Nebude-li pršet, nezmoknem

aneb, jak se připravit na zákryt Saturnu a úplné zatmění Měsíce. Oba tyto zajímavé jevy nás čekají koncem tohoto týdne, v pátek 2.března nad ránem a pak o den později, v noci ze soboty na neděli. Ovšem  současné počasí je nevyzpytatelné a mnoho nadějí na nerušené pozorování nám nejspíše nedá. Obě tyto události si tedy alespoň předem popíšeme, protože, jak zní stará pravda, náhoda přeje připraveným.

Zákryt Saturnu Měsícem 2.března 2007

Prvním úkazem bude zákryt Saturnu Měsícem.  Saturn je na současné obloze dostatečně jasný a Měsíc najde na obloze určitě každý. Zdá se tedy, že by kromě počasí nemuselo pozorování tohoto úkazu prakticky i volným okem nic bránit. Ovšem ouha, Měsíc bude tou dobou jen jeden den před úplňkem, jeho stáří bude v okamžiku zákrytu 13,06 dne, a bude zářit jasem více než -12,5 mag. Proto mu Saturn s jinak "oslnivým" jasem 0 mag. nebude moci konkurovat a tak se bez dalekohledu neobejdeme. A čím bude tento dalekohled větší, tím lépe.
Saturn, jako obří planeta, není žádným bodovým zdrojem, jako myriády mnohdy prakticky "bezejmenných hvězdiček", které Měsíc na své dráze oblohou každodenně zakrývá. Vlastní zákryt proto neproběhne skokem, jako když při "běžném" zákrytu hvězda schovaná za okraj Měsíce najednou "zhasne", aby se za pár desítek minut na opačném okraji Měsíce opět "rozsvítila".
Měsíc bude Saturn zakrývat  poměrně pomalu a od prvního doteku jeho okraje s kotoučkem planety až do jejího úplného zakrytí uběhne přibližně 50 sekund.

Jak bude jev pozorovatelný v dalekohledu ukazují gif animace Saturnova vstupu (vlevo)  a výstupu (vpravo) za a zpoza měsíčního kotouče. Prohlédněte si také 30x zrychlené video vytvořené pomocí elektronického planetária Starry Night PRO v5.8.2  (.mov 1,6 MB). Animace jsou orientovány tak, jako by jste úkaz pozorovali dalekohledem na azimutální montáži, tedy sever je nahoře, východ vlevo a západ vpravo.

Protože se jedná o jev týkající se, na astronomické poměry,  poměrně blízkých objektů, neproběhne při pozorování z území naší republiky vlastní zákryt v jednom okamžiku.  Začátek úkazu  se bude podle pozorovacího místa lišit až o 2 minuty, a to přibližně od 03:34 do 03:36,  stejně tak konec zákrytu proběhne mezi 04:12 až 04:16 hod SEČ.  Celkem bude vstup Saturnu za měsíční kotouč trvat o něco kratší dobu než jeho výstup, protože prstence se budou za Měsíc schovávat takříkajíc "naplocho", kdežto při výstupu vykouknou zpoza měsíčního okraje napřed prstence a teprve po chvíli se objeví vlastní planeta, aby ještě chvíli trvalo, než se Saturn objeví v plné kráse i s prstenci.

Vydaří-li se počasí, bude to v dalekohledu určitě zajímavé pokoukání. Sledujte proto předpověď počasí i nabídky pozorování vám blízkých hvězdáren.
Bylo by určitě škoda takovou příležitost promeškat, neopakuje se zase až tak často. Příroda však k nám bude tento rok příznivě nakloněna a když tento pátek pro nepřízeň počasí, nebo jen pro nechuť časně vstávat nic neuvidíte, budete mít ještě jednu možnost si to zopakovat. Druhý letošní zákryt Saturnu proběhne 22. května večer od 20:27 do 21:34 hod. 
Podobné zákryty bylo u nás možné pozorovat např. v letech 2001 a 2002. Videozáznam začátku a konce zákrytu z roku 2001 můžete najít například zde a zde.

Naše hvězdárna bude pro pozorování zákrytu tento pátek přístupná veřejnosti zhruba od 02:00.

Úplné zatmění Měsíce 3.března 2007

Úplné zatmění Měsíce můžete sledovat, tedy opět, pokud to počasí dovolí, v noci ze soboty 3. března na neděli 4. března.

Samotný úkaz je nepoměrně delší než předešlý zákryt Saturnu a ač se to nezdá, je zatmění Měsíce úkaz vzácnější než zatmění Slunce. Rozdíl mezi nimi je ale v tom, že zatmění Slunce probíhá v omezeném pásu probíhajícím přes povrch Země, zatím co zatmění Měsíc je viditelné vždy z celé polokoule a může jej tak pozorovat nepoměrně více lidí.

Na obrázku dole je znázorněna anatomie zatmění měsíce. Na své dráze okolo Země Měsíc napřed vstupuje do polostínu Země a začne se nám postupně zdát méně jasným. Zejména zpočátku si toho ale prakticky ani nepovšimnete, až do doby, dokud není v polostínu ponořena poměrně velká část měsíčního kotouče. Teprve pak Měsíc vstoupí do plného zemského stínu a jeho osvětlené části začne ubývat při částečném zatmění. Bude trvat další 1 1/4 hodiny, než se Měsíc zcela ponoří do plného stínu Země a začne fáze úplného zatmění trvající 74 minut. Pak se pořadí obrátí a Měsíc se ze stínu začne vynořovat.

I přes to, že tentokrát půjde o úplné zatmění, Měsíc z oblohy zcela nezmizí. Zemský stín totiž není, hlavně na okrajích, zcela temný, díky ohybu a rozptylu světla v atmosféře. Protože atmosféra Země pohlcuje hlavně modré složky světla, ve stínu převáží jeho červené složky a Měsíc tak při úplném zatmění získává často démonický temně načervenalý odstín.

Průběh zatmění Začátek částečného zatmění: Začátek úplného zatmění: Střed zatmění: Konec úplného zatmění: Konec částečného zatmění: Celková doba úplného zatmění:

3. března 22:30 3. března 23:44 4. března 00:21 4. března 00:58 4. března 02:11 74 minut

I v tomto případě doporučujeme sledovat počasí a nabídky pozorování vám blízkých hvězdáren. 
Naše hvězdárna bude v noci ze soboty na neděli pořádat pozorování, kterému bude předcházet přednáška Ing. Rostislav Rajchla -  Z HISTORIE POZOROVÁNÍ ZATMĚNÍ MĚSÍCE - začátek přednášky ve 21 hodin.

