Planety s biosférou vydrží déle obyvatelné

Dojde k tomu za zhruba miliardu let. Rostoucí množství záření přicházejícího ze Slunce ohřeje Zemi tak, že se stane neobyvatelnou. Kysličník uhličitý, který slouží jako potrava pro rostliny zmizí z atmosféry a bude vázán v horninách, oceány se vypaří a všechen život zmizí. Taková je současná představa odrážející vývoj Slunce, které se už od svého vzniku před asi 4,5 miliardami let sice pomalu, ale trvale zvětšuje a rozehřívá.

Tento scénář ale možná bude nutné poněkud poopravit. Alespoň to říkají výzkumníci z Kalifornského technologického institutu (Caltech), kteří přišli s novou teorií fungování mechanizmu termoregulace planet, teorií, který prodlužuje střední délku života biosféry a také tím také výrazně zvyšuje šance na hledání a nalezení pokročilého života jinde ve vesmíru.

Článek popisující tuto novou hypotézu byl zveřejněn 1.červena v elektronickém vydání věstníku PNAS (Proceedings of the National Academy of Sciences), který vydává americká Národní akademie věd.

Země si udržuje svoji povrchovou teploty díky skleníkovému efektu. Ačkoli v současné době skleníkové plyny, hlavně vodní páru, kysličník uhličitý a metan obviňujeme z globálního oteplování, jsou to rozhodující komponenty pro vznik a udržení obyvatelného světa. Jen díky nim se totiž atmosféra chová jako izolační vrstva, která zároveň pohlcuje i vyzařuje tepelné záření a udržuje tak povrch planety příjemně zahřátý.

Jak Slunce během poslední 4,5 miliardy let stárne, stává se stále jasnějším a žhavějším a Země tak od něho dostává stále větší porci tepelného záření. Tento zvyšující se přísun energie zatím Země zvládala tím, že se snižovalo množství kysličníku uhličitého v atmosféře a tím se snižoval i výsledný globální skleníkový efekt. Navzdory současným starostem s rostoucí koncentrací kysličníku uhličitého v atmosféře je faktem, že za poslední 3,5 miliardy let pokleslo jeho procentní zastoupení v atmosféře tak, že jeho současné zvýšení jen malým a téměř zanedbatelným zlomkem původních hodnot.

Problémem je, jak říkají profesoři geobiologie Joseph L. Kirschvink a Nico a Marilyn Van Wingenovi působící na Caltechu a spoluautoři studie uveřejněné v PNAS, blížíme se k bodu, kdy v atmosféře už nebude dostatek kysličníku uhličitého na to, aby se mohla teplota povrchu planety regulovat pomocí těchto procedur."

Kirschvink a jeho další spolupracovníci Yuk L. Yung, profesor planetárních věd, také na Caltech, a postgraduální studenti King-Fai Li a Kaveh Pahlevan však ve své nové teorii přišli s řešením. Tím by mělo být podstatné snížení celkového tlaku atmosféry dosažené odstraněním přebytečného molekulárního dusíku, povětšinou inertního plynu, který dnes tvoří asi 78 procent atmosféry. Tak by se mohla dále regulovat povrchová teplota a zároveň by to dovolilo kysličníku uhličitému zůstat v atmosféře a podporovat život. Očekávaná obyvatelnost planety by se tím prodloužila a přidala nám k dobru další asi 1,3 miliardy let.

Princip fungování tohoto efektu vysvětluje King-Fai Li na analogii s vlněnou vlněnou pokrývkou. V ní jako izolace nepůsobí ani tak samotná vlna, jako vzduch obsažený ve vláknech a mezi vlákny pokrývky. Pokud tento vzduch vysajeme, přikrývka ztratí podstatnou část svých izolačních vlastností a teplo může unikat tím více, čím méně vzduchu bude mezi jejími vlákny. Při menším tlaku vzduchu tedy může z povrchu do kosmu uniknout více tepla, říká Li a to může planetě pomoci zbavit se přebytečného tepla generovaného větším a teplejším Sluncem.

