:: 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 - Prohlížeč PDF souborů

 

Jak ovlivnila havárie Columbie další osudy ISS

Otisky kosmických katastrof

Tajemné gama záblesky

Žeň objevů 2002

Vladimír Remek a jeho hosté

Jaderné elektrárny: ano či ne?

Záhada kosmických paprsků

Žeň objevů 1996

Je rychlost světla konstantní?

Záhada slunečních neutrin

Mars plný překvapení

Sbohem Galileo!

Záhady prostoročasu

Kosmické počasí

Zachraňme noc

Žeň objevů 1994

Žeň objevů 1988

Truchlivé konce hmotných hvězd

Žeň objevů 2001

Fotonů jako šafránu -- díl druhý

Fotonů jako šafránu -- díl první

Angolský prezident u české krávy

Setkání s vesmírem

Astronomie ve 21. století

Vzpomínka na Antonína Bečváře -- dokončení

Vzpomínka na Antonína Bečváře -- díl druhý

Vzpomínka na Antonína Bečváře I

Profesor Plavec vzpomíná II.

Profesor Plavec vzpomíná I.

Kosmonautika 21. století

Let bolidu Morávka

Astronomie na počátku 21. století

Astronomie na počátku 21. století

Honba za dvojčetem Země

Žeň objevů 2000

Kruhy v obilí odhaleny!

Kolik stojí temné nebe?

Čeští astronomičtí krajánci

Klíčové objevy Hubblova kosmického dalekohledu aneb Galileo Galilei II

Jak se rodí letní hvězdy?

Supernovy druhého tisíciletí

Žeň objevů 1999

 

 

Jak ovlivnila havárie Columbie další osudy ISS


Thajkonaut, Columbia, ISS. Zajímavá přednáška Mgr. Antonína Vítka, CSc.
 
Zvukový záznam je ve formátu mp3 (přikládáme cca 12 MB zip obou částí přednášky). Nahrávku pořídila Irena Vykoupilová.
  • download
  • [OBSAH]

    Otisky kosmických katastrof


    Přednáška Jakuba Halody
     
    Zvukový záznam přednášky pořídila Irena Vykoupilová, formát mp3, velikost cca 14 MB. Download
    [OBSAH]

    Tajemné gama záblesky


    Družice Integral, gama astronomie, mohutné exploze. Dr. René Hudec z Astronomického ústavu v Ondřejově promluvil v sále brněnského planetária...
     
    Celý záznam si můžete uložit jako MP3 soubory (každý cca 9 MB) díky Ireně Vykoupilové, která přednášku nahrála, zkonvertovala a laskavě poskytla.

    [OBSAH]

    Žeň objevů 2002


    Ještě jsme nestihli dokončit psaný přehled z předminulého roku a je tu další sklizeň zajímavých událostí roku 2002. Jiří Grygar jako každý rok nabrousil kosu a mávl s ní nad polem zajímavých událostí minulého roku.
     

    Žeň objevů, lhostejno z kteréhokoli z posledních roků, má po komprimaci podobu buď dvouhodinové přednášky nebo celoročního seriálu v časopisu Kozmos. To všechno je ale pouhá špička ledovce. -- Kolik toho musíte každoročně přečíst, abyste dal dohromady takové dílo?

    Jak jsem se díval, tak počet prací, které přečtu za rok, se zhruba pohybuje něco přes tisíc. Samozřejmě je otázka, co nazvat prací. Protože se někdy jedná pouze o sdělení v cirkuláři Mezinárodní astronomické unie a jindy to může být třeba osmistránkový nebo dvacetistránkový spis o kvintesenci. Ale výsledek je stejný, ve výsledné Žni se vždy objeví jen tak asi dvě věty. Spíš to znamená, že je nutné sledovat všechny hlavní světové časopisy. Čím dál tím větším zdrojem informací jsou stránky Internetu. Přičemž ovšem v tomto případě musí proběhnout naprosto krutý výběr, protože většina těch stránek není seriózních. Seriózní stránky má pouze NASA, Mezinárodní astronomická unie, možná Sky and Telescope... Ostatní informace pak prostě neberu, jelikož mi nepřipadají vůbec solidní. Jde vlastně o průběžnou práci. Dnes, kdy skončím jednu žeň objevů, tak začínám připravovat další.

    Ptal se Jiří Dušek

    Záznam přednášky pořídil Milan Wudia a můžete si jej jako zipovaný soubor stáhnout zde:

    [OBSAH]

    Vladimír Remek a jeho hosté


    Zlaté hvězdy na hrudích, ruština v plném proudu, spousta lidí, v předsálí připraveno šampaňské a jídlo na rautových stolech...
     

    Další sjezd KSČ? Nikoliv, ačkoliv atmosféra jednoho setkání tomu nasvědčovala, šlo jen o velmi zajímavé a očekávané oslavování výročí letu prvního československého kosmonauta do vesmíru.

    Abych byl přesný, jednalo se o setkání s Vladimírem Remkem a jeho hosty v den 25. výročí Remkova návratu na Zem.

    Kdo se těšil na nostalgické sovětské vzpomínání, šeredně se mýlil, kdo čekal opěvování sovětské kosmonautiky, nedočkal se (no… pozn. redakce), v neposlední řadě kdo nepřišel, může litovat.

    O námořnících se říká, že jsou to morousi a jinak nepřístupní lidé, co se říká o kosmonautech, to nevím, ale asi každý, kdo na setkání byl, tak mohl na vlastní oči, uši nebo i dotek poznat, že jsou to taky jenom lidé. Živí, veselí, filozofičtí, humorní... a ukecaní.

    Litujete snad, že taky nejste kosmonautem?

    Alex Gubarev krásně řekl, že být sovětským kosmonautem není jen být hrdinou Sovětského svazu, ale taky člověkem, který potřebuje jít na záchod - a to je možná jeden z nejtěžších experimentů ve vesmíru.

    Avšak poslechněte si to vše sami a v klidu, zde jsou k dispozici empétrojkoví Gubarev, Sevasťjanov, Tokarev, Bella, Remek, Pelčák, Sokolov, Liberzon a Grygar.

    Zvukový záznam přednášky přikládáme ve formátu MP3, jako jeden velký (100 MB) zip soubor (někteří z vás mají se stahováním MP3 problémy…). Na pořízení a digitalizaci záznamu se podílel Jiří Dušek a Milan Wudia. Pokud si budete přát záznam poslechnout v lepší kvalitě, můžete si stáhnout větší MP3 soubory z adresy kosmonauti.hvezdarna.cz, kde také najdete fotografie ve velkém rozlišení pro případné použití k tisku.

    [OBSAH]

    Jaderné elektrárny: ano či ne?


    Přinášíme vám další ze série astronomických přednášek. Tentokrát je sice téma poněkud ,,pozemské‘‘, ale o to žhavější.
     
    CEZ, repro IANJaderné elektrárny jsou dnes velmi diskutovaným zdrojem energie. Jejich výstavba bývá mnohými považována za spornou nejen kvůli případné hrozbě ekologické katastrofy (vzpomeňme například Černobyl), ale i vysokými náklady na jejich budování. Navíc jejich začlenění do krajiny je značně problematické – mohutná betonová monstra vypadají apokalypticky. Ať se nám ale líbí více či méně, představuje dnes tento způsob získávání energie pravděpodobně jedinou cestu, nechceme-li vyčerpat veškerá fosilní paliva a zdevastovat přírodu. Ovšem otázka ano či ne může být položena také jinak. Potřebujeme opravdu tolik energie? Neplýtváme jí příliš? Posuďte sami. Nepříliš kvalitní zvukový záznam, jehož velikost je 27 MB (formát mp3) vám může být vodítkem.

    Přednášející, dr. Zdeněk Bochníček, je pracovníkem katedry obecné fyziky Přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity a jak sám tvrdí, jaderné elektrárny jsou jen jeho koníčkem.

    Na přípravě záznamu se podílela Irena Vykoupilová.
    [OBSAH]

    Záhada kosmických paprsků


    Audio záznam přednášky doc. RNDr. Zdeňka Mikuláška, CSc. z přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity v Brně na hodně tajemné a lákavé téma.
     
