Nitro extrasolárních planet

Tým evropských astronomů, který vede T.Guillot (CNRS, Observatoire de la Cote d'Azur, Francie), uveřejnil v časopisu Astronomy & Astrophysics nové studie fyziky Pegasid, extrasolárních planet známých také jako horké Jupitery. Zjistili, že množství těžkých prvků v Pegasidách je v korelaci s metalicitou jejich mateřských hvězd. Jde o první kroky v porozumění fyzikální povaze extrasolárních planet.

Až doposud astronomové objevili 188 extrasolárních planet, mezi kterými je 10, které jsou známy jako "transitující planety". Tyto planety prochází mezi jejich hvězdou a námi při každém svém oběhu. Díky technickým omezením mohou být takto objeveny jen dostatečně velké planety obíhající blízko svých mateřských hvězd a proto je známe také jako "horké Jupitery" nebo Pegasidy. Deset těchto doposud známých planet má hmotnost od 110 do 430 hmot Země. Pro srovnání, Jupiter s 318 hmotami Země je nejtěžší planetou naší sluneční soustavy.

Ačkoliv jsou vzácné, jsou tranzitující planety také klíčem k porozumění vzniku planet, protože jsou jediné, pro které mohou být určeny obě veličiny - hmota i velikost. V zásadě takto získaná hustota může vést i k odhadu jejich celkového složení nebo struktury. Situace je o to obtížnější, že naše znalosti o chování hmoty za vysokých tlaků jsou relativně malé. Při tom tlak v nitrech obřích planet je více než milionkrát vyšší než tlak vzduchu na povrchu Země. Z devíti, do dubna 2006, známých tranzitujících planet, bylo jen u té nejméně hmotné, spolehlivě určeno její složení. Ukazuje se, že má jádro tvořené těžkými prvky s hmotou asi 70 krát přesahující hmotnost Země a atmosféru z vodíku a hélia o hmotností okolo 40 hmot Země. U zbývajících osmi planet bylo u šesti zjištěno, že jsou většinou tvořeny vodíkem a heliem, stejně jako Jupiter a Saturn, ale hmota jejich jádra nemohla být určena. U posledních dvou planet pak bylo zjištěno, že jsou příliš velké na to, aby mohly být vysvětleny a popsány jednoduchými modely.

Guillot se svým týmem přišel na to, že devět transitujících extrasolárních planet má stejnorodé vlastnosti, s hmotností jádra v rozsahu od 0, tedy žádné nebo malé jádro, až po jádro o hmotnosti okolo 100 hmot Země, které obklopuje obálka z vodíku a helia. Některé z Pegasid by proto měly obsahovat větší množství těžkých prvků než se dříve očekávalo. Při porovnání hmotnosti těžkých prvků v Pegasidách s obsahem kovů v jejich mateřských hvězdách našli vědci existující korelaci s planetami zrozenými kolem hvězd, které jsou na kov bohaté podobně jako naše Slunce a které mají malé jádro, zatímco planety obíhající okolo hvězd, které obsahují dva až třikrát více kovů než Slunce měly mnohem větší jádra (na obrázku). Výsledky studie Guillotova týmu budou zveřejněny v časopise Astronomy & Astrophysics.

Modely formování planet selhaly v předpovědích obsahu velkých množství těžkých prvků u tak mnoha planet, to znamená jediné. Tyto modely potřebují přepracovat. Ovšem naznačená korelace mezi složením hvězdy a jejích planet musí být ještě potvrzena dalšími objevy tranzitujících planet. Takto je Guillotova práce prvním krokem při studiu fyzikální povahy extrasolárních planet a jejich vzniku. Mohla by však vysvětlovat, proč je tak obtížné najít tranzitující planety.

Protože nejvíce Pegasid má relativně velká jádra, jsou mnohem menší než se dříve očekávalo a je tedy i těžší přechod takové planety před hvězdou rozeznat. V každém případě, je to velmi slibné zjištění pro evropskou misi COROT (Convection Rotation and planetary Transits) , která bude vypuštěna letos v říjnu z kosmodromu Bajkonur a která by měla pomocí menšího dalekohledu objevit a určit charakteristiku desítek tranzitujících planet, včetně menších planet a planet obíhajících příliš daleko okolo svých hvězd, než aby mohly být objeveny ze Země.

A co desátá tranzitující planeta? U XO-1b objevené jen nedávno (článek z 22. května) bylo rovněž zjištěno, že se jedná o abnormálně velkou planetu obíhající hvězdu o podobném obsahu kovů jako má Slunce. Podle modelů to znamená, že má velmi malé jádro a tak tento nový objev posiluje navrhovanou korelaci obsahu kovů mezi hvězdou a planetou.

Zdroj: Astronomy & Astrophysics a physorg.com

CARMA bude pořizovat v milimetrovém pásmu téměř stejně tak ostré obrazy jako Hubbleův teleskop

Combined Array for Research in Millimeter-Wave Astronomy (Kombinovaná anténní soustava pro výzkum astronomie milimetrových vln), tedy zkráceně CARMA, společné zařízení Kalifornského technologického institutu, Kalifornské univerzity v Berkeley, Marylandské univerzity a Illinoiské univerzity, vzniklo přesunem šesti 10,4 metrových radioteleskopů (OVRO) z radiové observatoře Caltechu v Owens Valley a devíti 6,1 metrových radioteleskopů (BIMA) ze společného anténního pole univerzit Berkeley, Illinois a Maryland, do nového umístění v Cedar Flat v Inyo Mountains blízko Bishopu v Kalifornii. Tam byly mezi zářím 2004 až červencem 2005 opět sestaveny tak, že ve čtyřech různých kombinacích mohou být antény od sebe vzdáleny od 8 až do 2.000 metrů. Celková plocha antén dosahuje 772 m2 a při největším rozestupu teleskopů dosahuje nejlepšího úhlového rozlišení 0,1", na vlně 230 GHz.

Státní vědecká nadace (NSF) podporovala obě dřívější anténní pole už od jejich začátku a nyní bude podporovat i činnost CARMA.

Nové umístění radioteleskopů CARMA v suchém pouštním ovzduší Cedar Flat, ve výšce přes 2.200 metrů, to je dvakrát víc u předchozího umístění, dává kombinaci těchto patnácti teleskopů vynikající citlivost. Toto pole radioteleskopů bude v rozsahu milimetrových vln produkovat obrazy, které budou co do rozlišení srovnatelné s optickými obrazy Hubbleova kosmického dalekohledu.

"CARMA bude dělat velkou vědu v mnoha odlišných oblastech," říká Richard Barvainis, vedoucí programový pracovník NFS, který se o projekt stará. Mezi jeho vědeckými cíly tohoto pole antén je studium chladného molekulového plynu, ze kterého vznikají hvězdy a kterým se krmí i masivní černé díry, disky z plynu a prachu, ze kterých mohou jednoho dne vzniknout planety kolem nově se rodících hvězd, mezihvězdné mraky, ve kterých se mohou tvořit molekulové základy stavebnice života, i fluktuace v záření kosmického mikrovlnného pozadí, jako základu k rozluštění původu a vývoje ranného vesmíru.  A R.Barvainis dodává, že CARMA bude důležitým přístrojem i jako jako průzkumník pro jiný podobný přístroj, ALMA, tedy Atacama Large Millimeter Array, pole radioteleskopů, které se staví v poušti Atacama, vysoko v Chilských Andách. ALMA má být dokončen v roce 2012 a rozlišení tohoto pole radioteleskopů má být dokonce desetkrát lepší než optické rozlišení Hubbla.

Zkušební provoz zařízení probíhal v zimě 2005/2006 a právě teď začíná CARMA s pozorováním. Slavnostní zahájení provozu a den otevřených dveří proběhly 6. května 2006, kdy si vědci i veřejnost mohli stavbu prohlédnout. A jak nepoměli organizátoři podotknout, "Hamburgery, Hot dogy a nápoje zdarma".

Podle: CARMA, National Science Foundation a newnaterials.com

Ozón - dobré zprávy i záhady

Myslete si, že ozonová vrstva je jako sluneční brýle, které chrání život na povrchu Země proti škodlivému ultrafialovému záření ze Slunce. To může způsobit rakovinu kůže nebo další choroby.

Lidé měli pochopitelně strach, když v 80tých letech minulého století vědci zpozorovali, že freony (chlorofluorouhlovodíky - CFC) a jiné umělé chemikálie v atmosféře ozónovou vrstvu ničí. Za nebývalé politické aktivity vlád byla pod záštitou OSN v březnu 1985 přijata tzv. Vídeňská úmluva o ochraně ozónové vrstvy a v roce 1987 pak byl přijat tzv. Montrealský protokol o látkách, které poškozují ozónovou vrstvu.

Dnes, o téměř 20 let později, pokračují zprávy o velkých ozónových dírách nad Antarktidou, které dovolující nebezpečným UV paprskům pronikat skrz atmosféru až k zemskému povrchu. Opravdu, ozónová díra byla v roce 2005 jednou z největších v historii, když pokrývala oblast o rozloze 24 milionů čtverečních kilometrů, tedy prostor téměř o velikosti Severní Ameriky.

Při poslechu těchto zpráv, by se dalo předpokládat, že pro ochranu ovzduší toho nebylo vykonáno mnoho. Byl by to ale omyl.

Zatímco se ozónová díra nad Antarktidou zvětšuje, stav ozonové vrstvy kolem zbytku planety se, jak se zdá, zlepšuje. Za posledních 9 let zůstala celosvětově na zhruba stejné úrovni a zastavil se tak pomalý pokles zpozorovaný v 80tých letech.

Otázkou je proč?  Je za to odpovědný Montrealský protokol?  Nebo v tom funguje nějaký další proces?

Jde o komplikovanou otázku. Freony nejsou tím jediným, co může ovlivňovat ozonovou vrstvu. Jde i o aktivitu Slunce, vulkány a svoji roli v tom hraje také počasí. Ultrafialové paprsky ze Slunce ozonovou vrstvu posilují, zatímco plyny obsahující síru, které vycházejí z některých vulkánů ji mohou oslabovat. Studený vzduch ve stratosféře ji pak může buď oslabit nebo posílit a to v závislosti na nadmořské výšce a zeměpisné šířce. Tyto i jiné procesy jsou zachyceny ve zprávě publikované v květnovém vydání časopisu Nature pod názvem "Pátrání po známkách zotavení ozonové vrstvy" od Elisabeth Westhead a Signe Andersen.

Roztřídění příčin a následků je obtížné, ale skupina výzkumníků z NASA a několika univerzit v tom možná dosáhla určitého pokroku. Jejich nová studie, nazvaná "Atributy obnovy ozonu v nízké stratosféře," byla právě přijata pro publikaci v Journal of Geophysical Research. Závěrem studie je, že jen asi polovinu nedávného trendu zastavení úbytku ozónu a stabilizace jeho množství má na svědomí snížení produkce CFC.

Vedoucí autorského týmu Eun-Su Yang z Georgia Institute of Technology vysvětluje. "Měřili jsme koncentrace ozonu v různých nadmořských výškách za použití družic, balonů i přístrojů na povrchu. Pak jsme srovnávali naše měření s počítačovými předpověďmi obnovy ozónu, vypočítaných ze skutečných naměřených snížení CFC."  Tyto výpočty vzaly v potaz i známé chování Slunce s jeho cyklickými změnami aktivity, s vrcholem slunečního cyklu v roce 2001, sezónních změn v ozonová vrstvě a Quasi-Biennial oscilací, typu stratosférického větrného proudění, které významně ovlivňuje stav ovzduší.

To co výzkumníci našli je obojího druhu. Jde tedy o dobré zprávy i zatím neobjasněné záhady.

Dobrou zprávou je, že v horních vrstvách stratosféry, ve výškách nad asi 18 km, může být obnova ozónu téměř zcela vysvětlena snížením produkce freonů.  "Tam nahoře Montrealský protokol, jak se zdá, funguje," říká spoluautor studie Mike Newchurch z Global Hydrology and Climate Center v Huntsville v Alabamě.  Záhadou ale zůstává, proč se v nižší stratosféře, ve výškách mezi 10 a 18 km, ovzduší obnovilo ještě lépe, než by odpovídalo změnám ve vypouštění freonů.  V těchto nadmořských výškách musí působit ještě něco jiného. To "něco jiného" by mohly být atmosférické větrné vzory. "Větry roznášejí ozón od rovníku, kde vzniká, do vyšších zeměpisných šířek, kde se rozkládá a zaniká. Změna v proudění větrů ovlivňuje rovnováhu ozónu a to by mohlo posílit jeho obnovu ve výškách pod 18 km," říká Newchurch.  Toto vysvětlení, jak se zdá, nabízí zatím nejlepší shodu s počítačovým modelem Yanga a ostatních. Konečné rozhodnutí je ještě daleko, nicméně další zdroje přirozené nebo umělé variablity mohou prokázat co způsobuje zlepšení stavu ozónu v nižších stratosférických výškách.

