Čtvrtek 8. října večer -- déšť Drakonid? 
Drakonidy alespoň radarem 
Jak pozorovat meteorický déšť 
Planetární líheň 
Od mlhoviny k protohvězdě 
"Go!" pro Mezinárodní kosmickou stanici
 
 

 
Drakonidy radarem (autor Petr Pridal)Drakonidy alespoň radarem 

Spatne pocasi znemoznilo pohled na meteoricky roj Drakonid z uzemi Ceske republiky. Roj byl vsak uspesne detekovan meteorickym radarem na hvezdarne v Ondrejove nebot radar umoznuje pozorovani meteoru i za denniho svetla a pri zatazene obloze. Vysoka aktivita roje trvala asi ctyri hodiny a maximum nastalo ve ctvrtek 8. rijna kolem ctvrte hodiny odpoledne stredoevropskeho letniho casu, o nekolik hodin drive nez se puvodne ocekavalo. Dosud byla vysoka aktivita Drakonid pozorovana jen v letech 1933, 1946 a 1985 a letosni data tak vyznamne prispeji ke studiu tohoto roje. Ten je totiz velmi nepravidelny a predem nebylo mozne s naprostou jistotou rici ani to, zda se letos vubec dostavi. 
Letosni Drakonidy byly nakonec nejlepe viditelne z Asie, kde v dobe maxima byla jiz noc. V Evrope, v mistech s jasnou oblohou, bylo mozne po setmeni pozorovat jiz jen doznivajici aktivitu, vyrazne nizsi nez v dobe maxima. Z Asie bylo v maximu mozne videt vice nez sto meteoru za hodinu. Neni vylouceno, ze roj bude mirne aktivni jeste behem 9. rijna. Na dalsi vysokou aktivitu si pravdepodobne budeme muset 
pockat do roku 2018. 
  

Jiri Borovicka
Ceska astronomicka spolecnost, hvezdarna Ondrejov
 
Kresba Shigemi NumazawaČtvrtek 8. října večer -- déšť Drakonid? 

Jestliže to ještě stihnete a bude-li vám samozřejmě přát počasí, nezapomeňte se podívat ve čtvrtek 8. října večer na severozápadní obzor. Tento den totiž naše planeta proletí poblíž dráhy komety Giacobini-Zinner a je dost možné, že se obloha až na několik desítek minut pokryje skutečným deštěm meteorů -- drobných částic uvolněných z jádra vlasatice při minulých průletech kolem Slunce. Podobné jevy jako je tento se však jen velmi obtížně předvídají -- je tudíž také možné (a dost pravděpodobné), že nespatříte ani jeden meteor. 
Nejlepší bude, když se na oblohu začnete dívat ihned po setmění. Meteory budou vylétat jako by z hlavy souhvězdí Draka (odtud vyplývá i jejich označení Drakonidy). V pozdějších hodinách bohužel vyjde nad obzor Měsíc (je několik dní po úplňku) -- jasnější meteory by však měly být i přesto pozorovatelné. Se sledováním oblohy můžete skončit kolem půlnoci. 
Podle poslední všeobecné předpovědi Českého hydrometeorologického ústavu bude zítra oblačno, místy déšť, ve východní polovině území zataženo a četnější srážky. Nejvyšší denní teploty 14 až 18 stupňů Celsia. Jihovýchodní až jižní vítr 3-7 m/s.  U nás v Brně je v tomto okamžiku (7. října 13.15) vcelku slušné počasí a předpovědní mapa National Centers for Environmental Prediction také není beznadějná (viz obrázek -- nejtmavší barva odpovídá nejvyšší vlhkosti a tím největší oblačnosti). 
Ať už se ve čtvrtek obloha pokryje deštěm meteorů či vodních kapek, doufáme, že si tento zajímavý přírodní úkaz nenecháte ujít. Meteorický déšť totiž člověk spatří jen jednou či dvakrát za život. Současně vás prosíme, abyste nám krátké zprávy o svých pozorováních poslali do redakce. Rádi je uveřejníme. 
 

