:: 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

 

321. vydání (5.3.2001 )

Foto Naoyuki Kurita Asi před půlrokem publikoval Jirka Dušek v našich novinách článek o chybné poloze brněnské hvězdárny, která byla řadu let uváděna ve Hvězdářské ročence. Nešlo o jediný zásah tiskařského šotka. Na Hvězdárnu a planetárium hlavního města Prahy (jakožto vydavatele Hvězdářské ročenky) se totiž obrátil čtenář Dalibor Kaňka z Chotěboře s dotazem, že se mu nezdá datum začátku číslování tzv. lunací.
Od roku 1923 totiž bylo zavedeno označování jednotlivých měsíčních cyklů (lunací) pořadovými čísly, které podle Hvězdářské ročenky 2001 (str. 31) začalo novem z 16. 11. 1923. Jak ale správně upozorňuje zmíněný čtenář, tehdy byl Měsíc zhruba v první čtvrti, nikoliv v novu. Honza Mánek proto zkontroloval datum v jiných ročenkách a zjistil, že do HR pro rok 1980 včetně se uváděl pouze rok 1923 a ve vydání pro rok 1981 se pak poprvé objevilo datum 16. 1. 1923. V HR 1988, která vyšla ještě v nakladatelství Academia, se ale zřejmě jako důsledek chyby při přepisu zrodilo ono datum 16. 11. 1923. Tato chyba zůstala bohužel ve všech následujících vydáních ročenek.
To ale není vše: Výpočtem totiž zjistíte, že nov ve skutečnosti nastal až 17. ledna ráno. Toto datum také uvádí řada jiných zdrojů a publikací. Ing. Jan Vondrák, DrSc. jakožto naše uznávaná výpočtová kapacita pak k tomuto rozporu dal logické vysvětlení: "Až do roku 1925 se v astronomii čas počítal od následujícího poledne, a 'astronomické' datum se tedy měnilo o půl dne později nežli v civilním životě. Číslování lunací tedy bylo skutečně zavedeno již 16. 1. 1923, ale dle tehdejšího astronomického počítání času (tj. od poledne)." Inu, je vidět, že tiskařský šotek může někdy pěkně zařádit, zvláště v publikacích, u kterých se základní text přebírá jen s malými úpravami. Ostatně, můžete se o tom přesvědčit již ve zmíněné Hvězdářské ročence 2001 u kapitoly o Pozorování zákrytů hvězd Měsícem na straně 120 v druhém odstavci: "Na rozdíl od předchozích let bude rok 2000 velice chudý na zákryty jasných objektů." Ještě, že existují pozorní čtenáři.

Pavel Gabzdyl

 

 

 

V ohnisku: Zákryty hvězd

Jedinečná astronomie! Za hrstkou profesionálních hvězdářů stojí snad nekonečná armáda dobrovolných pozorovatelů denní i noční oblohy, kteří bez nároku na odměnu vypomáhají při studiu podivuhodných zákoutí kypícího vesmíru. Ano, malé hvězdárny, amatérské organizace, nadace i špičkové vědecké ústavy dnes nabízí celou paletu odborných programů zaměřených na studium výjimečných kosmických jevů. Ovšem ... po kterém z nich sáhnout? Který zaručí, že hodiny strávené u dalekohledu nepřijdou vniveč? A vlastně, o jaká pozorování mají zájem samotní profesionálové? Po smysluplnosti současných pozorovacích programů nabízených amatérům pátrá právě tento seriál.

 Zákryty hvězd Měsícem. Nejde o nic těžkého. Prostě s prstem na stopkách a okem u okuláru čekáte až za okrajem Měsíce zmizí nebo se naopak objeví nějaká stálice. Přesný okamžik s dostatečně věrohodnou pozicí hvězdy na nebi pak udává polohu daného místa obvodu měsíčního disku na obloze. (Nebo obráceně z modelů tělesa Měsíce vychází informace o nerovnostech měsíčního profilu.)

V roce 1998 se jenom z České republiky sešlo 1392 takových časových okamžiků. Na sběru dat se přitom podílelo 35 "stanic" -- tedy dalekohledů na českých hvězdárnách či amatérských pozorovatelnách.

