Podívejte se na supernovu! 
Vznikající planetární soustavy 
Patnáct minut slávy 
Infrared Space Observatory 
Cassini se setká s Venuší 
Černá vdova v akci 

 
Podívejte se na supernovu!  
 
Je to super, co se deje na obloze, krome spousty komet je k videni i nekolik supernov. Dneska v noci (22. 4.1998) jsem poprve videl dve supernovy naraz. Pote co jsem odpozoroval SN1998S (13.4 mag), jsem v souhvezdi UMa zustal a poprve vyhledal SN1998aq v NGC3982 (ma 12.1 mag.). Stale zjasnuje a jiz tedka je jasnejsi nez byla 1998S. To tu dlouho nebylo, dve jasne supernovy a jeste k tomu jen nekolik stupnu od sebe vzdalene.  
Tento e-mail nám ve středu v noci poslal Martin Lehký z Hradce Králové. Skutečně, supernova označovaná SN1998aq se stala pěknou ozdobou jarní oblohy. Nalezl ji krátce po půlnoci 13. dubna anglický amatér M. Armstrong. Tehdy měla asi patnáctou velikost a byla stěží pozorovatelná dalekohledy o průměru objektivu dvacet centimetrů. Zaniklá hvězda se nachází jen asi deset úhlových vteřin od jádra spirální galaxie NGC 3982, která patří do kupy galaxií v Panně (je asi 55 milionů světelných let daleko). 
Supernovy v této kupě dosahují zpravidla 12. velikosti. Jak dokumentuje dopis M. Lehkého, SN1998aq se držela zcela dle předpovědi. Určitě se na ni podívejte. Velmi pohodlně musí být vidět v dalekohledech s průměrem objektivu nad deset centimetrů. 
 

Snímek supernovy SN1998aq pořídil 23. dubna mezi 1:05 a 2:00 našeho času na brněnské hvězdárně R. Novák. K CCD kameře na dalekohledu o průměru 40 cm nebyl připevněn žádný filtr.
 
-- jd --
 
 
Vznikající planetární soustavy 
 
V úterý 21. dubna zveřejnily tři astronomické týmy pozoruhodné výsledky pátrání po cizích planetárních soustavách. Skupina profesora Benjamina Zuckermana se zaměřila na tři známé hvězdy: betu v souhvězdí Sochaře (beta Pictoris), Vegu a Fomalhaut. Všechny tyto hvězdy nejsou od nás dál než 25 světelných let. Jedná se o pozorování na rozhraní infračervené a rádiové části spektra, v tzv. submilimetrové oblasti vlnových délek. K pozorování sloužil Maxwellův dalekohled na Havaji. Dva další týmy nezávisle na sobě studovaly složku dvojhvězdy, označenou HR 4796A (nalézá se v souhvězdí Centaura), jež je od nás 220 světelných let daleko. V tomto případě jde o infračervená pozorování, k nimž byl použit čtyřmetrový teleskop v Chile a desetimetrový (Keckův) dalekohled na Havajských ostrovech. Ve všech případech byly kolem hvězd rozpoznány prachové mlhoviny, takže jsme pravděpodobně svědky rodících se planetárních soustav. 
Hvězda Vega je z těchto čtyř hvězd nejstarší, existuje asi 350 milionů let. Široké veřejnosti není tato hvězda určitě neznámá -- nedávno se představila v Saganově filmu (a románu) „Kontakt“ jako základna mimozemšťanů. Vraťme se ale do reality: na submilimetrovém obrazu je patrný průvodce, jakýsi kulovitý oblak prachu, ukrývající uvnitř zřejmě planetu. Je zajímavé, že na snímcích ve viditelném a infračerveném světle tento objekt vidět není. (Úsečka na obrázku odpovídá velikosti sluneční soustavy.) 
 