New Horizons úspěšně prolétla kolem Jupiteru

Kosmická sonda New Horizons dnes ráno úspěšně dokončila blízký průlet kolem Jupiteru, aby využila jeho obrovskou gravitaci ke zvýšení rychlosti svého téměř 5 miliard kilometrů dlouhého letu k Plutu a do neprozkoumaných hlubin Kuiperova pásu za ním.

New Horizons dorazila nejblíže k Jupiteru po 2,25 milionu kilometrů dnes, 28. února 2007 v 06:43 SEČ. Během nejbližšího přiblížení sice, nemohlo kosmické plavidlo komunikovat se Zemí, ale dál shromažďovalo vědecká data o obří planetě, jejích měsících a atmosféře.

Nejrychlejší kosmické plavidlo, které kdy člověk do kosmu vypustil, získalo průletem okolo Jupiteru další 4 km/sec, a nyní se pohybuje rychlostí více než 83.000 km za hodinu.

Šest měsíců vědecké práce v blízkosti Jupiteru lze, kromě získávání nových poznatků o Jupiterově neklidné atmosféře, měření jeho magnetického pole, průzkumů z jeho jemných prstenců, mapování povrchu velkých měsíců Io, Europa, Ganymédes a Callisto, i detailní pohledy na sopečnou činnost Io, lze také chápat jako zatěžkávací zkoušku před průzkumem svého skutečného cíle, Pluta. kam dorazí sonda v roce 2015.

Zdroj: NASA

Průlet kolem Marsu, další krok na cestě ke kometě

Evropská sonda Roseta, jejímž úkolem je průzkum komet poslala zpět k Zemi "krásné nové snímky" Marsu, když v noci na neděli prolétala kolem Rudé planety, oznámila v neděli Evropská kosmická agentura (ESA).

Sonda na dramatických 15 minut zmizela z obrazovek řídícího střediska, jak procházela za od Země odvrácenou stranou Marsu. Kosmické plavidlo dokonce muselo přepnout svůj zdroj energie ze slunečních článků na baterie, když procházela stínem planety. "Ztratili jsme rádio signál, když Rosetta přecházela za Marsem, ale ten se objevil, přesně jak se očekávalo, o 15 minut později," řekla mluvčí ESA Elso Montagnonová.

Rosetta se k Marsu přiblížila na vzdálenost menší, než 250 kilometrů a při tom použila jeho gravitaci k tomu, aby upravila svoji cestu sluneční soustavou v jakémsi "kosmickém kulečníku", jak to nazvala ESA.

Při tom Mars blokoval sondě pohled na Slunce celých 25 minut. Po tuto dobu musely kosmickému plavidlu, letícím v tom okamžiku rychlostí 39.191, dodávat elektrickou energii baterie, namísto dvou velkých "křídel" slunečních článků. Protože to bylo poprvé od startu, co Rosetta nebyla vystavena přímému slunečnímu světlu nemohli si technici v řídícím středisku být 100 procentně jisti, že baterie budou plně funkční. "Byl to řádně kritický moment," řekla Montagnonová. O průletu okolo Marsu se vyjádřil také vedoucí mise Manfred Warhaut v tom smyslu, že šlo nejdelikátnější úkol od doby, kdy byla sonda vypuštěna.

Protože kosmické plavidlo bylo tou dobou na vzdálené straně Marsu, řídící středisko bylo během přepojení ze solární energie na baterie slepé. Navíc sonda nebyla navržena tak, aby fungovala pouze na baterie. Jejich hlavní funkcí bylo dodávat energii během startu a těsně po něm.

Miliardu euro (1,3 miliardy dolarů) stojící Rosetta, byla vypuštěna v roce 2004 na 10 roků trvající a asi sedm miliard kilometrů dlouhou plavbu.

Když v neděli ráno mezi 02:00 a 02:40 UT prošla za Marsem, pořídila sérii obrázků, na kterých jsou, jak zveřejnila ESA ve svém sdělení, "viditelné výškové mraky u severní polární."  

Na snímku:  Část sondy Rosetta zobrazení kamerou přistávacího modulu Philae na pozadí Marsu.

Při průletu okolo Marsu sonda změnila směr letu a nyní již pospíchá pryč od rudé planety směrem, který ji nakonec dovede až do oblastí za drahou Jupiteru. Rosetta ale nyní nesměřuje ven ze sluneční soustavy, ale zpět k Zemi, kam má přiletět v listopadu, aby průletem kolem ní získala další potřebnou rychlost. Stejný manévr pak zopakuje ještě jednou, o dva roky později, v listopadu 2009," sdělila ESA.

Normálně se těsné průlety okolo planet užívají právě ke získání potřebné rychlosti, ale nedělní operace byla opačná. Ve skutečnosti byl průlet okolo Marsu navržen jako brzdící. Na své cestě se Rosetta celkem 3x gravitačně urychlí a to vždy u Země. První průlet Rosetty okolo Země proběhl už v roce 2005, další tedy bude následovat ještě letos a třetí proběhne o dva roky.

Po všech těchto manévrech u Marsu a Země se nakonec má v roce 2014 sonda Rosetta setkat s kometou Churyumov - Gerasimenko. K jejímu povrchu vyšle laboratoř Philae, krabici o velikosti ledničky, od které se očekává, že prozkoumá chemické složení komety a získá tak drahocenná data o ranné historii sluneční soustavy, z období před asi 4,5 miliardami let.

"Je to ještě dlouhá cesta, ale doposud se všechno zdá být přesně tak, jak bylo naplánováno," sdělila ESA.

"Dnes jsme dosáhli dalšího milníku na cestě k nalezení odpovědí na otázku, zda pozemský život začal za pomoci komet," řekl doslova vědecký ředitel ESA, David Southwood, v tiskovém prohlášení ESA. "Toto je jen začátek, to pravé vzrušení z dosažení komety a uvolnění přistávacího modulu k jádru komety teprve příjde," dodal Southwood.

Podle: ESA

Sluneční skvrna s mnoha jmény

Co mají společného čísla 923, 930, 935, 941 a 944? Na Zemi asi nic. Podíváme-li se ale na Slunce, pak je odpověď jiná. Jde o různá pojmenování jedné a téže sluneční skvrny, která se na snímku pořízeném 24. února 2007 v 15:00 UT, opět vynořuje nad východním okrajem Slunce.

Obvykle se sluneční skvrny vytvoří a rozpadnou během několika dnů až týdnů, ale tato skvrna už trvá podstatně déle. Setkáváme se s ní již více než po pět otáček Slunce, z nichž každá trvá 27 dnů. Podle tradice ovšem takováto "dlouhověká" skvrna s každou otočkou Slunce dostává nové číslo vždy, když se znovu vynoří zpoza východního okraje Slunce.

