:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

227. vydání (28.2.2000 )

R. Novak pripravuje novy kabat IAN Je nezvratným faktem, že když 20. července 1969 přistával Neil Armstrong a Edwin Aldrin na Měsíci, měl tehdejší prezident Richard Nixon v šuplíku stolu oválné pracovny k dispozici dva projevy: pro případ úspěchu i pro případ fatální katastrofy. Nejsme představitelé velmoci, ani nepřistáváme na Měsíci, přesto všechno jsem dnes také uvažoval o dvou verzích úvodníku. Rudolf Novák totiž v průběhu předcházejících dní a často i nocí zcela, radikálně a -- alespoň dle mého skromného názoru -- i velmi pěkně předělal kabát Instantních astronomických novin. Náš zpravodaj, který již třetí rok informuje o dění v nejbližším okolí Brna i na samotných hranicích viditelného vesmíru, tak vyspěl v regulérní a především stálý tok báječných informací. Čerstvě ušitá podoba IAN však s sebou přinesla značnou nejistotu: Bude to proboha vůbec fungovat? Odpověď se dozvíme během několika hodin. Na "katastrofický úvodník" jsem rezignoval a spolu s Rudolfem vsadil na jedinou kartu. Úterý 29. února 2000, přestupný den, jenž se opakuje jednou za 400 let, nás přece nemůže zklamat! Pár smítek na tváři novin, kterých se dotýkal plastický chirurg, určitě zůstane, ale kostra -- pevně doufám -- se vám bude líbit. Držte nám palce a dál si nás prohlížejte. Díky.

Jiří Dušek

 

Vyhovuje vám nová podoba IAN? (660 odpovědí)

  • ano (38%)
  • ne (53%)
  • je mi to jedno (9%)

 

 

Tajemné Slunce

Rozhovor s Vojtechem Rušinem, pracovníkem Astronomického ústavu Slovenské akademie věd

Slunce je bezesporu nejsledovanějším vesmírným tělesem. Dívají se na něj stovky astronomů a míří na něj každý den spousta dalekohled. Mohlo by se tudíž zdát, že ho známe velmi dobře, ale já si myslím, že to úplná pravda není. Například není zcela jasné, proč mění svoji aktivitu, jaké jsou mechanismy nejrůznějších dějů, které na jeho povrchu nebo v atmosféře probíhají. Myslíte si, že se někdy dočkáme kvalitní předpovědi počasí na Slunci?

Osobně si myslím, že se kvalitních předpovědí počasí na Slunci (tedy předpovědi sluneční aktivity) dočkáme. Je jen otázka, kdy k tomu dojde. Nepochybně to bude až v novém tisíciletí, ale ne dříve než za padesát až sto roků.

Všechny poznatky, které dosud máme a které získáváme z družic nebo ze Země, směřují k tomu, že se učíme předpovídat průběh některých aktivních jevů probíhajících na povrchu Slunce. Ať už erupcí či ejekcí koronální látky (CME) nebo eruptivních protuberanci. Vše záleží na zdokonalení časovo/prostorové rozlišovací schopnosti pozorovaných jevů na povrchu Slunce. Například abychom spolehlivě vysvětlili přenos energie nebo teorii ohřevu sluneční koróny, které dnes patří k nevyřešeným záhadám ve sluneční fyzice, musíme provádět pozorování s rozlišovací schopností třicet metrů. Něco takového prakticky není ze Země možné. Ani pomocí menších dalekohledů z družic. Ale až bude v budoucnosti nějaká pozorovací základna na Měsíci, pak nepochybně detaily na povrchu Slunce o velikosti jenom třicet metrů zvládneme.

Tedy všechno závisí od toho, jak bude postupovat pozorovací technika. Abychom mohli pozorovat jemné jevy na povrchu. Právě na tom závisí potvrzení či vyvrácení uznávaných teorií, resp. hledání nových hypotéz. Nedívám se tedy do budoucnosti pesimisticky, ale optimisticky: S největší pravděpodobností základní eruptivní jevy budeme předpovídat.

Velkou úlohu v celém procesu poznávání Slunce a jevů na něm probíhajících samozřejmě sehrává i výpočetní technika, pomocí které můžeme pozorované jevy simulovat a následně i odvozovat jejich vývoj. A jakmile nám teoretické výpočty potvrdí praxe, Slunce je úžasná laboratoř, pak jsme vyrazili správným směrem. V opačném případě musíme hledat jiné vysvětlení.

Učíme se tak. Možná i proto je dnes tolik různých teorií s krátkou dobou života. Jinak to však nejde. Prostě dnes nemůžeme čekat na vysvětlení nějakého jevu 100, 200 roků. (Případ J. Keplera, který po úplném zatmění Slunce roku 1605 prohlásil, že slabé namodralé světlo okolo tmavého měsíčního disku -- koróna -- je atmosférou Měsíce)

Existují v souvislosti se Sluncem jevy, které sice pozorujeme, ale vůbec nedokážeme vysvětlit? Na první pohled to totiž vypadá tak, že o Slunci známe úplně všechno.

To je pravda. Za posledních sto let jsme se o Slunci dozvěděli skutečně hodně. Už není vesmírným tělesem obydleným inteligentními bytostmi podobnými člověku (W. Herschel), ani nemá tekutý povrch pokrytý vrstvou mraků (oblačná teorie ze začátku 20. století), ale je to obrovské plynné těleso, skvělá plazmatická laboratoř a nejbližší hvězda, na které jako jediné můžeme do detailu sledovat dění na povrchu, v atmosféře i v nitru. (Helioseizmologie a neutrinová astronomie dnes dokáží testovat podfotosférické vrstvy Slunce, včetně jádra.) Hodně už také víme o projevech sluneční aktivity, o jejím časovoprostorovém rozložení apod. Na druhé straně ale, původ mnoha jevů zůstává i dnes záhadou.