 
Podobná zahuštěnina je patrná na snímku bety Pictoris; najdeme ji asi 10 až 20krát dál od centrální hvězdy než obíhá Pluto kolem Slunce. Beta Pictoris je už po řadu let známa jako hvězda, obklopená prachovým prstencem (astronomové mají k dispozici pěkné snímky jak z pozemních observatoří, tak i z Hubblova kosmického dalekohledu). Samotná hvězda je jednou z nejmladších v okolí Slunce -- je snad jen 30 milionů let stará. 
Prachový oblak kolem Fomalhautu ze souhvězdí Jižní ryby se naší sluneční soustavě podobá asi nejvíce. Na snímku sestaveném počítačem vidíme, že prachový disk obklopuje hvězdu z obou stran. V těsném okolí hvězdy ale není, zde se zřejmě již seskupil do kompaktnějších zárodků planet, které zatím nemáme možnost vidět. Pozorujeme však prach a drobná tělíska ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy, zhruba v těch místech, kde by mohla být obdoba našeho Kuiperova pásu planetek a komet. 
Hvězda HR 4796A je složkou dvojhvězdy. Ze všech čtyř zkoumaných těles je nejmladší, má snad jen 10 milionů roků. Zhruba tak staré bylo naše Slunce, když se kolem něj utvářely obří planety Jupiter a Saturn (Země a planety jí podobné vznikaly poněkud později, zhruba v první stovce milionu roků, ale i tak je to jen zlomek dnešního stáří sluneční soustavy, jež činí asi 4700 milionů roků). Mlhavý disk, který je na snímku patrný, by také mohl být obdobou Kuiperova oblaku komet. 
Nikdo z astronomů nepochybuje o tom, že objevy prachových disků kolem hvězd jsou mimořádně závažné. Poprvé nám umožňují přímo studovat procesy, při nichž vznikají planety, po léta budovanou teorii konečně můžeme srovnávat s pozorováním. Mnozí již dlouho věřili, že vznik planetární soustavy není ve vesmíru nic výjimečného. Nyní se ale nabízí možnost podložit předchozí spekulace solidními fakty. 
 
Zdeněk Pokorný.
 
  
Kresba ESAPatnáct minut slávy 
 
Andy Warhol, jeden z nejslavnějších umělců druhé poloviny tohoto století, prohlásil, že „každý může být na patnáct minut slavný“. Neustálý příval informací to jenom potvrzuje. Novinka na pár dní zazáří a pak navždy zmizí. V minulých týdnech se takovými mediálními hvězdami například staly některé objevy sondy ISO. Mluvilo se o nich v televizi, podrobné zprávy vyšly i na mnoha stránkách tiskových agentur. Určitě právem. 
Infračervená kosmická observatoř (Infrared Space Observatory) je projektem Evropské kosmické agentury. Jejím cílem bylo studium objektů blízkého i vzdáleného vesmíru v infračerveném oboru elektromagnetického spektra v rozmezí vlnových délek 2,5 až 240 mikronů. Proč zrovna v něm? 
 
V infračerveném oboru svítí všechna tělesa s teplotou vyšší než nula kelvinů. Některá více, jiná méně. Chladná oblaka mezihvězdného prachu, kostka ledu, počítač před vámi, žárovka nad vámi i Slunce jsou zdroji tohoto typu záření. Například člověk s tělesnou teplotou kolem 37 stupňů Celsia svítí především na vlnové délce 10 mikronů. Lidské oči ovšem nejsou na příjem těchto vlnových délek uzpůsobeny (na rozdíl od některých živočichů), proto si musíme pomoci různými detektory. 
Clovek v infracervenem oboru (foto archiv IAN)V této části elektromagnetického spektra se mohou astronomové podívat skrz oblaka prachu, která nám ve viditelném světle zastiňují výhled k centru naší Galaxie, mohou studovat chladné hvězdy, některé typy galaxií, prachové obálky stálic, mlhoviny a mezihvězdné molekuly. V infračerveném světle se objevují nejen nové typy vesmírných objektů, ale především lze s jeho pomocí doplnit znalosti o již známých tělesech. 
Stejně jako ve většině zbývajících částí elektromagnetického spektra, ani v infračerveném oboru nelze prakticky vůbec pozorovat přímo ze zemského povrchu. Na vině je zemská atmosféra, přesněji řečeno široké absorpční pásy vodní páry. Vzhledem k tomu, že valnou část atmosférické vody najdeme jen v nízkých nadmořských výškách, lze v omezené míře provádět infračervený výzkum na speciálních observatořích položených vysoko v horách (např. Mauna Loa na Havaji) či na letadlech. Ještě lépe je zemskou atmosféru zcela opustit a pozorovat z velesuchého kosmického prostoru. 
Detektory infračerveného záření musí být chlazeny na velmi nízkou teplotu, blízkou nula kelvinům, protože jinak by byly zahlceny vlastním infračerveným zářením. Proto byly všechny přístroje sondy ISO chlazeny tekutým heliem na pracovní teplotu mezi dvěma a osmi kelviny. A právě vyplýtvání zásob veškerého chladícího helia vedlo k ukončení činnosti vesmírné observatoře na začátku dubna tohoto roku. 
 
