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

RŮZNÉ ČLÁNKY

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