MIROSLAVOVY TAJUPLNÉ STRÁNKY

NA STRÁNKÁCH SE USILOVNĚ PRACUJE DĚKUJEME ZA POCHOPENÍ administraci v 'Nastavení stránek'.

ODKAZY

http://http://kaprarina.webnode.cz/

SUPER DOMÉNY NA PRODEJ

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

RADIO FENIX DJ MICHAL

MAPA

ITERAKTIVNÍ MAPA MARSU

ČT1 TV

ČT 1

zvuky z vesmíru

SETI HOME

SATELITNÍ MAPY A ATLASY

ON LINE WORLD

POČASÍ

STELITNÍ POHLED - POČASÍ

PRAHA

ON LINE KAMERY

 

HOROSKOPY

HOROSKOPY

ON LINE RÁDIO

ON LINE RÁDIO

ON LINE TELEVIZE

ON LINE TELEVIZE CELÉHO SVĚTA

SMS ZDARMA

SMS ZDARMA MUŽETE POSÍLAT NA 02 A VODAFON

webgarden|zone

Ukázkový odkaz

HLEDÁM - PRODÁM - KOUPÍM

Podpořte rozvoj stránek pomocí SMS Děkujeme

VĚDA

Čeští vědci se podíleli na objevu vesmírného objektu nového druhu 2008.09.25 22:33

Ilustrační obrázek magnetaru ukazuje popraskaný povrch neutronové hvězdy a plazmu pohybující se podél magnetických siločar. Autor: NASA V prvním říjnovém čísle prestižního časopisu Nature vychází článek mezinárodního týmu vědců ze 13 zemí. Mezi nimi jsou také čtyři čeští vědci: Mgr. Martin Jelínek a Mgr. Petr Kubánek z Andaluského astronomického ústavu v Granadě (IAA CSIC, Španělsko), Ing. Stanislav Vítek z Elektrotechnické fakulty ČVUT a Doc. RNDr. René Hudec, CSc. z Astronomického ústavu Akademie věd ČR, v. v. i. Článek popisuje nečekaný objev jasných optických záblesků vesmírného původu, souvisejících pravděpodobně s eruptivní aktivitou mladé neutronové hvězdy – magnetaru v naší Galaxii. Objev přednesl před třemi týdny Doc. R. Hudec jménem celého týmu vedeného Dr. Albertem Castrem-Tiradem na mezinárodní konferenci v turecké Foce.

Jev, který se později ukázal natolik výjimečným, zaznamenala americká družice Swift 10. června 2007 ve 22:52 našeho času v souhvězdí Lištičky jako vcelku obvyklý 5 sekund dlouhý záblesk záření gama. To samo o sobě není nic neobvyklého, záblesků z vesmíru se detekuje několik týdně. Pozoruhodné chování tento vesmírný objekt ukázal až v následujících hodinách a dnech.

Obrázek ukazuje, jak se měnila jasnost magnetaru v optickém (horní graf) a rentgenovém (spodní graf) oboru. Vědci během několika dní napočítali přes 40 zjasnění, což je neobvyklý jev. Vůbec první pozemní optická pozorování oblasti, kde se měl podle údajů z družice zdroj gama záření nalézat, pořídil 54 vteřin po detekci družicí robotický dalekohled Watcher v Jihoafrické republice. Přes přímé spojení se systémem americké vesmírné agentury NASA, který distribuuje zprávy o detekovaných zábleskových zdrojích gama záření, obdržel informaci o záblesku 23 vteřin po jeho detekci družicí. Pozorování tímto dalekohledem pak pokračovala několik dalších nocí. V průběhu třetí noci po detekci družicí Swift Watcher pozoroval nečekaně krátké záblesky viditelného světla na místě optického protějšku jevu, které jsou projevem nečekané povahy objektu. Takové chování optického protějšku gama záblesku ještě nikdo nepozoroval.

Čeští vědci se podílejí na vývoji a provozování desítky inteligentních robotických dalekohledů v Čechách (BART, ASÚ AV ČR v.v.i.), ve Španělsku (BOOTES, Španělsko - český experiment, kde spolupracují IAA CSIC Granada, ASÚ AV ČR, v.v.i. a FEL ČVUT), v Argentině (FRAM, kalibrační dalekohled pro Auger), na Novém Zélandu (Španělský experiment BOOTES-3) a v Jihoafrické republice (Watcher). Watcher je irský dalekohled na observatoři Boyden poblíž města Bloemfontain v Jihoafrické republice, jehož vývoj a provoz probíhá ve spolupráci českých, španělských a irských astronomů. Systém řídí program RTS2 Mgr. P. Kubánka.

Poloha magnetaru v naší Galaxii. Robotické dalekohledy významně prodloužily dobu, po kterou mohl být objekt pozorován. Na velkých dalekohledech se pozorovací čas pečlivě přiděluje jednotlivým týmům a získat ho není snadné. Získat několik dní pozorovacího času, navíc pro neznámý objekt, který pouze vykazuje nezvyklé chování, je pak skoro nemyslitelné.

Vědci odhadli vzdálenost objektu několika metodami, například pomocí zeslabení světla záblesku molekulovým oblakem. Výsledky výpočtů ukázaly, že gama záblesk nevyslal objekt vzdáleného vesmíru, jak to bývá obvyklé, ale že se zdroj nachází přímo v naší domovské Galaxii ve vzdálenosti asi 16 tisíc světelných let.

Během záblesků se magnetar na snímcích stával nápadným objektem. Mimo zjasnění byl naopak na hranici měřitelnosti. V optickém oboru, tedy v tom, které vnímá lidské oko, se objekt označený jako J195509+261406 zjasnil a dal se v průběhu několika dní pozorovat jako velmi slabá hvězdička nepravidelně vysílající silné záblesky světla. Poprvé se objekt zjasnil více než čtyřicetinásobně necelou hodinu po gama záblesku. Většina světelných pulsů trvala méně než 2 minuty, některé byly dokonce kratší než minutu. S něčím takovým se astronomové nikdy předtím nesetkali. Watcher pozoroval nejjasnější ze získaných zjasnění, při kterém se objekt zjasnil tisícinásobně a dosáhl čtrnácté hvězdné velikosti. Dramatické pulsující chování objekt vykazoval přibližně dva dny, pak aktivita i jasnost rychle slábly a po posledním detekovaném infračerveném záblesku 11 dní po erupci v gama oboru zmizel z dosahu i těch největších dalekohledů.

Teoretické vysvětlení chování objektu je složité. Je možné, že gama záblesk z 10. června je jen jedním z mnoha zjasnění objektu. Vědci postupně diskutovali řadu možností, že se jedná o běžný gama záblesk, mikrokvasar, vybuchující pulsar, černou díru, rentgenovou dvojhvězdu nebo jevy v akrečním disku. Jako nejpravděpodobnější se zdá, že opakované záblesky vznikly na izolovaném objektu, pravděpodobně magnetaru.

Dalekohled Watcher. Magnetary jsou neutronové hvězdy s magnetickým polem mnohonásobně silnějším než u běžných neutronových hvězd. Jsou to pozůstatky vzniklé po výbuchu extrémně hmotných hvězd jako supernov. Tyto několik kilometrů velké objekty se rychle otáčejí kolem své osy, třeba i šedesátkrát za sekundu. O magnetarech je známo, že v gama oboru dokáží vysílat opakované záblesky způsobené praskáním nestabilní kůry hvězdy. Při jediném takovém vzplanutí se uvolní stejně energie, jakou vydá naše Slunce během deseti tisíc let. V tomto případě jde ale o velmi zvláštní magnetar, u kterého se tyto záblesky pozorují také v jiném oboru spektra, v optickém. Nikdy předtím se optické záblesky magnetaru pozorovat nepodařilo - a to byl první z nich objeven již v roce 1979.

V gama oboru skutečně družice Swift zaznamenala jen jediný záblesk, zatímco v optickém oboru jich byly desítky. Objekt se měnil dosti výrazně až o 7 magnitud na časových škálách od 20 sekund do 7 minut. Pokud jde opravdu o magnetar, pak je prvním s takovým chováním, který ve vesmíru známe. Pro vědce tak vzniká nová třída vesmírných objektů projevujících se velmi zvláštním chováním ve viditelném světle. Možná jde o chybějící mezičlánek mezi magnetary a osamocenými neutronovými hvězdami – ale nelze ani vyloučit, že jde o zcela nový typ astrofyzikálních objektů.

Pozorování tohoto jevu zúročilo zkušenosti spoluautorů článku s návrhem, stavbou a provozováním robotických observatoří. Objev potvrzuje výhody plně autonomních systémů, které jsou schopné bez lidského zásahu pozorovat pozici kosmických gama záblesků desítky sekund až dny po detekci družicí, a koncepci vývoje těchto systémů započatých již před lety ve skupině astrofyziky vysokých energií stelárního oddělení Astronomického ústavu AV ČR, v.v.i.

Petr Sobotka
Astronomický ústav AV ČR
Kontakt:
Doc. RNDr. René Hudec, CSc.
hudec@asu.cas.cz, tel. 323 620 128, 731 502 542

  Sobotka Petr
1082) Vývoj klimatu na Venuši

Vývoj klimatu na Venuši Dnešní Venuše je doslova pekelné místo ve vesmíru díky vysoké teplotě a obrovskému atmosférickému tlaku na jejím povrchu. Evropská sonda Venus Express (start 9. 11. 2005) však zjistila, že tomu tak nebylo vždycky. Ve vzdálené minulosti byla Venuše pravděpodobně velmi podobná Zemi a obsahovala velké množství vody.
Planetology již dlouho zajímá otázka podobnosti Venuše a Země. Počátkem šedesátých let minulého století astronomové dokonce spekulovali o tom, že na Venuši mohou existovat moře a tropické pralesy (vzhledem k menší vzdálenosti od Slunce se předpokládala o něco vyšší teplota než na Zemi). Tento názor se změnil, když pozorování v oboru mikrovlnného záření naznačovala mimořádně vysokou teplotu povrchu planety. Sovětské a americké kosmické sondy v šedesátých a sedmdesátých letech minulého století potvrdily teplotu povrchu vyšší než 400 °C a atmosférický tlak na povrchu planety 90krát vyšší než na Zemi.
Na Venuši vanou ve vysokých výškách velice silné větry – proudění vzduchu dosahuje hodnot nad 100 m/s (tj. až téměř 400 km/h). Přes toto zuřivé proudění ani vítr z obřího víru na jižním pólu nemůže pokračovat v proudění dolů směrem k povrchu planety. Sonda Venus Express je schopna „nahlédnout“ do atmosféry Venuše až do hloubky 45 až 50 km nad povrchem planety v oblasti kolem jižního pólu. Vytvořené počítačové modely naznačují, že tento polární vír nemůže proniknout do spodních vrstev atmosféry, protože zde již panují vysoké hustoty ovzduší. „Je velmi obtížné roztočit tak hustou atmosféru. Na povrchu Venuše neočekáváme příliš velké proudění atmosféry,“ říká Giuseppe Piccioni, IASF-Instituto Nazionale di Astrofisica, Itálie.
Teplota na Venuši
Sonda Venus Express v poslední době „nakukovala“ skrz hustý závoj oblačnosti kolem planety a vyslala na Zemi nové informace o jejím povrchu. Ten je rozžhaven na teplotu +462 °C a produkuje intenzivní infračervené záření. Zjistila to pomocí kamery VMC (Venus Monitoring Camera), která využívá jedno ze spektrálních oken na vlnové délce jednoho mikrometru, které jí umožňuje pozorovat povrch planety skrz vrstvu oblačnosti. Vyvýšená místa a pohoří, vystupující 5 km nad úroveň středního poloměru planety, jsou přibližně o 40 °C chladnější.
Neočekávané informace přinesla sonda o teplotě atmosféry a jejím proudění. Hustá oblačnost, tvořená kapičkami kyseliny sírové, se rozkládá ve výškách 40 až 60 km nad povrchem. Část atmosféry ve výšce 60 až 100 km je označována jako mezosféra. Jedná se o přechodovou oblast mezi vrstvou atmosféry, kde silný vítr unáší oblačnost takovou rychlostí, že jednou dokola oblétne za 4 dny a cirkulující horní atmosférou, poháněnou slunečním zářením. Horká atmosféra se šíří na noční stranu planety, kde se ochlazuje a klesá k vrcholkům oblaků.
Na noční straně planety však byla objevena nečekaně teplá vrstva ovzduší ve výšce mezi 90 až 120 km. O této vrstvě se soudilo, že je velmi studená a vědci ji označovali často jako kryosféru. To se částečně potvrdilo, avšak nová měření ukazují, že se zde teploty pohybují o 30 až 70 °C výše, než se předpokládalo, s maximem teploty ve výšce 100 km nad povrchem planety.
Atmosféra Venuše a sluneční vítr
Sonda Venus Express také odhalila skutečný rozsah vlivu, kterým Slunce „odnáší“ část atmosféry Venuše. Tento proces může být zajímavým příspěvkem ke zjištění, proč se Venuše vyvíjela odlišně než Země. Slunce pravděpodobně odnášelo pryč část plynů z horních vrstev atmosféry v průběhu uplynulých čtyř miliard let. Na rozdíl od Země planeta Venuše nevlastnila a nevlastní silné magnetické pole, které by atmosféru chránilo před slunečním větrem, což jsou elektricky nabité částice, rychle proudící ze Slunce. Sluneční vítr tak přímo naráží do horních vrstev atmosféry.
Sonda zjistila, že unikají především ionty vodíku, kyslíku a helia. První dva prvky jsou velmi významné, protože se jedná o základní chemické prvky, vytvářející vodu. Molekuly vody mohou být hlavním zdrojem vodíku ve vysoké atmosféře Venuše. Ultrafialové záření Slunce rozbíjí molekuly vody na ionty vodíku a kyslíku, které jsou následně slunečním větrem „vymeteny“ do meziplanetárního prostoru. Bylo zjištěno, že na dva ionty vodíku, unikající z atmosféry Venuše, připadá jeden iont kyslíku (což odpovídá molekule vody H2O). To může být důležité pro pochopení, proč je Venuše dnes tak suchá.
Katastrofa?
Geologové jsou přesvědčeni, že současný stav Venuše je vodítkem ke studiu minulosti a totéž platí i pro fyziku atmosféry. Sonda Venus Express odhalila atmosférické procesy, které ukazují na možnou katastrofickou událost v historii planety.
„Venuše byla postižena zásadní klimatickou katastrofou, zatím však nevíme jakou, ani kdy k této události došlo,“ říká David Grinspoon, vědec působící na Denver Museum of Nature and Science, Colorado, USA. V důsledku této pohromy ztratila Venuše veškeré zásoby vody. Pokud by zkondenzovaly všechny vodní páry v současné atmosféře, pak by se na povrchu Venuše vytvořila vrstva vody o výšce pouhé 3 cm. Pro porovnání: pokud by povrch Země byl hladký jako balón, současné zásoby vody v oceánech a v atmosféře by vytvořily souvislou vrstvu vody hlubokou 3 km.
Venuše mohla mít v minulosti podobné množství vody. V důsledku vyšší teploty se voda postupně vypařovala. Ultrafialové záření Slunce rozložilo vodní páru na kyslík a vodík. Tyto ionty byly pozvolna odvrženy do vesmíru v důsledku srážek s energetickými částicemi, přicházejícími ze Slunce. Jak zjistila sonda Venus Express, v současné době stejné procesy stále ještě hrají důležitou roli při úniku kyslíku a vodíku z horních vrstev atmosféry.
„Nyní víme, že Venuše se dříve velmi podobala Zemi,“ říká David Grispoon. „Zatím však nemůžeme ještě vypracovat celou historii vývoje planety, avšak data, která máme k dispozici, ukazují, že sonda Venus Express může přispět k odhalení historie vývoje vody na Venuši.“
Na Venuši nedochází ke střídání ročních období, protože její rotační osa je téměř kolmá k rovině oběžné dráhy. Kolem rotační osy se otáčí jednou dokola za 243 dny a planeta má velmi hustou atmosféru. Její hlavní složkou je oxid uhličitý a hustá oblaka, tvořená hlavně kapičkami kyseliny sírové.
„Tři nejdůležitější parametry, které vymezují vývoj planety, jsou její vzdálenost od Slunce, její atmosférický tlak a rychlost její rotace,“ říká Fred Taylor (University of Oxford, Velká Británie). A tak ačkoliv je Venuše svým průměrem podobná Zemi, její zcela jiný osud zapříčinily uvedené tři parametry, které se diametrálně odlišují ve srovnání se Zemí.
Další velkou neznámou je vývoj atmosféry Venuše. Sonda Venus Express v ní objevila velké množství výbojů blesků. Tyto elektrické výboje ovlivňují chemické vlastnosti atmosféry, dochází k rozbíjení velkých molekul na části, které se zase mohou spojovat a vytvářet jiné molekuly. Oxidy dusíku, které se vytvářejí tímto způsobem, jsou přítomny ve zhruba stejném množství, jaké bylo zjištěno pomocí pozemských pozorování.
Sonda Venus Express bude i nadále pokračovat ve sběru dat, abychom lépe porozuměli této fascinující planetě.
(Podle http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEMUG473R8F_0_ov.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-06


1083) Saturnovy měsíce ve tvaru „létajících talířů“

Saturnovy měsíce ve tvaru „létajících talířů“ Dva malé Saturnovy měsíce vypadají na snímcích ze sondy Cassini jako „létající talíře“. Tyto měsíce, které se nacházejí uvnitř prstenců planety, mohly získat své zvláštní tvary postupným nabalováním materiálu z prstence, čímž v oblasti jejich rovníku „vyrostla“ pozorovaná vyvýšenina.
Měsíce pojmenované Pan a Atlas byly objeveny počátkem 80. let minulého století na fotografiích, které pořídila sonda Voyager. Měsíček Pan, který má průměr 33 km, obíhá kolem planety Saturn v mezeře uvnitř prstence A, která nese označení Encke Division (Enckeova mezera). Měsíc Atlas o průměru 39 km krouží kolem Saturnu po vnější straně prstence A. Jedná se o měsíce, které se nacházejí na drahách nejblíže Saturnu – Pan obíhá ze všech měsíců vůbec nejblíže (133 583 km od středu planety), Atlas je třetím v pořadí měsícem podle vzdálenosti (137 670 km).
Oba měsíce mají velmi zploštělý tvar – jeden jejich rozměr je podstatně větší než druhý. Avšak jejich podoba s UFO je čistě náhodná a byla zjištěna až tehdy, když se na ně zaměřila výkonná kamera na palubě sondy Cassini.
Carolyn Porco, členka týmu sondy Cassini, pracující na Space Science Institute v Boulderu (Colorado, USA), prohlásila: „Byla jsem přesvědčená, že nám jejich tvary mohou něco říci o jejich původu. Avšak vůbec mě nenapadlo, že by mohly vypadat jako létající talíře.“
Nové snímky odhalily hladké vyvýšeniny obklopují měsíce v oblasti jejich rovníku, které leží v rovině prstenců planety a jsou tak širší v tomto směru, protože se pohybují napříč prstenci. Skupina vědců, jejichž vedoucím je Sébastien Charnoz (University of Paris, Francie), vytvořila počítačovou simulaci, ze které vyplývá, že pozorované vyvýšeniny v oblasti rovníku těchto malých měsíců vznikly nabalováním materiálu z prstenců.
Původ nádherných planetárních prstenců je však stále ještě záhadou. Jedna teorie předpokládá, že v období počátečního vývoje Sluneční soustavy bylo jedno nebo několik velkých ledových těles roztříštěno v blízkosti planet, vzniklo velké množství úlomků, které se postupně „srovnaly“ do plochého prstence.
Pokud je tomu skutečně tak, potom jádra měsíců Atlas a Pan mohou být úlomky, mající původ právě v předpokládané srážce. Jakmile drobné částice vytvořily ploché prstence, mohly dopadat na povrch měsíců a vytvořit tak v oblasti rovníku pozorované „vybouleniny“. Tento proces byl pravděpodobně ukončen již velmi dávno, protože současné dráhy měsíců neumožňují zbývajícímu řídkému materiálu usazovat se na jejich povrchu.
Není doposud jasné, zda obdobné procesy nastaly i někde jinde ve Sluneční soustavě. Například kolem planety Neptun obíhá několik relativně velkých měsíců, jejichž dráhy leží v rovině prstenců. Ty však zatím nebyly snímkovány s tak vysokým rozlišením. „Jednu věc musíme udělat, až se znovu vrátíme k Neptunu. Podívat se velmi zblízka na tvary těchto měsíců, zda nám něco neprozradí o svém původu a vývoji,“ říká Carolyn Porco.
(Podle http://space.newscientist.com/article/dn13014-saturns-flying-saucer-moons-built-of-ring-material.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-07


1084) Geminidy v roce 2007

Geminidy v roce 2007 Geminidy jsou posledním silným meteorickým rojem kalendářního roku. V posledních letech svou vydatností předčí dokonce i oblíbené srpnové Perseidy – přepočtená frekvence Geminid se pravidelně pohybuje kolem 120 meteorů za hodinu, což pro pozorného pozorovatele znamená, že v období maxima roje může na čisté a tmavé obloze spatřit každou minutu alespoň jeden meteor. Vysoká aktivita s přepočtenými frekvencemi kolem 70 meteorů za hodinu obvykle trvá asi 24 hodin.
Název roje je odvozen od souhvězdí Blíženců (Gemini), ve kterém se nachází takzvaný radiant roje, což je místo na obloze, odkud meteory vlivem perspektivy zdánlivě vyletují. Částečky prachu - meteoroidy - náležející roji Geminid se střetávají se zemskou atmosférou poměrně nízkou rychlostí asi 36 km/s a meteory se tedy na obloze pohybují relativně pomalu. Typická je pro ně nažloutlá barva a ty jasnější obvykle zanechávají několik sekund trvající stopu. Rozdělení jasností meteorů během maxima není symetrické, maximum jasných meteorů nastává dříve.
Za mateřské těleso Geminid je považována planetka (3200) Phaeton, pravděpodobně vyhaslé kometární jádro, které obíhá kolem Slunce po protáhlé eliptické dráze (s přísluním ve vzdálenosti 0.14 AU a odsluním 2.40 AU) jednou za 524 dní. Přitom se může přiblížit Zemi na malou vzdálenost pouhých 0.021 AU, což je o něco více než osminásobek vzdálenosti Země a Měsíce. V letošním roce projde planetka nejblíže Zemi 9. prosince (tedy 5 dní před očekávaným maximem roje) a přiblíží se k nám na 0.12 AU.
Meteorický roj Geminid je pravidelně aktivní mezi 5. a 17. prosincem, přičemž maximum nastává kolem 14. prosince. Předpověď pro letošní rok udává, že by maximum mělo nastat 14. 12. v 17:45 SEČ s nejistotou asi 2 až 3 hodiny. To dává dobré šance na sledování roje i z našich zeměpisných šířek. Radiant u nás vychází kolem 17:15, a kulminuje vysoko v nadhlavníku ve 2 h ráno. Měsíc před první čtvrtí bude rušit jen ze začátku noci, zapadá již ve 20:30 a tou dobou je již radiant 30° nad obzorem. Je-li tato předpověď správná, pohodlně bychom tedy mohli spatřit dozvuky maxima a sestupnou fázi aktivity – stále však vhledem k poloze radiantu hovoříme o frekvencích kolem 50 spatřených meteorů za hodinu. Nejvhodnější podmínky pro pozorování jsou tedy 14. prosince od 20:30 až do 5 hodiny ranní následujícího dne.
Pro pozorování vyberte stanoviště s výhledem na jihovýchod. Situace na obloze 14. prosince ve 22 h je zachycena na přiložené jednoduché mapce. Významné orientační body jsou tyto: v zorném poli byste měli mít nápadné souhvězdí Orion, dominantními objekty jsou Sirius – jasná modrobílá hvězda nízko nad obzorem a načervenale zářící planeta Mars asi 15° vpravo od radiantu.
Nezbývá nám tedy, než si přát slušné počasí, které bývá při sledování Geminid tím nejdůležitějším faktorem. Prosinec jako přelom podzimu a zimy není obvykle příliš bohatý na jasné noci a pokud ano, pohybují se teploty pod bodem mrazu, což pro sledování meteorů není úplně pohodlné. Ale za ten zážitek to stojí! Je potřeba se dobře obléci a vzít s sebou i něco na zahřátí. K pozorování potřebujete jen pozorné oko a tmavou bezoblačnou oblohu. Hodně štěstí!

orientační mapka pro Geminidy

Jiří Srba

 

Datum přidání: 2007-12-07


1085) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádějí záblesky na následujících 7 dní, od 10. do 17. prosince.

