se průměrná teplota Země zvýší do poloviny XXI. stol. jen o 0,7°C. Zcela překvapivě se globální oteplování projeví také na brzdění rychlosti zemské rotace. Pokud se udrží současný trend, tak se délka dne prodlouží během každého desetiletí o 11µs, tj. za století celkem o 0,1 s.

T. Yamasaki a H. Oda tvrdí, že sklon a indukce magnetického pole Země se mění v závislosti na změně výstřednosti zemské dráhy kolem Slunce v periodě dlouhé přibližně 100 tisíc let. Průběh ledových dob podle Milankovičovy domněnky o závislosti průměrné teploty povrchu Země na kolísání dráhových parametrů Země se nyní podařilo potvrdit na základě měření metodou U/Th pro období posledních 240 tisíc roků. V té době byla hladina oceánů o 18 m níže než dnes. Podle M. Murakamiho aj. činí hmotnost vody v oceánech 0,02% hmotnosti Země, ale ve spodním plášti Země jí může být až 0,1%. Ledovce představovaly před 20 tisíci lety tisícinu promile hmotnosti Země, ale od té doby zčásti roztály, takže za tu dobu stoupla hladina oceánů o plných 100 m a ledovci pokrytá část Země se zmenšila z 10% více než třikrát.

V. Pasko aj. přinesli další zprávy o bleskových výbojích ve vysoké atmosféře Země. Prvním zprávám starým už celé století se dlouho nevěřilo, ale teď už je jisté, že mezi vysokou troposférou, stratosférou a dolním okrajem ionosféry probíhají bleskové výboje pozoruhodné intenzity a vzhledu. Tzv. duchové (angl. sprites) vycházejí z ionosféry a směřují dolů k zemskému povrchu rychlostí až 10^7 m/s, zatímco tzv. modré výtrysky (angl. blue jets) směřují vzhůru z bouřkových mračen rychlostí až 10^5 m/s a rozevírají se přitom do kužele. Spád napětí mezi ionosférou a povrchem Země činí totiž v průměru 260 kV.

Měření z družice IMAGE ukazují podle S. Fuselliera aj., že vnější ionosféra Země ve výškách 300 -- 1000 km se vlivem kondenzací ve slunečním větru příležitostně ohřívá až na miliardy kelvinů, takže do kosmického prostoru tímto ohřevem unikají stovky tun materiálu vnější ionosféry. Ty pak vytvářejí známé plazmové radiační pásy Země. Tento efekt zeslabuje vliv slunečního větru na intenzitu magnetických bouří na Zemi a posiluje tak ochranu Země magnetickým polem. Vloni 7. září však byla pozorována rozlehlá polární záře současně jak v Evropě a severní Americe, tak v Austrálii a na Novém Zélandě. C. Matyska aj. uvádějí, že celková tepelná ztráta Země činí 44 TW, zatímco od Slunce dostáváme 170 PW. Brzdění zemské rotace stojí 3,2 TW. Tepelný tok Země za rok dosahuje hodnoty 1,4 ZJ. Energie uvolněná za rok zemětřeseními činí řádově 10 EJ.

1.1.2.2. Meteority

Zaslíbenou zemí pro lovce meteoritů je už více než dvě desetiletí Antarktida. Jen během poslední letní sezóny nasbírali Japonci v oblasti Yamato přes 3,5 tisíce úlomků, mezi nimiž vynikají dva meteority z Marsu o hmotnosti 13,7 a 1,3 kg (Y-593 a Y-749). V obou případech jde o vyvřelé horniny o stáří 2 miliard let, které opustily Mars před 10 miliony lety. J. Šukoljukov aj. studovali další marsovský meteorit (shergottit) Dhofar 019 o hmotnosti 1,1 kg, nalezený počátkem r. 2001 v ománské poušti. Kromě správného atmosférického zastoupení xenonu a kryptonu, odpovídajícího přesně atmosféře Marsu, objevili v meteoritu krystalické struktury, které mohly vzniknout pouze na planetárním tělese velkého rozměru nejpozději před 1,3 miliardy let. Autoři současně spekulují o možnosti, že některé pozemské meteority mohly přiletět také z Merkuru. Do konce r. 2001 stoupl počet různých meteoritů z Marsu v pozemských sbírkách na 24. Z modelových výpočtů o četnosti a velikosti impaktních kráterů na Marsu plyne, že každým rokem dopadá na Zemi několik nových meteoritů z Marsu, což jsou vlastně vzorky marsovských hornin pořízené zcela zdarma - jen kdybychom je uměli hned najít.

Velké množství prací bylo loni věnováno podivuhodnému meteoritu Tagish Lake, jenž dopadl na zamrzlé jezero v Britské Kolumbii 18. ledna 2000, takže jeho průlet atmosférou zaznamenaly špionážní družice. Odtud víme, že měl při vstupu do atmosféry rychlost jen 16 km/s, hmotnost 60 t, průměr 4 m a bezmála plochou dráhu letu. Kinetická energie meteoritu činila 1,7 kt TNT, přičemž při závěrečném výbuchu se 16% této energie změnilo ve světlo, takže zazářil jako objekt -22 mag. Těleso se rychle tříštilo na drobné úlomky ve výškách 50 -- 32 km nad zemí, což svědčilo o jeho křehkosti. Původně byl klasifikován jako uhlíkatý chondrit, ale pravděpodobně jde o zcela nový typ meteoritů s vysokým obsahem vody a uhlíku.

