Tento článek pojednává o planetě. Další významy jsou uvedeny v článku Země (rozcestník).
Země
Pohled na modrou planetu. Snímek pořízený z Apolla 17 během cesty na Měsíc, 7. listopadu 1972.

Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa 149 597 887 km
1,000 000 11 AU
Obvod oběžné dráhy 0,940 Tm
6,283 AU
Výstřednost 0,016 710 22
Perihel 147 098 074 km
0,983 289 9 AU
Afel 152 097 701 km
1,0167103 AU
Perioda (oběžná doba) 365,256 96 d
(1,000 019 1 a)
Synodická perioda -
Orbitální rychlost
- maximální
- průměrná
- minimální
30,287 km/s
29,783 km/s
29,291 km/s
Sklon dráhy
- k ekliptice
- ke slunečnímu rovníku
0,000 05°
7,25°
Délka vzestupného uzlu 348,739 36°
Argument šířky perihelu 114,207 83°
Počet
přirozených satelitů 1 (Měsíc)
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr 12 756,270 km
Polární průměr 12 713,500 km
Střední průměr 12 745,591 km
b:a 0,996647139
Zploštění 0,003352861
Obvod na rovníku 40 075,004 km
Obvod na polarnu 39 940,638 km
Obvod přes póly 40 041,455 km
Povrch 510 065 284,702 km2
- souše 148 939 063,133 km² (29,2 %)
- moře 361 126 221,569 km² (70,8 %)
Objem 1,0832×1012 km3
Hmotnost 5,9736×1024 kg
Průměrná hustota 5 515 kg/m3
Gravitace na rovníku 9,780 m/s2
(0,997 32 G)
Úniková rychlost 11,186 km/s
Perioda rotace 0,997258 d (23,934 h)
Rychlost rotace 465,11 m/s
(na rovníku)
Sklon rotační osy 23,439 281°°
Rektascenze
severního pólu 0°
(0 h 0 min 0 s)
Deklinace 90°
Albedo 0,367
Povrchová teplota
- min*
- průměr
- max
185 K
287 K
331 K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak 100 kPa
Dusík 77%
Kyslík 21%
Argon 1%
Oxid uhličitý 0,038%
Vodní páry

Země, známá též pod názvy latinského původu Terra, Tellus a pod řeckým Gaia je třetí planetou Sluneční soustavy. Jde o největší terestrickou planetu ve Sluneční soustavě a jediné planetární těleso, na němž je dle současných vědeckých poznatků potvrzen život. Planeta vznikla před 4,57 miliardami let a krátce po svém vzniku (před 4,533 miliardami let) získala svůj jediný přirozený satelit – Měsíc.

Její astronomický symbol sestává z kříže v kruhu, reprezentujícího poledník a rovník; v jiných variantách je kříž vysunut nad kruh (Unicode: ⊕ nebo ♁). Kromě slov odvozených od Terra, jako je terestrický, obsahují pojmy vztahující se k Zemi také prefix telur- nebo tellur- (např. telurický, tellurit podle bohyně Tellūs) a geo- (např. geocentrický model, geologie).


Fyzikální charakteristiky

Tvar Země
Poloměr Země je skoro 6,5 tisíce kilometrů, z čehož plyne relativně malá křivost povrchu. Zakřivení způsobená geologickou aktivitou jsou mnohem výraznější než zakřivení v důsledku kulatosti. Proto se lidé v minulosti domnívali, že Země je celkově plochá. Proti tomuto názoru ale postupně svědčily různé vědecké poznatky a pozorování, například zatmění Měsíce a obeplutí Země na lodích. Éra kosmických letů pak přinesla přímá pozorování a fotografie jako konečný důkaz, že Země je kulatá.

Kulatost Země (stejně jako jiných planet, Slunce i Měsíce) je dána vlastnostmi gravitační síly, která působí centrálně kolem těžiště a má sférickou symetrii. Tvar dokonalé koule je však narušen. Lepším přiblížením skutečnosti je rotační elipsoid s malou excentricitou. Vzdálenost pólů je přibližně o 43 km menší, než střední průměr rovníku. To je způsobeno rotací Země kolem své osy, která způsobuje odstředivou sílu. Ta směřuje od osy rotace a vektorově se skládá s gravitační silou, z čehož plyne, že na pólech je největší tíhové zrychlení a na rovníku nejmenší. Rovnoběžky jsou tedy kružnice, zatímco poledníky jsou elipsy s malou výstředností. Skutečný tvar je ještě složitější a pro jeho matematický popis se užívá pojem geoid.

Poznámky
Ještě během druhé světové války někteří němečtí nacističtí vůdci věřili, že ve skutečnosti žijeme na vnitřním povrchu duté země a tento „poznatek“ chtěli využít pro vojenské účely
Na internetu existují recesistické stránky Flat Earth Society, propagující „teorii“ placaté Země.[1]
Viz též: Země (dějiny).

Složení
Vnitřek Země je, stejně jako u jiných terestrických planet, rozdělen na vnější křemíkovou pevnou kůru a vysoce viskózní plášť, tekuté vnější jádro, které je mnohem méně viskózní než plášť a pevné vnitřní jádro. Tekuté vnější jádro umožňuje existenci slabého magnetického pole díky konvekci jeho elektricky vodivého materiálu.

Nový materiál se dostává na povrch skrz vulkány a trhliny v oceánských deskách (viz teorii deskové tektoniky). Mnoho hornin, z nichž je zemská kůra tvořena, se vytvořilo před méně než 100 milióny let; nejstarší známé žíly minerálů jsou však 4,4 miliardy let staré, což znamená, že Země měla pevnou kůru přinejmenším po tuto dobu[2].

Globální zemské složení podle hmotnosti[3] je:

železo: 34 ,1 %
kyslík: 28 ,2 %
křemík: 17 ,2 %
hořčík: 15 ,9 %
nikl: 1 ,6 %
vápník: 1 ,6 %
hliník: 1 ,5 %
síra: 0 ,70 %
sodík: 0 ,25 %
titan: 0 ,071 %
draslík: 0 ,019 %
další prvky: 0 ,53 %


Vnitřní stavba
Struktura Země (podle hloubky pod povrchem):

0 až 60 km – litosféra (místně kolísá 5-200 km)
0 až 35 km – kůra (místně kolísá mezi 5-70 km)
35 až 60 km – svrchní plášť
35 až 2890 km – plášť
100 až 700 km – astenosféra
2890 až 5100 km – vnější jádro
5100 až 6378 km – vnitřní jádro

Zemská kůra

Tloušťka kůry kolísá od 5 do 70 km. Nejtenčí částí je oceánská kůra na dně oceánů složená z (mafických) hornin bohatých na křemík, železo a hořčík. Silnější je kontinentální kůra, která má menší hustotu, a obsahuje především vrstvu složenou z (felsických) hornin bohatých na křemík, sodík, draslík a hliník. Za rozhraní mezi kůrou a pláštěm lze označit dva fyzikálně odlišné jevy. Především existuje diskontinuita v rychlosti seismických vln, která je známá jako Mohorovičićova diskontinuita. Ze příčinu této diskontinuity je považována změna ve složení hornin od hornin obsahující plagioklasy (nahoře) až po horniny, které žádné živce neobsahují (dole). Jiným jevem je chemická diskontinuita mezi ultramafickými horninami a natavenými harzburgity, jak ji lze pozorovat v hlubokých částech oceánské kůry, které byly obdukovány do kontinentální kůry a uchovány jako ofiolitické sekvence.


Řez Zemí od jádra k exosféře. Část obrázku není ve správném měřítku.
Zemský plášť
Zemský plášť zasahuje do hloubky 2890 km. Tlak ve spodní části pláště je ~140 GPa (1,4×106atmosfér). Z větší části je složen z materiálů bohatých na železo a hořčík. Jejich bod tání závisí na tlaku, jemuž jsou vystaveny. Protože je zde žár a při cestě do hloubky se zvyšuje tlak, spodní části této oblasti jsou považovány za pevné, zatímco horní jsou tvárné (polotekuté). Viskozita svrchního pláště se pohybuje od 1021 do 1024 Pa·s, v závislosti na hloubce.[4] Materiál svrchního pláště tedy může téct jen velmi zvolna.

Proč si vědci myslí, že vnitřní jádro je pevné, vnější jádro tekuté a plášť polotekutý? Bod tání materiálů bohatých na železo je vyšší než železa samotného. Jádro je složeno téměř zcela z čistého železa, zatímco železem bohaté materiály se hojně vyskytují především mimo něj. Na povrchu jsou materiály bohaté na železo pevné, ve svrchním plášti polotekuté (neboť je horký a panuje zde ještě relativně malý tlak), ve spodním plášti pevné (neboť jsou pod velkým tlakem), čisté železo vnějšího jádra je tekuté, neboť má velmi nízký bod tání (navzdory enormnímu tlaku), naproti tomu vnitřní jádro je pevné kvůli extrémnímu tlaku ve středu planety.


