K vyzkumu povrchu Merkuru se uziva vykonneho radaru na frekvenci 2,4 GHz v Arecibu, pricemz odrazene signaly se studuji jak v Arecibu, tak v Goldstone v Kalifornii a dokonce i pomoci obri "kolejnicove" anteny VLA v Socorro. Podle D. Paigeho se tak podarilo potvrdit, ze dna impaktnich krateru Merkuru v polarnich oblastech jsou vskutku pokryta snehem ci ledem. Do techto mist totiz vlivem okolnosti, ze rotacni osa planety je kolma k obezne rovine, nikdy nedopada slunecni svetlo, takze jejich rovnovazna teplota cini pouze 100 K. Z tehoz duvodu neni zcela vylouceno, ze se jednou podari najit led i v polarnich kraterech na Mesici.
J. Harmon aj. vyuzili radarovych mereni polarnich oblasti Merkuru v letech 1991-2 k porovnani se snimky z Marineru 10, porizenych pred dvema desetiletimi, k rozliseni impaktnich krateru v teto obtizne zmapovatelne oblasti. Zejmena tak objevili velky impaktni krater v blizkosti jizniho polu Merkuru o prumeru plnych 125 km.
K dalsimu pruzkum Merkuru zblizka se patrne odhodla evropska kosmicka agentura ESA pocatkem pristiho stoleti, kdy se pocita jednak s pristanim automaticke sondy na Merkuru a jednak s obihajici sondou pro podrobne zmapovani povrchu.
V lonskem roce byla dokoncen veleuspesny program vyzkumu Venuse kosmickou sondou MAGELLAN. Sonda startovala ze Zeme v kvetnu 1989 a na protahle elipticke obezne draze u Venuse se usadila v srpnu 1990. Jejim prvni ukolem bylo radarove mapovani povrchu planety s vodorovnym rozlisenim 120 m a topografie s presnosti na 300 m. To se bajecne zdarilo v obdobi do zari 1992, kdy byly na Zemi predany potrebne podklady o 98% povrchu Venuse. Vznikla mapa je v soucasne dobe jiz z vetsi casti zdigitalizovana a zajemci si ji mohou "vytahnout" prostrednictvim site Internetu, pripadne zakoupit na kompaktnich discich CD-ROM.
V letech 1993-4 pak probihala mereni podrobnosti gravitacniho pole planety na draze, ktera se povely ze Zeme postupne menila z puvodni protahle elipsy bezmala na kruznici. V lete 1993 se pritom poprve vyuzilo aerodynamickeho brzdeni drahy sondy (odporem prostredi atmosfery planety), coz vyznamne setrilo pohonne hmoty sondy pro dalsi manevry. Do zari 1994 se tak podarilo zmapovat gravitacni pole nad 95% povrchu Venuse.
V te dobe se zivotnost mimoradne namahane sondy zretelne blizila ke konci, avsak technici z JPL v Pasadene vyuzili agonie sondy k dalsimi pozoruhodnym experimentum. Zejmena nekolikrat vzajemne pootocili slunecni panely sondy tak, ze vytvorili jakysi "vetrny mlynek", a z roztoceni sondy odporem atmosfery mohli odvodit nove udaje o hustote, viskozite a proudeni v ruznych vyskach nad povrchem. Posledni telemetrie sondy prisla do ridiciho strediska dne 12. rijna 1994, tj. po vice nez 16 000 obezich kolem Venuse. O dva dny pozdeji se sonda roztristila o vrcholky pohori Maxwell a ukoncila tak jedinecnou epochu ve studiu Venuse, behem niz poskytla vice udaju, nez vsechny predesle kosmicke sondy dohromady - americke danove poplatniky prisel tento vyzkum na 900 milionu dolaru.
Z dosavadnich vysledku je patrne nejpozoruhodnejsi zjisteni, jak vyrazne se Venuse lisi od Zeme. M. Price a J. Suppe odvodili z rozlozeni poctu impaktnich krateru, ze dnes nejstarsi viditelny povrch planety pochazi z doby pred pul miliardou let, a ze velke geologicke zvraty na povrchu ustaly pred 400 miliony lety. Podle R. Herricka a R. Phillipse ma nejvice krateru prumery od 12 do 16 km. Pouze 10 impaktnich krateru ma prumery od 90 do 181 km a jen jeden krater (Meadova) je jeste vetsi - 275 km. Celkem bylo na Venusi rozpoznano 842 impaktnich struktur - vzhledem naprosto odlisnych od impaktu na Zemi.