Překvapivě, říkají vědci, k odstranění dusíku z atmosféry nemusí být zapotřebí ani žádný vnější vliv. Může to vykonat sama biosféra tím, že naváže dusík do buněk živých organismů v momentě kdy rostou a pohřbít jej zároveň s nimi když zemřou.

Ve skutečnosti se možná toto snižování obsahu dusíku už dávno děje, říká Kaveh Pahlevan a naznačuje tak, že současný tlak vzduchu může být nižší než v rané historii planety. Důkazy této hypotézy mohou přijít z jiných vědeckých výzkumů, zejména těch, které se zabývají plynovými bublinami ve starověké lávě. Podle velikosti těchto bublin by totiž mělo být možné určit tlak vzduchu v minulosti. Vyšší tlak totiž produkuje menší bubliny a naopak. Pokud je to pravda, tento mechanismus by se mohl vyskytoval na všech extrasolárních planetách s atmosférou a biosférou.

V budoucnosti tedy budeme moci nejen identifikovat planety zemského typu kroužící kolem jiných hvězd, ale také se můžeme něco dozvědět o jejich atmosférách a jejich hustotě, říká Pahlevan. Pokud naše hypotéza funguje, pak starší planety budou mít tendenci mít tenčí a řidší atmosféry a to by bylo znamenalo, že tento proces je obecný.

Yung k tomu dodává: "Nemůžeme čekat na experimentální ověření zde na Zemi. Trvalo by to příliš dlouho. Pokud ale budeme studovat exoplanety z tohoto pohledu možná zjistíme, že tento experiment byl už dávno vykonán."

Prodloužení délky obyvatelnosti naší biosféry ze zhruba 1 miliardy až na 2,3 miliardy let má zajímavé důsledky pro pátrání po životě jinde ve vesmíru. Délka existence pokročilého života je jednou z proměnných ve známé Drakeově rovnici, pojmenované po astronomovi Franku Drakeovi, který v 60. letech minulého století teoreticky formuloval výpočet počtu inteligentních forem mimozemského života ve vesmíru, se kterými je možné navázat kontakt. Prodloužení obyvatelnosti planet tak znásobuje vyhlídky na nalezení inteligentního života jinde v galaxii.

Výzkum publikovaný v článku "Atmosférický tlak jako přírodní regulátor klimatu na planetách zemského typu s biosférou" (Atmospheric Pressure as a Natural Regulator of the Climate of a Terrestrial Planet with Biosphere), byl financován NASA a Virtual Planetary Laboratory v Caltech.

Podle: tisková zpráva Caltech

První přímý důkaz existence vodní plochy na Marsu

Vědci z Coloradské univerzity předložili ve vědeckém časopisu Geophysical Research Letters první přímé důkazy o tom, že na Marsu existovala tekutá voda ve formě velké vodní plochy. Na fotografiích sondy Mars Reconnaissance Orbiter pořízených vysoce citlivou kamerou HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) objevili několik desítek kilometrů dlouhý kaňon a pozůstatky břehů jezera, které mohlo mít rozlohu až 200 kilometrů čtverečných a mohlo v některých místech dosahovat hloubky až několika set metrů.

Ještě zajímavějším zjištěním je ale to, že tento dlouhý kaňon a pozůstatky břehů starověkého jezera pochází z doby, o které se předpokládalo, že během ní byl Mars už nějakou dobu suchou planetou. "Toto je první jednoznační důkaz břehů na povrchu Marsu," řekl vedoucí týmu Gaetano Di Achille. "Určení hranice břehů a doprovodných geologických důkazů nám umožňuje odhadnout velikost a objem jezera, které se mohlo zformovat před asi 3,4 miliardami roků," uvedl Di Achille v prohlášení.

Důkaz existence tekoucí vody na planetě může být užitečná i pro jiné výzkumy. "Na Zemi jsou delty a jezera úžasnými místy, kde se soustřeďují a uchovávají historické životní formy," uvedl Di Achille. "Pokud byl na Marsu někdy život, tyto delty mohou být klíčem k odhalené biologické minulosti Marsu," dodal vědec.