Datum Středoevropský čas Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
10 prosinec 16:40:27 -1 65° 61° (VSV) 24.5 km (V) -9 Iridium 36
11 prosinec 05:44:54 -2 11° 147° (JJV) 59.7 km (Z) -5 Iridium 83
11 prosinec 16:38:12 -1 69° 61° (VSV) 28.4 km (Z) -9 Iridium 7
12 prosinec 05:39:05 -3 10° 147° (JJV) 43.0 km (V) -6 Iridium 56
12 prosinec 16:32:05 -2 70° 66° (VSV) 16.7 km (Z) -9 Iridium 37
13 prosinec 05:41:46 -3 13° 151° (JJV) 32.0 km (Z) -6 Iridium 10
13 prosinec 16:25:58 -5 70° 70° (VSV) 6.6 km (Z) -9 Iridium 34
14 prosinec 05:35:55 -1 11° 152° (JJV) 53.8 km (V) -6 Iridium 13
14 prosinec 16:19:51 -1 68° 75° (VSV) 24.4 km (V) -9 Iridium 5
15 prosinec 05:38:37 -3 15° 156° (JJV) 30.9 km (Z) -6 Iridium 56
15 prosinec 07:28:28 -0 42° 68° (VSV) 43.6 km (Z) -7 Iridium 40
15 prosinec 16:13:43 -2 70° 80° (V) 18.2 km (V) -9 Iridium 8
15 prosinec 18:09:43 -1 41° 35° (SV) 36.5 km (V) -8 Iridium 83
16 prosinec 05:32:44 -2 13° 157° (JJV) 38.7 km (V) -6 Iridium 84
17 prosinec 05:35:22 -0 17° 161° (JJV) 56.1 km (Z) -6 Iridium 13
17 prosinec 07:07:00 -0 35° 64° (VSV) 47.7 km (V) -7 Iridium 81

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2007-12-10


1086) Hvězda nejpodobnější Slunci objevena

Hvězda nejpodobnější Slunci objevena Peruánští astronomové Jorge Melendez (Australian National University) a Ivan Ramirez (University of Texas, Austin) ohlásili objev hvězdy „nejpodobnější Slunci“. Její průměr, hmotnost, teplota a chemické složení se parametrům Slunce velmi podobají. K pozorování použili dalekohled Harlan J. Smith Telescope o průměru 2,7 m na McDonald Observatory. Jejich objev napovídá, že chemické složení Slunce není zcela unikátní, jak se někdy dříve soudilo.
Hvězda s katalogovým číslem HIP 56948 je podle současných poznatků Slunci nejpodobnější. Nachází se v souhvězdí Draka, od Země ji dělí vzdálenost 200 světelných roků. Avšak je přibližně o jednu miliardu let starší než Slunce. Doposud byly známy pouze 3 hvězdy, které bychom mohli považovat za „dvojníky“ Slunce: 18 Sco (souhvězdí Štíra), HD 98618 (souhvězdí Velké medvědice) a HIP 100963. Avšak tyto tři hvězdy se přece jen od Slunce odlišují: obsahují několikrát více lithia. Hvězda HIP 56948 je i v tomto směru se Sluncem identická. Podobně malé množství lithia obsahuje rovněž hvězda HIP 73815.
Tato podobnost může být důležitá, protože některé studie naznačují, že hvězdy s malým obsahem lithia jsou méně aktivní, dochází u nich k menšímu počtu erupcí. Jestliže stejné výsledky přinesou i další pozorování, potom takovéto hvězdy mohou mít velkou šanci, že se v jejich okolí bude vyskytovat život. U velmi aktivních mateřských hvězd to může vést k situaci, že se případné planety doslova „koupou“ v intenzivním až smrtelném záření.
„Slunci podobné hvězdy jsou považovány za vhodná místa pro hledání mimozemského života (Search for Extraterrestrial Intelligence – SETI),“ říká Margaret Turnbullová (Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland, USA). Pomáhala například sestavit seznam cílů, které mají vysokou prioritu výzkumu z hlediska SETI. Jedná se o zhruba 17 000 objektů, označovaných HabCat. Mezi tyto cíle bude určitě zařazena i hvězda HIP 56948.
Astronomové observatoře McDonald Observatory již zahájili pátrání po případných planetách u hvězdy HIP 56948. Z hlediska SETI je tato hvězda mnohem zajímavější. Vzhledem k tomu, že je o jednu miliardu let starší, na případných planetách bylo více času k vývoji inteligentních civilizací. „Za předpokladu, že tato hvězda má planety, že na těchto planetách vznikl život, potom měl mnohem více času na evoluci,“ shrnuje Ivan Ramirez.
(Podle http://space.newscientist.com/article/dn12725-suns-twin-an-ideal-hunting-ground-for-alien-life.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-10


1087) Sluneční soustava je obklopena „zmáčknutou“ bublinou

Sluneční soustava je obklopena „zmáčknutou“ bublinou Americká kosmická sonda Voyager 2 následovala svoje dvojče Voyager 1 a pronikla do poslední „vrstvy“ naší Sluneční soustavy – rozsáhlé oblasti na jejím vnějším okraji, kde se sluneční vítr střetává s řídkým mezihvězdným plynem.
Protože se sonda Voyager 2 pohybovala po jiné dráze, pronikla do oblasti nazvané heliosheat (což je jakási obálka na čelní straně ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostorem) až 30. 8. 2007. Voyager 2 pronikl do oblasti heliosférické obálky hranicí, označované jako rázová vlna slunečního větru (též terminační vlna) v místě, vzdáleném přibližně 16 miliard km od místa, kde rázovou vlnou prolétla předcházející sonda Voyager 1. Stalo se tak téměř o 1,6 miliardy km blíže ke Sluci než v případě sondy Voyager 1. Z tohoto faktu vyplývá, že naše Sluneční soustava je „zmáčknutá“ nebo chcete-li „vyboulená“ – bublina „vytvarovaná“ v mezihvězdném prostoru působením slunečního větru nemá přesně kulový tvar. V místě, kde prolétala sonda Voyager 2, je rázová vlna stlačena blíže ke Slunci působením lokálního magnetického pole.
„Sonda Voyager 2 průběžně pokračuje na své cestě ve výzkumu prostředí, přičemž překřížila rázovou vlnu několikrát, jak pronikala do vnější vrstvy obří heliosférické bubliny (heliosféry), obklopující Slunce. Připojila se tak k sondě Voyager 1, která jako první překročila hranici mezihvězdného prostoru,“ říká Edward Stone (California Institute of Technology, Pasadena). Závěry z překročení hranice rázové vlny sondou Voyager 2 prezentovaly jednotlivé týmy projektu Voyager na podzimní konferenci Americké geofyzikální unie v San Franciscu.
Sluneční vítr je řídký proud elektricky nabitých částic (plazma) vyvržených ze Slunce do okolního prostoru. Ze Slunce uniká do všech směrů, přičemž vytváří v mezihvězdném prostoru jakousi bublinu, která sahá daleko za dráhu Pluta. Tato bublina je označována jako heliosféra a Voyager 1 byl první sondou, která studovala vnější oblasti Sluneční soustavy, když v prosinci 2004 pronikla do oblasti heliosférické obálky (heliosheat). V době, kdy sonda Voyager 1 absolvovala tento historický průlet, střetla se s rázovou vlnou kolem Sluneční soustavy, která je označována jako rázová vlna, vytvářená částicemi slunečního větru. Je to místo, kde náhle klesá rychlost slunečního větru v důsledku tlaku plynů a magnetického pole v mezihvězdném prostředí.
Přestože Voyager 2 je již druhou sondou, která překročila rázovou vlnu, je to z vědeckého hlediska zajímavé hned z několika důvodů. Na sondě Voyager 2 pracuje plazmový detektor, který může přímo měřit rychlost, hustotu a teplotu slunečního větru. Tento přístroj již delší dobu na sondě Voyager 1 nefunguje a určování rychlosti slunečního větru je prováděno nepřímo. Dále sonda Voyager 1 zaznamenala pouze jeden průchod rázovou vlnou, což se stalo v období výpadku dat. Avšak Voyager 2 zaznamenal přinejmenším 5 průchodů rázové vlny během několika dnů (rázová vlna narážela dozadu a dopředu jako vlny na pláži, umožňující několikanásobný průchod vlnami) a ve třech z nich byly zaregistrovány zcela zřetelné údaje.
V průběhu obyčejné rázové vlny rychle se pohybující materiál zpomalí, sníží svoji rychlost a vytváří hustší a teplejší oblast, když se setkává s překážkou. Avšak Voyager 2 zaznamenal mnohem nižší teplotu za hranicí rázové vlny, než se předpokládalo. To pravděpodobně naznačuje, že vzniklá energie může být transformována na částice kosmického záření, které byly v oblasti rázové vlny urychleny na vysoké rychlosti.
„Tato nová zajímavá data, popisující rázovou vlnu, jsou ještě studována, ale již je jasné, že Voyager 2 nás zase jednou překvapil,“ říká Eric Christian z vědeckého týmu projektu Voyager.
Obě sondy Voyager nebudou v příštích letech pouze jediným zdrojem místních pozorování této vzdálené, přesto velmi zajímavé oblasti. Na léto roku 2008 plánuje NASA vypuštění malé družice, speciálně zkonstruované k celkovému mapování rázové vlny a oblasti zvané heliosheat na dálku z oběžné dráhy kolem Země (předběžné datum startu je 15. 6. 2008). Vedoucím projektu družice s názvem IBEX (Interstellar Boundary Explorer) je David McCosmas (Southwest Research Institute, San Antonio). Družice bude využívat rychlé neutrální atomy o různých energiích k vytvoření mapy celé oblohy na základě interakcí heliosféry s mezihvězdným prostředím. Neutrální atom, neovlivňovaný slunečním magnetickým polem, se pohybuje přímočaře. Družice IBEX bude detekovat některé z částic, které náhodou zamíří k Zemi. Počet a energie těchto částic, přicházejících z různých směrů, nám prozradí mnohem více o celkové struktuře interakcí mezi heliosférou a mezihvězdným prostorem.
Voyager 1 překonal vzdálenost 100 AU
V úterý 15. 8. 2006 se americká kosmická sonda Voyager 1 dostala, jako nejvzdálenější lidskou rukou vyrobené těleso, do úctyhodné vzdálenosti 100 astronomických jednotek (AU) od Slunce, tj. přibližně 15 miliard km, což je vzdálenost 100krát převyšující vzdálenost Země od Slunce. V současné době se od Slunce vzdaluje rychlostí 17,11 km/s a od Slunce je vzdálena 104,8 AU. Od roku 1989 se pohybuje ve vnějších oblastech Sluneční soustavy. I po téměř 30 letech stále ještě funguje a předává na Zemi další informace. Astronomové se tak dozvídají, jak vypadá Sluneční soustava za drahami planet a jak daleko sahá vliv Slunce. Sonda Voyager 2 je od Slunce vzdálena 84,5 AU a vzdaluje se od něj rychlostí 15,54 km/s. Předpokládá se, že asi za 20 let sondy prolétnou hranicí, označovanou jako heliopauza.
Text k obrázku v úvodu článku:
Částice slunečního větru (protony, elektrony, atd.) se šíří ze Slunce rychlostí 300 až 700 km/s. Ve vzdálenosti přibližně 14 miliard km jejich rychlost prudce klesá a stoupá jejich hustota – viz vnitřní tmavě modrá oblast na obrázku. Tato hranice je označována jako terminační vlna nebo jako rázová vlna slunečního větru (Termination Shock). Dochází zde k setkávání slunečního větru s mezihvězdným plynem. Pro porovnání: Pluto obíhá ve vzdálenosti 6 miliard km. Vnitřní oblast je obklopena tzv. heliosférou, která svým tvarem vzdáleně připomíná kapku. Je to prostor, kde převládá vliv slunečního magnetického pole. V přední části heliosféry, kterou bychom mohli nazvat heliosférickou obálkou (Heliosheat), se částice slunečního větru hromadí v důsledku střetávání s proudem nabitých částic hvězdného původu. Rozhraní mezi slunečním a hvězdným větrem je označováno jako heliopauza – lze říci, že se zde vyrovnávají tlaky obou „větrů“. V důsledku pohybu Slunce kolem středu Galaxie „rozráží“ heliosféra mezihvězdné prostředí, čímž se před ní vytváří rázová vlna (Bow Shock). Do obrázku jsou také zakresleny dráhy a polohy sond Voyager 1 a 2.
(Podle http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-143 a http://www.ibex.swri.edu/ upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-12


1088) Spekulace o příčinách zjasnění komety 17P/Holmes

Spekulace o příčinách zjasnění komety 17P/Holmes Po zjasnění komety 17P/Holmes koncem října se rozhořely diskuse o příčinách tohoto "megaoutburstu". Důvodem je především fakt, že tak výrazné zjasnění lze jen obtížně interpretovat v rámci uznávaných teorií týkajících se fungování kometárních jader. Nejucelenější představu o průběhu jevu publikoval v cirkuláři CBET-1118 Zdeněk Sekanina (Jet Propulsion Laboratory, USA). Přestože jeho vysvětlení není bez výhrad přijímáno, začněme jím. Zdeněk Sekanina zpracoval dosavadní informace (do počátku listopadu) o vzhledu, morfologii komy a světelné křivce komety 17P a na tomto základě učinil některé závěry týkající se povahy zjasnění.
Po vztažení fotometrických CCD měření jasnosti 17P (K. Kadota) před zjasněním a následných vizuálních pozorování je evidentní, že kometa 17P byla před outburstem stále aktivní, slábla však od poloviny května 2007 v závislosti na vzdalování od Slunce s mocninou 16. Na počátku outburstu (pravděpodobně 23.7 +/- 0.2 října) byla absolutní magnituda (normovaná na 1 AU) 15.3 mag, což je asi 30x (cca o 3 mag) jasnější, než by odpovídalo průměru jádra 3.3 km, geometrickému albedu 0.04 a fázovému zákonu 0.035 mag/° (Lamy et al. 2000, BAAS 32, 1061; Snodgrass et al. 2006, MNRAS 373, 1590).
Extrémně rychlý vzrůst jasnosti na počátku jevu ukazuje na mohutný přísun prachu do vznikající obálky, který se buď s časem zrychloval, nebo se snižovala velikost částic, (v důsledku kaskádové dezintegrace) a nebo nastávaly oba jevy současně. Pozorovaný lineární nárůst jasnosti v jednotkách mag/h (IAUC 8886) znamená, že ve skutečnosti docházelo k exponenciálnímu zjasňování na jednotku plochy průřezu v komě, což mimo jiné vedlo k tomu, že přírůstek jasnosti díky molekulárním a atomárním složkám byl minimální (IAUC 8887). Ploché maximum jasnosti bylo dosaženo 24 hodin po nástupu outburstu s absolutní jasností 1.4 +/- 0.2 mag. Amplituda byla tedy velmi blízko faktoru 14, tedy zjasnění asi 400 000-krát.
Z plochého maxima a velikosti komy lze přibližně odvodit množství uvolněného prachu. Při účinném průřezu komy 57 +/- 10 milionů km^2 lze pro rozdělení částic s průměrnou velikostí 2 mikrometry odhadnout množství uvolněného materiálu na 10^(14) g (za předpokladu střední hustoty 1.5 g/cm^3). To je téměř přesně stejné množství, které Sekanina odhadl počátkem 80' let jako typické pro "lívancová" sekundární jádra periodických komet, která vznikají během jejich fragmentace (1982, in *Comets*, ed. by L. L. Wilkening, University of Arizona Press, p. 251). V současnosti byla tato teorie rozšířena o domněnku (Sekanina 2007, Proc. SPIE 6694, p. 0I), že sekundární jádra jsou ve skutečnosti odlomenými stlačenými vrstvami, jejichž slepenec pravděpodobně tvoří celé jádro a pro které je odhadována tatáž hmotnost (Thomas et al. 2007, Icarus 187, 4; Belton et al. 2007, Icarus 187, 332).
Outburst komety 17P je pak vlastně důsledkem odlomení takové vrstvy a jejího kompletního rozpadu poblíž primárního jádra. Tento model je podpořen faktem, že vnější halo je prakticky symetrické (nedává možnost lokálního jevu, ale primární jádro evidentně nezaniklo) a rozšiřuje se konstantní nebo mírně klesající rychlostí asi 0.5 km/s, z čehož lze odhadnout samotný počátek jevu na 23.8 října 2007. Prachové halo obsahuje většinu materiálu a je oblakem, který se uvolnil při rozpadu odtržené "lívancové vrstvy" krátce po jejím odlomení od primárního jádra. Tuto počáteční událost přežilo jen několik úlomků o velikosti řádově ~ 10 m, které se jako terciální fragmenty začaly vzdalovat od primáru rychlostí několik m/s, přičemž pokračovaly v rozpadu.
Expandující paralelní paprsky pozorované v komě v pozičních úhlech 210-220° (podél prodlouženého rádius vektoru) jsou ve skutečnosti prachovými ohony složenými z mikroskopických částic uvolněných při a po oddělení těchto větších úlomků (poté co většina prachu již byla uvolněna do vnějšího halo). Pouze jeden z těchto ohonů má dobře definovaný počátek v primárním jádře, ostatní (tři nebo více) vznikají jakoby z ničeho, jejich mateřská tělesa jsou příliš malá na to, aby byla pozorovatelná. Jihozápadní konce ohonů obsahují nejmenší submikronové částice, které jsou nejvíce urychlovány slunečním větrem. Vnitřní oblak materiálu se dynamicky liší od vnějšího halo. Geometrie úkazu a fakt, že kometa je téměř v opozici, společně přispívají k tomu, že projekce pohybu prachových částic na rovinu oblohy dává pocit, že strana přivrácená ke Slunci je ostřeji ohraničená.
Shrneme-li tyto závěry, lze říci, že měřítko tohoto outburstu je dáno faktem, že extrémně slabě vázaný materiál stlačené lívancovité vrstvy odlomené od primárního jádra prošel rychlou a kompletní desintegrací. Z toho lze usoudit na možný inverzní vtah mezi výrazností zjasnění a přítomností trvalých sekundárních jader (pozorujeme-li sekundární jádra, je samotné zjasnění nízké, pokud sekundáry pozorovatelné nejsou - dojde k jejich rychlému rozpadu - amplituda zjasnění je vyšší). Až na amplitudu lze jev, pozorovaný u 17P, srovnat (ve smyslu tvaru světelné křivky) s úkazy, které pozorujeme u komety 29P/Schwassmann-Wachmann (e.g., Beyer 1962, Astron. Nachr. 286, 219
), u které také nebylo pozorováno štěpení jádra. Na druhé straně rychlý pokles jasnosti při outburstech komety 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak v roce 1973 (e.g., Sekanina 1984, Icarus 58, 81) ukazuje na úplně odlišný mechanizmus zjasnění, pravděpodobně více ovlivňovaný ledovými/plynnými materiály jádra/komy.
Bude velmi zajímavé sledovat, zda 17P/Holmes prodělá i tentokrát sekundární zjasnění, podobně jako v roce 1892.

Na závěr si dovolím ještě několik dalších spekulativních poznámek a připomínek, v podání jiných autorů. Především popis outburstu, tak jak byl publikován v CBET neukazuje na primární příčinu. Tu zmínil při diskusi na Comet Mailing List John Bortle, přičemž se opět odkazuje na některé starší Sekaninovy práce. Základní fakt, který je nutno uvážit, je, že pozorujeme jev, který nelze vysvětlit obyčejným uvolňováním plynu, a který zároveň nevede k destrukci celého jádra (prakticky stejné zjasnění kometa prodělala již v roce 1892 - je až neuvěřitelné, jak se snímky z roku 1892 podobají těm dnešním, jsou k nahlédnutí například zde. Prvotní příčinu lze podle Bortla hledat ve struktuře některých kometárních jader. Především u jader s nízkou hustotou se vlivem jejich stárnutí (ztráty ledových složek) může vytvořit pod povrchem relativně velká oblast s křehkou strukturou připomínající například plástev. V důsledku dalších procesů - rotace a vlastní gravitace nepravidelného jádra nebo jeho aktivity, může dojít ke zhroucení narušené struktury. Což může vést jednak k rychlému "usedání" i relativně velkého množství materiálu (až km^3) - komety mají podobně jako některé planetky "rubble pile" strukturu a pokud odstraníte výplň, tak i sebeslabší síly stačí k přeskupování materiálu a následným efektům, nebo naopak k uvolnění takto narušených vrstev (viz vysvětlení Sekaniny výše). Usedání by v tomto smyslu bylo schopné vysvětlit sekundární zjasnění - nová rovnováha se neustaví najednou (podobně jako u zemětřesení). Tento proces nevede k destrukci jádra - uvolní se jen několik procent hmotnosti. Výsledek by poměrně dobře korespondoval s vlastnostmi obálky, která, jak pozorujeme, obsahuje převážně prach - a hroutící se vrstvy by patrně obsahovaly jen málo ledových složek.
Spouštěcím mechanizmem by však mohl být také opožděný nástup aktivity, jak nastínil Sebastian Hoenig. Ve vzdálenosti 2.5 AU od Slunce je rovnovážná teplota na povrchu 17P někde mezi 200-300 K (v závislosti na velikosti prachových zrn), v periheliu 17P (2 AU) je to jen o málo více. Vzhledem k tomu, že kůra krátkoperiodických komet může být pevná (jak ukázala Deep Impact) a materiál špatně vede teplo, je možné, že s velkým zpožděním se vnitřní vrstvy prohřejí natolik, že dojde v podstatě k eruptivnímu nastartování aktivity. Jak však namítá již zmíněný John Bortle, v takovém případě nastává otázka, proč se úkaz neopakuje častěji a za druhé, jak vysvětlit převahu prachových částic v obálce. Opět by se však mohlo jednat i iniciační proces, který ve spojitosti s dalšími vlastnostmi jádra vede k outburstu na bázi Sekaninova vysvětlení (a zároveň by vysvětlil vnější plynnou obálku, která byla krátkodobě pozorovatelná na některých snímcích i vizuálně). Všechny modely v současnosti selhávají v jednom bodě, a to při interpretaci sférického tvaru vytvořeného prachového halo (jako příklad vezměme opět Deep Impact, tehdy při kolizi jádra 9P/Tempel s projektilem o hmotnosti 380 kg v rychlosti 10 km/s došlo k vytvoření přesně směrové struktury, která odpovídala tvorbě kráteru na povrchu). Velmi těžko si lze totiž představit jev, který by takový sférický útvar vytvořil. Vždy se najdou procesy, které budou narušovat pravidelnost. Další problém je v samotné rychlosti expanze vytvořených obálek, která se pohybuje kolem 500 m/s. Všichni, ať už profesionálové nebo amatéři se shodují na jednom. Jedná se o dosud nejvýraznější zjasnění, které bylo pozorováno a s jeho interpretací bude asi problém. Ani snímkyHubbleova kosmického dalekohledu na velkou vzdálenost neodhalily žádá větší tělesa v těsném okolí jádra. Až na jemné detaily, které byly pozorovatelné v podobě úzkých ohonů uvnitř komy (vizuálně v podobě sekundární difúznější centrální kondenzace či asymetrické bubliny), je to jen prach a nic než prach. Ještě obtížnější bude celý jev interpretovat, jestliže dojde k sekundárnímu zjasnění, podobně jako v roce 1892. John Bortle své pochyby nad naším chápáním úkazu vyjádřil slovy, "pakliže se zjasnění i tentokrát zopakuje, bude pravděpodobné, že nám uniká něco podstatného v našem chápání aktivity komet a jejich zjasnění zvláště."