Například sluneční skvrny. To je nejznámější projev sluneční aktivity, o kterém víme od roku 5200 před naším letopočtem (tmavé skvrny na slunečním povrchu pozorovali už Číňané v době asi 3000 před n.l.). Ale to, že se vyskytují v místech, kde je velmi silné magnetické pole, do výšky tří až čtyř tisíc Gaussů, a kde je potlačená konvekce víme pouze od začátku 20. století, kdy se na povrchu Slunce začalo s měřením magnetického pole (první v roce 1908 G. Halem). Ovšem samotný mechanizmus sluneční aktivity, resp. generace magnetického pole, je zatím nejasný.

Magnetické pole dnes dokážeme na povrchu Slunce v rámci možností naší techniky pozorovat velmi detailně. Je téměř jisté, že lokální magnetické pole je výsledkem diferenciální rotace a konvektivních pohybů, i když se neví přesně proč. Proč je tam, kde je (v heliografické šířce a fázi cyklu sluneční aktivity). Nezanedbatelnou roli totiž může hrát i tzn. magnetické pole pozadí, které by mělo být výsledkem kontrakce Slunce, když se rodilo z mezihvězdné látky, a které "sídlí" na dně konvektivní zóny (asi ve vzdálenosti 0,713 poloměru Sluce). Nebo také, pokud by jádro Slunce rotovalo rychleji jako povrch (vedou se různé diskuze o tom, jak to ve skutečnosti je), potom by část slunečního magnetismu měla svůj původ i nitru.

Takovým druhým jevem, který nás dnes zatěžuje, je cyklus aktivity o délce jedenáct, resp. dvacet dva roků. Proč se magnetické pole generuje zrovna 11 roků, při změně polarity 22 roků. Proč má takovou délku? Je to nějaký náhodný chaotický pohyb, je to výsledek náhodného pohybu či generace magnetického pole v jádru Slunce nebo je to nějaký zákonitý dlouhodobý proces? Pozorování slunečních skvrn do minulosti nám ukazují, že amplituda nebo mohutnost jednotlivých slunečních cyklů není stejná, podobně jako jejich délka (nejkratší cyklus měl trvání 8 roků, nejdelší třináct). My přitom dosud nevíme proč. Dokonce známe období v minulosti (1654-1710), kdy se na povrchu Slunce nepozorovala skoro žádná aktivita. Základní otázkou tedy zůstává, jestli generaci magnetického pole vyvolává dynamo efekt anebo do hry vstupují i další jevy. Na odpověď si ještě nějaký čas počkáme.

A nebo si vezměme další horký brambor. Jak třeba vzniká erupce? My akorát víme kolik energie erupce vyzáří v celé šířce elektromagnetického záření. Ale přímý mechanismus (anihilace magnetického pole, elektricky výboj apod), proč se v tak malém objemu za tak krátký čas uvolní srovnatelně tolik energie jako z celého povrchu Slunce za jednu sekundu, nevíme. Ovšem až to jednou vyřešíme, tak lidstvo na dlouhá tisíciletí dopředu vyřeší problém s energií.

Podle našich představ probíhají v centru Slunce jaderné reakce a jedním z důkazů mají být sluneční neutrina, která odtud vylétají. Jenomže v pozemských detektorech jich chytáme nějak málo. Kde je tedy chyba?

Doopravdy by podle standardního modelu Slunce by mělo být neutrin o něco víc, zhruba 7 SNU jednotek. (Jedna SNU je 10-36 zachycených neutrin na atom.) Registrovaný počet neutrin je zatím zhruba 2-3 SNU. (První experiment s registrací neutrin začal R. Davis v roku 1965 pomocí perchloretylénu ve starém solném dole v Jižní Dakotě.)

Vysvětlení zatím neznáme, ale jsou předpoklady o zhruba čtyřech možným variantách. Za prvé, přístroje zatím neregistrují neutrina všechna vytvářená hlavním p-p cyklem jaderných reakci, tedy citlivost detektorů je zatím relativně nízká.

Za druhé je to možná přeměna nebo oscilace neutrina z elektronového na mionové nebo leptonové. (My dokážeme zachytit jen první dva typy.) To je zatím nejspolehlivější vysvětlení. Oscilaci a s tím související nenulovou klidovou hmotnost neutrin skutečně dnešní teorie připouští. Pozorování přitom potvrdila, že minimálně jedno z neutrin má nenulovou hmotnost 0,16 elektronvoltu, pak ovlivní nejen sluneční fyziku ale pro astrofyziku jako takovou (problém skryté hmoty, expanze vesmíru a pod.). Odpověď na tuto otázku snad dají měření z nových experimentů, např. Sudbury neutrino detector v Kanadě, Borexino, Gran Sasso a pod.

Dalším argumentem, proč registrujeme málo neutrin, je dočasně nižší teplota v jádru Slunce. Z modelů, které jinak perfektně souhlasí s helioseismologií, vyplývá, že by teplota v centru měla být přibližně 15 milionů kelvinů. Stačilo by, kdyby poklesla o jeden milion stupňů. Pak by termojaderné reakce ještě probíhaly, ale v menším počtu. Tím pádem by se dal vysvětlit i zmenšený počet neutrin, které registrujeme na zemském povrchu. Problém je, že by se snížený počet reakcí, který probíhají v jádru Slunce, musel za 170 tisíc let projevit na povrchu Slunce sníženou svítivostí. Ale v historii naší Země nemáme dokumentovány z toho vyplývající období chladu. Kdyby se totiž snížila svítivost povrchu Slunce, dostávala by naše Země méně energie a zaledňovala by se v cyklu o délce těch 170 tisíc roků.