Na fotografiích bylo zachyceno kromě něčeho, co může být břehy velkých řek a pobřežím moře, také několik útvarů které mohly být vytvořeny při sesuvech půdy. Objevené jezero se pravděpodobně nakonec opařilo a nebo zamrzlo a následně sublimovalo během klimatických změn. Že takové klimatické změny na planetě nastaly víme, co je však zapříčinilo, to zatím zůstává záhadou. Z teplého a vlhkého Marsu s hustou atmosférou se tak postupně stala dnešní chladná a zamrzlá poušť téměř bez atmosféry.

Nová definice omezuje velikost obyvatelné zóny kolem vzdálených Sluncí

Jak astronomové stále více pátrají po blízkých planetárních soustavách a hledají v nich život, zaměřují svoji pozornost také na systémové předpoklady existence tak zvané obyvatelné zóny, tedy oblasti kde teplo mateřské hvězdy na planetách udržuje vodu v kapalné formě.

Celá řada nově objevených exoplanet ale obíhá kolem červených trpasličích hvězd, které tvoří až tří čtvrtiny všech hvězd v blízkém okolí naší sluneční soustavy. Tyto potenciálně obyvatelné planety tedy musí obíhat mnohem blíže těmto hvězdám, než je tomu u Země kolem Slunce a to možná až padesátkrát. Důvod je jednoduchý, jejich mateřské hvězdy jsou menší a produkují méně tepla než naše Slunce.

Nové výpočty však signalizují, že to s planetami obíhajícími takto blízko kolem jejich hvězd nebude zase až tak jednoduché. Slapové síly vyvolané na planetách gravitací jejich mateřské hvězdy totiž mohou výrazně omezit to, co je považováno za obyvatelnou zónu hvězdy a změnit tak kritéria pro planety, kde by se mohl potenciálně ujmout život.

Vědci dnes věří, že kapalná voda je nutnou podmínkou pro život. Není to ale podmínka jediná. Planeta musí mít také deskovou tektoniku, aby mohl být z atmosféry odstraňován přebytečný uhlík tím, že je ukládán do hornin. To brání vzniku nadměrného skleníkovému efektu. Desková tektonika, tedy pohyb ploten kůry, která tvoří povrch planety, je jevem typicky poháněným radioaktivním rozpadem prvků v planetárním jádru. Ovšem gravitace blízké hvězdy může působit na jádro také slapovými silami, které tak vytváří více energie než je jí k fungování deskové tektoniky potřeba.

"Pokud máte na planetě deskovou tektoniku, pak můžete mít dlouhodobě stabilní klima, které je také jednou z podmínek pro rozvinutí života," říká Rory Barnes, postgraduální student astronomie na Washingtonské univerzitě. Planeta tedy se tedy musí nacházet také v určité vzdálenosti od hvězdy, kde už její gravitační síly nepřeskupují každou chvíli její povrch a nevyvolávají extrémní tektonickou činnost.

Barnes je vedoucím autorem studie, byla přijata k publikování v časopisu Astrophysical Journal Letters. Spoluautory výzkumu jsou Brian Jackson a Richard Greenberg z Arizonské univerzity a Sean Raymond z Coloradské univerzity. Ve své práci použili počítačové modelování k tomu, aby definovali novou, tak zvanou "přílivovou obyvatelnou zónu."

"Výsledným efektem naší práce má být omezení počtu obyvatelných prostředí ve vesmíru, či přinejmenším toho, co jsme za obyvatelné prostředí zatím pokládali," řekl Barnes. "Nejlepší místa k hledání života jsou ta, kde se nová a stará definice obyvatelné zóny překrývají."

Nové výpočty mají své důsledky zejména pro planety, které byly dříve považovány za příliš malé pro to, aby byly obyvatelné. Příkladem může být třeba Mars, který měl období s fungující tektonikou, kterou ale zastavilo ochlazení jádra planety. Pokud by se ale taková planeta nacházela blíže ke svému Slunci, gravitační tah a jím vyvolané slapové síly by v jádře uvolňovaly více energie. Slapové síly by u Marsu nacházejícího se blíže ke Slunci pravděpodobně mohly znovu spustit jeho tektoniku, uvolnit tím skleníkové plyny z jádra a poskytnout tím planetě hustější atmosféru. No a pokud by se tím uvolnila na povrch voda v kapalném skupenství, mohl by i Mars být obyvatelný takovým životem jaký známe.