Venuse se tez lisi od Zeme tim, ze kladne gravitacni anomalie nachazime nad vysokymi pohorimi. Nejvetsi kladnou odchylku vykazuje pohori Beta Regio a potom pohori Maxwell, ktere je ostatne vubec nejvyssim na cele planete. D. Bindschlader aj. zjistili, ze stred tvaru povrchu Venuse je vuci dynamickemu tezisti planety posunut o 280 m (s nejistotou desitek metru) smerem k Afroditine zemi.
Pro Zemi lze dulezite udaje o jeji stavbe odvodit z dlouhodobych zmen rychlosti zemske rotace. Potrebne astronomicke udaje z intervalu od 700 let pr. n. l. do r. 1990 n.l. shromazdili F. Stephenson a L. Morrison. Pro nejstarsi epochu vyuzili udaju o okamzicich zatmeni Slunce a Mesice a od r. 1600 tez udaju o zakrytech planet i hvezd Mesicem, jak nam je zanechali babylonsti, cinsti, arabsti i evropsti astronomove. Nejistoty v urceni casu ukazu se postupne zmensovaly, od ñ13 minut pro staroveka cinska pozorovani az k ñ9 minutam pro stredoveka arabska pozorovani. Vynalez kyvadlovych hodin a dalekohledu znamenalo prirozene vyznamny skok v presnosti mereni, coz zatim vyvrcholilo v r. 1955 nastupem atomovych hodin (cesioveho normalu casu), takze dnes lze universalni cas UT urcovat s chybou ñ0,03 ms, coz odpovida na rovniku linearni chybe 14 mm. S touto presnosti je tedy dnes znama i okamzita delka dne, z niz se pak odvozuje rychlost zemske rotace.
Zmeny rychlosti zemske rotace nalezneme urcenim rozdilu mezi rovnomerne plynoucim terestrialnim casem TT a universalnim casem UT. Terestrialni cas TT se az na konstantu + 32,184 s rovna mezinarodnimu atomovemu casu TAI. Kdyz oznacime pocet stoleti, ktere uplynuly od r. 1820 n.l. jako s, pak rozdil delta T = TT - UT = + 31 s2 .
Z rozboru vsech dostupnych udaju vyplyva, ze v poslednich 2700 letech se delka dne prodluzuje tempem (1,70 ñ0,05) ms/stoleti. To je o 0,6 ms/stoleti mene, nez plyne z teorie brzdeni slapy. Pricina neslapoveho urychlovani zemske rotace neni znama. Pres tento zakladni trend se prekladaji fluktuace s polovicni amplitudou 4 ms a periodou 1500 let, jejichz pricinou je nejspis dynamicka vazba mezi jadrem a plastem Zeme. Podle J. Dickeyho lze dnes studovat rychlost kolisani zemske rotace v odstupech od hodin po staleti. Variace v intervalu dnu az roku vyvolava vazba mezi povrchem Zeme a stavem zemske atmosfery. Variace kratsi nez den zpusobuji promenne oceanske slapy.
K odhaleni techto kratkodobych kolisani rychlosti zemske rotace nepostacuji klasicke metody astrometrie. Vyuzilo se zde zejmena laserovych mereni poloh umelych druzic a Mesice, interkontinentalni radiove interferometrie a zamerovaciho systemu GPS (navigacnich druzic, vysilajicich presne telemetricke signaly).
Druzicovy system TOPEX/POSEIDON, ktery zacal pracovat v srpnu 1992, odhalil postupujici Kelvinovu vlnu teplejsi vody napric Pacifikem smerem k zapadnimu pobrezi Jizni Ameriky kolem vanoc (El Nino) 1994. Tim se zmenil sezonni charakter tryskoveho proudeni (jet stream) nad zemekouli, coz mimo jine zpusobilo anomalne teplou zimu na vychodnim pobrezi USA a mohutne zaplavy v Kalifornii i v zapadni Evrope na pocatku r. 1995. Tyz system naznacuje dlouhodoby vzestup hladiny oceanu vlivem tani polarnich cepicek a ledovcu o 1 az 2 mm rocne. Podle J. Rudolpha je hlavnim vinikem dlouhodoby narust koncentrace sklenikoveho plynu metanu v zemske atmosfere, pozorovany jiz plnych 200 let. V poslednich 15 letech pribyva metanu rocne o 1%, ale nastesti se od r. 1990 tento trend zacina zpomalovat.
