:: 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

 

395. vydání (17.1.2002 )

foto D. Miller/DMI Se začátkem nového roku se vždy v přihrádce pošty pro naši hvězdárenskou knihovnu hromadí pestrobarevné nabídkové katalogy všemožných vydavatelství. Zrovna letos na mě po zimních prázdninách čekal půlmetrový stoh (vím to přesně, měřil jsem to) nových časopisů a katalogů. Přiznám se, že je to docela příjemné prohlížení, zvlášť když víte, že nějakou tu knihu lze do knihovny v případě potřeby získat. Když pak zásilku s knihami vyzvednu na poště, vypukne na hvězdárně malý svátek a všichni se těší na knihy, které s balíčku vykouknou -- nemluvě o polystyrénových vycpávkách, které sype do balíčku proti poškození známé nakladatelství Sky Publishing (díky tomu, že vypadají jako chutné bílé čipsy, ihned mají někteří sklony ke kanadským žertíkům).

Proč ale vlastně stále ještě přežívá kouzlo tištěných publikací? Vždyť na Internetu je téměř vše a navíc se můžete doklikat například i ke zvukům pulsarů nebo třeba animacím meteorů, což v případě knih nejde. Co je však největší předností elektronických publikací je jejich aktuálnost a snadná práce s nimi (vyhledávání, označování textu apod.). Přesto já osobně stále dávám přednost knihám před Internetem a CD-Romy. Možná je to proto, že informace jsou v nich vhodně tématicky netřízeny (tématicky zaměřených CD-ROMů je neuvěřitelně poskrovnu), že si knihu můžete pročítat i ve vlaku nebo v posteli a že mě s monitoru bolí oči, ale s papíru nikoliv.

Vím, že už existují velmi kvalitní monitory s tekutých krystalů, a že se hovoří i o elektronických knihách, které budou tak šetrné k lesům, ale knihám ještě dlouhou dobu neodzvoní -- tomu věřte -- už jen pro tu vůni. Proto se budeme na hvězdárně stále těšit na nové balíčky s knihami.

Pavel Gabzdyl

 

Astronomické knížky a časopisy máte raději (658 odpovědí)

  • na papíře (65%)
  • na monitoru (18%)
  • neumím číst (17%)

 

 

Vesmír na dlouhých vlnách -- díl třetí

... aneb radioastronomické příběhy. Záznam přednášky z Ostravského astronomického víkendu 29. září 2001.

 Nyní je již nejvyšší čas seznámit se s rádiovou oblohou. Jak se projevují kosmické zdroje rádiového záření? A co představují? Každý jistě tuší, že paleta objektů bude hodně široká.

Zpočátku se nevyhneme několika základním pojmům. K nim určitě patří pojem diskrétní zdroj. Tak označíme zdroj, u něhož známe směr přicházejícího záření. Úhlové rozměry takových zdrojů mohou být pochopitelně dosti rozdílné; jsou-li tak malé, že jsou pod rozlišovací schopností radioteleskopu, obvykle hovoříme o zdroji bodovém. Ve viditelném oboru spektra to odpovídá třeba hvězdám. Naopak zdroje větších úhlových rozměrů budeme nazývat plošné; analogie s mlhovinou ve viditelném oboru je dokonalá. Jistě tušíte, že tyto pojmy jsou dosti relativní, záleží také na vlastnostech radioteleskopu, kterým objekt zkoumáme.

Kromě záření z diskrétních zdrojů existuje však i takové záření, u něhož nelze stanovit směr, odkud k nám přichází. Obvykle se označuje jako záření pozadí. Sledujeme-li například konkrétní blízkou hvězdu, je rádiová emise z Mléčné dráhy právě oním pozadím. V jiném případě -- při studiu vzdálené galaxie -- zase může být záření z Mléčné dráhy rušivým popředím, které je také nutné eliminovat.