snímek okolí jádra 17P z HST

Jiří Srba

 

Datum přidání: 2007-12-14


1089) GRAIL bude studovat vnitřní stavbu Měsíce

GRAIL bude studovat vnitřní stavbu Měsíce Na setkání členů Americké geofyzikální unie bylo oznámeno, že NASA vybrala k realizaci novou misi, která bude mít za úkol studovat vnitřní stavbu Měsíce a odhalit tajemství jeho anatomie a dosavadního vývoje. Tento úkol provede dvojice sond s názvem GRAIL, které postaví společnost Lockheed Martin Space Systems (Denver). Celý projekt bude řídit Jet Propulsion Laboratory (NASA), Pasadena.
Projekt GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) je součástí programu NASA s názvem Discovery. Cena projektu se odhaduje na 375 miliónů dolarů a se startem se počítá v roce 2011. Dvojice sond bude v tandemu obíhat kolem Měsíce po dobu několika měsíců a měřit jeho gravitační pole s doposud nevídanou přesností. Projekt by měl rovněž přinést odpověď na dlouhodobé otázky, týkající se jediného měsíce naší Země a umožnit astronomům lépe pochopit, jak se Země a další kamenné planety ve Sluneční soustavě formovaly.
„Projekt GRAIL také nabízí použití převratné techniky výzkumu Země k výzkumu Měsíce jako předzvěst jejich možného využití na Marsu a dalších planetách,“ říká Alan Stern (NASA). Tato technika umožní planetologům zmapovat gravitační pole Měsíce s přesností 1000krát lepší, než to dovolovaly předcházející metody. Vědci využijí informace o gravitačním poli Měsíce na základě měření polohy dvou kosmických sond na oběžné dráze kolem Měsíce jako „rentgenové paprsky“ k nahlédnutí pod povrch Měsíce až k jeho jádru – k odhalení stavby podpovrchových vrstev Měsíce a ke zjištění jeho tepelné historie.
Stejná výzkumná technika, jaká bude použita u projektu GRAIL, byla poprvé úspěšně vyzkoušena v rámci americko-německého projektu GRACE (Gravity Recovery and Climate Experiment), což je dvojice družic k výzkumu gravitačního pole Země, vypuštěných v roce 2002. Obě družice GRACE měří změny gravitačního pole Země v závislosti na přesunech hmoty na Zemi, jako je například tání ledu na pólech planety či změny cirkulace vody v pozemských oceánech. Podobně jako družice GRACE i kosmické sondy GRAIL budou vypuštěny společně jednou nosnou raketou.
Hlavní vedoucí projektu GRAIL je Maria Zuber (Massachusetts Institute of Technology, Cambridge). Tento tým zkušených vědců a inženýrů spolupracuje s bývalou americkou astronautkou Sally Ride (jako první Američanka odstartovala do vesmíru v roce 1983 na palubě raketoplánu Challenger). Pořízené fotografie měsíčního povrchu každou sondou budou přístupné studentům a široké veřejnosti. Sondy GRAIL budou vybaveny kamerami, které budou dokumentovat svůj pohled na povrch Měsíce z oběžné dráhy.
Sondy GRAIL mají pomoci NASA v realizaci výzkumu Měsíce před návratem amerických astronautů na Měsíc v roce 2020. V roce 2008 plánuje NASA vypuštění kosmické sondy s názvem LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), která bude provádět výzkum Měsíce minimálně jeden rok. Jedním z úkolů sondy bude snímkování Měsíce za účelem výběru vhodných míst pro přistání robotů či pilotovaných výprav. Sonda bude také z oběžné dráhy pátrat po případných zdrojích surovin, případných zásobách vodního ledu a měřit intenzitu radiace v okolí Měsíce. Po více než třicetileté přestávce bude sonda LRO prvním krokem NASA k návratu astronautů na povrch Měsíce. LRO bude při letu k Měsíci doprovázena další sondou s názvem Lunar Crater Observation and Sensing Satellite, která vysokou rychlostí narazí do měsíčního povrchu v oblasti jižního pólu, přičemž se budou ve vyvrženém materiálu hledat stopy vodní páry či ledových krytalků.
Ještě dlužno připomenout, že kolem Měsíce krouží od října či listopadu 2007 japonská sonda Kaguya a čínská sonda Chang´e-1. Brzy je bude následovat indický průzkumník Chandrayaan-1 (plánovaný start v dubnu 2008).
(Podle http://www.spaceflightnow.com/news/n0712/11grail/ upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-18


1090) Gigantický galaktický výstřel

Gigantický galaktický výstřel Mohutný výtrysk plynů a intenzivního kosmického záření objevili astronomové v daleké galaxii. „Střelbu“ rozpoutala supermasivní černá díra, nacházející se v jejím středu. Tento doposud nevídaný jev svědčí o galaktické „hrubosti“, která má neblahý dopad na případné planety, které obíhají kolem hvězd, ležících v sousední galaxii. Na druhou stranu tento výtrysk může být spouštěcím mechanismem mohutné tvorby nových hvězd v místě průchodu destruktivního proudu částic a záření.
Tento neuvěřitelný jev, patřící spíše do oblasti sci-fi, se ve skutečnosti odehrává ve dvojité galaktické soustavě, známé jako 3C321. Tato dvojice galaxií navzájem obíhá jedna kolem druhé (kolem společného těžiště). Supermasivní černá díra v centru větší galaxie doslova chrlí proud materiálu přesně ve směru svého menšího průvodce.
„Pozorovali jsme již mnoho výtrysků (tzv. jetů), produkovaných černými děrami, avšak v tomto případě můžeme poprvé pozorovat přesný zásah jiné galaxie,“ říká Dan Evans (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). „Tento výtrysk by mohl způsobit nejrůznější problémy zasažené malé galaxii.“
Pozorovaný výtrysk ze supermasivní černé díry produkuje velké množství záření, především energetického rentgenového a gama záření, jehož účinky mohou být doslova vražedné. Kombinovaný efekt působení tohoto nebezpečného záření a částic, pohybujících se rychlostí světla, by mohl hrozným způsobem poškodit až zničit atmosféry případných planet, nacházejících se ve směru pozorovaného výtrysku. Například ochranné vrstvy ozónu v horních vrstvách planetárních atmosfér by mohly být naprosto zničeny.
Působení výtrysku na sousední galaxii je pravděpodobně závažné, neboť galaxie v soustavě 3C321 jsou od sebe vzdáleny pouhých 20 000 světelných let. To přibližně odpovídá vzdálenosti Země od středu naší Galaxie (Mléčné dráhy).
Tento výtrysk a následný galaktický „útok“ byl objeven pomocí vesmírných i pozemských pozorovacích zařízení (kosmických observatoří a pozemních radioteleskopů). Kosmický pozorovací segment vytvořily observatoře Chandra X-ray Observatory, Hubble Space Telescope a Spitzer Space Telescope. Druhou částí systému byly radioteleskopy VLA – Very Large Array (Socorro, New Mexico) a MERLIN – Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (Velká Británie).
Pozorování pomocí radioteleskopů VLA a MERLIN umožnila odhalit místo, kde výtrysk narazil do okraje sousední galaxie, přičemž došlo ke ztrátě části jeho energie. Díky této srážce byl tvar výtrysku narušen a vychýlen z původní dráhy.
Mimořádný význam objevu výtrysku v galaxii 3C321 spočívá v tom, jak relativně krátkodobý jev z hlediska kosmické časové škály zde pozorujeme. Vzhled obrázků, získaných na základě pozorování radioteleskopy VLA a MERLIN naznačuje, že pozorovaný výtrysk zasáhl sousední galaxii zhruba před jedním miliónem roků, což je téměř zanedbatelný časový úsek v životě galaxií.
Je docela možné, že tato událost není úplně špatná pro sužovanou galaxii. Mohutný příliv energie a záření prostřednictvím výtrysku mohl „nastartovat“ tvorbu velkého množství hvězd a planet po průchodu čelní strany proudu záření. Ve vzdálené budoucnosti, jak se astronomové domnívají, všechny nové hvězdné soustavy budou tomuto smrtícímu jetu „děkovat“ za svoji existenci.
(Podle http://science.nasa.gov/headlines/y2007/18dec_assault.htm upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-12-19


1091) Jak se rodí hvězda

Jak se rodí hvězda Astronomové nedávno získali přesvědčivý důkaz existence hmoty, unikající po spirální dráze v podobě výtrysků (tzv. jetů), podobajících se fontánám, z velmi mladé, stále ještě se rodící hvězdy (protohvězdy). V důsledku spirálovitého pohybu tyto výtrysky pomáhají hvězdě při snižování rychlosti rotace, a tím ji umožní nadále „přibírat na váze“ přitahováním materiálu z obklopujícího akrečního disku. Část materiálu z akrečního disku je totiž místo pádu na povrch hvězdy vyvrhována do okolního prostředí v podobě dvou protilehlých výtrysků. Nová pozorování pomocí Submillimeter Array (SMA) ukazují, že vyvržený materiál rotuje kolem podélné osy výtrysku jako v „obráceném vodním víru“, čímž odnáší část momentu hybnosti soustavy a napomáhá tak hvězdě v jejím růstu.
„Teoretikové již dávno vědí, že hvězda snižuje při vzniku svoji rotaci,“ říká astronom Qizhou Zhang (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). „Nyní jsme získali důkazy, potvrzující tuto teorii.“
Jak se plynný vodík blíží k povrchu hvězdy, chuchvalce plynu jsou vyvrhovány od hvězdy ve směru kolmém na rovinu rotujícího disku, a to ve dvou protilehlých výtryscích. Jestliže tento plyn rotuje kolem podélné osy výtrysku, pak může odnést část momentu hybnosti rotující hvězdy.
Mezinárodní tým astronomů pozoroval pomocí radiového interferometru Submillimeter Array (SMA) objekt s označením Herbig-Haro 211 (HH 211), který se nachází v souhvězdí Persea, ve vzdálenosti asi 1000 světelných let od Země. HH 211 je bipolární jet, „cestující“ mezihvězdným prostorem nadzvukovou rychlostí. Stáří protohvězdy uprostřed pozorovaného útvaru je pouhých 20 000 let a její hmotnost dosahuje zhruba 6 % hmotnosti Slunce. V závěru svého vzniku může „dorůst“ až na hvězdu podobnou Slunci.
Astronomové získali jasný důkaz rotace plynů v bipolárním (protilehlém) výtrysku. Plynný materiál zde rotuje rychlostí více než 4800 km/h (tj. asi 1,3 km/s), zatímco od hvězdy je doslova vystřelen rychlostí větší než 320 000 km/h (89 km/s).
„HH 211 je v podstatě obrácený vír. Na rozdíl od vodního víru, v němž voda rotuje a vtéká do otvoru, v tomto kosmickém případě plyny rotují a vytékají jakoby z nějakého otvoru,“ vysvětluje Zhang. Do budoucna plánuje tým astronomů ještě detailnější a mnohem podrobnější výzkum objektu HH 211. Rovněž doufají, že objeví další protohvězdy s dvojicí protilehlých výtrysků.
Submillimeter Array (SMA) je radiový interferometr, skládající se z 8 antén o průměru 6 m, rozmístěných na základně větší než 500 m. Nachází se na vrcholu vyhaslé sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech. V provozu je od konce roku 2003. Paul Ho, ředitel ASIAA (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics) říká: „Mnohem výkonnější radiový interferometr se nyní buduje na severu Chile pod názvem ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array). Jedná se o výkonnější verzi interferometru SMA. Nový přístroj nám umožní přiblížit se k místům zrodu hvězd a pozorovat detailněji s větším rozlišením průběh vzniku hvězdy.“
(Podle http://www.cfa.harvard.edu/press/2007/pr200734.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-03


1092) Družice Chandra objevila kosmickou „dělovou kouli“

Družice Chandra objevila kosmickou „dělovou kouli“ Pomocí rentgenové kosmické observatoře Chandra X-ray Observatory objevili astronomové jednu z nejrychleji se pohybujících hvězd. Tato kosmická „dělová koule“ je výzvou pro teoretiky k vysvětlení její nesmírné rychlosti.
Družice Chandra pozorovala v průběhu 5 let několikrát neutronovou hvězdu RX J0822-4300. Za toto období byly určeny tři její polohy, z nichž jasně vyplynulo, že se neutronová hvězda rychle pohybuje od středu pozůstatku po výbuchu supernovy Puppis A (souhvězdí Lodní záď). Tato pozorovaná mlhovina je tvořena materiálem, který odhodila do okolního prostoru hmotná hvězda, která vybuchla jako supernova zhruba před 3700 roků.
Když astronomové vzali v úvahu, jak daleko od Země se „utíkající“ neutronová hvězda nachází, dospěli k závěru, že se ve skutečnosti pohybuje rychlostí 4,8 miliónu km/h (tj. asi 1340 km/s). Z této rychlosti vyplývá, že neutronová hvězda RX J0822-4300 je předurčena k úniku z naší Galaxie, k čemuž dojde za několik miliónů roků. Zatím překonala vzdálenost asi 20 světelných let.
Tyto tzv. „vysokorychlostní“ hvězdy, doslova vystřelené z naší Galaxie rychlostmi vyššími než jeden milión km za hodinu, byly objeveny již dříve. Svoji vysokou rychlost pravděpodobně získaly při gravitační interakci se supermasivní černou dírou v centru Galaxie. U neutronové hvězdy RX J0822-4300 je však příčina vysoké rychlosti jiná. Tuto rychlost zřejmě získala při explozi supernovy, při níž byla vytvořena pozorovaná mlhovina Puppis A jako pozůstatek po výbuchu. Zjištěná data naznačují, že exploze byla nesymetrická, takže došlo k vyhození vzniklé neutronové hvězdy jedním směrem a odvržený materiál explodované hvězdy směřoval směrem opačným.
Na připojeném obrázku je vlevo pozůstatek supernovy – mlhovina Puppis A. Jedná se o kompozici dat z rentgenové družice ROSAT (růžová barva) a z optického dalekohledu o průměru 0,9 m na Cerro Tololo Inter-American Observatory (fialová barva). Astronomové se domnívají, že tuto mlhovinu vytvořila hvězda na konci svého aktivního života, když před 3700 roky explodovala jako supernova za vzniku neutronové hvězdy.
Ve výřezu vpravo je zřetelně vidět změna polohy neutronové hvězdy od prosince 1999 do dubna 2005. Tuto změnu polohy zaregistrovala rentgenová kosmická observatoř Chandra.
(Podle http://chandra.harvard.edu/press/07_releases/press_112807.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-03


1093) Severní pól Saturnu: horká skvrna a hexagon

Severní pól Saturnu: horká skvrna a hexagon Publikovaný obrázek ukazuje neočekávanou „horkou skvrnu“ v oblasti severního pólu planety Saturn. Astronomové jsou doslova překvapeni zjištěním, že severní pól planety navzdory ponoření do zimní temnoty v průběhu posledních více než 10 let (severní pól byl odvrácen od Slunce, panovala zde polární noc), je domovským místem horkého bouřlivého víru, který se velmi podobá obdobnému jevu, který byl objeven v oblasti sluncem osvětleného jižního pólu, kde panuje polární den.
Tato kompozice, vytvořená na základě dat z infračerveného spektrometru sondy Cassini a v jejímž středu se nachází severní pól planety Saturn, ukazuje rozložení teplot na severní polokouli planety v oblasti tropopauzy s hodnotou tlaku 100 milibarů, na horní straně této konvektivní vrstvy.
Obrázek v tzv. falešných barvách „zviditelňuje“ teploty v rozmezí od -200 do -190 °C. Obrázek zachycuje severní polokouli planety od šířky 30° nad rovníkem až po severní pól, který je uprostřed snímku. Teplejší oblast se zřetelně promítá do středu kompozice, do oblasti severního pólu. Na první pohled je také zřetelný výrazný polární hexagon (šestiúhelník) jako teplejší „prstenec“ kolem pólu v oblasti mezi 75. až 80. stupněm severní šířky.
Tento hexagon je velmi podobný útvaru na jižní polokouli, kde je však atmosféra mnohem teplejší než v oblasti severního pólu, neboť byla zahřátá v průběhu léta na jižní polokouli, trvajícího více než desetiletí. Ohřev oblasti kolem severního pólu je zatím záhadou. Nyní máme poprvé možnost detailně pozorovat obří víry v obou polárních oblastech planety Saturn.
„Fakt, že podobná horká skvrna se také nachází v oblasti kolem jižního pólu planety Neptun, vyvolává touhu studovat tuto neobvyklou dynamiku polárních oblastí i na jiných obřích planetách,“ říká Leigh Fletcher (University of Oxford, Velká Británie). Informace o polárních oblastech planety Jupiter by měla poskytnout americká sonda JUNO, jejíž start je naplánován na rok 2011, přílet k Jupiteru se uskuteční v roce 2016.
(Podle http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/image-details.cfm?imageID=2909 upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-04


1094) Asteroid může zasáhnout planetu Mars

Asteroid může zasáhnout planetu Mars Astronomové pozorující malá tělesa sluneční soustavy, která mohou v budoucnu ohrozit planetu Zemi, v současnosti pečlivě sledují velmi zajímavý objekt, který by se koncem ledna 2008 mohl střetnout s planetou Mars.
Malý blízkozemní asteroid 2007 WD5 o průměru kolem 50 m, objevený 20. prosince v rámci vyhledávacího projektu Catalina Sky Survey (1.5-m reflektor, Mt. Lemmon; Tuscon; USA), se nyní pohybuje po dráze, která jej 30. ledna 2008 přivede velmi blízko k planetě Mars. Těsně po objevu asteroidu byla pravděpodobnost srážky s planetou odhadována na 1:75 (1.3%). Po upřesnění dráhy (při uvážení nových předobjevových pozic tělesa) 28. prosince 2007 se pravděpodobnost střetu s Marsem dokonce zvýšila na 1:25 (4%), ale provedení dalších pozorování po novém roce ji opět mírně snížilo na 1:28 (3.6%). Vzhledem ke zvětšující se vzdálenosti asteroidu od Země těleso výrazně slábne a jeho další pozorování bude stále obtížnější. Na výsledek si tedy budeme muset asi počkat.
K Marsu se planetka přiblíží z denní strany a bude tedy jen stěží pozorovatelná některou ze sond na oběžné dráze či na povrchu Marsu. Současný nejlepší odhad pozice asteroidu udává, že 2007 WD5 mine planetu o zhruba 50 000 km. Vzhledem k relativně velkým chybám ve znalosti dráhových elementů (těleso je pozorováno po velmi krátkou dobu) je však toto číslo značně nejisté. Předpovězená oblast, ve které se asteroid může ve skutečnosti nacházet, má tvar velmi protáhlého elipsoidu o šířce jen 600 km a délce plných 400 000 km (viz obrázek). Podstatné je to, že tato rozsáhlá oblast obsahuje i malý úsek o šířce cca 800 km, který popisuje ty pravděpodobné dráhy, vedoucí ke kolizi s planetou.
Pokud je tedy asteroid 2007 WD5 skutečně na kolizním kurzu s planetou Mars, zasáhne ji 30. ledna kolem 11:56 SEČ rychlostí kolem 13.5 km/s a vyvolá explozi o síle 3 megatun TNT. Taková srážka by pravděpodobně vedla k a vytvoření kráteru o průměru až 1 km.
Zatím se však zdá, že asteroid planetu Mars bezpečně mine, přesto se bude jednat o unikátní přiblížení, které by v případě Země bylo považováno za „vyžadující pozornost“ či dokonce „ohrožení“ a na Turínské stupnici by dosáhlo stupně „4“ až „5“ (a takový případ se dosud stal jen jednou v případě planetky Apophis a netrval dlouho).

2007 WD7 a Mars

Obrázek zachycuje situaci přiblížení asteroidu 2007 WD5 k Marsu 30. ledna 2008. Světle modrá úsečka je část dráhy asteroidu, který přilétá ve směru od Slunce. Tenká bílá čára je oběžná dráha Marsu. Bílými tečkami je znázorněna „oblast nejistoty polohy“ asteroidu, která je dána nepřesnostmi ve znalosti aktuálních orbitálních elementu. Část těchto možných drah se nachází v kolizní oblasti, nejpravděpodobnější poloha se však nachází 50 000 km od Marsu.


Více na: neo.jpl.nasa.gov
Jiří Srba

 

Datum přidání: 2008-01-07


1095) Mimas a Saturnův prstenec F

Mimas a Saturnův prstenec F Kosmická sonda Cassini pokračuje neustále ve výzkumu planety Saturn, mj. v pořizování zajímavých snímků jak samotné planety, tak i jejích měsíců či prstenců. Občas se dostává do takové polohy vůči Saturnu, odkud může pořídit zajímavé pohledy na systém planety, jejíž prstenec je viditelný i v malém dalekohledu.
Na tomto snímku je vidět část osvětlené polokoule měsíce Mimas, k planetě Saturn je natočena jeho neosvětlená část. Jedná se o malý měsíc, jehož průměr je 397 km. Fotografii ve viditelném světle pořídila úzkoúhlá kamera na palubě sondy Cassini dne 18. 11. 2007. V té době se sonda nacházela ve vzdálenosti přibližně 772 000 km od měsíce Mimas. Rozlišení snímku je 5 km/pixel na povrchu měsíce.
Povrch měsíce Mimas prosvítá skrz slabý Saturnův prstenec F, který je tvořen drobnými ledovými krystalky velikosti cigaretového kouře. Na povrchu měsíce lze rozlišit několik kráterů. Centrální část prstence, která je tvořena podstatně většími částicemi, je rovněž hustší a mnohem více překáží průchodu světla, odraženého od povrchu měsíce Mimas.
Na detailních snímcích, pořízených sondou Cassini, lze na povrchu měsíce Mimas rozlišit velké množství kráterů. Největší z nich, impaktní kráter Herschel, má průměr asi 130 km. Okraje kráteru sahají do výšky 5 km nad okolním terénem, některé části dna kráteru leží v hloubce až 10 km. Tzv. centrální vrcholek uprostřed kráteru je vysoký 6 km. O objev měsíce Mimas se zasloužil William Herschel, který jej spatřil v roce 1789.
Saturnův prstenec F se nachází ve vzdálenosti 140 180 km od středu planety. Jeho šířka je 30 až 500 km. Nachází se zhruba ve vzdálenosti 3000 km od vnější strany prstence A. Byl objeven v roce 1979 na fotografiích, pořízených sondou Pioneer 11 – vůbec první sondou, která prolétla kolem planety Saturn.
(Podle http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/image-details.cfm?imageID=2905 a http://en.wikipedia.org/wiki/Mimas_(moon) upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-07


1096) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádí záblesky na následujících 7 dní, od 7. do 14. ledna.