Dne 9. kvetna 1994 zaznamenala sit digitalnich seismometru dosud vubec nejvetsi zemetreseni v oblasti Alteplana v Bolivii. Jeho magnitudo 8,2 nema protejsek, a presto na zemskem povrchu nebyly zaznamenany prakticky zadne skody. Ukazalo se totiz, ze zdroj poruchy vezel hluboko v zemskem plasti plnych 640 km pod povrchem, coz je naprostym prekvapenim, jelikoz podle soudobych nazoru jsou horniny v teto hloubce dostatecne tekute, takze by nemely nahle pukat. Zemetresne vlny z tohoto ohniska probehly napric celou zemekouli a umoznily studium struktury Zeme s presnosti na 50 km.
Dalsi prekvapeni prinesla umela druzice COMPTON, sledujici zareni gama z kosmu. S. Goodman aj. totiz ukazali, ze aparatura BATSE pro studium kratkodobych vzplanuti zareni gama v kosmu zachyti obcas fotony gama, ktere vznikaji v zemske atmosfere v bourkovych pasmech nad rovnikem, zejmena nad Jizni Amerikou a vychodni Indii. Prumerne se pozoruje jeden bourkovy zablesk gama za 6 tydnu a jeho zdrojem jsou nejspise mimoradne intenzivni vyboje blesku.
J. Touma a J. Wisdom studovali vyvoj drahy Mesice na stupnici desitek milionu let. Potvrdili, ze zmena drahy souvisi s disipaci energie slapovym pusobenim v zemskych oceanech i v zemske kure a vypocitali, ze sklon rotacni osy Zeme pritom kolisa mezi 20o a 24o - Mesic tedy vskutku brani tomu, aby se zemska rotacni osa prilis "rozkmitala".
M. McCulloch porovnaval stari mesicnich hornin, meteoritu a pozemnich hornin. Zjistil, ze nejstarsi mesicni horniny vznikly pred 4,44 miliardami let, a ze nejstarsi meteority vznikly pred 4,56 miliardami let. Dovozuje tez, ze akrece materialu na planety pokracovala do doby pred 4,48 miliard roku a definitivne skoncila pred 4,40 miliardy let. To pak znamena, ze v dobe, kdy Pramesic narazil do Zeme, nebyla jeste akrece Zeme zcela dokoncena.
S. van den Bergh shrnul udaje o velkych geologicky dolozenych katastrofach v minulosti Zeme. K nejstarsi katastrofe doslo v devonu pred 365 miliony lety, ale jeji pricina neni znama, podobne jako u dalsi katastrofy pred 251 miliony lety na rozhrani spodniho a svrchniho permu. Naproti tomu nelze pochybovat o impaktni pricine dalsi katastrofe pred 65 miliony lety na rozhrani druhohor a tretihor. Je to jedina geologicka vrstva, v niz bylo nalezeno po celem svete zvysene zastoupeni iridia. Stari impaktniho krateru Chicxulub 65 milionu let je znamo s chybou mensi nez 100 tisic let. Makrofosilie a pozustatky velejesteru lze nalezt jeste v poslednim centimetru vrstvy pod rozhranim, ale nikoliv nad nim, takze je jiste, ze vymreni bylo nahle a globalni. Podle autorova vypoctu pro energii impaktu 5.1024 J dosahly vlny cunami na volnem mori ve vzdalenosti 1000 km od mista dopadu vysky 1 km. Z mnozstvi sazi dochovanych v mezni vrstvicce lze odhadnout, ze shorela ctvrtina tehdejsi biomasy. Obnova biologicke pestrosti zabrala 5000 let.
D. Steel pripomnel, ze prvnim odbornikem, ktery seriozne uvazoval o katastrofach v souvislosti s obrimi impakty planetek nebo komet, byl americky meteoritik Harvey Nininger v r. 1942. Nininger byl inspirovan tehdy novymi objevy planetek-krizicu Apollo, Adonis a Hermes a pouzil faktu o mnozstvi impaktnich krateru na Mesici jako argumentu pro vyskyt obdobnych struktur na Zemi. Nininger spravne usoudil, ze vlivem geologickych procesu impaktni kratery na Zemi rychle mizi a odhadl, ze nejvetsi impaktni struktury budou pricinne souviset s geologickymi rozhranimi. Odhadl, ze Zeme se srazi s jadrem komety jednou za 100 milionu let, coz je radove spravne.