Klasickým příkladem diskrétních rádiových zdrojů jsou hvězdy. V mnoha případech (řádově jsou to tisíce případů) byly takové zdroje ztotožněny s optickými; zajímavé jsou především ty, které odpovídají proměnným hvězdám. Zde bývá identifikace relativně snadná, protože periody změn rádiové jasnosti obvykle odpovídají periodám změn optických (týká se to například cefeid, eruptivních hvězd, ale i těsných dvojhvězd).

Jeden typ proměnných rádiových zdrojů je však naprosto unikátní a historie jeho objevu patří dnes už mezi klasické astronomické události 20. století. Kdybychom se v polovině roku 1967 ocitli v Mullardově radioastronomické observatoři nedaleko anglické Cambridge, byli bychom svědky toho, jak se uvádí do provozu speciální nízkofrekvenční radioteleskop. Unikátní přístroj, který se stavěl už dva roky, byl instalován na ploše téměř dvou hektarů. Zdálky se podobal ovšem spíše chmelnicím než vědecké aparatuře.

Z tohoto úvodu mnozí již určitě víte, o jaký objev se jedná. Pojďme se seznámit s celým příběhem.

 

Objev na Nobelovu cenu

Radioteleskop v Cambridge -- to představovalo 16 řad po 128 dipólových anténách. Dipóly byly zavěšeny na více než tisíci třímetrových dřevěných tyčí. Vše bylo propleteno téměř 200 kilometry drátů, kabelů a stíněných spojů. Bylo tam i 200 transformátorů, 350 konektorů a 24 tisíc izolátorů. To vše sloužilo k tomu, aby se u kvasarů (které v rádiovém oboru představují téměř bodové zdroje) prozkoumaly rychlé změny signálu, který astronomové nazývají scintilací. Takové mihotání -- tedy scintilace -- se projeví například při pozorování jasné hvězdy velmi nízko nad obzorem. Hvězdy blikají, někdy dokonce mění i své zabarvení, zatímco planety za stejných podmínek září docela klidným světlem. Jsou totiž malými kotoučky, a chvění vzduchu, které mihotání způsobuje, se v tomto případě tolik neprojevuje.

U hvězd je za scintilaci světla odpovědná zemská atmosféra, u rádiových zdrojů sluneční vítr. Nabité částice vyletující ze Slunce často vytvářejí velké shluky, šíří se tu rychleji, tu pomaleji, a tyto nehomogenity ovlivňují rádiové signály, přicházející k nám ze vzdálenějšího vesmíru.

 Pracovníci Mullardovy radioastronomické observatoře se v polovině roku 1967 připravovali na sledování kolísání signálu vzdálených bodových zdrojů. Pracovní tým vedl profesor Anthony Hewish. Soustředil kolem sebe několik mladých spolupracovníků, většinou čerstvých absolventů univerzity. Patřila mezi ně i tehdy čtyřiadvacetiletá Irka Jocelyn Bellová.

Zpočátku pomáhala se stavbou neobvyklého radioteleskopu, a pak -- když bylo zařízení v červenci 1967 uvedeno do chodu -- neúnavně zakládala do registračních přístrojů papírové pásky, popisovala je a prohlížela. Každý den 30 metrů záznamů ...

Když Bellová vyhodnotila přes pět kilometrů papírových pásek, povšimla si té zvláštnosti: jeden ze zdrojů se projevoval naprosto pravidelnými impulsy, i když signál v každém pulsu měl různou úroveň. To už byl listopad 1967. Nejdříve bylo samozřejmě nutné vyloučit všechny možné pozemské příčiny: vysílačky, zapalování automobilového motoru, zapínání velkých spotřebičů... Zakrátko však bylo jasné, že jde o zdroj kosmický. Nalézá se v souhvězdí Lištičky (tehdy se mu říkalo "hvězda Bellové", dnes je ale oz-načován podle souřadnic CP 1919).

Překvapovalo však, že impulsy rádiového záření jsou vysílány s pravidelností, odpovídající přesnosti špičkových atomových hodin! Impuls každou jednu celou, tři desetiny sekundy -- zcela přesně: 1,3373011512 sekundy.