Naopak některé měsíce Jupiteru, které byly dlouho považovány za potenciálně obyvatelné pro jisté formy života takovými nejspíše nebudou. Například měsíc Io má díky slapovým silám z Jupiteru tak silnou tektoniku, která doslova "přeorá" celý povrch tohoto měsíce za méně než 1 milion let. Z tohoto důvodu nemůže být dobrým kandidátem obyvatelnosti.

"Pokud by se totéž dělo na Zemi, ztěží bychom si i jen představili, že by se zde vyvinul život," řekl také Barnes.

Potenciální planeta zemského typu, ovšem osmkrát hmotnější než Země, pojmenovaná Gliese 581d byla objevena v roce 2007 ve vzdálenosti asi 20 světelných roků od Země směrem do souhvězdí Vah (Libra). Z počátku se předpokládalo, že planeta je příliš vzdálena od svého slunce, ale později se ukázalo, že se na Gliese 581 kapalná voda přeci jen vyskytuje. Nedávná pozorování pak určila, že se sice oběžná dráha planety nalézá uvnitř obyvatelné zóny definované kapalnou vodou, ale zároveň už je vně obyvatelné zóny definované působením slapových sil hvězdy. A to, jak věří autoři studie, drasticky omezuje možnost existence života na planetě.

"Máš model předpovídá, že slapy mohou přispívat k tomu, aby se planeta stala obyvatelnou asi jednou čtvrtinou tepla, vyžadovaného k tomu, aby se planeta stala obyvatelnou," dodává Jackson a Barnes ho doplňuje: "V konečném důsledku jsou slapové síly důležitým faktorem, na který musíme brát ohled při hledání obyvatelných planet."

Hvězdy odjinud

Dokonce i ten nejméně nápadný soused může skrývat obrovské tajemství. Nové výpočty oběžné dráhy velmi slabě zářící a málo hmotné trpasličí hvězdy nalézající se nyní jen 300 světelných roků od sluneční soustavy naznačují, že tato hvězda může být na útěku z jiné galaxie.

Astronomové oznámili minulý týden objev rodiny hvězd na neobvykle výstředných oběžných dráhách kolem galaxie, včetně jedné hvězdy, která by dokonce mohla mít původ v jiné galaxii. Tyto hvězdy, kterým se říká ultra chladní podtrpaslíci, jsou malé hvězdy o nízké teplotě povrchu s nízkými koncentracemi těžkých prvků. Astronomové zjistili, že ve srovnání s jinými hvězdami v Mléčné dráze mají tyto hvězdy velmi neobvyklé oběžné dráhy. Některé z nich mohou na svých vysoce eliptických drahách zavítat až do srdce do srdce i na její okraj, jiné se pohybují až daleko za hranicemi galaxie. Jedna taková hvězda, pojmenované 2MASS 1227-0447, má v galaxii takovou oběžnou dráhu, že astronomové spekulují o tom, že by tato hvězda mohla pocházet dokonce z jiné galaxie, která se přiblížila příliš blízko k Mléčné dráze.

Po analýze rychlosti a směru pohybu této hvězdy ohlásili 9.června na zasedání Americké astronomické společnosti Adam Burgasser z MIT spolu s kolegy, že jimi vypočítaná oběžná dráha zavede hvězdu až do vzdálenosti 200.000 světelných roků od centra Mléčné dráhy. Výzkumníci naznačují, že hvězda, poprvé objevená v roce 2003, možná pochází z malé galaxie, která se v minulosti dostala tak blízko Mléčné dráze, až ji naše mateřská galaxie roztrhala svými gravitačními silami. Ačkoli astronomové už dříve identifikovali proudy vzdálených hmotných hvězd v Mléčné dráze, které mohou pocházet z jiných pohlcených galaxií, 2MASS 1227-0447 je první blízká málo hmotná hvězda, která může mít tentýž rodokmen. To, že hvězda má také neobvykle nízké množství prvků těžších než vodík a helium také naznačuje cizí původ, tvrdí Burgasser.