R. Matthews upozornil, ze riziko srazky Zeme s kometou muze behem nejblizsich 30 000 let vzrust nejmene o rad vinou priblizeni hvezd komplexu alfa Centauri ke Slunci. Gravitacni poruchy nijak podstatne neovlivni drahy planet, ale zato vyznamne porusi drahy jader komet v Oortove mracnu na periferii slunecni soustavy. Podle autorova vypoctu se tak uvolni na 200 000 kometarnich jader smerem do centra slunecni soustavy a stanou se pro Zemi potencialnim nebezpecim. Jelikoz do vzdalenosti 5 parseku od Slunce zname celkem 58 hvezd a s radou z nich se v blizke astronomicke budoucnosti tesne setkame, lze ocekavat takove kometarni sprsky vicekrat za sebou.
Neni divu, ze tyto a mnohe dalsi znepokojujici skutecnosti primely americky Kongres k tomu, aby poveril NASA zrizenim "komise pro kosmicke katastrofy", ktera mela do konce r. 1994 podat navrh na primerene protiakce. Predsedou osmiclenne komise se stal americky planetarni geolog a spoluobjevitel proslule komety 1993e E. Shoemaker. Komise soudi, ze je realne behem desiti let odhalit vsechna telesa, krizujici drahu Zeme, jejichz rozmer prevysuje 1 km. K tomu cili by bylo potrebne vybudovat sest zrcadlovych dalekohledu o prumeru primarniho zrcadla 2,5 m v uhrnne hodnote asi 300 milionu dolaru. Dalsich 100 milionu dolaru by stal jejich desetilety provoz. Pomoc vsak prislibilo tez americke ministerstvo obrany, ktere je ochotno predavat udaje ze svych sledovacich stanic a dokonce i ze spionaznich druzic, ktere uz radu let mimo jine zaznamenavaji exploze velkych bolidu v atmosfere Zeme.
H. Melosh a E. Whitaker se rovnez inspirovali lonskym impaktem ulomku komety 1993e na Jupiter a soubeznym zjistenim, ze na prirozenych druzicich Jupiteru Ganymedu a Callisto byly nalezeny retezce impaktnich krateru z obdobnych dopadu ulomku davnych komet na jejich pevne povrchy. Podarilo se jim najit analogicke retezce impaktnich krateru i na privracene strane Mesice. Jeden z nich je dlouhy 47 km a sklada se z 23 krateru o prumerech od 1 do 3 km. Druhy ma delku dokonce 260 km a je tvoreni 24 kratery o prumerech od 5 do 13 km.
J. Hartung se domniva, ze nejmene tri meteoricke roje (chi Scorpionidy, theta Ophiuchidy a Corvidy) jsou dusledkem ejekce mesicniho prachu pri vzniku impaktniho krateru Giordano Bruno. Podle pozorovani britskeho mnicha Gervaze je mozne, ze k impaktu doslo 19. cervna 1178 ve 21 h UT, ale i kdyby se tento udaj nepotvrdil, je jiste, ze Giordano Bruno je velmi mlady krater. Podle Hartunga tri hlavni paprsky vyvrzene horniny na povrchu Mesice maji tyz azimut jako radianty zminenych meteorickych roju.
Necekanym prinosem pro studium Mesice se stala zaplava udaju z titerne kosmicke sondy CLEMENTINE, ktera obihala Mesic od poloviny unora do pocatku kvetna 1994 a behem 71 dnu zmapovala cely povrch Mesice v 11 spektralnich oborech ve viditelne a blizke infracervene casti spektra. Laserovym altimetrem ziskala rovnez topograficke udaje, takze pozemsti astronomove maji jiz nyni v siti Internet k dispozici udaje z vice nez 2 milionu spektralnich snimku. Vysledna "barva" na snimku prozrazuje jednak, o jaky mineral ci horninu jde a jednak jak dlouho byl tento material vystaven ucinkum kosmickeho prostoru, cili jak je "kosmicky zvetraly". Pro velke impaktni kratery Aristarchus a Copernicus jakoz i pro mlady impaktni krater Giordano Bruno se navic podarilo ziskat podrobne tepelne mapy jejich okoli. V oblasti jizniho polu Mesice byla nalezena impaktni struktura, na jejiz dno nikdy nedopada slunecni svetlo, takze teplota dna dosahuje jen -230o C; tam by se tedy mohl vyskytovat led podobne jako na polech Merkuru.