    [OBSAH]

    Žeň objevů 1996


    Jako malý předvánoční dárek se tentokrát můžete poslechnout nahrávku přednášky J. Grygara "Žeň objevů 1996", která vznikla 25. března 1997 na brněnské hvězdárně.
     
    Záznam tentokrát pořídil jeden z diváků -- pan Zbyněk Kosík, pomocí profesionálního diktafonu a aktivního mikrofonu. Díky jeho laskavosti si nyní můžete unikátní záznam poslechnout i vy.
    [OBSAH]

    Je rychlost světla konstantní?


    V úterý 26. listopadu v 19 hodin se na brněnské hvězdárně uskutečnila přednáška profesora Jana Novotného na bezesporu velmi zajímavé téma Je rychlost světla konstantní?
     
    Prof. RNDr. Jan Novotný, CSc. je pracovníkem katedry obecné fyziky Přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity a ve svém vystoupení se pozastavil nad pozorováním kvasarů, které naznačují, že rychlost světla mohla být v minulosti větší než dnes. Padne tedy při této přednášce jedno z dogmat současné fyziky? Bezesporu ne. Posluchači se však dozví, že vesmír kolem nás je velmi zajímavý a že se v něm nachází řada objektů a probíhá zde řada jevů, jejichž smysl teprve začínáme chápat.
    [OBSAH]

    Záhada slunečních neutrin


    Záznam přednášky doc. RNDr. Zdeňka Mikuláška, CSc., kterou proslovil 12. listopadu tohoto roku na brněnské hvězdárně. Podařilo se tedy vyřešit letitý astrofyzikální problém?
     
    [OBSAH]

    Mars plný překvapení


    Byla někdy planeta Mars podobná Zemi? Existovaly na jejím povrchu tekuté oceány? Vznikl zde jednoduchý život? Kdy se na Mars vydá člověk? Tak na tyto a další otázky odpoví přednáška Mars plný překvapení, která se uskutečnila v úterý 22. října na brněnské hvězdárně. O intenzivním průzkumu Marsu, který vyvrcholí expedicí pozemšťanů na tuto planetu, hovořil Zdeněk Pokorný, ředitel Hvězdárny a planetária M. Koperníka v Brně.
     
    [OBSAH]

    Sbohem Galileo!


    U planety Jupiter právě končí odvážný experiment se sondou Galileo. Jak probíhala jeho mise? Co zajímavého objevil a jakým způsobem se změnily naše názory na největší planetu sluneční soustavy? Záznam přednášky doc. RNDr. Zdeňka Pokorného, CSc., která se uskutečnila 15. října na brněnské hvězdárně.
     
    [OBSAH]

    Záhady prostoročasu


    Singularity, černé díry a bílé díry, kosmická cenzura, nadsvětelné rychlosti. Záznam přednášky prof. RNDr. Jana Novotného, CSc. z 8. října 2002, která se uskutečnila na brněnské hvězdárně.
     
    [OBSAH]

    Kosmické počasí


    V úterý 24. září 2002 se na brněnské hvězdárně konala přednáška doc. RNDr. Zdeňka Mikuláška, CSc. Kosmické počasí, ve které se posluchači dozvěděli, jakým způsobem může Slunce ovlivnit člověka, nejrůznější přístroje a zařízení na povrchu Země, umělé družice na oběžné dráze a kosmonauty pobývající na orbitálních stanicích.
     
     Docent Zdeněk Mikulášek, pracovník Přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity, ve svém vystoupení také komentoval současné snahy astronomů o předpovědi chování povrchu Slunce i tak důležitého kosmického počasí. Díky mikrofonům si přitom tuhle jedinečnou přednášku můžete poslechnout i vy. Na pořízení záznamu přednášky se podílela Irena Vykoupilová.
    [OBSAH]

    Zachraňme noc


    Zrušíme pouliční osvětlení? Nikoli, pouze se s ním naučíme racionálně zacházet! Záznam unikátní přednášky z brněnské hvězdárně.
     
     V úterý 17. září se na brněnské hvězdárně konala přednáška RNDr. Jana Hollana Zachraňme noc, ve které se posluchači dozvěděli, jak osvětlovat města, aby zůstala krásná a zdravá. Jan Hollan je jeden z předních evropských odborníků na omezování tak palčivého světelného znečištění. Podílel se na tvorbě příslušných pasáží Zákona o ovzduší a nyní pracuje i na prováděcím předpisu k nim. Na pořízení záznamu přednášky se podílela Irena Vykoupilová.
    [OBSAH]

    Žeň objevů 1994


    Z audio archivu brněnské hvězdárny se podařilo vydolovat nahrávku přednášky Jiřího Grygara "Žeň objevů 1994".
     
     Záznam tohoto vstoupení vznikl prostřednictvím poměrně nekvalitní videokamery v březnu roku 1995 ve velkém planetáriu brněnské hvězdárny. Z praktických důvodů byl rozdělen na dvě části (obě ve formátu mp3). Omluvte prosím sníženou kvalitu záznamu, obzvlášť ve druhé části přednášky.
    [OBSAH]

    Žeň objevů 1988


    V nadpisu tohoto mimořádné příspěvku není chyba! Naše astronomické rádio vám tentokráte nabízí jednu archivní lahůdku.
     
    repro IAN V archivu Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně jsem pro vás našli takovou pěknou perličku: Záznam přednášky Jiřího Grygara ze známého cyklu Žní objevů, která se udála na jaře roku 1988, tedy před celými čtrnácti roky. Úvodní slovo patří Zdeňku Mikuláškovi -- tehdy vedoucímu odborného oddělení, později řediteli hvězdárny a nyní docentovi na Katedře teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity. V roce 1988 zbývalo do otevření nového, většího planetária ještě čtyři roky, takže slib posluchačům, že už příští rok uslyší zajímavou přednášku v lepších prostorách, nebyl nakonec vyplněn. Stalo se tak totiž až v říjnu 1991.

    Žeň objevů 1988 je zajímavým dokumentem o tom, co tenkrát "táhnulo" astronomii a vy sami můžete nyní posoudit, jak se od té doby situace změnila. Na technické přípravě digitální nahrávky spolupracoval Milan Wudia.

    [OBSAH]

    Truchlivé konce hmotných hvězd


    Záznam přednášky doc. RNDr. Zdeňka Mikuláška, CSc., ve kterém vám prozradí, jakým způsobem končí existenci ty nejhmotnější hvězdy ve vesmíru.
     
     Děkujeme Ireně Vykoupilové za technickou asistenci při vzniku nahrávky. Záznam byl pořízen na Hvězdárně a planetáriu Mikuláše Koperníka v Brně v úterý 4. června 2002.
    [OBSAH]

    Žeň objevů 2001


    Jiří Grygar a Instantní astronomické noviny si vám v premiéře dovolují nabídnout záznam přednášky "Žeň objevů 2001". Pěkné velikonoce!
     
     Přednášky dr. Jiřího Grygara jsou fascinující hned z několika důvodů. Na prvním místě je třeba přiznat, že přitahují ohromné množství lidí -- u nás v Brně během jediného odpoledne kolem čtyř stovek. Za několik desetiletí se navíc kolem této zajímavé produkce vytvořila zvláštní komunita podivínů, kteří v diskuzích vyvracejí teorii relativity, gravitaci i levitaci. Zjev mnohých z nich je přitom více než pozoruhodný... Navíc jsou přednášky Jiřího Grygara mimořádně koncentrovaným výtažkem s nepředstavitelnou záplavou fascinujících faktů, které však v celkové souvislosti dávají zvláštní, zřejmě zcela jedinečný pohled na mnohé dění v astronomii.

    Je nám proto velkým potěšením, že už potřetí můžeme krátce po premiéře přinést záznam vystoupení, které svou vytrvalostí nemá ve světě obdobu. Žeň objevu 2001, shrnující TO nej v uplynulém roce, zazněla v úterý 26. března 2002 v prostorách Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně a díky laskavosti Jiřího Grygara se ji nyní můžete zúčastnit i vy. Jednoduše zavřete oči a představte si, že sedíte pod bílou kopulí brněnského planetária...