Jiří Dušek
  
Jak pozorovat meteorický déšť 

Tento doplněk vychází ze zkušeností našich pozorovatelů a z návodu pro Leonidy vydaného International Meteor Organization. Je nutné předeslat, že se pro zvládnutí vysokých frekvencí velice osvědčily diktafony, případně magnetofony (nesmíte však zapomenout několikrát za pozorování nadiktovat čas!). Do asi 150 met/hod nenastane žádný větší problém. Při vyšších frekvencích musíme vynechat sporadické meteory a ostatní roje, pak zapisujeme jen jasnosti rojových. Nepíšeme časy, jen asi po pěti minutách "uděláme tlustou čáru za minulostí"; její čas však zapíšeme ve vteřinách. S tím vystačíme do frekvencí kolem 500 met/hod (s diktafonem i 1000). Další ulehčení může být v tom, že jasnosti udáváme na celé magnitudy.  
Pokud se stane i toto zjednodušené hlášení neúnosným, máme několik možností: meteory v krátkých intervalech jen počítat (tato metoda je bez zapisovatele, nebo bez diktafonu, který by zaznamenal délku intervalu, dost nespolehlivá). Druhá metoda spočívá v tom, že zapíšeme jasnost každého pátého nebo desátého meteoru, jiná verze omezí pole, v němž meteory sledujeme: zvolíme si vhodný trojúhelník či čtyřúhelník hvězd a zaznamenáme jen meteory, které v něm začaly (fyzikálně vhodnější řešení) nebo skončily (vyžaduje trochu složitější korekci, ale nakonec bývá lépe odpozorován). S některým z těchto postupů lze zvládnout frekvence asi do 4000 met/hod. 
Při překročení počtu 4000 meteorů za hodinu lze už meteory jen počítat, případně odhadnout jejich frekvenci. Pokud je již problém počítání na celé obloze, lze meteory počítat ve vyhrazené oblasti (viz výše). Posledním řešením je odhad frekvence, doporučujeme jej "natrénovat" pomocí METSIMU (program simulace meteorického deště, je k dispozici na www stránkách IMO). Při použití "omezeného pole" je důležitá volba vhodného obrazce. Měl by být pravidelný a z dost jasných hvězd (alespoň pokud má větší rozměry). Lze použít postupně dvou obrazců, různých velikostí (větší by měl mát rozměry asi 30 stupňů). Při poklesu frekvencí je třeba se vždy vracet (případně postupně) k úplnému záznamu. Rozhodně nekončit pozorování dle teze: "už jsem viděl dost". 
  

Vladimír Znojil
Zpravodaj Společnosti pro meziplanetární hmotu
 
 
  
Foto STSCI/NASAPlanetární líheň 
 
Určitě si ještě vzpomínáte na první přímou detekci planety mimo sluneční soustavu, kterou se podařilo náhodou nalézt Hubblovu kosmickému dalekohledu v květnu tohoto roku. Vesmírná observatoř tehdy studovala rozsáhlý plynoprachový oblak v souhvězdí Býka. Domnělá planeta (její reálnost dosud potvrzena nebyla) však nebyla jediným zajímavým úlovkem: vědecký tým v čele s Karl Stapelfeldtem (NASA/JPL) nalezl v molekulovém mračnu vzdáleném přes 460 světelných let několik právě se rodících planetárních soustav. Hlavní roli zde opět sehrál Hubblův dalekohled. "Nyní chceme charakterizovat jejich tvary, hmotnosti a rozložení materiálu v discích", uvedl K. Stapelfeldt. 
Astronomové již delší dobu řeší zásadní otázku: jak vypadala sluneční soustava při svém zrodu? Odpověď nám může přinést HK Tauri -- dvojhvězda stará jen půl milionu roků. Na konci roku 1997 totiž Stapelfeldt s Hubblovým dalekohledem a Christopher D. Koresko s Keckovým dalekohledem ukázali, že slabší složka HK Tauri je ve skutečnosti světlá (reflexní) mlhovina ve tvaru disku s temným pásem podél. Disk označovaný HK Tauri/c je s průměrem dvě stě astronomických jednotek (1 astronomická jednotka = vzdálenost Země-Slunce) stejně velký jako naše sluneční soustava. Jeho celková hmotnost se odhaduje na pouhou tisícinu Slunce. 
Podobný disk zachytil Hubblův kosmický dalekohled u objektu pojmenovaném Haro 6-5B, jenž je pouze sto tisíc let starý. Zde se dokonce pozoruje proud plynu tekoucí směrem od hvězdy, který by měl existovat v okolí právě se rodící hvězdy. (Jelikož v ní dosud neprobíhají jaderné reakce, nazývá se protohvězda). Plynoprachový disk má v tomto případě průměr 350 astronomických jednotek a je tudíž poněkud hmotnější než HK Tauri/c. Především totiž na sebe váží přebytečný moment hybnosti a dovolí, aby se v centrálních částech oblaku víceméně samostatně vyvinula protohvězda. Kondenzací prachu pak vznikají malé zárodky budoucích planet. Postupným nabíráním látky se tvoří stále větší a větší tělesa. Dle Stapelfeldta je právě HK Tauri/c žhavým kandidátem na takový akreční disk. Současně ale uvádí: "Začít přemýšlet na komplexním modelem vzniku hvězd i planetárních soustav můžeme teprve tehdy, až najdeme větší množství podobných objektů." 
 