A tím čtvrtým vysvětlením je, že neutrinům samotným dost dobře nerozumíme. Ale my dnes všechno nevíme ani o elementárních částicích nebo o jádru Slunce. Nepochybně však věřím, že v průběhu deseti, dvaceti roků tuto otázku vyřešíme.

O Vás je známo, že cestujete za úplným zatměním Slunce. Mají tyto výpravy v době rozvinuté kosmické astronomie ještě nějaký smysl?

Mají. Uvedu konkrétní důkaz: Bílou korónu můžeme zatím pozorovat z družic jen ze vzdálenosti dvou slunečních poloměrů, protože optika a velký jas Slunce nedovoluje pozorovat strukturu nižší sluneční atmosféry ve vzdálenosti jeden až dva poloměry. Na druhé straně ale víme, že vnější strukturu bílé koróny ovlivňuje teplota a hustota částic v dolní koróně, stejně jako velikost magnetických polí, tzn.právě ve vzdálenostech od jednoho do dvou poloměrů. Tuto důležitou oblast však můžeme pozorovat jenom při úplných zatměních Slunce a ne z koronografů (pozemských nebo kosmických). Ke struktuře koróny patří i magnetické pole, ale to se přímo v koróně pozorovat nedá. Naštěstí právě podoba koróny naznačuje, jaké magnetické pole zde působí. Druhou cestou na určení velikosti magnetického pole v koróně je pak pozorování pomocí polarizačních filtrů.

To je jen jeden příklad, proč se ještě dnes cestuje za zatměním. Kromě toho je ve hře ještě rozlišovací schopnost. I kdyby jsme bílou korónu mohli z družic pozorovat celou, i ve vzdálenosti 1 až 2 poloměrů, tak bychom zde neviděli tolik detailů, jako když ji pozorujeme ze Země pomocí dalekohledů s objektivem dvacet centimetrů a ohniskem tři metry anebo více. Je totiž zřejmé, že ji musíme studovat s rozlišením kolem obloukových sekund. Pozorování koróny z roku 1991 totiž ukázalo, že se koróna skládá nejen z útvarů o tloušťce 15 až 20 tisíc kilometrů, ale že je daleko komplikovanější s detaily kolem jedné obloukové sekundy a méně. Tak detailní pozorování však z družic zatím vůbec nedokážeme získat.

Dalším důvodem, proč pozorovat korónu během úplných zatmění například je, že ve vizuální oblasti spektra bylo zaznamenáno asi 88 emisních spektrálních čar, které patří vysoce ionizovaným prvkům, jako železo, vápník, nikl apod. Ale pouze šedesát z nich bylo pozorované vícekrát. Zbývajících třicet bylo pozorovaných jen jednou nebo dvakrát. Takové studie nám pak přispívají k tomu, abychom lépe poznali zastoupení prvků na slunečním povrchu, ve sluneční koróně a zpřesnili tak i výpočty modelů vnitra Slunce.

Kromě toho jsme se v poslední době dozvěděli, že v koróně můžeme pozorovat i tzv. neutrální hmotu, kterou dokážeme registrovat pouze do vzdálenosti jednoho až dvou poloměrů Slunce. Nikoli tedy z družic, pouze během úplných zatmění.

Nebudu se pak zmiňovat o tom, že je nezbytné zachovat určitou kontinuitu mezi starými a novými záznamy. Vědecké výpravy za úplnými zatměními by měly skončit až tehdy, když budeme mít dobrou souvislost mezi pozorováním ze země a z kosmu. Nelze něco opustit, aniž bychom měli důkladnou návaznost.

Jak dopadla vaše poslední výprava za úplným zatměním Slunce?

Dnes už můžu prohlásit, že úplné zatmění pro nás dopadlo velmi dobře. Teprve včera jsem totiž viděl poslední vyvolané barevné snímky, které jsme exponovali s dvaceticentimetrovým dalekohledem o ohniskové vzdálenosti tři metry. Záběry s krátkoohniskovými objektivy jsem viděl už dříve a taky vydaly pěkně. Takže mám pocit, že když se nám je podaří dobře zpracovat, tedy digitalizovat a následně upravit, získáme stejné rozlišení jako před časem měli naši kolegové s velkém dalekohledem na Havaji.

Výsledek naší expedice proto pokládám za velmi cenný, struktura koróny do vzdálenosti dvou poloměrů je mimořádně dobrá, mimořádně zajímavá a barevně velmi přitažlivá. Fotografie vám zatím ale neukážu, jelikož si negativ chráním jako oko v hlavě.

O našich novinách se často mluví jako o astronomickém bulváru. Abych tento názor podpořil, zeptám se na to, co vaše výprava prožívala po 11. srpnu v Turecku.

Naší expedici jsem charakterizoval následovně: Kurdové nás nezajali. V souvislosti ze zatčením Ocallama existovaly obavy, že budou nejrůznější nepokoje, včetně únosů. Naopak, můžu prohlásit, že se k nám Kurdové chovali mimořádně dobře. Potom jsem prohlásil, že Turkyně nás nesvedli. V každé krajině existují pěkná děvčata, nabízely se nám jako tlumočnice atd. Vyrovnali jsme se i s obtížnými klimatickými podmínkami. Přes den zde totiž byla teplota kolem 40 až 42 stupňů Celsia, což byla samozřejmě velká zátěž pro tělo i duši. Při stavbě dalekohledů, úpravě terénu... Úspěšně jsme pozorovali i zatmění Slunce.

Ovšem po zatmění, jsme se od 13. do 15. srpna 1999 v Istanbulu zúčastnili konference, na které se sešli velmi významní odborníci z celého světa, i z týmu družice SOHO, Yohkoh i staří pozorovatelé sluneční koróny, nejrůznější teoretikové... Kromě toho jsem zde měl hlavní referát o struktuře sluneční koróny.