"Když jsem v roce 1999 nastoupil na hvězdárnu ve Valašském Meziříčí, zdědil jsem po svém předchůdci P. Zeleném i funkci koordinátora celonárodní zákrytové sítě (včetně Slovenska)," prozradil nám Pavel Gabzdyl, dnes pracovník Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně. "Mým posláním se tedy stalo shromažďování měření zákrytů od jednotlivých pozorovacích stanic, jejich případná korekce a samozřejmě i vlastní pozorování. Není proto divu, že mě zajímalo k čemu vlastně měření zákrytů hvězd Měsícem slouží."

"Starší literatura vám nabídne tak obsáhlé seznamy důvodů, proč okamžiky zákrytů měřit, že by tomu nejednomu poskočilo srdce nadšením. Dnešní situace ale zdaleka není tak růžová. Doba velmi pokročila a drtivá většina důvodů už dnes dávno nemá takovou váhu jako před 20 lety -- ostatně posuďte sami," dodal Pavel Gabzdyl. Jeho následující výčet i s komentářem (poněkud upraveným) je více než jednoznačný:

  • Je známo mnoho případů, kdy byly díky zákrytům hvězd Měsícem objeveny nové dvojhvězdy např. kappa Cancri (26. 4. 1863) nebo průvodce Antara (13. 4. 1819). I dnes se dají odhalit tímto způsobem nové dvojhvězdy, příkladem může být SAO 78440 se vzdáleností složek pouze 0,053 obloukové sekundy, v drtivé většině ale jenom pomocí velmi přesných fotoelektrických měření.
  • Vytvoření přesného astrometrického katalogu hvězd v pásu ekliptiky, kterým se Měsíc pohybuje. Jedná se o katalog FK5, jenž byl skutečně sestaven na základě takových pozorování, avšak jeho přesnost byla daleko překonaná, obzvláště sondou Hipparcos.
  • Zpřesňování znalostí o nerovnostech měsíčního profilu, především díky tzv. tečným zákrytům. Zpracování dat z laserového altimetru sondy Clementine (1992) zpřesní tento profil natolik, že užitečná budou pouze měření zákrytů hvězd s chybou setiny sekundy. Na druhou stranu ale při těchto úkazech dochází v časovém úseku několika minut i k mnohonásobnému zmizení a objevení hvězdy, takže jde o mimořádně vzrušující, ba přímo akční úkaz.
  • Kontrola rotace Země a údajů o pohybu Měsíce (parametry určující jeho pohyb se neustále mění). Tyto důvody mohou být i dnes považovány jako smysluplné, ale nezapomeňme na laserové proměřování s přesností na tři centimetry pomocí koutových odražečů umístěných na povrchu našeho souseda při misi Apollo.
    Jan Mánek ze Štefánikovi hvězdárny má v tomto případě, ale poněkud jiný názor: "Pozorování zákrytů hvězd Měsícem je dobré pro určování absolutního času zákrytu a tím se přispívá ke zpřesňování profilu okrajových částí Měsíce. Je to jakýsi obalový výškový profil měsíčního tělesa při pohledu ze Země. Díky libracím takto můžeme mapovat relativně široký pás měsíčního okraje s poměrně uspokojivou přesností výškového profilu (cca 50 metrů pro zkušeného vizuálního pozorovatele či až 20 metrů při dobrém videozáznamu). Kupodivu ani v dnešní době kosmických sond totiž jejich výšková měření nepokrývají celý povrch Měsíce dostatečně hustě." Je však zřejmé, že tento program dříve nebo později překonají měření z umělých družic.

Pavel Gabzdyl dál pokračoval: "Jak vidíte, vypadá to, že mají-li měření zákrytů hvězd Měsícem skutečně přinést vědecky cenná data, pak by měla dosahovat přesnosti alespoň setin sekundy (organizace zabývající se zpracováním napozorovaných dat vyžadují maximální chybu 0,2 sekundy). Takové přesnosti však klasickými metodami 'se stopkami v ruce' nedosáhnete -- pokud ovšem nejste androidem. Jiné, přesnější metody např. pomocí CCD kamer jsou mnohem objektivnější, ale zatím málo rozšířené (v loňském roce je u nás k systematickému pozorování používalo pouze šest stanic z 35)." Takže k tomu, aby byla vaše pozorování zákrytů hvězd Měsícem zajímavá, musíte sáhnout po nákladnějším vybavení.