Zemské jádro
Podrobnější informace naleznete v článku Zemské jádronaleznete v článcích [[{{{2}}}]] a [[{{{3}}}]]naleznete v článcích [[{{{4}}}]], [[{{{5}}}]] a [[{{{6}}}]]naleznete v článcích [[{{{7}}}]], [[{{{8}}}]], [[{{{9}}}]] a [[{{{10}}}]].
Průměrná hustota Země je 5515 kg/m3, což ji činí nejhustší planetou ve Sluneční soustavě. Průměrná hustota materiálu na povrchu však činí jen asi 3000 kg/m3, těžší materiály se proto musí nacházet v zemském jádru. V raném období před asi 4,5 miliardami (4,5×109) let byl povrch Země roztaven a hustší hmota klesala ke středu v procesu zvaném planetární diferenciace, zatímco lehčí materiály vyplavaly do kůry. Následkem toho je jádro tvořeno především železem (80%) spolu s niklem a jedním nebo více lehčími prvky; těžší prvky jako olovo nebo uran jsou buďto příliš vzácné než aby byly významnými nebo mají sklon se slučovat s lehčími prvky a zůstaly proto v kůře (viz felsické horniny).

Jádro se dělí na dvě části, na pevné vnitřní jádro s poloměrem ~1250 km a tekuté vnější jádro o poloměru ~3500 km, které se rozprostírá kolem něj. Všeobecně se předpokládá, že vnitřní jádro je pevné a složené především ze železa a z menší části z niklu. Někteří obhajují názor, že vnitřní jádro by mohlo být ve formě jediného krystalu železa. O vnějším jádru obklopujícím vnitřní se soudí, že je složeno ze směsi tekutého železa a niklu a stopového množství lehčích prvků. Obecně se věří, že konvekce ve vnějším jádru kombinovaná s mícháním způsobeným zemskou rotací (viz Coriolisova síla) způsobuje zemské magnetické pole procesem popsaným teorií dynama. Pevné vnitřní jádro je příliš horké, než aby bylo nositelem stálého magnetického pole (viz Curiova teplota), pravděpodobně však přispívá ke stabilizaci pole generovaného tekutým vnějším jádrem.

Poslední důkazy naznačují, že vnitřní jádro Země nejspíš rotuje poněkud rychleji než zbytek planety o asi ~0-2° za rok (Comins DEU-str.82

Výškové extrémy: (měřené relativně k úrovni moře)

Nejnižší suchozemský bod: hladina Mrtvého moře −417 m
Nejnižší bod vůbec: Mariánský příkop v Tichém oceánu −10 911 m (měření z roku 1995)[5]
Nejvyšší bod: Mount Everest 8 850 m (měření z roku 1999)
Viz též Zeměpisné rekordy světa

Hydrosféra

Ekvidistantní válcová projekce složeného satelitního zobrazení ZeměZemě je jedinou planetou naší sluneční soustavy, jejíž povrch je pokryt kapalnou vodou. Hydrosféra pokrývá 71 % zemského povrchu (97 % z toho je mořská voda a 3 % sladká voda) a tvoří ji o oceány a moře (dohromady označovaný jako světový oceán, na kontinentech pak řeky a jezera. Oběžná dráha, vulkanismus, gravitace, skleníkový efekt, magnetické pole a na kyslík bohatá atmosféra jsou jedinečné vlastnosti, které dohromady vytvořily ze Země vodní planetu.

Oběžná dráha Země leží za hranicí oběžných drah zaručujících dostatečné teplo pro kapalnou vodu. Bez nějaké formy skleníkového efektu by byla voda na Zemi zamrzlá. Paleontologické nálezy naznačují, že v jednom okamžiku poté, co modrozelené sinice (Cyanobacteria) kolonizovaly oceány a vyčerpaly z atmosféry oxid uhličitý, selhal skleníkový efekt a zemské oceány nejspíš zcela zamrzly na 10 až 100 miliónů let (Země-ledová koule).

Na jiných planetách, jako je např. Venuše, byly molekuly vodních par rozloženy slunečním ultrafialovým zářením a vodík byl ionizován a odvanut slunečním větrem. Tento proces je pomalý, ale neúprosný. Jde o jednu z hypotéz vysvětlujících, proč nemá Venuše žádnou vodu. Bez vodíku kyslík reaguje s materiálem povrchu a ukládá se v pevných minerálech.

V zemské atmosféře existuje ve stratosféře tenká vrstva ozónu, která absorbuje většinu vysokoenergetického ultrafialového záření a efekt rozbíjení molekul tak potlačuje. Ozón se může tvořit jen v atmosféře s vysokým podílem volného dvouatomového kyslíku, jehož existence je závislá na biosféře (rostlinách). Magnetosféra také chrání ionosféru před přímým odfukováním slunečním větrem.

Nakonec, vulkanickou činností se na povrch neustále dostává voda zevnitř planety. Zemská desková tektonika v procesu recyklace subdukuje do pláště uhlík a vodu ve formě vápencových hornin a uvolňuje je při vulkanické činnosti jako plynný oxid uhličitý a páru. Odhaduje se, že horniny v plášti mohou obsahovat až 10× více vody než je nyní v oceánech, většina z této zadržované vody však nikdy nebude uvolněna.

Celková hmotnost hydrosféry je asi 1,4×1021 kg, přibližně 0,023 % z celkové hmotnosti Země.


Atmosféra
Země má relativně hustou atmosféru složenou ze 78 % dusíku, 21 % kyslíku, 1 % argonu a stopového množství jiných plynů včetně oxidu uhličitého a vodních par. Atmosféra chrání povrch Země před dopadem některých druhů slunečního záření. Její složení je nestabilní a silně ovlivněno biosférou. Jde především o velké množství volného dvouatomového kyslíku, který vyrábějí pozemské rostliny a bez nichž by se kyslík v atmosféře v geologicky krátkém čase sloučil s materiály z povrchu Země. Volný kyslík v atmosféře je známkou života.

Tloušťka jednotlivých vrstev atmosféry (troposféry, stratosféry, mezosféry, termosféry a exosféry) na různých místech planety kolísá v závislosti na sezónních vlivech.

Obloha je na Zemi modrá, protože molekuly vzduchu rozptylují všemi směry proti očím pozorovatele ze zemského povrchu ze všech barev slunečního světla nejvíce právě modrou.

Celková hmotnost atmosféry je asi 5,1×1018 kg, tedy přibližně 0,000 000 9 celkové hmotnosti Země.



Země jako těleso ve Sluneční soustavě
Rotace Země kolem její osy spojující severní a jižní pól trvá 23 hodin, 56 minut a 4,091 sekund (1 siderický den). Ze Země se hlavní část zdánlivého pohybu nebeských těles na obloze (kromě meteorů, které jsou mezi atmosférou a nízko obíhajícími satelity) jeví jako pohyb směrem na západ o rychlosti 15 °/h = 15'/min, tedy o sluneční nebo měsíční průměr každé dvě minuty. Z fyzikálního hlediska se Země chová jako obří setrvačník.

Země oběhne Slunce za 365,2564 průměrných slunečních dní (1 siderický rok). Ze Země to dává zdánlivý pohyb Slunce vzhledem ke hvězdám o rychlosti 1 °/den, tj. pohyb směrem na východ o sluneční či měsíční průměr za každých 12 hodin.

Rychlost oběhu Země je v průměru asi 30 km/s, což stačí k uražení vzdálenosti zemského průměru (~12 700 km) za 7 minut a vzdálenosti Země–Měsíc (384 000 km) za 4 hodiny.

Země má jeden přirozený satelit, Měsíc, který kolem ní oběhne jednou za 27 1/3 dnů. Ze Země se to jeví jako pohyb Měsíce vzhledem ke Slunci a hvězdám o rychlosti 12 °/den, tj. o měsíční poloměr směrem na východ každou hodinu.

Viděno ze zemského severního pólu jsou pohyb Země, jejího měsíce a její rotace kolem osy všechny proti směru hodinových ručiček.

Roviny orbity a rotace se přesně nekryjí. Zemská osa je vychýlena zhruba o 23,5 stupňů proti rovině Země–Slunce (které způsobuje roční období); a rovina Země–Měsíc má sklon asi 5 stupňů proti rovině Země–Slunce (jinak bychom pozorovali zatmění každý měsíc).

Poloměr Hillovy sféry (sféry vlivu) Země je asi 1,5 Gm (1,5 miliónu km), do čehož se oběžná dráha jediného přirozeného satelitu (Měsíce) pohodlně vejde.

V inerciální vztažné soustavě podléhá zemská osa pomalému precesnímu pohybu s periodou dobrých 25 800 let, stejně jako nutaci s hlavní periodou 18,6 let. Tyto pohyby jsou způsobeny diferenciálním vlivem Slunce a Měsíce na rovníkovou deformaci způsobenou zploštěním Země. Ve vztažné soustavě spojené se zemským tělesem je její rotace také lehce nepravidelná kvůli pohybu pólů. Pohyb pólu je kvaziperiodický, obsahující roční složku a složku se čtrnáctiměsíčním cyklem zvanou Chandlerova perioda. Rychlost rotace vlivem slapových sil v průběhu času klesá, jev je známý jako proměnná délka dne.

V současné době nastává zemský perihel vždy kolem 3. ledna a afel kolem 4. července. V jiných dobách tomu bylo jinak, viz precese a Milankovičovy cykly.