Hvězda 2MASS 1227-0447 je jednou z jen několika desítek takovýchto chladných a málo hmotných hvězd identifikovaných v naší galaxii. Robyn Sandersová z MIT analyzovala oběžné dráhy 24 těchto hvězd a zjistila, že míjejí Slunce rychlostí až do 500 kilometrů za sekundu. Několik z těchto hvězd vniká hluboko do Mléčné dráhy na podlouhlých oběžných drahách, které zasahují tisíce světelných roků nad i pod galaktický disk. Ale jen 2MASS 1227-0447, jak se zdá, má oběžnou dráhu opouštějící disk Mléčné dráhy dost daleko na to, aby mohla pocházet z jiné galaxie.

Podle: New Scientist

Start Endeavour odložen

NASA odložila dnešní start raketoplánu Endeavour k Mezinárodní kosmické stanici kvůli netěsnosti na odvětracím systému externí nádrže na kapalný vodík. Tento systém má odvádět přebytek plynu z odpařování kapalného vodíku bezpečně mimo startovní rampu.. Při tomto druhu závady se start odkládá nejméně o 4 dny, startovat by se tak mohlo nejdříve 17. června, ale přepokládá se, že bude využito dalším vhodné startovací okno až 20.června, aby nedošlo ke konfliktu s plánovaným startem sondy Lunar Reconnaissance Orbiter.

Manažeři mise rozhodnou o pokračování příprav ke startu v neděli odpoledne floridského času, následovat bude tisková konference vysílá na NASA Television.

Připravovaná šestnácti denní mise bude obsahovat pět kosmických vycházek a má během ní být zcela dokončena japonská laboratoř KIBO. Astronauti k ní mají zvnějšku připojit plošinu, na kterou se budou připojovat experimenty probíhající v otevřeném kosmickém prostoru.

Členy posádky letu STS-127 jsou velitel Mark Polansky, pilot Doug Hurley a specialisté Dave Wolf, Christopher Cassidy, Tom Marshburn, Tim Kopra a Kanaďanka Julie Payette,.která se připojí k posádce kosmické stanice ve které nahradí japonského astronauta Koichi Wakatu. Wakata se vrátí na Zem se zbytkem posádky Endeavour po tříměsíčním pobytu na stanici.

Podle: NASA

Betelgeuse - neuvěřitelný zmenšující se obr

Rudý veleobr Betelgeuse ze souhvězdí Orion je proměnnou hvězdou nacházející se asi 600 světelných roků od Země. Přesto, že je označen jako alfa Orionis, je díky své proměnnosti po většinu času jen druhou nejjasnější hvězdou tohoto souhvězdí a zároveň devátou nejjasnější hvězdou oblohy.

Jasně červený Betelgeuse je jedním z ramen Orionu a tváří se jako stálice. Ale nová studie naznačuje, že se tato obří hvězda už více než deset let zmenšuje.

Betelgeuse se jako červený veleobr blíží ke konci svého života. Jasná a hodně nafouklá hvězda je 15 až 20 krát hmotnější než Slunce. Je také jednou z největších známých blízkých hvězd. Pokud by se umístila do středu sluneční soustavy, její povrch by sahal až po oběžnou dráhu Jupiteru. Její úhlový průměr na obloze poprvé měřili interferometricky už v letech 1920-21 Michelson a Pearse.

Ale hvězda zdá se slábne. Nová pozorování signalizují, že se obří hvězda od roku 1993 scvrkla o více než 15 procent. To může znamenat jak dlouhodobý rozkmit její velikosti, tak také to, že jí už zvoní umíráček. Vyloučeno však není ani to, že jde o efekt nezvykle hrbolatého povrchu hvězdy, který, jak se hvězda otáčí, pozorujeme z jiného úhlu.

Proč tolik možností? Betelgeuse je zahalen do obrovských mračen plynu a prachu a tak měření jeho velikosti jsou velmi obtížná. Pro proniknutí tímto neprůhledným obalem použil Charles Townes a jeho kolegové z Kalifornské univerzity soubor dalekohledů, které jsou citlivé jen na určité vlnové délky infračerveného světla hvězdy.