Jak dramaticky se může změnit podoba Mléčné dráhy, když budeme pozorovat v jiném oboru elektromagnetického spektra než ve viditelném, dokumentuje trojice přiložených snímků. Na všech je tatáž oblast kolem souhvězdí Střelce, ve kterém se nachází střed Galaxie. Horní byl pořízen ve viditelném oboru. Prostřední je v blízké infračervené oblasti. Byl sestaven na základě výsledků sondy COBE, na vlnových délkách 1,25, 2,2 a 3,5 mikrometru. Zde září chladné, málo hmotné hvězdy v disku a především centrální výduti Galaxie. V tomto oboru je možné podívat se i skrz stínící mezihvězdná oblaka. Spodní obrázek je kompozice snímků družice IRAS na vlnových délkách 12, 60 a 100 mikrometrů. Většina záření v tomto oboru přichází od mezihvězdného prachu ohřátého světlem hvězd. (Foto NASA, ESA) 
  
  
  
  
  
 
 
Země před 4 a půl miliardou let 
 
K molekule složené z dvojice atomů vodíku a jednoho atomu kyslíku má člověk velmi osobní vztah. Oceány a moře tvoří dvě třetiny zemského povrchu. Také člověk je ze dvou třetin jen z vody. Tvrzení, že nejsme nic jiného než myslící vodní kapsy, tedy není ani příliš daleko od reality. 
Dlouhou dobu jsme neměli žádné důkazy o existenci vody mimo naší planetu. Situace se ale obrátila a nyní se zdá, že je úplně všude. Našli jsme evidentní důkazy o její přítomnosti na Marsu, dokonce i na pustém Měsíci a dost možná i na vyprahlém Merkuru (v obou případech v oblasti pólů). Nemá také smysl připomínat ledový svět Europy. Družice ISO pak objevila „vodní stopy“ prakticky všude, kam se podívala: v obálkách zanikajících i rodících se hvězd, v mračnech mezihvězdné látky, v jiných galaxiích, na Marsu a na mnoha tělesech ve vnějších částech sluneční soustavy. Infračervená kosmická observatoř totiž na rozdíl od svých předchůdců poprvé umožnila detailní studium v širokém rozmezí infračerveného záření. Právě v této oblasti lze přitom sledovat nejen různé molekuly složené z uhlíku, ale také například vodní páry. Právě ty byly nalezeny u největšího Saturnova měsíce -- Titanu. 
Pomocí krátkovlnného spektrometru pozorovala Athena Coustenis z Pařížské observatoře a Alberto Salama z vědeckého týmu ISO v atmosféře měsíce emise na vlnových délkách 39 a 44 mikronů, což jsou nezvratné důkazy o přítomnosti molekul H2O. To astronomové vcelku čekali, nicméně ISO ukázala, že na Titanu je mnohem více vody, než se předpokládalo, i když i tak je to v porovnání se Zemí směšně málo. Podmínky na povrchu měsíce tak mohou být v lecčem podobné na Zemi před čtyřmi a půl miliardami let, tj. v době, kdy vznikal život. Jeho atmosféra je složena především z dusíku (přes 90 procent), argonu a metanu. V malém množství se zde nacházejí i složité organické sloučeniny. Na povrchu je asi o padesát procent vyšší tlak než na Zemi (stejný tlak, jak když se ponoříte na dno bazénu). Na rozdíl od naší planety je však mnohem chladnější, takže jeho případné oceány jsou tvořeny metanem a ethanem. 
Již brzy ale budeme znát přesné složení Titanovy atmosféry, stejně jako letmo nahlédneme na jeho samotný povrch. V roce 2004 totiž k Saturnu přiletí sonda Cassini, která s sebou nese i malé pouzdro Huyghens, jehož cílem je právě sestup atmosférou a příp. přistání na povrchu. 
 