Ať je vysvětlení jakékoliv, pokud bude trend pokračovat, globální ozonová vrstva by se měla obnovit na stav roku 1980 někdy mezi roky 2030 až 2070. A do té doby by se mohla uzavřít dokonce i antarktická ozónová díra.

Podle: Science@NASA

Jupiter ve 3D Zajímavý a přitom jednoduchý postup použil australský astronom Dennis Simmons z Brisbane, když pomocí svého 23 cm dalekohledu fotografoval Jupiter. Není k tomu potřeba mnoho. Stačí s odstupem 10 mnut pořídit dva prakticky totožné snímky, sestavit je do jednoho záběru. A pak už se jen upřeně dívejte doprostřed mezi oba obrazy a trošku při tom šilhejte (zkřižte oči).  Za okamžik vám ze dvou samostatných obrazů vyskočí Jupiter s měsícem a jeho stínem do prostoru a vy uvidíte stereoskopický, 3D obrázek. Jednoduché a efektní.  Pro lepší požitek si obrázek zvětšete.

27.května 2006

28.května 2006

NOVÁ SLUNEČNÍ SKVRNA Nová sluneční skvrna, číslo 889, se zrodila přímo před očima pozorovatelů a rychle roste blízko středu slunečného disku. Do současné velikosti, přibližně rovné velikosti Země,  vyrostla za méně než 24 hodin. Po jednom dni vývoje je ještě malá, alespoň podle slunečních standardů, a  nepředstavuje žádnou hrozbu sluneční erupce.

Cíl - noční svítící mraky

S blížícím se slunovratem se jako každoročně začínají pozorovatelům připomínat nejvyšší a nejzáhadnější mraky na Zemi. Letošní rok může být při odhalování jejich záhad velmi důležitý. Na 26.září tohoto roku totiž NASA plánuje vypustit umělou družici Země, která by měla tyto mraky sledovat a studovat je po dobu nejméně šesti let.

Noctilucent clouds, neboli noční svítící oblaky (NLC), jsou pozorovatelné jako tenké skupiny světlých mraků na temné obloze, ve výškách okolo 80 km nad povrchem. (vlevo)

Podle nedávných záznamů jejich pozorování se však zdá, že se stávají jasnější, častější a jsou k vidění i v nižších zeměpisných šířkách, než bylo dříve obvyklé. Vědci to zatím nemohou říct najisto, ale mají podezření, že je to právě lidská činnost, která mění podmínky panující v mezosféře, kde se tyto mraky tvoří.

"Noční svítící oblaky poprvé pozoroval v roce 1885 britský amatérský astronom Robert Lesli," vysvětluje James Russell z Hampton University ve Virginii, USA. "Jsou velmi krásné. Mají zvláštní tvary skupin a vln, které tvoří téměř na samém okraji kosmického prostoru."

Russell je vedoucím výzkumným pracovníkem mise AIM (Aeronomy of Ice in the Mesosphere), kosmického plavidla, které bude z výšky 600 km provádět detailní studium mraků. Netradiční satelit o váze 195 kg (vpravo) bude do kosmu vypuštěn také netradičně, na špici rakety Pegasus startující zpod křídla letadla.

AIM ponese tři přístroje, které budou zjišťovat jaké podmínky jsou potřebné k tomu, aby vznikly mraky, tedy teplotu, přítomnost vodní páry a malých částic prachu kolem kterých může voda zkondenzovat a zmrznout, aby vytvořila dokonalé krystalky.

Vědci si myslí, že většina prachu přichází nikoliv zdola, od povrchu, ale shora, z kosmu. Pro prach z dolních vrstev atmosféry by to bylo nesmírně obtížné dostat se tak vysoko, zatímco o meteorickém prachu je známo, že dopadá téměř neustále na celou planetu z kosmu. Pokud tento prach může zůstat po rozumnou dobu stabilní, pak bude nutné hledat vysvětlení pro pozorované změny ve výskytu a vlastnostech mraků, v teplotě a v datech o vodě a ledu.

Mezosféra je velmi studená, pod -125°C, ale výzkumníci tvrdí, že se stává dokonce ještě chladnější. Kysličník uhličitý (CO2) dodaný do atmosféry lidskými aktivitami zahřívá vzduch blízko zemského povrchu a to má opačný účinek na střední a horní atmosféru, která vyzařuje do kosmu teplo mnohem efektivněji.

"Navíc se k CO2 v atmosféře zvětšuje i množství metanu," dodává Dr.Russell. "Jakmile se metan dostane do vysokých vrstev atmosféry, sluneční světlo rozbije jeho molekuly a tak vznikne voda, která je dalším zdrojem vodní páry navíc k té, která stoupá zdola.

"To všechno jsou pravděpodobné příčiny změn, které pozorujeme. Naše mise bude sbírat data, která mohou být použita v matematických modelech napomáhajících dát do souladu teorii s reálnou skutečností."

Podle: nightskyobserver.com

Družice SOHO i nadále povede flotilu slunečních observatoří

Zajištění dalšího financování dovolí prodloužit a rozšířit misi ESA - SOHO o několik let a dovolí jí tak působit spolu s dalšími orbitálními observatořemi, jejichž vypuštění se plánuje na období příštích pár let.

Od doby, co byla družice Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) dne 2. prosince 1995 vypuštěna, poskytuje do té doby nevídané pohledy na Slunce a to nejen na stranu přivrácenou směrem k Zemi. Dva vědecké týmy pro ni vyvinuly techniky, které dokáží vytvořit  pohled i na odvrácenou stranu Slunce. Schválení dalšího financování pak dovolí této misi fungovat až do prosince 2009 a nejen do dubna 2007. Přesto, že je SOHO v kosmu již déle než 10 let, stále bez problémů pracuje, monitoruje aktivitu Slunce a dovoluje vědcům nahlédnout dovnitř Slunce pomocí detekce seizmických vln, které prochází přes povrch naší nejbližší hvězdy.

Data z této sluneční observatoře doposud použilo více než 2300 vědců ve 2400 vědeckých pojednáních. Jen během posledních dvou let  byla denně publikována alespoň jedna práce vycházející z dat shromážděných právě družicí SOHO.

"Prodloužení mise dovolí SOHO upevnit jeho pozici jako nejdůležitějšího kosmického plavidla v historii sluneční fyziky," říká Bernhard Fleck, vědecký pracovník projektu SOHO. "Je ještě hodně cenné práce, kterou může toto kosmické plavidlo ještě udělat."

Během příštích dvou let, se k SOHO v kosmu připojí pět dalších, nových slunečních observatoří. Ve dvou z nich je zapojena i ESA.

Japonská Aerospace Exploration Agency (ISAS/JAXA) postavila družici Solar B, kterou vypustí koncem tohoto roku. ESA bude zapojena poskytnutím pozemní sledovací stanice ve Svalbard v Norsku a to výměnou za přístup k datům.

Příští rok pak ESA sama vypustí vzorovou technologickou družici Proba-2, která ponese i přístroje k pozorování Slunce. Důležitým bude zejména doplňkový přístroj k SOHO EIT kameře (EIT - Extreme ultraviolet Imaging Telescope). Zatímco EIT se zaměřuje na původ a úvodní části slunečních erupcí, kamera družice Proba-2 bude schopná sledovat erupce i dále do kosmu.

NASA pak plánuje vypustit dvojici družic STEREO, také ještě koncem tohoto roku, a další družici - Solar Dynamics Orbiter plánuje vypustit v roce 2008. I přes dlouhou dobu od návrhu, sestrojení a vypuštění mise SOHO ji tyto novější sluneční družice zahrnou mezi sebe jako klíčového člena týmu. SOHO totiž poskytne třeba kritický třetí pohled na Slunce, který napomůže analýze pozorování družic STEREO. Také koronograf SOHO zůstane ještě dlouho jedinečným a nenahraditelným přístrojem. Je totiž schopen odstínit záři Slunce tak, že lze studovat i jeho jemnou vnější atmosféru.

"Od příštího roku budeme mít k dispozici flotilu kosmických plavidel studujících Slunce," říká Hermann Opgenoorth, vedoucí oddělení ESA pro mise zkoumajících sluneční soustavu.  Půjde o základ nového programu International Living With Star (ILWS), programu mezinárodní spolupráce vědců věnovaný dlouhodobému studiu Slunce a jeho účinků na Zemi a další planety sluneční soustavy. ILWS možná nakonec vyvrcholí vypuštěním pokročilé družice ESA, pojmenované Solar Orbiter a to někdy kolem roku 2015. Tato družice je navržena k tomu, aby se pohybovala nedaleko Slunce a získávala tak blízké záběry energetických procesů probíhajících v srdci naší sluneční soustavy.

Zdroj: Evropská kosmická agentura

Když trpaslíci dali přednost obrům

První galaxie ve vesmíru byly malé, asi 10.000 krát méně hmotné než dnešní Mléčná dráha. Před miliardami let ale tyto "miniaturní"  pece tvořily velké množství horkých a hmotných hvězd. Postupem času však právě tím zasely semeno svého vlastního zániku - zaplavily vesmír intenzivním ultrafialovým zářením.  V souladu s teorií to ale bylo právě toto intenzivní ultrafialové záření, které ukončilo další vznik a vývoj prvotních galaxií. Důvody byly hned dva - ionizace a ohřátí okolního vodíkového plynu.  Tolik pravila teorie, kterou nyní astronomové Stuart Wyithe (University of Melbourne) a Avi Loeb (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)  podpořili prvním přímým důkazem.

Wyithe a Loeb prokázali, že v mladém vesmíru, jen miliardu let starém, už dominovalo spíše menší množství větších galaxií, než velké množství galaxií menších. Konec vzniku malých galaxii tak nastalo v podstatě jen několik set milionů let po velkém třesku .

"První zakrnělé galaxie sabotovaly svůj vlastní růst i růst svých sourozenců," říká Loeb. "To se sice teoreticky očekávalo, ale my jsme našli první pozorovatelný důkaz samodestruktivního chování ranných galaxií."

Před téměř 14 miliardami let naplnil Velký třesk vesmír horkou hmotou ve formě elektronů a vodíkových a heliových iontů.  Jak se vesmír rozpínal a ochlazoval, elektrony a ionty se spojovaly a tvořily neutrální atomy. Tyto atomy efektivně pohlcovaly světlo a celý vesmír se tak ponořil do neprostupné temné mlhy.  Astronomové proto tuto éru nazvali "temný středověk (Dark Ages)."

Hned první generace hvězd začaly tuto mlhu rozpouštět a zaplavovaly vesmír intenzivním ultrafialovým zářením.  Ultrafialové záření pak štěpilo atomy do negativně nabitých elektronů a pozitivně nabitých iontů v procesu, kterému se říká ionizace. Po Velkém třesku se tedy napřed vytvořil ionizovaný vesmír, který se později stal neutrálním, aby se za nějaký čas stal opět ionizovaným, díky UV záření. Této druhé fázi ionizace vesmíru hvězdami se říká "období reionizace." A všechno toto se stalo jen v několika prvních stovkách milionů let existence vesmíru.

"Chceme studovat tuto dobu, protože to je to období, kdy se prvotní polévka změnila na bohaté ZOO objektů, které nyní vidíme kolem," řekl o svém výzkumu Loeb.

Během tohoto klíčového období historie vesmíru se ale plyn nejen ionizoval, ale také ohříval. Zatímco chladný plyn se snadno hromadí a společně pak vytváří hvězdy a galaxie, horký plyn se tomu přirozeně vzpírá. Čím teplejší plyn, tím více hmotný musí být zárodek galaxie, aby k sobě přitáhl dostatek hmoty z okolí a stal se regulérní galaxií.  Před obdobím reionizace tak mohly díky tomu snadno vznikat malé galaxie obsahujících jen asi 100 milionů hmot Slunce. Po období reionizace však už vznik galaxie vyžadoval shromáždění více než 10 miliard hmot Slunce a vznikaly tak už jen galaxie podstatně větší.