Tým tyto přístroje použil ke změření průměru disku hvězdy na obloze. Za období patnácti let pozorování se zdá, že se průměr hvězdy zmenšil z 11,2 AU až na 9,6 AU. 1 AU - astronomická jednotka, je při tom vzdálenost od Země od Slunce. Důvod tohoto zmenšení není znám stejně jako není jasné jak se rudý veleobr chová blízko konce svého života.

"Možná je tam nějaká nestabilita a hvězda se chystá zhroutit nebo se zmenšila tím, že odfoukla nějaký materiál, ale kdo ví," řekl Townes, který je spolunositelem Nobelovy ceny z roku 1964 za vynález laseru, reportérům v úterý na zasedání Americké astronomické společnosti v Pasadeně.

Zmenšující se průměr by ale mohl být také důkazem pro zatím ještě neidentifikovatelné pulsace hvězdy, říká Graham Harper z Coloradské univerzity v Boulderu, který se této studie neúčastnil.

Povrch Betelgeuse se vlní dovnitř a ven, jak se konvekcí dostává energie z nitra hvězdy. Dvě takové pulsace už známe. Jedna, jak se zdá, začíná jednou do roka, druhá pak každých 6 let. Toto soustavné pozorování a měření se prováděné stále stejnou metodou ukazuje na postupné zmenšování velikosti už nejméně 15 let, říká Harper. "Myslím si, že je to velmi dobrý náznak toho, že se Betelgeuse opravdu zmenšuje."

Harper ale poukazuje na to, že změna velikosti by mohla být jen iluzí. Simulace ukazují, že rozdíly v teplotě povrchu rudých veleobrů mohou udělat jejich povrch výjimečně hrbolatý a to by mohlo způsobit zdání jiné velikosti, když je pozorujeme z jiného úhlu.

"Když se díváte na simulace, často vodíte, že hvězda není kulovitá. Vypadá jako špatný brambor," řekl Harper pro New Scientist. Betelgeuse nejspíše rotuje kolem své osy jen jednou za 18 roků nebo tak nějak a tak se mohlo stát, že jsme "šišatou" hvězdu pozorovali ze zvláště úzké části pohledu.

Další možností je, jak říká Harper, i to, že tým neměří přímo povrch hvězdy, ale jen vrstvy hustého molekulového plynu, o kterých se někteří astronomové domnívají, že by se mohly vznášet nad vlastním povrchem hvězdy. Výzkumný tým proto doufá, že pomocí dalších vlnových délek a vyššího rozlišení určí odkud světlo pochází.

Podle: New Scientist a Astrophysical journal, vol.697, p.L127

9.června 2009

Astronomové našli nové způsoby měření kosmických vzdáleností

Použitím vzácného druhu obrovských Cefeid dokázali astronomové přesně změřit vzdálenosti objektů až tří krát vzdálenějších než kdykoliv předtím. Klasické Cefeidy jsou pulsující hvězdy jejichž jasnost je dobře známa a proto se už dlouho užívají jako referenční body pro měření vzdáleností v blízkém vesmíru. Nyní si ale astronomové našli si cestu jak používat k tomuto měření Cefeid s "ultra dlouhou periodou" (ULP). Jejich pomocí nyní dokáží změřit vzdálenost až do 300 milionů světelných let.

Klasické Cefeidy jsou sice velmi jasné, za hranicí 100 milionů světelných roků od Země se jejich signál ztratí mezi ostatními jasnými hvězdami, řekl Jonathan Bird, doktorand astronomie na Ohio State University, když prezentoval svůj výzkum toto pondělí před Americkou astronomickou společností.

Cefeidy typu ULP jsou vzácnou, extra jasnou třídou proměnných hvězd s velmi dlouhou dobou pulsu. Astronomové proto měli za to, že se hvězdy třídy ULP nevyvíjejí stejně jako ostatní cefeidy. Studie na které které se Bird však ve své studii ukazuje, že našel našli první důkaz o tom, ře se Cefeidy třídy ULP vyvíjejí stejně jako klasické Cefeidy.