J. Borovička shrnul údaje o pádu meteoritu Morávka ze 6. května 2000. Příslušný bolid byl zachycen zejména třemi amatérskými videokamerami, ale též umělými družicemi Země. Svítící dráha trvala 9 sekund a byla skloněna k obzoru pod úhlem 20°. Počáteční rychlost činila 22,5 km/s a na konci svítící dráhy klesla na 3,7 km/s. Meteorit začal svítit v 80 km nad Zemí a pohasl ve 21 km. Hlavní výbuch dosáhl -20 mag (vyzářená energie 25 GJ), ovšem za denního světla. Meteorit se rozpadal ve výškách 36 -- 30 km nad zemí přinejmenším na stovky úlomků. Doprovodné rázové vlny byly výborně zachyceny sítí pro sledování důlních otřesů dolu Petra Bezruče v Paskově. Infrazvuky o frekvencích 0,3 -- 9 Hz zachytila bavorská stanice ve vzdálenosti 360 km od exploze. Před střetem se Zemí se meteoroid pohyboval po dráze s velkou poloosou 1,85 AU a výstředností 0,47 pod úhlem 32° k ekliptice v oběžné době 2,5 roku.

První úlomek o hmotnosti 0,2 kg dopadl jen 300 m od vypočteného ideálního místa dopadu těsně vedle dvou děvčat, takže byl nalezen ihned. O týden později byl objeven druhý úlomek o hmotnosti 0,3 kg a koncem května třetí o hmotnosti 0,09 kg. Po roce se pak podařilo dohledat čtvrtý o hmotnosti 0,2 kg a v červenci 2001 pátý zhruba o téže hmotnosti. Radionuklidová analýza proběhla v Itálii a Německu; chemická analýza v Řeži vedla k identifikaci 40 chemických prvků v obyčejném chondritu typu H5-6 o střední hustotě 3600 kg/m^3. Podle příslušných výpočtů měl meteoroid při vstupu do zemské atmosféry hmotnost 1,5 t a průměr 0,9 m; uvolněná energie odpovídala 90 t TNT.

L. Lindner a K. Welten uveřejnili radiochemickou analýzu holandského meteoritu Glanerbrug, jenž dopadl 7. dubna 1990 na domovní střechu a byl klasifikován jako kamenný chondrit, brekcie LL. Autoři v něm odhalili radionuklidy 26^Al, 54^Mn a 22^Na, odkud určili, že meteorit existoval v kosmickém prostoru jako samostatné těleso asi 20 milionů let. Geologicky se odlišuje od meteoritu Příbram - chondritu typu H5, ačkoliv dráhy obou těles ve sluneční soustavě jsou shodné (oba meteority dopadly téhož dne v roce, ale v intervalu 31 roků od sebe).

Pravá bomba v meteoritické astronomie však doslova vybuchla až 6. dubna 2002 ve 20.20 UT, když středoevropská bolidová síť zaznamenala průlet jasného bolidu, který začal svítit ve výši 85 km nad Innsbruckem a dosáhl maximální jasnosti poblíž známého střediska zimních sportů Garmisch-Partenkirchen ve výši 21 km nad zemí. Bolid pohasl ve výšce 16 km a podle výpočtů P. Spurného aj. dopadl na svahy masivu Geierkopf v Tyrolských Alpách. Podle téže práce měl meteoroid při vstupu do atmosféry hmotnost 600 kg a rychlost 21 km/s, jež se na konci 91 km dlouhé svítící dráhy snížila na 3 km/s. V okamžiku největší jasnosti se těleso rozpadlo na více úlomků, z nichž podle výpočtu mohlo na zem dopadnout asi 25 kg meteoritů. Skutečně již 14. července 2002 byl asi 400 m od ideálního místa dopadu nalezen úlomek meteoritu o hmotnosti 1,75 kg. Meteorit dostal jméno Neuschwanstein po proslulém blízkém bavorském zámku. Největším překvapením však byl Spurného výpočet dráhy meteoritu ve sluneční soustavě: ta je totiž prakticky shodná s drahou meteoritu Příbram ze 7. dubna 1959. A. Terentěva a S. Barabanov ostatně k témuž systému přiřazují i tři planetky (č. 1863, 4486 a J98S70J), dalších 10 bolidů a pět meteorických rojů. Domnívají se, že jde o rodinu komety Pons-Winnecke. Skoro to dělá dojem, že bych měl vydat předběžné varování, abychom každým rokem ve dnech 6.-7. dubna sfárali do nejbližšího dolu nebo aspoň tunelu metra...