Sluneční skvrna, označovaná dnes jako 944, sice právě teď nevypadá nijak působivě, ovšem zdání klame. Před měsícem, tehdy ještě označovaná jako 941, byla docela roztomilou spirálou a před třemi měsíci, tehdy jako 930, byla původcem jedněch z nejsilnějších polárních září za posledních 25 let, které byly pozorovatelné až daleko na jihu, v Arizoně.

A co bude tentokrát? Nechejme se překvapit.

Podle: Spaceweather

Integral rozšiřuje náš pohled na oblohu v gama paprscích

Nejnovější průzkum vesmíru v oboru gama paprsků prováděný sondou Integral se začal ubírat dalším směrem a to k průzkumu vesmíru vysokých energií. S více než sedmdesáti procenty oblohy, které až doposud Integral prozkoumal, byli astronomové schopní sestavit zatím největší katalog jednotlivých zdrojů gama paprsků na obloze. A v konec nových objevů zatím není dohledu.

Integral je v současnosti poslední gama paprskovou orbitální observatoří Evropské kosmické agentury. Od té doby, co v roce 2003 začal Integral s vědeckými operacemi, věnoval projektový tým podstatnou část jeho pozorovacího času právě průzkumu vesmíru v oboru gama záření.

"Obloha pozorovaná v gama paprscích se, jak známo, neustále mění a to velmi nepředvídatelně," říká o tom Anthony Dean z anglické univerzity v Southamptonu, jeden z původních návrhářů mise Integral. To od této mise vyžaduje zachovávat neustálou pozornost a udržovat přesný seznam všech nalezených zdrojů gama paprsků. Jen tak se mohou astronomové zaměřit na vybraný cíl k jeho podrobnějšímu studiu.

Minulého tři a půl roku, Integral shromažďoval data, která byla na konci každého pozorovacího roku zpracována do katalogu zdrojů záření.

Během prvního roku, kdy se výzkum soustředil na oblasti v blízkosti středu naší galaxie bylo nalezeno více než 120 zdrojů gama záření. Během následujícího roku, kdy Integral rozšířil svůj pozorovací rozsah našel téměř 100 dalších takových zdrojů.

Až doposud Integral přehlédl přibližně 70 procent oblohy, s celkovou dobou expozice okolo 40 milionů sekund, tedy přibližně 1 1/4 roku čistého pozorovacího času. Evropský tým astronomů vedených Anthony Birdem, postupně převedl celý tříletý výzkum do tří katalogů zdrojů gama paprsků. Ty dnes obsahují celkem 421 objektů vyzařujících v gama oboru. Většina z nich byla identifikována jako binární hvězdné systémy nacházející se v naší galaxii, ale katalogy obsahují také tak exotické objekty jako jsou černé díry, neutronové hvězdy nebo aktivní galaxie, nacházející se daleko v hlubinách kosmu. Ovšem celá čtvrtina objevených zdrojů gama záření zůstala zatím neidentifikována.

"Myslím, že mnohé z těchto objektů budou buď hvězdné systémy zahalené do prachu a plynu, nebo kataklyzmatické proměnné hvězdy," tvrdí Dean.  Integral pozoruje v rozsahu gama paprsků, které mohou pronikat, a také pronikají, skrz materiál nacházející se mezi zdrojem záření a námi. Tak bylo možné objevit i zdroje záření ukryté pro jiné vlnové délky.

Jedním z překvapení byla schopnost Integralu objevit další, méně zastoupenou podtřídu kataklyzmatických proměnných hvězd (CVs), označovanou jako intermediate polars. Zpočátku si astronomové nebyli jisti, zda CVs vydávají záření gama. Pak ale Integral prokázal, že asi jedno procento z nich jej skutečně vydává. "V tomto okamžiku jde o úplnou záhadu a my nevíme proč by to tak mělo být," říká Dean.

Jak jeho průzkum pokračuje dál od naší galaxie, hlouběji do okolního kosmu, Integral pozoruje stále více aktivních galaxií. Ty představují asi desetinu všech galaxií a každá z nich obsahuje ve svém středu nějaký druh mimořádné aktivity. Obecně se předpokládá, že jde o obrovskou černou dírou pohlcující okolní hmotu.

Roman Krivonos z Institutu Maxe Plancka pro astrofysiku a kolegové použili průzkumy Integralu k tomu, aby prokázali, že aktivní galaktická jádra (AGN) se nachází na tomtéž místě kde pozorujeme obyčejné galaxie. Nejde o neočekávaný výsledek, ale je to poprvé co bylo takové rozložení AGN pozorováno pomocí  vysoko energetického záření.

"Integral představuje milník astroomii gama paprsků," říká Dean. Před třiceti lety Einsteinova observatoř NASA vytvořila katalog zdrojů rentgenového záření, který se stal standardem pro všechny ostatná rentgenové observatoře, včetně ESA XMM-Newton. "Integral dělá totéž v oboru astronomie gama paprsků," pokračuje Dean. "Nacházíme se ve zlatém věku astronomie gama paprsků," přizvukuje mu Bird. A observatoř Integral je v první linii tohoto nádherného nového vesmíru.

Podle: ESA

Cluster poskytuje nový pohled na elektrickou podstatu polárních září

Magickou světlou show pod širým nebem, polární záře, napájí gigantické elektrické okruhy, vytvářející světelné oblouky v oblastech vysokých zeměpisných šířek, jako je například Skandinávie nebo Kanada. Nové výsledky na základě pozorování získaných pomocí družice Cluster Evropské kosmické agentury ESA poskytují nový pohled na podstatu rozdílu dvou typů elektrických obvodů o kterých v současnosti víme, že jsou spojeny se vznikem polárních září.

Základní mechanismus, který ovládá vznik nádherných polárních září, byl předmětem studií vědců zabývajících se Sluncem a plasmatem už od doby, co první rakety a pozemní pozorování poskytly několik důležitých základních bodů pro porozumění těmto úkazům. Ovšem skutečně zásadní objevy spojené s našimi současnými znalostmi tohoto fenoménu přinesly až družice určené přímo ke sledování polárních září jako byly S3-3, Dynamics Explorer, Viking, Freja a FAST.  A jako poslední se k nim připojila v roce 2000 čtveřice družic ESA s názvem Cluster.