 "Druhým smyslem sledování zákrytů hvězd Měsícem je zjišťování podvojnosti (či násobnosti) zakrývaných objektů," ujistil nás Jan Mánek. "Pro tento účel je s výhodou používáno videokamer. Díky časovému rozlišení videozáznamu 0,02 sekundy je tak možné dosahovat úhlového rozlišení až 0,01". Je však potřeba říci, že i vizuální pozorování mohou odhalit podvojnost objektu (a v minulosti i odhalila), je ale potřeba určitý cvik a zkušenost, aby si pozorovatel uvědomil, že nedochází k okamžitému zmizení objektu, ale že k němu dojde třeba ve dvou krocích nebo že hvězda mizí 'pomaleji' než jindy. Pouze u těch 'fajnovějších' je vidět, že zmizí jedna hvězda a ještě tam zbývá druhá, která po chvilce také zmizí (mluvme pro zjednodušení jen o případu, kdy hvězda zmizí, protože samozřejmě totéž můžeme pozorovat i při jejím objevení)."

"V možnostech amatérů je i vysokorychlostní fotometrie pomocí CCD kamer s časovým rozlišením kolem 0,001 sekundy, sloužící už pak třeba ke zjišťování (možných) úhlových rozměrů objektu či samozřejmě zase zjišťování násobnosti objektů s ještě vyšším úhlovým rozlišením," zakončil odpověď o smysluplnosti tohoto typu pozorování Jan Mánek.

Jak tento pracovník Štefánikovy hvězdárny dokládá, pro zlepšení profilu Měsíce jsou užitečná také pozorování tečných zákrytů: "Jejich specialita je ovšem v tom, že není nutná vysoká absolutní časová přesnost pozorování, protože díky geometrii úkazu má mnohem větší vliv na výsledek přesnost zeměpisných souřadnic pozorovatele. Znalost přesného profilu právě v oblastech okolo měsíčních pólu je nutná např. pro zjišťování polárního průměru Slunce, kdy při zatměních Slunce se určitým koordinovaným pozorováním zjišťuje s vysokou přesností úhlový rozměr Slunce tím, že se zjišťuje kde přesně vlastně jsou obě hranice pásu úplného zatměni (kde Slunce neprobleskuje skrz měsíční údolí)."

Zdroj archiv IAN Vraťme se zpět k dosud běžnému vizuálnímu pozorování. Kromě konečné rychlostí lidského organismu (prostě signál z oka, které zachytí zákryt hvězdy, k prstu, jenž zmáčkne stopky, běží kolem dvou desetin sekundy), hraje zásadní roli i přesná poloha pozorovacího stanoviště. Tento problém vyplul na povrch například u brněnské hvězdárny. Teprve po létech a vlastně úplnou náhodou se ukázalo, že oproti dříve udávané zeměpisné šířce a délce ležíme o tři sta metrů jinde. Tento na první pohled malý rozdíl ale vnesl do měření chybu asi tří desetin sekundy! (Dříve se prý přesná poloha pozorovacích stanovišť zapojených do sledování zákrytů hvězd dokonce na základě systematických chyb takto opravovala...)

"V žádném případě však nechci nikoho od vizuálního pozorování zákrytů odrazovat -- naopak (viz. http://moon.astronomy.cz/zakryty.index.htm) je to velice zajímavá a napínavá disciplína amatérská astronomie, která vám může přinést i mnoho krásných zážitků a nevšedních podívaných," uvedl při našem průzkumu Pavel Gabzdyl. "S použitím klasických metod se ale podle mě rozhodně nejedná o "dělání vědy" -- je to jen pěkná zábava a trénink."

Trénink na co? Je nabíledni, že pozorování zákrytů hvězd Měsícem může být vhodným trenažérem pro pozorovatele velmi perspektivních zákrytů hvězd planetkami. Nic víc, nic míň.