Jiří Dušek
Podle časopisu Sky and Telescope a jiných materiálů
  
Od mlhoviny k protohvězdě 
  
Hvězdy vznikají převážně ve skupinách z náhodného zhuštění v oblaku relativně chladné a husté mezihvězdné látky. Nejčastěji se tak děje uvnitř tzv. molekulových mračen, což jsou souvislé, gravitačně vázané objekty složené z plynu a prachu o hmotnostech od 105 do 106 Slunce, o rozměru 60 až 300 parseků, udržované v rovnovážném stavu vnitřním magnetickém polem. Tvořena jsou především molekulárním vodíkem, dále též neutrálním vodíkem, heliem a dalšími prvky spojenými občas i do dosti složitých molekul. Nezbytnou složkou molekulových mračen jsou zrníčka mezihvězdného prachu, která hrají důležitou roli v energetice mračen tím, že stíní vnitřní části mraku a přebytečné teplo účinně vyzařují do prostoru, čímž celý mrak udržují na velmi nízké teplotě několika kelvinů.  
Pro koncept vzniku hvězd z rozptýlené mezihvězdné látky, pocházející již od Kanta a Laplaceho, hovoří mj. i to, že mimořádně mladé hmotné hvězdy třídy O a B, jakož i hvězdy typu T Tauri, v jejichž nitru se doposud nezažehly vodíkové termonukleární reakce, pozorujeme takřka výhradně v blízkosti mlhovin, čili v blízkosti předpokládaného místa jejich zrodu. 
Existují důkazy pro to, že hvězdy vznikají v naší Galaxii i v současnosti, v minulosti bylo však tempo vznikání nových hvězd výrazně vyšší. Pozorování jiných hvězdných soustav dochází k závěru, že tempo vznikání hvězd je obecně velmi nerovnoměrné, setkáváme se zde s obdobími, kdy vznik hvězd na dlouho téměř ustává, naopak nejsou nijak výjimečná období obrovského rozmachu tvorby nových hvězd, kdy nám přímo před očima vznikají i celé kulové hvězdokupu o statisících členů. 
Hvězdy mohou vznikat jen v těch částech molekulových mračen, kde je co nejnižší teplota a co nejvyšší hustota látky. Tyto podmínky jsou splněny v centrech mračen, kde je dokonale odstíněn i svit blízkých hvězd. Dále je zřejmé, že na samém počátku fragmentace molekulového mračna hrají rozhodující roli jen velice hmotné fluktuace o hmotnostech 1000 až 10 000 Sluncí. Právě tyto zárodky vedou ke vzniku kompaktních skupin hvězd, přičemž jednotlivé hvězdy vznikají dalším štěpení původní jednolité hustotní fluktuace.  
Na tvorbu nových hvězd se nespotřebovává všechen materiál zárodečného oblaku, ale jen asi jeho čtvrtina. Hmotné hvězdy o teplotě nad 10000 kelvinů v kompaktní skupině hvězd začnou svým zářením nahřívat nespotřebovaný mezihvězdný materiál a vypuzují jej mimo systém. Tímto procesem se hmotnost takové mladé hvězdokupy zredukuje natolik, že se hvězdy uvolňují z  gravitačního svazku s hvězdokupou a vyletují do prostoru. 
I když asi 95 procent hvězd vzniká v početných otevřených hvězdokupách, naprostá většina těchto hvězdných soustav hyne v okamžiku svého zrodu. Pokud vůbec nějaké gravitačně vázané skupiny hvězd pozorujeme (Plejády, Hyady), pak jde o poměrně vzácné případy dosti hustých hvězdných seskupení, která se ovšem i v současnosti pozvolna vypařují a rozplývají. Důvodem, proč tyto hvězdokupy vůbec přetrvaly, je fakt, že zde mechanismus tvorby nových hvězd byl nezvykle účinný, že zde ze zárodečné mlhoviny vzniklo mnohem více hvězd, než je běžné. 
Jakkoliv jsou pro vznik zárodků budoucích hvězd podmínky v molekulových mračnech nejpříznivější, samy o sobě ještě nestačí. Mračna jsou v rovnovážném stavu udržována vnitřním magnetickým polem, které brání dalšímu všeobecnému zahušťování objektu. K fragmentaci části mraku na hvězdy je však třeba látku ještě více zahustit. K tomu je zapotřebí nějaký dodatečný impuls. Může jím být: 
  • Setkání molekulového mračna s expandující oblastí velmi horkého a řídkého ionizovaného vodíku o teplotě několika milionů kelvinů. Na místě kontaktu je mračno stlačováno a zahušťováno a to tak dlouho, dokud se tlaky na obou stranách nevyrovnají. 
  • Vzplanutí blízké supernovy. Na hraně bubliny relativně prázdného prostoru vyklizeného explozí se vytváří rázová vlna, která před sebou hrne materiál. Nárazem takové rázové vlny může dojít k žádoucímu zhuštění látky v mračnu a k odstartování tvorby hvězd.
  • Průchod mračna hustotní vlnou ve spirální galaxii -- srážka mračna se stacionární rázovou vlnou spojenou se spirální strukturou galaxie. Zde dochází k deformaci a následnému zahuštění molekulových mračen vedoucí ke vzniku hvězd.
Kolabující zhustek se v průběhu kontrakce začne drobit na menší části, které pak dávají  vznik zárodkům jednotlivých hvězd, tzv. protohvězdám. Jistou překážkou dalšího vývoje je zákon zachování momentu hybnosti: osamostatní-li se nějaký zárodek hvězdy a začne se hroutit, začne se současně roztáčet. Pokud odstředivá zrychlení spojené s rotací někde dosáhne hodnoty gravitačního zrychlení, kontrakce se zde zastaví. 
Lze dokázat, že pro reálné hodnoty počáteční úhlové rychlosti a poloměrů hroutícího se zárodku hvězdy, dochází k zastavení kontrakce mnohem dříve, než se stačí hvězda vytvořit. Je tedy nezbytné zárodek hvězdy přebytečného momentu zbavit. Reálně se tak děje vytvořením rozsáhlého plochého, tzv. akrečního disku o poloměru stovek astronomických jednotek, který na sebe naváže přebytečnou část momentu hybnosti. V centrálních částech oblaku se již víceméně samostatně vyvíjí samotná protohvězda. 
  
