:: 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

 

459. vydání (25.11.2002 )

Kde jsou? Říkám si pokaždé, když gůgluju internet a hledám nějaké netradiční záběry z tradičních sond. Vždyť za několik posledních desetiletí lidé -- ať už na ruské, americké a nebo jiné straně -- poslali do meziplanetárního prostoru řadu velmi komplikovaných sond a většina z nich pak v průběhu pár měsíců a nebo roků poslala na Zemi tisíce až desetitisíce záběrů toho kterého vesmírného tělesa.

Když se ale za nimi vydáte po drátech internetu, většinou narazíte na několik málo portrétů, které už léta přežvykují všechny časopisy, knihy, multimediální CD ROMy i televizní pořady. Schválně se zkuste někdy dopracovat třeba ke snímkům, které při průletu kolem Jupiteru a nebo Saturnu zhotovily výpravy Pioneer 10 a 11. Bude jich zoufale málo a prakticky je spočítáte na prstech ruky profesionálního truhláře, jenž každý den postává vedle cirkulárky. Jedinou výjimkou jsou záběry z Marsu.

Stejně tak je tomu s Galileem u Jupiteru, NEARem u Mathildy, moduly Viking, které dosedly na povrch Marsu, Surveyorem z Měsíce a nebo Veněrou z Venuše... Jistě, mnohé z nich stále ještě analyzují řešitelské týmy, většina ale leží v útrobách nekonečných archivů na vyhasínajících magnetických páskách, blednoucích fotografických pásech a slepnoucích cédéčkách. Pokud se ale nedostanou ze svého -- věčného -- zakletí, tane mi na mysl škodolibá otázka: Mělo smysl je vůbec pořizovat?

Jiří Dušek

 

 

 

Nejlepší obrázky Slunce

Astronomie je věda plná změn. Například. I notoricky známé a každodenně zkoumané objekty nás mohou překvapit, jakmile získáme jejich kvalitnější obrázky z lepších a lepších přístrojů. Ani Slunce v tomto ohledu není výjimkou.

 Situaci nám totiž komplikuje zemská atmosféra. Ve svém principu se její přízemní vrstva chová jako voda vařící se v hrnci. Ohřátý povrch zemský totiž přenáší teplo i do přízemní vrstvy vzduchu. Vzniká tak nestabilní stav, pro jehož vyřešení je zapotřebí přenést nahromaděnou energii pryč od povrchu, tedy to vyšších vrstev atmosféry. Vzduch jako takový je ovšem tepelně velmi špatně vodivý, tudíž nastupuje jiný způsob přenosu energie -- konvekce. V přízemní vrstvě vzduchu pak vznikají přibližně metrové bubliny ohřátého vzduchu, jež stoupají vzhůru. Během svého letu se různě vlní a celkově mění svůj tvar, což má za následek neustálé mírné proměny indexu lomu. Atmosféra pak funguje jako velmi dynamická a neposlušná čočka. Tomuto efektu se také říká seeing (česky chvění vzduchu).

Pro astronomy to má za následek ztrátu rozlišovací schopnosti dalekohledu, rozmazání detailů a vlnící se obraz. Pokud bychom sledovali rozlišovací schopnost v závislosti na rostoucím průměru objektivu, zjistíme, že od průměru 40 cm se nám už rozlišovací schopnost nijak zvlášť zvětšovat nebude. Neznamená to však, že by nemělo cenu stavět větší dalekohledy, protože rozlišovací schopnost je jen jedním z parametrů přístroje. Možná důležitějším parametrem je jak slabé objekty jsme skrz něj schopni pozorovat. Ve stelární astronomii nám například při pořizování spekter nevadí, že je obraz rozmazaný.

Při pozorování Slunce to ale problém je. Protože Slunce je natolik blízko, že můžeme pozorovat povrchové detaily. Proto na světě najdete jen málo slunečních dalekohledů, které by přesahovaly průměr zrcadla 40 cm. I v nich je ale obraz nepříliš kvalitní, proto se v dnešní době i ve sluneční praxi využívá zázraku zvaného adaptivní optika. Počítač totiž v reálném čase počítá "špatnost atmosféry" a chytře mění tvar objektivu, čímž do značné míry dokáže vliv atmosféry kompenzovat.