 
Továrna na vodu 
 
Patnáctiminutového výsluní slávy si užila i známá Mlhovina v Orionu (M 42). Krásná mlhovina, jejíž barevné fotografie zdobí nejednu astronomickou knížku, je ve skutečnosti jen malou viditelnou špičkou „ledovce“. Leží asi 1500 světelných let daleko (světelný rok je vzdálenost, kterou urazí světlo ve vakuu za jeden rok), na okraji temného oblaku z plynu a prachu, jenž na obloze zabírá celou spodní polovinu souhvězdí Orióna. Do něj se noří několik velmi horkých hvězd, jejichž ultrafialové fotony nutí okolní materiál -- především vodík -- zářit. Kromě toho, že je velmi pěkná na pohled (a to i malými dalekohledy), je mlhovina nesmírně zajímavá i pro astronomy. Jedná se totiž o největší „hvězdnou porodnici“ v naší části Galaxie. Většina stálic, které v souhvězdí Orióna pozorujeme -- včetně těch nejjasnějších jako třeba Bellatrix či Rigel -- nemá více jak dvanáct milionů let. 
Na Mlhovinu v Orionu se podívala i infračervená kosmická laboratoř. A právě zde tým amerických astronomů objevil molekuly vody -- ve dvacetkrát větší koncentraci než bylo dosud známo u jiných plynoprachových oblaků.  
Tyto útvary jsou složeny především z vodíku, nejrozšířenějšího prvku ve vesmíru. Obsahují však také zbytky z již zaniklých hvězd, ve kterých byl vodík přeměn jadernými reakcemi na kyslík, uhlík, křemík, železo a další elementy. Jakmile okolní teplota přesáhne asi sto stupňů celsia, začne se zde kyslík slučovat s vodíkem na molekuly vody. Dochází vlastně k velmi pozvolnému hoření vodíku… V případě Mlhoviny v Orionu vznikne každý den tolik vody, že by 60krát vyplnila všechny pozemské oceány a moře. 
Na druhou stranu je ale nutné připomenout, že se nejedná o žádné veliké koncentrace: vesmírný prostor je i v plynoprachových mračnech prázdnější než nejlepší, na Zemi vyrobené vakuum. 
Počáteční fáze existence stálic jsou poznamenány masivní ztrátou své hmoty -- ve formě tzv. hvězdného větru. Rozpínající se plyn naráží na okolní materiál a na čele rázové vlny dochází ke stlačení a zahřátí okolního materiálu. Právě zde byla voda objevena. 
Přítomnost molekul H2O je nesmírně důležitá. Za prvé spolu s prachem a ostatními molekulami umožňují nerušenou existenci mezihvězdných mračen, ze kterých se rodí nové hvězdy. Bez nich by byl vodík brzo „rozehnán“ ultrafialovými fotony okolních hvězd a mračno by zaniklo. Za druhé, právě odtud pochází i pozemská voda. Molekuly vody totiž mohou vytvořit v chladnějším prostředí malé ledové částice -- nebo se mohou nabalit na povrch již existujících prachových částic. Z nich se časem, při vzniku nové hvězdy, zformují komety, které pak na planety přinesou vodu. Ostatně právě z komet pochází většina této životodárné kapaliny na Zemi (a jiných tělesech sluneční soustavy, jako například Titanu). Naše oceány a moře se tudíž „narodily“ v chemické továrně podobné Mlhovině v Orionu. 
 
 
Co má v hlavě kůň? 
 