Základní proces generující polární záře je podobný tomu, k čemu dochází ve staré dobré katodové trubici,  moderněji zakomponované do klasické televizní obrazovky, ne do modernější LCD nebo plazmy. V televizní obrazovce naráží cívkami urychlené elektrony do luminoforu stínítka a vyvolávají tak jeho rozsvícení. S elektrony v atmosféře se děje v podstatě totéž. V oblasti, která leží přibližně ve výšce mezi 5.000 až 8.000 kilometrů jsou elektrony urychleny a vysokou rychlostí hnány dolů do zemské ionosféry, horní oblasti atmosféry. Zde naráží do atomů a molekul, změní jejich energetický potenciál a tak způsobí jejich rozsvícení, které je základem polární záře.

Dnes je dobře známo, že většina statických elektrických polí, přirovnatelných svým působením k pozemskému magnetickému poli, hraje důležitou roli v urychlování elektronů, které způsobují polární záře. Jejich elektrické okruhy v prostoru blízko Země obsahují ve vysokých zeměpisných šířkách téměř statické struktury elektrického potenciálu, díky němuž jsou elektrony a ionty urychlovány v obou směrech, tedy jak směrem dolů k Zemi, tak i opačně, pryč ze zemské atmosféry.

Přišlo se také na to, že tyto struktury elektrického potenciálu jsou ponejvíce dvojího druhu, souměrné,  tvarově se podobající podkově (U-shaped) nebo nesouměrné, esovité (S-shaped), obr. vlevo.  V roce 2004, profesor Goran Marklund z Alfven Laboratory, v Royal Institute of Technology, ve švédském Stockholmu zaznamenal, že podkovovité a esovité struktury se typicky vyskytují na hranicích mezi oblastmi magnetosféry s různými vlastnostmi.

Podkovovitý typ byl nalezen v hraničních oblastech plazmatických vrstev, mezi tzv. centrálním pásem v rovníkových zeměpisných šířkách a další přiléhající oblastí plazmatické vrstvy lokalizované ve vyšších zeměpisných šířkách. Další (esovitý) typ byl zase nejčastěji nalezen na hranici mezi vrstvou plazmy v okolí polárních kaspů (polar cusp - roh, cíp) a ve vyšších zeměpisných šířkách.

Marklund už dříve navrhl model, který vysvětloval tento rozdíl. Model předpokládal, že oba tvary, souměrný i nesouměrný, pozorované na odlišných hranicích mezi jednotlivými plazmatickými vrstvami, záleží právě na specifických podmínkách v plazmatu, třeba na rozdílech v jeho hustotě, v regionech přiléhajících k hraničnímu prostředí.  Podle pozorování z roku 2001 pak model upřesnil s tím, že poměry v plazmě na nižších zeměpisných šířkách, kde byly pozorovány podkovovité struktury jsou v podstatně více symetrické než v těch, které přiléhají k polárním kaspům, kde jsou naopak více asymetrické.

Nová pozorování pomocí družic Cluster však s tímto modelem nejsou až tak docela v souladu. Například 1.května 2003, jedna z družic Cluster procházela přes souměrný oblouk polární záře v zeměpisné šířce, kde ji model předpokládal.  Protože se však družice Cluster pohybují ve formaci na zhruba stejné oběžné dráze, druhá družice procházející toutéž oblastí jen o 16 minut později objevila na stejném rozhraní nesouměrnou esovitou strukturu, typickou pro polární čepičky a proto v tom regionu neočekávanou. Ať tak nebo onak, uvnitř 16 minut, které uplynuly mezi průletem dvou kosmických plavidel toutéž oblastí, se hustota plazmatu a k ní přidružené proudy a toky plazmy snížily tak významně, že toto rozhraní skončilo v podmínkách typických pro hranice v okolí polárních kaspů. Na obr. vpravo je dráha družic Cluster naznačena bílou přerušovanou čarou. Z polohy dráhy je zřejmé, že se družice postupně dostanou do většiny oblastí zemské magnetosféry i mimo ni. Čím déle mise cluster trvá, tím dále od Země se družice dostanou.

Taková pozorování představují významný krok vpřed v porozumění elektrické povaze polárních září, ale mnohé důležité otázky ještě zůstávají otevřeny. Jde například o to, čím je spouštěn a udržován proces, který urychluje elektrony vytvářející polární záře. Ale i na to snad mise Cluster odpoví. Měření v oblasti urychlování elektronů mají proběhnout v letech 2008 a 2009, jako závěrečná fáze celé mise Cluster.

Projekt Cluster se připravoval už od konce roku 1982. Jde o jeden z nejvýznamnějších současných projektů ESA. Družice letí ve formaci čtyřstěnu a identické přístroje na jejich palubách zkoumají magnetosféru Země formou prostorového měření. Zaznamenávají se informace o teplotě plazmatu, koncentraci částic a o okolním magnetickém poli.  Start prvního kvarteta v roce 1996 skončil neslavně. Při havárii nosné rakety Ariane-5 byly zničeny všechny čtyři družice. Proto byly vyrobeny další čtyři družice, které se nakonec  dostaly do kosmu po dvojicích až 16.července a 19. srpna 2000, tentokráte však na palubách ruských Sojuzů. Primární mise družic byla v roce 2005 prodloužena až do prosince 2009.

Výsledky posledních výzkumů prof. Marklunda a kolektivu byly  uveřejněny 13.ledna 2007 v časopisu Journal of Geophysical Research.

Čína hodlá vstoupit na pole špičkové astronomie

Jeden z vysokých úředníků Čínské akademie věd (CAS) oznámil v úterý v Pekingu, že Čína hodlá během příštích pěti let vstoupit do vrcholové astronomie tím, že vybuduje v západní Číně observatoř světové třídy ("world class observatory").

Podle posledních informací se v této době uvažuje o dvou místech její potencionální stavby. Jedním z těchto míst by mohlo být Karasu, na Pamírské plošině v oblasti Xinjiang, druhým místem by mohla být Oma v jihozápadním Tibetu. Ovšem skutečné umístění stavby se ještě může měnit, protože podle zveřejněného prohlášení může výběr definitivního místa pro stavbu trvat ještě i tři roky, jak potvrzuje Xue Suijian, ředitel Vědecké a technologické sekce Národní astronomické Observatoře, která je součástí Čínské akademie věd.

"Až bude definitivní místo stavby vybráno, doufáme, že postavíme nejpokročilejší optické vědecké zařízení světa díky široké mezinárodní spolupráci," řekl také Xue a doplnil, že je to nezbytné, protože, jak pokračoval, "současné čínské observatoře nevyhovují státním potřebám výzkumu na poli astronomie."

Xue také řekl, že vědci již instalovali jistá vybavení observatoře na dvou předpokládaných místech stavby, aby zkoumali, zda vybrané umístění má očekávanou úroveň pro stavbu "world class observatory".