 Anthony Hewish byl od počátku krajně opatrný. Především se o tom nikomu a nikde nezmiňujte, kladl všem účastníkům projektu na srdce. Mohla by to být obrovská blamáž. A skutečně -- navenek neproniklo vůbec nic, ani mezi nejbližší spolupracovníky observatoře, ani do kongresových kuloárů. Ostatně, členové Hewishova týmu si několikaměsíční pozdržení publikace objevu klidně mohli dovolit -- jejich zvláštní radioteleskop byl totiž v té době jediným přístrojem na světě, kterým bylo možné tyto signály zachytit.

Mezi členy týmu se o objevu počalo žertovat: jsou to přece "little green men" -- zelení pidimužíci, mimozemšťánci, kteří k nám vysílají svá sdělení. To by byla potrava pro média, kdyby se zpráva pustila ven! Hewish se svými kolegy ovšem usilovně hledali zdroj těchto signálů. Hvězdy? Galaxie? Kde leží tento zdroj a jak je velký? A hlavně -- co zaručuje tak fantastickou přesnost příchodů jednotlivých impulsů?

V únoru 1968, čtvrt roku po objevu prvního zdroje v souhvězdí Lištičky, byly známy tři další pulsující zdroje. Každý měl jinou periodu, ale jinak bylo jejich chování naprosto stejné.

Koncem února, přesněji: dvacátého čtvrtého, vyšlo ve vědeckém časopisu Nature první sdělení Anthony Hewishe o těchto neobvyklých rádiových zdrojích. O čtyři dny dříve Hewish oznámil objev na pracovním semináři ve starých Cavendishových laboratořích v centru Cambridge. Tak se tedy odborníci i široká veřejnost dověděli o objevu pulsarů.

 

Objev byl perfektní, ale stále něco scházelo. Chybělo vysvětlení, co za pulsary vězí. Jistěže nikdo z astronomů nebral vážně myšlenku "malých mimozemšťanů". Mohl by to být třeba projev rychlých oscilací bílých trpasličích hvězd -- to byla jistou dobu velmi favorizovaná domněnka -- a nebo: mohla by to být rychle rotující neutronová hvězda.

Historie neutronových hvězd byla tehdy již několik desetiletí stará. O jejich existenci začali astronomové uvažovat téměř okamžitě po objevu neutronu Jamesem Chadwickem v roce 1932. Říká se, že když se o objevu neutronu dověděl ruský fyzik Lev Landau, ještě týž večer načrtl prvý model struktury neutronové hvězdy. O rok později Walter Baade a Fritz Zwicky zveřejnili domněnku, že pozůstatkem po výbuchu supernovy může být suprahustá neutronová hvězda. Právě takové těleso můžeme očekávat uvnitř známé Krabí mlhoviny, usoudili v roce 1942 Walter Baade a Rudolph Minkowski. Tehdy to bylo odvážné tvrzení, pro něž chyběly jakékoli přímé důkazy. Dnes ale víme, že Baade a Minkowski měli stoprocentně pravdu.

Pulsar v Krabí mlhovině objevili radioastronomové už v roce 1968 -- tedy nedlouho po ohlášení objevu prvního z nich. O několik měsíců později, v noci z 15. na 16. ledna 1969, prokázali arizonští astronomové William Cocke, Mike Disney a Donald Taylor ze Stewardovy observatoře v Tucsonu, že tzv. Minkowského hvězda, nacházející se v témže místě mlhoviny jako rádiový pulsar, se mění i v optickém oboru spektra se stejnou perio-dou jako v rádiovém. Perioda impulsů je přitom mimořádně krátká -- pouhých 33 milisekund! Už sama tak krátká perioda definitivně pohřbila myšlenku, že by mohlo jít o oscilace bílých trpaslíků, protože natolik rychle by žádný z nich kmitat nemohl.