Datum Středoevropský čas Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
09 leden 05:37:34 -6 19° 165° (JJV) 8.7 km (V) -6 Iridium 80
11 leden 05:34:17 -0 22° 171° (J) 39.9 km (Z) -7 Iridium 18
12 leden 05:28:16 -3 21° 171° (J) 15.3 km (V) -7 Iridium 39
12 leden 07:40:40 -5 75° 321° (SZ) 7.2 km (Z) -9 Iridium 68
13 leden 07:34:38 -6 75° 327° (SSZ) 4.7 km (V) -9 Iridium 75
14 leden 07:28:37 -3 74° 332° (SSZ) 11.2 km (V) -9 Iridium 63

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2008-01-07


1097) Poslední oprava Hubblova kosmického dalekohledu

Poslední oprava Hubblova kosmického dalekohledu Pracovníci NASA a posádka raketoplánu přestavili detaily náročné kosmické mise, jejímž cílem je oprava a modernizace Hubblova kosmického dalekohledu HST v roce 2008. Tato servisní mise s označením STS-125 podstatně zvýší schopnosti kosmického dalekohledu při výzkumu vesmíru – jeho stavby a vývoje.
Start raketoplánu Atlantis je naplánován na srpen letošního roku. Na jeho palubě bude sedmičlenná posádka, která si sebou poveze spoustu nákladu: různá zařízení, pracovní nástroje a nové přístroje, potřebné pro úspěšnou realizaci páté (a poslední) opravy úctyhodného kosmického dalekohledu, který krouží nad zemským povrchem ve výšce zhruba 480 km. Na palubě raketoplánu bude také kamera IMAX, která bude tuto historickou událost zaznamenávat. Předcházející servisní mise raketoplánu k HST se uskutečnily v letech 1993, 1997, 1999 a 2002.
V průběhu jedenáctidenního letu raketoplánu se uskuteční 5 výstupů kosmonautů do volného kosmického prostoru. Během těchto kosmických vycházek astronauti nainstalují na dalekohled dva nové výkonné přístroje, novou sadu gyroskopů, které budou zajišťovat jeho správnou orientaci a stabilizaci polohy v prostoru, vymění rovněž baterie a opatří dalekohled novou tepelnou ochranou, což prodlouží životnost HST minimálně do roku 2013, možná až do roku 2020. Pokud vše bude probíhat podle plánu, bude rovněž nahrazen již zastaralý přístroj FGS (Fine Guidance Sensor) – jeden ze tří na palubě HST – renovovaným přístrojem, který pomůže udržovat dalekohled v požadované orientaci, tj. dlouhodobě přesně sledovat vybraný kosmický objekt, který je právě v zájmu astronomů.
„Jak dobře vědí astronauti i astronomové, současné možnosti kosmického dalekohledu HST jsou v porovnání s původním stavem více než splněným snem,“ říká John Grunsfeld, který bude vedoucím týmu kosmomautů-opravářů. „Mise bude zcela určitě velmi náročná. NASA vsadila na dřívější zkušenosti z oprav HST a do posádky zařadila tři astronauty-veterány. Posádka raketoplánu a celý řídící tým se podrobil náročnému výcviku, zaměřený na start a tvrdou práci při opravě dalekohledu.
Astronauti se poprvé pokusí o výměnu dvou přístrojů na palubě HST: zobrazovacího spektrografu STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), který ukončil činnost v roce 2004 a kamery ACS (Advanced Camera for Surveys). Kamera ACS byla velmi používaným zařízením až do jejího selhání po pětiletém fungování v lednu 2007. Aparatura STIS – což je nejdokonalejší spektrograf, jaký kdy byl umístěn na palubě HST – poskytovala detailní snímky vesmírných objektů a „rozděloval“ světlo do jednotlivých detektorů za účelem zjištění fyzikálních vlastností galaxií, hvězd, planet a mlhovin.
Nové přístroje, které budou instalovány na HST, jsou: spektrograf COS (Cosmic Origins Spectrograph) a kamera WFC3 (Wide Field Camera 3). Mezi hlavní úkoly spektrografu COS bude patřit výzkum struktury vesmíru. Velkoškálová struktura vesmíru má tvar, předurčený gravitací tzv. temné hmoty a může kopírovat rozložení galaxií a mezigalaktického plynu. Zařízení COS bude také zjišťovat, jak se tato struktura vyvíjela v průběhu miliard let a jakou roli hrála při vzniku a vývoji galaxií. Kamera WFC3 bude první panchromatickou kamerou na palubě HST, která bude poskytovat širokoúhlé záběry a pozoruhodně ostré obrázky.
Kamera WFC3 bude schopna vyfotografovat slabé a velmi vzdálené galaxie, jaké zatím nikdy nebyly pozorovány, díky zachycení světla ze samých počátků existence vesmíru. To umožní HST pozorovat vzdálené galaxie, které vznikly asi 400 miliónů let po velkém třesku. Zatím HST „dohlédl“ do období 800 miliónů roků po vzniku vesmíru. Připomeňme, že stáří vesmíru je 13,7 miliardy roků. Další přístroj – spektrograf COS – bude získávat ultrafialová spektra velmi slabých a vzdálených objektů, jako jsou kvasary. Zařízení COS bude pořizovat spektra ještě slabších objektů, než bylo schopno zařízení STIS.
„Cílem této mise je zanechat HST ve stavu jeho vrcholných pozorovacích schopností,“ říká David Leckrone (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland). „Dva nové přístroje, jak doufáme, umožní astronomům zaútočit na některé opravdu vážné problémy, týkající se původu temné hmoty a temné energie, chemického složení atmosfér planet mimo Sluneční soustavu apod.“ HST bude o 60 % výkonnější než po třetí servisní misi, před ukončením činnosti přístrojů STIS a ACS.
(Podle http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/news/aas_sm4_feature.html a http://space.newscientist.com/article/dn13160-upgraded-hubble-telescope-to-be-90-times-as-powerful.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-09


1098) Integral objevil nesouměrnost galaktického oblaku antihoty

Integral objevil nesouměrnost galaktického oblaku antihoty Astronomická družice Integral, pozorující záření gama, odhalila tvar záhadného oblaku antihmoty v centrálních oblastech Mléčné dráhy. Nečekaná nesouměrnost oblaku je klíčem k porozumění jeho původu.
Zveřejněné pozorování značně snižuje možnost, že antihmota pochází z anihilace či rozpadu temné hmoty.
Pozorování bylo zveřejněno na základě zpracování dat, sesbíraných v průběhu čtyř let družicí Integral, Georgem Weidenspointnerem z Max Planck Institutu a mezinárodním týmem astronomů. Oblak je viditelný díky záření gama, pocházející z anihilace hmoty a antihmoty, v tomto případě elektronů a pozitronů.
Důkazem o pozitron-elektronové anihilaci je záření o energii 511 keV. Záření bylo v centru naší Galaxie poprvé pozorováno v sedmdesátých letech detektory umístěnými na balónových sondách. Objev tohoto záření otevřel diskuzi o původu pozitronů vystupujících v interakci.
Někteří astronomové považují za zdroj pozitronů procesy doprovázející exploze hvězd. Při explozi vznikají částice o vysokých energiích a některé z nich mohou při svém rozpadu uvolňovat pozitrony. Není však jisté, jestli mohou takto vzniklé pozitrony uniknout z bývalé hvězdy v dostatečné míře, aby vysvětlily velikost pozorovaného oblaku.
Jiní astronomové však považují za původce oblaku exotičtější procesy. Ve dřívějších studiích, které vycházely z mnohem menšího množství dat, byl oblak považován za sférický a umístěný v centru Galaxie. Takový tvar by v těchto místech odpovídal stejnému rozložení temné hmoty. Jejím rozpadem na páry elektronů a pozitronů a následnou anihilací by mohla temná hmoty produkovat pozorované gama záření.
Tato myšlenka je však problematická, neboť předpokládá existenci mnohem lehčích částic antihmoty než předpovídá většina teorií.
Nové závěry pozorování družicí Integral dávají astronomům důležitý klíč k vysvětlení celé záhady a zavrhují temnou hmotu jako původce oblaku antihoty. Mimo galaktické centrum není pozorovaný oblak vůbec kulový. Místo toho je nesouměrný a na jednom konci je dokonce dvakrát větší než na druhém. Takového rozložení je velmi nezvyklé, neboť plyn v centru Galaxie je rozložen relativně symetricky.
Stejně důležitý je objev populace dvojhvězd nacházejících se rovněž mimo centrum. Jejich rozmístění odpovídá nesymetrii oblaku antihmoty. Tyto binární soustavy, známé jako hard low mass X-ray binary (hard LMXB), emitují vysokoenergetické rentgenové záření a jsou s velkou pravděpodobností zodpovědné za hlavní příspěvek k antihmotě.
LMXB je hvězdný systém tvořený normální hvězdou, která je „zaživa pojídána sousední hvězdnou mrtvolou.“ Tímto pozůstatkem hvězdy je neutronová hvězda nebo černá díra. Jejich gravitační pole je natolik silné, že na sebe strhávají plyn sousední normální hvězdy. Tento plyn potom ve spirále padá na druhou složku dvojhvězdy, je silně zahříván a v silném radiačním poli mohou spontánně vznikat elektron-pozitronové páry. Samotný LMXB systém však pravděpodobně v energiích o 511 keV září příliš slabě, aby mohl být přímo detekován družicí Integral.
„Jednoduché odhady předpovídají, že z rentgenových dvojhvězd pochází polovina až veškerá antihmota,“ říká Weidenspointner. Druhá polovina by mohla pocházet z obdobných procesů z okolí centrální galaktické černé díry a tamních explodujících hvězd. Weidenspointner poukazuje na neobvyklé nesymetrické rozložení LMXB, neboť hvězdy jsou v galaxii rozloženy více méně rovnoměrně. Pro ověření pozorovaného rozložení dvojhvězd bude potřeba dalších pozorovaní.
Integral je v současnosti jedinou družicí, která může pozorovat jak tvrdé rentgenové záření systémů LMXB, tak záření o energiích 511 keV.
„Spojitost mezi LMXB a antihmotou není zatím jednoznačná, ale vytváří ucelenou teorii,“ říká Weidenspointner. Jev má významný astrofyzikální význam, neboť snižuje potřebu temné hmoty v centru naší galaxie.
Zdroj: www.esa.int/esaCP/SEMKTX2MDAF_Expanding_0.html
Přeložil: T. Mohler

Datum přidání: 2008-01-10


1099) Rentgenový pohled na neutronové hvězdy

Rentgenový pohled na neutronové hvězdy Evropská družice XMM-Newton poskytla astronomům a fyzikům nový „rentgenový“ pohled do nitra nejexotičtějších hvězd ve vesmíru. Jsou známy jako neutronové hvězdy a svým složením patří mezi mimořádně husté hvězdné objekty, které vždycky byly tak trochu záhadné.
Natalie Webb(ová) a Didier Barret (Centre d´Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse, Francie) využili kameru EPIC na palubě rentgenové družice XMM-Newton k objevu tří doposud neznámých neutronových hvězd a k přesnému změření množství rentgenového záření, přicházejícího z jejich povrchu. Následně byli schopni porovnat své výsledky s teoretickými modely a odvodit tak vnitřní stavbu neutronových hvězd. Všechny tři neutronové hvězdy se nacházejí v kulových hvězdokupách, které krouží kolem středu naší Galaxie.
Neutronové hvězdy jsou pozůstatky explodovaných hvězd. Zatímco značná část vnějších vrstev masivní hvězdy je odhozena do okolního prostoru, odumřelé nitro bývalé hvězdy se začíná smršťovat. Astronomové nazývají tento „zbytek“ neutronovou hvězdou, která má udivující vlastnosti. Ačkoliv je svými rozměry srovnatelná s asteroidem o průměru 10 až 12 km, má mnohem větší hmotnost než Slunce. To znamená, že musí mít velmi vysokou hustotu. Ve skutečnosti je tak hustá, že nemůže být složena z normálních atomů.
Zpočátku se astronomové domnívali, že neutronové hvězdy jsou složeny téměř výhradně z neutronů, které jsou namačkány na sebe. Pochyby vznikly tehdy, když pozorování vedla k závěru, že některé neutronové hvězdy mají větší hmotnost, než se očekávalo – až dvojnásobek hmotnosti Slunce, zatímco jiné se zdály být menší, jejich průměr byl určen na 6 až 8 km. Proto astronomové přišli s nápadem exotických modelů, obsahujících neobvyklé částice, jako jsou mezony pí, mezony K či kvarky.
Určení hmotnosti a poloměru neutronové hvězdy je velkou výzvou, protože se jedná o tak malé objekty, které nemůžeme detailně pozorovat. Místo toho musí astronomové pouze studovat záření, přicházející z neutronové hvězdy a posléze použít počítačové modely pro sjednocení řešení, které odhalí skutečné průměry a hmotnosti neutronových hvězd.
„Znalost velmi přesné vzdálenosti neutronové hvězdy je rozhodující pro tuto práci,“ říká Natalie Webb(ová). To je důvod, proč astronomové pozorují neutronové hvězdy v kulových hvězdokupách, obklopujících naši Galaxii. Známé kulové hvězdokupy, které jsou velmi důkladně studovány, mají velmi přesně určenou vzdálenost, která může být použita pro kteroukoliv hvězdu v ní objevenou. Tým astronomů identifikoval neutronové hvězdy ve třech rozdílných kulových hvězdokupách: Omega Centauri, M 13 a NGC 2808.
Všechny objevené neutronové hvězdy obíhají kolem jiných hvězd a vyzařují rentgenové záření. Toto rentgenové záření podle očekávání prochází vodíkovou atmosférou kolem neutronové hvězdy. Webb(ová) a Barret porovnali své výsledky s těmi, které vyplývají z nových teorií pravděpodobné stavby nitra neutronových hvězd. Počítačové klasifikace, které používají tyto teoretické modely, byly představeny astronomické veřejnosti zhruba před rokem.
Nové analýzy, které uskutečnili Webb(ová) a Barret, vedou k závěru, že astronomové museli dříve podcenit hmotnosti a nadhodnotit průměry některých neutronových hvězd. Dospěli k závěru, že neutronové hvězdy mohou mít hmotnosti vyšší než 2,4 hmotnosti Slunce a průměry, začínající na hodnotě 8 km.
Zjistili, že navzdory všem úvahám nad velmi komplikovaným složením nitra, stále je nejpravděpodobnější složení neutronových hvězd takové, jaké astronomové předpokládali již před 40 roky: neutrony. Objevili pouze jedno exotické řešení, které zůstává přijatelné, a to, že neutronová hvězda je tvořena kvarky. Tyto částice by byly schopné zmáčknout se dohromady na ještě vyšší hustotu.
Astronomové doufají, že se jim podaří pokračovat v tomto výzkumu u dalších neutronových hvězd.
(Podle http://www.esa.int/esaCP/SEMHDX2MDAF_index_0.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-14


1100) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádí záblesky na následujících 7 dní, od 14. do 21. ledna.

Datum Středoevropský čas Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
14 leden 18:32:14 -4 35° 156° (JJV) 11.3 km (Z) -8 Iridium 67
15 leden 05:19:00 -7 23° 178° (J) 2.8 km (Z) -7 Iridium 40
15 leden 07:22:38 -4 72° 335° (SSZ) 8.4 km (V) -8 Iridium 66
15 leden 18:26:12 -1 34° 156° (JJV) 27.2 km (V) -8 Iridium 72
16 leden 07:16:36 -1 71° 341° (SSZ) 26.0 km (V) -8 Iridium 21
16 leden 17:25:46 -2 61° 46° (SV) 18.8 km (V) -8 Iridium 18
18 leden 05:09:47 -2 25° 186° (J) 23.9 km (Z) -7 Iridium 42
18 leden 18:17:07 -3 36° 166° (JJV) 16.5 km (Z) -8 Iridium 21
19 leden 18:11:06 -1 36° 165° (JJV) 26.3 km (V) -8 Iridium 70

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2008-01-14


1101) Obrovský plynný oblak se řítí k naší Galaxii

Obrovský plynný oblak se řítí k naší Galaxii Obrovský oblak plynného vodíku se doslova řítí po kolizní dráze k naší Galaxii. Ke srážce by však mělo dojít nejdříve za 20 až 40 miliónů roků. Tato událost může nastartovat další mohutnou etapu formování nových hvězd v naší Galaxii.
„Čelní okraj tohoto oblaku již interaguje s plyny naší Galaxie,“ říká Felix J. Lockman (National Radio Astronomy Observatory – NRAO), vedoucí týmu astronomů, který použil k pozorování oblaku radioteleskop Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT). Svůj objev astronomové prezentovali na zasedání Americké astronomické společnosti v Austinu (Texas, USA).
Tento obrovský plynný oblak, objevený již v roce 1963, byl pojmenován Smith´s Cloud po svém objeviteli. Oblak obsahuje takové množství vodíku, které by postačilo na vytvoření několika miliónů hvězd, srovnatelných se Sluncem. Oblak je dlouhý asi 11 000 světelných roků a jeho šířka je 2 500 světelných roků. Od naší Galaxie je vzdálen pouhých 8 000 světelných roků. K Mléčné dráze se blíží z boku rychlostí větší než 240 km/s. Ke srážce dojde pod úhlem 45°.
„Je velmi pravděpodobné, že tento oblak plynu je pozůstatkem procesu formování naší Galaxie nebo byl odtržen z některé sousední galaxie. Jakmile dojde ke srážce, může to spustit doslova explozi při formování nových hvězd. Většina těchto nových hvězd bude mít velkou hmotnost, což povede k jejich rychlému životnímu cyklu a brzy explodují jako supernovy,“ říká Lockman.
Když byl tento plynný oblak poprvé pozorován, nebyly ještě k dispozici tak detailní snímky, aby bylo možné rozhodnout, zda je oblak součástí naší Galaxie, zda byl vyvržen pryč či se naopak ke Galaxii přibližuje.
Lockman se svými spolupracovníky použili radioteleskop Green Bank Telescope s anténou o rozměrech 100 x 110 m k provedení studie vodíkového oblaku Smith´s Cloud s doposud nevídanou citlivostí a rozlišením. Zjistili rovněž, že se tento oblak rozkládá na obloze v délce 15°, což asi 30krát převyšuje měsíční úplněk.
„Pokud bychom mohli tento oblak spatřit na vlastní oči, byl by to velmi úchvatný pohled na noční oblohu,“ říká Lockman. „Od přední části po konec ohonu by pokryl téměř celé souhvězdí Orion. Avšak pokud víme, je složen pouze z plynů – žádné hvězdy v něm objeveny nebyly.“
Detailní pozorování plynného oblaku Smith´s Cloud pomocí radioteleskopu GBT významně změnily názory astronomů na tento oblak. Jeho rychlost naznačuje, že padá na naši Galaxii, neopouští ji, a nová data také naznačují, že naráží do řídké plynné složky Galaxie již nyní před vlastní kolizí.
„Tvar plynného oblaku se poněkud podobá kometárnímu ohonu, což signalizuje, že je již zahříván při srážce s plynem na okraji naší Galaxie,“ říká Lockman. „Projevují se zde již slapové síly gravitačního působení Galaxie a tento proces bude pokračovat roztrháním oblaku. Naše Galaxie tak obdrží spršku plynů z tohoto oblaku, k čemuž dojde zhruba za 20 až 40 miliónů roků,“ dodává Lockman.
(Podle http://www.nrao.edu/pr/2008/smithscloud/ upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2008-01-15


Archiv starších článků

<<starší  1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56  novější>>
962) Družice COROT objevila svoji první exoplanetu

Družice COROT objevila svoji první exoplanetu Evropská astronomická družice COROT poskytla první informace o obří planetě, obíhající kolem jiné hvězdy než Slunce a první „špetku“ mimořádně přesných seismických informací o vzdálené – Slunci podobné hvězdě. Neočekávaná přesnost ještě nezpracovaných dat naznačuje, že družice COROT bude schopna objevit kamenné planety – snad dokonce tak malé jako Země – a možná poskytne i hrubé informace o jejich chemickém složení.
Astronomická družice COROT, která je společným projektem organizací CNES a ESA, má dva vědecké cíle. Prvním úkolem je hledání planet mimo naši Sluneční soustavu. Družice poskytuje široké možnosti objevování planet jako je Země. Výzkum také poskytne doposud nejkomplexnější informace o vnitřní stavbě jiných hvězd, než je Slunce. Obou cílů bude dosaženo analýzou světelné křivky pozorované hvězdy.
První exoplaneta, detekovaná družicí COROT, byla objevena na základě náhlého poklesu intenzity světla pozorované hvězdy, když planeta opakovaně přecházela před hvězdou a částečně ji svým „tělem“ zakrývala. Výzkum hvězdného nitra pomocí tzv. astroseismologie byl uskutečněn analýzou oscilací světelného záření hvězdy. Oscilace jsou způsobovány konvekčními proudy uvnitř hvězdy a jsou ovlivňovány vnitřní stavbou hvězdy a její rotací.
Hlavní význam družice COROT spočívá v nepřetržitém pozorování vybraných cílů na určené části oblohy. Pozorování byla zahájena před 60 dny. Další výhodou družice je přesnost, s jakou je schopna změny jasnosti hvězd měřit.
První exoplaneta, kterou družice COROT objevila, obdržela označení „COROT-Exo-1b“. Jedná se o velmi horkou plynnou obří planetu (takové planety označujeme termínem „horký Jupiter“), jejíž průměr 1,78krát převyšuje průměr planety Jupiter. Obíhá kolem žlutého trpaslíka podobného Slunci, jehož průměr dosahuje 1,2 průměru našeho Slunce. Oběžná doba planety je však velice krátká: jeden oběh vykoná za 1,5 dne! Hvězda se nachází ve vzdálenosti přibližně 1500 světelných let v souhvězdí Jednorožce. Za využití pozemních spektroskopických pozorování bylo zjištěno, že hmotnost exoplanety odpovídá 1,3násobku hmotnosti Jupitera.
„Data, která jsme nyní publikovali, nejsou ještě zpracovaná, avšak jsou správná,“ říká Malcolm Fridlund z ESA. „Ukazují, že palubní systémy družice pracují lépe, než jsme očekávali – v některých případech až 10krát lépe, než činila předstartovní očekávání. To bude mít mimořádný dopad na výsledky celé mise.“
Všechny zdroje šumu a poruch nemohly ještě být vzaty v úvahu při zpracování napozorovaných dat. Tato první exoplaneta však byla detekována během jedné hodiny sledování s chybou pouhých 5 stotisícin. Až budou všechny korekce zapracovány do změřené světelné křivky, pak chyba klesne na jednu stotisícinu. Z toho je zřejmé, že planety velikosti Země – 3krát menší než se původně předpokládalo – budou zcela jistě v dosahu družice COROT. Družice může být také schopná – za určitých okolností – registrovat jemné variace ve světle hvězdy, způsobené osvětlením odraženým světlem planety. Analýza těchto nepatrných variací může poskytnout určité náznaky chemického složení exoplanety.
Také kvalita astro-seismických dat je velmi vysoká. Vynikající data o „hvězdotřesení“ byla získána během prvních 60 dnů pozorování s minimální chybou menší než jedna milióntina. Družice COROT pozorovala jasnou Slunci podobnou hvězdu nepřetržitě po dobu 50 dnů. Pozorování ukázala velké neočekávané variace svítivosti v časové škále několika dnů. Tyto variace mohou mít souvislost s magnetickou aktivitou hvězdy. Družice COROT tak dosáhla maximálního výkonu pro dalekohled daného průměru.
Předběžná analýza oscilací svítivosti hvězdy zřetelně ukazuje na seismické znaky, typické pro Slunce. Tato analýza může nakonec vědcům pomoci usoudit na vnitřní stavbu hvězd a jejich věk.
Družice COROT byla vypuštěna 27. 12. 2006 pomocí ruské rakety Sojuz z kosmodromu Bajkonur v Kazachstánu. Byla navedena na téměř kruhovou polární oběžnou dráhu kolem Země ve výšce 895 až 906 km nad zemským povrchem. Vědecká pozorování družice zahájila 3. února letošního roku.
(Podle http://www.esa.int/esaCP/SEMCKNU681F_index_0.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-07


963) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádějí záblesky na následujících 7 dní, od 7. do 14. května.