Mlhovina v Orionu je skutečnou hvězdnou porodnicí. Během posledních několika milionů let zde vzniklo několik set různě hmotných hvězd. Bohužel, když budete chtít nějakou rodící se stálici spatřit, neuspějete. Je totiž zachumlána do rozsáhlého plynoprachového oblaku. A je to především prach, který pak dokonale odstíní její záření ve viditelném a krátkovlnnějším oboru. Nezbývá než použít pásmo infračerveného elektromagnetického záření. 
Nedaleko M 42 leží známá temná mlhovina „Koňská hlava“. Mezi námi a zářící mlhovinou leží v této části nebe malý mezihvězdný oblak. Prach, který obsahuje, rozptyluje procházející záření a my tak pozorujeme jeho temné obrysy připomínající koňskou hlavu. Nicméně v infračerveném světle je mezihvězdný oblak průhledný a my můžeme nahlédnout do jeho nitra. 
Právě to provedla sonda ISO -- a nalezla zde celou rodinu velmi mladých hvězd. Mezi třemi stovkami stálic jsou dokonce objekty jejichž zářivý výkon je desetkrát až tisíckrát menší než u dosud pozorovaných. Předběžné analýzy dokonce naznačují, že deset procent z nich jsou malými hnědými trpaslíky s hmotností menší než jedna desetina Slunce. 
Tato zvláštní tělesa jsou na pomezí mezi planetami a skutečnými hvězdami. V těchto tělesech, jejichž hmotnosti mezi 0,01 a 0,08 Slunci (desetkrát až osmdesátkrát více než Jupiter) ani v centru nikdy nevystoupila teplota nad deset milionů stupňů. Znamená to tedy, že se v nich nikdy nemohly rozhořet termonukleární reakce, které jinak zajišťují zářivý výkon naprosté většiny pozorovatelných hvězd. Ve hnědých trpaslících je hlavním zdrojem energie pozvolné smršťování. Modely hvězd ukazují, že povrchová teplota těchto trpaslíků nepřesahuje dva tisíce stupňů Celsia, a pokud vůbec září, září takřka výhradně v oboru infračerveného záření. 
Obdobné nálezy rodících se hvězd, jak dokumentuje přiložená dvojice snímků Trifidu v souhvězdí Střelce, se ISO podařily i u jiných mlhovin. 
 
Vlevo je snímek mlhoviny Trifid v souhvězdí Střelce pořízený kamerou ISOCAM na Infračervené kosmickí observatoři. Vpravo je tentýž objekt v červené oblasti viditelného světla (tzv. čára H_alfa). Foto ESA.
 
Jak se srážejí galaxie 
 
Většina lidí si srážku dvojice galaxií představuje jako dramatický děj, při němž se hvězdy z jedné soustavy srážejí s hvězdami soustavy druhé. Nic takového, stálice zde hrají zcela podružnou roli. Je totiž nutné si uvědomit, že vzdálenosti mezi hvězdami jsou více než stomilionkrát větší než jejich velikosti. K setkání, či přímo k srážkám, tak dochází jen zcela výjimečně. Centaurus A (Foto D. Malin) 
Kolizí galaxií však „odnesou“ jejich mezihvězdná mračna. Jsou to totiž nesmírně rozsáhlé objekty, jejichž rozměry nezřídka dosahují i několika stovek světelných let. V nich pak masivně vznikají nové hvězdy, dochází zde k přímo „explozivnímu“ zrodu. Navzájem se potkávající oblaka plynu a prachu se současně i zahřívají a tak se stávají nesmírně intenzivními zdroji infračerveného záření. Současně se ukazuje, že vzájemná setkání galaxií, či přímo „galaktický kanibalismus“ hraje podstatnou roli ve vývoji těchto hvězdných ostrovů. Vždyť i naše Galaxie pohlcuje své menší kolegyně. A to jsou známy ještě větší „budulínci“. 
Jedním z prvním objektů, na které ISO zaměřila své přístroje, byla Tykadla -- dvojice kolidujících galaxií v souhvězdí Havrana. Jiným příkladem může být Centaurus A. Ve viditelném světle vypadá jako rozsáhlá, eliptická galaxie s výrazným temným pásem táhnoucím se napříč. Ve skutečnosti je temný pás druhou -- plochou galaxii, na kterou se díváme z boku. Jejich roviny svírají přibližně pravý úhel. Tento sklon se podařilo zpřesnit právě Infračervené kosmické observatoři. Její pozorování také naznačily přítomnost masivní černé díry v centru ploché galaxie. 
 
Objektů, které sledovala Infračervená kosmická laboratoři a které by si tak mohly užít svých „patnáct minut slávy“ bylo skutečně mnoho. Za svých dvacet osm měsíců provoz totiž uskutečnila přes 26 tisíc pozorování. Jejich kompletní zpracování bude předmětem vědeckého zájmu ještě mnoho následujících let. Určitě se tedy k nim ještě mnohokrát vrátíme. 
 
-- jd --
(Podle zpráv z Internetu a konzultacích s Dr. Z. Mikuláškem).
 
 
Infrared Space Observatory 
 
Dvacáté výročí existence své kosmické agentury v roce 1995 „oslavila“ Evropa mj. dvěma pozoruhodnými astronomickými družicemi -- SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) a ISO (Infrared Space Observatory). 
 