Shoda rádiové a optické periody nakonec rozhodla, že se naplno prosadila představa pulsaru jako rychle rotující neutronové hvězdy. Z oblastí u magnetických pólů, které ovšem nesouhlasí s rotačními, vyletují vysokou rychlostí nabité částice. Tak vzniká kužel rádiového záření, který míří do prostoru. Zasáhne-li nás během otáčení hvězdy svazek tohoto záření, zaznamenáme impuls. Při další otočce druhý impuls a tak dál -- vypadá to podobně, jako když sledujeme kužel záření, vycházejícího z výstražného majáčku na automobilu. Tento model pulsaru rozpracoval už v roce 1968 rakousko-britsko-americký astrofyzik Thomas Gold, říká se mu doopravdy majákový model pulsaru.

V současné době známe už více než 1000 pulsarů. Představme si některé z nich i ve zvukové podobě: nejdříve zvuk pulsaru v Krabí mlhovině, pulsar rotuje s frekvencí asi 30 otoček za sekundu. Druhá ukázka nám přiblíží pulsar v souhvězdí Plachet, neutronová hvězda rotuje s frekvencí asi 11 otoček za sekundu.

 

Vraťme se zpět do sluneční soustavy. Zde je nejznámějším a nejstudovanějším rádiovým zdrojem bezpochyby Slunce. Je to zdroj relativně slabý; nicméně malá vzdálenost ve srovnání s jinými hvězdami způsobuje, že jej přesto můžeme sledovat i poměrně jednoduchými radioteleskopy. Je-li Slunce klidné, je situace poměrně jednoduchá: rádiové záření vychází z různých výšek nad fotosférou. To je dáno elektronovou hustotou tohoto prostředí. Obecně platí, že čím delší vlnovou délku má zachycené záření, tím řidší, a tedy i vyšší vrstvy sluneční atmosféry pozorujeme.

Jiné je to v případě zvýšené sluneční aktivity. Tzv. aktivní oblasti s komplikovanou strukturou magnetických polí se prudce zahřívají, jsou zdrojem intenzivních, často úzce směrovaných toků nabitých částic. Rádiové emise, podobně jako záření v jiných oborech spektra, prudce narůstá. Z charakteru rádiových spekter se pak můžeme pokusit odvodit, za jakých podmínek došlo na Slunci ke zvýšení aktivity, proč vznikly určité typy erupcí, proč uniká horké plazma do koróny a ještě dál, do meziplanetárního prostoru. Ostatně právě toto je výčet ne zcela vyřešených problémů sluneční fyziky.

Všimněme si ještě jednoho pozoruhodného rádiového zdroje ve sluneční soustavě. Natolik výrazného, že o něm radioastronomové věděli již v dobách začátků radioastronomie. Objev se však neobešel bez komplikací.

 

Když je objevitelů více

Průkopník radioastronomie Karl Jansky byl zřejmě také velký smolař. Jen uvažte: sledoval jako první rádiový šum z Mléčné dráhy, ale jeho současníci to nepovažovali za důležitý objev. Prioritu mu dnes sice nikdo neupírá, ale uznání se mu ve své době nedostalo. Rádiové erupce ze Slunce mu unikly jen proto, že v době Janského pozorování bylo Slunce klidné, v minimu svého jedenáctiletého cyklu aktivity. Jansky zřejmě jako první zachytil rádiové záblesky z Jupiteru -- tato planeta je bývá v dekametrovém oboru spektra jedním z nejjasnějších objektů na obloze. Dnes ale tuto domněnku již nikdo nepotvrdí: během stěhování laboratoře, ve které Jansky pracoval, se v 50. letech originální záznamy s registracemi ztratily.