"Když se na pozorování zákrytů hvězd Měsíce nakonec dáte, snad pro vás bude útěchou, že přeci jen z toho nakonec nějaký výsledek vyleze," ukončil diskuzi Pavel Gabzdyl. "Bohužel vím jen o jednom, který pravidelně publikuje japonská organizace ILOC (International Lunar Occultations Center)." Co tedy přinesla pozorování z roku 1997?

repro IAN

Pozorování zákrytů hvězd vzdálenými planetkami, to je jinší kafe! K čemu jsou dobré? "Jako všechny ostatní podobné úkazy, slouží ke zjišťování skutečných rozměrů (ale i tvaru) planetek, ale také ke zjišťování jejich možných satelitů. Je k tomu potřeba určit "jenom" absolutní čas zmizení a objevení zakrývané hvězdy s přesností 0,1 sekundy či lepší, případně určení jen trvání zákrytu v dané lokalitě (absolutní časy jsou však výrazně preferované). Pozorování nějakým objektivním způsobem (videozáznam, fotoelektrická fotometrie, CCD s vypnutým hodinovým strojem) je vítáno," prozradil nám opět Jan Mánek ze Štefánikovi hvězdárny v Praze.

 "Amatérská pozorování těchto úkazů v tomto případě početně vysoce převyšují pozorování profesionální, a to díky skutečnosti, že pásy zákrytu jsou víceméně náhodně rozhozeny po zeměkouli a amatérů je více než stálých profesionálních observatoří. Vzhledem k tomu, že šířka pásu zákrytu na zeměkouli je řádově stejná jako rozměry příslušné planetky, je většina úkazů pozorovatelná v pásech dlouhých tisíce kilometrů, ale širokých maximálně stovky, spíše však jen desítky (či méně) kilometrů."

Tahle relativně jednoduchá pozorování, kdy se stopkami v ruce sledujete vybranou hvězdu v dalekohledu a čekáte, zda její světlo na krátký okamžik nezakryje slabší planetka, v minulosti amatéři příliš nevyhledávali. Důvod byl prostý -- nejistoty poskytovaných předpovědí značně snižovaly šanci na úspěch. Skoro až k nule. Dobrovolník musel stálici sledovat po dobu několika desítek minut (úkaz přitom trval nejvýše desítky sekund). Navíc chyby odhadu polohy "pásu totality" dosahovaly stovek až tisíců kilometrů, bez šanci na jakékoli zpřesnění. (A i když se něco takového podařilo zorganizovat, informace se díky pomalému spojení k pozorovatelům většinou vůbec nedostala.) Po několika neúspěšných pokusech tak většina amatérů začala výzvy ke sledování těchto jevů ignorovat. Nepomohlo ani několik úspěšných úlovků... Obzvlášť když jste marně hledali jakéhokoli pozorovatele v blízkém i vzdáleném okolí, který by takový zákryt alespoň jednou spatřil na vlastní oči.

"Dnes je ale situace jiná. Observatoří, které se zabývají zpřesněním informací o zákrytu na poslední chvíli, je zřejmě už několik, výsledky se navíc rychle předávají pomocí internetu. V současné době je již pro řadu úkazů možno určit polohu pásu, ze kterého je možné spatřit zákryt, s přesností kolem 20-30 kilometrů a čas s přesností 10-15 sekund, a tak se již začínají pořádat amatérské expedice do příslušných míst, aby pás (a tím i profil) byl pokryt co nejlépe a chyby určení rozměrů a tvaru byly minimalizovány. Co zatím chybí, je lepší koordinace se skupinami provádějící obecná fotometrická pozorováni planetek, protože v návaznosti na znalost světelné křivky v období okolo zákrytu by byla umožněna i tvorba trojrozměrných modelů planetek v hrubém měřítku," dodal Jan Mánek. "V minulosti se sice také pořádaly expedice, dokonce s profesionálním fotoelektrickým vybavením. To bylo ovšem po dlouhé předchozí přípravě a jen pro ty největší planetky (Ceres). V posledních 10 letech byla zřejmě poslední profesionální kampaň s mobilními stanicemi ta na pozorování zákrytu hvězdy (5145) Chironem před cca 5 lety."

 Koordinací sledování zákrytů hvězd planetkami se zabývá celosvětová International Occultation Timing Association (IOTA) a evropsky orientovaná European Asteroidal Occultation Network (EAON). Obě skupiny k jednotlivým událostem vydávají docela pohledné mapky a navíc se pokoušejí čím dál tím častěji zajišťovat zpřesnění předpovědi na poslední chvíli. Dostatečně kvalitní astrometrická měření vybraných planetek dnes zajišťuje několik profesionálních observatoří, především ve Spojených státech, následné výpočty nadaní amatéři -- třeba právě Jan Mánek či Martin Federspiel z planetária ve Freiburgu.