Pro určení typické hmotnosti galaxie té doby, Wyithe a Loeb studovali světlo kvasarů, silných zdrojů světla viditelných na obrovské vzdálenosti. Světlo z nejvzdálenějších známých kvasarů k nám přichází až ze vzdálenosti téměř 13 miliard světelných roků, tedy z období, kdy vesmír sám byl stár jen zlomek svého současného věku.  Světlo kvasarů je po své cestě k nám pohlcováno mraky vodíku spojeného s rannými galaxiemi a ve svém spektru prozrazuje vše, co se s ním po cestě stalo.

Porovnáním spekter různých kvasarů z odlišných směrů, Wyithe s Loebem určili typickou velikost galaxie v ranném vesmíru. Existence menšího množství větších galaxií vede k větším změnám v absorpci světla pozorovaného podél různých zorných paprsků než v opačném případě, tedy existenci velkého množství malých galaxií.  Statisticky řečeno, velké variace spekter byly přesně to co, Wyithe s Loebem našli.

Wyithe vysvětlujete princip jejich metody takto.  "Pro představte si, že jste v místnosti s lidmi, kteří všichni nestále mluví. Pokud je v místnosti jen málo lidí, pak šum zvukového pozadí je v některých částech místnosti hlasitější než v ostatních. Pokud je ale místnost lidmi přecpaná, pak je šum pozadí stále stejný a to všude a po celé místnosti. Skutečnost, že vidíme ve světle kvasarů fluktuace naznačuje, že ranný vesmír byl více podobný té poloprázdné, než té přecpané místnosti."

Astronomové doufají, že potlačení vzniku zakrnělých galaxií potvrdí také použitím další generace teleskopů.  Mělo by se jednat jak o radioteleskopy, které mohou v těchto obrovských vzdálenostech detekovat vodík, tak o infračervené teleskopy, které mohou přímo zobrazovat mladé galaxie. Během příští dekády by pak, díky použití těchto nových nástrojů, měli osvětlit i "temný středověk" vesmíru.

Výsledky tohoto výzkumu byly zveřejněny 18. května 2006 v časopise NATURE.

Podle CfA Press Release

Gravitační čočka s pětinásobným obrazem kvasaru

Hubbleův kosmický teleskop zachytil poprvé obraz vzdáleného kvasaru zesíleného a rozloženého efektem gravitační čočky do pěti dílčích obrazů. Navíc jsou zde zachyceny gravitační čočkou zobrazené galaxie a dokonce i supernova.

Nejunikátnější na tomto snímku (obr. vlevo, lze zvětšit) je skupina pěti obrazů kvasaru vytvořená procesem gravitační čočky, kterou tvoří v tomto případě celý shluk galaxií. Ten ohýbá a zesiluje světlo z kvasaru, ležícího daleko za tímto shlukem.

Ačkoliv již dříve byly známy i další několikanásobné obrazy kvasarů, tento nově pozorovaný "pětinásobný kvasar" je jediným případem, ve kterém je vícenásobný obraz dílem celého shluku galaxií fungujícího jako gravitační čočka.

Kvasar na pozadí je velmi jasné jádro galaxie. To obsahuje černou dírou pohlcující okolní plyn a prach a vytvářející díky tomu obrovský výtrysk světla. Když světlo kvasaru prochází kolem gravitačního pole shluku galaxií, který leží mezi námi a kvasarem, světlo je ohnuto takovým způsobem, že vytváří pět oddělených obrazů objektu obklopujících střed sluku. Pátý obraz kvasaru je při tom zobrazen vpravo od středu shluku. Kromě toho tento shluk vytváří také spleť obrazů dalších vzdálených galaxií gravitační čočkou uspořádaných do oblouku.

Shluk galaxií vytvářejících gravitační čočku je znám pod označením SDSS J1004+4112 a byl objevený jako součást automatizované přehlídky oblohy Sloan Digital Sky Survey. Jde o jeden z nejvzdálenějších shluků galaxií, který známe. Vzdálen je sedm miliard světelných roků, redshift z=0.68, a pozorujeme jej tedy ve věku, kdy vesmír měl jen polovinu svého současného věku.

Efekt gravitační čočky nastává díky extrémně koncentrované hmotě, kterou mohou být jádra galaxií nebo galaktické shluky. Jejich silná přitažlivost zvlní prostor, který je obklopuje a světlo letící přes takto deformovaný prostor mění svůj směr. Vícenásobné obrazy vzdáleného světelného zdroje pak můžeme pozorovat v případě, že světlo v takovémto pokřiveném prostoru prolétá po různých drahách. (obr. vpravo, lze zvětšit)

Gravitační čočky vytváří lichý počet různě jasných obrazů, přičemž jeden z nich je obvykle velmi slabý a leží hluboko uvnitř světla objektu vytvářejícího samotnou gravitační čočku. Z předchozích pozorování SDSS J1004+4112 byly známy čtyři obrazy kvasaru, ovšem Hubblovo ostré zobrazení a velké zvětšení našlo pátý obraz dost daleko od jádra zobrazené centrální galaxie a tak jej učinilo viditelným.

Galaxie ve které se kvasar na pozadí nachází leží ve vzdálenosti asi 10 miliard světelných roků, redshift z=1.74. Hostitelská galaxie kvasaru je na snímku zobrazena se slabým červeným obloukem. Jde o nejvíce zvětšený obraz hostitelské galaxie kvasaru jaký kdy astronomové viděli.

Na snímku je také velké množství protažených obločků, které jsou vzdálenými galaxiemi ležícími za shlukem, přičemž každá z nich je rozdělena na více deformovaných obrazů. Nejvzdálenější identifikované a doposud potvrzené galaxie jsou vzdáleny až 12 miliard světelných roků, redshift z=3,33, s jsou tedy staré jen 1,8 miliardy roků po Velkém třesku ve kterém vznikl vesmír.

Porovnáním tohoto obrazu se snímkem shluku získaného Hubbleovým teleskopem před rokem, byla objevena i jiná vzácná událost. Jse o supernovu, která vybuchla v jedné ze skupin galaxií. Tato supernova explodovala před sedmi miliardami let a tak data získaná společně s ostatními pozorováními supernov, mohou být použita k rekonstrukci procesů při nichž byl vesmír, díky těmto explozím, obohacen o těžké prvky.

Podle: Spacetelescope a Innovations report 

První obrázky z mise mapující vesmír

Ambiciózní mise Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA), která má vytvořit novou mapu vesmíru ve vysokém rozlišení, úspěšně vrátila zpět k Zemi první snímky, kterými jsou britští členové výzkumného týmu doslova nadšeni. Mise AKARI (dříve ASTRO-F) je infračervený vesmírný teleskop pro celooblohovou přehlídku s mnohem ostřejšími obrazy a mnohem vyšší citlivosti než měla první infračervená astronomická družice v roce 1983. AKARI zanechá velké dědictví pro budoucnost astronomie. Většina světla, které kdy bylo ve vesmíru vyzářeno, byla vydána v infračervené části spektra a tak množství objektů, které lze studovat tímto průzkumem je obrovské.

Na tiskové konferenci 22. května uvolnila JAXA velkolepé infračervené obrazy z mlhoviny IC 4954, které ukazují zrod hvězd v jejich kolébce. "Tyto první obrazy jsou extrémně slibné," řekl Dr. Stephen Serjeant, docent astrofyziky na Open University. "Krásně jemnou strukturu mlhoviny nebylo možné vůbec srovnat s předchozí družicí, Infra Red Astronomical Satellite (IRAS). AKARI může vykonat mnoho věci, které nedokáže žádný jiný teleskop na Zemi nebo v kosmu."

Glenn White, profesor astronomie na Open University k tomu dodává. "Mise AKARI obnoví náš pohled na vesmír v infračervených vlnových délkách. Dosahuje mnohem ostřejších obrazů díky zlepšenému a vyššímu rozlišení a citlivosti než jaká byla dříve dostupná. Nové přístrojové vybavení nabízí možnost zkoumat místa kde se rodí hvězdy,  které jsou normálně pro jiné dalekohledy zakryté prachem, vznik a vývoj planetárních systémů a sledovat zárodky galaxií na okraji pozorovatelného vesmíru. Historie nám říká, že podobný krok vpřed ve výkonu takového přístroje nejspíše odhalí neočekávané a nové úkazy nebo třídy objektů, které mohou pomoci předefinovat naše porozumění vesmíru." 

Velká síla mise AKARI je v tom, že jde o celooblohový průzkum v daleké infračervené oblasti se zlepšenou citlivostí a velmi vysokým rozlišením ve srovnání s misí IRAS z osmdesátých let minulého století. Bude to významný krok vpřed na těchto vlnových délkách, řekl o ní profesor Michael Rowan-Robinson vedoucí astrofyzik na Imperial Colledge v Londýně.

Dr. Seb Oliver, z University of Sussex, k tomu řekl, "Dr. Savage a já jsme se právě vrátili z Japonska, kde jsme strávili vyčerpávající dobu prohlídkou prvních dat z družice Akari. Byli jsme potěšení, že všechno probíhá právě tak, jak jsme doufali a můžeme se dívat vpřed k mnoha příštím vzrušujícím výsledkům."

Dr. Chris Pearson, z Evropské vesmírné agentury (ESA) astronom v Japonském kosmickém a aeronautickém institutu (ISAS) soudí, "že jde obrovský milník pro všechny, kteří jsou s misí AKARI nějak spojeni, když nakonec vidí plody let jejich těžké práce. Tým se už nyní těší na produkci atlasů celé infračervené oblohy s takovými a ještě krásnějšími obrazy."

Na obrázku nahoře vlevo: Vlevo reflexní mlhovina IC4954 pozorovaná jedním ze dvou palubních přístrojů, blízko a středně infračervenou kamerou, vpravo tentýž objekt družicí IRAS z roku 1983. Pozorovaná vlnová délka je 9 mikronů, oblast se nachází ve vzdálenosti asi 6.000 světelných roků a má rozměr přes 10 světelných roků. Na snímku lze najít i nedávno narození jednotlivé hvězdy, které jsou obklopeny plynem a prachem a nemohou proto být pozorovány ve viditelném světle. Lze pozorovat také prachová mračna ze kterých se hvězdy zrodily.
Na obrázku vpravo: umělecký koncept observatoře AKARI v kosmu (oba snímky lze zvětšit)

Podle: PPARC

Slovenský lékař tvrdí, že sluneční erupce mohou zvýšit riziko mrtvice

Lidé mohou být ve vyšším nebezpečí mrtvic v době, kdy na vrcholí jedenáctiletý sluneční cyklus, alespoň podle slovenského neurologa, který studoval a vyhodnocoval záznamy 6.100 pacientů na Slovensku.
Dr. Michal Kováč řekl, že našel vrchol mrtvic a krvácení do mozku ve vzorku pacientů z Nových Zámků na jižním Slovensku a to v letech v letech, kdy sluneční erupce dosahují vrcholu.
Kováč ve své práci, nedávno publikované v Bratislavě v Medical Journal říká, staví na studiích, které ukazují, jak jednotlivé části lidského těla reagují na kolísání zemského geomagnetické pole způsobeného slunečními bouřemi.

Kromě toho našel také pokles počtu mrtvic mezi pacienty v době, kdy je Měsíc nejvzdálenější od Země.
"Vidíme souvztažnosti mezi lidským tělem a úkazy na Slunci a Měsíci a to dokonce i když přesně nevíme co vysvětluje toto spojení," řekl agentuře Reuters.

Koronální hromadná vyhození (CMEs), která vrcholí zhruba každých 11 lét, posílají horký sluneční plyn do okolního prostoru a také směrem k Zemi, kde způsobuje výpadky rádiového spojení, poruchy družic, spouští velkolepé polární všude a jak se věří, zmenšují navigační schopnosti holubů.  Navzdory skepticismu astronomů, si Kováč a mnozí jeho kolegové v USA a Japonsku myslí, že kolísání zemského magnetického pole způsobeného CMEs mohou narušit elektrochemické reakce, které umožňují lidskému tělu fungovat.

Svůj výzkum začal už kolem roku 1980 pozorováním jinak nevysvětlených zvýšení pacientů s mrtvicí v určité dny, týdny, měsíce a roky.
"Potřeboval bych více pacientů a kdybych mluvil s kardiology, řekli by mi stejné věci," řekl.

Sluneční erupce a koronální vyhození naposledy vrcholily v roce 2000 a 2001, řekl Kováč. "To znamená, že za další čtyři roky to začne znova," řekl s povzdechem. "Pak budeme mít znovu rušno."