A tak nezbývá než považovat za objevitele rádiového záření z Jupiteru dvojici radioastronomů Bernarda Burkeho a Kennetha Franklina. Ti v roce 1955 po devět měsíců sledovali rádiové záření známé Krabí mlhoviny, nicméně do jejich záznamů se mísil šum, který odpovídal nějakému pohyblivému, ale diskrétnímu zdroji. Používali anténu ve tvaru tzv. Millsova kříže, která patřila Carnegieho ústavu ve Washingtonu, pracovali na frekvenci 22,2 MHz a ony "poruchy" zaznamenali při 20 z 68 průchodů zdroje svazkem antény. Identifikace vedla jednoznačně k Jupiteru.

Jak už to u mnohých objevů bývá, Burke a Franklin nebyli prvními, kteří registrovali Jupiterovy rádiové záblesky. Obdobné záblesky byly zpětně nalezeny i v pozorováních C. A. Shaina z let 1950-51 a 1954. Burke s Franklinem je ovšem jednoznačně rozpoznali, popsali a objev ihned zveřejnili -- je to tedy jejich objev.

 

Poslechněme si rádiové záření, zaznamenané v dekametrovém oboru spektra, když je převedeme do zvukového spektra. Zpočátku to zní možná jako mořské vlny, rozbíjející se o pobřeží. To jsou tzv. "dlouhé" záblesky, L(long)-bursts. Pak nám tyto zvuky připomenou spíše nárazy ledových krup na plechovou střechu při pořádné letní bouřce -- to slyšíme "krátké" záblesky, S(short)-bursts.

Jupiterovo rádiové záření v oblasti dekametrových vlnových délek je tedy zářením sporadickým, které sestává z řady záblesků. Maximum vyzařování leží u 8 MHz. Kdyby pozorované záblesky vydával objekt zářící jako absolutně černé těleso, musel by mít teplotu několik miliard kelvinů. Bylo proto od počátku jasné, že záření budí nějaký netepelný mechanismus. Krátce po objevu tohoto záření se soudilo, že jde o jev vázaný na ionosféru planety. Po roce 1964 -- poté, co se podařilo zjistit vztah mezi polohou Jupiterovy družice Ió ve dráze a pravděpodobností příjmu jisté části dekametrového záření -- se ale začalo uvažovat o přímém spojení s jevy v magnetosféře planety.

Musím bohužel konstatovat, že dodnes neexistuje po všech stránkách vyhovující vysvětlení původu dekametrového záření Jupiteru, navzdory tomu, ze v Jupiterově magnetosféře pracovaly již mnohé kosmické sondy. Ví se jen, že toto záření musí být stimulované -- vyvolávají je některé nestability plazmatu ve vnitřní Jupiterově magnetosféře. Pozoruhodné je, že existují výrazné periodicity ve výskytu dekametrového záření: to svědčí o dlouhodobě stejných podmínkách pro vznik takových nestabilit. Na druhé straně je ale pravděpodobnost výskytu záření mnohem menší než jedna -- buďto tedy záření nevzniká vždy, nebo je jeho šíření nějakým význačným způsobem ovlivňováno. Na konkrétnější vysvětlení si ještě musíme počkat.

 

(pokračování)
Zdeněk Pokorný
Zdroj: Ostravský astronomický víkend pořádala Hvězdárna a planetárium Johanna Palisy v Ostravě. Uveřejňujeme s laskavým svolením pracovníků hvězdárny i autora.
 

Za humny je černá díra

Nápadným zjasněním se minulý rok prozradila černá díra, která prolétá "nedaleko" Slunce. Navíc se zdá, že minulost tohoto objektu byla více než pozoruhodná.

Na jaře minulého roku našli odběratelé emailových alertů pro pozorovatele krátkou noticku oznamující objev nového rentgenového zdroje v souhvězdí Velké medvědice. Objekt detekoval satelit RXTE (Rossi X-Rat Timing Explorer Mission) pátého března v energetické části spektra. Intenzita přicházejícího záření a poloha na obloze vedla objevitele k domněnce, že se jedná o zdroj neobvykle vysoko nad rovinou Galaxie, takže doporučili pozorování na všech vlnových délkách.