Výjezdy za zákryty hvězd planetkami jsou tedy, zdá se, docela smysluplné. Se svým dalekohledem se postavíte do cesty krátkého stínu a po několika minutách přispějete k odhalení hned několika základních vlastností vzdáleného tělesa. Asteroidů je celá řada, na většinu z nich pozemské radary nedosáhnou, návštěvou meziplanetární sondou je pak poctěna jen každá desetitisící. Takže tohle je zatím jeden z mála způsobů jejich studia.

 

resumé:
Systematické pozorování zákrytů hvězd Měsícem je bez pořádné výbavy pouhým trenažérem na sledování zákrytů hvězd planetkami. U tečných zákrytů je to navíc pěkná podívaná. Do trochu lepší situace se dostanete v okamžiku, kdy na Měsíc namíříte CCD kameru, ale i tam je hodnota získaných dat značně diskutabilní. Výrazně užitečnější jsou však výjezdy za zákryty hvězd planetkami, při kterých můžete pomoci se změřením průměru asteroidu a dalších důležitých vlastností.

PS: Tento seriál nemá v žádném případě někoho urazit či odradit od koukání na nebe. Naopak, považuji tuto zábavu za nesmírně zajímavou a poučnou. Také netvrdím, že mám patent na rozum, a rád si nechám zveřejněné představy vyvrátit. Pokud máte na článek jiný názor, můžete ho prezentovat prostřednictvím "diskuse čtenářů IAN".

Jiří Dušek
Zdroj: Autor děkuje P. Gabzdylovi a J. Mánkovi za pomoc při přípravě tohoto dílu seriálu "V ohnisku".
 

Z boku!

Rozsáhlý odkaz Hubblova nesmírného dalekohledu má nový, opět pozoruhodný přírůstek: Galaxii NGC 4013 ze souhvězdí Velké medvědice, galaxii, na kterou se díváme přesně z boku.

 Jak známo, podle vzhledu dělíme galaxie do tří základních kategorií: na spirální, eliptické a nepravidelné. Zatímco tvar poslední skupiny je více méně nezřetelný, eliptické představují různě protažené rotační elipsoidy. Snad nejhezčí jsou ale spirály: Jejich ramena vypadají jako pásy zářící hmoty, mezi kterými se nachází jen velmi málo hvězd. Prozraďme ale, že ve skutečnosti je prostorová hustota stálic všude zhruba stejná a v ramenech je pouze výrazně větší zastoupení extrémně zářivých hvězd.

U spirálních galaxií navíc rozlišujeme tři základní části: jádro, disk a halo. První složka je vlastně ohromná kulová hvězdokupa o velikosti kolem 10 tisíc světelných roků, do které patří červení obři s věkem do 10 miliard roků. Disk je tlustý až 1000 světelných roků a v případě naší Galaxie končí ve vzdálenosti 40 tisíc světelných let. Obsahuje mladé zářivé hvězdy a rozsáhlá oblaka mezihvězdné látky. Nejméně nápadné je halo, symetrická kulová složka s rostoucí koncentrací směrem ke středu, jež tvoří málo výkonní červení trpaslíci, velmi staré hvězdy a kulové hvězdokupy. Má přibližně stejný poloměr jako plochý disk.

A teď už k reprodukovanému obrázku. Na spirální galaxii NGC 4013 ze souhvězdí Velké medvědice se díváme prakticky z boku. Temný pás, který ji rozděluje ve dví, tvoří soustava rozsáhlých oblaků plynu a prachu, rozkládající se poblíž roviny galaxie v oblasti široké jenom pět set světelných roků (a zpravidla v blízkosti spirálních ramenech). Jasná hvězda nepatří k NGC 4013, nýbrž leží mnohem blíže, v naší Galaxii.

To, že prostor mezi hvězdami není prázdný, ostatně dokumentuje i pohled na Mléčnou dráhu, někde daleko od pouličního osvětlení. Směs plynu, převážně vodíku, a jemného prachu vytváří tzv. molekulová mračna, která brání zahlédnout za nimi ležící objekty. (Stále jsou však řidší než nejlepší na Zemi vyrobené vakuum.) Neprůhledná oblaka prachu mají na svědomí skvrnitou podobu Mléčné dráhy a znemožňují nám v optickém oboru sledovat i střed Galaxie. (V opačném případě by měl podobu jasné skvrny o průměru kolem dvaceti stupňů.)