Podle: The Peoples Daily / Xinhua

Supernovy - skutečné kosmické majáky

Supernovy slouží už nějakou dobu, jako kosmické majáky, k měření vzdáleností ve vesmíru. Teprve nyní však vědci z Ústavu Maxe Plancka pro astrofyziku a Italského Národního astronomického institutu našli způsob jak jejich použití pro toto měření významně zpřesnit. Na základě svých výzkumů jsou totiž nyní prokázat, že jas všech supernov typu Ia, vybuchujících se stejnou hmotností a stejnou energií je závislý na tom, kolik supernova obsahuje niklu.

Poznání této závislosti dovolilo vědcům zkalibrovat jas supernov s mnohem větší přesností než doposud. Do budoucna tedy už tedy budou schopni použít jas supernovy, kterou pozorují, k mnohem přesnějšímu stanovení její vzdálenosti od Země.

Na snímku: Šipkou je označena supernova 2002bo, exploze bílého trpaslíka v galaxii NGC 3190 v souhvězdí Lva, asi 60 milionů světelných roků od Země

Konec života hvězdy v obrovské explozi supernovy znamená, že umírající hvězda je po dobu několika týdnů téměř tak jasná jako celá galaxie obsahující miliardy hvězd. Fyzikové označují nejjasnější z těchto supernov jako typ Ia. Jejich jas, pozorovaný ze Země, je úměrný jejich vzdálenosti od nás. Protože ale nic není zcela dokonalé, i zde existuje několik nejistot. Otázkou zůstávalo například právě to, zda a jak jsou supernovy opravdu vhodné pro měření vzdáleností? "Například naše znalost rychlosti rozpínání vesmíru je velkou měrou založena právě na pozorováních supernov", vysvětluje profesor Wolfgang Hillebrandt.  A zde byl zádrhel.  Všechny supernovy typu Ia sice vykazují podobné úrovně jasu, ale přesto nejsou přesně stejné.

Tuto nejistotu však nyní vědci z Ústavu Maxe Planck pro astrofyziku a Italského Národního astronomického institutu prolomili, když našli způsob, jak měření jasu a tím i měření vzdálenosti pomocí supernov typu Ia dále zpřesnit. Dospěli totiž k závěru, že energie exploze supernov typu Ia jsou téměř shodné, rovnocenné fúzní energii, kterou může vyvinout bílý trpaslík o hmotností okolo jeden a půl hmotnosti Slunce. Zjistili však také, že množství radioaktivního niklu a středně těžkých chemických prvků, jako je třeba křemík, je u různých supernov různé, a že právě jejich množství umožňuje vysvětlit rozdíl v jasnosti výbuchů. Odhalili závislost, že čím více supernova obsahuje niklu, tím její výbuch září jasněji.

Při výbuchu se syntézou jader uhlíku a kyslíku u některých supernov vytváří velké množství radioaktivních atomových jader, hlavně radioaktivního izotopu nikl 56.  A je to právě energie jeho radioaktivního rozpadu, která se změní v supernově ve světlo.  Fůze tak tak dodává výbuchu obojí,  energii i světlo. Jaderná syntéza, ale může skončit i u lehčích atomových jader, jako je například křemík. Při tom se sice vytváří stejné množství energie, ale supernova už není tak jasná. Tuto situaci jsou schopni vědci identifikovat nalezením křemíku ve světelném spektru supernovy.

V posledních čtyřech letech pozorovali vědci na 20 supernov typu Ia, a každou z nich sledovali po dobu několik týdnů. Použitím spektroskopických a fotometrických dat zpracovaných pomocí komplikované numerické simulace, dosáhli výsledků, které nyní umožňují pročistit a zpřesnit existující metody cejchování jasu výbuchu. Astronomové tak zkalibrují rozdíl mezi jasem supernovy a její světelnou křivkou, tedy tím, jak se jas nově objevené supernovy vyvíjí v čase. Světelná křivka u jasnějších supernov totiž klesá pomaleji než u těch méně jasných.

Nedostatečná znalost samotného výbuchu a toho, co způsobuje rozdíly v jeho jasu byly až doposud nejslabším článkem přesného měření vzdáleností pomocí supernov typu Ia. "Naše překvapující výsledky poprvé daly pevný základ na kterém můžeme užívat supernovy k měření vzdáleností v kosmu," říká Wolfgang Hillebrandt. "Nyní už rozumíme rozdílům mezi jasem supernov mnohem lépe a může tak v budoucnu tento kosmický metr kalibrovat mnohem přesněji." Tento objev přinese prospěch také kosmologům, kteří užívají měření jasu supernov k odvozování vlastností a množství temné energie, o které se věří, že je odpovědná za zrychlování rozpínání vesmíru.

Podle: Mazzali, Rapke, Benetti a Hillebrandt - "Obecný mechanismus exploze supernov typu Ia.", Science, únor 2007

Rok 2006 byl jedním z pěti nejteplejších let za posledních sto let

Klimatologové z NASA Goddard Institute for Space Studies (GISS) v New Yorku nám potvrdili, to, co jsme už stejně tušili. Rok 2006 byl jedním z pěti nejteplejších roků za posledních 100 let. Jako doplnění jejich analýzy teplot za rok 2005, kdy klimatologové GISS zaznamenali vůbec nejvyšší globální průměrnou teplotu za více než sto let to znamená, že interval, kdy jsou dosahovány tyto neradostné rekordy, se zkracují.

Proč se nejedná zrovna o druhý nejteplejší, nebo třeba přesně pátý nejteplejší rok, to vychází ze způsobu měření, přesnosti a vyhodnocování teplot. Ovšem také jiné skupiny klimatologů řadí loňský rok mezi nejteplejší roky posledních několika desetiletí. Jeho přesná pozice v těchto statistikách se také mění v závislosti na detailech jednotlivých rozborů. Výsledky se obzvláště liší tehdy, pokud se globální hledisko mění na regionální, nebo se použijí jiné způsoby odhadu teplotních změn.

Na obrázku: Graf vlevo ukazuje průměrné globální povrchové teploty vztažené relativně k průměru období let 1951 až 1980. Za posledních 30 let se Země ohřála asi o 0.6°C. Obrázek vpravo je však mnohem více alarmující. Barevná mapa teplotních anomálií za rok 2006 (vztažená k období let 1951 až 1980) ukazuje červeně ty oblasti, které byly v roce 2006 nejteplejší, naopak ty oblasti, které se ochladily, jsou modré. Zejména si povšimněte významného vzestupu teploty v Arktidě. Zdroj: NASA

Výzkumní pracovníci Goddardova institutu ke svému hodnocení používají teplotní data z meteorologických stanic na zemi a satelitní měření povrchové teploty moří od roku 1982, doplněná o data z měření teploty mořské vody z lodí ještě o několik let starší.