Datum Středoevropský
letní čas
Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
07 Květen 22:34:47 -2 25° 40° (SV) 37.3 km (V) -7 Iridium 58
08 Květen 02:29:12 -4 31° 299° (ZSZ) 17.5 km (V) -7 Iridium 19
08 Květen 04:06:45 -1 59° 263° (Z) 31.8 km (Z) -8 Iridium 50
08 Květen 22:44:33 -0 30° 44° (SV) 50.1 km (Z) -7 Iridium 90
09 Květen 02:23:05 -0 31° 300° (ZSZ) 59.3 km (V) -7 Iridium 36
09 Květen 04:00:39 -6 60° 265° (Z) 5.7 km (Z) -8 Iridium 53
09 Květen 20:57:29 -2 64° 69° (VSV) 21.2 km (Z) -8 Iridium 45
09 Květen 22:32:13 -2 31° 42° (SV) 29.5 km (Z) -7 Iridium 30
10 Květen 02:25:51 -0 26° 303° (ZSZ) 66.3 km (Z) -7 Iridium 8
10 Květen 03:54:32 -2 61° 268° (Z) 20.9 km (V) -8 Iridium 54
10 Květen 22:26:11 -3 31° 43° (SV) 21.4 km (V) -7 Iridium 57
10 Květen 22:32:05 -1 31° 46° (SV) 36.6 km (V) -8 Iridium 95
11 Květen 02:19:43 -3 26° 304° (SZ) 23.0 km (Z) -7 Iridium 61
11 Květen 03:48:27 -0 61° 270° (Z) 39.5 km (V) -8 Iridium 83
12 Květen 02:13:30 -4 26° 306° (SZ) 17.9 km (V) -7 Iridium 35
13 Květen 02:07:21 -0 26° 308° (SZ) 65.3 km (V) -7 Iridium 6
13 Květen 22:17:29 -5 37° 46° (SV) 12.1 km (Z) -8 Iridium 33
14 Květen 02:10:04 -1 21° 311° (SZ) 53.6 km (Z) -7 Iridium 37

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2007-05-07


964) Gigantická hvězdná exploze

Gigantická hvězdná exploze Astronomové pomocí pozemských dalekohledů a kosmické observatoře Chandra pozorovali nejjasnější a nejenergičtější explozi hvězdy, která byla kdy spatřena. Pravděpodobně je to první důkaz nového typu supernov - přeměny gama záření na částice hmoty a antihmoty. Vznik této tzv. párové nestability pak vede k takovéto gigantické explozi.
Supernova s označením „SN 2006gy“ vybuchla v galaxii NGC 1260 vzdálené od nás 240 miliónů světelných roků a byla 100krát jasnější než kterákoliv typická supernova. SN 2006gy byla poprvé pozorována 18. září 2006 kosmickou rentgenovou observatoří Chandra (NASA). Supernova se pomalu zjasňovala po dobu 70 dnů. A na svém vrcholu zářila více než 50 miliard Sluncí a svítila 10krát jasněji než mateřská galaxie. Supernova dosáhla maxima jasnosti během dnů až několika týdnů.
„Ze všech explodujících hvězd, které byly kdy pozorovány, byla tato králem,“ řekl Alex Filippenko (University of California, Berkeley), který vede pozemní pozorování supernovy na Lickově observatoři (Kalifornie) a na observatoři Keck (Havaj). „Byli jsme ohromeni jasností a také tím, jak dlouho to trvalo.“
Vědci jsou přesvědčeni, že monstrózní supernova je první hvězdou, která vysvětluje raný vývoj vesmíru a zánik první generace hmotných hvězd, které se nezhroutily do černých děr, ale explodovaly a obohatily vesmír o těžké prvky. „Jsme svědky současná verze, jak končil život první generace nejhmotnějších hvězd,“ řekl Filippenko.
Podle astrofyziků by to také mohla být předpremiéra, jak budou vypadat exploze hmotných hvězd v naší vlastní Galaxii. Supernovy jsou „labutí písně“ hvězd.
Většina supernov je výsledkem zhroucení hmotných hvězd (8 až 20 hmotností Slunce) do černé díry, způsobené vlastní gravitací. Podle astronomů je princip SN 2006 jiný, protože explodující hvězda byla mnohem větší - asi 150krát hmotnější než Slunce. Hvězdy takto hmotné jsou mimořádně vzácné: vědci odhadují, že v naší Galaxii je jich z celkového počtu 400 miliard hvězd jenom asi desítka.
Superhmotné hvězdy produkují tak velké množství gama záření, že na konci života se část tohoto záření přemění na hmotu a antihmotu, většinou na elektron a pozitron (kladný elektron). Částice antihmoty mají stejnou hmotnost jako obyčejná hmota, ale opačný spin a náboj. Gama záření svou energií „chrání“ vnější vrstvy hvězdy před zhroucením; při vzniku hmoty a antihmoty tato ochrana zmizí, vnější vrstvy hvězdy padají do nitra, spouští se termonukleární exploze, která hvězdu zničí. Roztrhá ji důsledkem tzv. párové nestability (hmota x antihmota).
Nové objevy naznačují, že některé první velmi hmotné hvězdy v raném vesmíru „odešly“ velkolepými explozemi jako SN 2006gy, místo aby se zhroutily do černých děr.
„V podmínkách raného vesmíru je obrovský rozdíl mezi těmito dvěma možnostmi,“ řekl Nathan Smith (UC Berkeley). „Při jedné se galaxie znečišťuje velkým množstvím nově vzniklých prvků, při další dojde k trvalému uzamčení v černých dírách.“
Astronomové se domnívají, že supernova SN 2006gy ukazuje, jak by mohl vypadat budoucí vývoj hvězd v naší vlastní Galaxii. Jednou z nich je i Eta Carinae - nejsvítivější hvězda v naší Mléčné dráze - leží od nás ve vzdálenosti asi 7000 světelných roků a vypadá to, že je již připravena k explozi.
„Stát by se to mohlo zítra nebo také až za 1000 let,“ řekl Mario Livio (Space Telescope Science Institute, Baltimore).
Explozivní proměnná hvězda Eta Carinae v současnosti svítí asi 5 miliónkrát více než naše Slunce a na jejím povrchu byly pozorovány erupce. Podobně se chovala i SN 2006gy těsně před explozí.
Podle vědců, vzhledem k relativně bezpečné vzdálenosti od nás, výbuch Eta Carinae pravděpodobně neohrozí život na Zemi.
„Jsem přesvědčen, že můžeme klidně spát, protože Eta Car nezničí život na Zemi,“ řekl Livio. A dodává, že blízkost této mimořádné události astronomům nedovoluje v klidu spát, jsou stále v pohotovosti a hvězdu Eta Carinae stále sledují.

Obrázek:
nahoře – umělecké znázornění exploze SN 2006gy
vlevo dole – optický snímek z Lickovy observatoře (slabší objekt – jádro mateřské galaxie NGC 1260, jasnější - supernova SN 2006gy)
vpravo dole – rentgenový snímek z Chandry
Credit: X-ray: NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen
(Podle ww.space.com zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-09


965) Cassini pozoroval zdroj Saturnova tryskového proudění

Cassini pozoroval zdroj Saturnova tryskového proudění Sonda Cassini získala snímky mohutných rotujících bouří na Saturnu. Jako „proudy páry z parního stroje“ obepíná planetu Saturn tryskové proudění (jet streams).
Saturnovy obří rotující bouře – nebo víry – fungují jako „dopravní pásy“ (energetické větry), které „krmí“ rychlé tryskové proudění (jet streams) v atmosféře planety.
„Nové informace o tom, jak je Saturnovo tryskové proudění poháněno, je úplný opak toho, co jsme si před Cassini mysleli,“ řekl Anthony Del Genio (Cassini imaging team, Goddard Institute for Space Studies, New York City).
Tryskové proudění jsou oblasti, ve kterých v proudící atmosféře planety rychle vanou větry východním nebo západním směrem. Na Saturnu tryskové proudění může být 10krát rychlejší než na Zemi a dosahuje rychlostí až 1 609 km/h.
Vědci si předtím mysleli, že Saturnovy víry „nasávají“ energii z planetárního tryskové proudění a ne, že je zesilují díky atmosférickému tření a spojování mezi jednotlivými bouřemi.
"Věděli jsme, že tyto víry pohánějí výtrysky, protože směřují stejným směrem a v tom směru nesou stejnou hybnost,“ řekl Andrew Ingersoll (Cassini imaging team, Institute of Technology in Pasadena, California).
Podobné vzájemné ovlivňování mezi rotujícími bouřkovými víry a tryskovým proudění byla pozorována i na Zemi (větší počet zejména v poslední době), v mracích na Jupiteru, ale nově a poprvé byla sondou Cassini zjištěna i na Saturnu. Na Zemi je známá dvojice tryskové proudění, obíhajících planetu na severní a jižní polokouli.
Vědci použili jednotlivé snímky ze sondy Cassini a sledovali přesun oblačnosti v průběhu asi 10 hodin (tj. přibližně jedna otočka Saturnu kolem osy) a spojili planetární bouřkové víry a tryskové proudění. Detaily výzkumu jsou publikovány ve vědeckém časopise Icarus.
Další snímky Saturnovy jižní polokoule ukazují, že planeta je obklopena střídajícími se pásmy východního a západního tryskového proudění, které zůstávají po desetiletí pozorování neměnné.

Obrázek:
Oblak spojený s turbulentními víry v okolí jednoho ze Saturnových východních tryskových proudění. Credit: NASA/JPL/Space Science Institute
(Podle ww.space.com zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-09


966) Infračervená videa Venuše

Infračervená videa Venuše Evropská sonda Venus Express současně zachytila detaily denní i noční atmosféry na Venuši (v různých výškách nad povrchem). Výsledkem je mimořádná řada infračervených videosekvekcí dynamiky oblačnosti nad jižním pólem Venuše.
Jižní pól planety a jeho obrovský dvojitý vír byl zobrazen jako nikdy předtím. Jižní pól Venuše a dvojité bouřkové oko jsou permanentními atmosférickými úkazy v té oblasti planety. Jsou klíčem k porozumění globální dynamiky Venušiny atmosféry a mohou přispět k lepšímu pochopení komplexní meteorologie planety.
V hledání záchytných bodů k řešení globální atmosférické „záhady“ využili spektrometru VIRTIS (Ultraviolet, Visible and Near-Infrared Mapping Spectrometer) na palubě evropské sondy Venus Express - ultrafialové, viditelné a blízkoinfračervené mapování.
Vědci maximálně využili všech schopností spektrometru VIRTIS, když se sonda Venus Express nacházela v apocentru oběžné dráhy (nejvzdálenější poloha sondy od planety). Zde se sonda pohybuje nejrychleji (2. Keplerův zákon).
Snímky byly pořizovány především na vlnových délkách větších než 3 mikrometry (tepelná oblast infračerveného záření). Navíc VIRTIS může kombinovat denní a noční snímky, pořízené současně. To je velmi vhodné pro kratší vlnové délky, protože rozdíl mezi tepelným vyzařováním denní a noční strany Venuše je velký a pozorování obou oblasti současně není možné bez „zaslepení“ některých kanálů kamery.
„Je to srovnatelné s pohledem na zářivý, sluncem osvícený sníh a na temné noční nebe, aniž bychom změnili brýle,“ řekl Giuseppe Piccioni (Principal Investigator, VIRTIS). „Navíc, během tohoto pozorování se můžeme podívat na temnou a osvětlenou stranu jižního pólu ve stejnou dobu, ale můžeme také pohlížet do atmosféry v různých hloubkách. Co dnes nejvíce oceňujeme, je kompletní soubor 3D dat Venušiny atmosféry.“
Videa jižního polárního víru, pořízená spektrometrem VIRTIS, jsou výsledkem kombinovaných pozorování na 2 různých vlnových délkách (3,8 a 1,7 mikrometrů) používaných ve stejnou dobu. Různá vyobrazení byla získána během asi 8 hodin při 5 rozdílných drahách oběhů. Kanál 3,8 mikrometrů byl vybrán, protože je kompatibilní (v době expozice) s pozorováními na 1,7 mikrometrech. To umožňuje poskytovat informace o oblačnosti ve výšce okolo 65 km nad planetou. Vlnová délka 1,7 mikrometrů byla vybrána pro průzkum spodních vrstev oblačnosti na noční straně Venuše.
Zřetelně je vidět morfologie víru a jeho změn během osmihodinového pozorování a při sledování na různých oběžných drahách (oběžná dráha sondy Venus Express kolem Venuše trvá 24 hodin). Je zajímavé, že i přes „špatné povětrnostní podmínky“ během pozorování, videa mají maximální dosažitelný kontrast obrazu. Ve skutečnosti byla viditelnost polárních struktur poněkud snížena výskytem místní mlhy v horní vrstvě atmosféry.
„Pokud počasí povolí, prodluží se časové rozpětím našich budoucích pozorování a máme tak šanci získat dokonce jasnější a podrobnější pohledy na polární vír,“ dodal Piccioni. „Při zpracovávání videosekvencí tohoto druhu a kombinování všech „kousků“ informací, můžeme dlouhodobě studovat dynamiku a vývoj víru,“ řekl Pierre Drossart (Principal Investigator, VIRTIS). „Chceme porozumět celkové 3D teplotní struktuře víru, zvláště vertikální variaci horizontálních větrů.“ Dalším krokem bude sjednocení napozorovaných dat s počítačovými modely dynamiky kapalin a následně vytvoření, co nejlepšího modelu atmosféry Venuše.

Snímek (video) je pořízen v nepravých barvách: denní „modrá“ (3,8 mikrometru) a noční „červená“ (1,7 mikrometru). Credit: Credit: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Obs. de Paris-LESIA
(Podle www.spaceref.com zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-10


967) Sluneční oscilace průvodcem do jádra

Sluneční oscilace průvodcem do jádra Jádro Slunce zadržuje tajemství vzniku Slunce i planet před 4,6 miliardami let, ale jasný sluneční povrch nám zakrývá pohled do jeho nitra. Nyní po 30 letech hledání astrofyzikové našli na povrchu stopy vln jen několik metrů vysokých, které by mohly pomoci objasnit tajemství slunečního jádra. Měření ukazují, že jádro rotuje mnohem pomaleji než teoretici předpokládali.
Astronomové poprvé objevili vlny na slunečním povrchu před 30 roky. Byly vysoké kolem km a byly vygenerovány zvukem, který se šířil skrz hvězdu (tzv. „g-mody“). Vnitřní vrstvy Slunce jsou neprůhledné pro elektromagnetické záření, jsou však „průhledné“ pro zvukové vlny. Zvukové kmity s charakteristickou periodou 5 minut objevili v roce 1963 Leighton, Noyers a Simon.
Tyto g-mody jsou řízeny gravitací a naznačují, že existuje daleko větší množství slabých oscilací. Vědci jsou přesvědčeni, že takové vlnění vzniká tehdy, když „vířící“ plyn pod povrchem (i ve velké hloubce) narazí do hustšího materiálu a oscilace takto vzniklé, se dostávají přes vnitřní vrstvy Slunce až na povrch – dá se to přirovnat k rybníku, do něhož byl vhozen kámen.
Vědci potřebovali objevit g-mody, protože v tomto případě vlnění projde skrz tajemné nitro Slunce a nese zásadní informaci o vnitřní aktivitě Slunce – např. o rychlosti rotace slunečního jádra, která je doposud nejistá. Pokud by astronomové znali tento „detail“, mohli by vysvětlit vznik celé Sluneční soustavy, protože to reprezentuje střed rotujícího prachoplynného disku, z něhož se před před 4,6 miliardami let nakonec vytvořilo Slunce a planety.
Bohužel vlny g-modu jsou během svého průchodu ke slunečnímu povrchu natolik „znehodnoceny“, že jednotlivé vlny jsou vysoké jen několik málo metrů. Perioda oscilací se pohybuje mezi 2 až 7 hodinami – za tu dobu se vlny pouze 1krát zvednou a poklesnou. Astronomové stojí před problémem, jak objevit „nezměřitelné“ pohyby o velikosti nanejvýše několik milimetrů za sekundu.
Nyní konečně mezinárodní tým astronomů ESA a NASA díky sluneční kosmické observatoři SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) našel způsob jak zachytit „letmé“ projevy těchto dlouho hledaných vln.
Klíčem je přístroj GOLF (Global Oscillation at Low Frequency) na SOHO, který umožňuje změřit oscilace na Slunci s velkou citlivostí. Sice nemůže rozlišovat jednotlivé oscilace g-modu, ale astrofyzik Rafael Garcia (DSM/DAPNIA/Service d'Astrophysique, Francie) s kolegy hledají informace ve velkém počtu těchto oscilací (celých sériích) v desetileté databázi GOLFu.
„Analogicky si lze představit, že Slunce je obrovské piáno, hrající všechny noty najednou. Místo hledání jen jedné noty „c“, bude snadnější pátrat po všech „c“ ve všech oktávách najednou,“ řekl Garcia. „To je to, co jsme hledali – společné působení několika g-modů.“
Vlny g-modu se „zdeformovaly“ při průchodu od jádra Slunce na povrch. Navíc Slunce není pevné těleso, proto povrch rotuje diferencovaně – rychlost rotace závisí na heliografické šířce: na rovníku okolo 25 dnů, na pólech asi 36 dnů. „Vypadá to, že jádro Slunce rotuje 3 až 5krát rychleji než je průměr,“ řekl Garcia řekl. Průměrná rychlost rotace slunečního povrchu je 29 dnů.
Podle současných teorií mělo původní prachoplynné mračno, z něhož se formovalo Slunce a celá Sluneční soustava, vysokou rotační rychlost a zbytek „může existovat v nejhlubších oblastech Slunce,“ řekl Garcia. „Zdá se, že rotace slunečního jádra je pomalejší než teorie očekávaly,“ ještě dodal. Podle Garcii magnetické pole – pozůstatek po formování Sluneční soustavy, mohl přispět ke zpomalování slunečního jádra. Věří, že nová generace přístrojů pomůže odhalit tajemství slunečního jádra.
(Podle www.space.com zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-10


968) Družice Spitzer vyšťourala neviditelné hvězdy

Družice Spitzer vyšťourala neviditelné hvězdy Dvě mladé hvězdy jsou zodpovědné za zničení svého rodného hnízda – temného oblaku prachu – mohutným proudem záření. Vyplývá to z pozorování v infračerveném oboru spektra, uskutečněného kosmickou observatoří Spitzer Space Telescope. Hvězdy se nacházejí ve vzdálenosti přibližně 600 světelných let od Země v kosmickém oblaku, označeném BHR 71. „Tento nový senzační snímek družice Spitzer ve skutečnosti ukazuje změny ve výtryscích plynů, které se nedají pozorovat na jiných vlnových délkách,“ říká Tyler Bourke (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).
Snímek vlevo byl pořízen ve viditelném světle pomocí dalekohledu VLT (Very Large Telescope), který patří Evropské jižní observatoři ESO. Na tomto snímku je BHR 71 vidět jako velký černý útvar. Pouze výtrysk žlutého světla směrem ke spodní části oblaku je znamením, že by se uvnitř mohly formovat hvězdy.
Na snímku v infračerveném oboru (uprostřed) jsou nedávno zrozené mladé hvězdy zobrazeny jako jasně žluté skvrny uprostřed temného oblaku. Obě tyto žluté skvrny jsou „ozdobeny“ zelenými chuchvalci plynů. Tyto zelené svazky prozrazují počátky plynných výtrysků. Podobně jako duha začínají tyto výtrysky jako zelené světlo, přecházejí do oranžového a nakonec do červeného světla na opačném konci.
Změna barvy výtrysků odhaluje efekt ochlazování plynů a může rovněž naznačovat, že mladé hvězdy produkují spoustu záření v pravidelných explozích. Zelené odstíny na začátku výtrysků odhalují ve skutečnosti horký plynný vodík, oranžová barva představuje teplý plyn a chomáče červené barvy na konci výtrysků představují nejchladnější oblaka plynu (na obrázku směrem nahoru i dolů).
Skutečnost, že plyn na začátku výtrysku je teplejší než plyn poblíž středu napovídá, že hvězdy musí vyprodukovat obrovské množství energie – a materiál v jejich blízkosti je zahříván rázovou vlnou právě probíhajícího hvězdného výbuchu. Mezitím plyn oranžových odstínů je zahříván rázovou vlnou předcházející exploze. Časem tato rázová vlna dospěje na konec výtrysku, avšak zpomalí svoji rychlost tak výrazně, že plyny zahřívá jen nepatrně (na snímku jsou znázorněny červeně).
Kombinovaný snímek ve viditelném a infračerveném světle (vpravo) ukazuje, že mohutný výtrysk mladé hvězdy je zodpovědný za roztržení hustého oblaku, což je vidět na obrázku ve viditelném světle. Kombinace obou pohledů také přinesla některé překvapující detaily, které unikají pozorování ve viditelném světle. Například žluté skvrny, rozptýlené po celém obrázku, jsou ve skutečnosti mladé hvězdy, které se zformovaly uvnitř oblaku BHR 71. Družice Spitzer také odhalila další mladé hvězdy s výtrysky, které jsou umístěny vpravo od mohutného výtrysku, pozorovatelného na obrázku ve viditelném světle.
Družice Spitzer tak může odhalit detaily, které nemohou zjistit dalekohledy, pracující ve viditelném světle, neboť tento kosmický dalekohled je vybaven detektory, schopnými registrovat tepelné záření.
Infračervený obrázek pořídila družice Spitzer na několika vlnových délkách infračerveného záření. Konkrétně modrá barva představuje záření na vlnové délce 3,6 mikrometru, zelenou barvou je znázorněno záření na vlnové délce 4,5 mikrometru a červená barva odpovídá záření o vlnové délce 0,8 mikrometru.