Podle: Reuters a zpravodajských agentur

Astronomové objevili extrasolární planetu neobvyklými prostředky

Mezinárodní tým profesionálních a amatérských astronomů, používajících jednoduché vybavení, objevil extrasolární planetu o velikosti Jupiteru. Ta obíhá hvězdu podobnou Slunci, nalézající se ve vzdálenosti 600 světelných roků od Země směrem k souhvězdí Corona Borealis (Severní koruna). Součástí týmu, který vede Peter McCullough ze Space Telescope Science Institute v Baltimore, jsou také čtyři amatérští astronomové ze Severní Ameriky a Evropy.

Použití jednoduchých dalekohledů a produktivní spolupráce mezi profesionálními a amatérskými astronomy při pátrání po extrasolárních planetách, by mohlo urychlit hledání nových planet.

"Tento objev naznačuje, že flotila jednoduchých dalekohledů a pomoc amatérských astronomů, může při použití techniky přechodu pátrat po extrasolárních planetách mnohokrát rychleji, než tomu bylo doposud," řekl McCullough, jehož objev byl přijat pro publikaci v Astrophysical Journal.

McCullough, spolu s astronomem Havajské university Jamesem Heasleyem,  použili pro skenování oblohy při pátrání po extrasolárních planetách relativně levný dalekohled, sestavený z běžně dostupných dílů. Dalekohled, pojmenovaný XO, se skládá ze dvou 200 milimetrových fotografických objektivů, které společně připomínají velký binokulár. Přístroj je umístěn na vrcholu vulkánu Haleakala na Havaji.

"Postavit další kopii prototypu XO by stálo jen 60.000 dolarů," vysvětluje McCullough jeho jednoduchost a nízkou cenu. "Ovšem o to víc času jsme strávili vývojem software, obzvláště operačního systému a rozpoznání planety ve získaných datech."

Mcculloughův tým našel planetu pojmenovanou X0-1b, pomocí nepatrných poklesů jasu hvězdy, když před ní planeta procházela, tedy pomocí metody tranzitu (přechodu).  Světelný tok hvězdy, pojmenované XO-1, poklesne přibližně o 2%, když planeta XO-1b prochází před ní. Pozorování také odhalilo, že X0-1b obíhá po těsné, jen čtyři dny trvající oběžné dráze okolo své mateřské hvězdy.

Ačkoli astronomové objevili už více než 180 extrasolárních planet, X0-1b je teprve desátou planetou objevenou za použití metody tranzitu a druhou planetou nalezenou pomocí fotografických kamer. První takovou byla planeta TrES-1, jejíž objev byl ohlášen v roce 2004. Metoda tranzitu dovoluje astronomům určit i velikost a hmotnost planety.  Z těchto informací pak astronomové odvodí i další charakteristické rysy planety, jako je třeba její hustotu.

Existenci planety si tým potvrdil pomocí pozorování velkých dalekohledů Harlan J. Smith Telescope a Hobby-Eberly Telescope na McDonaldově observatoři v Texasu. Pomocí nich změřili nepatrné kolísání mateřské hvězdy vyvolané planetou. Tato metoda,  měření radiálních rychlostí, dovolila vypočítat přesnou hmotnost planety, která je o něco menší než ta Jupiterova (asi 0,9 Jupitera).  Planeta je však mnohem větší, než by tato hmotnost naznačovala.

"Z planet, které prochází před jejich hvězdami, je XO-1b, pokud víme, nejvíce podobná Jupiteru a hvězda XO-1 je hodně podobná našemu Slunci," řekl McCullough, ačkoli rychle přidal, "že XO-1b je ale mnohem blíž jeho hvězdě, než Jupiter Slunci."

Použitá technika relativně levných teleskopů hledajících "zatmění" hvězd planetami, které kolem nich obíhají předpokládá, že tyto planety musí být dostatečně velké na to, aby vytvořily měřitelný pokles svitu hvězdy.

McCulloughova technika zjištění planety předpokládá co nejčastější pozorování noční oblohy dalekohledem XO na Havaji, aby mohli zaznamenat jas pozorovaných hvězd. Počítačový program se pak každé dva měsíce probere daty získanými o  mnoha tisících hvězd a hledá malé poklesy jasu hvězd, znamenající možný tranzit planety. Počítač v nich najde několik set možností. Z těchto kandidátů, McCullough a jeho tým nakonec vyberou několik tuctů nejslibnějších, které poskytnou členům týmu k podrobnějšímu a pečlivějšímu sledování.

Planeta je prvním objevem v McCulloughově tříletém pátrání po přechodových extrasolárních planetách.  Hledání planet je podporováno grantem z NASA.

V období od září 2003 do září 2005, dalekohled XO pozoroval desítky tisíc jasných hvězd. V tomtéž čase tým spolupracovníků studoval několik tuctů slibných kandidátů identifikovaných McCulloughem. Hvězda X0-1 byla jako slibný kandidát vybrána v červnu 2005. Amatérští astronomové, kteří ji pozorovali v červnu a červenci 2005 potvrdili, že objekt velikosti planety hvězdu skutečně zatemňuje. Mccullough se proto obrátil na McDonaldovu observatoř v Texasu, aby ověřila, že jde planetu a zjistila její hmotnost. Nejnovější zprávy o pozorování dostal Mccullough z McDonaldovy observatoře 16.února 2006, od přítele a kolegy z Rice univerzity Chrise Johns-Krulla.

"Byl to báječný pocit, protože tým pracoval tři roky, aby našel tuto jedinou planetu," komentoval zprávu McCullough. "Objev reprezentuje jen několik bajtů z téměř celého terabajtu dat, to je jako bychom  zkoušeli destilovat zlato z mořské vody."
Objev má pro McCullougha také zvláštní rodinný význam. "Učitelem mého otce byl Harlan J. Smith, muž jehož ambice a tvrdá práce stvořila teleskop, kterým jsme získali ověřující data."

McCullough věří, že nově nalezená planeta je perfektním kandidátem na studium Hubbleovým a Spitzerovým vesmírným teleskopem. Hubble může změřit přesně vzdálenost hvězdy a velikost planety. Spitzer pak může pozorovat skutečné infračervené záření planety. Časováním mizení planety za hvězdou, pak Spitzer také může změřit "eliptičnost" nebo "neokrouhlost" oběžné dráhy planety. Pokud je totiž oběžná dráha eliptická, pak proměnlivost gravitační síly by měla za následek dodatečné teplo vznikající v planetě, které by rozpínalo její atmosféru a tak možná vysvětlit, proč je průměr objektu vetší než by odpovídalo jeho vypočítané hmotě.

Snímky a další informace na:
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/22/full/ 
http://mcdonaldobservatory.org/news/
http://media.rice.edu/media/Default.asp
http://www.bu.edu/phpbin/news/releases/browse.php
http://www.ifa.hawaii.edu/info/press-releases/extrasolar_planet/
http://www.spacedaily.com/reports/Astronomers_Catch_Planet_By_Unusual_Means.html

Jak velké je skutečně velké?

Od roku 1970 astronomové objevovali trojrozměrné struktury v rozložení galaxií na největších stupnicích kosmických rozměrů, při vzdálenostech až stovek milionů světelných roků. Nyní vědci okolo robotizované digitální přehlídky oblohy - Sloan Digital Sky Survey (SDSS II) uveřejnili svá první měření galaktických struktur ve vzdálenostech přesahujících miliardu světelných roků.

Trojrozměrná mapa byla sestavena na základě pozorování více než 600.000 galaxií na ploše asi jedné desetiny oblohy, které jsou zaznamenány v datových skladech SDSS-II. Rozsah prozkoumaného prostoru lze připodobnit ke krychli o hraně 5,3 miliard světelných roků, řekl vedoucí týmu autorů Nikhil Padmanabhan z univerzity v Princetonu. Představuje to jednu třetinu cesty k okraji pozorovatelného vesmíru a my měříme struktury, které se rozkládají na významné části této vzdálenosti.  Struktura vesmíru na stupnici takového rozsahu byla předtím měřena jen díky přirozenému kosmickému mikrovlnnému pozadí, chladnému záření, které zbylo po velkém třesku a které k Zemi přichází ze všech směrů, přidává se k němu jeden ze spoluautorů, Uros Seljak, rovněž z Princetonu.

Porovnáním nových měření s mikrovlnným pozadím mohou astronomové zjistit, zda tyto obrovské kosmické struktury rostly v očekávaných poměrech mezi obdobím kdy bylo emitováno kosmické mikrovlnné záření do doby než bylo vyzářeno světlo nových struktur, objasňuje problém Padmanabhan. "Tato měření dají mnohem lepší výsledky odhadů množství temné hmoty ve vesmíru a také zkoumají povahu temné energie, záhadné substance urychlující expanzi vesmíru."

Jedním z obzvláště vzrušujících rysů nových měření je odhalení galaktické struktury vyvolané v ranném vesmíru kosmickými zvukovými vlnami. Tyto zvukové vlny mají délku 450 milionů světelných roků a byly poprvé objeveny na počátku roku 2005, nezávisle na sobě hned týmy dvěma vědeckými týmy a to SDSS-II a Two Degree Field Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) .

Nová studie je první prací, která zjistila tyto zvukové vlny v tak velkých vzdálenostech od Země a která tedy zkoumá dřívější kosmická období.

"Astronomové se překonali v přesnosti měření délky těchto zvukových vln," řekl další ze spoluautorů studie David Schlegel z Lawrence Berkeley National Laboratory. "Měřením těchto 'standardních měřítek' v různých epochách je jedním z nejlepších nástrojů, které máme k dispozici pro studování temné energie, té součásti moderní kosmologie, které rozumíme nejméně."

Nová studie používá novou a účinnou techniku mapování struktur velmi velkých rozměrů. Tradičně astronomové určují vzdálenost galaxií měřením změny jejich barvy způsobené rozpínáním vesmíru (rudý posuv). Takové změny jsou však velmi malé a tak tato metoda obvykle vyžaduje vykonat časově náročnou analýzu pro každou jednotlivou galaxii. Světlo přicházející od galaxie se musí rozložit na spektrum, které odhalí ostré rysy jednotlivých spektrálních čar a teprve ty mohou být přesně měřeny.

Tým SDSS-II se místo toho zaměřil na zvláštní třídu galaxií, zářivé červené galaxie (luminous red galaxies - LRGs), jejichž pravé barvy jsou velmi dobře známé. Jak jejich jméno naznačuje, jde o nejjasnější a nejčervenější galaxie ve vesmíru. Vysoce přesná barevná měření v datech SDSS-II pak postačují na přibližné určení vzdálenosti těchto galaxií a jsou také dostatečně přesná pro studium shlukování těchto galaxií ve velkých vzdálenostech.

Nová měření poprvé ukazují, že taková technika může odhalit strukturu vesmíru na stupnici největších vzdáleností s dostatečnými detaily pro zjištění zvukových vln a zkoumání temné energie.

Vztah mezi barvou a vzdálenost byl kalibrován za použití spektrálních měření malé podmnožiny vzorků, získaných mezinárodní spoluprací astronomů SDSS-II a Australsko Anglického týmu Two Degree Field (2dF).

"Tato hybridní technika dovoluje maximálně vytěžit všechna získaná data,"  řekl další ze spoluautorů práce Daniel Eisenstein z Arizonské university. "Účelově jsme vykonali přesná pozorování 10.000 galaxií, abychom získali přibližné vzdálenosti téměř milionu dalších galaxií. Ztráta přesnosti je přitom zanedbatelná ve srovnání s čísly, která můžeme nyní používat."

Objev je prezentován v práci "The Clustering of Luminous Red Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey Imaging Data," předložené pro měsíční zprávu Royal Astronomical Society a která je dostupná také na serveru arxiv.org/astro-ph/0605302 od pondělí 15.května 2006.

Souběžná a nezávislá analýza týmu astronomů z Kanady a UK, který vedl Chris Blake z University Britské Kolumbie, dospěla k obdobným závěrům analyzováním jiného podobného, ale nikoliv identického, vzorku dat.

Podle: Sloan Digital Sky Survey

Nový scénář původu Neptunova měsíce Triton

Neptunův velký měsíc Triton možná kdysi opustil svého dřívějšího partnera a přistál na neobvyklé oběžné dráze kolem Neptuna. Triton je mezi všemi velkými měsíci sluneční soustavy jedinečný, protože obíhá Neptun v opačném směru, než planeta obíhá okolo Slunce, tedy po tak zvané retrográdní dráze. Je velmi nepravděpodobné, že by mohl vniknout v tomto uspořádání a je tedy pravděpodobné, že byl zachycen odjinud.