    Zvukový záznam přednášky dr. Jiřího Grygara "Žeň objevů 2001", na jehož přípravě se podílela Irena Vykoupilová a Milan Wudia, je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na tři části:

    Obrazový doprovod
    (kliknutím se zvětší)

     
    [OBSAH]

    Fotonů jako šafránu -- díl druhý


    ... aneb astronomie záření gama. Záznam přednášky z Ostravského astronomického víkendu 30. září 2001.
     
    třetí část (39 min, 9,4 MB)

    čtvrtá část (23 min, 5,5 MB)

    Družice GRO - Compton

    V dubnu roku 1991 vypustila NASA obří astronomickou družici GRO, později přezvanou na Compton na počest amerického fyzika Arthura Comptona (1892-1962), nositele Nobelovy ceny za fyziku z roku 1927. Byla to vůbec nejhmotnější vědecká družice kdy vypuštěná (17 tun), patřící do série čtyř "velkých observatoří" (HST, GRO, Chandra a SIRTF -- poslední ještě nebyla vypuštěna) -- vlajkových lodí americké kosmické astronomie. Pracovala velmi úspěšně na kruhové oběžné dráze ve výši asi 450 km nad Zemí až do svého řízeného zániku 4. června 2000, který byl patrně předčasný, ale vedení NASA se obávalo, že by po selhání většiny gyroskopů nemohlo později takto hmotnou družici aktivně navést do Pacifiku.

    K úspěchu družice Compton paradoxně přispěla okolnost, že relativně brzo po startu selhal palubní magnetofon, instalovaný kvůli nahrávání měřených dat před jejich dávkovaným předáním sledovacím stanicím na Zemi. Dodatečně se proto zařídilo téměř trvalé spojení s družicí v reálném čase, což se velmi vyplatilo při studiu zábleskových zdrojů záření gama. Během prvních dvou let své činnosti vykonala družice novou přehlídku oblohy v energetickém pásmu 100 MeV. Pro studium fotonů gama o energiích do 30 GeV pracovala na palubě družice velmi úspěšně aparatura EGRET, jež umožňovala určit jak přibližnou polohu zdrojů na obloze, tak i jejich intenzitu a spektrální průběh.

    Velmi záhy se publikace, založená na pozorování z družice Compton, dostaly do čela nejvíce citovaných prací v astrofyzice. Stalo se tak zvláště díky pozorováním z aparatury BATSE, jejímž úkolem bylo zaznamenávat polohy a světelné křivky proslulých zábleskových zdrojů záření gama, jimž věnuji v tomto přehledu samostatnou kapitolu. K úspěchu družice však přispěly i spektrometry COMPTEL a OSSE, které odhalily i první jaderné spektrální čáry zejména v pásmu 1-10 MeV.

    Diskrétní stabilní zdroje záření gama

    První přehlídka družice COS-B trvala 8 let a za tu dobu shromáždila údaje o pouhém 100 000 fotonů s energie nad 100 MeV. Ukázalo se, že nejvíce fotonů přichází z rozplizlé oblasti v centru Galaxie. Kromě toho se podařilo rozlišit pouze 25 bodových diskrétních zdrojů záření gama, ale jen 5 z nich bylo identifikováno: ve dvou případech šlo dle očekávání o mladé pozůstatky po supernovách a ve dvou případech o blízká aktivní jádra galaxií. Překvapením bylo ztotožnění pátého zdroje s mračnem temné mezihvězdné látky v okolí hvězdy ró Oph, vzdálené od nás asi 150 parseků.

    Teprve o 13 let později byla přehlídka překonána zásluhou aparatury EGRET, jež pro pásmo 100 MeV nalezla na základě 4,5letých měření celkem 271 bodových zdrojů, z toho 20 ve směru ke galaktickému centru. Z nich se podařilo ztotožnit asi 65 s aktivními jádry galaxií a 5 s radiovými pulsary, tj. rychle rotujícími neutronovými hvězdami. EGRET dokonce našel první diskrétní zdroje v sousední galaxii Velkém Magellanově mračnu.

    Naprostou záhadu však představuje asi 170 zdrojů, pro něž dodnes nemáme ani přibližnou identifikaci. Polovina z nich leží v rovině Galaxie, ale druhá polovina je poměrně blízko k nám mimo galaktickou rovinu -- tyto neznámé zdroje souvisejí patrně s tzv. Gouldovým pásem hmotných hvězd, vzdálených od Slunce jen 185 parseků. Odtud lze odhadnout zářivé výkony zdrojů až do řádu 1029 W.

    Pozorování z pozemních zařízení mají proti drahé a těžké družici Compton tu výhodu, že díky podstatně větší sběrné ploše dostávají statisticky velmi cenné údaje pro ty zdroje záření gama, které se honosí nejvyššími energiemi -- podle všeho není vyloučeno, že se záhy podaří odhalit i zdroje s energiemi nad 100 TeV. Fotonů o těchto energiích je tak málo, že větší sběrná plocha je nutnou podmínkou pro jejich spolehlivé rozlišení vůči pozadí. V pásmu TeV je vůbec nejjasnějším objektem blazar Markarjan 501 -- tedy jádro aktivní galaxie, vzdálené od nás asi 150 Mpc. Polohu zdroje se díky aparatuře HEGRA podařilo určit s přesností 0,1 stupně a s chybou 20 procent se daří stanovit i energie jednotlivých fotonů, z nichž některé dosáhly až 24 TeV. Zmíněný blazar však rozhodně není v tomto pásmu zdrojem stabilním; během souvislých pozorování byly zjištěny jak krátkodobé, tak i dlouhodobé výrazné změny intenzity záření. Ještě v roce 1995 měl jen 10 % intenzity toku gama Kraba, ale v roce 1997 dosáhl 1,4násobku Kraba při rychlých variacích i na časové stupnici pouhých hodin. Na jaře 2000 stoupla jeho intenzita až na 4,7násobek intenzity Kraba. Jde o vůbec nejjasnější objekt v pásmu TeV, které dosud známe. Zdá se, že periodická kolísání jasností o trvání 23 dnů lze objasnit existencí páru supermasivních černých děr o hmotnosti 108 a 105 Sluncí v centru blazaru.

    Také dva blízké kvasary 3C-273 (z = 0,16) a 3C-279 (z = 0,54) jsou nápadně proměnné v pásmu měkkého záření gama na časové stupnici měsíců až let. V roce 1995 byl tok záření gama od kvasaru 3C-279 nejvyšší od roku 1991.

    Jedním z nejzajímavějších bodových zdrojů záření gama je nepochybně objekt Geminga (J0633+1746 = 2GC 195+04), jenž byl rozpoznán nejprve jako pulsar s periodou 0,237 s v oboru gama a rentgenovém a později rovněž opticky. Měření ruským 6 m dalekohledem BTA počátkem roku 1996 prokázalo optické pulsace v pásmech B a V, dosahující v maximu 26,0 resp. 25,5 mag, jež přesně sledují fáze impulsů v oboru tvrdého rentgenového i měkkého gama záření. Zcela nepochybně jde totiž o poměrně blízkou (160 pc) osamělou neutronovou hvězdu, jejíž tepelné záření (cca 250 kK) lze pozorovat i v pásmu měkkého záření gama. V jejím spektru však byla nalezena i cyklotronová čára, svědčící o silném magnetickém poli 40 MT na povrchu neutronové hvězdy. Předchůdce neutronové hvězdy vybuchl jako supernova II.typu zhruba před 350 tisíci lety.

    Pozoruhodný nový objekt 1744-28 poblíž centra Galaxie v souhvězdí Střelce se vynořil v pásmu měkkého záření gama dne 2. prosince 1995 a během prvního dne vyslal 140 krátkých záblesků gama, trvajících od 6 do 100 sekund. Naprosto nevídaná četnost záblesků se však vzápětí snížila a ustálila na 20 záblescích za den. Počátkem roku 1996 šlo o vůbec nejjasnější zdroj měkkého záření gama a tvrdého rentgenového záření na obloze. Jevil současně charakteristiky zábleskových zdrojů i rentgenových pulsarů, přičemž pulsní perioda činila 0,467 s, což je zřejmě rotační perioda neutronové hvězdy. Záblesky patrně vznikají dopadem materiálu na neutronovou hvězdu, což je proces energeticky 24krát účinnější než termonukleární reakce. V jediném 10 sekund trvajícím záblesku se tak vyzáří tolik energie, kolik vydá Slunce za den.