1.1.2.3. Kosmické katastrofy na Zemi

A. Dar a A. Rújula připomínají, že velmi hmotná hvězda éta Carinae, vzdálená od nás jen 2 kpc, se může kdykoliv zhroutit na černou díru, což by vedlo k dramatické explozi a vyzáření pronikavého záření v protilehlých výtryscích podél polární osy hvězdy. Ta je naštěstí skloněna 60° k zornému paprsku, takže případné škodlivé záření by nás bezpečně minulo! Naproti tomu N. Gehrels aj. počítali riziko zničení ozónové vrstvy Země po výbuchu supernovy, kdy by nás ohrozil nejprve asi roční masivní přítok záření gama a dále kosmické záření o rekordní intenzitě i energiích po dobu 20 let od optického výbuchu. Uvolněné energie paprsků gama jsou řádu 10^40 J a kosmického záření 10^42 J, což znamená, že riziková supernova by musela vybuchnout ve vzdálenosti pod 8 pc od Země. To se může na zemi stát v průměru jednou za 1,5 miliardy let. J. Scalo a J. C. Wheeler odhadují, že Zemi potkávají biologicky významnější kosmické katastrofy nanejvýš jednou za 2 miliony let, ale protože jde o relativně krátké krize, nemá to příliš velký vliv na evoluci života. Jen největší katastrofy, které jsou podstatně vzácnější (intervaly stovek milionů roků) mají závažné dopady na biodiverzitu, jak ostatně vidíme ze studia zkamenělin v poslední půlmiliardě let. Za posledních 550 milionů let je doloženo jen pět velkých vymírání (údaje v závorce jsou v milionech roků): ordovik (-440), devon (-370), perm/trias (-250), trias/jura (-202) a křída/třetihory (-65).

Uprostřed léta 2002 byla na berlínském trienale o drobných tělesech sluneční soustavy přijata deklarace, kde se upozorňuje na nebezpečí srážky Země s velkou planetkou, neboť statisticky je riziko zabití člověka při drtivém dopadu stejné jako riziko úmrtí při leteckém neštěstí. Zatímco pro zvýšení bezpečnosti letecké přepravy se dělá maximum, nebyla zatím přijata žádná opatření pro snížení rizika dopadu planetek či komet na Zemi. Astronomové spíše z vlastního popudu pilně vyhledávají nové planetky, ale zatím dle D. Steela a A. Harrise je jen malá naděje, že skutečně nebezpečná planetka bude objevena s dostatečným předstihem, pokud ji vůbec před srážkou zpozorujeme! Z údajů špionážních družic o 300 jasných bolidech za posledních 8,5 roku plyne dle P. Browna aj., že planetky o průměru 50 -- 100 m na Zemi nedopadnou, protože je zničí dynamické namáhání v zemské atmosféře, ale následky na omezeném území na Zemi přesto pocítíme, protože se výbuchem uvolní energie řádu 10 Mt TNT (40 PJ). "Tunguzské" úkazy se opakují v průměru jednou za tisíciletí. Každým rokem v atmosféře detonuje bolid s energií 5 kt TNT.

D. Hughes porovnával počty a velikosti kráterů na Zemi, Měsíci a Venuši. V přepočtu na stejnou plochu má Měsíc 1350krát více kráterů a Venuše 1,5krát více kráterů než Země. Zatímco na Měsíci, který nemá atmosféru, neexistuje žádná spodní mez pro průměr impaktního kráteru, na Zemi nejsou atmosférou ovlivněny impaktní krátery od průměru 21 km a na Venuši dokonce až od 45 km nahoru. Empirická data o vztahu mezi energií exploze a průměrem vzniklého kráteru máme jen díky pozemním výbuchům jaderných bomb. Odtud vyplývá že při energii 100 kt TNT (tj. cca 400 TJ) vznikne kráter o průměru 0,4 km. Podrobné modelové výpočty tohoto typu uveřejnili též V. Šuvalov a I. Trubeckaja.

Vloni našli S. Stewart a P. Allen pomocí seismických měření na dně Severního moře ve vzdálenosti 130 km od anglického pobřeží kráter Silverpit o průměru 20 km a hloubce 0,3 km, jehož stáří se odhaduje na 60 milionů let. Je to poprvé, kdy uvnitř tak malého kráteru bylo nalezeno celkem 10 soustředných prstenců vyzdvižených hornin, svědčících o velké rychlosti dopadu tělesa o průměru asi 0,5 km. O něco větší stáří 65,2 milionu let má dle S. Kelleye a E. Gurova ukrajinský kráter Boltyš o průměru 24 km, jenž možná souvisí s proslulým impaktem 10 km planetky v oblasti Mexického zálivu před 65,5 miliony let (kráter Chicxulub). Jak uvádí K. Pope, tento drtivý dopad uvolnil energii 100 Tt TNT, což sice nezpůsobilo naprostou polární noc na Zemi, ale veleještěři byli zahubeni hlavně požáry, které zachvátily celou Zemi. Saze z požárů postupně zastínily Slunce, takže vymírání napříč potravními řetězci ještě dlouho pokračovalo. Jelikož se nyní našel další iridiový vrchol v usazeninách z doby před 202 miliony let, kdy se v severní Americe náhle objevili první dinosauři větších rozměrů, není vyloučeno, že první impakt jim pomohl obsadit uvolněnou ekologickou niku, zatímco ten druhý je naopak vyřadil ze hry.