Měsíc

Země vycházející nad Měsícem, snímek pořízený z Apolla 8 za jeho obletu Měsíce, 24. prosince 1968.Podrobnější informace naleznete v článku Měsíc (měsíc)naleznete v článcích [[{{{2}}}]] a [[{{{3}}}]]naleznete v článcích [[{{{4}}}]], [[{{{5}}}]] a [[{{{6}}}]]naleznete v článcích [[{{{7}}}]], [[{{{8}}}]], [[{{{9}}}]] a [[{{{10}}}]].
Název Průměr (km) Hmotnost (kg) Velká poloosa (km) Oběžná doba
Měsíc 3 474,8 7,349 × 1022 384 400 27 dnů, 7 hodin, 43,7 minut

Měsíc, nazývaný též Luna, je relativně velká terestrická planetě podobná oběžnice, jejíž průměr je asi jedna čtvrtina zemského. S výjimkou Plutova Charona je to v poměru k velikosti planety největší měsíc ve sluneční soustavě. Přirozené satelity obíhající kolem planet se nazývají „měsíce“ právě podle pozemského Měsíce.

Gravitační síly mezi Zemí a Měsícem způsobují na Zemi příliv. Tatáž síla působící na Měsíc vedla k jeho vázané rotaci: jeho rotační perioda je rovna době, která je potřebná k jeho oběhu Země. Následkem toho ukazuje planetě stále stejnou stranu.

Jak Měsíc obíhá Zemi, jsou Sluncem osvětlovány jeho různé části, což vede k měsíčním fázím. Temná polokoule je oddělena od osvětlené slunečním terminátorem.

Měsíc dramaticky ovlivnil vývoj života tím, že brání prudkým změnám podnebí. Paleontologické důkazy a počítačové simulace ukazují, že výchylka zemské osy je stabilizována jeho slapovými interakcemi. Někteří teoretikové věří, že bez této stabilizace by točivý moment od Slunce a planet na zemskou rovníkovou deformaci způsobil chaotickou nestabilitu rotační osy, jako je tomu u Marsu. Pokud by se zemská osa rotace přiblížila rovině ekliptiky, podnebí by začalo být extrémně nepříznivé s obrovskými sezónními rozdíly. V létě by byl pól nasměrován přímo směrem ke Slunci, zatímco po celou zimu by byl od Slunce odvrácen. Planetologové, kteří tento jev studovali, prohlašují, že by vedl k vyhynutí všech větších zvířat a vyšších forem života. Toto téma však zůstává kontroverzním, další studie Marsu — který sdílí zemskou rotační periodu a vychýlení osy, nikoliv však velký měsíc ani tekuté jádro — mohou poskytnout na tuto problematiku jiný náhled.

Měsíc je dost vzdálený aby měl, viděno ze Země, téměř stejnou zdánlivou úhlovou velikost jako Slunce (Slunce je ovšem 400× vzdálenější). Díky tomu lze na Zemi pozorovat úplná i prstencovitá zatmění.
Široce přijímaná teorie o původu Měsíce prohlašuje, že se zformoval po kolizi rané Země s protoplanetou velikosti Marsu (teorie velkého impaktu). Tato hypotéza (mezi jinými věcmi) vysvětluje relativní nedostatek železa a těkavých prvků na Měsíci a fakt, že jeho složení je téměř identické se zemskou kůrou.

Země má také minimálně jeden asteroid, který s ní má sladěnou oběžnou dráhu – 3753 Cruithne.


Biosféra

O živých organismech na planetě někdy říkáme, že tvoří „biosféru“. Všeobecně se soudí, že biosféra se začala vyvíjet před 3,5 miliardami let. Země je jediným místem ve známém vesmíru, kde je zcela nepochybná existence života, a někteří vědci věří, že biosféry jsou řídkým jevem.

Biosféra je rozdělena do množství biomů, osídlených zhruba stejnou flórou a faunou. Na souši rozdělují biomy především zeměpisná šířka a nadmořská výška. Zemské biomy ležící za polárním kruhem nebo ve velké výšce nad mořem jsou pusté a téměř prosté rostlin a živočichů, nejpočetněji osídlené biomy leží poblíž rovníku.

Astronomie, třetí planeta sluneční soustavy.
Hmotnost: 5,9736·1024 kg
Průměr: 12756,3 km
Průměrná hustota: 5520 kg/m3
Úniková rychlost: 11200 m/s
Střední vzdálenost od Slunce: 1 AU (149600000 km)
Rotace kolem osy: 23,93 hodin
Doba oběhu: 365,26 dní
Odchylka osy: 23,4°
Sklon dráhy k ekliptice: 0°
Excentricita dráhy: 0,017
Střední povrchová teplota: 281 K (7,85°C)
Maximální povrchová teplota: 310 K (36,85°C)
Minimální povrchová teplota: 260 K (-13,15°C)
Albedo (odrazivost): 0,39
Nejvyšší bod povrchu: Mount Everest
Složení atmosféry: 78% dusíku, 21% kyslíku, 1% stopového množství argonu, oxidu uhličitého a vodních par
Počet měsíců: 1 (Měsíc)
Vlivem přitažlivosti Měsíce, Slunce a planet opisuje osa rotace Země v prostoru kuželovou plochu jednou za 25700 roků (tzv. platónský rok), dále vykonává nutační pohyb s periodou 18,7 roku a amplitudou ±9,21".
Tvar Země se blíží trojosému elipsoidu, největší poloosa měří 6378173 m, rovníkové zploštění je 1:90000, vedlejší rovníková poloosa míří ve směru k 15° západní délky. Pólové zploštění Země je 1/298,257, přesná měření pomocí družic ukázala, že tvar Země je navíc nesymetrický vzhledem k rovníku.
Protože osa rotace není přesně totožná s hlavní osou elipsoidu setrvačnosti Země, vykonává Země nepravidelný pohyb (viz též Chandlerova perioda). Povrch Země je 510 milionů km2, objem 1,08 biliónu km3, hmotnost 5,974·1024 kg, střední hustota 5510 kg·m-3.
Látkové složení Země lze přímo odhadnout pouze pro zemskou kůru, jejíž vrchní část je dostupná hloubkovými vrty. Obsahuje především kyslík (asi 49%), křemík (26%), hliník (7%), hořčík (3,4%), vápník (3,2%), sodík (3%) a železo (2,8 %).
Na základě rozboru šíření seizmických vln, vlastních kmitů Země a laboratorních pokusů s polymorfními fázovými přechody látek byl vytvořen tzv. pyrolitický model zemského pláště (umožňuje vysvětlit vznik známých vyvřelých hornin i existenci diskontinuit v plášti pomocí fázových přechodů). Byly zjištěny diskontinuity v hloubkách 350 km, 400 km (tzv. dvacetistupňová diskontinuita) a 650 km a tzv. astenosférický kanál nižších rychlostí (kolem hloubky 150 km), v němž rychlosti zemětřesných vln, na rozdíl od ostatních oblastí pláště, klesají. Teplota v plášti monotónně vzrůstá, pravděpodobně nepřesahuje 2000 °C, mnohonásobně roste též elektrická vodivost.
Diskontinuita v hloubce 2900 km ohraničuje zemské jádro. Na této hranici rychlost podélných zemětřesných vln klesá skokem z 13,6 km·s-1 na 8,1 km·s-1 a poté monotónně roste až do hloubky 4980 km na 10,06 km·s-1. Jádro se chová jako kapalina a příčné vlny se jím nešíří. Na jeho hranici se zemským jadérkem dosahuje tlak 3·1011 Pa, teplota 3000 až 4000°C. Rovněž elektrická vodivost je vysoká. V hloubkách 4980 až 5100 km je přechodná oblast, oddělující vnitřní jádro (zemské jadérko). Jeho hustota naznačuje přítomnost převážně železa a niklu.
Pro existenci života na Zemi má základní význam její vodní obal zvaný hydrosféra a vzdušný obal zvaný atmosféra. Magnetické pole Země se projevuje v prostoru zvaném magnetosféra. V gravitačním polí Země se pohybuje Měsíc, jediný přirozený satelit Země.
Vznik a vývoj Země nelze chápat odděleně od vzniku sluneční soustavy. Tyto otázky řeší kosmogonie. Stáří pevné Země se odhaduje na základě radioaktivních metod na více než 3 miliardy roků.

Venuše je druhou planetou od Slunce, pojmenovaná po římské bohyni lásky a krásy Venuši. Je to terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy ji proto nazýváme „sesterskou planetou“ Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou elipsami, orbita Venuše je jediná téměř kružnicí, se Sluncem pouze o 0,7% mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy.

Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, najdeme ji na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší elongace je 47,8°), takže ji ze Země lze vidět jen před svítáním nebo po soumraku. Proto je někdy označována jako „Jitřenka“ nebo „Večernice“, a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze. Někteří lidé dokonce dokážou rozpoznat její fázi pouhým okem. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne.

Venuše byla známa už starým Babylóňanům kolem 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla známa dlouho předtím v prehistorických dobách kvůli své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀).

Fyzikální charakteristiky

Atmosféra
Venušina atmosféra se skládá především z oxidu uhličitého a malého množství dusíku. Tlak na povrchu je více než 90× větší než na Zemi (je ekvivalentní tlaku na Zemi v hloubce 1 km pod hladinou oceánu). Atmosféra extrémně bohatá na CO2 způsobuje mohutný skleníkový efekt, který zvyšuje teplotu povrchu na více než 400°C, v oblastech poblíž rovníku dokonce až na 500°C. Venušin povrch je tedy teplejší než Merkurův, přestože je ve více než dvojnásobné vzdálenosti od Slunce a přijímá tedy jen 25 % slunečního záření (2613,9 W/m² v horní vrstvě atmosféry, ale jen 1071,1 W/m² na povrchu). Díky tepelné setrvačnosti a proudění v husté atmosféře se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší, ačkoliv je její rotace extrémně pomalá (méně než 1 otočka během Venušina roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rychlostí pouze 6,5 km/h). Větry v horní vrstvě atmosféry obkrouží planetu za pouhé 4 (pozemské) dny a napomáhají tak rozvodu tepla.