Altimetrie umoznila s nevidanou presnosti urcit podrobnou topografii Mesice a vysledky jsou vice nez prekvapujici. Ukazuje se, ze na Mesici je rada silne zvetralych rozlehlych impaktnich panvi o hloubce 5 az 7 km a rozmerech stovek az tisicu kilometru. Nejmladsi impaktni panvi je fakticky Mare Orientale. Nejvetsi impaktni struktura v cele slunecni soustave byla objevena pobliz jizniho polu Mesice a krateru Aitken. Jeji prumer dosahuje plnych 2500 km a hloubka az 12 km ! Netreba podotykat, ze obdobne presne a podrobne udaje nemame v tu chvili pro zadne jine kosmicke teleso.
L. Doggett a B. Schaefer zpracovali vysledky pozoruhodne pozorovaci kampane, jiz se v letech 1987-1990 zucastnil na 2000 pozorovatelu v severni Americe. Jejich ukolem bylo spatrit srpek Mesice co nejdrive po novu. Autori totiz uvadeji, ze starsi data tohoto typu nejsou prilis spolehliva. Nejranejsi overene pozorovani srpku Mesice bez vyuziti jakychkoliv pomucek odpovida stari Mesice 15,4 hodiny. Pokud se k nalezeni Mesice vyuzije rozlicnych pomucek, pak se tento cas podarilo zlepsit az na 13,4 hodiny.
Jinou kuriozitu odhalil M. Watson - dne 23. dubna 1998 dojde k zakrytu Venuse i Jupitera srpkem Mesice najednou. Vzacny prirodni ukaz bude pozorovatelny z vychodni casti Jizni Ameriky a ze stredni Afriky.
G. Veeder aj. uvedli, ze tepelny zarivy vykon Jupiterovy prirozene druzice Io radu 1014 W podstatne prevysuje odhad, odvozeny z teorie o slapovem puvodu vulkanicke cinnosti na Io. O tom, ze vsechno je jinak, svedci tez okolnost, ze na povrchu druzice Io byly zjisteny rozsahle oblasti o teplote 300 K, z nichz prichazi intenzivni infracervene zareni, zatimco okolni povrch je o 100 K chladnejsi. Rovnez se nepotvrdilo, ze by vulkanicke magma obsahovalo siru resp. sirne slouceniny. Ve skutecnosti jde o horniny na bazi kremicitanu.
Na povrchu Saturnu byla v polovine cervence 1994 zpozorovana dalsi bila skvrna v sirce -60o, ktera se do srpna tehoz roku roztahla ve smeru od vychodu k zapadu na delku 12 700 km a rotovala v periode 10 h 22 minut. Az do konce roku se pak jeji vzhled prilis nemenil. Soudi se, ze bila barva je dana krystalky cpavku ve vzestupnem proudu v atmosfere planety.Ze snimku porizenych Hubblovym kosmickym teleskopem se podarilo urcit, ze v techto sirkach vane vitr rychlosti 1600 km s-1. Skvrna vsak nedosahla mohutnosti skvrny ze zari 1990, rovnez tehdy snimkovane HST.
Hubbluv kosmicky teleskop poridil tez infracervene zabery obri Saturnovy druzice Titanu. Podle P. Smithe aj. dosahuje teplota na povrchu Titanu 94 K, coz umoznuje koexistenci vsech fazi metanu na povrchu druzice. Svetla skvrna na snimcich HST ve vlnove delce 940 nm svedci nejspise o pritomnosti ledoveho kontinentu na Titanu o plosne vymere Australie. Titan podle vseho rotuje synchronne. Vertikalni rez atmosferou Titanu se podarilo sestavit R. Milesovi a A. Hollisovi na zaklade obsahleho pozorovaciho materialu, ktery byl ziskan pri pozorovaci kampani 3. cervence 1989, kdy Titan zakryl jasnou hvezdu 28 Sgr. Odtud se zdarilo urcit profil atmosfery Titanu ve vyskach od 300 do 700 km nad druzici. Soubezne se ukazalo, ze hvezda 28 Sgr ma polomer mensi nez 13 milionu km.
S. Dermott a P. Thomas urcili polomer druzice Enceladus na 249 km a jeji stredni hustotu jako temer shodnou s hustotou vody v pozemskych podminkach. Dalsich sedm malych prirozenych druzic s prumerem do 5 km odhalili M. Cordon aj. pri nove prohlidce snimku Saturnovych prstencu, ktere poridila sonda Voyager 2 v r. 1981.