Vůbec nejstarší rozpoznaná impaktní struktura vznikla před 3,47 miliardami let a její stopy jsou dosud patrné v Jižní Africe a Austrálii. Podle M. Gittingse vznikne při dopadu planetky o rychlosti 25 km/s cunami o s výškami vln o dvojnásobné výšce, než udávaly simulace, použité při přípravě filmu Drtivý dopad. Jejich rychlost šíření však bude o čtvrtinu nižší, než se udávalo ve filmu, tj. pouze 600 km/h. M. Rampino se ovšem domnívá, že spíše než impakty planetek mohou lidstvo v budoucnu ohrozit vulkanické erupce gigantických rozměrů. Zhruba jednou za 50 tisíc roků totiž vybuchne sopka, která přitom uvolní přes 1000 km^3 magmatu a 10^12 kg aerosolů, tj. nejméně o dva řády více než zmíněná Mt. Pinatubo. Jelikož se takové výbuchy nedají předvídat, může být neštěstí hotové. Ostatně totéž si myslí M. Reichow aj. kteří určili metodou radioaktivního datování stáří basaltů z mohutné epizody východosibiřského vulkanismu na 249,4 milionu let. To odpovídá rozhraní permu a triasu a patrně přispělo k největšímu doloženému masovému vymírání rostlin i živočichů. Jak uvedl P. Ward, jsou masová vymírání rostlin a živočichů na Zemi výslednicí kombinace astronomických i pozemních příčin.

G. Hulot aj. zkoumali údaje z družic Oersted a Magsat, jež monitorují změny magnetického pole na zeměkouli v posledních dvaceti letech. Odtud vyplývá, že zatímco v oblasti Pacifiku jsou změny magnetického pole malé, v polárních pásmech a v jižní Africe jsou velmi nápadné a rychlé. Za posledních 150 roků se indukce magnetického pole Země neustále snižuje. Autoři odtud usuzují, že nás čeká brzké a náhlé magnetické přepólování a nikdo neví, jak by se to projevilo na stavu biosféry, protože zhruba za tisíc roků by mělo celkové magnetické pole Země na jistou dobu zcela vymizet. Teorii mechanismu přepólování uveřejnili J. Li aj.

1.1.2.4. Měsíc

J. Chapront aj. určovali parametry měsíční dráhy pomocí přesných laserových měření vzdálenosti Měsíce od Země, konaných od ledna 1972 do dubna 2001 jednak na americké McDonaldově observatoři v Texasu a jednak na francouzské observatoři CERGA. Během posledních let se jim podařilo zmenšit chyby jednotlivých měření na 5 -- 10 mm a za celé zkoumané období mají výsledky s chybou nanejvýš 70 mm! J. Williams aj. využili těchto přesných měření k určení rytmu slapových vzdutí pevného povrchu Měsíce díky slapovým silám Slunce a Země. Dospěli k závěru, že povrch Měsíce je lehce pružný, takže nitro Měsíce je měkké - neobsahuje železné jádro. K témuž závěru dospěli M. Wieczorek a M. Zuberová rozborem všech dostupných "geofyzikálních" údajů pro Měsíc. Podle jejich modelu dosahuje hustota v centru Měsíce jen 4,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách. Jádro Měsíce má poloměr pouze 400 km a je tvořeno roztaveným křemíkem s výraznou příměsí titanu.

J. Armstrong aj. soudí, že na Měsíci lze hledat jak horniny vyvržené při impaktech planetek ze Země, tak i z Marsu a Venuše v různých etapách vývoje sluneční soustavy. Odhadují, že na ploše 100 km^2 se dá v průměru najít asi 20 t pozemských hornin, dále pak na 180 kg hornin z Marsu a až 30 kg hornin z Venuše. Bohužel většina těchto hornin pochází z období těžkého bombardování Měsíce, takže se nejspíše nalézají v měsíčních pánvích, které vznikly před více než 3,85 miliardy let, a jsou tudíž pohřbeny příliš hluboko. Po těžkém bombardování totiž poklesla četnost impaktů řádově tisíckrát. Přesto je však zřejmé, že sbírání vzorků z Marsu a Venuše na Měsíci je podstatně snazší, než pro ně letět ke zmíněným planetám.

T. McConnochie aj. hledali bezvýsledně stopy po vodním ledu na optických i infračervených snímcích okolí severního pólu Měsíce, pořízených sondou Clementine, přestože plných 5200 km^2 měsíčního povrchu leží v trvalém stínu. Na Měsíc se zaměřil i obří 8,2 m dalekohled Jepún soustavy VLT ESO při testování nové infračervené kamery vybavené adaptivní optikou. Kamera CONICA zobrazila pole o rozměru 60 x 45 km v mořích Mare Tranquilitatis a Mare Foecundidatis při 0,2 s expozicích s rozlišením až 130 m, tj. 0,07arcsec, ačkoliv kvalita obrazu (seeing) na Mt. Paranalu dosahovala v té chvíli pouze 1,5arcsec.