    Ačkoliv celková statistika 20 objektů v Galaxii, jež současně září ve všech energetických oborech spektra není nijak velká, zajisté není náhodou, že pokud se vůbec podařila identifikace, vždy šlo buď o pozůstatky po supernovách nebo o osamělé neutronové hvězdy. Galaxie je navíc téměř dokonale průhledná pro záření gama s energiemi řádu 1 MeV, což usnadňuje detekci čáry s energií 1,16 MeV, vznikající při rozpadu radioaktivního nuklidu 44Ti s poločasem rozpadu 90 let. Právě tuto čáru našla družice Compton aparaturou COMPTEL v mladém radiovém pozůstatku supernovy Cas A v roce 1994 a tak se otvírá možnost dohledat touto cestou všechny mladší supernovy v Galaxii.

    Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

    Historie objevu zábleskových zdrojů záření gama začíná koncem 60. let XX. stol., kdy USA začaly monitorovat dodržování smlouvy o zákazu nukleárních výbuchů za hranicemi zemské atmosféry pomocí soustav družic Vela, jež obíhaly vždy v párech na kruhových drahách s poloměrem 125 tisíc km kolem Země. Družice měly na palubě všesměrové detektory měkkého záření gama, neboť z předešlých pokusů se vědělo, že výbuch vodíkové pumy je vždy doprovázen výronem měkkého záření gama, jež nelze žádným prostředkem zakrýt. Brzy po analýze prvních dat bylo zřejmé, že družice téměř denně registrují krátké několikasekundové záblesky, přicházející téměř určitě z kosmického prostoru a nesouvisející s výbuchy vodíkových pum. Tyto záblesky jsou však v maximu podstatně jasnější než toky záření gama od stabilních kosmických zdrojů téhož záření, což podtrhuje jejich astrofyzikální význam. Trvalo však několik let, než se podařilo výsledky utajovaných měření zveřejnit v astronomickém časopise.

    Konečně v roce 1973 vyšla v prestižním The Astrophysical Journal zpráva R. Klebesadela aj. ona překvapující zpráva. Jedinou možností, jak polohu vzplanutí gama na obloze lokalizovat, bylo využít časového zpoždění mezi příchodem signálu na obě družice, vzdálené od sebe 250 tisíc km. To ovšem ani v nejpříznivějším případě, kdy signál přicházel přímo ze směru okamžité spojnice obou družic, nedávalo jednoznačné hodnoty; pro časovou triangulaci bylo přirozeně zapotřebí minimálně tří družic (pak jsme dostali dvě polohy na nebi), či ještě lépe čtyř družic, což již vedlo k jednoznačnému výsledku.

    To se postupně podařilo teprve tehdy, když byly detektory měkkého záření gama instalovány na kosmických sondách, jako je např. Pioneer Venus Orbiter, Ulysses či NEAR. Vzrostla tak výrazně délka základen, a tím i přesnost určení polohy zdrojů. Triangulace však není ideální metodou, neboť jednak zpracování měření trvá obvykle několik dnů, jednak je stanovená chybová ploška stále ještě příliš velká -- obvykle jde o desítky obloukových minut, což téměř znemožňuje rychlou identifikaci se známými typy kosmických objektů.

    Nemožnost identifikace velmi zpomalila pokrok v pochopení povahy zábleskových zdrojů záření gama, označovaných anglickou zkratkou GRB a datem pozorování ve tvaru rrmmdd, na celá desetiletí. Zpočátku bylo zveřejňováno více domněnek o povaze tajemných záblesků, než kolik vzplanutí bylo triangulací zachyceno. Paradoxně se pak záležitost dále zkomplikovala, když 5. března 1979 zaznamenaly všechny družice naprosto nevídané vzplanutí gama GRB 790305, o několik řádů silnější než všechny předtím pozorované, a to se triangulací podařilo umístit do blízkosti zbytku supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Velká vzdálenost pozůstatku kolem 50 kpc pak totiž znamenala naprosto šílený zářivý výkon, vyšší než zářivý výkon celé naší Galaxie, což vypadalo tak nesmyslně, že většina autorů považovala navrhovanou identifikaci za chybnou a soudila, že vzplanutí se jen náhodně promítlo do uvedeného směru.

    Výrazný pokrok nastal až počátkem 90. let minulého století, po vypuštění družice Compton se specializovanou aparaturou BATSE. Ta totiž umožňovala nejenom záznam i slabých vzplanutí gama, ale dovolovala poprvé určit bez triangulace téměř ihned přibližnou polohou vzplanutí na obloze, byť jen s přesností na obloukové stupně. Tak se totiž podařilo postupně získat statisticky cenné údaje o polohách asi 1800 vzplanutí gama, obsažené v katalogu 4B. Výsledek byl mírně šokující: v rozložení zdrojů po obloze nebyla nalezena žádná koncentrace např. k rovině Galaxie nebo poloze ekliptiky, a ani však třeba k nejbližším sousedním galaxiím.

    To se dalo interpretovat tak, že buď jde o zdroje v halu Galaxie, které má potřebnou kulovou souměrnost, anebo o mimořádně vzdálené extragalaktické objekty. Diskuse byla docela bouřlivá, neboť první případ vyžadoval existenci velkého počtu neutronových hvězd daleko mimo rovinu Galaxie, a druhý znamenal opět ony šílené zářivé výkony dosahující hodnot 1044 W, tedy až o tři řády vyšší než u kvasarů, avšak pocházející z objemu o průměru nanejvýš 100 kilometrů. V roce 1995 uspořádala Americká astronomická společnost tzv. Velkou debatu mezi D. Lambem a B. Paczynskim, moderovanou M. Reesem, v níž první autor snášel argumenty pro polohu zdrojů v halu Galaxie, zatímco B. Paczynski hájil kosmologickou domněnku. Debata, jak se dalo očekávat, dopadla nerozhodně, neboť stále chyběla jakákoliv identifikace se zdroji, jejichž vzdálenost astronomové alespoň orientačně znají.

    Patová situace však měla brzy skončit zásluhou italsko-holandské družice BeppoSAX, vypuštěné 30. dubna 1996. Družice je nazvána přezdívkou italského fyzika Giuseppe Occhialiniho ("Beppo"), který s tímto nápadem přišel, zatímco SAX je italská zkratka označení "satelit pro astronomii záření X". Na palubě družice se totiž kromě širokoúhlého detektoru gama (pásmo 40 -- 700 keV) nacházejí dvě pevné rentgenové kamery (pásmo 2 -- 26 keV), zabírající neustále asi 5 procent oblohy, a dále přesnější nastavitelné úzkopásmové teleskopy (pásmo 0,1 - 300 keV), jež dokáží zaměřit chybovou plošku polohy vzplanutí gama během hodiny od samotného úkazu.

    V tu dobu ještě vzplanutí obvykle doznívá v měkčím rentgenovém záření a z povahy rentgenových fotonů vyplývá, že takové určení polohy zdroje je relativně přesnější; lokalizace zdroje s přesností na 1 úhlovou minutu je otázkou několika hodin. Skutečnost je ovšem poněkud složitější -- k takto příznivé shodě návazností pozorování v oboru gama a X dochází jen několikrát do roka, ale i to byl obrovský krok vpřed. Navíc krok poměrně nečekaný -- družice nebyla pro takovou identifikaci původně vůbec zamýšlena a až po jejím vypuštění a prvních datech si astronomové uvědomili její jedinečné postavení.

    V únoru a květnu 1997 se tak podařilo spolehlivě identifikovat optické a dokonce i radiové protějšky vzplanutí gama. Dál už to byla téměř rutina. Jakmile se zásluhou spektrografu u Keckova 10 m teleskopu podařilo zaznamenat dostatečně kvalitní spektra optického dosvitu kolem 20 mag, bylo ihned zřejmé, že ve velké debatě vyhrál Paczynski: ve spektru byly totiž objeveny silně posunuté absorpční čáry s červenými posuvy z kolem 1,0. Šílené zářivé výkony zábleskových zdrojů záření gama se tak staly astrofyzikální skutečností, s níž se musejí umět teoretici nějak vyrovnat.