Optický protějšek zdroje byl poprvé pozorován až třicátého března japonskými astronomy při Kyotské univerzitě (Uemura, Kato, Yamamoka a další) a vzápětí i potvrzen. Rozběhla se rozsáhlá spolupráce pozorovatelů po celém světě, která přinesla zajímavé výsledky: Kombinací měření intenzity záření na různých vlnových délkách byla určena vzdálenost objektu na šest tisíc světelných let od Slunce a z dohledání zdroje na archivních fotografických deskách oblohy také jeho pohyb mezi hvězdami. Díky tomu bylo možné odhadnout, jak se pohybovala rentgenová nova v minulosti a co vlastně za pozorovanými změnami jasnosti stojí.

CCD snimek autora clanku porizeny 40cm reflektorem brnenske hvezdarny

Necelé dva roky od objevu už známe historii tohoto zajímavého systému docela dobře (i když s patřičnými nejistotami...) Zdá se, že ve Velké medvědici na nás blýskla dvojhvězda, kterou tvoří notně ohlodaná hvězda o hmotnosti asi třetiny Slunce a černá díra, která ji postupně zbavila svrchních vrstev atmosféry a odhalila tak její nitro. Kolem černé díry navíc pozorujeme akreční disk, tedy eliptický a plochý útvar, jenž slouží jako přestupní stanice plynu vysávaného z mateřské hvězdy černou dírou. Látka, která se dostává do silného gravitačního pole černé díry, totiž nepadá na horizont událostí přímo, ale po spirále smrti krouží kolem mrtvé hvězdy jako součást disku. Důvod je celkem prostý, černá díra je prostě příliš malá na to, aby se látka napoprvé trefila... Stejným způsobem se utváří akreční disky také kolem neutronových hvězd nebo bílých trpaslíků v těsných dvojhvězdách. Celá situace je ale dána konkrétními podmínkami v tom či onom systému.

Zajímavých zjištěním u rentgenové novy, která dostala jméno KV UMa (XTE J1118+480), ale bylo, že akreční disk má vnitřní hranici mnohem dál než se myslelo. Některé teorie procesů kolem degenerovaných hvězd tak budou muset doznat jistých změn.

Kliknutim se zvetsi

Stejně pozoruhodný je také pohled do její minulosti. Z měření poloh a přesné rádiové astrometrie během zjasnění se podařilo zrekonstruovat dráha dvojhvězdy Galaxií posledních 230 milionů let. Nabízejí se dva možné způsoby, kde a jak černá díra vznikla. Buď dostala při explozi supernovy (ta zhroucení v černou díru předcházela) velký impuls, který ji vymrštil vysoko nad rovinu Galaxie, anebo byla součástí kulové hvězdokupy a tak byl její pohyb Galaxií divoký ještě před explozí. Vzhledem k velké hmotnosti černé díry (asi sedm Sluncí) však astronomové první možnost vylučují, neboť by se muselo jednat o neuvěřitelně mohutný výbuch.

Mnohem pravděpodobnější je, že se černá díra odpoutala z některé z kulových hvězdokup, které se pohybují po výstředných drahách kolem centra Galaxie. To z celé věci učinilo ještě větší kuriozitu, než se čekalo. Objektů z ranného období formování Galaxie (a odhaduje se, že hvězda progenitor tuto dobu asi pamatovala) je dnes známých velmi málo. Navíc je to vůbec poprvé, kdy se takto přesně podařilo zmapovat dráhu černé díry prostorem.

Celý příběh rentgenové novy XTE J1118+480, která se bez varování objevila na jarní obloze před dvěma roky, tak jistě vstoupí do dějin astronomie. Už dnes se plánují podrobné přehlídky okolí Slunce. Je totiž docela pravděpodobné, že se v hlubinách černého vesmíru ukrývá mnohem víc takových kuriozit. Uvidíme tedy, jak budou hvězdáři ve svém hledání a interpretaci výsledků úspěšní.

Rudolf Novák
Zdroj: STSCI, ADS a Internetu, CCD pozorování z Brna najdete zde.
 