1.1.3. Mars

Díky sondám Mars Global Surveyor a Mars Odyssey 2001, která začala pracovat na kruhové dráze v únoru 2002, přibývá rychle údajů o sezónních změnách a mineralogii povrchu dnes nejostřeji sledované planety sluneční soustavy. Z výškopisných měření vyplývá, že během Marsova roku kolísá výška terénu kolem jižní polární čepičky o 2 m, což je důkaz namrzání a opětného rozmrzání ledu oxidu uhličitého. Tento led má nižší hustotu než vodní led, který tvoří podklad obou polárních čepiček. I vodní led však může tát, zejména tehdy, když sklon polární osy Marsu převýší 30°, protože pak dostává přivrácená polární oblast dosti tepla na roztávání vodního ledu, což se projevuje výskytem svislých stružek na svazích kráterů (takto skloněna byla polární osa Marsu ještě před pouhými 300 tisíci lety; nyní však má sklon pouze 25°).

Jižní polokoule planety je v průměru asi o 5 km výše a je rovněž více pokrytá krátery v porovnání s polokoulí severní. Podle J. Moora a D. Wilhelmse je nejhlubší část povrchu Marsu - impaktní pánev Hellas Planitia o průměru 2300 km - v zimě pokryta světlou jinovatkou, nad níž se vznášejí mračna. Naopak v létě tam dochází k rozsáhlým prachovým bouřím. Velké sopky na jejím jižním a východním okraji vyvolaly patrně v dobách své aktivity proudění tekuté vody z východu mohutnými kanály na dno pánve. D. Burrová aj. se domnívají, že tato přívalová voda se vsákla do lávových polí na planetě, a že aspoň v jednom případě (kanál Athabasca Vallis) tekla voda po Marsu zcela nedávno, možná i v posledních desetiletích! Několik nedávných časově oddělených záplav se zřejmě odehrálo také v oblasti Cerberus Fossae. Podle všeho se zdá, že před 3,5 miliardami let, kdy bylo na Marsu patrně tepleji díky zásobám vnitřního tepla z radioaktivity hornin jakož i vinou těžkého bombardování kometami a planetkami, byl Mars pokryt mělkým mořem o hloubce až 50 m. J. Mustard uvádí, že se to projevilo zvětráním vulkanických basaltů na severní polokouli planety.

Podle modelových výpočtů K. Zahnleho aj. a T. Segurové aj. způsobil dopad planetky o průměru 100 km ohřev povrchu Marsu až na 800 K po dobu několika týdnů, což stačilo na ohřev podpovrchového ledu nad bod mrazu po dobu jednoho roku a při průměru dopadající planetky 250 km dokonce na celé století. Vrstva roztáté vody na povrchu pak dosáhla zmíněných 50 m. Přitom na Marsu je prokázáno nejméně 10 obřích impaktů, takže tato situace se mnohokrát opakovala.

O. Korablev zveřejnil výsledky studia profilu atmosféry Marsu pomocí kosmické sondy Fobos, která před svým selháním v r. 1989 měřila obsah vodní páry v atmosféře planety. Nejvíce vodní páry (0,13 promile) se nachází v nízké vrstvě atmosféry do 12 km; s výškou však obsah vodní páry rychle klesá na 0,003 promile ve výšce 25 km. V této výšce se vyskytují řídká vodní mračna a nad nimi je atmosféra zcela průzračná. Vodní ciry se však vyskytují i ve výškách kolem 50 km. V těchto výškách byly nalezeny i stopy ozónu a formaldehyd. Jak uvádí M. Hecht, atmosférický tlak na povrchu Marsu je blízký trojnému bodu pro vodu, což je 0°C při tlaku 6,1 kPa (voda na povrchu Marsu vře při +2 -- +7°C), což znamená, že v prohlubních a kaňonech na planetě může voda z tajícího ledu vskutku téci. Při teplotě 0°C na Marsu se totiž voda vypařuje stejně rychle jako 60°C teplá voda na Zemi.

O výskyty ledových krystalků na povrchu Marsu nás též přesvědčuje pozorování krátkých optických záblesků, které ze Země poprvé pozoroval P. Lowell již r. 1900 a pak jeho následovníci v letech 1951, 1954 a 1958. Tyto záblesky byly zachyceny tehdy, když směrem k Zemi byly natočeny oblasti Edom Promontorium a Tithonius Lacus, takže zřejmě jde o povlaky ledových krystalků na větších plochách, vrhajících sluneční "prasátka" na Zemi. Sonda Mars Odyssey 2001 nyní ukázala pomocí neutronového spektrometru, že vodní led se nachází i v malé hloubce asi 1 m pod povrchem obou polokoulí, především ve středních jižních areografických šířkách mezi 42° a 77° (I. Mitrofanov aj.; W. Boynton aj.).