Sluneční záření je na povrchu Venuše velmi zeslabeno, protože tlustá vrstva mraků odráží většinu slunečního svitu zpět do vesmíru. To brání dalšímu ohřívání Venušina povrchu a způsobuje, že bolometrické albedo dosahuje přibližně 60 % a albedo ve viditelném rozsahu světla je ještě vyšší. Ačkoliv je Slunci blíže než Země, povrch Venuše není tak dobře ohříván a ještě méně osvětlen. Bez skleníkového efektu by se teplota povrchu Venuše velmi podobala Zemi. Běžným nedorozuměním ohledně Venuše je mylná víra, že je to silná vrstva mraků, která zadržuje teplo. Opak je pravdou. Povrch planety by byl mnohem teplejší, kdyby pokrývka mraků neexistovala. Je to pouze ohromné množství CO2 v atmosféře, co způsobuje zadržování tepla mechanismem skleníkového efektu. Kysličník (oxid) uhličitý ve Venušině atmosféře poprvé zjistili astronomové Walter S. Adams a Theodore Dunham v roce 1932 na Mount Wilson Observatory pomocí spektroskopie. I když jejich měření ukazovala, že je na Venuši tohoto plynu značné množství, teprve kosmický výzkum umožnil určit, že je to plyn, který v atmosféře značně převládá nad jinými.

V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h, na povrchu jsou však větry velmi slabé, jejichž rychlost nepřesahuje několik kilometrů v hodině. Na druhé straně, vzhledem k vysoké hustotě Venušiny atmosféry na povrchu, působí i tyto pomalé větry na překážky velmi silně. Mraky, které se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové, zcela obklopují planetu a skrývají lidskému oku veškeré detaily povrchu. Vrcholky mraků mají teplotu přibližně −45°C. Zpočátku se soudilo, že teplota na povrchu Venuše by mohla být příznivá pro vznik života, až do počátku 60. let 20. století se teplota odhadovala kolem 50 °C a terpve v roce 1965 se ještě na základě pozemských měření došlo k závěru, že teplota je značně vysoká, okolo 300 °C. V současnosti je průměrná teplota povrchu Venuše, jak ji určila NASA, 464°C. Minimální teplotu mají právě vrcholky mraků, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400°C.


Vlastnosti povrchu

Radarový obraz povrchu Venuše směřovaný na 180 stupňů východní délkyVenuše má pomalou zpětnou rotaci, což znamená, že rotuje z východu na západ namísto ze západu na východ jako většina ostatních planet. (Pluto a Uran mají také zpětnou rotaci, ačkoliv Uranova osa, vychýlená o 97,86°, leží téměř vodorovně s jeho oběžnou drahou.) Důvod není znám, pravděpodobně jde o následek kolize s velmi velkým asteroidem v daleké minulosti. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi (mezi dvěma dolními konjunkcemi uběhne 5,001 Venušina dne) se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být zapříčiněna slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe, nebo může jít jen o shodu okolností.

Venuše má na svém povrchu dvě „kontinentální“ vrchoviny, které se zvedají z nedozírných plání. Ze severní vrchoviny Ishtar Terra (Ištařina zem) se vypínají Venušiny největší hory Maxwell Montes (zhruba o 2 km vyšší než Mount Everest) nazvané po Jamesi Clerku Maxwellovi, které obklopují pláň Lakshmi Planum. Ishtar Terra je velikostí rovna Austrálii. Na jižní polokouli je ještě větší Aphrodite Terra (Afroditina zem), velikostí rovná Jižní Americe. Mezi těmito dvěma vrchovinami se nachází řada širokých prohlubní jako například Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Lavinia Planitia. Kromě hor Maxwell Montes jsou všechny povrchové útvary na Venuši pojmenovány po skutečných nebo mytologických ženách. Díky Venušině husté atmosféře, zbržďující meteory během jejich pádu k povrchu, se zde nevyskytují žádné impaktní krátery menší než 3,2 km v průměru.

Zdá se, že téměř 90% Venušina povrchu tvoří nedávno ztuhlá vrstva čedičové lávy, jen výjimečně narušená meteorickým kráterem. To napovídá, že planeta nedávno podstoupila velké přetvoření povrchu. Vnitřek Venuše je pravděpodobně podobný Zemi: železné jádro o průměru 6000 km s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety. Poslední výsledky z gravitačního měření sondy Magellan nasvědčují, že Venušina kůra je silnější a tlustší než se dříve předpokládalo. Existuje teorie, že Venuše neuvolňuje vnitřní energii pohyby tektonických desek jako Země, ale namísto toho v pravidelných intervalech prodělává masívní vulkanickou činnost, která zalévá její povrch čerstvou lávou; nejstarší geomorfologické útvary jsou staré pouze 800 miliónů let, zatímco zbytek povrchu je výrazně mladší (i když většinou ne méně než několik stovek miliónů let). Nyní se předpokládá, že Venuše je stále vulkanicky činná v izolovaných geologicky aktivních bodech.

Venušino vlastní magnetické pole je ve srovnání s ostatními planetami sluneční soustavy velmi slabé. Možnou příčinou je její pomalá rotace, nedostatečná k rozpohybování vnitřního dynama z tekutého železa. Sluneční vítr proto přímo zasahuje Venušinu horní atmosféru. Uvažuje se, že Venuše měla původně stejné množství vody jako Země, ale v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík díky své nízké hmotnosti snadno unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry. Poměr vodíku a deuteria (které nemůže unikat tak rychle) ve Venušině atmosféře tuto teorii podporuje. Díky suchu jsou kameny na Venuši těžší a tvrdší než na Zemi, což vede k prudším horám, útesům a dalším nezvyklým rysům.

Dříve se mělo za to, že kolem Venuše krouží měsíc zvaný Neith po mýtické bohyni ze Sais (jejíž závoj žádný smrtelník nezvedne), poprvé pozorovaný Giovannim Domenicem Cassinim v roce 1672. Sporadická astronomická pozorování pokračovala až do roku 1892, kdy byla zpochybněna (šlo pouze slabé hvězdy, které se náhodně vyskytly ve správnou dobu na správném místě) a od té doby je Venuše známá jako planeta bez měsíců.


Pozorování a výzkum Venuše

Historická pozorování
Venuše je nejnápadnějším astronomickým objektem na ranní a večerní obloze na Zemi (kromě Slunce a Měsíce) a byla proto známa odpradávna. Jeden z nejstarších dochovaných historických dokumentů, desky z Ašurbanipalovy babylónské knihovny — 21 let dlouhý záznam pozorování Venuše (v rané Babylónii zvané Nindaranna), umožnil v kombinaci s nynějšími přesnými výpočty správnou dataci některých historických událostí. Staří Sumerové a Babylóňané nazývali Venuši Dil-bat nebo Dil-i-pat; v Akkadu to byla zvláštní hvězda bohyně-matky Ištar; a v Číně bůh Jin xing.

Pro civilizaci Mayů byla Venuše vůbec nejdůležitější hvězdou, nazývali ji Chak ek, „Velká hvězda“, snad ještě důležitější než Slunce. Mayové sledovali pohyby Venuše velmi pozorně a pozorovali ji dokonce i v denním světle. Pozice Venuše a ostatních planet měly ovlivňovat veškerý život na Zemi, takže se Mayové a ostatní středoamerické kultury snažili války a jiné důležité události načasovat s ohledem na pozorování. Drážďanský kodex obsahuje kalendář ukazující úplný Venušin cyklus viditelnosti — pět jejích synodických oběhů po 584 dnech (dohromady přibližně 8 let), po jejichž uplynutí se cyklus opakuje.

Staří Řekové mysleli, že večerní a ranní výskyty Venuše na obloze představují dva odlišné objekty, které nazývali na západní večerní obloze Hesperus a na východní ranní obloze Phosphorus. Nakonec díky Pythagorovi dospěli k závěru, že oba objekty jsou stejnou planetou. Ve 4. století př. n. l. Heraclides Ponticus vyslovil teorii, že Venuše a Merkur obíhají kolem Slunce a nikoliv kolem Země.


Fáze VenušeJelikož její oběžná dráha leží mezi Zemí a Sluncem, Venuše při pohledu ze Země vykazuje viditelné fáze stejně jako pozemský Měsíc. Galileo Galilei byl prvním, kdo pozoroval v prosinci 1610 fáze Venuše. Toto pozorování podnítilo Koperníka zveřejnit kontroverzní heliocentrický popis sluneční soustavy. Galileo si rovněž povšiml změny Venušina viditelného průměru, když se nachází v odlišných fázích, což vysvětloval větší vzdáleností od Země ve fázi úplňku a stále menší vzdáleností v průběhu ubývání. Toto pozorování silně podpořilo heliocentrický model. Venuše (ani Merkur) není kupodivu v plné fázi viditelná ze Země, protože v té chvíli je v horní konjunkci, kdy zapadá a vychází zároveň se Sluncem a ztrácí se v jeho záři.