Teprve snímky z dalekohledů s adaptivní optikou (jakým je například Swedish Solar Telescope na Kanárských ostrovech) ukázaly další podrobnosti o jevech, jež probíhají v penumbrách slunečních skvrn.

Již z vizuálních pozorování Slunce se ví, že penumbra (česky polostín, jedná o přechodovou část mezi jádrem skvrny -- umbrou -- a okolí fotosférou) slunečních skvrn je složena z tenkých radiálně mířících vláken plynu. Kvalitní snímky z švédského dalekohledu ukázaly, že tato vlákna (filamenty) mají úzká tmavá jádra. Zatím nikdo neví, jak si tento jev vysvětlit.

Penumbrální filamenty jsou útvary 150 až 180 kilometrů široké a lze je vysvětlit pravděpodobně jako magnetické trubice, jimiž se přenáší plazma. Ale skutečná podstata filamentů a jejich vznik nadále zůstává záhadou. Pozorovaná tmavá jádra by se ve filamentech mohla vyskytovat jedině v případě, že by vnitřek magnetické trubice byl chladnější než jejich povrch. Jinou možností je úzký tok chladného plazmatu po povrchu horkého filamentu.

Jenže: očekává se, že takové trubice budou chladnější naopak vně a navíc je chladné plazma těžší, než horké. Je tedy jasné, že obě nabízená vysvětlení jsou dosti nepravděpodobná. Nyní je na teoreticích, aby pozorování vysvětlili.

Tmavá jádra filamentů byla objevena na fotografiích pořízených švédským metrovým dalekohledem (SST) na observatoři Roque de los Muchachos Observatory na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech. Teleskop funguje od minulého jara a ve spojení s adaptivní optikou a vyspělým zpracováním obrazu dosahuje reálné rozlišovací schopnosti kolem 0,1 úhlové vteřiny, což odpovídá 75 km na povrchu Slunce.

Sluneční fyzici se domnívají, že v penumbrách skvrn se už nevyskytuje žádná další podrobnější struktura, než bylo doposud pozorováno. I tak lze ale slyšet názory, že jsme jen odkryli další vrstvu v hierarchické struktuře a že penumbrální filamenty se chovají fraktály -- s rostoucím zvětšením vidíme nové a nové podrobnosti.

Odpověď nám dá až budoucnost. Možná to bude chystaná japonská družice Solar-B, která má být vypuštěna v roce 2005, nebo čtyřmetrový Advanced Technology Solar Telescope (ATST), jež plánuje postavit Národní sluneční observatoř ve Spojených státek se silnou mezinárodní spoluprací. A možná ani to nebude stačit.

Michal Švanda
Zdroj: Sky and Telescope
 

65. výročí českobudějovické hvězdárny

Českobudějovická hvězdárna je druhou nejstarší hvězdárnou v Čechách stále sloužící veřejnosti. Její zprovoznění bylo výsledkem mnohaletého úsilí členů tehdejší Jihočeské astronomické společnosti. Za cíl si naši předchůdci vytkli jak vlastní pozorování hvězdné oblohy, tak šíření poznatků z astronomie mezi širokou veřejnost i vybudování budovy hvězdárny k tomuto účelu. Hvězdárnu slavnostně otevřeli 14. listopadu 1937. Od té doby zůstává budova umístěná mezi stromy českobudějovického Háječku sídlem astronomických múz.