Zajímavou studii o možnostech pozorování meteorických rojů na Marsu uveřejnili Y. Ma aj. Jelikož Mars je od Slunce dále než Země, jsou rychlosti vstupu kometárních meteorů do atmosféry Marsu obecně nižší; pro krátkoperiodické komety dosahují jen 30 km/s. Protože však hustota atmosféry Marsu ubývá s výškou pomaleji než na Zemi, tak to nakonec znamená, že ke svícení meteorů v atmosféře Marsu dochází již ve výškách asi 120 km nad planetou. Na Marsu lze velmi pravděpodobně pozorovat meteorické roje, jejichž mateřskými tělesy jsou komety 1P/Halley 13P/Olbers a 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková. Sonda Mars Odyssey 2001 našla na povrchu Marsu poměrně čerstvý impaktní kráter, který vznikl dopadem kometárního jádra nebo malé planetky relativně nedávno. Odtud pak vyplývá, že kráter o průměru 10 km vzniká na Marsu jednou za 200 milionů let, ale 3 km kráter každých 200 tisíc roků. Takové impakty dokáží vymrštit horniny z Marsu únikovou rychlostí a tím je zabezpečen vcelku stálý přísun Marsovských meteoritů na Zemi.

Navzdory tomu, že aspoň někdy a aspoň někde na povrchu Marsu tekutá voda téměř určitě byla či ještě je, není vůbec jisté, zda tato téměř nutná podmínka pro život je i postačující. Jak uvedli A. Pavlov aj., je povrch Marsu vystaven sterilizačním účinkům kosmické radiace, takže i radiačně nejodolnější baktérii Deinococcus radiodurans vyhubí sluneční kosmické záření na povrchu Marsu za pouhých 30 tisíc roků. Galaktické kosmické záření pak zničí veškeré mikroorganismy během 2 milionů let. Jelikož radiační poruchy dokáží opravovat jen žijící organismy, ale nikoliv spory, tak vyhlídky na život na Marsu jsou velmi skrovné. Donedávna se jako důkaz uváděl výskyt zrnek magnetitu v meteoritu z Marsu ALH 84001, protože se soudilo, že tato zrnka mohou vznikat pouze činností živých mikroorganismů, ale nyní už víme, že ani to není pravda: existují anorganické cesty vzniku těchto zrnek.

K. Dennerl objevil díky družici Chandra rentgenové záření Marsu na základě prvních pozorování z července 2001. Podle něj září rentgenově celý kotouček planety, což je způsobeno fluorescenčním rozptylem slunečního větru na jádrech atomů kyslíku ve výšce kolem 80 km nad povrchem Marsu. Slabé rentgenové halo je pozorovatelné až do vzdálenosti 20 tisíc km od Marsu; jde o důkaz, že z Marsu neustále unikají atomy kyslíku a uhlíku. Záření je časově stálé a neovlivnily ho ani probíhající prachové bouře v atmosféře planety.

V době, kdy píši tuto část přehledu, probíhá v USA i v Rusku obnovená diskuse o možnosti pilotovaného letu na Mars. Většinou se uvádějí data startu mezi r. 2020 a 2030. Tento optimismus příliš nesdílím z důvodů, které přesahují rámec tohoto přehledu, ale jedno datum bych přesto navrhl: 10. listopadu 2084 bude možné z povrchu Marsu pozorovat přechod Země přes kotouč Slunce. Bude to první takový úkaz od r. 1984, a tudíž docela dobrá záminka pro vyslání expedice pozorovatelů na Mars!

1.1.4. Jupiter

Počátkem loňského roku proletěla sonda Galileo posedmé a naposledy kolem družice Ió ve výšce pouhých 100 km, ale plánovaná pozorování se neuskutečnila kvůli vysoké radiaci. Tím se ovšem osud sondy pozvolna naplnil, protože v loňském roce pak už jen v listopadu 2002 proletěla ve výši 160 km nad Amaltheou. Při tomto průletu se ukázalo, že Amalthea má zcela nepravidelný tvar o hlavních rozměrech 270 x 135 km a nízkou střední hustotu 0,99násobku hustoty vody v pozemských podmínkách, takže jde o typickou hromadu sutě spíše než o kamenné těleso. Tím vlastně skončil vědecký program sondy, jež pak koncem září 2003 zanikla při plánovaném pádu na Jupiter. Během 8 let sonda oběhla Jupiter 33krát a uskutečnila celkem 27 těsných přiblížení ke Galileovým družicím. P. Schenk odhadl ze snímků ledové pokrývky na Europě, Ganymedu a Callistó tloušťku ledu na 19 -- 80 km. Využil k tomu měření tvaru impaktních kráterů, jež nepřímo prozrazují, do jak hluboké vrstvy ledu pronikly kosmické projektily. To znamená, že dostat se pomocí vrtů k předpokládaným podledovým jezerům tekuté vody bude technicky mimořádně obtížné.

Sonda Galileo odhalila na celkem 250 činných sopek a potvrdila, že družice má vázanou rotaci. F. Marchis aj. využili adaptivní optiky u Keckova teleskopu ke stanovení teploty v jícnu sopky Surt na 1475 K a jejího tepelné výkonu na 80 TW. Vytékající magma je bohaté na křemičitany a kužel sopky pokrývá plochu 800 km^2. Podle J. Clarka aj. existuje silná elektromagnetická vazba mezi magnetickými poli Jupiteru a družice Ió, takže napříč ionosférou družice tečou proudy o intenzitě řádu 1 MA. Pomocí 30 m mikrovlnného radioteleskopu Pico Veleta ve Španělsku se u téže družice podařilo poprvé pozorovat rotační spektrum soli NaCl na frekvenci 143 GHz. Jde sice jen o nepatrnou (0,1%) příměs v porovnání s mnohem hojnějším SO_2, vyvrhovaným sopkami, ale i to stačí k vysvětlení, proč je kolem družice pozorovatelný sodíkový oblak a v plazmovém toru ionty chloru. S. Krimigis aj. objevili plynné mračno, prostírající se až do vzdáleností 1 AU od Jupiteru, které obsahuje atomy z vulkanických plynů, uniknuvších z družice Ió.