Konference skončila v neděli patnáctého, a protože jsme do Turecka letěli z Košic přes Prahu s leteckou společností Českých aerolinií, nejbližší zpáteční let byl až úterý sedmnáctého. Což ovšem nebylo tak špatné, protože nám vyšel alespoň jeden den na Istanbul, jediné město na světě, které leží na dvou kontinentech (Evropě a Asii).

Sedmnáctého srpna jsme ale ve tři hodiny ráno zažili zemětřesení! A nebyla to žádná sranda. Vše v pokoji tancovalo, byli jsme totiž osmdesát kilometrů od epicentra, na postelích nás to doslova nadhazovalo a to nejen vertikálně, ale i horizontálně. Celé to trvalo asi 45 sekund a já jsem se jenom stačil podívat, jestli se někde v budově neobjevila prasklina. A protože nebyla, tak jsem na rozdíl od všech ani nevyběhl ven. Protože k tragickým následkům při zemětřesení nedochází ani tak pro to, že člověk nepřežije fyzicky, ale že ho zavalí padající stěna, sloup nebo cokoliv jiného.

Následovalo několik impulzivních otřesů o délce kolem několika sekund, ty však byly podstatně slabší. Zajímavé je, že teprve po hlavní fázi zemětřesení, po těch čtyřiceti pěti sekundách, si člověk uvědomí, co se děje. Bude ten další horší nebo lepší? Tohle nikdo dopředu neví... Měl jsem dobrý výhled ze třetího poschodí na průliv Bospor a jeden z mostů, který spojuje Evropu s Asií. Když se to všechno začalo chvět, most se "vlnil" a já měl pocit, že se zlomí. Začaly vypadávat světla, houkaly poplašné alarmy na autech, lidé za strašného rachotu vybíhali ven na ulici, jezdily první sanitky, helikoptéry. Když jsem ráno za denního světla vyšel na ulici, kolem dokola nic zbourané nebylo. Po prvních ranních zprávách jsem tudíž byl docela překvapený z celkových následků: dvě stě mrtvých v Izmitě, asi osmdesát kilometrů na západ od Istanbulu. A když jsme se doma dozvěděli o celkovém konečném počtu obětí, byl jsem z toho hodně zklamaný. Naštěstí pro nás dopadlo dobře.

Myslím si, že málokdo astrologům vysvětlí, že zemětřesení nemělo nic společného se zatměním Slunce. Ale teď už k poslední otázce: My se tady na Astronomickém festivalu 1999 ohlížíme za uplynulým stoletím. Koho vy osobně považujete za největšího astronoma 20. století a jaký objev byl podle vás nejcennější?

Ještě k astrologům a zemětřesením. Ročně je na Zemi okolo 30 000 slabých zemětřesení, silných tak dvě stě. Úplných zatmění pak za století 74 až 75. Planeta má svůj dynamický vývoj a její zemětřesení tedy s úplnými zatměními nijak nesouvisí. Byl jsem už na jedenácti výpravách na nejrůznějších kontinentech a nikdy se nic takového nestalo, dokonce ani v "horké" Indonésii.

Protože jsem sluníčkář, tak mi imponují lidé, kteří vymysleli koronograf, přístroj na pozorování sluneční koróny i mimo zatmění. Tedy Francouz Bernard Lyot, ale lidé se s tímto zařízením trápili řekněme od roku 1860 až do roku 1930.

Dalším významným objevem, který přímo nesouvisí se Sluncem, bylo v 1940 vysvětlení podstaty emisních čar v koróně Bengtem Adlénem. Byly totiž zpočátku svého pozorovaní v roce 1869 připisované hypotetickému prvku "coroniu", které neměl místo v Mendelově tabulce prvků. Dnes již víme, že to jsou spektrální čáry vysokoionizovaných prvků železa, vápníku, niklu atd. Dalším objevem byla teorie předpovídající, že v jádře Slunce probíhají termonukleární reakce (1939). Sice ji nevymyslel astronom, ale fyzik Hans Bethe, ale je stále platná a ovlivnila nejen současné znalosti o Slunci, ale i o všech hvězdách. Jaderné reakce jsou totiž zdrojem energie ve všech hvězdách.

Co se týče astronoma, budu opět povídat za sluneční fyziku: Podle mého názoru v tomto směru velmi mnoho udělal Max Waldmeier ze Švýcarska. Astronom, sluneční fyzik, který víceméně na základě vlastních pozorování provedl úžasné studium časoprostorových závislostí aktivity na povrchu Slunce a byl jeden z prvních, který ukázal na mimořádně vysokou teplotu sluneční koróny (řádově jeden milion kelvinů). Toho by jsem považoval za úžasného člověka, který přispěl k významnému rozvoji fyziky sluneční koróny, protuberancí a zákonitosti ve vývoji sluneční aktivity. A jen tak mimochodem, už v roce 1957 hovořil o koronárních dírách (v němčině "loecher"), které dnes považujeme za jeden z možných zdrojů částic slunečního větru, které přicházejí do kontaktu s ionosférou naší Země.

Děkuji za rozhovor.

Neupravený záznam originálního rozhovoru je ve formátu mp3 a má velikost 5,8 MB (25 minut).

Jiří Dušek
 

Popiš, a panuj!

Někdy přispějete k pokroku vědy i tím, že věci, jevy či události vhodně pojmenujete.

Smůla je protržena, planetární průzkum pokračuje. Sonda NEAR se spustila ještě blíže ("NEARer") k planetce Eros a nad jejími pozoruhodnými záběry se rozplývá Jirka Dušek na jiném místě našich novin. Dva neúspěšné pokusy se sondami Mars Climate Orbiter a Mars Polar Lander se již pozvolna ztrácejí v zapomnění. Pověrčiví lidé (a Rámané) jistě čekali ještě nějaký třetí neúspěšný pokus, protože vše se -- jak známo -- opakuje třikrát. Nu což, místo třetího krachu přišel vítaný sukces, navíc jak na zavolanou s decentně erotickým odérem. A už je tu i výzva ke ctěnému publiku: pomozte i vy s pojmenováním nově objevených kráterů i celých oblastí na planetce Eros!