Přestože NGC 4013 leží 55 milionů světelných roků daleko, je natolik veliká, že se do zorného pole Hubblova kosmického dalekohledu celá nevešla. Přesto všechno je tento záběr, s ohromným množstvím detailů pro hvězdáře nesmírně užitečný. Na prachových částicích -- které jsou mimochodem jemnější než částice cigaretového kouře -- se totiž lépe rozptylují krátkovlnnější fotony. Převedeno do srozumitelštiny: Pokud skrz molekulové mračno pozorujete nějaký zdroj bílé světla, jeví se červenější než ve skutečnosti je. Přes jemné prachové částice se totiž snadněji proderou červené fotony. Dochází tak vlastně k odmodrání vzdáleného objektu. (V astronomické literatuře se mylně hovoří o "mezihvězdném zčervenání" -- červených fotonů se ale do světla hvězdy nepřidává, naopak se odebírá modrých fotonů.)

Z velikosti odmodrání přitom astronomové odvozují podmínky, které panují v molekulových mračnech. Na dálku tak mohou vyšetřit útvar vzdálený přes padesát milionů světelných roků. Obecně se tak ukazuje, že oblaka plynu a prachu dosahují hmotnosti přes milion Sluncí a jejich rozměry často převyšují i stovky světelných roků. Jsou tedy největšími celistvými útvary v galaxiích.

A navíc: Průchody molekulových mračen hustotní vlnou spirálních ramen vedou k zahuštění těchto útvarů a tedy i k překotné tvorbě nových hvězd. Ty nejhmotnější a nejzářivější stálice se vzhledem k omezené době existence přitom nevzdalují od místa svého vzniku a zviditelňují jasné spirály. Temná oblaka plynu a prachu, stejně jako oslnivé hvězdy tak mají hodně společného.

Jiří Dušek
Zdroj: Hubble Heritage a další
 

Jak se jmenuje nejvyšší vrchol Marsu?

Zvláštní situace. I když astronomové měří vzdálenost Měsíce s přesností na milimetr, ještě před několika roky jsme zcela jistě neznali, kde se nachází nejvyšší místo naší planety. V časopisech, novinách i knížkách pozici Ču-mu-lang-my (Mt. Everest) tak občas vystřídala K2. Stejná rošáda se hraje i na povrchu sousedního Marsu.

 Dlouhou dobu se výška pozemských hor určovala pomocí tzv. triangulace, kdy se vrchol zaměřuje ze dvou různých míst, jejichž polohu známe. Z úhlové výšky a vzdálenosti stanovišť lze totiž snadno vypočítat i neznámou výšku vrcholu.

Celá metoda je na první pohled velmi jednoduchá. Ve členitém terénu rozlehlých Himalájí je však nezbytné pro navázání na síť speciálních geografických bodů s přesně definovanou polohou provést celou sérii takových měření. Každý z bodů je však zaměřen s nějakou chybou, a proto je výsledná hodnota, nadmořská výška Mt. Everestu či K2, patřičně nejistá.

Spor o "střechu světa" rozhodla až jedna americká výprava z roku 1998. Dvacátého května instalovala na vrcholu Mt. Everestu jeden z nejmodernějších navigačních satelitních systémů GPS. Po navázání na přesný model naší planety se ukázalo, že vrchol leží asi o něco níže než do té doby uváděných 29 028 stop (8848 m n. m.). Jeho výška se snížila na 8830 metrů nad mořem. Přesto ale Ču-mu-lang-ma stále zůstává o dvě stě dvacet metrů nad nejvyšším bodem K2.

Obdobný "souboj" nyní probíhá také na Marsu. V jeho případě samozřejmě nemáme kosmonauty/geometry, kteří by pomocí teodolitů proměřili celou planetu, ani astronauty/horolezce, jež by na některá místa vynesli detektory GPS. Musíme se spolehnout na patřičně nejistá pozorování z umělých družic.

Až donedávna byl proto za nejvyšší vrchol červené planety, a vlastně i celé sluneční soustavy, považován štítový vulkán Olympus Mons, jenž se tyčí do výše zhruba 24 kilometrů. Průměr jeho úpatí přesahuje pět set kilometrů, vrchol má šířku asi šedesát kilometrů a tzv. kaldera hloubku až tři kilometry.

