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

POZOROVÁNÍ VESMÍRU

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
Žádné komentáře
 
UFO - VESMÍR - ZÁHADY - VĚDA administraci v 'Nastavení stránek'.