Výzva je jasná: poněvadž Eros byl starořeckým bohem lásky (což píšu určitě zbytečně), měly by krátery na tomto kosmickém tělese nést mytologická a legendární jména, vztahující se k lásce. Takže na řadě jsou milovníci a svůdci obojího pohlaví, ale i místa legendárních romantických schůzek. Tipuji, že Casanova má svůj kráter jistý, možná i markýz de Sade. Ale pozor, pozor, jen ne žádné prasečinky, obscénnost se netrpí, nabádá P.T. komis s moc dlouhým názvem (pracovní skupina pro názvosloví v planetární soustavě, kterou v roce 1973 zřídila Mezinárodní astronomická unie).

Inu, správně. Pojmenovávat se má s rozumem a s nadhledem; my, kteří žijeme ve městech, kde se jen za posledních padesát let ulice třikrát přejmenovaly, víme o tom své. Vraťme se k planetce Eros: pro inspiraci tedy nemusíme prohledávat červenou knihovničku, spíš bychom měli zabrousit do encyklopedií, kde se nám trochu poodhalí dávná doba legend a mýtů. Ale nejen doba antiky s jejími četnými pověstmi, které známe asi nejlépe -- na zeměkouli přece existují desítky, ba stovky různých kultur se svými mytologickými i skutečnými postavami. A pokud jde o lásku, jsem si jist, že Zeus nebyl žádnou výjimkou. Na planetce se dostane pojmenování každé trochu větší proláklince.

Myslíte-li to s pojmenováním kráterů na planetce Eros vážně, pak už jen poslední rada: každý návrh, doplněný vysvětlením o délce nanejvýš 50 slov napište na zvláštní papír, vše vložte do obálky s adresou Names on Eros, The Planetary Society, 65 N. Catalina Avenue, Pasadena, CA 91106, USA a hajdy s tím na poštu. To že mám zprávu poslat šnečí poštou? Jo. Pod svícnem bývá největší tma, i v Americe.

Zdeněk Pokorný
 

Erosův slovník naučný

Výkonná sonda NEAR začala ve "Stopařově průvodci po Galaxii:, nezbytném to doplňku všech budoucích kosmoplavců, psát u hesla "Eros" první vysvětlující řádky. Podívejme se na ně.

Výprava Near Earth Asteroid Rendezvous, zkráceně nazývaná NEAR, dospěla po řadě peripetií k planetce číslo 433 na svatého Valentýna, v pondělí 14. února 2000. Jako první přišlo na řadu obezřetné snímkování a především pedantské monitorování pohybu novopečené umělé družice. Slabá gravitační náruč Erose ji totiž mohla při zbrklém manévru kdykoli upustit zpět do volného kosmického prostoru či naopak přimknout k sobě a roztříštit o kamennou hruď. Vzhledem k malým rozměrům a hustotě se proto sonda nyní pohybuje procházkou chůzí, rychlostí jenom tři a půl kilometru v hodině, a počínaje 24. únorem pomalu sestupuje na dráhu ve výšce dvě stě kilometrů. Na ní se usadí v pátek třetího března.

Největší žeň objevů nás samozřejmě teprve čeká, nicméně pár základních charakteristik planetky už k dispozici máme. Tak předně záběry z první dní, na kterých jsou detaily větší než 35 metrů, ukázaly, že se jedná o skutečně zajímavý svět. Jeho povrch zdobí řada kráterů, z nichž některé jsou poskládány do krátkých řetízků, jiné zase zdobí zvláštní světlé skvrny, zřejmě odkryté podpovrchové vrstvy. Nechybí ani balvany a hroty zvící několikapatrových budov, hluboké rýhy a tajemná pásová struktura.

Eros je velmi staré těleso, v porovnání s jinými dosud prostudovanými asteroidy mezi Mathildou a mladší Gasprou. Z počtu kráterů všech velikostí totiž vyplývá, že byl jeho povrch vystaven bombardování menších těles po velmi dlouhou dobu. Jako malý zázrak však působí jedno hluboké údolí, ve kterém na rozdíl od přesyceného okolí neexistuje ani jediný větší šrám. Jeho původ je dosud záhadný, pravděpodobně se jedná o mnohem mladší, před nedávnem odkrytou oblast. Vrstevnatá struktura, podobná na sebe poskládaným překližkám, naznačuje, že planetka byla kdysi součástí mnohem většího tělesa, zřejmě rozbitého zárodku veliké planety. Matka dnes bramborovitého balvanu se mohla podobat například dnešní Vestě, která má průměr pět set kilometrů.

Eros je celistvý, nikoli slepený z menších kusů (např. Mathilda), o průměrné hustotě 2400 kilogramů na metr krychlový, což je srovnatelné s zemskou kůrou. Infračervená pozorování pak naznačují, že na jeho povrchu převládají pyroxeny, olivíny a na železo bohaté materiály, které běžně nacházíme v meteoritech. Dokonalejší chemické složení však prozradí až studie rentgenovým/gama spektrometrem. Právě tento detektor spolu s laserovým výškoměrem oživí řídící středisko v Laboratoři aplikované fyziky John Hopkins University v průběhu týdne. Jak fungují? Rentgenový detektor sleduje vlastnosti záření přicházejícího z povrchu, které stimulují fotony přicházející od Slunce a také z kosmického prostoru. (Odborníkům přitom nahrává skutečnost, že je v tomto roce sluneční aktivita velmi vysoká...) Spolu s výsledky jiných přístrojů tak sestaví mineralogickou mapu celé planetky. A laserový výškoměr? Ten zase pořídí dokonalý 3D model celého tělesa s velmi dobrým rozlišením. Pozorné sledování pohybu satelitu, prostřednictvím změn radiového signálu, pak umožní přesněji stanovit hustotu a především vnitřní rozložení hmoty... Prostě, dámy a pánové, encyklopedické práce na hesle "(433) Eros" teprve začínají.