    Zatím snad nejcennější výsledky přineslo komplexní sledování GRB 990123, neboť zásluhou přehlídkové kamery ROTSE byl nalezen optický protějšek 12 mag pouhých 22 s po vzplanutí gama, jenž se v další půlminutě zjasnil dokonce na 9 mag, aby během následujících 10 minut zeslábl na 14,5 mag a tak se vytratil ze zorného pole kamery. To však umožnilo sledovat dosvit i následující noci velkými dalekohledy, pořídit optické spektrum a odtud změřit červený posuv z = 1,6, odpovídající vzdálenosti zdroje 2,8 Gpc. Snímek HST, pořízený o 16 dnů později, odhalil v daném směru nepravidelnou galaxii 25,5 mag, jež je evidentně mateřskou galaxií pro GRB, které se nalézá asi 5,5 kpc od jejího středu. Kromě toho byl i v tomto případě nalezen rádiový dosvit v pásmu mikrovln; nezvyklý je brzký nástup radiového záření pouhý den po GRB.

    Tak máme komplexní obraz o průběhu vzplanutí prakticky ve všech spektrálních pásmech, z čehož vyplynul za předpokladu izotropního vyzařování maximální zářivý výkon 5.1043 W a celková uvolněná energie vzplanutí 4.1047 J. To jsou tak šílené hodnoty, že pravděpodobně představují pouze horní mez a skutečné hodnoty jsou nižší úměrně tomu, jak úzký byl počáteční svazek záření. Pravděpodobně šlo tedy "jen" o výkon 5.1041 W (o řád více než u kvasarů) a energii 4.1045 J, tj. asi 5 % energie, která by se uvolnila úplnou anihilací neutronové hvězdy.

    Podotýkám, že o tento úspěch se nepřímo zasloužilo již zmíněné selhání palubního magnetofonu na družici Compton, neboť právě z toho důvodu se musejí měření z BATSE předávat na Zemi v reálném čase a pak už není problém je rozesílat internetem během cca 2 sekund mj. i k robotickým teleskopům, která dokáží bleskově zareagovat a mají dostatečně široká zorná pole. V tomto případě se dokázal ROTSE spustit do 10 sekund po obdržení příslušné přibližné polohy z BATSE.

    To, co následovalo, a co vlastně dosud pokračuje, je soustředění zájmu pozorovatelů i teoretiků na obor, které ještě před 4 lety budil u mnoha konzervativních odborníků jedině úsměšky či neskrývané opovržení. Kolega R. Hudec, jenž před pouhými šesti lety žádal o udělení grantu na výzkum optických protějšků, byl odmítnut na základě posudku anonymního oponenta, jenž doslova uvedl, že jelikož se navrhovatel přiklání k nesmyslné domněnce o kosmologické povaze zábleskových zdrojů záření gama, udělení grantu nedoporučuje.

    V současné době, kdy jsou známy údaje již pro asi 20 optických dosvitů, nikdo o kosmologické povaze zábleskových zdrojů záření gama nepochybuje. Nejvzdálenější z nich je zatím GRB 000131, pro jehož dosvit 24 mag byl změřen červený posuv z = 4,5. Přesto se však objevily některé háčky, z nichž asi nejdůležitější jsou pochybnosti o izotropním vyzařování v počátcích vzplanutí. Existují totiž zřetelné, byť nepřímé důkazy, že právě v počáteční, nejvíce energetické fázi vzplanutí je záření ze zdroje usměrněno, což znamená, že obvyklý přepočet pozorovaného toku záření na zářivý výkon je soustavně chybný a přeceňuje skutečný zářivý výkon až o dva řády. Pokud však přijmeme tento výklad, automaticky to znamená, že o dva řády stoupá četnost úkazů vzplanutí gama ve vesmíru, neboť ve většině případů takto usměrněné svazky záření Zemi prostě minou. Je otázka, zda pro tak velký počet vzplanutí je ve vesmíru dostatek zdrojů. Domněnky o povaze vzplanutí gama totiž postupně konvergují ke dvěma scénářům. Buď jde o důsledek srážky či spíše splynutí dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě, která ztrácí energii gravitačním zářením, anebo o gravitační zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru, jenž není doprovázen výbuchem supernovy. Paradoxně právě tato druhá domněnka získává v poslední době na významu, neboť v několika případech se zdá, že vzplanutí gama souvisí s výbuchem neobvyklého typu supernovy, tzv. hypernovy. Zdá se totiž, že ve velmi vzácných případech může proběhnout výbuch supernovy jaksi na pokračování, tj. nejprve jde o klasické zhroucení velmi masivní hvězdy na rychle rotující neutronovou hvězdu na hranici stability. Jakmile pak rychlost rotace neutronové hvězdy poklesne, zhroutí se pro svou vysokou hmotnost dodatečně na černou díru, a to vede k závěrečnému vyzáření záblesku v pásmu měkkých fotonů gama.

    Dalším háčkem je pak již zmíněné obří vzplanutí v březnu 1979 (GRB 970305), lokalizované do Velkého Magellanova mračna (0522-66) s maximálním zářivým výkonen 2.1038 W, neboť se posléze ukázalo, že obdobné, byť menší výbuchy se na daném místě oblohy opakují v nepravidelných intervalech. To je v rozporu s předešlými domněnkami, které vedou ke zničení původního zdroje, takže GRB v daném místě se nikdy neopakuje.

    Postupem doby se však přišlo na to, že tato gigantická vzplanutí se vyskytla i na jiných místech oblohy, a ve všech případech jsou rekurentní. Na rozdíl od kosmologických vzplanutí se týkají velmi měkkého záření gama a na křivkách poklesu jasnosti jsou pozorovány přísně periodická kolísání v délce několika sekund, což téměř určitě souvisí s rychlou rotací mateřské neutronové hvězdy, která evidentně zničena není. Proto se pro tyto vzácné úkazy (na obloze dosud známe jednom čtyři případy) zavedl samostatný název Soft Gamma Repeater (SGR), tj. rekurentní zdroj měkkého záření gama.

    Naprostým přeborníkem v tomto ezoterickém oboru astronomie se stal objekt SGR 1908+14 v souhvězdí Orla, jenž zablýskl 27. srpna 1998 tak mocně, že to vedlo k měřitelným změnám v zemské ionosféře, která na krátkou dobu reagovala asi tak, jako když nad ní náhle vyjde Slunce. Výpadky ve spojení zaznamenali operátoři družice RXTE a kosmické sondy NEAR, což nemá v historii kosmonautiky obdobu, neboť příčinou poruch v tomto případě nebyla sluneční činnost, ale aktivita objektu, jenž je od Země vzdálen plných 6 kpc! Řada detektorů na družicích byla na několik minut až hodin zcela oslepena.

    Pro tato vzplanutí se proto navrhuje odlišné vysvětlení. Rychle rotující neutronová hvězda je obklopena extrémně intenzívním magnetických polem řádu 100 GT a více. Čas od času dochází k magnetické rekonexi (zkratu), při níž se výbuchem uvolní nesmírné množství energie v pásmu gama, ale neutronová hvězda to přežije a dál si rychle rotuje... Příslušné silně magnetické neutronové hvězdy dostaly souhrnný název magnetary a patří k nim odhadem asi 10 % existujících neutronových hvězd, naštěstí pro nás vesměs dostatečně vzdálených od Země.

    Budoucí vyhlídky

    Po zániku družice Compton a zazimování kosmické sondy NEAR na planetce Eros je tažným koněm výzkumu GRB již jen družice BeppoSAX, která už trojnásobně překonala plánovanou životnost a její další osud je proto nejistý. Nicméně v říjnu 2000 byla na rovníkovou dráhu ve výši 600 km vypuštěna nová družice HETE-2, která by měla dokázat určit polohy GRB s přesností +/-10" během 15 sekund a spektra pro desítku GRB ročně a tím posloužit i pro jejich optickou a radiovou identifikaci po dobu nejbližších 4 let. Vyhledávací systém ROTSE dostane v dohledné době podstatně lepší optiku a bude přenesen do klimaticky vhodnějšího prostředí, takže jeho mezná hvězdná velikost se zlepší asi o 5 mag na 19 mag. V září roku 2003 by měla odstartovat další specializovaná družice pro hledání GRB, nazvaná SWIFT, s plánovanou životností 3 roky.