Podle učebních textů Zdeňka Mikuláška
 
 
  
Modul Zarja jeste pred dokoncenim (foto NASA)"Go!" pro Mezinárodní kosmickou stanici 
 
Zdá se, že finanční potíže Ruska neovlivní letošní starty prvních dvou částí Mezinárodní kosmické stanice. Takový je výsledek posledních konzultací všech šestnácti zúčastněných států, které proběhly v minulých dnech v Moskvě. První se díky raketě Proton vydá na cestu 20. listopadu modul Zarja a v tomto roce jej bude následovat ještě "Unity Module", jenž na oběžnou dráhu vynese třetího prosince americký raketoplán Endeavour. Třetí část -- Service Module, který se také staví v Rusku, byl odložen z původního dubna na červenec příštího roku. Právě on se stane první obytnou částí pro kosmonauty. 
Další zpoždění výstavby by mohlo být -- obzvlášť ze strany amerického kongresu -- pro orbitální stanici již osudné. Proto minulý měsíc Joseph Rothenberg, jeden z vůdčích představitelů NASA, oznámil, že Američané plánují zaplatit Rusům 660 miliónů dolarů během několika následujících let za stavbu i vývoj některých komponentů. NASA také za dalších šedesát milionů dolarů odkoupí od Rusů část jejich vědeckého času na stanici. 
 
Jiří Dušek
Podle materiálů na Internetu
 
První tři moduly Mezinárodní kosmické stanice
20. listopadu 1998 Zarya (Functional Cargo Block -- FGB) 
Ruský modul Zarja bude sloužit především v první fázi stavby Mezinárodní kosmické stanice jako zdroj energie a při orientaci. Bude k němu připojen Servisní modul.
3. prosince 1998  Unity Module; 2 Pressurized Mating Adapters attached to Unity 
Unity module je vybaven šesti porty, ke kterým je možné připojit další moduly. Kromě toho poslouží při spojení s americkým raketoplánem.
červenec 1999 Service Module 
Servisní modul bude v první fázi stavby sloužit jako obytný prostor, budou se k němu připojovat dopravní lodě Progress a poslouží i při orientaci základny.