Ve vydání časopisu NATURE z 11.května, popisují planetární vědci Craig Agnor z Kalifornské university v Santa Cruz (UCSC) a Douglas Hamilton z Marylandské university nový model gravitačního zachycení družic planet za přítomností tří těles, dvojité soustavy a planety. Podle tohoto scénáře byl Triton původně součástí binárního páru objektů obíhajících kolem Slunce. Vzájemné gravitační ovlivňování se během blízkého přiblížení této dvojice k Neptunu pak přetáhlo Triton od jeho původního společníka směrem k Neptunu, aby se tak stal jeho měsícem.

"Našli jsme pravděpodobné řešení dlouholetého problému jak Triton přišel ke své zvláštní oběžné dráze. Navíc, tento mechanismus představuje nové cesty pro zachycení družic planetami, které se může týkat i dalších objektů ve sluneční soustavě," řekl Agnor, vědecký pracovník UCSC, střediska pro původ, dynamiku a vývoj planet.

S vlastnostmi podobnými planetě Pluto, ale asi o 40 procent větší hmotou má Triton (na snímku) nakloněnou, kruhovou oběžnou dráhu která leží mezi skupina malých vnitřních měsíců s prográdní oběžnou dráhou (ve směru jejich oběžného pohybu) a vnější skupinou malých družic majících jak prográdní tak retrográdní (opačné) oběžné dráhy. Ve sluneční soustavě jsou i další retrográdně obíhající měsíce, třeba malé vnější měsíce Jupiteru a Saturnu, ale všechny jsou ve srovnání s Tritonem jen drobečci s hmotou méně než několik tisícin hmoty Tritonu a mají kolem svých mateřských planet mnohem delší a víc výstředné oběžné dráhy.

Triton možná patřil do dvojitého systému velmi podobného dnešní dvojici Pluto - Charon, tvrdí Agnor. Charon je relativně hmotný s jen jednou osminou hmoty Pluta, vysvětluje dále.

"Není to až tak moc, aby Charon neobíhal kolem Pluta, ale až dost na to, aby se oba objekty pohybovaly kolem společného těžiště, které leží mimo oba objekty," řekl Agnor.

Při blízkém setkání s obří planetou jako je Neptun, ale na takový systém mohou gravitační síly působit odlišně. Orbitální pohyb dvojice obvykle způsobuje, že se jedna z jeho součástí pohybuje pomaleji než druhá. Roztržení takové dvojice pak může mít za následek, že každá z obou částí si zachová určitou zbytkovou hybnost. Tento mechanismus, známý jako výměnná reakce, by mohla Tritona umístit na množství různých oběžných drah kolem Neptuna, říká Agnor.

Dřívější scénář navrhoval, že Triton se možná srazil s dalším satelitem v blízkosti Neptuna. Ale takový mechanismus by vyžadoval objekt, který by byl zároveň dost velký na to, aby zpomalil Triton a zároveň také dost malý na to, aby ho nezničil. Pravděpodobnost takové srážky je tedy extrémně malá, říká Agnor.

Další scénář navrhoval, že aerodynamický odpor v disku plynu kolem Neptuna zpomalil Triton dostatečně na to, aby byl zachycen. Ale takový scénář by mohl proběhnout jen na počátku Neptunovy historie, kdy planeta byla obklopená plynovým diskem a navíc by se během tohoto období musel plyn rozptýlit a to ještě předtím, než by zpomalil Tritona natolik, že by se srazil s planetou.

V posledních deseti letech byla v Kuiperově pásu, ale i jinde ve sluneční soustavě objevena řada binárních dvojic. Nedávné průzkumy navíc naznačují, že asi 11 procent u objektů Kuiperova pásu je dvojitých, stejně jako asi 16 procent z blízko zemských asteroidů.

"Tyto objevy ukázaly cestu pro naše nového vysvětlení zachycení Tritona," říká Hamilton. "Podvojnost se jeví jako všudypřítomný rys populace malých objektů."

Pár Pluto - Charon a dvojice v Kuiper pásu jsou obzvláště významné vysvětlení oběžné dráhy Tritona okolo Neptunu, pokračuje Hamilton.

"Podobné objekty byly pravděpodobně kolem po miliardy let a jejich množství signalizuje, že setkání takové dvojice s planetou, které navrhneme pro vysvětlení zachycení Tritonu, není žádným zvláštním omezením," řekl Hamilton.

Výměnná reakce popisovaná Agnorem a Hamiltonem možná rozšíří porozumění vývoji sluneční soustavy, která obsahuje mnoho "neregulérních" družic. Výzkumníci proto plánují prozkoumat důsledky svých objevů pro další systémy satelitů.

Podle: UC Santa Clara Press Releases

Další z vesmírných teleskopů pozoroval dráhu úlomků komety 73P

Jiný pohled na rozpadající se kometu 73P/Schwassman - Wachmann 3, než zaznamenaly pozemské dalekohledy nebo Hubbleův kosmický dalekohled, poskytl nedávno z kosmu také infračervený Spitzerův dalekohled. Nové infračervené snímky ukazují hned několik pořádných kusů komety letících podél vlastní prašné dráhy.

"Spitzer odhalil dráhu úlomků rozpadlé komety o velikosti meteorů, které vyplňují oběžnou dráhu komety," řekl Dr. William T. Reach ze Spitzerova vědeckého střediska NASA v Kalifornském technologickém institutu v Pasadeně. Reach se svým týmem totiž nedávno pozoroval kometu právě za použití infračerveného Spitzerova teleskopu.

Během uplynulých šesti týdnů, amatérští i profesionální astronomové sledovali rozpad komety, který probíhal přímo před "očima" jejich dalekohledů. Spitzerův dalekohled nemohl zůstat stranou a tak pozoroval rozpad kometu ze svého klidného místečka v kosmu, které mu dovolilo, v době mezi 4. a 6. květnem, zahlédnout 45 z 58 tehdy známých úlomků.

Infračervené snímky této observatoře se také staly prvním pohledem na prachovou stopu, která se vytvořila po rozpadu komety v roce 1995. Dráha komety je poseta prachem, kamínky i skalisky, které příležitostně padají také na Zemi v podobě meteorického roje Tau Herculid. Tento roj je aktivní v době mezi 19. květnem až 19. červnem, kdy Země prochází skrz okrajové části této prachové stopy. Pravdou ovšem je, že roj je momentálně jen slabý, s pouze několika meteory viditelnými na noční obloze. Větší meteorická sprška by se však mohla vyskytnout v roce 2022, pokud se naplní předpovědi a Země zkříží dráhu komety tak, jak je očekáváno.

Infračervené přístroje Spitzera byly schopny zaznamenat prachové částice uvolněné z komety díky tomu, že prach je ohřát slunečním světlem a tak na infračervených vlnových délkách září. Většina tohoto prachu je má velikost milimetrových zrnek a takové nebyly nikdy před tím přímo pozorovány. Reach řekl, že tyto částečky pravděpodobně reprezentují přirozený limit rozpadu komety, výsledek procesu obvykle pozorovaného v nepoškozených kometách.

Prach z komet také podává další důkazy pro teorii komety jako "špinavé ledové koule". V posledních letech se totiž stále více astronomů přiklání k názoru, že komety nejsou, jak se běžně tvrdí "špinavé sněhové koule" pokryté prachem, ale spíše "špinavé ledové koule" složené z materiálů nejrůznějších rozměrů spojených dohromady a  pokrytých ledovou krustou.

"Měřením jasu a velikosti úlomků po rozesetých po dráze komety se pokusíme zjistít zda se většina hmoty komety rozpadne na kusy o velikosti domu, pozorované na snímcích Hubbleova dalekohledu nebo na částečky o velikosti meteorů, pozorované na snímcích Spitzera," řekl Reach.

Reach a jeho tým dále studují data dodané Spitzerem, aby zjistili jak se kometa rozpadla. Infračervená data mohou vypovídat o velikostech významnějších zlomků, které by mohly indikovat také to, zda se kometa rozpadla díky tepelné zátěži, jak předpokládají.

Kometa 73P/Schwassman - Wachmann 3 by měla být viditelná od 12. do 28. května, za jasných nocí a to i malými dalekohledy,  jako slabý objekt nacházející se mezi Labutí a Pegasem.

Pro více informací o kometě navštivte např. http://science.nasa.gov/headlines/y2006/24mar_73p.htm  a http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/Comet_73P.html

Členy týmu Dr. Reache jsou také Dr. Michael Kelley - Univerzita Minnesota, Dr. Carey M. Lisse - Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory v Laurel, Dr. Mark Sykes - Planetary Science Institute v Tucsonu a Dr. Masateru Ishiguro - Institute of Space and Astronautical Science, Japonsko.

Také dalekohled Subaru zachytil rozpad komety 73P

Dalekohledem Subaru na Mauna Kea pořídili astronomové  snímky stále se rozpadajícího jádra komety Schwassmann - Wachmann 3,  které se rozdrobilo na více než padesát kusů. Subaru pozoroval 3. května 2006 jeden z největších kusů,  Fragment B,  pomocí své kamery širokého pole Suprime-Cam a to v době, kdy kometa byla vzdálena od Země 16,5 milionu kilometrů, tedy ve vzdálenosti asi 41 krát větší než je Měsíc. Výsledný obraz ve viditelném světle ukazuje plyn a prach uspořádaný do charakteristického tvaru komety, se světelným halo jako kometární komou a prachovým ocasem okolo Fragmentu B. Odhaluje také přinejmenším třináct mini komet, které se jen nedávno odlomily z vlastní komety. To je pětkrát více, než jich bylo nalezeno při pozorováních 23.dubna 2006 konaných na Evropské jižní observatoři (ESO) v Chile pomocí dalekohledem VLT.

Detailní analýza zlomků komety je teprve zpracovávána. Nicméně astronomové již určili, že malé kusy mají jen několik desítek kilometrů v průměru a pravděpodobně brzy zmizí. Přesné určení za jak krátko to bude je jedenou z otázek na kterou astronomové doufají odpovědět. Tetsuharu Fuse z týmu Subaru Telescope říká. že "Kombinace informací z mnoha teleskopů, včetně těch velkých jako Subaru nebo VLT a řady menších teleskopů jako třeba Ishigakijima Astronomical Observatory na Okinawě v Japonsku, nám dá náhled na to jak se komety rozpadají na díly i obráceně, jak se spojují."

Komety jsou často popisované jako "špinavé sněhové koule", volné shluky prachu a ledu pokrytého špinavou kůrou. Když se přiblíží ke Slunci, kometa se může ohřát a rozpadnout se na díly. V roce 1995 astronomové pozorovali tuto kometu jak se tisíckrát zjasnila a zjistili, že její jádro se rozpadlo na tři kusy. Tento rok, pozorování potvrdila, že jádro se rozpadlo už na více než padesát kusů.

Friedrich Carl Arnold Schwassmann a Arno Arthur Wachmann z Německa objevili kometu, která byla pojmenována 73P/Schwassmann-Wachmann 3, už v roce 1930. Obíhá kolem Slunce jednou za 5,4 roku po eliptické oběžné dráze. Když se kometa blíží ke Slunci, v závislosti na tom kde Země zrovna na své dráze je, kometa může, ale nemusí projít blízko ní. Kometa Schwassmann-Wachmann 3 byla dlouho známa jako "tajemná kometa", protože se pozorovatelům po svém objevu na 50 let ztratila a znovu nalezena byla až v roce 1979.

Právě nyní kometa prolétá okolo Země ve vzdálenosti jen 12 milionů kilometrů. Astronomové na ni zaměřují své dalekohledy a pozadu nezůstává ani Subaru, kde již byla zahájena pozorování v infračerveném světle.

Lidi s triedry nebo malými dalekohledy také mohou v tomto období nejjasnější zlomky komety pozorovat. Kometa se nachází v souhvězdí Labutě (Cygnus) a přechází do souhvězdí Pegasus. Pozorovatelná bude pravděpodobně nejlépe až po 18.květnu, po půlnoci, kdy již nebude tolik vadit měsíční svit. Bohužel, s ubývajícím měsícem se poměrně rychle snižuje její výška nad obzorem a zmenšuje se i vzdálenost srpku Měsíce od komety, což zkracuje dobu pozorování (viz. mapka, lze zvětšit).

Podle: Subaru telescope (další snímky)

Mléčná dráha má nové společníky

Sloan Digital Sky Survey (SDSS II), oznámila 8.května 2006 objev dvou nových, velmi slabě zářících galaktických společníků naší Mléčné dráhy.