Jiří Dušek
Zdroj: materiály na Internetu
 

Existence kvark-gluonového plazmatu potvrzena?

Před dvěma týdny se v Evropském středisku jaderného výzkumu v Ženevě konal slavnostní seminář a tisková konference, kde byly prezentovány velmi silné důkazy existence nové formy hmoty - kvark-gluonového plazmatu. Úspěchu v cestě za "Svatým Gralem" jaderné fyziky vysokých energií bylo dosaženo v experimentech, při kterých se srážela jádra olova urychlená na velmi vysokou energii s jádry olova v pevném terči. Jak už jsem popisoval v příspěvku v IAN č. 180, vzniká při takové srážce na nesmírně krátký okamžik velmi malá oblast extrémně husté a horké hmoty. Taková hmota existovala krátce po Velkém třesku, vyskytuje se při výbuchu supernovy, uvnitř neutronové hvězdy či v jádrech galaxií. O jakou formu hmoty jde, jakým způsobem byla její existence prokázána a jaký význam to má pro poznání struktury a vývoje Vesmíru?

Jak už jsem uváděl v IAN č. 180, základními stavebními kameny našeho světa podle současných poznatků jsou šestice kvarků (u, d, s, c, b, t), šestice leptonů (e, e, , , tau, ný tau) a jejich antičástice. Kvarky váže silná interakce (na leptony nepůsobí) do elementárních částic nazývaných hadrony, které se skládají buď ze tří kvarků (baryony - například neutron a proton) nebo z kvarku a antikvarku (mezony). Kvarky mají specifickou vlastnost (kvantové číslo), které nazýváme barvou. U každého typu kvarků existují tři různé barvy. Silná interakce je zprostředkována osmicí gluonů. Za normálních podmínek nemohou být barevné kvarky volné a jsou vždy vázány do bezbarvých hadronů popsaným způsobem. Předpokládá se, že při velmi vysokých hustotách energie je v prostoru mezi kvarky takové množství gluonů, že vzájemné silové působení mezi nimi odstíní. Dostaneme tak směs volných kvarků a gluonů, tedy právě zmiňované kvark-gluonové plazma.

V laboratoři můžeme takovou extrémní formu hmoty získat ve srážkách těžkých jader urychlených na velmi vysokou energii. V případě experimentů v laboratoři CERN byla jádra olova, které mají 208 nukleonů urychlena urychlovačem SPS na energii 160 GeV na nukleon a celková kinetická energie tak dosáhla okolo 33 TeV. Podle teoretických předpovědí by za těchto podmínek kvark-gluonové plazma vznikat mělo, avšak jeho prokázání je nesmírně těžké. Existuje totiž jen po velmi krátkou dobu, kdy trvají velmi vysoké hustoty a teploty. Kvarky nemohou opustit tuto oblast jako volné, ale jedině vázané do hadronů. Proces, kdy se kvarky v expandujícím a ochlazujícím kvark-gluonovém plazmatu váží do hadronů, nazýváme hadronizací. Jestliže při srážkách v CERNu vznikne v každé srážce průměrně okolo 2500 částic, tak 99,9 % z nich jsou hadrony. Jedině zkoumáním částic vyletujících z místa srážky můžeme určit teplotu, hustotu a další vlastnosti vznikající husté a horké hmoty a prokázat její fázový přechod do nového stavu - kvark-gluonového plazmatu. Navíc částice vzniklé v hadronizaci a tvořící jadernou hmotu ve stavu hadronového plynu mezi sebou velice silně interagují a informace, které nesou o vlastnostech kvark-gluonového plazmatu se rozmazávají. Získaná informace je tedy jen zprostředkovaná.

Možný vznik kvark-gluonového plazmatu byl studován v sedmi různých experimentech, které se zaměřovaly na různé jeho vlastnosti a detekci různých částic. Náznaky existence jevů, které doprovázejí existenci kvark-gluonového plazmatu, se objevily už v prvních experimentech po roce 1994, avšak výsledky jednotlivých experimentů se daly vysvětlit i vlastnostmi normální jaderné hmoty. Vysvětlení poznatků z komplexní analýzy a porovnání různých experimentů se však nejspíše už bez existence kvark-gluonového plazmatu neobejde. Podívejme se na čtyři základní fyzikální jevy, které fyzikové z CERNu považují za nejsilnější argumenty potvrzující vznik kvark-gluonového plazmatu.

První získáváme ze studia rozložení hybnosti (respektive její složky kolmé ke směru srážejících se jader) pro řadu různých hadronů, které opouštějí místo srážky. Z takových spekter můžeme zjistit teplotu jaderné hmoty v okamžiku, kdy jí částice opouštěla. Jde o podobnou situaci, jakou je v astrofyzice určení teploty tělesa z energetického spektra fotonů, které vyzařuje. Z měření impulsu hadronů můžeme získat i údaje o rychlosti, se kterou horká a hustá hmota expandovala. Údaje naměřené v experimentech NA44, NA45/CERES, NA49, NA50, NA52, NA57/WA97 a WA98 odpovídají plně naším představám, že při srážce dosahujeme teplot potřebných pro vznik kvark-gluonového plazmatu a dynamické vlastnosti jaderné hmoty rozpínající se po srážce splňují naše představy získané z hydrodynamických modelů.