(Podle http://www.spaceflightnow.com/news/n0705/03hiddenstars/ upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-10


969) Vulkány na Jupiterově měsíci Io

Vulkány na Jupiterově měsíci Io Jak už jsme informovali v dřívějších článcích, americká kosmická sonda New Horizons prolétla 28. 2. 2007 kolem planety Jupiter. Tento průlet posloužil především jako gravitační manévr (gravitační prak) pro urychlení sondy a úpravu její dráhy tak, aby v červenci 2015 mohla uskutečnit průzkum trpasličí planety Pluto. Samozřejmě byl tento průlet v blízkosti Jupiteru využit k prověrce přístrojů sondy a k získání poměrně velkého množství informací o samotné planetě, jejích měsících, prstenci, magnetosféře apod. Nové informace byly získány například při snímkování zajímavého měsíce Io.
Složením pěti snímků měsíce Io byla vytvořena videosekvence, zachycující obrovský chochol vulkánu Tvashtar v podobě rozevřeného deštníku. Snímky byly pořízeny pomocí kamery LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) na palubě sondy New Horizons, když prolétávala kolem planety Jupiter. Na videosekvenci, kterou si můžete prohlédnout ZDE, je zřetelně vidět pohyb vyvrženého vulkanického materiálu, stoupajícího do výšky 330 km nad povrchem měsíce Io a následně padajícího v důsledku přitažlivosti měsíce zpět na jeho povrch. Na publikovaném snímku i animaci je vidět pouze horní část oblaku – oblast, odkud je materiál vyvrhován nad povrch měsíce, se nachází přibližně 130 km pod viditelným okrajem měsíce Io, na jeho odvrácené straně.
Vzhled sopečného chocholu a pohyb částic vyvrženého materiálu se pozoruhodně podobá dekorativním fontánám, jaké vytváříme na Zemi. Dalo by se říci, že se na měsíci Io jedná o obří kopii takové pozemské fontány, jak ji známe například z různých parků či zahrad. Pořízené fotografie poskytnou vědcům unikátní informace o dynamice pohybu částic v pozorovaném sopečném útvaru.
Mimořádnou aktivitu měsíce Io zvýrazňuje fakt, že další dva sopečné výtrysky jsou pozorovatelné na okraji disku: sopka Masubi se nachází v poloze číslice 7 na pomyslném hodinovém ciferníku, a velmi nezřetelná exploze sopky Zal se dá objevit v poloze předpokládané číslice 10. Planeta Jupiter osvětluje noční stranu měsíce Io, a tak na jejím povrchu můžeme rovněž spatřit některé detaily. Nejzřetelnějším viditelným útvarem na disku je tmavá skvrna ve tvaru koňské podkovy, což je vulkán Loki a jedná se pravděpodobně o obrovské jezero lávy. Boosaule Mons, vypínající se do výšky 18 km, což je nejvyšší hora na měsíci Io a jedna z nejvyšších hor v celé Sluneční soustavě, vyčnívá nad pravým okrajem disku.
Pět obrázků, vytvářejících animaci, bylo pořízeno v rozpětí 8 minut, s dvouminutovými přestávkami mezi jednotlivými snímky dne 1. 3. 2007 v intervalu mezi 23:50 až 23:58 UT. V té době se sonda New Horizons nacházela ve vzdálenosti 3,8 miliónu km od měsíce Io. Střed snímků byl namířen na oblast na povrchu měsíce Io o souřadnicích 0° severní šířky a 342° západní délky.

(Podle http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/051407.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-15


970) Hubble viděl prstenec temné hmoty

Hubble viděl prstenec temné hmoty Díky HST tým astronomů poprvé uviděl „tajemný“ prstenec existence temné hmoty v kupě galaxií. Prstenec se vytvořil asi před 1 až 2 miliardami let při gigantické srážce dvou masivních kup galaxií. Objev bude publikovaný 1. června 2007 v Astrophysical Journal.
Kupa ZwCl0024+1652 (označovaná také Cl 0024+17) leží ve vzdálenosti 5 miliard sv.l. od Země. Prstenec, který má průměr 2,6 miliónů sv.l., byl objeven neočekávaně během mapování temné hmoty uvnitř kupy galaxií.
Astronomové jsou již dlouho přesvědčeni, že neviditelná temná hmota je zdrojem další gravitace, která drží kupy galaxií pohromadě. Kdyby kupy galaxií spoléhaly jen na gravitaci svých viditelných hvězd, už by se dávno rozpadly.
„To je poprvé, co jsme objevili temnou hmotu s jedinečnou strukturou, rozdílnou od té v plynu a v galaxiích v kupě,“ řekl astronom M. James Jee (Johns Hopkins University, USA), člen týmu, který objevil prstenec temné hmoty. „Zpočátku, když jsem uviděl prstenec, tak jsem byl znepokojený. Myslel jsem si, že je to úkaz, který znamená chybu při přenosu dat,“ vysvětlil Jee. „Dokonce i po mnoha opakováních jsem pořád nemohl uvěřit svému výsledku. Díval jsem se už na mnoho kup, ale nikdy dřív jsem neviděl něco takového.“
„Ačkoliv neviditelná hmota byla nalezena již dříve v jiných kupách galaxií, nikdy nebyla temná hmota objevena tak výrazně oddělená od horkého plynu a galaxií, které tvoří kupu galaxií,“ pokračoval Jee. Astronomům to umožní studovat, proč se temná hmota chová jinak než hmota „normální“. V době analýzy temné hmoty zpozorovali v této „záhadné substanci“ vlnění, cosi jako čeření v rybníku, když kamen žbluňkne do vody.
Jee na základě předchozích výzkumů navrhl, že prstenec vznikl při nárazu jedné kupy do druhé asi před 1 až 2 miliardami let. Práce publikovaná v roce 2002 Oliverem Czoskem (Argelander-Institut für Astronomie at Bonn University) byla založena na spektroskopickém pozorování a vytvoření 3D struktur kup galaxií. Byly odhaleny dvě odlišná seskupení kup galaxií, ukazujících na srážku mezi oběma kupami. Při pohledu ze Země se podle astronomů v tomto případě muselo jednat o čelní srážku, aby temná hmota vytvořila strukturu, vypadající jako prstenec.
Tým vytvořil počítačovou simulaci srážky kup galaxií. Je to jako při hromadné srážce aut. Kupy se spojí, ale i „zdeformují“ a temná hmota nejdříve padá do středu spojené kupy, ale pak je zase vnější hmotou vytlačována ze středu ven.
„Při studiu těchto kolizí jsme viděli, jak temná hmota reaguje na gravitaci,“ řekl člen týmu Holland Ford (Johns Hopkins University). „Příroda dělá za nás experimenty, které my nemůžeme dělat v laboratoři, a navíc to souhlasí s našimi teoretickými modely.“
Temná hmota tvoří většinu vesmírného materiál. Obyčejná látka, kterou tvoří hvězdy a planety, zahrnuje jen pár procent vesmírné hmoty. Přesto její objevení není snadné, protože nesvítí ani neodráží světlo. Objevit ji lze pouze pomocí gravitačních účinků na světlo - tzv. gravitační čočky. Astronomové studují slabé světlo ze vzdálených galaxií, které je zdeformováno nebo ohnuto gravitací temné hmoty v popředí.
„Srážka mezi dvěma kupami galaxií způsobila vlnění temné hmoty, které odlišně změnilo chod paprsků z galaxií v pozadí,“ vysvětlil Jee. Opět to přirovnává ke zvlnění hladiny rybníka způsobené kamenem, které po určité době zmizí.
Již dříve astronomové pozorovali srážku kup galaxií HST a rentgenovou Chandrou. Šlo o boční náraz, při němž se normální a temná hmota oddělily („Chandra pozorovala temnou hmotu“). Ale ZwCl0024+1652 je první kupou, u níž byla pozorována zcela odlišná distribuce temné hmoty a distribuce obou galaxií a horkého plynu.

Další obrázky: www.esa.int/esaCP/SEM5SHV681F_index_1.html
(Podle http://www.esa.int zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-16


971) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádějí záblesky na následujících 7 dní, od 17. do 23. května.

Datum Středoevropský
letní čas
Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
17 Květen 03:20:55 -0 54° 283° (ZSZ) 40.8 km (V) -8 Iridium 54
17 Květen 22:02:39 -4 43° 49° (SV) 14.0 km (Z) -8 Iridium 58
18 Květen 01:54:00 -4 15° 320° (SZ) 22.8 km (Z) -6 Iridium 19
18 Květen 05:00:45 -2 77° 221° (JZ) 16.1 km (V) -9 Iridium 41
18 Květen 21:56:40 -5 44° 51° (SV) 8.9 km (V) -8 Iridium 55
19 Květen 01:47:45 -2 15° 321° (SZ) 32.9 km (V) -6 Iridium 36
21 Květen 01:43:46 -5 10° 328° (SSZ) 17.1 km (Z) 7 Iridium 61
21 Květen 03:05:35 -4 46° 289° (ZSZ) 15.0 km (Z) -8 Iridium 13
21 Květen 23:11:17 -0 13° 20° (SSV) 50.4 km (Z) 6 Iridium 4
22 Květen 02:59:28 -3 46° 291° (ZSZ) 16.9 km (V) -8 Iridium 50
22 Květen 21:41:46 -2 51° 52° (SV) 19.6 km (Z) -8 Iridium 29
22 Květen 23:05:26 -6 14° 22° (SSV) 9.1 km (V) 7 Iridium 19
23 Květen 02:04:46 -5 25° 312° (SZ) 14.6 km (V) -7 Iridium 91
23 Květen 04:39:25 -1 71° 252° (ZJZ) 24.8 km (Z) -9 Iridium 39

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2007-05-16


972) Model JWST vystaven ve Washingtonu

Model JWST vystaven ve Washingtonu NASA vystavuje model nového kosmického dalekohledu James Webb (JWST - James Webb Space Telescope) ve Washingtonu před Národním muzeem letectví a kosmonautiky (Smithsonian National Air and Space Museum). Model je ve skutečné velikosti.
JWST bude nástupcem již 17letého dosluhujícího HST. James E. Webb (7.10. 1906 - 27. 3. 1992) byl ředitelem NASA v době přípravy pilotovaných letů Apollo na Měsíc (1961 až 1968).
Rozměry nového dalekohledu JWST jsou 24 x 12 m a jeho segmentované zrcadlo má průměr 6,5 m, což je téměř 3krát více než Hubble (2,4 m). Bude se nacházet na vyšší oběžné dráze – 1,5 miliónu km (Hubble 614 km) v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země - Slunce, kde jsou gravitační a odstředivá síla vyrovnány.
Aby nedocházelo k přehřívání a zejména aby jeho infračervené kamery mohly spolehlivě pracovat, bude opatřen účinným ochranným krytem proti slunečnímu záření. Cena projektu je 4,5 miliardy dolarů (94 miliard Kč).
Dalekohled JWST by měla do kosmu vynést v roce 2013 evropská raketa Ariane. Jeho životnost je naplánována na 10 let, ale astronomové doufají, že vydrží déle, nejméně tak dlouho jako HST. Do té doby by měl fungovat Hubblův kosmický dalekohled, proto NASA k němu na rok 2008 plánuje servisní misi raketoplánu.
Astronomové věří, že nový kosmický dalekohled James Webb získá ještě více informací o vesmíru, především o vzniku a formování mladých hvězd a dohlédne až k samému počátku vesmíru – Velkému třesku.
„Nepochybně potřebujeme mnoho větších dalekohledů. Časem se náklady vrátí, protože uvidíme zrození vesmíru,“ řekl Eduard Weiler, ředitel GCFC (Goddard Space Flight Centre).
(Podle BBS NEWS zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-17


973) Když se srazí galaxie

Když se srazí galaxie Již několik desetiletí astronomové vědí, že se naše Galaxie nezadržitelně pohybuje směrem k nejbližší velké spirální galaxii v souhvězdí Andromedy, ke známé galaxii M 31. Ale co doposud známo nebylo, je to, jaký bude osud Slunce a celé naší Sluneční soustavy v takové srážce. Nové výpočty, které provedli astronomové T. J. Cox a Avi Loeb (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ukazují, že Slunce se svými planetami bude s největší pravděpodobností deportováno do vnější oblasti nové galaxie, vzniklé sloučením obou objektů. Kromě toho tato kolize se uskuteční ještě za „života“ Slunce, tj. předtím, než se z něj stane bílý trpaslík – hvězda, v jejímž nitru již ustaly termojaderné reakce.
Počítačové simulace, které uskutečnili Cox a Loeb, ukazují, že k velkým změnám dojde již za 2 miliardy roků, kdy naše Galaxie a galaxie M 31 v souhvězdí Andromedy prodělají první těsný vzájemný kontakt. Galaxie se přiblíží natolik, že vzájemná přitažlivost bude deformovat jejich tvary a strukturu, budou se vytvářet dlouhé, galaxiemi navzájem přitahované chvosty, tvořené hvězdami, prachem, plynem a planetami.
Tehdy bude Slunce stále ještě hvězdou hlavní posloupnosti, spalující vodík, i když bude zvyšovat svoji jasnost a teplotu natolik, že postupně začne vařit voda v pozemských oceánech. Obě galaxie budou v té době kroužit navzájem kolem sebe a jejich hvězdy se navzájem promíchají v důsledku působení gravitačních sil.
Asi za 5 miliard let od současnosti se hvězdy naší Galaxie a galaxie v souhvězdí Andromedy zcela promíchají a vytvoří jeden objekt eliptického tvaru, připomínající obří ragbyový míč. Slunce bude v té době stárnoucí hvězdou ve fázi rudého obra na konci svého života. Celá naše Sluneční soustava se pravděpodobně usadí ve vzdálenosti asi 100 000 světelných let od středu nově vzniklé galaxie – což je 4krát dále, než je současná vzdálenost Slunce od středu Galaxie.
Při setkání obou galaxií dojde pouze k vzájemnému promíchání hvězd obou galaxií. Srážky hvězd budou velmi výjimečné. Galaxie jsou sice tvořeny velkým počtem hvězd, avšak mezi nimi jsou obrovské „prázdné“ prostory – vzdálenosti mezi hvězdami se rovnají světelným rokům, zatímco průměry hvězd jsou řádově maximálně milióny kilometrů. (Jeden světelný rok je přibližně 9,5 biliónu km.)
Na připojeném obrázku je počítačová simulace budoucích vzájemných setkání naší Galaxie a galaxie M 31 v souhvězdí Andromedy. Vznikla na základě současných pozorování, na základě znalostí jejich vzájemné vzdálenosti, rychlosti přibližování a hmotnosti. Astronomové tak dospěli k závěru, že se obě galaxie srazí pravděpodobně v průběhu několika miliard let, tedy ještě za aktivního života Slunce. Během prvního těsného setkání obou galaxií je pravděpodobnost 12 %, že Slunce bude gravitací „vytaženo“ z jeho současné polohy a usazeno v rozsáhlém slapovém oblaku. V průběhu druhého těsného setkání galaxií je již 30% pravděpodobnost, že Slunce opustí v důsledku slapových sil svoje místo. Existuje také 2,7% pravděpodobnost, že Slunce bude mnohem pevněji gravitačně svázáno s galaxií M 31 než s naší Galaxií. Případně po splynutí galaxií může být Slunce vyhozeno do vnějších oblastí nové galaxie (vnější halo) a usadit se ve vzdálenosti větší než 30 kpc, tj. 100 000 světelných let. Hustotní profil hvězd, plynů a temné hmoty v nově vzniklém útvaru se bude podobat eliptické galaxii. Označení Gyr na obrázku je časová jednotka, odpovídající jedné miliardě roků.
Pokud se týká galaxie M 31, dnes je již jasné, že naše Galaxie nebude prvním objektem, který se stane obětí „choutek“ této velké galaxie. V roce 2006 astronomové našli důkazy, že před více než 210 milióny roků došlo k jejímu setkání s trpasličí galaxií M 32. Počítačové simulace tohoto setkání ukázaly, že galaxie M 32 prošla napříč diskem galaxie v Andromedě, podél jeho polární osy. Přitom trpasličí galaxie ztratila více než polovinu své původní hmotnosti.

(Podle http://www.cfa.harvard.edu/press/2007/pr200714.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-17


974) Zákryty měsíců planety Uran

Zákryty měsíců planety Uran Mezinárodní tým astronomů, jehož vedoucím je Apostolos Christou (Armagh Observatory), uskutečnil vůbec první pozorování v soustavě planety Uran, kdy jeden z jejích měsíců přecházel pro pozemního pozorovatele před jiným měsícem planety Uran. Pozorování uskutečnili v noci 4. května 2007 Marton Hidas a Tim Brown (Las Cumbres Observatory Global Telescope, Santa Barbara, California) pomocí robotického dalekohledu Faulkes Telescope South (Siding Spring Observatory, Australia). Toto pozorování je výsledkem spolupráce mezi vědci Siding Spring Observatory, Las Cumbres Observatory, Armagh Observatory a Cardiff University.
Když jeden měsíc přechází před druhým tělesem, označujeme tento úkaz jako zákryt (bližší objekt zakrývá vzdálenější těleso). Když se těleso pohybuje ve stínu jiného objektu, takový úkaz označujeme jako zatmění. Ze Země dobře známe zatmění Měsíce a zatmění Slunce (i když v případě Slunce se ve skutečnosti jedná o zákryt Měsícem).
Abychom vypočítali okamžiky zákrytů a zatmění měsíců planety Uran, potřebujeme znát jejich polohy s vysokou přesností. Je třeba říci, že se jedná o velice vzácné úkazy. Například u planety Uran je perioda opakování jevů jednou za 42 let, přičemž každý úkaz trvá jen několik minut. Poslední „sezóna“ vzájemných zákrytů a zatmění měsíců v soustavě planety Uran nastala v roce 1966 – v době, kdy se člověk teprve chystal na Měsíc. Není divu, že zatím nikdo úspěšně nezaznamenal vzájemné zákryty těchto velmi slabě zářících objektů. Vše se navíc odehrává ve vzdálenosti zhruba 3 miliardy km od Země.
Avšak situace se změnila tento měsíc, kdy byl pomocí robotického dalekohledu Faulkes Telescope pozorován průběh zákrytu měsíce Umbriel jiným měsícem s názvem Oberon. Když kotouček měsíce Oberon postupně zakrýval Umbriela, průběžně při tom blokoval jeho světlo, čímž souhrnná jasnost obou měsíců poklesla až na jednu třetinu.
Změření změn jasnosti a porovnání s modely oběhu měsíců umožní astronomům určit hmotnosti měsíců a vliv tvaru planety Uran na jejich dráhy, a také určit vlastnosti jejich povrchu. Současné období zákrytů a zatmění měsíců planety Uran je očekáváno jako nejdůležitější událost ve výzkumu systému Uranu od průletu sondy Voyager 2 v roce 1986.
Těmito pozorováními byla zahájena kampaň, která bude pokračovat do roku 2008 pozorováním veškerých zákrytů a zatmění měsíců v systému planety Uran. Dalekohledy North and South Faulkes mají velký význam při zaznamenání těchto vzácných a časově omezených jevů. Dalekohledy budou mít svůj význam i z hlediska vzdělávacího, neboť data mohou být posléze využita nejen astronomy, ale také školami a žáky celého světa.
Důsledkem toho, že 5 velkých měsíců planety Uran obíhá v rovině rovníku, bude období jejich vzájemných zákrytů a zatmění, jak je to známo například ze soustavy měsíců planety Jupiter, kde se tyto úkazy opakují pravidelně po 6 letech. Tyto úkazy představují mimořádnou příležitost k uskutečnění velmi přesné astrometrie satelitů pomocí menších dalekohledů, vybavených CCD technikou, a také (což je úkol pro velké dalekohledy) určování tzv. albeda – tj. jak světlý či tmavý je jejich povrch – především severních polokoulí měsíců planety Uran. Tyto polokoule měsíců nebyly osvětleny, když kolem nich prolétávala v lednu 1986 sonda Voyager 2.

(Podle http://www.arm.ac.uk/press/2007/uranus_event03.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-18


975) Pozorujte záblesky Iridií

Pozorujte záblesky Iridií Následující tabulka zobrazuje přehled záblesků nad Valašským Meziříčím. Údaje uvádějí záblesky na následujících 7 dní, od 22. do 29. května.

Datum Středoevropský
letní čas
Jasnost Výška
nad obzorem
Směr(Azimut) Vzdálenost
k centru záblesku
Jasnost
v centru
Označení
22 květen 21:41:46 -3 51° 52° (SV) 18.8 km (Z) -8 Iridium 29
22 květen 23:05:27 -6 14° 22° (SSV) 9.7 km (V) 7 Iridium 19
23 květen 02:04:46 -5 25° 312° (SZ) 13.7 km (V) -7 Iridium 91
23 květen 04:39:26 -1 71° 252° (ZJZ) 24.8 km (Z) -9 Iridium 39
23 květen 21:35:43 -4 51° 54° (SV) 13.5 km (V) -8 Iridium 32
23 květen 21:40:24 -6 52° 56° (SV) 6.8 km (V) -8 Iridium 95
24 květen 04:33:21 -6 71° 255° (ZJZ) 5.6 km (Z) -9 Iridium 15
24 květen 23:03:21 -1 19° 27° (SSV) 40.0 km (Z) -6 Iridium 8
25 květen 04:27:16 -1 72° 257° (ZJZ) 22.1 km (V) -9 Iridium 41
25 květen 22:57:19 -4 20° 28° (SSV) 18.1 km (V) -6 Iridium 61
26 květen 02:44:01 -3 39° 297° (ZSZ) 22.5 km (Z) -8 Iridium 52
27 květen 02:37:55 -8 38° 299° (ZSZ) 3.1 km (V) -8 Iridium 10
27 květen 21:20:46 -1 59° 54° (SV) 27.1 km (Z) -8 Iridium 57
27 květen 22:54:57 -1 25° 32° (SSV) 42.7 km (Z) -7 Iridium 7
28 květen 02:31:47 -1 38° 300° (ZSZ) 40.1 km (V) -8 Iridium 13
28 květen 04:08:27 -1 11° 67° (VSV) 128.5 km (Z) -5 Iridium 68
28 květen 21:14:44 -8 60° 56° (SV) 4.0 km (Z) -8 Iridium 60
28 květen 22:49:04 -7 25° 33° (SSV) 2.6 km (V) -7 Iridium 37
29 květen 04:02:18 -1 11° 67° (VSV) 108.9 km (V) -5 Iridium 75
29 květen 04:11:13 -5 13° 70° (VSV) 36.4 km (Z) -5 Iridium 70

Zdroj: Heavens Above

Datum přidání: 2007-05-22


976) Dočkáme se výzkumu Jupiterova měsíce Europa?