První z galaxií byla nalezena směrem k souhvězdí Canes Venatici (Honící psi) výzkumným pracovníkem SDSS II Danielem Zuckerem z Cambridgeské university. Jeho kolega Vasilij Belokurov pak objevil druhou spolucestující galaxii v souhvězdí Bootes (Pastýř).

"Studoval jsem přehledovou mapu vzdálených hvězd severní galaktické oblohy, které říkáme Field Streams a zpozoroval jsem jejich zvýšenou hustotu v souhvězdí Canes Venatici," vysvětluje Zucker. "Díval jsem se dál a ukázalo se, že jde o předtím neznámou zakrnělou galaxii. Je od nás vzdálena asi 640.000 světelných roků (200 kiloparseků). To ji dělá jednou z nejvzdálenějších spolucestujících galaxií Mléčné dráhy."

Zucker poslal Belokurovovi e-mail s zprávou a protože objevy často spolu souvisí, Belokurov mu o několik hodin později poslal jiný e-mail s objevem jiné, nové a dokonce ještě slabší zakrnělé galaxie. Nová galaxie v souhvězdí Bootes, kterou Belokurov pojmenoval Boo, což může být jak začátek jména souhvězdí, tak slangový výraz pro marihuanu (tráva), vykazuje deformovanou strukturu, která je pravděpodobně porušena gravitací Mléčné dráhy. "Něco jako kdyby si práskla trávy," komentoval její tvar Belokurov.

Ačkoli jsou tyto zakrnělé galaxie prakticky na našem vlastním kosmickém dvorku, jsou jen těžko objevitelné, protože září jen slabě. Ve skutečnosti je nová galaxie v souhvězdí Bootes nejslabší doposud objevenou galaxie, s celkovou svítivostí jen asi 100.000 Sluncí. Ale kvůli její vzdálenosti (640.000 ly) jsou téměř neviditelné pro většinu dalekohledů. Předchozím rekordmanem nízkého jasu byla minulý rok objevená galaxie v Ursa Major, nalezená rovněž pomocí dat z SDSS-II.

Nalezení nových galaktických sousedů je vzrušující, ale sázky při pátráních po ultra slabých trpaslících jsou jsou vysoké a to kvůli dlouholetému konfliktu mezi teorií a pozorováním. Základní teorie formování galaxií totiž předpovídají, že okolo Mléčné dráhy by měly kroužit stovky shluků "chladné temné hmoty", každý z nich dostatečně hmotný na to, aby v zásadě mohl hostit viditelnou zakrnělou galaxii. Zatím ale bylo nalezeno jen asi deset těchto zakrnělých společníků.

Jednou z možností je to, že galaxie v menších shlucích temné hmoty jsou příliš málo jasné, aby byly objeveny při předchozích přehlídkách oblohy, ale mohl být zjistitelné při přehlídkách typu SDSS-II.

"Je to jako rýžování zlata. Náš pohled na oblohu je ohromný a my hledáme velmi malé shluky hvězd," vysvětluje astronom Wyn Evans z Cambridgeské University, člen výzkumného týmu SDSS-II. Další ze spolupracovníků, Mark Wilkinson přidává, že "Nalezení a studium těchto malých galaxií je skutečné důležité. Z jejich struktury a pohybů, se můžeme dozvědět o vlastnostech temné hmoty, stejně jako změřit hmotnost a gravitační pole Mléčné dráhy".

Nové objevy jsou součástí projektu SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration), jednoho ze tří komponentních průzkumů SDSS- II. SEGUE bude zkoumat strukturu a vlastnosti hvězd Mléčné dráhy v bezpříkladném detailu.

"Jsem si jistý, že tam je víc zakrnělých galaxií a SEGUE je najde," řekla Heidi Newberg z Rensselaer Polytechnic Institute, podpředsedkyně SEGUE.

Originální zdroj: RAS tisková zpráva

Pohřební obřad hmotných hvězd

U dlouho trvajících výbuchů gama paprsků (GRBs), nejsilnějších výbuchů ve vesmíru, se předpokládalo, že doprovází výbuchy supernov ve kterých končí život některých hvězd. Nyní se však zdá, že v tomto případě se jedná jen o ty nejstatnější hvězdy a možná, že teprve hmotnost pětadvaceti a více Sluncí vede ke vzniku GRBs.

Andrew Fruchter z Vědeckého institutu kosmického teleskopu (Space Telescope Science Institute ) v Baltimore, se svým týmem srovnával pozice výbuchů gama paprsků trvajících déle než 2 sekundy s pozicemi supernov ve více než čtyřiceti galaxiích. Výbuchy gama paprsků se nacházely v nejjasnějších a nejmodřejších částech galaxií, ve kterých je velké množství těch nejhmotnějších hvězd, zatím co mnoho jiných, obyčejných, supernov našli také v jiných částech galaxií.

New Scientist magazine, 10.května 2006, vydání 2551, str.18

Goddardovo centrum má postavit čtyři družice pro pozorování Slunce

NASA v pondělí oznámila, že jedna z jejich složek, Goddard Space Flight Center (GFSC) v Greenbelt, bude projektovat a vyvíjet čtyři družice pro misi Magnetospheric Multiscale (MMS), která má být vypuštěna v roce 2013. Mise se má skládat ze čtyř družic, které mají koordinovaně a s vysokou rozlišovací schopností, pozorovat základní fyzikální procesy plazmatu v zemské magnetosféře, v oblasti kosmu přiléhající těsně k planetě.

Magnetospheric Multiscale bude čtvrtou misí z programu NASA Solar Terrestrial Probes Program (STP), který je řízen Heliophysics Division of NASA Science Mission Directorate v GFSC.

Celý program STP se má skládat ze šesti misí:

1) TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics) mission. Jde o tříose stabilizovanou družici, která je určena ke komplexnímu výzkumu magnetosféry, ionosféry a termosféry a vlivu sluneční činnosti na energetické procesy probíhající v těchto oblastech ve výškách od 60 do 180 km nad Zemí. Nese 4 vědecké experimenty:
- zobrazující ultrafialový spektrometr GUVI
- fotometr SEE pro měření celkového toku ultrafialového záření Slunce
- dopplerovský interferometr TIDI pro měření rychlosti proudění ve vysokých vrstvách atmosféry
- mnoha kanálový infračervený radiometr SABER pro měření vlastního infračerveného záření atmosféry
Družice startovala 7.12.2001 a je v kosmu zatím jedinou z celého programu

2) Solar-B má měřit magnetické pole, ultrafialové a rentgenové záření Slunce. Start je plánován pomocí japonské rakety z kosmodromu Kagoshima v září 2006.

3) STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory), má trojrozměrně mapovat a měřit koronální hromadná vyhození (CMI) ze Slunce a zvýšit spolehlivost předpovědí kosmického počasí a včasné výstrahy pro Zemi. Start je plánován mezi 22.červencem a 6.zářím 2006 z KSC na Floridě.

4) MMS (Magnetospheric MultiScale), mise právě zadaná do vývoje, se startem okolo roku 2013

5) GEC (Geospace Electrodynamic Connections), má zkoumat neutrální a plazmatické součásti na hranici magnetosféry a ionosféry

6) MC (Magnetospheric Constellation), má měřit a trojrozměrné zkoumat změny pozemského plazmatu

Celý program Solar Terrestrial Probes, se tak má pokusit porozumět jak změnám probíhajícím na Slunci, tak jejich účinkům na celý solární systém. Má odpovědět na základní otázky typu:
- Proč se Slunce se mění?
- Jak planety reagují na proměnlivou sluneční činnost?
- Jak se Slunce a galaxie ovlivňují?
- Jak proměnlivá sluneční činnost ovlivňuje život a společnost?

Goddardovo centrum má podle NASA možnosti a schopnosti integrovat vedení projektu, vědecké i strojírenské činnosti, oznámila to agentura ve svém sdělení. NASA také, už loni, v květnu 2005, vybrala Southwest Research Institute v San Antonio v Texasu, aby vyvinula a a dodala vědecké přístroje pro družice mise MMS.

Upraveno podle: SpaceDaily a NASA

Tajemný písek na Saturnově Měsíci

Duny neexistují jen na naší planetě. Astronomové je našli a pozorovali také na Marsu a Venuši. Teď do tohoto klubu může být zahrnut i Titan, největší měsíc Saturnu. Nové radarové obrazy jeho povrchu odhalují 100 kilometrů dlouhé tmavé pruhy, které se podobají řadě vysokých dun, které jsou k vidění v jihozápadní Africe a Saudské Arábii. Co ale přesně tvoří "písek" na Titanu, to není zcela jisté.

Duny mohou odhalit hodně o místním klimatu a geologii, protože ke své existenci vyžadují dva předpoklady - erozi, která rozdrobí skály na písek a vítr, který písek sfouká na hromadu. Ještě před krátkou dobou si planetární vědci mysleli, že Titan postrádá obě tyto přísady. Ale když evropská sonda Huygens sestoupila v lednu 2005 až na povrch Titanu, její přístroje objevily větry, které, jak se zdá, nevznikly díky slunečnímu světlu a teplu, jako zde na Zemi, ale díky silné gravitaci blízkého Saturnu. Kamery sondy Huygens také letmo zahlédly náznaky kanálů vyřezaných do povrchového ledu pravděpodobně kapalným metanem, přesně tak, jako jsou skaliska na Zemi erodována vodou.

Možné duny na Titanu byly potvrzeny také později při blízkých přeletech sondy Cassini okolo měsíce. Byly zaznamenány dlouhé, roztažené linie vedoucí směrem od východu k západu, které vypadaly jako moře podélných dun. Ralf Lorenz, planetární vědec z Arizonské university v Tucsonu a jeho kolegové uveřejnili 5.května 2006 v časopisu Science informace, podle kterých jsou tyto vlny "písku" zhruba 100 až 150 metry vysoké a vzdálené od sebe okolo 1 až 2 kilometrů, podobně jako duny, které byly nalezeny v poušti Namib v Namibii. Vytvořit tyto duny, jak odhaduje Lorenzův tým, by mohly větry vanoucí přibližně východním směrem. Jejich rychlost, jen okolo 2 km/h, je sice nižší než na Zemi, ale v podmínkách Titanu je dostatečná k tomu, aby mohla pohybovat "pískem" na povrchu, říká Lorenz.

Vědci vypočítali, že typická písková zrna na Titanu jsou zhruba 3 krát větší než ta na Zemi a navíc nemohou být tvořena křemenem, protože žádná taková hornina na povrchu Titanu není. Lorenz a jeho kolegové proto nabízejí dva alternativní kandidáty, ze kterých by mohl písek být. Jedním z nich je led, druhým pak organická hmota v tuhé fázi jako jsou komplexní uhlovodíky. Tekoucí metan by mohl mít na led erozní účinky vytvářející drobná zrnka,  pak by ale metan muset vyschnout, aby dovolit vzniklým zrnkům "písku" pohyb pomocí větru. Alternativou je také "déšť", nebo spíše vyvločkování, uhlovodíků z atmosféry, které by se mohly trvale snášet dolů k povrchu. Jak by se ale tento organický materiál mohl spojit do zrn není dosud známo.

Duny na Titanu poskytnou jedinečný test modelům toho, jak duny vznikají zde na Zemi, říká fyzik Bruno Andreotti z Pařížské university. Průměr zrn a atmosférické podmínky jsou totiž obecně na celé Zemi stejné a tak pozorování dun na dalších planetách poskytne znalosti o jejich vzniku za odlišných podmínek.

Upraveno podle: ScienceNow

Supernova chameleón

Australští astronomové našli pomocí dalekohledu Gemini South (Chile), předpovězeného hvězdného společníka hvězdy, která explodovala jako velmi neobvyklá supernova. Přítomnost tohoto společníka vysvětluje, proč supernova, která zpočátku vypadala jako jeden druh explodující hvězdy, později změnila svoji identitu.

U tohoto pozorování dalekohledem Gemini South se původně předpokládalo, že bude později pokračovat Hubbleovým kosmickým teleskopem (HST).  "Ale data z Gemini South byla tak dobrá, že jsme dostali odpověď ihned," řekl vedoucí týmu, Dr. Stuart Ryder z Anglo Australské observatoře (AAO).

Slavný australský lovec supernov, Bob Evans, poprvé spatřil supernovu SN2001IG v prosinci 2001. Nachází se v okrajových oblastech spirálovité galaxie NGC 7424, vzdálené od nás asi 37 milion světelných roků v souhvězdí  Jeřába (Grus) na jižní obloze. (na obrázku)

Supernova byla po objevu několik dalších měsíců sledována optickými teleskopy v Chile. Podle rysů jejího optického spektra byla SN2001IG zpočátku, díky znakům vodíku, zatříděna jako supernova Typ II, ale vodík později z jejího spektra zmizel a to ji zařadilo do kategorie Typ I.