Venuše je nejjasnější ve chvíli, kdy je osvětleno 25% jejího kotouče; to se stává typicky 37 dnů před její dolní konjunkcí (na večerní obloze) a 37 dnů po ní (na ranní obloze). Od Slunce se nejvíce vychýlí přibližně 70 dnů před a po dolní konjunkci, v této době je v poloviční fázi. V těchto dvou intervalech je Venuše viditelná i za plného denního světla, pokud pozorovatel přesně ví, kam se má dívat. Perioda zpětného pohybu planety je 20 dnů před a po dolní konjunkci.


Venušin přechod přes Slunce v roce 2004.Přechody Venuše, kdy planeta přechází přesně mezi Zemí a viditelným slunečním kotoučem, jsou velmi zřídkavé astronomické události. Poprvé pozorovali takový přechod 4. prosince 1639 astronomové Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Přechod v roce 1761 pozorovaný Michailem Vasiljevičem Lomonosovem byl prvním důkazem Venušiny atmosféry a pozorování paralaxy v 19. století umožnilo první přesnější spočítání vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem. Další přechody Venuše se vyskytly 9. prosince 1874 a 6. prosince 1882, poslední 8. června 2004 a příští nás čeká 6. června 2012. Tento přechod bude ale bude plně pozorovatelý jen v Pacifiku. Následující přechod nastane až 11. prosince 2117.

V 19. století většina pozorovatelů očekávala, že Venuše bude mít periodu rotace přibližně 24 hodin. Italský astronom Giovanni Schiaparelli první předpověděl výrazně pomalejší rotaci, svázanou slapovými silami Slunce (což očekával i u Merkuru). I když se podobné úvahy pro některá nebeská tělesa nepotvrdily, byla to podivuhodně přesná předpověď. Téměř dokonalé souznění mezi její rotací a největším přiblížením k Zemi tento dojem ještě utvrzuje. Rychlost rotace Venuše byla poprvé změřena během konjukce v roce 1961 radarem s 26-ti metrovou anténou v Glodstonu v Kalifornii, v Rádiové observatoři v Jodrell Bank ve Spojeném království a v sovětském vesmírném zařízení Jevpatorija na jižní Ukrajině. Přesnost je zlepšována při každé následující konjunkci především díky měřením v Goldstone a Jevpatoriji. Fakt, že jde o zpětnou rotaci, nebyl znám do roku 1964.

Před pozorováními v rádiové oblasti v šedesátých letech 20. století se obecně věřilo, že Venuše obsahuje přírodní prostředí podobné pozemskému. Velikost planety, vzdálenost od Slunce a tlustá vrstva oblačnosti chránící povrch dávala naději, že se tato očekávání mohou naplnit. Spekulovalo se o Venuši jako o světu džungle, o jejích oceánech z petroleje nebo karbonizované vody. Pozorování v mikrovlnné oblasti, které provedl C. Mayer a jiní, však již v roce 1956 indikovalo rozsáhlé oblasti s vysokou teplotou (600 K). Kupodivu pozorování A.D. Kuzmina na milimetrových délkách ukazovalo mnohem menší teploty. Tento rozpor vysvětlovaly dvě teorie, jedna předpokládala, že vysoké teploty pocházejí z ionosféry, druhá naznačovala spíše vysokou teplotu povrchu.


Průzkum sondami
K Venuši letěla už řada kosmických lodí bez posádky. Některým se zdařilo i měkké přistání na povrchu. Kvůli drsným klimatickým podmínkám trvala komunikace každého přistávacího modulu na povrchu nejdéle 110 minut, pak vždy došlo k definitivní odmlce.

Cesta k Venuši
Venuše obíhá blíže Slunci než Země, ve vzdálenosti jen 72% vzdálenosti Země. Kosmická loď tedy musí cestovat 41 miliónů kilometrů do sluneční „gravitační studny“, čímž výrazně sníží svou potenciální energii. Uvolněná potenciální energie se mění v kinetickou energii, čímž se zvyšuje rychlost sondy, takže pro těsné přiblížení k Venuši je nutné korigovat dráhu a výrazně snižovat rychlost. Pro představu je to podobné jízdě po silnici dolů z vysokého, prudkého svahu, na jehož úpatí se silnice napojuje na jinou, kde je nutno se přizpůsobit pomalejší rychlosti dopravy.


První průlety
12. února 1961 se Veněra 1 stala první sondou, která odstartovala k jiné planetě. Mise sice kvůli přehřátí orientačního senzoru nebyla úspěšná, Veněra 1 však již měla všechny vlastnosti potřebné pro meziplanetární lety: solární panely, parabolickou anténu, tříosou stabilizaci, motor pro korekci kurzu a provedla první start z orbitální dráhy kolem Země.

První úspěch na cestě k Venuši zaznamenala americká kosmická loď Mariner 2, která doletěla k Venuši v roce 1962. Zjistila, že Venuše nemá magnetické pole a změřila planetární emise záření v mikrovlnné oblasti spektra.

Sovětský svaz 2. dubna 1964 odstartoval sondu Zond 1, která sice dosáhla Venuše, ale v květnu téhož roku s ní bylo přerušeno spojení.


První přistání
1. března 1966 sovětská vesmírná sonda Veněra 3 dopadla na Venuši, čímž se stala první kosmickou lodí, která dosáhla jejího povrchu. Její sesterská loď Veněra 2 selhala kvůli přehřátí dříve než dokončila průlet.

18. října 1967 vstoupil do atmosféry Venuše sestupný modul Veněry 4. Jako první provedl přímá měření z jiné planety — měřil teplotu, tlak, hustotu a provedl 11 automatických chemických experimentů k určení složení atmosféry. Zjistil 95% oxidu uhličitého, což v kombinaci s výsledky měření sondy Mariner 5 ukázalo, že tlak na povrchu bude mnohem větší, než bylo očekáváno (75 – 100 atmosfér).

Tyto výsledky byly 16. a 17. května 1969 ověřeny a zpřesněny misemi lodí Veněra 5 a Veněra 6. Přesto žádná z nich nedosáhla povrchu. Baterie Veněry 4 se během jejího pomalého unášení atmosférou postupně vybila a Veněra 5 a 6 byly rozdrceny atmosférickým tlakem 18 km nad povrchem.

Prvního úspěšného přistání na Venuši dosáhla 15. prosince 1970 Veněra 7. Odvysílala naměřené povrchové teploty: 457 – 474 °C. Veněra 8, která přistála 22. července 1972, kromě tlaku a teplotního profilu díky svému fotometru navíc ukázala, že oblačnost Venuše se formuje ve vrstvu, která končí 35 km nad povrchem. Její rentgenový spektrometr zanalyzoval chemické složení kůry.


První oběžnice
22. října 1975 vstoupila na oběžnou dráhu sovětská sonda Veněra 9, čímž se stala prvním umělým satelitem Venuše. Baterie kamer a spektrometrů získaly mnoho cenných informací o atmosférické oblačnosti, ionosféře a magnetosféře, radar při průletech zmapoval povrch.

Od Veněry 9 se oddělil 660 kilogramový sestupový modul, který po přistání pořídil první snímky povrchu a analyzoval kůru rentgenovým spektrometrem a hustoměrem. Během přistání prováděl měření tlaku, teploty, rozptylu světla, hustoty mraků a fotometrická měření. Zjistil, že oblačnost Venuše je rozdělena do tří odlišných vrstev. 25. října provedla Veněra 10 podobná měření.


Program Pioneer Venus
V roce 1978 poslala NASA k Venuši dvě kosmické lodě Pioneer. Celá mise se skládala ze dvou částí, dopravovaných každá zvlášť: Orbiter (oběžnice) a Multiprobe (multisonda). Loď Pioneer Venus Multiprobe nesla jednu velkou a 3 malé atmosférické sondy. 16. listopadu 1978 byla vypuštěna velká sonda a 20. listopadu tři menší sondy. 9. prosince vstoupily všechny čtyři sondy do Venušiny atmosféry následovány přenosovým zařízením. Ačkoliv se neočekávalo přežití po sestupu atmosférou, jedna ze sond pokračovala v činnosti ještě 45 minut po dosažení povrchu. 4. prosince 1978 přešel Pioneer Venus Orbiter na eliptickou oběžnou dráhu kolem Venuše. Zde zajišťoval 17 experimentů, dokud mu nedošlo palivo stabilizující jeho orbitu a nebyl v srpnu 1992 zničen vstupem do atmosféry.


Ruské úspěchy
V roce 1978 se přiblížily k Venuši i kosmické lodi Veněra 11 a Veněra 12, které 21. prosince a 25. prosince vypustily sestupové moduly. Přistávací zařízení nesla barevné kamery, vrták do země a analyzátor; tyto prostředky bohužel selhaly. Oba moduly provedly měření nefelometrem, hmotnostním spektrometrem, plynovým chromatografem a chemickým analyzátorem kapek v mracích užívajícím rentgenové fluorescence, který neočekávaně objevil kromě síry i vysoký obsah chlóru. Byla zaznamenána také silná blesková aktivita.

1. a 5. března 1982 přiletěly k Venuši kosmické lodi Veněra 13 a Veněra 14, které prováděly stejnou misi jako předešlé dvě sondy. V jejich případě barevná kamera a vrták do země s analyzátorem fungovaly. Rentgenová fluorescence vzorků zeminy ukázala hodnoty podobné čedičové hornině bohaté na draslík.