"Rok 2007 bude nejspíše ještě teplejší než rok 2006," řekl při představení rozboru James Hansen, ředitel NASA GISS. "A může se ukázat také nejteplejším rokem v období za která máme přesná přístrojová měření. Zvyšující se oteplování tento rok lze očekávat díky pokračujícímu efektu El Nino v tropické oblasti Tichého oceánu a kvůli pokračujícímu zvyšování množství člověkem produkovaných skleníkových plynů."

Mnohá místa na zeměkouli se však v posledních dekádách ohřála ještě daleko více než je globální průměr. S největším vzestupem průměrné teploty se tak můžeme setkat zejména ve vysokých zeměpisných šířkách Severního ledového oceánu, na Aljašce a Sibiři, ale také na jihu, na antarktickém poloostrově. Teplota stoupla také ve většině oceánů. Klimatologové říkají, že teplota nestoupá kvůli lokálním efektům znečištěného životního prostředí v oblastech velkých měst, ale stoupá v místech i velmi vzdálených od významnějších míst osídlení.

Podle:  Goddardova institutu pro vesmírná studia

Kopejte na Marsu hlouběji, (možná) najdete život

Sondy navržené k tomu, aby hledaly na Marsu život nevrtají dost hluboko na to, aby našly živé buňky. Takový je závěr vědců z UCL (University College London) , kteří věří, že život by mohl dost dobře existovat právě hlouběji pod povrchem Marsu. Podle nich živé buňky nemohly přežít úroveň záření, které na Mars dopadá, blíže než několik metrů pod povrchem planety, tedy zcela mimo dosah nejmodernějších vrtných souprav na Marsu. Přesto současné sondy mohou najít stopy prozrazující život, který snad na Marsu kdysi existoval. Studii o tom publikovali v časopisu Geophysical Research Letters (GRL).

Jejich výzkum mapuje úrovně kosmického záření v různých hloubkách pod povrchem Marsu, a to v závislosti na stavu a složení povrchu. Ukazuje se v něm, že nejlepším místem pro hledání živých buněk na Marsu je led v oblasti Elysium, v místě nedávno objeveného zamrzlého moře. (obr. vlevo)

Vedoucím autorem studie je Lewis Dartnell  (obr. vpravo) z UCL CoMPLEX (Centre for Mathematics and Physics in the Life Sciences & Experimental Biology). Ten o výzkumu řekl: "Objev stop o tom, že zde život kdysi existoval, tedy nález proteinů, fragmentů DNA nebo fosílií, to by byl velký objev už sám o sobě, ale Svatým grálem astrobiologie by byl nález žijící buňky, kterou by bylo možné rozmrazit, nakrmit a tak probudit k dalšímu zkoumání.

"Není příliš pravděpodobné, že by se takový spící život zachoval v blízkosti povrchu Marsu, prvních pár metrů pod povrchem, kde byl vystaven ionizujícímu záření. Nalezení života na Marsu závisí na kapalné vodě, ale ta byla volně na Marsu naposledy před miliardami let. Dokonce ani ty nejodolnější buňky, které známe, by nemohly po tak dlouhou dobu přežít úroveň kosmického záření blízko povrchu Marsu."

Čas přežití v blízkosti povrchu činí jen několik málo milionů let. To znamená, že šance na nalezení života stávajícími sondami je mizivá. Vědci tedy budou potřebovat kopat mnohem hlouběji a vybírat si k tomu velmi specifické cíle, zejména obtížně dosažitelné, nedávno vzniklé krátery nebo oblasti, kde se "nedávno" objevila voda.

Dr. Andrew Coates, z fakulty fyziky kosmu a klimatu, k tomu říká: "Tato studie se pokouší porozumět radiačnímu prostředí na Marsu a jeho účinkům na minulý a současný život. Jde o první studii, která se podrobně zabývá pohledem na působení radiace v atmosféře a pod povrchem a to se zvláště týká teprve plánovaných misí. Nejlepší šance na nalezení života, kterou máme, je buď moře v oblasti Elysium nebo v nových kráterech."

Tým tedy zjistil, že nejlepším místem pro hledání živých buněk na Marsu by měl být hluboký led v Elysium, protože toto zamrzlé moře je relativně mladé. Předpokládá se, že se vytvořilo až v posledních pěti milionech let a tak bylo záření vystaveno jen po relativně krátkou dobu. Voda navíc poskytuje ideální vodíkový štít, který by mohl být schopen ochránit život na Marsu před destruktivním působením jednotlivých složek kosmického záření. Led má také výhodu v tom, že se do něj dá vrtat mnohem jednodušeji než do kamení. Ale dokonce i zde by přežívající buňky byly mimo dosah vrtáků současných sond. Dalšími vhodnými místy hledání života by měly být také mladé krátery, protože jejich povrch byl vystaven menším dávkám záření a také rokle, jen nedávno objevené na úbočích kráterů, o kterých se předpokládá, že byly vytvořeny vodou v posledních pěti letech (video na konci článku).

Objevitelský tým, aby mohl studovat působení radiačního prostředí na možný život na Marsu, vyvinul modelovou dávku záření. Mars totiž není, podobně jako Země, chráněn globálním magnetickým polem nebo silnou atmosférou a tak na jeho povrch už po miliardy let působí paprsky tvrdého kosmického záření. Tým proto vypočítal, jak je sluneční a galaktické záření pozměněno, když prochází tenkou atmosférou Marsu až na povrch a také pod povrch planety.

Byly také testovány tři různé scénáře povrchu. Prvním byl suchý regolit, druhým vodní led a třetím regolit s vrstvou věčně zmrzlého permafrostu. Energie dopadajících částic a dávka záření pak byla měřena jak na povrchu umělého Marsu, tak v určitých hloubkách pod povrchem. To nakonec dovolilo vypočítat čas přežití živé buňky.

Tým použil známé odolnosti pozemských buněk vůči záření v kombinaci s ročními dávkami zářeními na Marsu, a na jejich základě vypočítal dobu přežití spící populace buněk. Živé, aktivní buňky jsou totiž mohou přežít vyšší dávky kosmického zářením díky tomu, že jsou schopny úspěšně opravit některé části DNA poškozené ionizujícím zářením. Pokud však nejsou buňky aktivní a spí, tedy jsou takové jako kdyby zamrzly  pod povrchem Marsu, pak sice jsou dobře konzervovány, ale zároveň nejsou schopny opravit případné radiační poškození. Takové poškození se navíc hromadí, až buňku nakonec zabije.