Dočkáme se výzkumu Jupiterova měsíce Europa? Europa je jedním z velkých měsíců planety Jupiter. Pozornost nejen astronomů přitahuje především díky zjištěnému faktu, že pod jeho ledovou kůrou se nachází oceán slané vody. Někteří vědci označují Europu za kosmické těleso, na kterém by se mohl vyskytovat život. Abychom mohli toto vodní prostředí zkoumat, potřebujeme kosmickou sondu, která by přistála na ledovém povrchu měsíce, který je od Země vzdálen stovky miliónů km. Dalším krokem musí být průnik ledovou vrstvou o tloušťce zhruba 10 km, schopnost zařízení pohybovat se ve vodním prostředí, provádět jeho výzkum a předávat informace na Zemi. Prototyp takového podmořského plavidla se nyní zkoumá v jezeře El Zacatón v Mexiku, což je nejhlubší zaplavená propadlina na světě.
Automatická miniponorka je označována zkratkou DEPTHX (Deep Phreatic Thermal Explorer). Jejím úkolem je zmapovat tvar propadliny a přivézt vzorky vody a hornin ze stěn z různých hloubek. Důležitým úkolem expedice je ověřit technologie, které budou použitelné pro náročné podmínky při výzkumu ledového oceánu Evropy, měsíce planety Jupiter. Na projektu se podílejí CEO of Stone Aerospace in Austin, Texas, Carnegie Mellon University's Field Robotics Center, University of Colorado, Boulder, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory a University of Texas, Austin. Projekt podporuje také NASA.
Pokud by byl takovýto projekt výzkumu oceánu na měsíci Europa uskutečněn, jednalo by se o nejsložitější misi ve výzkumu Sluneční soustavy, jaká kdy byla realizována. „Jsme stoprocentně přesvědčeni, že na Europě existuje oceán kapalné vody. Avšak zatím nemáme ani ponětí o tom, zda v něm existuje život,“ říká Chris McKay, Ames Research Center, NASA. Pravděpodobně by se nejednalo o rozvinutý život, možná jen o některé druhy bakterií, spór, hub, rostlin apod., pokud vůbec nějaký život tak daleko od Slunce bude objeven.
Zacatón v severovýchodním mexickém státě Tamaulipas patří do skupiny pěti navzájem propojených propadlin. Jsou geotermálního původu, El Zacatón je nejhlubší na světě. Je známo, že tato propadlina o průměru 100 m je hluboká kolem jednoho kilometru. Vědci chtějí poznat skutečnou hloubku propadliny, objevit geotermální průduchy, které ji naplňují vodou a chtějí prozkoumat, jaké formy života v těchto velkých hloubkách existují.
Ponorka DEPTHX má vejčitý tvar o rozměrech 4,26 x 3,04 m a hmotnost 1,3 tuny. Může se volně pohybovat, vznášet a sledovat určitou dráhu ve všech směrech bez jakýchkoliv vnějších povelů. Vodní prostředí křižuje minimální rychlostí 0,2 m/s za účelem provádění mapování a je schopná se ponořit do hloubky až 1 km.
Pro zajištění manévrování je zařízení opatřeno 6 motory (4 pro horizontální a 2 pro vertikální pohyb), což mu dovolí pohyb v libovolném směru. Manévrování je v podstatě zajištěno použitím jedním motorem pro pohyb ve směru vertikálním a dvěma motory pro pohyb ve směru horizontálním – ostatní jsou rezervní. Výzkumné zařízení DEPTHX se může rovněž dlouhodobě vznášet na místě.
Zařízení DEPTHX je vybaveno 54 sonary, rozmístěnými rovnoměrně kolem vlastní konstrukce. Sonar používá pulsy ultrazvukových vln o vysokém výkonu a na základě jejich odrazu lokalizuje objekty do vzdálenosti 250 až 300 m od ponorky. Informace jsou zpracovány počítačem a využívány pro navigaci. Kromě sonaru je k navigaci využíván akcelerometr, hloubkoměr a inerciální řídící jednotka. Na základě získaných dat je vytvářen počítačový trojrozměrný obraz okolního prostředí. Dále je ponorka vybavena širokoúhlou kamerou k pořizování snímků, rovněž se provádí měření tlaku, teploty a koncentrací některých chemických prvků v okolním vodním prostředí. Je také vybavena rozkládacím ramenem, pomocí něhož je možné provádět odběr kapalných i pevných vzorků, a také pomocí mikroskopu pátrat po přítomnosti živých organismů. K osvětlení prostředí používá výkonné světlomety.
Obdobné zařízení by mohlo být v budoucnu vysláno na Jupiterův měsíc Europa, kde by v oceánu kapalné vody pod ledovou pokrývkou mj. pátralo po eventuální přítomnosti živých organismů. Protože Europa obíhá poměrně blízko obří planety, proměnlivé slapové síly v důsledku eliptické dráhy a gravitačního působení ostatních velkých měsíců zahřívají její nitro. Teplo pronikající vzhůru díky vulkanické aktivitě může zahřívat spodní vrstvy ledové pokrývky a vytvářet tak oceán kapalné vody.
Důkazy pro existenci kapalné vody existují v rozlámaném charakteru ledové kůry, jejíž tloušťka je odhadována na 10 km. Podobné rysy můžeme registrovat v ledové pokrývce v polárních oblastech na Zemi, jak je to vidět na snímcích, pořízených družicemi z oběžné dráze kolem naší planety. Měření magnetického pole měsíce Europa naznačuje, že by se mohlo jednat o oceán slané vody.
Jestliže na měsíci Europa existuje oceán kapalné vody a jestliže tam existuje podmořská sopečná činnost v důsledku působení slapových sil, potom tam mohou být hydrotermální průduchy na dně oceánu, podobně jako to známe z pozemních moří a oceánů v blízkosti středooceánských hřbetů (tzv. černí kuřáci). V pozemských oceánech jsou tato místa zaplněna bohatým různorodým životem. Může to platit i o Europě? Toť zatím nezodpovězená otázka.
DEPTHX je prototypem podvodního zařízení pro výzkum měsíce Europa. Jakmile budou úspěšně dokončeny zkoušky zařízení v propadlině El Zacatón, plánuje společnost Stone Aerospace postavit další exemplář s názvem ENDURANCE, který bude dalším krokem na cestě k vývoji zařízení pro kosmický výzkum. Bude mnohem menší, avšak stejně výkonné jako DEPTHX. Zkoušky zařízení ENDURANCE se uskuteční v jezerech v oblasti severního pólu Země, která jsou ukryta pod vrstvou ledu. NASA nyní vyvíjí technologie k roztavení sloupce ledu o tloušťce několika km, aby zařízení mohlo proniknout do jezera, ukrytého pod ledem.
K uskutečnění výzkumu oceánu na Jupiterově měsíci Europa je však ještě dlouhá cesta. Na otázku básníka: „Jsou-li tam žáby taky …“ odpověď asi hned tak nedostaneme.

(Podle http://science.howstuffworks.com/depthx.htm upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-23


977) Spirit odhalil mokrou minulost Marsu

Spirit odhalil mokrou minulost Marsu Astronomové zjistili, že pod rudým povrchem Mars ukrývá světlá místa bohatá na křemičitany. Marťanská půda byla analyzovaná přístroji na roveru Spirit. Jedná se o nejlepší důkaz, že v minulosti bylo na Marsu mnohem více vody než je tomu nyní. Procesy, při nichž se mohou tvořit takto koncentrované usazeniny křemičitanů právě přítomnost vody vyžadují. Při měření pomocí alfačásticového rentgenového spektrometru a chemického analyzátoru byl v půdě zjištěn téměř čistý křemen (90 %).
„Mohli jsme slyšet, jak lidé údivem lapali po dechu,“ řekl Steve Squyres (Cornell University, Ithaca, New York), vedoucí pracovník projektů Mars rovers. „Je to významný objev. A skutečnost, že jsme našli něco nového a odlišného po téměř 1 200 dnech na Marsu, dělá celý objev ještě pozoruhodnějším. A projevuje se to ještě větším zájmem, co tam ještě je.“
Při průzkumu kráteru Gusev miniaturním spektrometrem tepelných emisí Mini-TES (Miniature Thermal Emission Spectrometer) si Steve Ruff (Arizona State University, Tempe) všiml, že spektrum vykazuje vysoký obsah křemene. A byl sestaven plán pro další studium půdy a sedimentů v okolí. Podle geochemika Alberta Yena (JPL, Pasadena, Calif.) může být jedním z možných zdrojů křemičitanů vzájemné působení půdy a kyselých výparů, které byly uvolňovány při sopečné činnosti za přítomnosti vody. Dalším by mohla být voda v okolí horkého pramenu.
Astrobiolog David Des Marais (NASA's Ames Research Center, Moffett Field, Calif.) řekl: „Na tom je vzrušující, že na Zemi existují místa s podobným prostředím, která jsou vlídná pro organismy.“ Poslední objev ukazuje nový přesvědčivý důkaz pro životu příznivé podmínky v minulosti Marsu.
Spirit i jeho dvojče Opportunity dokončily svoji základní tříměsíční misi v dubnu 2004. Oba stále ještě pracují, ač už vykazují znaky „stáří“. Jedno ze šesti kol Spiritu se již delší dobu neotáčí a zanechává za sebou hlubokou rýhu v půdě. Ale právě toto „rytí“ odkrylo několik míst světlé půdy a vedlo k největším objevům roveru Spirit v kráteru Gusev (včetně toho posledního).
Doug McCuistion, ředitel pro výzkum Marsu (NASA's Mars Exploration Program), řekl: „Tento nový neočekávaný objev ukazuje, že Spirit i Opportunity ještě po 3 letech od prodloužení misí mohou dělat významné objevy. To také posílilo skutečnost, že v minulosti bylo na Marsu přítomno významné množství vody a to stále nechává naději, že Mars byl kdysi obyvatelný a možná i podporoval život.“
Ray Arvidson (Washington University, St. Louis) sdělil, že nově objevené místo dostalo neformální jméno „Gertruda Weise“ - po hráčce profesionální americké basebalové ligy (All-American Girls Professional Baseball League).
„Dívali jsme se na desítky vzorků narušené půdy ve stopách roveru a toto je první, který ukazuje vysoký obsah křemene,“ řekl Ruff, který minulý měsíc navrhl použití spektrometru Mini-TES k pozorování světlé půdy v této oblasti. Mini-TES poskytuje informace o složení nerostů na dálku. Údaje o nalezeném křemenu v odkryté půdě rozhodly o použití alfačásticového rentgenového spektrometru (Alpha Particle X-Ray Spectrometer), který je umístěn na robotickém rameni.
Křemen se na Zemi obvykle vyskytuje jako krystalický minerál (hlavní přísada do okenního skla), ale marťanský křemen „Gertruda Weise“ krystalický není - nebyla u něho zjištěna žádná krystalická mřížka.
Nyní, 18 měsíců po objevu, pracuje Spirit ve vzdálenosti asi 46 m od oblasti „Gertruda Weise“. Podle Squyers je nyní důležité pokračovat v dalším hloubkovém průzkumu tohoto prostředí a nespěchat s jeho opuštěním.
Zatím na opačné straně planety rover Opportunity 8 měsíců prozkoumává kráter Victoria. „Opportunity dokončil počáteční průzkum okraje kráteru a nyní míří k oblasti nazvané Kachní zátoka (Duck Bay), která může poskytnout bezpečnou cestu dolů do kráteru,“ řekl John Callas, ředitel projektů „rovers“ (Jet Propulsion Laboratory).
(Podle www.spaceflightnow.com zpracovala M. Hromadová)

Datum přidání: 2007-05-24


978) Vernisáž výstavy „Slunce – moje hvězda“

Vernisáž výstavy „Slunce – moje hvězda“ Ve čtvrtek 31. května 2007 se bude konat ve vstupní hale Hvězdárny Valašské Meziříčí vernisáž výstavy nejlepších kreseb, které namalovali žáci mateřských, základních a středních škol. Výtvarnou soutěž s názvem „Slunce – moje hvězda“ vyhlásila Hvězdárna Valašské Meziříčí v rámci konání Mezinárodního heliofyzikálního roku (International Heliophysical Year – IHY 2007). Součástí vernisáže bude pozorování Slunce dalekohledem a další doprovodný program.

Program vernisáže:

15 až 17 hodin:
- prohlídka hvězdárny s možností pozorování Slunce
- malování na asfalt
- astronomická pohádka
- astronomická stezka.

17 až 18 hodin:
Slavnostní vernisáž a předání cen nejlepším kreslířům.

18 až 19 hodin:
Vzpomínkový dokumentární film o letu prvního Československého kosmonauta do vesmíru.

Velmi nás potěšil zájem o tuto astronomickou malířskou soutěž. Své práce zaslali žáci a studenti z 29 škol nejen z Valašského Meziříčí a okolí, ale i ze vzdálených měst jako je Zlín, Orlová, Bohumín, Brno, České Budějovice, Brandýs nad Labem či Praha. Pošta doručila na Hvězdárnu Valašské Meziříčí celkem 303 soutěžních prací a několik trojrozměrných modelů. Vernisáže se mohou zúčastnit nejen autoři zaslaných kreseb, ale i jejich rodiče a další zájemci, kteří se chtějí seznámit se zajímavými astronomickými obrazy s motivem Slunce pohledem těch nejmenších malířů.

Výstava bude instalována v prostorách Hvězdárny Valašské Meziříčí do 30. 9. 2007.

(F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-24


979) Neočekávané struktury v Saturnově prstenci

Neočekávané struktury v Saturnově prstenci Saturnův největší a nejhustější prstenec B je složen z chuchvalců (shluků) částic, oddělených prázdnými mezerami. To jsou poslední závěry vědců, vyslovené na základě dlouhodobých pozorování pomocí kosmické sondy Cassini. Tyto chuchvalce v Saturnově prstenci B neexistují dlouhodobě izolovaně, ale neustále se srážejí, jak zjistili překvapení vědci. Na obrázku ve falešných barvách jsou části prstenců vyznačeny odlišnými barvami na základě měření zákrytů různých hvězd za prstenci planety, prováděných v ultrafialovém světle.
„Stavba prstenců se liší od našich dosavadních představ. Původně jsme si mysleli, že spatříme homogenní rozložení částic. Místo toho jsme zjistili, že částice jsou nahromaděny do jakýchsi chuchvalců oddělených prázdnými mezerami,“ říká Larry Esposito, hlavní vědecký pracovník ultrafialového zobrazovacího spektrografu kosmické sondy Cassini (University of Colorado, Boulder).
„Pokud bychom prolétávali pod Saturnovými prstenci například letadlem, mohli bychom pozorovat záblesky slunečního světla, procházejícího mezerami mezi shluky částic, následovalo by zeslabení světla v případě, že by se světlu postavil do cesty hustější shluk částic v prstenci. A tak by se to několikrát opakovalo, na rozdíl od průletu pod homogenním oblakem částic, kdy by došlo ke konstantnímu zeslabení světla hvězdy.“
Protože předcházející interpretace předpokládaly, že částice v prstenci jsou rozloženy rovnoměrně, astronomové podcenili celkovou hmotnost Saturnových prstenců. Jejich skutečná hmotnost tak může být minimálně dvakrát vyšší, než činily předcházející odhady.
„Tento závěr nám pomůže porozumět komplexu otázek, týkajících se stáří a původu Saturnových prstenců,“ říká Josh Colwell, odborný asistent fyziky (University of Central Florida, Orlando) a člen týmu vědců kolem ultrafialového spektrografu sondy Cassini. Článek s výsledky pozorování bude publikován v časopise Icarus.
Astronomové několikrát sledovali změny jasnosti hvězd, před kterými procházel prstenec a střídavě tak zeslaboval jejich světlo. Tato měření umožnila zjistit množství materiálu mezi sondou a hvězdou – tedy v prstencích (čím více materiálu, tím větší zeslabení jasnosti hvězdy nastalo).
„Kombinace mnoha pozorovaných zákrytů hvězd prstenci planety Saturn v mnoha různých geometrických rovinách nám umožnila jakoby naskenovat celý systém prstenců,“ dodává Josh Colwell. „Vyhodnocením změn jasností hvězd při zákrytu prstenci jsme schopni zmapovat trojrozměrnou strukturu prstenců a detailněji studovat tvar, rozložení a orientaci jednotlivých shluků částic.“
Na obrázku prstenců v nepravých barvách představují jednotlivé barvy rozdílnou orientaci shluků hmoty, jasnost barev naopak souvisí s hustotou částic v prstencích. Utváření shluků částic je nejsilnější v modře zbarvených částech prstence. Žluté části prstenců jsou příliš husté na to, aby jimi mohlo světlo hvězdy proniknout.
Pozorování nás utvrzují v tom, že v prstencích existuje vlastní vzájemné gravitační působení částic a dochází k vytváření jejich shluků. Jestliže by se tento chuchvalec částic nacházel dále od planety Saturn, pak by z něj mohl postupně „vyrůst“ malý měsíček. Protože se však tyto shluky hmoty nacházejí velmi blízko planety, jejich rozdílné rychlosti na drahách kolem Saturnu působí proti přitažlivé síle gravitace, a tak jsou tyto vzniklé útvary roztahovány do délky. Tyto shluky postupně vznikají a následně se rozpadají, jakmile dosáhnou velikosti kolem 30 až 50 m.
„V každém okamžiku vytváří velké množství částic takovéto shluky, avšak tyto částice se pohybují z jednoho chuchvalce do druhého tak, jak se jeden shluk částic rozpadne a vytváří se druhý,“ dodává Josh Colwell.
Klasický model předpovídal pro hustý prstenec B, že se v něm částice budou srážet v průměru dvakrát za hodinu. „Naše výsledky však naznačují, že částice v prstenci B tráví většinu času téměř v neustálém kontaktu s dalšími částicemi,“ říká Colwell. Tyto shluky se mohou chovat jako velká částice, měnící svoji dráhu v prstenci a směřující k další srážce.
Tyto shluky částic jsou pozorovatelné ve všech částech prstence B, které jsou průhledné. Jedno překvapující zjištění měření je, že chuchvalce v prstenci B jsou široké a velmi ploché, jako velký „list“ papíru. Jsou přibližně 10krát až 50krát širší, než je jejich tloušťka. Astronomové byli také překvapeni tím, že shluky v prstenci B jsou plošší a mezery mezi nimi jsou menší, než bylo zjištěno v sousedním prstenci A.

(Podle http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=750 upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-25


980) Objeven hnědý trpaslík s výtrysky hmoty

Objeven hnědý trpaslík s výtrysky hmoty Mezinárodní tým astronomů objevil pomocí dalekohledu VLT (Very Large Telescope) výtrysky hmoty (tzv. jety) u velmi lehkého hnědého trpaslíka. Hnědý trpaslík je „nepovedená“ hvězda o malé hmotnosti, v jejímž nitru nemůže dojít k zažehnutí termojaderných reakcí. Podobné procesy můžeme pozorovat především u mladých hvězd. Výsledky tohoto pozorování napovídají, že vznik hnědých trpaslíků probíhá obdobně jako vznik obyčejných hvězd.
Hnědý trpaslík, který byl předmětem výzkumu, má katalogové označení 2MASS1207-3932. Jeho pozorování bylo pro astronomy překvapením. V současné době je známo, že kolem něj obíhá průvodce – exoplaneta o hmotnosti 5krát převyšující hmotnost planety Jupiter. Jedná se o první exoplanetu, kterou se již dříve podařilo přímo vyfotografovat ve viditelném světle. V tomtéž období bylo rovněž zjištěno, že kolem hnědého trpaslíka existuje disk hmoty – takové útvary jsou často pozorovány kolem mladých hvězd. Nyní astronomové zjistili pomocí dalekohledu Evropské jižní observatoře ESO, že tento mladý hnědý trpaslík doslova chrlí proudy hmoty a chová se velmi podobně jako mladé hvězdy.
Celková hmotnost hnědého trpaslíka 2MASS1207-3932 pouze 24krát převyšuje hmotnost Jupiteru. Jedná se o doposud nejmenší známý objekt ve vesmíru, u kterého byly výtrysky hmoty pozorovány. „To nás vede k nadějnému předpokladu, že tyto výtrysky mohou mít na svědomí mladé obří exoplanety,“ říká Emma Whelan, vedoucí týmu astronomů, který připravil zprávu o výsledku pozorování hnědého trpaslíka.
Výtrysky hmoty byly objeveny díky pozorování pomocí spektrografu UVES (Ultra-violet and Visible Echelle Spectrograph) na dalekohledu VLT, který umožňuje pořizovat spektra s vysokým rozlišením. U obyčejných mladých hvězd (známých jako hvězdy typu T-Tauri) jsou výtrysky velmi jasné a mohutné, a proto se dají pozorovat i ve viditelném světle. Výtrysky u hnědého trpaslíka 2MASS1207-3932 nejsou tak intenzivní, což si vyžádalo použití jiné techniky. Délka jetu, zaznamenaného spektrografem UVES, byla pouze 0,1 obloukové vteřiny, což je úhel, pod kterým bychom například viděli minci 2 Euro ze vzdálenosti 40 km. Ve skutečnosti sahají výtrysky hmoty do vzdálenosti kolem jedné miliardy km a rychlost vzdalování hmoty od hnědého trpaslíka činí několik km/s.
Použitím nové metody pozorování se podařilo objevit výtrysky hmoty i u dalšího – mnohem hmotnějšího – hnědého trpaslíka. Hnědý trpaslík 2MASS1207-3932 je však doposud nejmenším známým objektem ve vesmíru, u kterého byly výtrysky hmoty pozorovány. Výtrysky byly již pozorovány například u aktivních galaktických jader, ale také u mladých hvězd. Avšak nová pozorování napovídají, že je můžeme očekávat i u objektů o malých hmotnostech. Můžeme je pozorovat u velkých objektů o hmotnostech několika desítek miliónů hmotností Slunce až po objekty, jejichž hmotnosti se pohybují kolem několika desítek hmotností planety Jupiter.
(Podle http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-24-07.html upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-28


981) Ostrovy a poloostrovy na Titanu - I

Ostrovy a poloostrovy na Titanu - I V pondělí 28. 5. 2007 uskutečnila americká kosmická sonda Cassini další průlet kolem největšího měsíce planety Saturn – kolem Titanu. Prolétla kolem něj rychlostí 6,1 km/s ve výšce 2300 km nad povrchem. Z tohoto průletu zatím nebyly publikovány radarové snímky. Připomeňme si alespoň některé obrázky z minulých průletů.
Tento radarový snímek by pořízen radarem na kosmické sondě Cassini v průběhu blízkého průletu nad polární oblastí měsíce Titan 22. 2. 2007 ve výšce 1000 km nad povrchem. Zachycuje velký ostrov, nacházející se uprostřed jednoho z největších jezer, doposud objevených na Saturnově měsíci Titan. Tento obrázek poskytuje další důkaz, že se největší jezera na Titanu nacházejí v polárních oblastech.
Zobrazený ostrov má rozměry 90 x 150 km, což je srovnatelná velikost například s ostrovem Kodiak u Aljašky či s ostrovem Big Island (Havajské ostrovy). Ostrov může být ve skutečnosti poloostrovem, spojeným jakýmsi mostem s velmi rozsáhlou „pevninou“. Pokud se detailněji zadíváte na obrázek (například vpravo dole), objevíte tam několik velmi malých jezer, jejichž výskyt může být závislý na místní topografii (mohou se objevovat či zanikat s proměnlivým množstvím srážek – kapalného metanu).
Snímek s rozlišením 700 m byl pořízen radarem se syntetickou aperturou na sondě Cassini. Sever je vlevo. Střed obrázku se nachází na 79° severní šířky a 310° západní délky.
(Podle http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09180 upravil F. Martinek)

Datum přidání: 2007-05-29


Archiv starších článků

<<starší  1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56  novější>>
© Hvězdárna Valašské Meziříčí, příspěvková organizace Zlínského kraje
Vsetínská 78, Valašské Meziříčí 757 01; tel:               571 611 928       , e-mail: info@astrovm.cz
webmaster; XHTML 1.1; CSS ; kódování ISO-8859-2

Aktuálně

Záhadná síla ovlivňuje dráhy kosmických sond

Datum zveřejnění: 6.3.2008
Sona Galileo
Sonda Galileo

Doposud záhadná síla způsobuje malé, přesto neočekávané odchylky v drahách kosmických sond při průletu kolem Země. Vědci přišli s matematickým vztahem, který úspěšně popisuje všechny známé výskyty tohoto efektu. Mají podezření, že by „viníkem“ mohla být zemská rotace, která může nějakým způsobem ovlivňovat dráhy sond.


Poprvé byly zaznamenány určité odchylky v pohybu sondy Galileo, když prolétla kolem Země v roce 1990, přičemž využila gravitačního pole naší planety ke změně své dráhy. Rychlost sondy byla zvýšena o několik kilometrů za sekundu, jak se očekávalo, avšak z rozboru radiového signálu přicházejícího ze sondy se zjistilo, že zvýšení rychlosti sondy bylo nepatrně vyšší, než se očekávalo. Rozdíl činil asi 4 mm/s.


Ačkoliv hodnota tohoto rozdílu je nepatrná, je více než 10krát větší, než mohou představovat nejrůznější chyby v důsledku šíření radiového signálu mezi sondou a Zemí a další vlivy, jako je únik plynů z konstrukce sondy apod.


Sona NEAR
Sonda NEAR

Odborníci NASA oznámili existenci tohoto efektu na konferenci v roce 1998, kdy byl již potvrzen tento jev při dalším průletu sondy Galileo kolem Země v roce 1992 a při průletu sondy NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) v roce 1998. Sonda NEAR se přiblížila k Zemi nad 20. stupněm jižní zeměpisné šířky a Zemi opustila nad 72. stupněm jižní šířky. To vedlo ke zvýšení rychlosti sondy „nad plán“ o 13 mm/s. Rychlost sondy je možno určit s přesností na 0,1 mm/s.