V porovnání s ním je největší pozemský vulkán Mauna Loa na Havajských ostrovech jen nenápadným kopečkem. Vždyť je vysoký pouze devět kilometrů (měřeno ode dna Tichého oceánu) a má průměr nejvýše sto dvacet kilometrů.

Nové rozbory záznamů pořízených na sklonku sedmdesátých let americkými sondami Viking Orbiter 1 a 2 však Olympus Mons odsunuly až na druhé místo. Němečtí astronomové W. Zeitler a J. Oberst totiž ukázali, že je o něco nižší než jsme si mysleli -- "pouze" 23 085 metrů. Nejvyšší sopkou na Marsu se tak stal nedaleký Ascraeus Mons s 23 944 metry.

Jenže tak jednoduché to není. Do sporu totiž vstoupil Mars Global Surveyor, které v uplynulých letech pomocí laserového výškoměru prohmatal celou planetu. Výsledkem je nová "úřední" výška hory Olympus Mons: 21,3 kilometru.

Štítová sopka se samozřejmě "nescvrkla" o celých dvacet procent jen tak. Na vině je především nový, výrazně lepší model planety jako takové. Všechny dřívější odhady totiž vycházely z hypotetické "nulové výšky", definované jako oblasti s tlakem 6,1 milibaru -- tlaku trojného bodu vody, při kterém může tato vzácná tekutina existovat jak v pevném, tak i kapalném a plynném stavu.

Kresba Sky and Telescope, G. Neumann, MOLA Science Team

Eliptický model, vůči kterému se proměřovaly "nadmořské výšky a hloubky", vznikl v sedmdesátých letech dvacátého století a už od počátku trpěl řadou nepříjemných problémů. Podléhal lokálním i sezónním klimatickým změnám a k tělesu planety jako takové příliš nepřimykal. Veškerá výšková měření byla tudíž zatížena značnou chybou -- ve výsledku tak byl sklon řady zkoumaných údolí natolik nejistý, že planetologové ani nedokázali odhadnout, kterým směrem mohla téci v minulosti voda...

Díky Mars Global Surveyoru se nyní ukázalo, že střední poloměr planety je zhruba o dva kilometry větší než předpokládal starší model založený na tlaku 6,1 milibaru. "Olympus Mons se tak jeví o něco méně vysoký, avšak jen na úrovni pouhého kilometru," komentoval důsledek David E. Smith, jenž vede tým odborníků kolem laserového výškoměru na palubě umělé družice Marsu.

Odborníci se proto pokusili spočítat "skutečnou" hladinu hypotetické nulové nadmořské výšky -- tzv. ekvipotenciální plochu, či-li areoid. Zajímavé je, jak se tohle pole chová právě v okolí hory Olympus Mons. V tomto místě se nakupilo tolik hmoty, že by se zde hladina marťanského oceánu -- pokud by samozřejmě existoval -- vyboulila o celý jeden kilometr!

Takže jaká je nová výška sopky Olympus Mons? Pokud bychom brali za základ výše zmíněný aeroid, pak 21,3 kilometru. Pokud bychom ale vzali za bernou minci tzv. referenční elipsoid, který se snaží vyrovnat lokální gravitační odchylky a jenž se používá i u nás, na Zemi, pak hora sahá 22,7 kilometru vysoko. Ať tak, či onak Ascrareus Mons v podobném modelu měří 18,2, resp. 19,2 kilometru. Je tak opět -- a zřejmě i definitivně -- na druhém místě.

Jiří Dušek
Zdroj: Sky and Telescope a řada dalších
 

Shoemaker/NEAR na konci cesty

Výprava velmi úspěšné sondy je po pěti letech práce definitivně u konce. Malá laboratoř, která jako první dosedla na povrch planetky, je od poloviny minulého týdne v elektronickém spánku. Navždy?

 Poslední signál ze vzdálené sondy, která sedí na povrchu planetky Eros, u okraje rozsáhlé prolákliny Himeros, nasály antény Deep Space Network ve středu 28. února v sedm hodin odpoledne východoamerického času. Tedy nad ránem 1. března našeho času.

"NEAR došel až na konec," komentoval tuto událost doktor Stamatios Krimigis, z Laboratoře aplikované fyziky Johns Hopkins University, která sondu postavila a také po celou dobu i řídila.