Unikátní experiment se zdařil v lednu 2001, kdy kolem Jupiteru prolétala sonda Cassini, což byla jedinečná příležitost zejména pro studium Jupiterova magnetického pole dvěma sondami naráz. Odtud zjistili D. Gurnett aj. a S. Bolton aj., že Jupiterova magnetosféra o průměru 20x větším než samotná planeta je vůbec největším souvislým objektem ve sluneční soustavě a během času výrazně "dýchá" podle okamžité intenzity slunečního větru. Radiační pásy Jupiteru se prostírají ve vzdálenostech 0,5 -- 3 poloměru planety, měřeno od horního okraje Jupiterových mračen. Odtud též přichází netepelné radiové záření planety, neboť volné elektrony jsou tam urychlovány až na relativistické rychlosti a energie až 50 MeV. Vstřikování urychlených elektronů do Jupiterovy ionosféry pak vede podle B. Mauka aj. podobně jako na Zemi ke vzniku polárních září. R. Gladstone aj. využili simultánních měření rentgenového záření Jupiteru družicí Chandra k odhalení tajemné horké skvrny v severní polární záři planety, která v periodě 45 min vyvrhuje částice o vysokých energiích. Zatím není vůbec jasné, co je příčinou tohoto úkazu. P. Elsner aj. odhalili měkké rentgenové záření také kolem družic Ió a Europa.

Proslulá rudá skvrna na Jupiteru, kterou poprvé pozoroval J. Cassini v r. 1665, poslední dobou bledne a zmenšuje se. Nejčervenější a opravdu velká byla r. 1878, kdy její hlavní osa měřila 40 tisíc km, kdežto nyní má podélně jen 25 tisíc km, zatímco příčná šířka 12 tisíc km se nezměnila. Pokud to půjde týmž tempem dál, změní se na kruhovou skvrnu kolem r. 2040.

S. Shepard aj. a D. Jewitt aj. odhalili pomocí 2,2 m dalekohledu UHT a 3,6 dalekohledu CFHT na Havaji dalších 12 družic Jupiteru (S/2001 J1 -- J11 a S/2002 J1) o rozměrech 2 -- 4 km, jež obíhají po retrográdních drahách s periodami 557 -- 773 dnů. Zřejmě jde o tělesa zachycená Jupiterem v dávné minulosti. Úhrnný počet známých družic Jupiteru tím stoupl na 40 a překonal tak rekord Saturnu, jenž má 30 známých družic. Družice Jupiteru, objevené v letech 1999-2000, dostaly už svá definitivní označení a jména, jak uvádí tabulka:
Nové družice Jupiteru
Předběžné označení Definitivní označení Jméno
S/1999 J1 J XVII Callirrhoe
1975 J1 = 2000 J1 J XVIII Themisto
2000 J8 J XIX Megaclite
J9 J XX Taygete
J10 J XXI Chaldene
J5 J XXII Harpalyke
J2 J XXIII Kalyke
J3 J XXIV Iocaste
J4 J XXV Erinome
J6 J XXVI Isonoe
J7 J XXVII Praxidike

1.1.5. Saturn

Obřímu radaru v Arecibo se počátkem ledna 2002 zdařil husarský kousek, když na vlnové délce 130 mm získal odrazy od povrchu Saturnovy družice Japetus. Charakter ozvěny se výrazně liší od ozvěn z Galileových družic Jupiteru. A. Coustenisová aj. pořídili 27. října 1998 unikátní záběr povrchu Titanu pomocí adaptivní optiky u 3,6 m dalekohledu CFHT, jenž svou kvalitou převyšuje snímky této Saturnovy družice, pořízené Keckovým či Hubblovým teleskopem. Na snímku je patrný jasný jižní pól družice a rovníkový pás jakož i vysoká hora. Ve výšce asi 80 km nad Titanem byla přítomna lehká "ranní" mlha, tvořená patrně aminokyselinami a tuhými částicemi organických látek. Albeda různých částí povrchu se lišila až v poměru 1:3. Povrch družice je aspoň zčásti pokryt ledem etanu. M. Brown aj. a H. Roe aj. využili adaptivní optiky Keckova teleskopu k objevu metanových mračen, jež se soustřeďují poblíž jižního pólu. Roční doby na Titanu trvají velmi dlouho, neboť se zcela vystřídají až za 16 roků.