10. a 11. října 1983 vstoupily Veněra 15 a Veněra 16 na polární orbitu kolem Venuše. Veněra 15 analyzovala a zmapovala horní vrstvu atmosféry infračerveným Fourierovým spektrometrem. Od 11. listopadu do 10. července oba satelity mapovaly severní třetinu planety pomocí radaru se syntetickou aperturou (SAR). Výsledky přinesly první pochopení geologických detailů povrchu Venuše včetně objevu neobvykle masívních štítů vulkánů pojmenovaných Koróna nebo Pavouci. Venuše nejeví žádné známky deskové tektoniky, přinejmenším celou severní třetinu planety tvoří jen jedna deska.

Sovětské sondy Vega 1 a Vega 2 se setkaly s Venuší 11. a 15. června 1985. Přistávací moduly byly zaměřeny na experimenty zabývající se složením a strukturou aerosolů v mracích. Každý nesl ultrafialové absorbční spektrometry, částicové analyzátory aerosolů a zařízení pro sběr materiálu mraků a jeho analýzu hmotnostním spektrometrem, plynový chromatograf a rentgenový fluorescenční spektrometr. Horní dvě vrstvy mraků jsou tvořeny kapičkami kyseliny sírové, zatímco dolní vrstva je pravděpodobně složena ze zředěné kyseliny fosforečné. Kůra Venuše byla narušena vrtákem a analyzována pomocí spektrometru gamma záření.

V rámci mise Vega byly vypuštěny také balónové aerostatické sondy plovoucí asi 46 hodin ve výšce 53 km, které urazily asi 1/3 cesty kolem planety. Měřily rychlost větru, teplotu, tlak a hustotu oblaků. Setkaly se s většími turbulencemi a konvektivní aktivitou než bylo očekáváno, včetně občasných prudkých poklesů o 1-3 km. Kosmické lodi Vega se po devíti měsících odpoutaly od Venuše, aby mohly sledovat návrat Halleyovy komety, k němuž byly vybaveny ještě 14-ti dalšími dosud nepoužitými přístroji a kamerami.


Magellan

sonda Magellan10.srpna 1990 se americká sonda Magellan dostala na oběžnou dráhu kolem planety a zahájila detailní radarové mapování. 98% povrchu bylo zmapováno s přesností přibližně 100 m. Po čtyřech letech práce byla sonda 11. října 1994 plánovaně navedena do atmosféry, kde se částečně vypařila; předpokládá se, že některé části musely dopadnout až na povrch.


Nedávné průlety
Několik kosmických sond prolétalo kolem Venuše po cestě k jiným cílům, užívaje pro zvýšení své rychlosti metodu gravitačního manévru. Patřily mezi ně sonda Galileo směřující k Jupiteru a mise Cassini-Huygens na cestě k Saturnu (která proletávala dvakrát).


Budoucí mise
Sonda Venus Express Evropské kosmické agentury odstartovala 9. listopadu 2005, oběžné dráhy Venuše by měla dosáhnout v dubnu 2006 a bude z ní studovat převážně atomosféru. Mise MESSENGER proletí kolem Venuše po cestě k Merkuru.


Život na Venuši
Velikost podobná Zemi, existence atmosféry a vzdálenost od Slunce naznačující vysoké, ale životu stále přívětivé teploty vedla k častým spekulacím o existenci vyspělého života na planetě Venuši. Anthony Procter roku 1870 napsal:

Je jasné, že, kvůli kratší vzdálenosti Venuše od Slunce, stačí málo, aby byly velké části jejího povrchu neobyvatelné bytostmi podobnými pozemským. Kvůli této blízkosti budou v tropických oblastech teploty nesnesitelé, ale v mírných a chladných pásech mohou pravděpodobně existovat oblasti s podnebím, které by nám dobře vyhovovalo… Nenacházím žádný důvod… zamítnout, že Venuše může být plná stvoření tak vyspělých, jako žijí na Zemi.

Výzkum kosmických sond naopak ukázal, že vzhledem ke skleníkovému efektu a povrchovým teplotám okolo 600 °C nelze o existenci života pozemského typu na Venuši uvažovat.

Roku 2002 však Dirk Schulze-Makuch a Louis Irwin z texaské univerzity v El Paso vyslovili teorii o možném životě nikoliv na Venušině povrchu, ale v jejích oblacích. Na základě údajů ze sond Veněra, Pioneer Venus a Magellan poukázali na zvláštnosti ve složení vodních kapek ve venušských mracích, které, podle jejich názoru, lze vysvětlit přítomností mikroorganizmů. Jednalo ze zejména o současnou přítomnost sulfanu a oxidu siřičitého, dvou plynů, které navzájem reagují a nevyskytují se proto společně, pokud je nějaký jev nedoplňuje. Poukázali rovněž na příliš nízké množství oxidu uhelnatého navzdory slunečnímu záření a bleskům. Možným vysvětlením je přítomnost mikroorganizmů vznášejících se v oblacích, které by využívaly metabolizmu podobného některým raným pozemským organizmům.

Merkur, též Mercurius, je v římské mytologii bůh zdárného obchodu a posel bohů. Jeho protějškem a vzorem v řecké mytologii je Hermés. Je synem Máie a Jupitera. Jako posel bohů vlastní okřídlené topánky.

Alchymisté přiřazovali boha Merkura spolu s planetou Merkur ke rtuti. Rtuť se latinsky řekne mercurius.

Merkur je Slunci nejbližší planeta.

Merkur je nejmenší planetou Sluneční soustavy. Jeho oběžná dráha je ze všech planet nejblíže ke Slunci. Díky tomu je neustále bombardován fotony i slunečním větrem - proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů teplot mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot téměř 700 °C. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 500 stupňů. Na polokouli odvrácené panuje třeskutý mráz až –180 °C.

Fyzická charakteristika
Jediná sonda, která tuto planetu zblízka zkoumala byl americký Mariner 10, který v letech 1974 – 1975 zmapoval přibližně třetinu povrchu. Sonda zjistila velmi slabé stopy plynného obalu, obsahujícího především atomy pocházející ze slunečního větru tedy převážně helium. Hustota Merkurovy atmosféry je však velmi nízká.

Povrch Merkuru se velmi podobá povrchu Měsíce. Je pokryt především obrovským množstvím kráterů, vzniklých srážkou s meteority a planetkami nejrůznějších velikostí (tzv. impaktní krátery). Jediný rozdíl mezi Měsícem a Merkurem je v tom, že na Merkuru neexistují objekty podobné tzv. měsíčním mořím, čili velké výlevy bazaltů v obřích pánvích, vzniklých po dopadech velkých těles.

Teprve roku 1965 se podařilo spolehlivě určit rotační dobu planety na 59 dnů a to pomocí nových výkonných radioteleskopů. Zvláštností Merkuru je jeho značně vysoká hustota (asi 5 400 kg/m³). Tento fakt je vysvětlován vysokým zastoupením železa a niklu uvnitř planety. Tomu nasvědčuje i poměrně silné magnetické pole o velikosti asi 1% zemského.

Výkonné radioteleskopy i měření sondy Mariner 10 ukazují, že navzdory obrovským povrchovým teplotám může být na Merkuru led. Důvodem je fakt, že Merkurova rotační osa je téměř kolmá k rovině oběhu, což znamená, že na dno velkých impaktních kráterů v oblastech pólů nikdy nezasvítí Slunce. Je pravděpodobné, že tato voda se na Merkur dostala při srážkách s jádry komet. Při nárazu se část vody z jádra komety mohla dostat pod povrch planety a tam je uložena dodnes.


Atmosféra
Merkur má velmi tenkou atmosféru, složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem. Protože je povrch Merkura velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Takže v oproti Zemi nebo Venuši, jejichž atmosféry jsou stabilní, Merkurova atmosféra je proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, tedy v pozemských měřítkách ultravysoké vakuum, daleko vyšší tlak má i vakuum v běžné žárovce. Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru, i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením. Merkurova atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety než sami mezi sebou.

Měření parametrů oběžné dráhy Merkura bylo také jedním z nejvýznamějších důkazů obecné teorie relativity. Merkur má velmi výstřednou dráhu a v gravitačním poli Slunce se perihelium jeho dráhy stáčí přibližně o jeden obloukový stupeň za 6 pozemských let. Toto stáčení nebylo možné plně vysvětlit působením ostatních planet na základě Newtonových zákonů. Po započtení všech vlivů zbývala nevysvětlená odchylka 43 obloukových vteřin za století. Původně se astronomové domnívali, že působí další, dosud neznámá planeta. Teprve Einsteinova obecná teorie relativity důvod tohoto jevu plně vysvětlila.


Budoucí výzkum
3. srpna 2004 odstartovala k Merkuru další sonda americké kosmické agentury NASA – MESSENGER. Na oběžnou dráhu kolem planety má být sice navedena až v březnu 2011, ale už v letech 2008 a 2009 vykoná kolem planety tří průlety. Vzhledem ke svému zaměření (výzkum planety samotné i její magnetosféry) bude Merkur obíhat po velmi eliptické oběžné dráze, která se bude k povrchu planety přibližovat vždy u severní polokoule.

Až na rok 2013 v současnosti plánuje Evropská kosmická agentura ESA start družice BepiColombo. Projekt se potýkal s mnoha potížemi, ale po ministerské konferenci členských států ESA v prosinci 2005 v Berlíně se zdá být financování zajištěno. Ve skutečnosti jde o dvě samostatné sondy, které se budou doplňovat: MPO (Mercury Planetary Orbiter – sonda pozorující planetu) a MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter – sonda studující magnetosféru) dodaná japonskou kosmickou agenturou JAXA (přistávací modul, který měl být součástí MPO byl z finančních i technických důvodů zrušen). K Merkuru by měly obě sondy dorazit kolem roku 2019 a zatímco MMO bude naveden na eliptickou dráhu, MPO bude pracovat na co nejvíce kruhové oběžné dráze.