Druhým jevem, pozorovaným při velmi vysokých energiích srážky v experimentech NA57/WA97, NA49 a NA50, je zvýšená produkce hadronů obsahujících jeden nebo více podivných kvarků s ve srovnání s počtem, který vypočteme, když budeme předpokládat jejich vznik pouze ve srážkách nukleonů. Takový narůst podivnosti je velice obtížné vysvětlit v případě, že vzniká pouze jaderná hmota ve stavu hadronového plynu, protože při srážkách hadronů vznikají podivné částice s velmi malou pravděpodobností. Naopak pravděpodobnost produkce podivnosti při srážkách kvarků a gluonů v plazmatu a následné hadronizaci je velmi vysoká.

Zvýšená produkce elektron-pozitronových párů v oblasti invariantních hmotností menších než 800 MeV byla pozorována v experimentu NA45/CERES. Invariantní hmotnost je klidová hmotnost částice vypočtená z dvojice zachycených leptonů za předpokladu, že pocházejí z jejího rozpadu. Tento jev můžeme vysvětlit změnou vlastností mezonu ró, který vzniká v horké a husté jaderné hmotě a velmi rychle se ještě uvnitř ní rozpadá na dvojici elektron a pozitron. Jeho hmotnost a doba života by měla záviset na hustotě a teplotě okolní hmoty.

Nejvýznamnějším příznakem fázového přechodu je potlačení produkce mezonu nazývaného J/psí, které bylo pozorováno v experimentu NA50. Mezon J/psí je silně vázaným systémem kvarku c a anti-c. V kvark-gluonovém plazmatu se díky odstínění těchto kvarků možnost vzniku tohoto mezonu silně snižuje. Vznik a velikost pozorovaného potlačení produkce mezonu J/psí nelze uspokojivě vysvětlit bez přítomnosti nového stavu hmoty.

Tyto sice nepřímé důkazy, ale v souhrnu velmi přesvědčivé, potvrzují existenci kvark-gluonového plazmatu. Mělo by následovat definitivní potvrzení a podrobné zkoumání jeho vlastností za různých podmínek. K tomu však potřebujeme, aby plazma vznikalo ve větším objemu. Tedy ještě vyšší energie urychlovaných jader, než je možno dosáhnout na urychlovači SPS. Z tohoto důvodu štafetu přebírají američtí fyzikové na dokončovaném urychlovači RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) v Brookhavenu, který umožňuje srážet proti sobě letících j8dra s energií 100 GeV/nukleon. V těžišťové soustavě tak dostaneme téměř dvanáctkrát vyšší energii než při použití pevného terče na SPS. V roce 2005 by se pak štafetový kolík měl opět vrátit do Evropy, kde bude na budovaném urychlovači LHC (Large Hadron Collider) každé proti sobě letící jádro mít energii 2.7 TeV/nukleon a energie v těžišti bude více než 300krát větší než na SPS. V těchto experimentech bude vyzařováno z oblasti kvark-gluonovém plazmatu dostatek fotonů, abychom toto záření blízké záření černého tělesa zkoumali. Protože tyto fotony neinteragují s hadronovým plynem, budou kýženým přímým důkazem tohoto nového stavu hmoty.

Prokázání existence kvark-gluonového plazmatu, znalost jeho vlastností a způsobu přechodu v hadronový plyn jsou klíčové pro pochopení ranného stádia vývoje Vesmíru. Musíme ovšem mít na paměti některé důležité rozdíly v procesu hadronizace ve srážkách těžkých jader a hadronizace při Velkém třesku. Je to hlavně rozdílná časová škála. Zatímco srážka těžkých jader trvá řádově jen 10-22s, trvala hadronizace za ranného Vesmíru řádově 10-6s. Tento rozdíl je způsoben zpomalováním expanze Vesmíru gravitací a způsobuje například to, že se při hadronizaci v ranném Vesmíru stihly rozpadnout téměř všechny vznikající nestabilní částice. Souběžná existence hmoty ve formě hadronového plynu a kvark-gluonového plazmatu by se mohla, pokud by existovala, projevovat vznikem míst s různou baryonovou hustotou. To by se mohlo promítnout do následující primordiální nukleosyntézy, kdy by se mohly produkovat kromě 4He i těžší jádra 7Li, 9Be a 12B. Velice atraktivní by byla i možnost přeměny bublin kvark-gluonového plazmatu v primordiální černé díry, i když tato možnost se dnes jeví jako velmi nepravděpodobná. Mnohem pravděpodobnější se zdá možnost vzniku primordiálních podivnůstek, protože prokázání existence "normálního" kvark-gluonového plazmatu zvyšuje pravděpodobnost existence stabilního kvark-gluonového plazmatu s příměsí podivných kvarků. Možnost existence takového plazmatu ve formě malých kousků (podivnůstek) nebo ve formě celých podivných hvězd jsem podrobněji diskutoval v příspěvku v IAN č. 180. Podrobnější článek o zkoumání kvark-gluonového plazmatu a jeho významu pro astrofyziku připravuji pro nejbližší číslo časopisu Kozmos.

Vladimír Wagner
 

Vítězný duel

Americká sonda Galileo začala do řídícího střediska v kalifornské Pasadeně posílat první záznam ze své třetí návštěvy Jupiterova měsíce Ió: Několik snímků a řadu dalších užitečných informací.

Bez ohledu na intenzivní a pro jemnou elektroniku nesmírně škodlivou radiaci prolétla umělá družice největší planety sluneční soustavy v úterý 22. února o půl třetí našeho času jenom 198 kilometrů nad povrchem měsíce Ió. V paměti přitom měla naprogramován jednoduchý úkol: pokusit se odhalit možné změny, které se v tomto světě tajemných vulkánů odehrály od posledních dvou návštěv v říjnu a listopadu 1999. Na pořad dne nakonec přišel i jeden rádiový experiment: Při zákrytu Galilea Jupiterem technici pečlivě sledovali podobu jeho rádiové vysílání. Pozdější rozbor pak vytipuje některé vlastnosti atmosféry obří planety.