B. Scharringhausen aj. uveřejnili výsledky pozemních pozorování Saturnu během "zmizení" prstenů 10. srpna 1995. Z infračervených měření 5 m Haleova teleskopu a 2,3 m anglo-australského teleskopu určili příčnou tloušťku prstenů (0,7 ± 0,1) km a jejich albedo 35%. To je o něco více, než vychází z radiových měření a z pozorování zákrytů hvězd (0,2 km), ale rozdíl je pravděpodobně způsoben zvlněním "roviny" prstenů přinejmenším o 0,4 km. F. Poulet a J. Cuzzi zjistili pomocí infračervené spektroskopie, že 93% hmoty prstenů tvoří ledová zrnka o průměru 0,01 -- 2 mm, znečištěná tholinem. Zbytek představují zrnka uhlíku. Vloni však byly Saturnovy prstence naopak rozevřeny nejvíce, což využili pozorovatelé u VLT ESO k pořízení jedinečných planety i prstenů. Ukazuje se, že v atmosféře planety došlo za posledních pět roků k velkým změnám: obří bouřkový vír poblíž rovníku zcela zmizel, zatímco poblíž jižního pólu Saturnu se objevila tmavá skvrna o průměru 3 tisíce km. V říjnu 2002 byla na Saturn poprvé zaměřena kamera sondy Cassini a pořídila tak velmi kvalitní záběry planety ze vzdálenosti 285 milionů km.

1.1.6. Nejvzdálenější planety

Planeta Uran se blíží k rovnodennosti, která nastane v r. 2007 (oběžná doba planety činí 84 roků, takže jednotlivá roční období na Uranu trvají 21 let). Nejjasnější částí planety je v tuto dobu jižní pól, kde končí léto a za pár let nastane podzim. Sezónní změny jsou patrné ve vzhledu mraků a oblačných pásů, jak je vidí velké dalekohledy, vybavené adaptivní optikou. Za posledních 18 roků klesla průměrná teplota Uranu o 25 K na současné minimum 200 K. Z pozorování mezi srpnem 2001 a zářím 2002 odvodili M. Holman aj. pomocí čtyř velkých teleskopů (CTIO, CFHT, Hale a VLT) elementy dráhy nové družice Uranu s předběžným označením S/2001 U1. Družice obíhá kolem planety v periodě 2,1 roků po retrográdní dráze se sklonem 166°, velkou poloosou 8,6 milionu km (0,06 AU) a výstředností 0,2. Její průměr se odhaduje asi na 15 km.

F. Hamouni a C. Porcová ukázali, že pět úzkých prstenů Neptunu s oblouky dlouhými 40° udržuje svůj podivuhodný "čárkovaný" vzhled díky rezonancím s oběžnou dobou Neptunovy družice Galatea (0,429 d), která má na první pohled naprosto zanedbatelnou dráhovou výstřednost řádu 10^-6. To však stačí k obloukovitému vzhledu prstenců o úhrnné hmotnosti pouhých 2 promile hmotnosti družice Galatea, jejíž hmotnost činí 4.10^18 kg.

W. Grundy aj. studovali infračervené spektrum Neptunovy největší družice Triton a dále planety Pluto a odhalili tam netěkající ledy metanu, vody, a oxidů uhličitého i siřičitého. Proti všemu očekávání a navzdory vzdalování Pluta od Slunce po protáhlé eliptické dráze od přísluní v r. 1989 se od té doby rozsah atmosféry Pluta třikrát zvětšil a průměrná teplota povrchu stoupla o 2 K.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Díky soustavnému úsilí českých i slovenských astronomů v Ondřejově, na Kleti a v Modre přibylo na obloze i v loňském roce nemálo domácích jmen, jak vyplývá z následujícího seznamu:

Města a kopce: (31650) Frýdek-Místek, (21873) Jindřichůvhradec, (14509) Lučenec, (30564) Olomouc, (11636) Pezinok, (15890) Prachatice, (26971) Sezimovo Ústí, (18531) Strakonice, (14537) Týn nad Vltavou, (27088) Valmez, (27079) Vsetín, (31323) Lysá hora, (27525) Vartovka.

Astronomové: (26640) Bahýľ,ž(13367) Jiří [Borovička], (25778) Csere, (29473) Krejčí, (23583) Křivský, (29476) Kvíčala, (26963) Palorapavý, (29674) Raušal, (26376) Roborosa, (26390) Rušin, (13774) Spurný, (21802) Svoreň, (29477) Zdíkšíma, (36888) Škrabal, (33528) Jinzeman.

Vědci a vynálezci: (36060) Babuška, (7699) Božek, (26661) Kempelen, (34753) Zdeněkmatyáš, (26639) Murgaš, (31324) Jiřímrázek, (40459) Rektorys, (28878) Segner.

Dirigenti, skladatelé apod.: (21801) Ančerl, (37939) Hašler, (27132) Ježek, (21804) Václavneumann, (19364) Semafor, (21985) Šejna, (11201) Talich, (28614) Vejvoda, (28019) Warchal.

Další osobnosti: (29738) Ivobudil, (26986) Čáslavská, (40106) Erben, (13792) Kuščynskyj, (19129) Loos, (20969) Samo, (29484) Honzaveselý.

Pohádkové postavy: (29472) Hurvínek, (29471) Spejbl, (33377) Večerníček.


(Pokračování)


Platné HTML 4.01! Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 24. októbra 2003