F. Colas aj. spatrili koncem r. 1994 na observatori Pic di Midi v Pyrenejich v Saturnove prstenci B proslule paprsky, poprve rozlisene rovnez Voyagery. Radialni paprsky mely nejlepsi kontrast az 3% v blizkem infracervenem pasmu I, resp. v pasmu R a ve vzdalenosti odpovidajici korotacnimu polomeru ( v teto vzdalenosti jsou castecky prstence vuci povrchu planety stacionarni). Ukaz byl pozorovan fakticky v protisvetle pobliz konjunkce planety se Sluncem.
Viditelnost prstencu se ovsem v soucasne dobe velmi zhorsila, nebot v r. 1995-6 dochazi jiz k 7. serii zmizeni prstencu ve 20. stol. Predesle serie nastaly v letech 1907-08, 1920-21, 1936-07, 1950 a 1979-80. Zmizeni poukazuje na malou tloustku prstencu, ktera patrne cini jen stovky metru. K pruchodu roviny prstencu zornym paprskem pozemskeho pozorovatele dochazi tentokrat 22. kvetna a 11. srpna 1995 a naposledy 2. unora 1996. Pristi serie zmizeni prstencu se odehraje az v r. 2009.
Hubbluv kosmicky teleskop se dne 14. srpna 1994 zaslouzil o opetne zobrazeni planety Uran s rozlisenim, ktereho naposledy dosahla kosmicka sonda Voyager 2 v r. 1986. Na trech snimcich v dobe, kdy byl Uran 2,8 miliardy km od Zeme, je patrny zakal ve vysoke atmosfere nad jiznim polem planety i jasna mracna. Dale se podarilo zobrazit vsech 11 dosud znamych prstencu vcetne excentrickeho prstenu epsilon, a konecne i nalezt vsech pet vnitrnich druzic planety, jak je objevila sonda Voyager 2. To ma znacny vyznam pro zlepseni jejich drahovych parametru.
Koncem cervna lonskeho roku poridil HST take tri snimky planety Neptun. Na ultrafialovem zaberu nejsou patrne zadne kontrastni podrobnosti, kdezto vzhled Neptunu ve viditelne a infracervene oblasti se v podstate shoduje se snimky z Voyager 2 z r. 1989. K prekvapeni odborniku vsak na novych snimcich naprosto chybi velka seda skvrna, ktera v r. 1989 byla zdaleka nejnapadnejsim utvarem, s kontrastem srovnatelnym s velkou rudou skvrnou na Jupiteru. Je pozoruhodne, ze v poslednich dvou desetiletich se Neptun neustale zjasnuje.
Take dvojplaneta Pluto-Charon se stala tercem snimkovani kamerou FOC HST, a to hned 2. brezna 1994, kdyz vzajemna uhlova vzdalenost teles dosahla 0,94". Ve vzdalenosti 29,6 AU zabral disk Pluta na snimku plnych 7 pixelu a odtud se R. Albrechtovi aj. podarilo odvodit jeho polomer 1160 km, zatimco pro polomer Charonu vyslo necelych 650 km. To je v dobre shode s vysledky E. Younga a R. Binzela z nekolikalete kampane sledovani zakrytu a zatmeni obou slozek dvojplanety - odtud vysel polomer Pluta RP = = (1164 ñ23) km a polomer Charonu RC = (621 ñ21) km. Konecne R. Millis aj. odvodili polomer Pluta z rozboru zakrytu hvezdy P8 dne 9. cervna 1988, a obdrzeli RP = = (1180 ñ5) km (po korekci o absorpci svetla hvezdy v atmosfere Pluta). L. Young aj. urcili delku velke poloosy obezne drahy Charonu na (19460 ñ58) km a hmotnost soustavy na (14, 32 ñ0,13).1021 kg. Pluto je zhruba o rad hmotnejsi nez Charon, ale pomer hmotnosti se patrne podari zpresnit po dalsim vyhodnoceni snimku z HST. To pak tez umozni zlepsit udaje o strednich hustotach obou teles. Zatim vychazeji hustoty zhruba na dvojnasobek hustoty vody v pozemskych podminkach.
Dosud zbyva slaba nadeje, ze se udaje o Plutu podari
podstatne zlepsit, pokud se najdou prostredky na vypusteni
kosmicke sondy, ktera pri vrcholne miniaturizaci
a spartanskem vybaveni by mohla startovat r. 2001 a doletet
k Plutu jiz r. 2008 - podle T. Reichhardta by vsak prisla
stejne na bratru 600 milionu dolaru, a ty dnes nikdo NASA
nebo ESA neda. Musime se nejspise smirit s tim, ze
o vzdalenych planetach slunecni soustavy se v nejblizsim
ctvrtstoleti jiz nic prevratne noveho nedozvime.