Druhou sondu -- významný krok kupředu v pozorování tepelného záření -- naplánovala ESA už roku 1983 pod dojmem úspěchu první družice, která pozorovala vesmírné objekty v infračerveném oboru záření. IRAS (Infrared Astronomical Satellite) za 300 dní zmapoval 95 procent oblohy ve čtyřech pásmech záření od 10 do 120 mikrometrů, registroval téměř 300 tisíc bodových zdrojů a tisíce dalších objektů. Během deseti let z jeho pozorování vzniklo přes 4000 vědeckých publikací! V první polovině 80. let se zrodilo několik ambiciózních programů na pokračování výzkumu -- ale ze všech byl zatím realizován pouze evropský. Americké projekty SIRTF a WIRE jsou neustále redukovány a krátkodobá pozorování ze subsatelitů raketoplánu nemohou nahradit dlouhodobý výzkum. Japonská plošina SFU sice nesla rovněž infračervený teleskop, ale o průměru pouhých patnáct centimetrů a chladicí hélium vystačilo jen na několik týdnů. Z vědeckého hlediska je slibnější budoucí třímetrový dalekohled letadlové observatoře SOFIA, instalované na letounu Boeing-747SP. 
ISO měla nejen větší rozsah (2,5 - 240 mikrometrů, což odpovídá teplotám 10 - 1000 K), větší rozlišovací schopnost, desetkrát citlivější aparaturu, přesnější stabilizaci a dokonalejší vybavení -- ale především byla schopna pozorovat kontinuálně. Zajímavá dráha (výška 1038-70570 kilometrů, perioda 24 hodin) totiž zajišťovala, že ISO byla denně šestnáct hodin mimo radiační pásy. 
Za vývoj a stavbu družice odpovídal koncern Aerospatiale, subdodavatelem kryogenní techniky byla DASA-MBB v Ottobrunnu. Projektová a vývojová fáze začala v roce 1987 s původním termínem startu počátkem 1993... V únoru 1994 proběhly závěrečné zkoušky letového exempláře v Ottobrunnu, následovaly testy v Noordwijku a v květnu 1995 byla družice připravená na převoz lodí do Kourou, odkud měla v září startovat. Projekt ISO stál 670 milionů ECU, z toho 365 milionů připadlo na vývoj družice (bez experimentů).Kresba ESA 
Družice ISO se skládala ze dvou pevně spojených modulů. Celková délka byla 5,3 metru, příčný rozměr je 3,5 metru a hlavní těleso mělo průměr 2,3 metru. Vespod byl služební úsek, obsahující všechny pomocné subsystémy. Družice měla tříosou stabilizaci -- optické senzory a gyroskopy ji dovedly pointovat a stabilizovat s přesností 2,7". Telekomunikační systém zajišťoval přenos dat v pásmu S rychlostí 32 kbit/s, činnost přístrojů řídila dvojice 16bitových mikroprocesorů. Vlastní pohonná jednotka s motory na hydrazin byla určena především pro převedení z přechodové na operační dráhu. 
K horní podstavě služebního úseku byl připojen výzkumný modul. K jeho plášti přiléhala „stříška“ ze dvou sklopených panelů slunečních baterií, které zajišťovaly příkon 580 W (z toho měřicí technika spotřebovala 80 W). Na opačné straně byla dvojice hvězdných čidel, sloužících jako pointer. Z celkové hmotnosti 2498 kilogramů připadlo 1433 kg na výzkumné vybavení (57 procent), samy přístroje měly hmotnost 90,5 kilogramů. Hlavní část výzkumného modulu tvořil toroidální kryostat o délce asi čtyři metry, obsahující přes 2300 litů kapalného hélia o teplotě pouhých 1,8 kelvinů (cca -271 stupňů Celsia), což umožnilo chladit senzory na tuto teplotu a všechny ostatní části v jejich okolí na 6 K (-267 C). Působil jako dokonale izolující termoska, z níž se "smělo" odpařovat jen 0,000005 kg/s. Spotřebování helia limitovalo aktivní životnost: technici počítali s 18 měsíci provozu a snili o 23 měsících. Skutečnost předčila očekávání: 28 měsíců. 