Jak se ale může změnit typ supernovy?  Je jen hrstka takovýchto supernov, označovaná klasifikací "Typ IIb", což signalizuje jejich kuriózní změnu identity a jen jediná z nich, SN1993J, byla bližší než SN2001IG.

Astronomové, kteří studovali SN1993J navrhli možné vysvětlení - předchůdce supernovy měl hvězdného společníka, hvězdu ze které před explozí doslova svlékl část hmoty. To by vysvětlilo malé množství vodíku, který pak může ze spektra supernovy během několika týdnů zmizet.

Deset let po  té se u SN1993J, díky HST a jednomu z Keckových dalekohledů na Havaji prokázalo,  že supernova opravdu měla společníka. Ryder a jeho kolegové se proto zajímali, zda i SN2001IG měla společníka.

Brzy potom, co byla supernova SN2001IG objevena, začal ji Ryder s kolegy monitorovat pomocí radioteleskopu Australia Telescope Compact Array (ATCA), který provozuje CSIRO (Commonwealth Scientific a Industrial Research Organisation). Rádiové emise s časem neslábly rovnoměrně a podobaly se obrazům horkých a masivních Wolf-Rayetových hvězd, které pozoroval jiný astronom, Dr. Peter Tuthill z university v Sydney, za pomocí Keckova dalekohledu.

"Evoluční teorie navrhuje, že Wolf-Rayetovy hvězdy s hmotným společníkem mohou produkovat tento neobvyklý druh supernov," tvrdí Ryder.  Pokud tedy předchůdce supernovy SN2001IG měl společníka, ten by mohl být vidět, až se trosky supernovy rozptýlí.  A tak astronomové požádali o pozorovací čas přístroje GMOS (Gemini Multi Object Spectrograph) na osmi metrovém dalekohledu Gemini South.

Když nastal pozorovací čas atmosférické podmínky byly tak vynikající, že stačilo jen jeden a půl hodiny, aby se zobrazilo pole okolo supernovy a odhalilo žluto zelený bod, jako objekt v explodující supernově.

"Věříme, že to je hledaný společník," řekl Ryder. "Je příliš červený na to, aby to byl kus ionizovaného vodíku a příliš modrý na to, aby to byl kus zbytku supernovy samotné."
Tento společník má hmotnost mezi 10 a 18 hmotami Slunce. Astronomové doufají, že až použijí GMOS znovu, za několik měsíců, dostanou spektrum společníka, které zpřesní jejich odhad.

Binární společníci by mohli vysvětlit velkou část odlišností pozorovaných u supernov, naznačuje dále Ryder a pokračuje. "Byli jsme schopní ukázat, že chameleonské chování supernovy SN2001ig má překvapivě jednoduché vysvětlení."
Je to jen podruhé co byl zobrazen hvězdný společník supernovy Typ IIb a poprvé, kdy tak bylo učiněno ze Země.

Zpráva o pozorování Supernovy Typu IIb 2001IG, byla zveřejněna 2.května 2006 v online Monthly Notices Royal Astronomical Society.

Upraveno podle: Spaceflightnow

Dýchejte měsíční půdu

Problém, na který narazili astronauti při misích Apollo byl měsíční prach. Byl všude, včetně jejich plic.  V budoucnosti to může být podobné a přitom jiné.  Měsíční prach je totiž téměř z poloviny tvořen kyslíkem.

Jak to však zařídit, aby se uvolnil?  "Všechno, co musíte udělat je přeměnit jej v páru," říká Erik Cardiff z NASA Goddard Space Flight Center. Cardiff vede jeden z několika týmů, které vyvíjejí způsob, jak poskytnout astronautům kyslík, který budou na Měsíci a Marsu potřebovat k životu.

Měsíční půda je bohatá řadu kysličníků. Nejběžnějším je kysličník křemičitý (SiO2 ), tedy běžný plážový písek, říká Cardiff.  Hojné jsou ale také oxidy vápníku (CaO), železa (FeO) a hořčíku (MgO). Sečtěte všechny ty kyslíkové "O" a dostanete výsledek: 43% hmoty měsíční půdy tvoří kyslík.

Cardiff pracuje na technice, která zahřívá měsíční horninu dokud se z ní neuvolní kyslík. "Jde o jednoduchý chemický proces," vysvětluje Cardiff.  "Materiál rozložíme na atomy tím, že jej dostatečně zahřejeme."  Této technice se říká vakuová pyrolýza, podle "pyro" = "oheň" a "lysis" = "oddělovat."

"Několik vlastností dělá pyrolýzu atraktivnější než další techniky," vysvětluje Cardiff. "Nevyžaduje žádné suroviny, které by musely být přivezeny ze Země a nemusíte hledat žádné zvláštní minerály. Jednoduše naberete lopatkou to, co leží okolo vás na zemi a zahřejete to."

Jako důkaz použil Cardiff a jeho tým čočky soustřeďující sluneční světlo na malou vakuovou komoru, kde zahřál 10 gramů falešné měsíční půdy na asi 2.500°C. Zkušební vzorky obsahovaly ilmenit a MLS-1a, neboli Minnesota Lunar Simulant.  Ilmenit je železito titanová ruda, která je stejná na Zemi i na Měsíci, zatím co MLS-1a je namíchán z miliardy let starého čediče nalezeného na severním břehu Lake Superior, smíchaného se skleněnými částečkami,  simulujícím tak složení měsíční půdy. Originální měsíční půda je totiž příliš drahá na to, aby se s ní mohl takový výzkum provádět. 

Při těchto testech bylo až 20 procent falešné měsíční půdy převedeno na volný kyslík, odhaduje Cardiff.  To co zbylo je struska s nízkým obsahem kyslíku, na kovy bohatý a často i sklovitý materiál. Cardiff proto spolupracuje s kolegy v NASA Langley Research Center také na tom, jak zformovat tuto strusku do užitečných produktů, třeba stínění proti záření, cihly, náhradní součástky nebo dokonce povrch vozovek.

Dalším krokem je zvýšit efektivitu tohoto procesu.  "V květnu se chystáme udělat testy při nižších teplotách ve vyšším vakuu."  Ve vysokém vakuu, vysvětluje Cardiff, se může kyslík uvolňovat při dodání menší energie.  Cardiffův první test probíhal při tlaku 1/1000 Torru, to je 760.000 krát méně než je tlak na úrovni mořské hladiny na Zemi.  Při tlaku 1 miliontiny Torru by však byly pro reakci požadované teploty významně nižší."

Cardiff ale není při tomto hledání jediný. Tým, který vede Mark Berggren z Pioneer Astronautics v Lakewoodu v Coloradu, pracuje na systému, který uvolňuje kyslík vystavením měsíční půdy kysličníku uhelnatému. Při jedné z ukázek uvolnili 15 kg kyslíku ze 100 kg horniny podobající se měsíční, tedy s efektivitou srovnatelnou s Cardiffovou pyrolýzou.

D.L. Grimmett z Pratt & Whitney Rocketdyne v Canoga Park v Kalifornii, pracuje na elektrolýze magmatu. Taví při ní MLS-1 za teploty asi 1.400°C, podobně jako tomu je u magmatu ve vulkánu a pak používá elektrický proud, aby z něj uvolnil kyslík.

A nakonec, NASA a Florida Space Research Institute, prostřednictvím NASA Centennial Challenge, sponzorují MoonROx, tedy Moon Regolith Oxygen competition - soutěž o uvolňování kyslíku z měsíčního regolitu. Cenu ve výši 250.000 USD obdrží tým, který uvolní za 8 hodin nejméně 5 kg dýchatelného kyslíku ze směsi podobné měsíční hornině.

Soutěž končí 1.června 2008, ale výzva pro život na dalších planetách bude přetrvávat po generace. Nemáte náhodou nějaký nápad?

Podle: NASA

Nové snímky Juniora

Nové fotografie Jupiteru pořízené Hubbleovým dalekohledem (HST), poskytují mnohem více detailů ve srovnání se snímky, které pořídily sondy Voyager 1 a 2 při průletu kolem Jupitera před čtvrt stoletím.

Je na nich velmi dobře vidět také nová rudá skvrna, které se říká domácky "Red Spot Jr." (Junior).  Před nevysvětlenou a záhadnou změnou barvy této nové skvrny, která má nyní  stejný odstín jako její mnohem známější příbuzná  Velká rudá skvrna, byla známa jako White Oval BA. Vytvořila se postupným splynutím tří bílých eliptických útvarů v průběhu tří let 1998 až 2000. Zdá se, že přinejmenším jeden z předchůdců bílé skvrny byl nalezen na také na historických záznamech posledních 90 let, ovšem tyto skvrny mohly existovat i dříve. Třetí skvrna se prokazatelně objevila v roce 1939.  Velkou rudou skvrnu však pozorují astronomové již téměř 400 let, od doby co byl vynalezen dalekohled.

Při pozorování Jupiteru v oboru blízkého infračerveného záření na vlnové délce 892 nm, což je tzv. metanový absorpční pás, je nová menší skvrna viditelná velmi podobně podobně jako starší velká skvrna. To by mohlo znamenat, že vystupuje několik kilometrů nad okolní oblačnou pokrývku, jak se to předpokládá u velké skvrny. Někteří astronomové se domnívají, že červenohnědý odstín má skvrna díky materiálům stoupajícím vzhůru ze spodních vrstev atmosféry. Působením ultrafialového záření Slunce zde probíhají chemické reakce, jejíchž výsledkem je načervenalá barva skvrn.

Vědci předpokládají, že fotografie pořízené kamerou ACS  v dubnu 2006 jim mohou poskytnout důkaz, že se Jupiter právě nachází uprostřed globálních klimatických změn, které mohou změnit průměrnou teplotu v některých oblastech Jupitera až o více než 10 stupňů. Oteplování od rovníku směrem k jižnímu pólu se předpovídá až do 34° jižní šířky, kde by se mělo zastavit. Tento efekt předpověděl Philip Marcus (University of California, Berkeley) na dobu přibližně 7 let po splynutí bílých skvrn v letech 1998 až 2000.  A právě v tomto místě se druhá rudá skvrna pohybuje.

Vzhůru na Měsíc, obloha padá

"Každý den dopadne na Měsíc více než tuna meteoritů," říká Bill Cooke z Marshall Space Flight Center (MSFC), oddělení pro meteoroidy. Doslova vypadávají z oblohy, meteority všech tvarů a velikostí, od částeček prachu z komet, až po plnohodnotné asteroidy, letící rychlostí až 160 tisíc kilometrů za hodinu. A když udeří, nerozpadnou se neškodně v atmosféře, jako je tomu většinou na Zemi, ale na Měsíci bez ochrany atmosféry narazí tvrdě na jeho povrch. Měsíční povrch je tak pokryt krátery všech velikostí.

Astronauti misí Apollo nebyli nikdy těmito nebezpečnými projektily ohroženi. Měsíční povrch má plochu zhruba stejnou jako  Afrika. "Pokud tedy rozložíte jejich dopady na tak velkou plochu, pravděpodobnost, že vás zasáhnou není vysoká," říká Cooke. Také pomohlo, že astronauti nezůstali na povrchu příliš dlouho, všechny mise Apollo dohromady nestrávily na měsíčním povrchu ani dva týdny. "Šance, že by byli zasaženi během tak krátké doby byla, opět velmi nízká."

Ale a co bude v budoucnosti? V souladu s programem vesmírného výzkumu hodlá NASA vyslat astronauty zpět na Měsíc na mnohem delší dobu a tím, že mají budovat také větší základny, přeloženo - větší cíl po delší dobu, než tomu bylo v programu Apollo. Šance, že někdo nebo něco bude zasaženo tedy stoupne. Měla by si s tím NASA dělat starosti?

To je to, co chce Bill Cooke a Anne Diekmann, jeho kolegyně z MSFC zjistit.

"Pravdou je, že opravdu nevíme kolik meteoritů dopadne na Měsíc každý den," říkají oba.  "Naše nejlepší odhady vychází ze standardního modelu, který NASA používá ke stanovení rizika u mezinárodní kosmické stanice a raketoplánu." Problémem je, že standardní model je založen hlavně pozemských datech, například na satelitním pozorování nárazů meteoroidů na horní vrstvy atmosféry a pozorování meteorů přelétajících přes noční oblohu." Tento standardní model ale nemusí dobře fungovat na Měsíci."