Existuje několik metod výpočtu vzdálenosti hvězd, které astronomové často musí spojit dohromady a měřit tak vzdálenosti nepřímo. Obvyklým příměrem je žebřík. S každou novou metodou se prodlužuje o další příčku a dosáhne dále. Ovšem na každé příčce tohoto pomyslného kosmického žebříku vázne také určitá chyba měření. Tyto chyby se se zvyšujícím počtem příček sčítají a snižují tak celkovou přesnost měření. Proto astronomové vítají každou metodu, která může snížit počet jeho příček a změřit v jednom kroku co možná nejdelší vzdálenost.

Jednu z takových technik přímého měření velkých vzdáleností použil v roce Krzysztof Stanek, profesor astronomie na Ohio State, když použil světlo binárního hvězdného systému v galaxii M33 k prvnímu přímému měření vzdálenosti této galaxie. Díky použité technice zjistil, že M33 je od Země vzdálena 3 miliony světelných roků.

Nová technika používající k měření ULP cefeidy je odlišná. Jde sice o nepřímou metodu, ale už tato počáteční studie naznačuje, že metoda by mohla fungovat i pro galaxie, které jsou mnohem dál než M33.

"Našli jsme cefeidy s ultra dlouhou periodou, které mohou být potenciálně velmi silný indikátorem vzdálenosti. Věříme, že mohou poskytovat první přímá měření vzdálenosti hvězd v galaxiích vzdálených řadově 50 - 100 megaparsec (150 - 326 milionů světelných roků) a možná i dál," říká Stanek.

Protože si astronomové ale obecně nevšimnou cefeid s ultra dlouhou periodou, je o nich jen málo záznamů. V této studii, Stanek, Bird a Jose Prieto, další doktorand na Ohio State našli v astronomické literatuře jen 18 cefeid typu ULP.

Všechny se nacházejí v blízké galaxii Malé Magellanovo mračno. Vzdálenost této blízké galaxie je dobře známa z jiných měření a tak astronomové použili její znalost ke zkalibrování jasu ULP cefeid.

Zjistili při tom, že jsou schopni použít světlo ULP cefeid pro určení jejich vzdálenosti s chybou od 10 do 20 procent, tedy s chybou typickou pro jiné metodiky měření, které tvoří onen hypotetický kosmický žebřík.

"Doufáme, že chybu ještě snížíme po nalezení dalších ULP cefeid v přehlídkách hvězd," řekl Bird. "To co jsme ukázali je, že použitá metoda funguje, a že její výsledky jsou povzbuzující."

Bird také vysvětlil, proč astronomové v minulosti tuto třídu cefeid v podstatě ignorovali. Krátkoperiodické cefeidy, které mění svůj jas každých několik dnů, jsou díky odhalenému a dobře prozkoumanému vztahu mezi délkou jejich periody a jejich jasem úspěšně používány pro měření vzdálenosti už dlouho. Zástupcem takových hvězd je například dobře známá Polárka (viz. článek na tomto webu dne 23.7.2008).

Ale astronomové si mysleli, že cefeidy typu ULP, jejichž jas kolísá v průběhu několik měsíců nebo i déle, tomuto vztahu neodpovídají. Oni jsou větší a jasnější než typické cefeidy. Ve skutečnosti jsou větší, hmotnější a jasnější než většina hvězd. Všech 18 cefeid třídy ULP zařazených v této studii převyšuje naše Slunce svojí hmotností 12 až 20 krát.

Jas je dobrým ukazovatelem vzdálenosti, tvrdí Stanek. Ovšem typické cefeidy jsou ve vzdálených galaxiích jen obtížně k nalezení, protože jejich světlo splývá s ostatními hvězdami. Ovšem Cefeidy typu ULP jsou dost jasné na to, aby "vystoupily z řady".

Astronomové přehlíželi dlouhoperiodické cefeidy také proto, že se domnívali, že na rozdíl od klasických cefeid, které se rozpalují a chladnou během svého života mnohokrát, což způsobuje nestabilitu vnějších vrstev hvězdy a tím kolísání jasu hvězdy, prochází dlouhoperiodické cefeidy tímto obdobím pouze jednou, a pouze chladnou. Výzkumníci z Ohio State však našli v Malém Magellanově mračnu hvězdu HV829, zřetelně se posouvající opačným směrem.