Teď už definitivně naposledy

Kosmická sonda Galileo, veterán mezi roboty zkoumajícími vzdálené planety, ve čtvrtek 17. ledna 2002 proletěla naposledy kolem pozoruhodné Jupiterovy družice Ió. Definitivně naposledy -- a nejblíže k povrchu.

 Satelit Ió není obyčejnou družicí. Od doby průletu sondy Voyager 1 kolem tohoto tělesa (to bylo v březnu 1979) víme, že na družici je 200 až 300 činných sopek, které neustále proměňují povrchu tohoto tělesa. Energii, nutnou k roztavení materiálu, dodává poměrně malému tělesu o průměru 3600 km obří Jupiter: slapovými silami deformuje satelit, a to dostačuje k natolik silnému zahřátí hornin, že důsledkem jsou sopečné erupce takřka po celém povrchu.

Proměny povrchu v důsledku sopečné činnosti jsou natolik velké, že je bezpečně postřehneme již v průběhu několika týdnů. Tento průlet bude tedy poslední příležitostí (až do příletu další sondy) takové změny zaznamenat. Sonda v 15 hodin 9 minut našeho času proletí asi 100 km nad povrchem družice. V době, kdy budete číst tyto řádky, tedy už bude po všem. Ale potrvá ještě řadu dní, než se data, jež se (doufejme) podaří získat během tohoto rekordně nízkého průletu, dostanou k nám na Zemi. Příčinou je, jak známo, poškozená a nefunkční hlavní komunikační anténa. Tímto handicapem trpí sonda už od začátku mise -- pořízená data se proto nejdříve zapisují na palubní magnetofon a pak jsou velice pomalu předávána do pozemního řídicího střediska prostřednictvím náhradního rádiového spojení.

 Poslední průlet je nejtěsnější ze všech dosavadních, nyní na konci mise je možné podstoupit větší riziko než zpočátku. Je tu ovšem ještě jeden důvod, proč byla zvolena právě taková trajektorie. "Dny sondy Galileo jsou již sečteny," prohlásil jeden z manažerů projektu Eilene Theilig. "Proto musíme dostat sondu na takovou trajektorii, aby v září 2003 dopadla na Jupiter." Tím bude "kosmické smetí" -- v té době již nefunkční sonda -- odstraněno, a to docela ekologicky. Na planetě Jupiter (přesněji řečeno pod jeho oblačnou vrstvou, kam zbytky sondy proniknou) nemůže malá sonda nic změnit či pokazit. Zato třeba při dopadu na druhou v pořadí družici Europu by mohla její povrch kontaminovat. Když uvážíme, že právě na Europu NASA výhledově chystá vyslat sondu, zkoumající možné stopy života ve vodě pod vrstvou ledu, bylo by každé takové znečistění určitě nepříjemné.

Sonda Galileo pracuje nyní již třikrát déle, než bylo naplánováno. Úroveň ozáření třiapůlkrát převýšila dávku, na kterou byla navržena aparatura -- a přesto stále pracuje! Kolem Jupiteru se sonda nyní pohybuje po protáhlé elipse, a těch obletů bylo zatím 33. Šestkrát se sonda přiblížila i k družici Ió, k dalším třem satelitům celkem 27krát. Množství získaného vědeckého materiálu, ač je vzhledem k poruše hlavní antény menší než byly původní představy, tak díky prodloužení mise je úctyhodné. Jenže čas nezastavíš. Palivo, které pohání malé korekční motorky pro správnou orientaci sondy, je téměř zcela spotřebováno. Ano -- dny této slavné sondy jsou opravdu u samého konce. Ale ještě předtím, než se Galileo definitivně vnoří do Jupiterovy atmosféry, prolétne v listopadu 2002 kolem maličké družice Amalthei. Sbohem, a děkujeme!

Zdeněk Pokorný
Zdroj: S použitím tiskové zprávy NASA z 16. 1. 2002.
 

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