Na snímku: Buzz Aldrin umísťuje seizmometr.

"Pro účely vyhodnocení rizik na Měsíci potřebujeme více dat," říká Cooke. Naštěstí jsou k dispozici ty, které pochází z programu Apollo. Záchytné body pro to jak často a jak tvrdě byl Měsíc meteority zasažen leží v datech ze čtyř seizmometrů umístěných na Měsíci misemi Apollo 12, 14, 15, a 16, během let 1969 - 72. Tyto přístroje pracovaly až do roku 1977, než je NASA vypnula. Po několik let tedy seizmometry zaznamenávaly všechno měsíční chvění a také téměř 3.000 zemětřesení, 1.700 dopadů větších meteoritů a 9 pádů kosmických plavidel, které cíleně narazily na Měsíc. Všechna tato data byla přenesena na Zem k analýze.

"V nich je to, co je zajímavé," říká Cooke. "Z asi 12.000 událostí zaznamenaných seizmometry jich méně než polovina byla vysvětlená známými úkazy.  Jsou tam tisíce otřesů způsobených... nikdo neví čím. Mnoho z nich může být dopadem meteoritu."

"Vědci programu Apollo byli chytří, ale neměli výhodu dnešních moderních počítačů," říká Cooke.  Proto nyní Cooke a Diekmannová stará seizmická data vkládají do počítačů v MSFC, aby mohli provést výpočty, které nebylo možné udělat před 30 lety a rychle zkoušeli nové algoritmy pro nalezení předtím neurčených dopadů.

Kritických je pro další analýzu devět umělých dopadů.  "NASA vědomě nechala dopadnout na Měsíc některá svá kosmická plavidla v době, kdy seizmometry pracovaly," vysvětluje Cooke. "Byly to prázdné stupně čtyř lunární modulů (Apollo 12, 14, 15 a 17) a SIV-B stupně z pěti raket Saturn (Apollo 13, 14, 15, 16 a 17)."  Jejich seizmické křivky říkají výzkumníkům jak by dopad měl vypadat.

Na obrázku: Seizmická křivka dopadu lunárního modulu Apollo 12 ze dne 20.listopadu 1969.

V roce 1972 byl také zaznamenán dopad asi 1.100  kg asteroidu severně od Mare Nubium. byl to nejvýznamnější dopad zaznamenaný všemi čtyřmi seizmickými stanicemi.  "Když se díváme na seizmické křivky toho asteroidu," říká Cooke, "vidíme, že má stejné charakteristické rysy jako umělé dopady, docela dobrý popis toho, že víme co děláme."

Cooke a Diekmannová budou pátrat po dopadech v seizmických záznamech za použití těchto známých křivek jako vzorů.  Teoreticky, by měli být schopni vybrat otřesy vyvolané objekty velkými jen 10 centimetrů a vážících okolo 1 kg. "Deset centimetrů, to nevypadá nic moc, ale pohybují se kosmickými rychlostmi, deseti centimetrový meteorit tak může vytvořit kráter široký okolo dvou metrů."

Podle standardního modelu by takový meteorit měl narazit na Měsíc přibližně 400 krát ročně, více než jednou denně. Proto stará seizmická data programu Apollo mohou pomoci tuto předpověď otestovat, stejně jako mnoho jiných.

Analýza právě začíná. "Doufáme, že najdeme mnoho dopadů," říká Cooke. "Bez ohledu na výsledek bude mít tato práce svoji hodnotu. Vyvíjíme nové algoritmy pomáhající najít  dopady meteoritů v seizmických datech." Nakonec, jak věří Cooke, další generace seizmometrů bude umístěna jak na Měsíci, tak na Marsu k monitorování zemětřesení a dopadů. A až data začnou přicházet, "my budeme připraveni."

Podle: NASA

Nový akumulátor pro kosmická plavidla

V létě 2007, by měl být ověřen experiment zásobování družic elektrickou energií založený na třech setrvačnících rotujících rychlostmi mezi 16 až 40 tisíci otáčkami za minutu. Má se tak demonstrovat inovační technologie kombinující řízení polohy družice a akumulaci energie.

Už několik desetiletí jsou setrvačníky používány pro stabilizaci kosmických plavidel, ale nikdy nebyly použity pro akumulaci energie pro výkonové účely.

Ovšem úspěšné použití systému řízení polohy Flywheel Attitude Control (FAC) a jeho rozšíření o akumulaci energie Energy Transmission, and Storage, dohromady FACETS, by mohlo změnit perspektivu takových zařízení.

FACETS obsahuje zařízení podobné automobilovému alternátoru, které mění rotační energii na elektřinu pohánějící užitečné zatížení kosmického plavidla. Pro udržování polohy satelitu bude mít zařízení obvody pro určení polohy.

"Experiment FACETS reprezentuje první plnohodnotné zařízení o třech stupních volnosti kombinující akumulování energie a kontrolu polohy," řekl Dr.Brian Wilson, elektro inženýr ze Space Vehicles Directorate, pracující na tomto experimentu. "Jde o první stupínek nezbytný pro konečném přechod technologie FACETS pro vojenské i komerční účely," řekl dále Wilson.

Na snímku: testovací "mini-Agile Multi-Purpose Satellite Simulator" se třemi setrvačníky.

V příštích měsících začne testování setrvačníkových jednotek a první zkoušky výroby elektřiny. Do konce tohoto roku pak mají být tři setrvačníky nainstalovány na model reálné družice, kde mají být dále testovány. Protože systém bude provozován s až 40.000 otáčkami za minutu (RPM), jsou potřební jistá bezpečnostní opatření pro případ roztržení nebo jiného neočekávaného poškození setrvačníků.

Celý experiment bude uložen ve válcovém kontejneru o průměru přes 5 metrů, se dvojitou ocelovou stěnou vyplněnou 12 cm písku. Uzávěr kontejneru bude konstruován podobně, aby odolal případné destrukci setrvačníku.

"Systém FACETS může udržovat pozici družice podobně jako tradiční autopilot a navíc jeho setrvačníky mohou poskytnout energii potřebnou pro provoz přístrojů kosmického plavidla až 10 krát efektivněji než tradiční akumulátorové baterie," řekl Wilson. "Magnetická ložiska setrvačníkového akumulátoru dávají systému FACETS schopnost pracovat na oběžné dráze asi dvakrát déle než v případě družic používajících chemické baterie," vysvětluje Wilson dále.  "Navíc neobsahují žádné žíravé ani toxické látky. Přitom by náš setrvačník by měl produkovat až 10 kilowatt elektrického výkonu při 150V a další 2 kilowatty při v 28V."

"Jakmile bude ověřeno, že setrvačníky mohou skladovat a přeměňovat rotační energii setrvačníku na elektrickou energii současně s kontrolou prostorové orientace satelitů, pak se odstraní potřeba těžkých, chemických baterií na mnoha satelitních systémech a tak se významně sníží váha kosmického plavidla," poznamenává k budoucnosti systému Wilson.

Zkráceno podle: Air Force Research Laboratory

Další pokus o zvýšení oběžné dráhy ISS

Ruští experti se znovu tento čtvrtek pokusí zvednout Mezinárodní kosmickou stanici (ISS) na vyšší oběžnou dráhu, aby usnadnili spojovací manévry budoucích zásobovacích letů a snížili riziko srážek stanice s tzv. kosmickým smetím na orbitě.

Předchozí pokus o zvýšení oběžné dráhy o 700 metrů, který se měl uskutečnit minulou středu selhal kvůli technickému problému s pomocnými motory stanice.

Mezitím posádka Pavel Vinogradov a Jeff Williams začali vykládat nové dodávky doručené minulý týden na palubě ruského Progressu 21. Progress přivezl čerstvé ovoce a další jídlo, dárky z domova, palivo, vodu, kyslík, náhradní součástky a vědeckou výbavu.

Minulý týden Williams úspěšně nahradil dálkové ovládání řídicího modulu v laboratoři Destiny. Jednotku, která už nějakou dobu nefungovala, je potřebná pro napájení mnoha laboratorních systémů. Pro získání přístupu k nahrazované komponentě musel Williams demontovat a odstranit některé její části. Vinogradov naopak dokončil běžnou údržbu systému Elektron, který rozkladem vody poskytuje stanici kyslík.

NASA nabízí dřívější dokončení nových nosičů

Nová americká kosmická loď by mohla být připravena nahradit zastaralou flotilu raketoplánů už v roce 2011, o tři roky dříve, než stanoví dnešní program, tedy pokud američtí zákonodárci přidají peníze k současnému návrhu rozpočtu NASA, řekl minulý týden parlamentnímu výboru šéf NASA Michael Grifin.

Administrátor NASA řekl, že nová kosmická loď, neboli CEV (Crew Exploration Vehicle), by mohla být vyvinuta dříve než v současně platném termínu, tedy v roce 2014. S podporou kongresu, řekl Griffin, by kosmická loď mohla být dokončena dříve.

Floridskému demokratickému senátorovi Billu Nelsonovi Griffin potvrdil, že další miliarda USD by mohla urychlit dokončení lodi.

Raketoplány mají dosloužit v roce 2010 a zákonodárci mají obavu o to, kdy budou nahrazeny novými nosiči. "Pokud by nás peníze netlačily zpět do časů Apollo, pak si myslím, že nebude žádný technický problém mít provozuschopné zařízení k dispozici už za pět až šest roků," řekl Griffin po rozpravě před podvýborem, který dohlíží na utrácení NASA.

NASA vyřadí tři staré raketoplány za čtyři roky. Další generace kosmických lodí má nést astronauty k Měsíci 2018 a nakonec k Marsu.

Časová mezera mezi vyřazením raketoplánů a jejich nahrazením novými nosiči by mohla ovlivnit výzkum a americkou konkurenceschopnost v kosmu, obávají se zákonodárci. "Nechceme přerušení, protože si myslíme, že by nás vystavilo bezpečnostnímu riziku," řekl texaský republikánský senátor Kay Bailey Hutchison.

Hubble zachytil rozpad komety

NASA spolu s Evropskou kosmickou agenturou uvolnila nové snímky Hubbleova kosmického teleskopu, které ukazují dramatický rozpad komety Schwassmann-Wachmann 3. Kometové jádro se rozpadlo na více než 33 kusů a asi se stále dál rozpadá.

Kometa Schwassmann-Wachmann 3 obíhá okolo Slunce jednou za 5,4 roků. Letos se Slunci nejvíce přiblíží 7.června. Pak projde 12.května okolo Země ve vzdálenosti 11,7 milionu kilometrů. To je dost daleko na to, asi 20x dále než Měsíc, aby žádný kus z ní Zemi neohrozil.

Evropští astronomové se získali sérii statických obrazů rozpadu za použití Hubbleovy Pokročilé kamery pro průzkum (Advanced Camera for Surveys). Tyto snímky pak spojili do pohyblivé sekvence, který ukazuje rozpad komety s detaily, které nejsou zachytitelné a zobrazitelné pomocí pozemských teleskopů. Astronomové tvrdí, že nejmenší kusy komety viditelné na snímcích Hubbleova teleskopu dosahují pravděpodobně velikosti rodinného domku.

Kometa Schwassmann-Wachmann 3 byla objevena německými astronomy Arnoldem Schwassmannem a Arno Arthurem Wachmannem v roce 1930. Začátek jejího rozpadu na čtyři kusy astronomové pozorovali poprvé při jejím předminulém návratu v roce 1995.

Komety jsou nejčastěji charakterizovány jako "špinavé sněhové koule", pořádné kusy ledu a skal zbylé po formaci sluneční soustavy před 4,5 miliardami let. Obíhají okolo Slunce po neuspořádaných oběžných dráhách, zasahujících často až do vnějších oblastí sluneční soustavy.

Když se komety dostanou do blízkosti Slunce, ožívají. Zmrzlé plyny uvězněné uvnitř jejich jader se vypařují, rozpínají se a někdy i explodují. Uvolněné plyny a prach vlají za kometou ve směru slunečního větru, který je odfukuje směrem od Slunce. Některé obzvláště prudké výtrysky však mohou z komety tryskat i jinými směry nebo jsou utvářeny gravitačními silami když komety prochází okolo planet nebo Slunce.

Schwassmann-Wachmann 3 není první kometou, kterou astronomové sledovali při jejím rozpadu. Například v červenci rolu 1992 způsobil senzaci rozpad komety Shoemaker-Levy 9, která byla roztrhána na kusy přitažlivostí planety Jupiter, dokončila svoji poslední cestu okolo Slunce a potom, o dva roky později zanikla při vstupu do Jupiterovy atmosféry.