Před čtyřiceti lety trvala jedna perioda hvězdy HV829 87,6 dne. Teď však se perioda pulsace zkrátila a činí jen 84,4 dne. Další dvě měření nalezená v literatuře pak potvrzují, že zkracování periody pulsace signalizuje, že hvězda sama se při tom smršťuje a stává se tak teplejší.

Astronomové tedy studii uzavřeli s tím, že cefeidy třídy ULP mohou astronomům pomoci nejen lépe měřit vzdálenosti ve vesmíru, ale také se dozvědět více o tom, jak se vyvíjejí velmi hmotné hvězdy.

Některé z těchto výsledků byly publikovány již v dubnu 2009 v Astrophysical Journal. Po jejich vydání se začalo pomocí Large Binocular Teleskope v Tucsonu v Arizoně pátrat po dalších cefeidách typu ULP. Stanek říká, že už našli několik dobrých kandidátů v galaxii M81 a čekají na potvrzení těchto výsledků.

Podle Ohio State University

7.června 2009

Sonda Mars Reconnaissance Orbiter se neočekávaně restartovala

Mars Reconnaissance Orbiter, automatická sonda NASA pohybující se už tři roky na oběžné dráze kolem Marsu, přešla do tak zvaného bezpečného módu a komunikuje se Zemí po té, co se ve čtvrtek 4. června ráno světového času neočekávaně restartovala.

Tento neočekávaný reset sondy se podobal události, která nastala na kosmické lidi také letos 23. února. Inženýři ji tehdy uzavřeli s tím, že šlo nejspíše o důsledek působení kosmického záření nebo slunečních částic, které pronikly do elektroniky sondy a způsobily tím chybu ve čtení obsahu pamětí. Tento druh výpadků může u kosmických přístrojů nastat, protože cena stínění elektronických součástek proti všem druhům a energiím kosmického záření je jako mrtvá váha vynášená do kosmu neúměrně vysoká. Proto se obvykle volí kompromis mezi účinností radiačního stínění a rizikem vyřazení elektronických přístrojů z činnosti. Elektronika je také nastavena tak, aby po takovém výpadku sama přešla do takového stavu, který umožní komunikaci se Zemí, umožní zjištění rozsahu poškození a umožní znovu zprovoznění všech funkcí.

Jim Erickson, ředitel projektu Mars Reconnaissance Orbiter v NASA JPL v kalifornské Pasadeně řekl, že "kosmická loď vysílá, technická data nevykazují žádné odchylky, baterie jsou plně nabity, Slunce je zaměřeno a sonda se nepřehřívá. Letový tým proto opatrně přivádí orbiter zpět do normální činností. Koncem příštího týdne bychom měli pokračovat v našem zkoumání Marsu."
Restart se udál přibližně ve 3:10 UT 4.června jde už o šestý restart sondy od srpna 2005, kdy sonda odstartovala na svoji misi k Marsu.

Podle: NASA/JPL

NASA rozšířila smlouvy s Roskosmosem

NASA podepsala s Roskosmosem, ruskou Federální kosmickou agenturou (Федеральное космическое агентство), dodatek k současným smlouvám ohledně letů k Mezinárodní kosmické stanici (ISS). Dodatek má hodnotu 306 milionů dolarů a má v letech 2012 a 2013 zajistit dopravu posádek na ISS a zpět a to včetně souvisejících služeb.

Fixní cena zahrnuje komplexní podporu letu čtyř lodí Sojuz, včetně veškerého nezbytného tréninku a přípravy na start i přistání a případnou záchranu posádky během šest měsíců trvajících misí. Startovat se bude dvakrát na jaře 2012 a dvakrát na podzim 2012. Přistání pak jsou naplánována na podzim 2012 a jaro 2013. Dodatky také zabezpečují poletovou rehabilitaci posádek, lékařské testy a další související služby.
Podle dodatku mohou Sojuzy dopravovat k ISS také hmotnostně omezený náklad a to jak na oběžnou dráhu, tak i zpět na Zemi. Na každého astronauta připadne zhruba 55 kilogramů směrem na oběžnou dráhu a asi 18 kilogramů zpět na Zem.

Podle: NASA