"Tato výprava byla nakonec mnohem úspěšnější než jsme čekali," přidal se dr. Robert Farquhar. "Nejdřív jsme získali první záběry planetky typu C, při průletu kolem Mathilde v roce 1997. Pak jsme se v říjnu a v lednu několikrát přiblížili k Erosu na 2,7 kilometru; až jsme nakonec 12. února jako první dosedli na povrch planetky. Všechny tyto přídavky nás přitom nic nestály. Pokud tedy zmíníme motto 'rychle, levněji a lépe', znamená to pro nás především 'lépe'."

Sonda Shoemaker/NEAR přistála na povrchu planetky Eros v pondělí 12. února ve 21:02:10 našeho času. Šance na přežití odhadovaná na 1 ku 100 vyšla! Sledovací stanice NASA ve Španělsku a Kalifornii totiž i poté sledovaly slabý signál ze širokopásmové antény.

Nyní víme, že leží na boku, opřená o dvojici slunečních panelů, jenom dvě stě metrů od předem vytipovaného místa -- u okraje rozsáhlé prolákliny Himeros, na rozhraní dvou geologicky rozdílných oblastí. S rychlostí 1,5 až 1,8 metru za sekundu šlo o nejpomalejší přistání v dějinách pozemské kosmonautiky. Na Marsu, Měsíci i Venuši to pokaždé byly výrazně tvrdší nárazy.

Nečekaný úspěch odborníci využili k dalším, neplánovaným vědeckým měřením. Od patřičných úředníků NASA k tomu ostatně ihned dostali i požehnání: Čtrnáctidenní prodloužení mise a porce času sítě antén Deep Space Network. navíc. Jenom na okraj připomeňme, že tato soustava sedmdesátimetrových radioteleskopů v Kalifornii, Austrálii a Španělsku má za úkol komunikovat se všemi meziplanetárními sondami a že je na ní poměrně dlouhá fronta.

Prodloužení práce sondy využili odborníci především k zapnutí gama spektrometru, jenž mohl z bezprostřední blízkosti provést chemický rozbor povrchu. (Detekuje záření z radioaktivních prvků na povrchu či z interakce kosmického záření s atomy povrchu.) Detektor se totiž nacházel maximálně metr od planetky (v závislosti na tom, jak Shoemaker/NEAR přistála) a jeho citlivost tak vzrostla nejméně o řád! To si však vyžádalo renovaci softwaru a jeho nahrání do paměti sondy.

Všechno se stihlo. Takže kromě upravených znalostí o složení Erosu, si technici navíc -- neplánovaně -- otestovali i možnosti tohoto zajímavého detektoru. Výsledky se samozřejmě stále zpracovávají, nicméně už nyní je jisté, že poslouží k lepší klasifikaci planetky a tedy i zmapování jejího původu. Podobné zařízení bylo i na palubě Apolla 15 a 16. A analýza získaných dat, stejně jako nezbytné kalibrace tehdy zabraly šest až osm měsíců.

"Data z rentgenového spektrometru, jenž studoval Eros z oběžné dráhy, naznačují, že planetka má velmi podobné složení jako chondrity," popsal dosavadní výsledky Andrew Cheng. "Což jsou nejběžnější na Zemi nacházené meteority."

Od 28. února je Shoemaker/NEAR potichu. Oblast, kde sonda nalezla poslední útočiště, se při každé otočce nezadržitelně odklání od Slunce, na kterém závisí dodávka elektrické energie. Navíc sem přichází "zima", během které klesne teplota okolí až na -150 stupňů Celsia. Poslední fotony proto na sluneční panely laboratoře dopadnou někdy na počátku srpna. Teprve pak definitivně ztratí jakoukoli možnost komunikovat se Zemí.

Přesto všechno se zdá, že bychom o Shoemaker/NEAR mohli ještě slyšet. Pokud pomineme záplavu vědeckých měření, které odborníci budou několik následujících let pozvolna přežvýkávat, je dost možné, že se sonda opět ozve. Někdy v listopadu na ní totiž začne opět nesměle svítit Slunce, a v polovině roku 2002 pak v této části planetky opět nastane léto. A kdo ví? Třeba elektronika a ostatní palubní přístroje vlezlý chlad přežijí... Nebyla by to pěkná tečka za celým tím báječným výletem?

Jiří Dušek
Zdroj: Space.com, JHU APL News a další
 

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