V ose družice byl uložen dalekohled systému Ritchey-Chrétien o průměru 0,6 metru a ekvivalentní ohniskové délce devět metrů, jehož zrcadlo mělo difrakční limit při vlnové délce pět mikrometrů. Optický systém napájel prostřednictvím speciálního zrcadla čtyři vědecké přístroje: 
  • ISOCAM (Francie) s pracovním rozsahem 2,5 - 17 mikrometrů. Byl tvořen dvojicí kamer se dvěma čidly, vybavenou 21 výměnnými spektrálními filtry a umožňující rovněž fotometrická a polarizační měření. 
  • ISOPHOT (Německo) prováděl fotopolarimetrická měření v rozsahu 2,5 - 240 mikrometrů, vymezená 13 štěrbinami různých velikostí a 25 filtry. Dvě kamery určené pro dalekou IR oblast (60-240 mikrometrů) a mohly spolupracovat se španělským spektrofotometrem.
  • SWS (Nizozemí) a LWS (V. Británie) byly spektrometry, doplněné dvojicemi Fabry-Perotových interferometrů a pracující v rozsahu 2,4 - 45 mikrometrů, resp. 43 - 197 mikrometrů. Za pozornost stojí, že infračervená čidla (InSb, Si, Ge) patří k vrcholům současné techniky a byla vyvinuta výhradně evropským průmyslem (zejm. Zeiss Oberchoken). Optické prvky byly vyrobeny z Si, Ge, ZnSe, leštěný hliník byl pozlacen, pro některé filtry byl použity krystaly safíru nebo fluoridů vápníku, stroncia a lithia.
Start ISO (Foto ESA)Družice startovala 16. listopadu 1995 raketou Ariane 44P na předběžnou dráhu. V první fázi byla řízena z ESOC v Darmstadtu, od 21. listopadu přešla pod kontrolu letového střediska ESA ve Villafranca u Madridu. 19. listopadu byly ve 13.10 světového času zapojeny motory družice, které během 111 minut činnosti zvýšily perigeum z 518 na 1030 kilometrů. Podobným manévrem byla 24. listopadu v 02.15 UT snížena výška apogea, čímž bylo dosaženo operační dráhy. 27. listopadu v 10.27 UT byla otevřena poklička, zakrývající kryostat, takže dalekohled mohl „prohlédnout“. V následujících dnech byly postupně ověřovány jednotlivé přístroje a pořízeny zkušební snímky a spektra. Hlavní pozorovací program začal v únoru 1996. Asi 6,5 procenta plánovaného pozorovacího času (440 hodin) bylo vyhrazeno tvůrcům experimentů, kteří tak měli garantován čas pro 130 programů. Na ISO se podílela více než stovka odborníků a 19 týmů zajišťovalo vývoj přístrojů. Např. skupina ISOPHOT připravila 41 výzkumů, zaměřených na 2000 objektů od komet a meziplanetárního prachu, přes hvězdy v různých vývojových fázích (vč. hnědých trpaslíků) a prachoplynné kolébky hvězd až po vzdálené galaxie. Nezapomnělo se rovněž na „poděkování za spolupráci“ pro NASA a japonskou ISAS, kterým náleželo po půlhodině denně. 
Dvě třetiny pozorovacího času bylo určeno astronomické veřejnosti -- z tisíce došlých návrhů bylo na podzim 1994 vybráno 500 programů, kterým bylo přiděleno cca po šesti hodinách. Zájem byl značný, protože pro astronomy šlo o událost desetiletí. Do 8. dubna 1998, kdy družice ukončila svou výzkumnou činnost, umožnila uskutečnit přes 26 tisíc pozorování. 
 