Biologie v nejširším slova smyslu je vědní obor zabývající se organismy a vším, co s nimi souvisí, od chemických dějů v organismech probíhajících na úrovni atomů a molekul, až po celé ekosystémy – tedy společenstva mnoha populací různých organismů a jejich vzájemné vztahy i vztahy k jejich životnímu prostředí.

V užším slova smyslu bychom pak biologii mohli popsat jako vědu, zkoumající organismy od úrovně subcelulární, tedy od úrovně jednotlivých buněčných organel se vším, co s nimi souvisí, přes úrovně buněk, tkání, orgánů a jedinců až po úroveň populací, společenstev, ekosystémů a biomů

Obojživelníci jsou studenokrevní obratlovci, nejprimitivnější známí čtyřnožci. Jejich končetiny mají rozlišené zápěstí (zánártí) a jednotlivé prsty, což je odděluje od původního, rybě podobného předka.

Od pokročilejších skupin čtyřnožců je odlišuje fakt, že ještě nejsou plně přizpůsobeni životu na souši: jejich vajíčka nemají ochranný obal, musejí být proto kladena do vody (nebo do podobně vlhkého prostředí), stejně tak ani rostoucí embryo si nevytváří obaly (obojživelníci proto patří do skupiny Anamnia). Vývoj probíhá přes larvu, která žije ve vodě a prodělává metamorfózu, během které se přemění v dospělého jedince. U některých obojživelníků se setkáváme s neotenií, kdy k metamorfóze nedochází a rozmnožuje se přímo larvální stadium.

Žijících druhů je okolo 5 700. Ze všech tříd obratlovců je nejvíce ohrožených druhů právě mezi obojživelníky.

Charakteristika třídy
Obojživelníci jsou potomky lalokoploutvých ryb, u kterých se vyvinuly končetiny. U nejprimitivnějších devonských obojživelníků ještě nacházíme znaky, které jsou důkazem tohoto vývoje, moderní, recentní obojživelníci se naopak výrazně liší od svých předků v důsledku pedomorfózy, při které došlo k redukci skeletu i jiných znaků.

Všichni obojživelníci jsou poikilotermní (="studenokrevní"), nemají stálou tělesnou teplotu a někteří obojživelníci mají pozoruhodnou schopnost přezimovat v prostředí s teplotami pod bodem mrazu.

Končetiny: přeměna ploutve v končetinu trvala přibližně 9 miliónů let (Carroll 1996). Výsledkem je primárně pětiprstá kráčivá končetina s rozlišeným, pohyblivým zápěstím. Osový skelet: Při přechodu na souš se vyvinul hrudní koš, který chrání měkké vnitřní orgány. Výrazné jsou změny na lebce, došlo k redukci vnitřního zubního oblouku (který měly lalokoploutvé ryby), u dnešních obojživelníků se zachoval pouze jako rudimenty zubů na radličné kosti. Žaberní oblouky daly vzniknout jazylce, která se poprvé objevuje právě u obojživelníků, stejně jako jazyk samotný.

Dýchací soustava: Už lalokoploutvé ryby jsou schopné dýchat vzdušný kyslík pomocí plynového měchýře. U obojživelníků se plynový měchýř vyvinul v primitivní, vakovité plíce, které ale nejsou příliš účinné a většina spotřeby kyslíku je pokrývána dýcháním kožním. Žábry jsou zachovány jen u larev.

Oběhová soustava: Spolu se vznikem plic došlo také k postupnému zániku žaber a k oddělování velkého a plicního oběhu. Ani u dospělých, metamorfovaných obojživelníků toto oddělení není úplné, srdce má dvě předsíně, ale jen jednu komoru.

Rozmnožování: Obojživelníci jsou gonochoristé, rozmnožují se pohlavně, vývoj probíhá přes žábrami dýchající larvu. Vajíčka ani embryo nemá ochranné obaly.


Původ obojživelníků
Obojživelníci se vyvinuli v prvohorách z lalokoploutvých ryb dýchajících vzduch, jejichž ploutve se postupně přeměnily na končetiny schopné podpírat tělo. Fosilní záznam je ale poměrně kusý a je obtížné rozhodnout, jestli je daný živočich ještě rybou nebo už obojživelníkem.

Nejstarší stopy čtyřnožců byly nalezeny v usazeninách ze spodního devonu z pohoří Grampiany a Genoa River v Austrálii, nejstarším obojživelníkem, který byl popsán na základě kostí (zbytky spodní čelisti) je Obruchevichthys ze svrchního devonu a Elginerpeton. Ani u těchto druhů ale není jisté, jestli jejich končetiny byly ještě ploutvemi, nebo jestli se jednalo již o opravdové čtyřnožce.

Z doby před 363 mil. let známe rod Ichtyostega a Acanthostega. Tito obojživelníci již měli končetinu opatřenou prsty. Zápěstí ani záprstí ale nebylo pohyblivé, je tedy otázka, nakolik se tito živočichové mohli pohybovat po souši a jestli se tedy už jedná o skutečné obojživelníky. V raném karbonu se obojživelníci rozrůznili na Arthracosauria, Temnospondyli a čeleď Loxommatidae, některé linie primitivních obojživelníků pak zřejmě daly vzniknout amniotům.

Už raní obojživelníci vytvářeli velké množství forem a jejich fosílie jsou nacházeny na severní i jižní polokouli - je proto možné, že k přestupu na souš došlo na několika místech současně, a že předkem všech obojživelníků jsou lalokoploutvé ryby ze skupiny Rhipidistia, a ne už nějaký konkrétní čtyřnožec.

Na konci permu došlo ke globální změně klimatu, ochlazení a aridizace planety. V důsledku toho vyhynulo 75 % tehdejších čeledí obojživelníků a u přežívajících druhů došlo ke zkrácení metamorfózy. Nepříznivé podmínky totiž obojživelníci překonávají hibernací a při dlouhé přeměně v dospělce by živočich musel, za zhoršených podmínek, zimovat v larválním stadiu. Tím by se neúnosně prodloužila doba potřebná k dosažení pohlavní dospělosti.

Všichni pozdější obojživelníci, včetně recentních druhů, mají proto znaky larválních stadií prvohorních obojživelníků.

Dosud není jasné, jestli jsou recentní skupiny obojživelníků monofyletického původu (podtřída Lyssamphibia) nebo ne. Ve prospěch monofyletické teorie hovoří stavba zubu, která je stejná u všech recentních skupin i u larev vráskozubých (tzv. pedicelátní zub). Na druhou stranu mezi ocasatými, žábami a červory jsou výrazné anatomické rozdíly, což naznačuje, že se vyvinuli z různých skupin prvohorních obojživelníků.


Recentní obojživelníci
Žijící druhy se dělí do tří řádů, na žáby, ocasaté a červory. Někteří zástupci:

Ocasatí
Mlok skvrnitý
Čolek horský
Bezocasí (žáby)
Skokan hnědý
Skokan zelený
Rosnička zelená
Ropucha obecná
Kuňka obecná
Obojživelníci se živí hlavně hmyzem a dalšími bezobratlými, ačkoli některé druhy žerou také malé obratlovce. Většina žab loví kořist dlouhým lepkavým jazykem, který vystřelují velkou rychlostí.

Výraz plazi (Reptilia) můžeme chápat různým způsobem. Buď jako parafyletickou skupinu zahrnující krokodýly, haterie, šupinaté a želvy nebo správně fylogeneticky jako synonymum pro skupinu Diapsida = Sauropsida, tj. včetně ptáků ale možná bez želv. Nejproblematičtější je pak třetí přístup, tj. zahrnování k plazům i jim podobné skupiny z linie vedoucí k savcům (Synapsida). V tomto článku se o plazech píše v prvním smyslu.

Plazi jsou obratlovci, jejichž tělo je pokryté tuhými šupinami, nebo štíty a kladou vejce. Patří ke studenokrevným (poikilotermním) živočichům (přebírají teplotu od okolního prostředí). Mláďata se líhnou plně vyvinutá. Existují čtyři řády:

krokodýli (aligátoři a krokodýlové): 23 druhů
haterie: 2 druhy
šupinatí (hadi, ještěři a dvouplazi): přibližně 7 600 druhů
želvy: přibližně 301 druhů
Plazy můžeme najít na všech kontinentech kromě Antarktidy, přestože jejich oblíbeným prostředím jsou tropy a subtropy. Plazi nemají stálou tělesnou teplotu. Moderní druhy plazů negenerují dostatečné množství energie k udržení stálé tělesné teploty a místo toho se spoléhají na přijímání tepla z okolního prostředí a vyzařování tamtéž, například se přesouvají ze slunce do stínu a naopak. Většina druhů je v těchto technikách udržování teploty velmi zkušená a je schopna udržet svoji tělesnou teplotu ve velmi úzkém rozmezí. Tato neschopnost generovat teplo sice něco stojí, na oplátku to však plazům umožňuje vystačit si s daleko menším množstvím potravy, než jaké potřebuje srovnatelně velký savec, který většinu energie z potravy použije k udržení tělesné teploty. Převážná většina druhů plazů je masožravá a vejcorodá. Některé druhy jsou však vejcoživorodé, a hrstka je dokonce živorodá.