 Za šedesát pět let prožila českobudějovická hvězdárna mnoho událostí -- v padesátých letech zařazena mezi kulturní a vzdělávací zařízení tehdejšího KNV, ve stejné době se začala stavět pozorovatelna na Kleti, na přelomu šedesátých a sedmdesátých let vznikla v Budějovicích nová přístavba s planetáriem, kinosálem a výstavní halou, v sedmdesátých letech na Kleti vyrostla druhá kopule, v devadesátých letech výrazně rozšířila možnosti prezentace astronomie počítačová projekce v kinosále i vlastní internetové WWW stránky. Před pěti lety, na podzim roku 1997, tak Hvězdárna a planetárium České Budějovice s pobočkou na Kleti mohla slavnostně oslavit "šedesátiny". Letošní rok, s "půlkulatým" 65. výročím českobudějovické hvězdárny pro veřejnost a 45 lety Observatoře Kleť je dalším mezníkem naší práce.

Ovšem, dříve než jsme mohli začít myslet na výročí, museli jsme se vypořádat s následky katastrofální povodně, které naše město včetně planetária zasáhla 13. srpna 2002. Úklid a hlavně následné opravy a rekonstrukce trvaly dva měsíce. Od poloviny října opět přicházejí návštěvníci z řad dětí a mládeže i dospělých. Veliký zájem o programy navazující na výuku všech stupňů a typů škol nám potvrzuje, že naše práce je nedílnou součástí vzdělávání žáků a studentů z Jižních Čech i odjinud.

A co se událo na hvězdárně za posledních pět let? Pracovnice a pracovníci vytvořili a uvedli řadu pořadů s počítačovou projekcí pro školní exkurze i pro širokou veřejnost. Internetové stránky hvězdárny jsme rozšířili o specializované stránky věnované planetkám a o interaktivní astronomickou ročenku, kde si lze spočítat polohy i východy a západy Slunce, Měsíce a planet na vybraný čas i místo. Počet potvrzených objevů planetek z Kleti přesáhl šest stovek. Nadto k nim jeden z našich kolegů přidal objev periodické komety P/2000 U6 (Tichý), dosud jediné komety objevené v nynější České republice. Na Kleti byl dokončen i nový moderní dalekohled nazvaný KLENOT a mezi jeho první objevy, které vzbudily ohlas po celém světě, patří neobvyklý blízkozemní asteroid 2002 LK. Mezi akcemi, které nejvíce zaujaly širokou veřejnost patřily přednášky, pozorování a výstavy věnované zatmění Slunce v srpnu 1999, kosmickým sondám k Marsu i planetce Eros, tornádům ve světě i v Čechách či slunečním hodinám. Hvězdárnu navštívilo více než sto třicet tisíc návštěvníků.

Šedesáté páté výročí je pro pracovníky hvězdárny spíše připomenutím naší historie, než velkými oslavami. Do dalších měsíců a let hlavně chystáme nové programy pro školy i přednášky, výstavy, pozorování a exkurze pro veřejnost v Českých Budějovicích i na Kleti. Prostřednictvím našich pozorování a objevů planetek a komet zároveň přispíváme k celosvětovému úsilí o poznání vesmíru, který nás obklopuje. A hlavně -- těšíme se na Vaši návštěvu!

Jana Tichá
 

Nejlepší obrázky Slunce

Astronomie je věda plná změn. Například. I notoricky známé a každodenně zkoumané objekty nás mohou překvapit, jakmile získáme jejich kvalitnější obrázky z lepších a lepších přístrojů. Ani Slunce v tomto ohledu není výjimkou.

 Situaci nám totiž komplikuje zemská atmosféra. Ve svém principu se její přízemní vrstva chová jako voda vařící se v hrnci. Ohřátý povrch zemský totiž přenáší teplo i do přízemní vrstvy vzduchu. Vzniká tak nestabilní stav, pro jehož vyřešení je zapotřebí přenést nahromaděnou energii pryč od povrchu, tedy to vyšších vrstev atmosféry. Vzduch jako takový je ovšem tepelně velmi špatně vodivý, tudíž nastupuje jiný způsob přenosu energie -- konvekce. V přízemní vrstvě vzduchu pak vznikají přibližně metrové bubliny ohřátého vzduchu, jež stoupají vzhůru. Během svého letu se různě vlní a celkově mění svůj tvar, což má za následek neustálé mírné proměny indexu lomu. Atmosféra pak funguje jako velmi dynamická a neposlušná čočka. Tomuto efektu se také říká seeing (česky chvění vzduchu).