Průlet se samozřejmě neobešel bez problémů. Během přibližování k Io způsobila zvýšená radiace dva rozsáhlé výpadky řídícího počítače. Chytrý software však elektronický mozek upozornil na skutečnost, že se jedná o falešný poplach a mise tak pokračovala bez přerušení dál.

Podobná závada se uskutečnila také o dva dny později, ve čtvrtek 24. února kolem poledne našeho času. Tentokrát sonda přešla do obvyklého "klidového režimu", kdy ukončí veškeré nedůležité procesy a vyčkává na povely ze Země. Úplně stejně by se chovala, nebýt jiného programového vybavení, i během předcházejících dvou výpadků.

Ve čtvrtek ale Galileo už posílal do řídícího střediska ze záznamu výsledky ze svého průletu a tak musel být mnohem pečlivěji monitorován. Krátce poté, co letoví specialisté analyzovaly problém, byl však jeho provoz po čtrnácti hodinách zcela obnoven. Poslední vědecká pozorování měl odvysílat v noci ze soboty 26. na neděli 27. února.

Na výsledky si ještě pár dní počkáme, přesto má sonda alespoň jeden veliký objev už za sebou. Tím je samozřejmě nečekaná výdrž. Galileo postavila za jeden a půl miliardy dolarů spolu se stovkou dodavatelů známá Jet Propulsion Laboratory a na jejím letu se dosud podílelo na tisíc lidí. V průběhu posledních pěti let, kdy se několikrát dostal hluboko do radiačních pásů Jupiteru, přitom posbíral dvakrát větší dávku záření než na jakou byl původně stavěn. Přesto všechno stále pracuje a nejméně celý tento rok do důchodu dobrovolně ani neodejde. Za to si skutečně zaslouží pořádný metál.

Jiří Dušek
Zdroj: JPL News
 

Mýdlová bublina

Trpělivost se vyplácí i v astronomii. Odborníci v minulých rocích tu a tam zasedli k sofistikované sítí velkých radioteleskopů a políčko po políčku sesbírali krátký film, jenž poprvé v detailu ukazuje rozpínání obálky velmi vzdálené supernovy.

V souhvězdí Velké medvědice, asi 12 milionů světelných roků daleko, leží pohledná spirální galaxie M 81. V neděli 28. března 1993 zde došlo k příšerné katastrofě: Železné jádro asi 15 Sluncí těžké hvězdy už nevydrželo vzdorovat tíze svrchních vrstev a ve zlomku sekundy zkolabovalo na neutronovou hvězdu a dost možná i dál na černou díru. Imploze měla nečekaně drastické důsledky: rázová vlna stlačila obal umírající stálice, zahřála ho na teplotu mnoha set milionů stupňů Celsia a rychlostí přes dvacet tisíc kilometrů za sekundu ho rozhodila do okolního prostoru. Na nebi se tehdy zrodila supernova.

Ještě tentýž den si světelného představení, které doprovázelo stelárního budulínka na kosmický hřbitov, všimnul španělský amatér Francisco Garcia Diaz. Nápadná hvězdička dostala visačku s číslem SN1993J a rychle se stala předmětem zájmu mnoha astronomů. Díky své jasnosti však byla dostupná i ve středně velikých dalekohledech, a tak si ji před osmi roky prohlédla i řada "obyčejných" smrtelníků.

"Padesát dní po explozi byla rozpínající se obálka třináctkrát větší než naše sluneční soustava", prozradil nám Norbert Bartel z York University v Kanadě něco, co jsme tenkrát spatřit nemohli. Zatímco ve viditelném světle jsme bez důmyslných detektorů viděli jenom pozvolna hasnoucí hvězdičku, profesionálové supernovu důkladně proklepali ve všech oborech elektromagnetického spektra. Fantastický záznam pořízený radioteleskopy se však na veřejnost dostal teprve s lednovým vydáním prestižního časopisu Science.

První záběr okolí SN1993J vznikl 27. dubna 1993. Přestože se na ni tehdy spojenými silami podívaly observatoře roztroušené od Panenských ostrovů, přes celé Spojené státy až po Havaj (tzv. Very Long Baseline), které mají dohromady stokrát lepší úhlové rozlišení než Hubblův dalekohled, nic zvláštního nespatřily. Vlastně byli rády, že se jim podařilo určit alespoň rozměry drobné skvrnky.

"První detaily se objevily zhruba po půl roce," komentoval pokračování příběhu doktor Bartel. "Vytvořila se kruhová obálka, která díky různému jasu připomínala podkovu. Navíc tato oblast časem měnila svoji orientaci, rotovala." Za dva roky se na vnějším okraji objevily horké skvrnky, jejichž původ je pro odborníky skutečnou záhadou. Jedním z možných vysvětlení, které se v kapsáři astronomických nápadů vyskytlo hned nahoře, je, že se rázová vlna setkala s materiálem, jenž stálici opustil několik tisíciletí před explozí. Protože se však vzdaloval pomaleji než odhozený obal supernovy, nyní se obě vlny setkaly, došlo k jejich stlačení, zahřátí a tedy i rozsvícení.

Rozpínání bubliny se od počátku -- díky "tření" o okolní mezihvězdný materiál -- pomalu brzdí. Na posledním záběru, jenž vzniknul 3. června 1998, se rázová vlna pohybuje rychlostí osm tisíc pět set kilometrů za sekundu a v průběhu následujících věků se bude dál zpomalovat a ruku v ruce s tím i řídnout. Časem se zcela rozplyne a po kdysi pyšné hvězdě ze sousední galaxie nezůstane vůbec nic. Až na stohy popsaných papírů na 12 milionů světelných roků vzdálené Zemi.

Jiří Dušek
Zdroj: Materiály na Internetu
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...