M. Grün.
 
  
Kresba NASACassini se setká s Venuší 
 
Cassini -- dosud největší a nejsložitější americká kosmická sonda se ze soboty na neděli 26. dubna setká s Venuší. Ta však není jejím cílem, poslouží pouze k prvnímu gravitačnímu urychlení na dlouhé cestě. Podruhé se sonda k Venuši ze stejných důvodů přiblíží ještě v červnu příštího roku, aby poté v srpnu prolétla kolem Země a v prosinci 2000 kolem Jupiteru. Ke svému cíli -- Saturnu dorazí až v červenci 2004. Ten by měla studovat několik následujících let. Nese sebou též pouzdro Huyghens, jehož cílem je největší Saturnův měsíc Titan. Není nám známo, že by byl nedělní průlet kolem Venuše ve výšce 284 kilometrů využit k nějakým vědeckým pozorováním. 
 
-- jd --.
 
 
Černá vdova v akci 
 
Na jižním okraji nenápadného souhvězdí Žirafy, která se nachází mezi Kasiopejou a Velkou medvědicí, najdete slabou hvězdu asi jedenácté velikosti. Na první pohled nic zajímavého. Ale skutečně jenom na první pohled. Poslední léta je o ní známo, že s periodou asi dvanáct dní mírně mění jasnost. Proto si vysloužila označení CI Camelopardalis. Před třemi týdny se ale všechno úplně změnilo. Sonda Rossi X-Ray Timing Explorer v této části nebe zachytila přechodný zdroj rentgenového záření. Brzo bylo jasné, že se proměnná hvězda CI Cam se stala nápadným zdrojem nejen rentgenového, ale i viditelného a rádiového záření. Taková proměna samozřejmě nemohla zůstat bez povšimnutí -- astronomové se přece nejvíce zajímají o to, když se někde něco mění. 
„Sledovali jsme, jak se objekt z hodiny na hodinu neustále mění a bylo nám jasné, že když jej nebudeme sledovat teď, ztratíme navždy nesmírně cenné informace“, prohlásil Robert Hjellming z Národní rádio-astronomické observatoře v Novém Mexiku (National Radio Astronomy Observatory -- NRAO), který spolu s kolegou Amy Mioduszewskim použil největší radioteleskopy světa ke sledování tohoto zajímavého úkazu. (Na přiloženém obrázku rádiový snímek CI Cam pořízený na vlnové délce 1,3 cm 3. dubna 1998.) 
S odstupem dní se zdá, že toto zvláštní zjasnění má na svědomí pár složený z obyčejné hvězdy a neutronové hvězdy či černé díry. Ze stálice proudí na hmotnějšího průvodce materiál, který kolem neutronové hvězdy/černé díry tvoří rozsáhlý tzv. akreční disk. V něm se plyn ohřívá na neobyčejně vysoké teploty, a proto září ve všech oborech elektromagnetického spektra: počínaje rentgenovým zářením a konče radiovými vlnami. Takových objektů, které jsou nesmírně zajímavými astrofyzikálními laboratořemi, je známo již několik. Například o SS 433, který byl nalezen v roce 1979, bylo publikováno několik tisíc odborných prací. CI Cam, či jiným označením XTE 0421+560 je však v lecčem jiný. 
Rentgenová zjasnění jsou zde velmi rychlá a krátká. Zatímco u jiných „rentgenových nov“ trvá zjasnění až jeden rok, v tomto případě dosáhne svého vrcholu za dvanáct hodin a zcela zmizí do dvou dní. Radiová pozorování pak ukázala dva výrazný výtrysky, tzv. jety, jenž mají zakřivený tvar. Jedná se o materiál vyvrhnutý z akrečního disku zpět do prostoru (zbytek padá na neutronovou hvězdu/černou díru). 
Každopádně si podivuhodný pár CI Cam zaslouží další pozornost. Už teď se plánují jeho pozorování na mnoho let dopředu. 
 
Co je to:
Neutronová hvězda
Je zhroucené jádro zaniklé hvězdy. Tvoří ji takřka výhradně neutrony, které pohromadě drží jejich vlastní gravitace. Neutronové hvězdy mají průměr kolem dvaceti kilometrů, jejich hmotnost je ale kolem jednoho Slunce. Jsou tudíž nesmírně husté. Nejznámější neutronovou hvězdou je nejspíš ta, kterou najdete v srdci Krabí mlhoviny -- je to zbytek po explozi supernovy z roku 1054.
Černá díra
Je-li hvězda velmi hmotná (řekněme nad 15 Sluncí), nezastaví se kolaps jádra, který vede k následné explozi supernovy, neutronovou degenerací, ale pokračuje dál. Veškerá hmota se zhroutí do jediného bodu, vznikne černá díra. Z těchto objektů, už pak nemůže cokoli uniknout do okolního prostoru. Na rozdíl od neutronových hvězd, které pravidelně svítí v rádiovém oboru, někdy také ve viditelném záření (právě již zmíněný Krab), nejsou černé díry vidět. Prozradí se ale v okamžiku, kdy do nich padá nějaká látka.
 
-- jd --.