Pro astronomy to má za následek ztrátu rozlišovací schopnosti dalekohledu, rozmazání detailů a vlnící se obraz. Pokud bychom sledovali rozlišovací schopnost v závislosti na rostoucím průměru objektivu, zjistíme, že od průměru 40 cm se nám už rozlišovací schopnost nijak zvlášť zvětšovat nebude. Neznamená to však, že by nemělo cenu stavět větší dalekohledy, protože rozlišovací schopnost je jen jedním z parametrů přístroje. Možná důležitějším parametrem je jak slabé objekty jsme skrz něj schopni pozorovat. Ve stelární astronomii nám například při pořizování spekter nevadí, že je obraz rozmazaný.

Při pozorování Slunce to ale problém je. Protože Slunce je natolik blízko, že můžeme pozorovat povrchové detaily. Proto na světě najdete jen málo slunečních dalekohledů, které by přesahovaly průměr zrcadla 40 cm. I v nich je ale obraz nepříliš kvalitní, proto se v dnešní době i ve sluneční praxi využívá zázraku zvaného adaptivní optika. Počítač totiž v reálném čase počítá "špatnost atmosféry" a chytře mění tvar objektivu, čímž do značné míry dokáže vliv atmosféry kompenzovat.

Teprve snímky z dalekohledů s adaptivní optikou (jakým je například Swedish Solar Telescope na Kanárských ostrovech) ukázaly další podrobnosti o jevech, jež probíhají v penumbrách slunečních skvrn.

Již z vizuálních pozorování Slunce se ví, že penumbra (česky polostín, jedná o přechodovou část mezi jádrem skvrny -- umbrou -- a okolí fotosférou) slunečních skvrn je složena z tenkých radiálně mířících vláken plynu. Kvalitní snímky z švédského dalekohledu ukázaly, že tato vlákna (filamenty) mají úzká tmavá jádra. Zatím nikdo neví, jak si tento jev vysvětlit.

Penumbrální filamenty jsou útvary 150 až 180 kilometrů široké a lze je vysvětlit pravděpodobně jako magnetické trubice, jimiž se přenáší plazma. Ale skutečná podstata filamentů a jejich vznik nadále zůstává záhadou. Pozorovaná tmavá jádra by se ve filamentech mohla vyskytovat jedině v případě, že by vnitřek magnetické trubice byl chladnější než jejich povrch. Jinou možností je úzký tok chladného plazmatu po povrchu horkého filamentu.

Jenže: očekává se, že takové trubice budou chladnější naopak vně a navíc je chladné plazma těžší, než horké. Je tedy jasné, že obě nabízená vysvětlení jsou dosti nepravděpodobná. Nyní je na teoreticích, aby pozorování vysvětlili.

Tmavá jádra filamentů byla objevena na fotografiích pořízených švédským metrovým dalekohledem (SST) na observatoři Roque de los Muchachos Observatory na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech. Teleskop funguje od minulého jara a ve spojení s adaptivní optikou a vyspělým zpracováním obrazu dosahuje reálné rozlišovací schopnosti kolem 0,1 úhlové vteřiny, což odpovídá 75 km na povrchu Slunce.

Sluneční fyzici se domnívají, že v penumbrách skvrn se už nevyskytuje žádná další podrobnější struktura, než bylo doposud pozorováno. I tak lze ale slyšet názory, že jsme jen odkryli další vrstvu v hierarchické struktuře a že penumbrální filamenty se chovají fraktály -- s rostoucím zvětšením vidíme nové a nové podrobnosti.

Odpověď nám dá až budoucnost. Možná to bude chystaná japonská družice Solar-B, která má být vypuštěna v roce 2005, nebo čtyřmetrový Advanced Technology Solar Telescope (ATST), jež plánuje postavit Národní sluneční observatoř ve Spojených státek se silnou mezinárodní spoluprací. A možná ani to nebude stačit.

Michal Švanda
Zdroj: Sky and Telescope
 

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