    Evropská agentura ESA dále chystá velmi výkonnou družici INTEGRAL pro pozorování kosmických zdrojů záření gama, kterou by měla v dohledné době vynést na dráhu ruská raketa Proton. NASA ve spolupráci s Japonci, Francouzi, Italy a Švédy chystá obří teleskop GLAST v ceně 200 milionů dolarů, jenž by pokryl s vysokou citlivostí pásmo 10 MeV - 1 TeV a jenž by měl odstartovat kolem roku 2005. Od tohoto dalekohledu se zejména očekává, že přispěje k identifikaci objektů z katalogu aparatury EGRET. Také pozemní detektory se postupně rozšiřují a zdokonalují, což skoro určitě povede k rozšíření pozorovaného pásma fotonů gama směrem k vyšším energiím. Dosavadní krátká zkušenost s kosmickým zářením gama naznačuje, že v tomto extrémním spektrálním pásmu nás čekají ještě mnohá nečekaná překvapení.

    (konec)
    [OBSAH]

    Fotonů jako šafránu -- díl první


    ... aneb astronomie záření gama. Záznam přednášky z Ostravského astronomického víkendu 30. září 2001.
     
    první část (43 min, 10 MB)

    druhá část (45 min, 11 MB)

    Záření gama představuje velmi rozsáhlý výsek spektra elektromagnetického záření nejvyšších známých energií. Radioastronomie překlene včetně mikrovlnného záření stěží 5 řádů energií fotonů resp. vlnových délek; infračervená astronomie včetně submilimetrového pásma 3 řády; optická astronomie sotva půl řádu; ultrafialová astronomie 2 řády, podobně jako astronomie rentgenová. Naproti tomu astronomie záření gama zahrnuje už v současné době 8 řádů a není vyloučeno, že se postupem doby tento rozsah ještě zvětší.

    Rozhraní mezi jednotlivými spektrálními okny není ovšem nijak ostré a určuje se dohodou. Pro naše účely postačí konstatování, že oblast tvrdého rentgenového záření končí přibližně u energií kolem 50 keV; vyšší energie fotonů již odpovídají měkkému záření gama, zatímco pásmo tvrdého záření gama začíná u energie 1 MeV a v současné době sahá díky pokroku pozorovacích technik až k energiím kolem 10 TeV. Ve fyzice záření gama se neuvádějí ani vlnové délky záření (formálně v rozsahu od 10-11 do 10-18 metrů) ani frekvence (formálně od 1020 Hz do 1027 Hz). Je též prakticky vyloučené, aby kosmické záření gama mělo tepelnou povahu -- z Planckova zákona totiž vyplývá, že příslušné černé těleso by muselo dosahovat teplot řádu GK až PK.

    Teploty řádu GK se sice vyskytují v nitrech velmi hmotných hvězd těsně před výbuchem supernovy, ale rozpínající se viditelný povrch supernovy má vždy teplotu o mnoho řádů nižší, a jiné zdroje tepelného záření o tak vysoké teplotě si stěží umíme představit. Z toho plyne, že pokud vůbec přicházejí z kosmu fotony záření gama, jejich zdrojem jsou netepelné procesy.

    Buzení záření gama v kosmu a jeho detekce na Zemi

    Mezi netepelné procesy řadíme především ty, kdy se elektricky nabitá částice pohybuje zrychleně po šroubovici v silném magnetickém poli; tak pozorujeme při nižších rychlostech částic záření cyklotronové a při velmi vysokých (relativistických) rychlostech záření synchrotronové. Zdrojem spojitého záření gama však může být i tzv. inverzní Comptonův rozptyl, kdy nízkoenergetický foton získává energie po srážce s relativisticky rychlým elektronem. Spojité netepelné energetické záření však vzniká i tehdy, když je elektricky nabitá částice brzděna elektrickým či magnetickým polem. Kromě toho lze pozorovat i čárové spektrum gama, kdy příslušné spektrální čáry vznikají přechody mezi energetickými hladinami vzbuzených (excitovaných) atomových jader. Navíc lze očekávat i pozorování anihilace elektronů s pozitrony, což odpovídá klidové energii čáry 511 keV.

    Ve skutečnosti může být pozorovaná energie čar posunuta vlivem kosmologického červeného posuvu, anebo též gravitačního posuvu v intenzívním gravitačním poli zhroucených objektů. Samotné zachycení fotonů gama z kosmických zdrojů představuje obtížný technický úkol z několika důvodů. Především je nemožné, aby fotony záření gama prošly nerušeně zemskou atmosférou k povrchu; fotony záření gama se vinou své velké energie nutně srážejí s atomy a molekulami -- nedostanou se hlouběji než do výšky asi 80 km nad zemí, nad níž je mohou přímo zaznamenat jedině sondážní rakety, anebo spíše umělé družice Země či kosmické sondy v hlubinách sluneční soustavy.

    Jedině velmi energetické fotony kosmického záření lze nepřímo sledovat na Zemi, neboť při interakci s atmosférou vytvářejí kratičké záblesky Čerenkovova záření, které lze nakonec zaznamenat velkými světelnými teleskopy s citlivými fotonásobiči. Vlastními detektory byly zprvu Geigerovy-Műllerovy a později proporční čítače nebo scintilační detektory. Jelikož neexistuje žádný způsob, jak dopadající foton záření gama zobrazit nějakou optikou, je směrová rozlišovací schopnost detektorů záření gama velmi omezená. Většinou prostě zaznamenají každý dostatečně energetický foton, ať přiletí z libovolného směru. Jistou směrovost dosahují jedině sdružené detektory, kde lze zaznamenat posloupnost průletu fotonu gama více prvky téhož typu detektoru -- je přirozené, že směrová charakteristika takových teleskopů je velmi hrubá a činí obvykle několik úhlových stupňů. Přitom je třeba sestavit rozměrné a hmotné soustavy detektorů, což představuje problém pro rakety i družice nebo sondy, kde je větší hmotnost aparatury nevýhodná kvůli omezeným rozměrům a také nosnosti raket.

    Ze zřejmých fyzikálních důvodů je též četnost fotonů záření gama v porovnání s počty fotonů nižších energií nízká a rychle klesá s rostoucí energií. Proto musí astronomie záření gama počítat každý jednotlivý foton, neboť je jich ještě méně než příslovečného šafránu. Citlivost aparatur se dá sice poněkud zvýšit větším rozměrem detektorů, ale tato cesta není příliš efektivní, jelikož prakticky ve stejném poměru roste i šum pozadí. Při sledování určitého kosmického zdroje záření gama se proto musí počítat s mimořádně dlouhými expozicemi, trvajícími desítky až stovky hodin, nezřídka však i celé měsíce! Není proto divu, že astronomie záření gama zůstala při postupném otvírání oken do vesmíru ve II. polovině XX. století hodně pozadu. První mimosluneční fotony gama zaznamenala až americká družice OSO-3 v roce 1967 a první přehlídku celé oblohy v pásmu gama vykonala až družice COS-B, vypuštěná ESA v roce 1975, jež fungovala až do roku 1982. Nesla na palubě detektory záření gama, pokrývající energetické pásmo 25 MeV až 1 GeV. Na základě pozorování z této družice byl sestaven první katalog diskrétních zdrojů, označovaný zkratkou 2GC, k níž se připojují galaktické souřadnice objektu.

    Od poloviny 90. let přibyla k specializovaným družicím a sondám s detektory záření gama také pozemní zařízení, využívající buď kratičkých Čerenkovových záblesků při průletu spršek sekundárních energetických fotonů atmosférou, anebo velkoplošné scintilační detektory, rozmístěné na větší ploše vysoko nad mořem. Tak lze v principu odhalit nepřímo primární fotony gama s energiemi vyššími než 0,25 TeV, neboť tak energetické primární fotony produkují v nízké atmosféře dostatečně intenzívní sekundární spršky. Francouzi tak upravili zrcadla pro někdejší sluneční pec v Pyrenejích v nadmořské výšce 1650 m n.m. na astronomický detektor záření gama pod názvem Thémistocle. Skládá se z 18 čítačů Čerenkovova záření, které zaznamenávají kosmické fotony s energií nad 3 TeV. USA vybudovali výkonnou aparaturu MILAGRO poblíž Los Alamos, kde zaznamenávají Čerenkovovy záblesky ve vodní nádrži pomocí 670 fotonásobičů, což dává naději na přehlídku oblohy v pásmu nad 1 TeV. Velmi úspěšná je též aparatura HEGRA na Kanárských ostrovech, tvořená nádobami s vodou, v nichž se zaznamenávají spršky sekundárních částic rovněž díky Čerenkovovým zábleskům.