Lewis Dartnell to shrnul slovy: "S takovýmto modelem radiačního prostředí pod povrchem Marsu a jeho účinků na neaktivní, spících buňky, jsme byli schopni přesně určit hloubku do které je potřeba vrtat, aby byla alespoň nějaká naděje na získání živých buněk. Zjistili jsme, že domnělé zamrzlé moře v Elysium představuje jeden z nejlepších cílů pro přistání sond, protože zde by mohly buňky dlouhodobě přežít lépe, než jinde pod povrchem zamrzlých skal. Takové zjištění může být rozhodujícím poznatkem pro vědce a inženýry plánující příští, život hledající mise na Mars."

Podle: University College London

Video: "Objevy na Marsu  - Tekutá voda v impaktním kráteru"

Družice Planck se ukázala v plné kráse

"Chci vědět jak vznikl vesmír, jak se vyvíjel a jaká by mohla být jeho budoucnost." To jsou hlavní otázky, které si klade a na které chce získat odpověď profesor George F. Smoot, americký laureát Nobelovy ceny. Tento vědec věnoval velkou část své profesionální kariéry výzkumu kosmického mikrovlnného pozadí (Cosmic Microwave Background - CMB), tedy "prvnímu světlu" uvolněnému poté, co vesmír vznikl při Velkém třesku (Big Bang). Záření, které ho tvoří, se od hmoty oddělilo asi 380 000 let po vzniku vesmíru a dnes má teplotu pouhých 2,73°K. Z jeho drobných změn, fluktuací, lze usuzovat na vlastnosti našeho vesmíru.

Vědci, jako je profesor Smoot, zkoumají toto slabého záření v naději, že z bohatství informací, které CMB v sobě nese o vzniku a dětských letech vesmíru, získají odpověď na některou ze základních kosmologických otázek.

Profesor Smoot, který je výzkumným pracovníkem Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL) v Kalifornii, získal minulý rok, spolu s Johnem Matherem, Nobelovu cenu za fyziku za výzkum reliktního záření, zejména za objev jeho anizotropie,  za proměření jeho spektra a zjištění, že jde o záření absolutně černého tělesa. Byla tak oceněna jejich práce v rámci mise družice COBE (Cosmic Background Explorer).

Družice COBE startovala 18. listopadu 1989 a v roce 1992 potvrdila předpokládané vlastnosti tzv. reliktního záření, jehož existenci předpověděli už v roce 1948  Ralph Alpher a Robert Herman. Jeho objev počkal až do roku 1965, kdy jej vlastně náhodou, v rámci jiného výzkumu, našli Arno Penzias a Robert Wilson. Jejich objev byl shledán natolik významným, že za něj byli v roce 1978 oceněni Nobelovou cenou za fyziku. Družice COBE objevila v tomto záření drobné teplotní odchylky, které ukazovaly na malé změny v jeho hustoty. Tyto odchylky, které byly později identifikovány jako tzv. primordiální (prvotní) fluktuace, jsou pro existenci vesmíru, který dnes známe, velmi důležité.  Pocházejí totiž už z období, kdy se záření oddělilo od hmoty a v konečném důsledku vedly ke vzniku prvních hvězd a galaxií.

"Když se podíváme zpět do minulosti, můžeme vidět všechno mezi minulostí a současností a to nám dovolí představit si budoucnost," říká profesor Smoot.

COBE však byla jen začátkem. Další observatoří zkoumající mikrovlnné pozadí vesmíru se v roce 2001 stala družice WMap (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Sonda byla umístěna v blízkosti Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, ve vzdálenosti asi 1,5 milionů kilometrů od Země, kde pracovala od 14. září 2001. Hlavním cílem mise bylo pořídit mapu fluktuací reliktního záření s mnohem vyšší citlivostí a rozlišením než dokázala sonda COBE. WMap dosahovala v pěti oddělených frekvenčních pásmech ležících v rozsahu od 22 do 90 GHz úhlového rozlišení kolem 0,3° a citlivosti kolem 20 µK. První výsledky jejího pozorování byly uvolněny už 11.2.2003 a definitivní výsledky uzavřené mise pak byly zveřejněny 17.3.2006. Pozorování družice WMap pomohly zpřesnit celou řadu důležitých kosmologických údajů a veličin jako je stáří vesmíru, Hubbleova konstanta, kosmologická konstanta, obsah temné hmoty a temné energie ve vesmíru, dobu oddělení záření od hmoty, dobu vzniku prvních hvězd i křivost vesmíru. Stále však zcela neodpověděla na otázky celkové topologie vesmíru.

Také proto má uprostřed roku 2008, odstartovat už třetí družice určená k tomu, aby zkoumala mikrovlnné pozadí. Má se jí stát družice Planck (obr. vpravo) stavěná Evropskou kosmickou agenturou, nesoucí jméno vynikajícího německého fyzika Maxe Plancka (1858-1947), nositele Nobelovy ceny za fyziku z roku 1918.  Zatímco družice COBE měla rozlišovací schopnost pouhých 7° a sonda WMap 0,3°, družice Planck by měla dosáhnout rozlišovací schopnosti ještě dvakrát vyšší, pouhých 0,17°. Lze od ní tedy očekávat další a významné zpřesnění našich představ o vzniku světa.

Profesor Smoot, který se na přípravě družice Planck rovněž podílí (na snímku vlevo je při prohlídce zrcadel družice), mluvil na na nedávné tiskové konferenci o blížícím se dokončení stavby družice v letecké firmě Alcatel Alenia Space v Cannes ve Francii. Více snímků dokončované družice lze najít na webu ESA.

"Chystáme tuto misi tak, aby vytvořila návod, který nám dovolí lépe porozumět vesmíru," řekl Jan Tauber, projektový vědec mise Planck.  A profesor Smoot k tomu dodává: "S Planckem, zužitkujeme reliktní záření zbývající po Velkém třesku. Je to však obtížné, když nemáme s čím srovnávat."

Právě v porovnávání je hlavní síla Plancka.  Pozorování bude probíhat v celkem devíti skupinách vlnových délek přes celý obor elektromagnetického spektra, od záření gama na jedné straně, přes viditelné světlo, až po rádiové vlny na druhém konci spektra.

CMB má dobře rozeznatelný "podpis". Můžeme tedy používat devět skupin vlnových rozsahů k tomu, abychom odlišili CMB od dalších typů signálů na popředí, komentoval schopnosti Plancka jeden z vědců LBNL.