Systém
Klasické třídění plazů je tedy následující:

třída: Plazi (Reptilia)
podtřída: Želvy (Chelonia)
podtřída: Archosauria
řád: Krokodýli (Crocodilia)
podtřída: Lepidosauria
řád: Haterie (Rhynchocephalia)
řád: Šupinatí (Squamata)
podřád: Ještěři (Sauria) – nepřirozená (parafyletická) skupina
podřád: Hadi (Serpentes, Ophidia)
podřád: Dvouplazi (Amphisbaenia)


Tělní soustavy

Oběhový
Plazi mají uzavřený oběhový systém přes tříkomorové srdce, dvě srdeční síně a jednu komoru, běžně mají aortální chlopeň, až na krokodýly, kteří mají čtyřkomorové srdce. Navzdory tomu – kvůli dynamice tekutin – se plazům při průtoku krve srdcem do určité míry mísí okysličená krev s neokysličenou.


Dýchací
Všichni plazi mají plíce a žádný druh nemá žábry. Mají dvě externí nozdry s interními nozdrami, které ústí do orální dutiny. Plíce jsou typicky provětrávány kombinací rozpínaní a stahování žeber pomocí osových svalů. Krokodýli se také spoléhají na jaterní pístovou metodu, při které jsou játra tažena zpět a svaly jsou svázané se stydkou kostí (součást pánve), která naopak zatáhne spodek plic zpět a tím je roztáhne.Také mají průdušky,hrtan a průdušnice.

Nemají tvrdé patro a tudíž musejí zadržovat dech,když polykají.

Plazi na rozdíl od savců nemají bránici.


Vyměšovací
Vyměšování pomocí pravých párových ledvin, kyselina močová je silný dusíkový odpad.


Nervový
V porovnání s obojživelníky mají pokročilý nervový system. Mají dvanáct párů kraniálních nervů.


Pohlavní
Oddělené pohlaví, vnitřní fertiliziace.

Zárodečná vajíčka pokrytá koženou nebo vápníkovou skořápkou.

Savci (Mammalia) jsou vývojově velmi pokročilá třída obratlovců a v současné době osidlují téměř celý svět. Jejich hlavním spojovacím znakem je výživa mláďat produktem modifikovaných kožních žláz, tedy kojení mláďat, mají srst kromě řádů kytovci, luskouni a sirény (ale i u nich je alespoň u mláďat) a to, že jsou teplokrevní.

Na světě existuje kolem 5500 druhů savců zařazených do 1200 rodů, 152 čeledí a až 46 řádů.

Savci jsou definováni jako všichni potomci nejstaršího společného předka živorodých a placentálních savců.

Společné znaky savců
mají stálou tělesnou teplotu, nejčastěji mezi 36 °C až 39 °C
tělo pokrývá srst, složená z několika typů chlupů, které se druhotně mohou přeměnit v bodliny, ostny, šupiny a krunýře či zcela vymizet
pokožka obsahuje mnoho žláz, zejména potních a mazových, jejichž přeměnou vznikly i žlázy pachové a mléčné
naprostá většina savců rodí živá mláďata, která jsou po narození krmena mateřským mlékem; zárodek prodělává vývoj v těle samice, vyživován prostřednictvím placenty
tělní dutina je rozdělena na břišní a hrudní část, které jsou od sebe odděleny plochým svalem zvaným bránice, který se vydatně podílí i na dýchacích pohybech
krevní oběh je zcela uzavřený, cévní soustava má pouze levý oblouk aorty a dokonale čtyřdílné srdce, červené krvinky jsou bezjaderné
na vnější zvukovod nasedá různě tvarovaný ušní boltec, jehož velikost je úměrná sluchovým schopnostem jednotlivých druhů (druhotně může chybět)
savci jsou odděleného pohlaví s občasnou pohlavní dvojtvárností (velikost, parohy, zbarvení …)
z mnoha znaků na kostře jsou nejdůležitější: dva týlní hrboly, sedm krčních obratlů (ale existují i výjimky), tři sluchové kůstky, spodní čelist tvořená jedinou kostí a připojená k lebce druhotným čelistním kloubem na kosti spánkové
s mohutným rozvojem koncového mozku, zejména kůry na povrchu mozkových polokoulí, souvisí rozvoj nervové činnost a složitého chování savců

Rychlost
Lachtan
40 km/h
Antilopa
95 km/h
Lenochod
0,24 km/h
Kočka
48 km/h
Gepard
96 - 101 km/h (na úseku max. 400 m 112 km/h)
Hyena
64km/h
Delfín
26 km/h (max. 64 km/h)
Závodní kůň
69 km/h
Člověk (rekord)
36 km/h

Fylogeneze savců
Savci (v užším smyslu slova) se vyvinuli z plazovitých savců větve Synapsida (snahy některých vědců míří dokonce k synonymizaci Mammalia a Synapsida, aby bylo jasné, že se savci nevyvinuli z plazů, ale pouze z plazům podobných živočichů). Dnes žijící savci tvoří korunovou skupinu živorodých a zvláštní řád ptakořitných, který je podstatně starší. Mnoho vyhynulých řádů (např. Multituberculata) mají blíže k živorodým než k ptakořitným. Živorodí se dělí na dvě větve - vačnatci a placentálové. V době zhruba před 100 miliony lety se odštěpily dvě hlavní větve placentálních savců – Afrotheria (zahrnující řády sirény, damani, chobotnatci, Afrosoricida, bércouni a hrabáči) a zbytek. Ten tvoří zvláštní větev chudozubích, která se oddělila zhruba před 90 miliony let a ostatní savce (skupinu Boreoeutheria).

Recentní řády
Srovnáno podle abecedy.

damani (Hyracoidea)
hlodavci (Rodentia)
hmyzožravci (Insectivora)
chobotnatci (Proboscidea)
chudozubí (Edentaxa)
kytovci (Cetacea)
letouni (Chiroptera)
letuchy (Dermoptera)
lichokopytníci (Perissodactyla)
luskouni (Photibota)
primáti (Primates)
ptakořitní (Monotremata)
sirény (Sirenia)
sudokopytníci (Artiodactyla)
šelmy (Carnivora)
tany (Scandentia)
vačnatci (Marsupialia)
zajíci (Lagomorpha)

Šavlozubí tygři jsou vyhynulé kočkovité šelmy rodu Smilodon, kteří žili v Severní i Jižní Americe před 1.6 milionem - 8000 lety. Smilodoni patřili do různorodé a velmi úspěšné skupiny masožravců (Machairodontinae), dnes zcela vyhynulé.
Vývoj
Předek Smilodona Machairodus sám vznikl z Proailuria. Podle fosilních nálezů může být Smilodon zařazen mezi kočkovité šelmy, ale do jiné vývojové větve. Zahrnuje těžké a pomalé druhy, mnohem silnější a robustnější a při stejné velikosti těžší než současné velké kočky. Smilodon byl mezi těmito druhy nejmenší. Tyto kočky se vyvinuly v různých částech světa nezávisle na sobě. Vyskytovaly se v Evropě, Asii, Africe a Severní Americe v rozmezí přibližně před 13 - 2 milióny let. Kostry především mladých jedinců Smilodona byly nalezeny v Kalifornii, poblíž Los Angeles v asfaltovém jezírku Rancha La Brea.Tyto kočky téměř vyhynuly v období pleistocénu před 1,8 – 1 milionem let v Americe a v Eurasii téměř současně. Ojediněle se vyskytovaly ještě před 13 000 - 10 000 lety.
Zuby
Pro šavlozubé byly typické dlouhé, horní ze stran zploštělé špičáky, s hranami ostrými jako nůž, na kraji lehce zoubkovanými, přičemž špičáky v dolní čelisti byly malé nebo zcela chyběly, doširoka rozevíratelné čelisti a silné krční svaly. Délka špičáků naznačuje, že smilodon dokázal tlamu do široka rozevřít. Podle odhadu to je úhel až 120 stupňů, dnes žijící lev dosáhne 65 stupňů. Tato fakta naznačují, že se zřejmě mohl odvážit i na kořist, která byla podstatně větší než on.
Lov a potrava
Tyto šelmy zřejmě měly odlišnou techniku lovu kořisti než dnešní kočkovité šelmy. Ty loví tak, že dlouhým skokem skočí kořisti na šíji a ostrými drápy se na ní pevně zachytí . Kořisti zaryjí zuby do šíje a pootočením hlavy jí zlámou vaz. Nejprve se vědci domnívali, že Smilodon zasahoval kořist hlubokými bodnými ranami na měkké části krku a následným porušením artérií a uzavřením dýchacích cest zvíře usmrtil.
Podle dnešních nálezů se ale usuzuje, že Smilodon byl mrchožrout. Silné zakřivení špičáků svědčí o tom, že zvíře nemohlo zasáhnout kořist hlubokými bodnými ranami, jenom ji těmito zuby rozpáralo nebo rozřízlo. Navíc šavlozubí nebyli vybaveni pro rychlý běh. Fosilní nálezy kostry dokazují, že měli poměrně krátké nohy a přitom robustní tělesnou stavbu, což nejsou nijak příznivé podmínky k rychlému běhu a k pronásledování kořisti. Podle dochovaných exemplářů se zahojenými zlomeninami lze usuzovat, že Smilodon zřejmě žil a lovil v rodinných skupinách. Jejich hlavní kořistí mohli být velcí tlustokožci, jejichž vymizení může souviset s vyhynutím Machairodontů.