    (dokončení příště)
    [OBSAH]

    Angolský prezident u české krávy


    Už jsem vám prozradil příhodu o tom, jak angolský prezident pokleknul před českou krávou? Myslím, že ne. A taky myslím, že teď by pro to mohla být vhodná příležitost. Začněme ale po pořádku.
     
    Angolsky prezident pred ceskou kravou -- i v mistnich novinach Nevím, co víte o Angole, ale já jsem měl ještě před pár měsíci v hlavně pouze jednu jedinou souvislost: Angola = UNITA a její cestovní kancelář. Díky shodě neskutečných náhod a pozvání tamní vlády se však moje "obzory" výrazně rozšířily. Byť má tato jihoafrická republika srovnatelný počet obyvatel jako Česko, rozlohou je desetkrát větší. Chabou náplastí za věčné občanské války, za kterými se okrývá dávná kmenová rivalita a hyenismus bílých kolonizátorů, jsou pak první dvě úplná zatmění Slunce v třetím tisíciletí, které se odehrají na angolském území. Tedy, jedno bylo v červnu tohoto roku, druhé se chystá na prosinec příštího.

    Právě první nebeské představení mi bylo dovoleno spatřit. Spolu se mnou se do daleké a avšak vcelku bezpečné země -- alespoň v oblastech našeho pohybu -- vydalo i několik hvězdářů. Na rozdíl od mojí maličkosti však jeli zatmění Slunce zkoumat. Já se "jenom" díval a v hysterickém transu zkoušel na diktafon zachrchlat nějaké poznámky.

    Kolegové z Ondřejova a Vlašimi si přitom s sebou táhli skutečnou krávu. Starší zeissův dalekohled s precizní montáží a neskutečně těžkým stativem. Právě on se zasloužil o nelichotivou přezdívku: Byl těžký jako kráva. Navíc omotaný několika lany a starými nafukovacími matracemi. Víc než dva lidé ho táhnout nemohli, a ti navíc riskovali, že si přelomí záda... Však si také experimentátoři, kteří se jeho prostřednictvím chtěli věnovat studiu polarizace sluneční koróny, od vedoucí naší výpravy užili. A nejen od ní. Tolik více či méně jízlivých poznámek na účet hezkého dalekohledu jsem na jazyku už dlouho neměl... Kdybych tenkrát věděl, že se právě kráva stane jedním z vrcholů oslav úspěšného zatmění.

    Nevím, kolikrát jste se v tváří v tvář setkali s diktátorem. Mně se to v Angole povedlo. Podal jsem si ruku s angolským prezidentem, který spolu s námi ve stejném areálu ropné společnosti Esso sledoval jeden z nejkrásnějších přírodních úkazů, jenž poskytuje planeta Země. A to i přesto, že právě s Angolou máme více než chladné diplomatické styky... Jose Eduardo dos Santos je bezesporu diktátorem. Ale nechci to soudit. Možná je osvícený diktátor v tamním prostředí docela rozumné řešení. (Otázkou pouze zůstává, zda je skutečně osvícený. Nemohu soudit, mám málo informací, ale zapůsobil na mne velmi dobře. )

    A jak vlastně setkání s angolským prezidentem proběhnulo? Velmi kuriózně. Po zatmění si postupně přišel nakrátko popovídat se všemi pozorovacími skupinami, které se nebály do Angoly přijet. Shodou náhod jsme byli poslední... Středem našeho setkání se přitom zcela přirozeně stala právě ona již zmiňovaná kráva. Krásný dalekohled totiž na rozdíl od ostatních vydal skutečně jako dalekohled. Navíc měl -- kvůli netradiční zeměpisné šířce -- jednu nohu z poloviny zakopanou do země.

    Pan prezident prohodil několik zdvořilostních frází v univerzálním slovanském jazyku a pak se anglicky optal na princip našeho experimentu. Dostalo se mu vysvětlení, že se zde Slunce fotografovalo... Ostatně, pokud chcete, můžete se na matnici kamery podívat taky! Pan prezident namítnul, že by si umazal svůj dokonalý oblek. Stejně tak pohledná paní prezidentová...

    Krava Nevím, co mne v tom okamžiku vedlo. Ale připadalo mi docela přirozené, chňapnout na stole položený, ušmudlaný ručník, rychle ho rozložit pod dalekohledem a pokynout prezidentovi, že teď už se může podívat.

    Ochranka zaševelila nad tou drzostí a náš průvodce, pan Leonido Ceita s přiškrceným hlasem pouze zaštkal: Jihří! Jose Eduardo dos Santos, hlava téměř regionální mocnosti, však s úsměvem na rtech a ladností pána v nejlepším věku kleknul na uslintaný ručník a s nefalšovaným zájmem koukal na částečně zakryté Slunce... Jo, jo, před krávou, která nám přinesla tolik problémů, si "sednul" na zadek i diktátor. Už nikdy nebudu nadávat na žádný dalekohled.

    Pokud máte chuť, můžete si poslechnout zvukový záznam mého pozorování zatmění Slunce 21. června 2001 v Sumbe, u angolského pobřeží Atlantického oceánu. Začíná čtvrt hodiny před úplným zatměním a končí krátce po něm. Je ve formátu mp3 a na jeho přípravě se podílel Roman Přichystal z brněnské hvězdárny.

    [OBSAH]

    Setkání s vesmírem


    Diskuze Eugena A. Cernana, Johna E. Blahy, Vladimíra Remka a Oldřicha Pelčáka zachycená v sobotu 27. října dopoledne ve velkém planetáriu brněnské hvězdárny. Co víc dodat?
     
    Snad jenom, že se na jejím pořízení podílela celá řada lidí. Především to byli zástupci Generálního štábu Armády České republiky, na jejichž pozvání kosmonauti přijeli. No a pak tu byla celá řada nenápadných spolupracovníků přímo z Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně. Mikrofony rozmístil a nahrávku vyladil Roman Přichystal, digitalizaci promptně zvládnul Milan Wudia. Tlumočí Otto Brýdl.

    Zvukový záznam je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na dvě části:

    [OBSAH]

    Astronomie ve 21. století


    Pokud disponujete pevnou lajnou, nebo vám nevadí vysoké účty za telefon, pak si můžete opět naladit naše off-line rádio. Tentokráte vysíláme záznam přednášky Jiřího Grygara "Astronomie ve 21. století".
     
     Co nás asi čeká v tom novém, zatím poněkud poprášeném století? Nevíme. Křišťálové koule, ani kávové sedliny, stejně jako komplikovaná horoskopy a tarokové karty naštěstí spolehlivou předpověď nedávají. Navíc, jak už kdysi prohlásil ruský astronom Viktor A. Ambarcumjan: Nejvýznamnější objevy nelze předvídat. Kdybychom je totiž předpověděli, pak by to nebyly tak příliš velké objevy. Jisté trendy lze však -- alespoň pro první dvě desítky roků -- vystopovat. O něco takového se během přednášky na Hvězdárně a planetáriu Mikuláše Koperníka v Brně pokusil i Jiří Grygar z Fyzikálního ústavu Akademie věd České republiky.

    Zvukový záznam, na jehož přípravě se podílel Roman Přichystal, je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na tři části:

    Obrazový doprovod
    (kliknutím se zvětší)
    [OBSAH]

    Vzpomínka na Antonína Bečváře -- dokončení


    Desátého června tohoto roku uběhlo sto roků od narození jednoho z nejvýznamnějších českých astronomů dvacátého století -- Antonína Bečváře. Vzpomínkou na tohoto "zapomenutého" hvězdáře, autora řady vynikajících atlasů i dalších publikací, zakladatele slovenské astronomie, byl i seminář, který se v polovině srpna uskutečnil na Hvězdárně v Úpici.
     