Vynikající citlivost Plancka, jeho úhlové rozlišení a šíře kmitočtového rozsahu, to vše dohromady by mělo otevřít některé ze "zamlžených" oblastí našeho poznání vesmíru. Někteří vědci dnes pochybují o detailech modelu velkého třesku, ve kterém se vesmír zrodil v horké a husté ohnivé kouli, která se postupně zvětšovala a chladla. Přitom nám chybí některé mnohem základnější detaily vlastností a vývoje vesmíru.

Například, jen 4% vesmíru jsou tvořena obyčejnou hmotou, kterou můžeme vidět. Zbytek tvoří temná energie (73%) a temná hmota (23%), jejichž vliv můžeme objevit jen nepřímo, a jejichž podstatě vědci zatím příliš nerozumí.

Planck by proto mohl poskytnout nové informace o temné energii. To ale bude záležet na tom, čím vlastně tato záhadná veličina je. Tato hypotetická forma energie působí opačným směrem než gravitace a stejně tak proniká celým vesmírem.  O tom, to co by temná energie mohla být mají vědci zatím mají dvě hlavní představy.

První z nich je tzv. kosmologická konstanta, kterou původně navrhl už Albert Einstein, a kterou si lze představit jako stálou koncentraci energie, která stejnorodě naplňuje celý vesmír.

Druhou představou o tom co temná energie je, je tak zvané dynamické pole, kterému se říká kvintesence (dynamické skalární pole), v němž koncentrace energie naopak kolísá v čase i prostoru, které ale má dostatečný záporný tlak na to, aby se vesmír rozpínal.

"Pokud je temná energie kosmologickou konstantou, pak nám Planck neposkytne nijak zvláštní informace," vysvětluje profesor Smoot. "Pokud ale jde o nějaký druh komplikované energie, takové jako je kvintesence, pak není zcela vyloučeno, že o nám ní Planck poskytne některé klíčové detaily."

Výzkumníci také chtějí potvrdit teorii o tom, zda ranný vesmír podstoupil krátkou fázi exponenciální expanze, nazývanou inflace. Její existence by odstranila řadu problémů, takových jako je plochost vesmíru, tedy vysvětlení, proč je hustota dnešního vesmíru blízká hodnotě kritické, problém Planckových škál, tedy otázku, proč jsou přirozené jednotky složené z konstant G, h, c  tak malé, problém horizontu, tedy odpověď na otázku proč je vesmír, který byl na počátku své existence složen z mnoha kauzálně nespojených oblastí, dnes homogenní, nebo vysvětlila to, proč ve vesmíru nepozorujeme antihmotu, tedy problém baryonové asymetrie, případně vysvětlila kde jsou magnetické monopóly a některé další nedostatečně zodpovězené otázky. "Inflace činí náš model vesmíru jednotným, ale jde o úžasnou a záhadnou věc," říká o ní Jan Tauber.

"Chceme porozumět tomu, zda k inflaci skutečně došlo a jak se to stalo."  Navíc chtějí vědci porozumět i tomu, proč žijeme v době, kdy se rozpínání vesmíru znovu urychluje.

Planck bude schopen měřit tyto "kosmologické parametry" s velmi vysokým stupněm přesnosti tak, aby bylo možné vybrat ten model, který nejlépe odpovídá vesmíru kolem nás.

Družice Planck o vzletové hmotnosti jen o málo nižší než dvě tuny se skládá z teleskopu a vědeckých přístrojů umístěných na obslužném modulu, který spolu se zastíněním obklopujícím hlavní zrcadlo a slunečními články zabraňuje světlu od Slunce a Měsíce rušit detekci mikrovlnného záření.  K tomu, aby mise dosáhla svých vědeckých cílů, musí být detektory družice chlazeny na stálou a velmi nízkou teplotu. Kosmické plavidlo je proto vybaveno velmi sofistikovaným chladícím systémem, který detektory ochladí na teploty blízké absolutní nule (-273.15C), stavu ve kterém je tepelná energie nulová.

"Jde o extrémně propracovaný kryogenní systém," řekl o chladícím systému družice Thomas Passvogel, programový manažer mise Planck v ESA. "Myslím, že to je poprvé, co některá vesmírná mise dosáhne takto nízkých teplot detektorů v dlouhodobém provozu."

Družice by měla odstartovat pomocí rakety Ariane 5 z kosmodromu Kourou ve Francouzské Guayaně 31.června 2008, tedy zhruba o rok později než se dříve předpokládalo.

Kromě Plancka vynese raketa Ariane 5 do kosmu i další misi, infračervený kosmický dalekohled Herschel. Ten se stane se svým 3,5m zrcadlem největším orbitálním dalekohledem umístěným v kosmu. Herschel bude, společně s Planckem, provádět průzkum vzdáleného vesmíru.  Ale namísto hledání odpovědí na vznik vesmíru bude, primárním cílem mise Herschel pozorování vzniku hvězd a galaxií. Na obrázku vlevo je startovací konfigurace rakety Ariane. Dalekohled Hershel umístěn nad družicí Planck

Podle: ESA, BBC

Mimozemská astronomie, aneb Jupiter pozorovaný od Marsu

Největším a nejvýkonnějším dalekohledem, který kdy opustil oběžnou dráhu Země je kamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment). Přístroj je umístěn na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) na oběžné dráze okolo Marsu. Výkon tohoto přístroje, která de dá vyjádřit rozlišením povrchu rudé planety s podrobnostmi okolo 25 cm na pixel, je takový, že je dokonce schopen i zajímavých astronomických pozorování.

Tento obraz Jupiteru a jeho velkých měsíců (plná velikost - 10 MB), byl pořízen proto, aby bylo možné kalibrovat ostření a barevné podání kamery. Omylem ale byl při plánování tohoto neobvyklého astronomického pozorování zaostřovací mechanismus ve špatné poloze a obraz je tedy poněkud rozostřen. To sice nebylo na závadu barevné kalibrace, ale pro milovníka ostrých astronomických snímků to "syrovému" snímku ubralo na kráse.

Pro odstranění tohoto nedostatku byl obraz "doostřen" dodatečně na Zemi a to nikým jiným než Dennisem Gallagherem, šéfdesignerem optiky HiRISE. Po tomto doostřením už má snímek podobnou kvalitu jako snímky Jupiteru pořízené z oběžné dráhy Země Hubleovým kosmickým dalekohledem, protože Mars byl při jeho pořízení Jupiteru blíže než Země.

Barvy snímku nejsou totožné s těmi, které můžeme vidět lidským okem. Kamera HiRISE totiž snímá obraz v odlišné části spektra než lidské oko. Jde o něco delší vlnovou délku, v blízké infračervené oblasti.

Tento snímek byl pořízen 11. ledna 2007.

Podle: HiRISE Operations Center