Tato anomálie v pohybu kosmických sond byla diskutována s větší pozorností v roce 2006, kdy bývalý pracovník NASA John Anderson, nyní v důchodu, se svými spolupracovníky publikoval zprávu, v níž tuto záhadu přirovnal k „anomálii sond Pioneer“. Tato anomálie byla zjištěna při sledování sond NASA – Pioneer 10 a 11 – které zpomalují svoji rychlost při vzdalování od Slunce více, než se očekávalo. Obě sondy se vzdalují od Slunce opačným směrem.


V současné době John Anderson a jeho spolupracovníci James Campbell, John Ekelud, Jordan Ellis a Frank Jordan (Jet Propulsion Laboratory, NASA) dospěli ke vztahu, který přesně popisuje všech pět případů, u nichž byla doposud tato letová anomálie zjištěna. Odvozený vztah zahrnuje úhel, který svírá dráha sondy při příletu a odletu od Země vzhledem k zemskému rovníku. Velmi přesně předpovídá doposud pozorované změny v rychlostech sond při průletech kolem Země.


Pro průlety, kdy je úhel sklonu k rovníku na příletové dráze velmi odlišný od úhlu na odletové části dráhy, jako tomu bylo například u sondy NEAR, předpovídá tento vzorec v souladu s pozorováním velkou odchylku.


Sona Rosetta
Sonda Rosetta

Avšak pro průlety, kdy příletový a odletový sklon dráhy k rovině rovníku jsou si velmi podobné, předpovězená anomálie je velmi malá a jako malá byla detekována. Například v roce 2005 absolvovala při průletu kolem Země gravitační manévr sonda MESSENGER, směřující k Merkuru a v roce 2007 evropská sonda ROSETTA, jejímž cílem je výzkum komety 69P/Churyumov-Gerasimenko. V obou případech byl velmi malý rozdíl mezi sklonem dráhy k rovině rovníku na příletové a odletové trajektorii. Žádné anomálie v rychlosti pohybu sond nebyly zaregistrovány. Bude zajímavé porovnat tyto údaje s dalšími měřeními při následujícím průletu sondy ROSETTA kolem Země v listopadu 2009.


Člen týmu Frank Jordan dospěl k tomuto vztahu po vyčerpání mnoha dalších možností, které nevedly k žádnému výsledku. Jak říká, pohrával si s různými představami hledaného vztahu, když jej napadla myšlenka prověřit vliv sklonu dráhy k zemskému rovníku. Ačkoliv tým vědců není schopen odpovědět, jaký je fyzikální základ vysvětlení této anomálie, Anderson je pevně přesvědčen, že na vině je určitá souvislost se zemskou rotací.


Je to proto, že úhly v tomto vztahu jsou definovány vzhledem k rovníku Země, který je kolmý na rotační osu Země. „To mi vnuklo myšlenku, že pozorovaný efekt má vztah ke směru rotace Země,“ říká Anderson. Avšak jak může rotace Země ovlivňovat dráhu kosmické sondy? Jednu z možností odvodil tým vědců z Einsteinovy obecné teorie relativity, která předpokládá, že rotující objekt deformuje stavbu prostoročasu kolem sebe. Tento efekt může v principu ovlivnit dráhu kosmických sond v blízkosti rotujících těles, jako je například Země. Avšak výpočty vědců ukazují, že takovýto vliv by měl být příliš slabý na objasnění pozorovaných odchylek.


Přestože tým vědců nepřišel s fyzikálním vysvětlením, mají k dispozici vzorec, který může být důležitým prvním krokem, neboť dává fyzikům možnost směřovat dál ke svému cíli. To prohlásil fyzik Robert Sanders (University of Groeningen, Holandsko).Sanders je přesvědčen, že pozorovaná anomálie může být signálem, že naše současná teorie gravitace – Einsteinova obecná teorie relativity – musí být upravena. „To znamená, že můžeme vědět o teorii relativity mnohem méně, než si myslíme, dodává Sanders.


Může mít pozorovaná anomálie nějakou souvislost s tzv. anomálií sond Pioneer? Ačkoliv pro to nemáme žádný důkaz, Anderson říká, že by byl překvapen, kdyby radiové sledování poloh kosmických sond odhalilo dvě zcela nezávislé anomálie. „Jsem přesvědčen, že mezi nimi existuje souvislost.


Na závěr si ještě připomeňme informace, uveřejněné na internetových stránkách NASA v roce 2002. Tehdy se v nich uvádělo: Kosmická sonda Pioneer 10 byla k 5. 2. 2002 vzdálena od Slunce 79,66 AU (tj. 11,92 AU) a vzdalovala se rychlostí 12,24 km/s. Již delší dobu se objevují informace o neznámém gravitačním vlivu na dráhu sondy. Diskuse na toto téma byla uveřejněna 4. 10. 1999 v časopise Newsweek nebo také v prosincovém čísle (1998) časopisu Scientific American. Záhada nepatrného gravitačního zrychlení směrem ke Slunci, pozorovaného u kosmických sond Pioneer 10, Pioneer 11 a Ulysses, zatím nebyla vysvětlena. Nesrovnalosti v pohybu sond identifikoval tým odborníků, jejichž vedoucím je John Anderson.


Nepatrné gravitační zrychlení – 10 miliardkrát slabší než gravitační působení Země – bylo objeveno na základě detailní analýzy rádiových signálů, přicházejících ze sond. Různorodost možných příčin ukazuje následující seznam:

  • gravitační poruchy způsobené přitažlivostí planet a malých těles Sluneční soustavy
  • nepatrný tlak záření, když fotony narážejí na povrch kosmické sondy
  • důsledky obecné teorie relativity
  • interakce mezi slunečním větrem a kosmickou sondou
  • deformace rádiového signálu při průchodu kosmickým prostředím
  • nerovnoměrnost a další změny v rotaci Země
  • únik plynů či tepelné záření sondy
  • možný vliv tzv. skryté hmoty

Zřejmě až další analýzy a teoretické práce přinesou definitivní vysvětlení pozorovaných nepatrných odchylek.

Archiv aktualit:

Sonda Rosetta "pronásledována"  (19.11.2007 )
Saturnovy měsíce ve tvaru „létajících talířů“  (7.12.2007 )
Objevena hvězda nejpodobnější Slunci  (10.12.2007 )
Družice Chandra objevila kosmickou „dělovou kouli“  (3.1.2008 )
Mikroorganizmy poletí na Phobos  (17.1.2008 )
SpaceShipTwo se představuje  (25.1.2008 )
Astronomové jsou na stopě výtryskům na měsíci Enceladus  (12.2.2008 )
Zánik Země za 7,6 miliardy roků?  (22.2.2008 )
Záhadná síla ovlivňuje dráhy kosmických sond  (6.3.2008 )

Teď už to víme: nejsme odtud!

 

Představte si ten otřes. Vyrostete v milující rodině s lidmi, jimž říkáte „mámo“ a „táto“, a pak se najednou dozvíte, že jste vlastně adoptovaní!

Podobná situace nastala, když vědci oznámili, že Slunce, Měsíc, naše planeta a její sourozenci, se nezrodilo v důvěrně známém seskupení hvězd galaxie známé jako Mléčná dráha, ale že ve skutečnosti náležíme k jinému seskupení s cize znějícím jménem: do trpasličí galaxie Sagittarius (Střelec)!


Jak je to možné?

Za použití objemného balíku dat ze souhrnného průzkumu oblohy Two - Micron All Sky Survey (2MASS), rozsáhlého výzkumného programu průzkumu celé oblohy v infračerveném spektru, provedeného Massachusettskou univerzitou, získali astronomové odpovědi na mnohé otázky, které bezradné vědce sužovaly po desetiletí. 

Ukazuje se, že naše Mléčná dráha v rámci jakéhosi „galaktického kanibalismu“ konzumuje jednoho ze svých sousedů. 

Studie publikovaná v Astrophysical Journal je první, která zmapovala plný rozměr galaxie Sagittarius a v živém obrazovém detailu ukazuje závoj jejích trosek a jejich průnik Mléčnou dráhou. Galaxie Sagittaria má 10 000 krát menší hmotu než Mléčná dráha, a proto jí byla roztrhána na kusy, rozptýlena a nakonec bude zcela pohlcena.

Zatím poslední infračervený digitální průzkum celé oblohy probíhal v roce 2003. Týmy z Virginské a Massachusettské univerzity použily superpočítač k roztřídění půl miliardy hvězd a vytvoření NOVÉ ASTRONOMICKÉ MAPY 

 

 

Obrázek ukazující naši sluneční soustavu (žlutý kroužek) přesně v bodě křížení, tam kde se obě galaxie prolínají. 

 

animace galaktického pohybu

„Je zřetelné, kdo je v této interakci násilníkem,“ řekl Steven Majewski, profesor astronomie na Virginské univerzitě, který je hlavním autorem práce prezentující získané výsledky.

„Kdybychom mohli vidět v infračerveném spektru, bylo by pro nás nitro Sagittaria markantním zjevem, rozmáchlým přes celou oblohu,“ říká Majewski a dodává: „Jenže při lidských vizuálních schopnostech, zůstává skryto mezi nespočetnými hvězdami a oblastmi s prachem. Přes své ohromné rozpětí nám systém Sagittaria zůstával dlouho skryt.“

Dnes už to neplatí. K zhotovení zatím nejdokonalejších infračervených map astronomové odfiltrovali milióny hvězd v popředí a soustředili se na typ hvězd nazvaných „M-gigant“. Tyto velké, infračerveně jasně zářící hvězdy jsou početné v galaxii Sagittaria, zato ve vnější Mléčné dráze se vyskytují jen vzácně. Infračervená 2MASS mapa obřích hvězd typu M, analyzovaná Majewskim a jeho spolupracovníky, je první, která nabízí dokonalý pohled na pohlcování hvězd galaxie Sagittarius, která je nyní ovinutá jako špageta kolem Mléčné dráhy. Před touto prací odhalili astronomové z roztrhané trpasličí galaxie jen pár roztroušených kousků. Existence Sagittaria nebyla známa až do roku 1994, kdy „srdce“ této nejbližší satelitní galaxie Mléčné dráhy objevil britský astronomický tým.

.Skutečnost, že Mléčná dráha je na obloze v šikmém úhlu astronomy vždy mátla. Kdybychom k ní patřili měli bychom být orientováni k její ekliptice, s planetami uspořádanými okolo našeho Slunce v téměř stejném úhlu, jako má naše Slunce vůči rovině Mléčné dráhy. Výzkumník Matthew Perkins Erwin byl prvním kdo vyslovil podezření, že tento zvláštní úhel nejspíš naznačuje, že naše Slunce ovlivňuje nějaký další systém. Díky údajům získaným Two - Micron All Sky Survey dnes už víme, co to je. 

 



Ve skutečnosti náležíme do trpasličí galaxie Sagittaria.

„Z půlmiliardového seznamu kosmických objektů jsme prověřili několik tisíc zajímavých hvězd,“ vysvětluje spoluautor studie Michael Skrutskie, profesor astronomie na Virginské univerzitě a vedoucí výzkumného týmu projektu 2MASS. „Po vyladění našich map oblohy na ´správný´ druh hvězd se nám systém Sagittaria vynořil přímo před očima.“

Jsme z jiného světa, který se momentálně sjednocuje s Mléčnou dráhou, jež ve skutečnosti není naší rodičovskou galaxií. 

Tajemství proč je Mléčná dráha na noční obloze vždy stranou nebylo až dosud odhaleno.


„Teprve první úplná hvězdná mapa Sagittaria ukazuje jeho rozsáhlou interakci s Mléčnou dráhou,“ řekl Majewski. „Jak hvězdy, tak i hvězdokupy, které jsou nyní ve vnějších oblastech Mléčné dráhy, byly ´uloupeny´ ze Sagittaria; gravitační síly Mléčné dráhy je prostě postupně ostrouhávaly z jejího trpasličího společníka. Tento živý příklad ukazuje, že Mléčná dráha v důsledku požírání menších sousedů stále roste.“

Nová mapa M-gigantů líčí 2 miliardy let trvající vykotlávání Sagittaria Mléčnou dráhou a naznačuje, že Sagittarius je v kritické fázi, která je vlastně jakýmsi tancem smrti.

„Po pomalém, ale nepřetržitém nahlodávání Mléčnou dráhou, je Sagittarius natolik okleštěn, že se sám o sobě nemůže dlouho udržet,“ říká další z členů vědeckého týmu 2MASS a spoluautor studie Martin Weinberg z Massachusetské univerzity. „To, co zde pozorujeme, je Sagittarius na samém konci existence ve formě intaktního systému.“

Znamená to, že jsme svědky jedinečných okamžiků v životě „naší“ galaxie? 
Ano i ne.

„Astronomové se vždy, pokud je to možné, přiklánějí k principu, že nejsme v žádné mimořádné době ani na nějakém výjimečném místě ve vesmíru,“ říká Majewski. „Mléčná dráha má za sebou historii vývoje trvajícího více než 14 miliard let. Je nepravděpodobné, že bychom zachytili v astronomickém měřítku tak krátkou událost, jakou je zánik Sagittaria. Z toho dovozujeme, že k podobným událostem musí v životě velké spirální galaxie jakou je Mléčná dráha docházet běžně. V minulosti nepochybně pohltila už několik trpasličích galaxií.“

Majewskeho a jeho kolegy ovšem na druhou stranu překvapila relativní blízkost Země k části trosek Sagittaria. „Naše sluneční soustava kříží dráhu pozůstatků Sagittaria jen po několik málo procent z 240 miliónů let dlouhého oběhu okolo centra Mléčné dráhy,“ konstatuje Majewski. „To pozoruhodné na tom všem je, že hvězdy Sagittaria nyní doslova prší na naši současnou pozici. Hvězdy dnes už cizí galaxie jsou relativně blízko nás. Kvůli této kontaminaci musíme znovu promyslet naše prognózy ohledně Mléčné dráhy.“

Nová zjištění pomohou astronomům změřit celkovou hmotu Mléčné dráhy a galaxie Sagittarius, a prozkoumat množství a rozložení neviditelné temné hmoty v obou systémech.


„Tvar dráhy trosek Sagittaria ukazuje, že neviditelná temná hmota Mléčné dráhy má kulovité rozprostření, a to je výsledek, který nečekal vůbec nikdo,“ řekl k tomu Weinberg.


„Všechny tyto postřehy nabízejí nový pohled na povahu tajemné temné hmoty,“ říká Spergel z Princetonu. „Buď je naše galaxie mimořádná, anebo má temná hmota mnohem bohatší škálu vlastností, než postulují konvenční modely.“

 



Souvislost s globálním oteplováním?

Popsané jevy jsou s nejvyšší pravděpodobností skutečným důvodem globálního oteplování. Zvýšená energetická hladina v naší oblasti Mléčné dráhy je téměř jistou příčinou toho, že naše Slunce je žhavější a vyzařuje víc energie. Účelově přehlíženou skutečností je, že rostoucí teploty jsou hlášeny prakticky na všech planetách našeho slunečního systému. Z toho vyplývá, že příčiny oteplení s největší pravděpodobností leží mimo lokální úkazy, jako jsou skleníkové plyny apod.

Tento ohromný přelom je možnou příčinou podivného náhlého ukončení nejpřesnějšího kalendáře na planetě v prosinci roku 2012. Mayské počítání času podle dosavadního algoritmu končí, protože „cejchovací bod“, průchod hvězdokupy Plejád zenitem, na němž tento obdivuhodný kalendář spočívá, jakmile se začneme vzdalovat od dříve předpověditelných pohybů, ztratí svou roli nezbytné konstanty.

Ostatní pozorované změny v našem systému

„Svatba“ či adopce naší rodné trpasličí galaxie obrovskou Mléčnou dráhou je příčinou téměř všude přítomných přesunů hladin energie. Zde jsou některé změny monitorované vědci:

* Výskyt temných skvrn na Plutu.

* Zprávy o polárních zářích na Saturnu.

* Zprávy o posunech pólů Uranu a Neptuna (magneticky spárovaných planet), a současně neočekávaný značný růst intenzity magnetosféry Uranu.

* Změna světelné intenzity a dynamiky světlé skvrny na Neptunu.

* Zdvojnásobení intenzity magnetického pole Jupitera (vůči údajům z roku 1992) a řada nových stavů a procesů pozorovaných na této planetě po sérii explozí v červenci 1994 (způsobených „kometou“ SL- 9). Jde pravděpodobně o relaxaci po srážce s „vlakem plazmoidů“, která vybudila joviánskou magnetosféru. Nadměrně se tvořící plazma se dnes uvolňuje podobně jako na Slunci, kde se po vytvoření koronálních děr vytvoří radiační pás vyzařující v decimetrovém pásmu (13,2 až 36 cm). 


V systému Jupiter - Io se projevují velké aurorální anomálie a změny proudů. Z vulkanických oblastí na Io směřuje k Jupiteru jakousí „silovou trubicí“ proud ionizovaného vodíku, kyslíku, dusíku apod., v síle miliónu ampérů. To ovlivňuje charakter magnetického procesu Jupitera a dále zintenzivňuje produkci plazmy (I.Vselennaja v „Earth and Universe“ č. 3, 1997, podle údajů NASA)

* Řada transformací v marsovské atmosféře zvýšila kvalitu jeho biosféry. Jde především o navýšení její hustoty a objemu, sílící tvorbu oblačnosti v rovníkové oblasti a neobvyklý růst koncentrace ozónu.

Satelit Mars Surveyor se při vstupu na oběžnou dráhu kolem Marsu překvapivě setkal s dvojnásobnou hustotou atmosféry než projektovali v NASA. Nečekaně předčasná „tvrdá“ konfrontace s atmosférou během brzdění byla příčinou ohnutí jednoho z držáků sluneční baterie, která se pak nemohla plně rozvinout. Tato událost zpozdila počátek plánované fotografické mise o celý rok.

* Na Měsíci je pozorována první fáze tvorby atmosféry. Měsíční sodíková atmosféra je dnes detekovatelná do vzdálenosti okolo 9000 km nad jeho povrchem. 

* Na Venuši lze pozorovat významné fyzikální, chemické i optické změny; poprvé byla detekována inverze tmavých a světlých skvrn a prudký pokles objemu sirných plynů v atmosféře.

* Změna kvality meziplanetárního prostoru ve smyslu zvýšené schopnosti přenášet energii mezi planetami a planetami a Sluncem. 


Když hovoříme o nových energetických a materiálních kvalitách meziplanetárního prostoru, musíme předně poukázat na přibývání meziplanetárních domén energetického náboje a úroveň saturace hmoty. Tato změna typického stavu meziplanetárního prostoru má dvě hlavní příčiny:

* Přísun/příliv hmoty z mezihvězdného prostoru (radiační materiál, ionizované prvky a jejich kombinace).

* Doznívání účinků aktivity 22. slunečního cyklu; obzvláště důsledků vypuzování koronální masy (CME) ve formě magnetizované sluneční plazmy.

Co to pro nás znamená?

S konečnou platností jsme z klenby elipsovité trpasličí galaxie Sagittarius sestoupili do mocného spirálového ramene v ekvatoriální rovině Mléčné dráhy.
Země i ostatní planety sluneční soustavy, pohybující se tímto prostorem, začínají plně reagovat na příliv mocnější galaktické energie a elektrogravitační dispozice Mléčné dráhy. Dostali jsme se do oblasti vyšší energie v obrovském rameni ležícím na rovníku myšleného galaktického disku. 

„Adoptuje“ nás nový silnější a mocnější systém, a proto můžeme očekávat změny na téměř všech úrovních. Ale ať už budou jakékoli, všechny jsou součástí přirozeného řádu zrození, smrti, znovuzrození a přetváření kosmu. Našich poznatků o vesmíru sice přibývá, ale tyto znalosti jsou ničím proti tomu kolik toho ještě nevíme. Takový je život.

/red/


UFOS.......NASA Footage
Duration: 9:57 Source: YouTube
 

ALTERNATIVNÍ VĚDA

 

 

 

SONOLUMINISCENCE

Hifi souprava, láhev vody a termonukleární fůze? Tato kombinace slov vyvolává jistě úsměv na tvářích mnoha lidí, ale …

Ve třicátých letech fyzikové Schultes a Frentzel působící na univerzitě v Kolíně nad Rýnem narazili na zajímavý fyzikální jev. Když působili zvukovými vlnami na nádobu s vodou, začaly se ve vodě tvořit bublinky a slabé světelné záblesky. Aniž by tehdy došlo k objasnění tohoto jevu, byly další experimenty odloženy nebo zrušeny (a nebo snad tehdejší nacistické laboratoře pokračovaly dál v objasňování tohoto jevu? s jakým úspěchem? k čemu chtěli využít tento jev?).

Aktualizace záhad sonoluminiscence spadá až do poloviny osmdesátých let. Tehdy v Los Angeles na kalifornské univerzitě působil Seth Putterman. Doslechl se (prý při obědě) o fenoménu sonoluminiscence a začal s ní experimentovat. Zjistil, že chce-li vyvolat sonoluminiscenci, je potřeba, aby na vodu působil zvukem o síle 110 decibelů. Záblesk trvá 50 pikosekund. A jak se tvoří bublinka? Zpočátku je její průměr několik mikrometrů, rychle expanduje na průměr až 50 mikrometrů. Vzhledem k tomu, že za těchto podmínek vzniká uvnitř bubliny vakuum, bublina se stane nestabilní a dojde k jejímu kolapsu. Bublina se opět smršťuje na 0,5 mikrometrů! A v tom okamžiku se uvolní světelný záblesk. Dá se říct, že čím silnější zvuk se použije, tím větší bublinka se vytvoří. Kromě viditelného záření se uvolňuje i velké množství ultrafialového záření. Zda se uvolní i záření o kratší vlnové délce nevíme, protože je absorbováno okolní vodou a nelze tudíž změřit. Výpočtem bylo zjištěno, že pro uvolnění záblesku ve spektru ultrafialového záření je potřeba, aby teplota uvnitř bublinky dosáhla hodnoty 72000OC! Této teploty ale nelze dosáhnout prostým stlačením bublinky. Určité vysvětlení podává názor, že vzrůst teploty vyvolává tzv. rázová vlna, která vzniká vzhledem k nadzvukové rychlosti kolabování bubliny. Také bylo vypočteno, že pokud by rázová vlna pronikla až do vzdálenosti 20 nanometrů od středu bublinky, frontální teplota by dosáhla 1 milion Kelvinů! A pokud by se podařilo rázovou vlnu "dohnat" až na vzdálenost 10 nanometrů od středu bublinky, došlo by k termonukleární fúzi! Rázová vlna ale začíná ztrácet stabilitu už ve vzdálenosti 100 nanometrů od středu bublinky.

A podmínky pro vyvolání sonoluminiscence? Celkem úzce specifikované. Čím je voda studenější, tím větší intenzita záblesků (snížením teploty z 30OC na 0OC - zvýšení asi 200 krát). Bublinky ve vodě vytváří v ní rozpuštěný vzduch. Experimentálně bylo zjištěno, že za sonoluminiscenci je zodpovědný argon, kterého je ve vzduchu asi 1%, a že k vyvolání sonoluministence je ho možno nahradit i heliem a xenonem. Přitom, jak se zdá,je 1% vzácných plynů obsažených ve vzduchu optimálním množstvím pro vyvolání sonoluminiscenčního jevu. Ve vzduchu, z něhož byly vzácné plyny odstraněny, se tento jev nepodařilo vyvolat.

Doufejme, že další výzkumy přinesou objasnění tohoto fascinujícího fenoménu.

  • Sonoluminiscence
  • Cesty v čase
  • Objev O.Crana
  • Mýlil se Einstein?
  • Atomová rezonance
  • Teleportace
 
UFO - VESMÍR - ZÁHADY - VĚDA administraci v 'Nastavení stránek'.