     Když jsme na sklonku minulého roku uspořádali mezi českými hvězdáři anketu o nejvýznamnějšího českého astronoma dvacátého století, skončil na druhém místě právě Antonín Bečvář. Není divu. Vždyť jeho dílo ovlivnilo nejen české amatéry, ale i profesionály. Ladný Atlas Coeli se stal vzorem pro všechny další hvězdné kartografy. Jeho fotografie mraků jsou ozdobou řady knihoven a hvězdárna na Skalnatém Plese patří stále ještě mezi jednu z bašt nejen slovenské astronomie.

    Doba tomu chtěla, aby to Antonín Bečvář neměl lehké. Nejen, že ho poznamenaly vleklé choroby, ale také osobní ambice a politika. Své velkolepé dílo nakonec dokončil zcela v ústraní, ignorován oficiálním vědeckým světem... Odešel z milované hvězdárny a nechybělo mnoho, aby odešel i z naší mysli.

    Doba se však změnila. Proto se v Úpici za přispění řady organizací uskutečnil seminář, který se pokusil odpovědět na otázku "jak to bylo doopravdy". Vystoupení zachytilo i Rádio IAN a tak si můžete dnes naladit poslední dva příspěvky. Záznam setkání pořídil pracovník Hvězdárny v Úpici Josef Rumler

    (konec)
    [OBSAH]

    Vzpomínka na Antonína Bečváře -- díl druhý


    Desátého června tohoto roku uběhlo sto roků od narození jednoho z nejvýznamnějších českých astronomů dvacátého století -- Antonína Bečváře. Vzpomínkou na tohoto "zapomenutého" hvězdáře, autora řady vynikajících atlasů i dalších publikací, zakladatele slovenské astronomie, byl i seminář, který se v polovině srpna uskutečnil na Hvězdárně v Úpici, resp. druhá porce tehdy zaznamenaných přednášek.
     
     Když jsme na sklonku minulého roku uspořádali mezi českými hvězdáři anketu o nejvýznamnějšího českého astronoma dvacátého století, skončil na druhém místě právě Antonín Bečvář. Není divu. Vždyť jeho dílo ovlivnilo nejen české amatéry, ale i profesionály. Ladný Atlas Coeli se stal vzorem pro všechny další hvězdné kartografy. Jeho fotografie mraků jsou ozdobou řady knihoven a hvězdárna na Skalnatém Plese patří stále ještě mezi jednu z bašt nejen slovenské astronomie.

    Doba tomu chtěla, aby to Antonín Bečvář neměl lehké. Nejen, že ho poznamenaly vleklé choroby, ale také osobní ambice a politika. Své velkolepé dílo nakonec dokončil zcela v ústraní, ignorován oficiálním vědeckým světem... Odešel z milované hvězdárny a nechybělo mnoho, aby odešel i z naší mysli.

    Doba se však změnila. Proto se v Úpici za přispění řady organizací uskutečnil seminář, který se pokusil odpovědět na otázku "jak to bylo doopravdy". Vystoupení zachytilo i Rádio IAN a tak si můžete dnes naladit druhé dva příspěvky. Záznam setkání pořídil pracovník Hvězdárny v Úpici Josef Rumler

    (dokončení příště)
    [OBSAH]

    Vzpomínka na Antonína Bečváře I


    Desátého června tohoto roku uběhlo sto roků od narození jednoho z nejvýznamnějších českých astronomů dvacátého století -- Antonína Bečváře. Vzpomínkou na tohoto "zapomenutého" hvězdáře, autora řady vynikajících atlasů i dalších publikací, zakladatele slovenské astronomie, byl i seminář, který se v polovině srpna uskutečnil na Hvězdárně v Úpici.
     
     Když jsme na sklonku minulého roku uspořádali mezi českými hvězdáři anketu o nejvýznamnějšího českého astronoma dvacátého století, skončil na druhém místě právě Antonín Bečvář. Není divu. Vždyť jeho dílo ovlivnilo nejen české amatéry, ale i profesionály. Ladný Atlas Coeli se stal vzorem pro všechny další hvězdné kartografy. Jeho fotografie mraků jsou ozdobou řady knihoven a hvězdárna na Skalnatém Plese patří stále ještě mezi jednu z bašt nejen slovenské astronomie.

    Doba tomu chtěla, aby to Antonín Bečvář neměl lehké. Nejen, že ho poznamenaly vleklé choroby, ale také osobní ambice a politika. Své velkolepé dílo nakonec dokončil zcela v ústraní, ignorován oficiálním vědeckým světem... Odešel z milované hvězdárny a nechybělo mnoho, aby odešel i z naší mysli.

    Doba se však změnila. Proto se v Úpici za přispění řady organizací uskutečnil seminář, který se pokusil odpovědět na otázku "jak to bylo doopravdy". Vystoupení zachytilo i Rádio IAN a tak si můžete dnes naladit první dva příspěvky. Záznam setkání pořídil pracovník Hvězdárny v Úpici Josef Rumler

    Zvukový záznam přednášky je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na několik částí:

    (pokračování příští týden)
    [OBSAH]

    Profesor Plavec vzpomíná II.


    Na počátku srpna navštívil naši republiku jeden z nejznámějších astronomů českého původu, profesor Miroslav J. Plavec. Druhou a závěrečnou část jeho velmi zajímavého proslovu -- u příležitosti předání Nušlovy ceny České astronomické společnosti -- si teď můžete poslechnout i vy.
     
    repro IAN Profesor Miroslav Plavec se narodil roku 1925 v Sedlčanech. Vystudoval astronomii na Univerzitu Karlovu v Praze a věnoval se postupně studiu meteorických rojů a těsných dvojhvězd, zprvu v Astronomickém ústavu ČSAV v Ondřejově a posléze pak na zahraničních ústavech v Kanadě a USA. Patří k zakladatelům moderního astrofyzikálního studia interagujících dvojhvězd, k vynikajícím vysokoškolským pedagogům a znamenitým popularizátorům astronomie (články v časopise Vesmír, příspěvky v rozhlasovém týdeníku Meteor, kniha Člověk a hvězdy atd.). Je zahraničním čestným členem Učené společnosti ČR. Je po něm pojmenována planetka č. 6076.

    Nušlova cena ČAS je nejvyšší ocenění, které uděluje ČAS badatelům, kteří se svým celoživotním dílem obzvláště zasloužili o rozvoj astronomie. Je pojmenována po dlouholetém předsedovi ČAS prof. Františku Nušlovi (1867-1951).

    Záznam setkání pořídili a upravili pracovníci Hvězdárny a planetária hl. m. Prahy. Akce se přitom uskutečnila na Štefánikově hvězdárně na Petřině. Děkujeme za poskytnutí nahrávky. Hovoří Jiří Grygar, Štěpán Kovář, Miroslav Plavec, Lubomír Perek a Marcel Grün.

    Zvukový záznam přednášky je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na několik částí:

    (konec)
    [OBSAH]

    Profesor Plavec vzpomíná I.


    Na počátku srpna navštívil naši republiku jeden z nejznámějších astronomů českého původu, profesor Miroslav J. Plavec. První jeho velmi zajímavého proslovu -- u příležitosti předání Nušlovy ceny České astronomické společnosti -- si teď můžete poslechnout i vy.
     
    repro IAN Profesor Miroslav Plavec se narodil roku 1925 v Sedlčanech. Vystudoval astronomii na Univerzitu Karlovu v Praze a věnoval se postupně studiu meteorických rojů a těsných dvojhvězd, zprvu v Astronomickém ústavu ČSAV v Ondřejově a posléze pak na zahraničních ústavech v Kanadě a USA. Patří k zakladatelům moderního astrofyzikálního studia interagujících dvojhvězd, k vynikajícím vysokoškolským pedagogům a znamenitým popularizátorům astronomie (články v časopise Vesmír, příspěvky v rozhlasovém týdeníku Meteor, kniha Člověk a hvězdy atd.). Je zahraničním čestným členem Učené společnosti ČR. Je po něm pojmenována planetka č. 6076.

    Nušlova cena ČAS je nejvyšší ocenění, které uděluje ČAS badatelům, kteří se svým celoživotním dílem obzvláště zasloužili o rozvoj astronomie. Je pojmenována po dlouholetém předsedovi ČAS prof. Františku Nušlovi (1867-1951).

    Záznam setkání pořídili a upravili pracovníci Hvězdárny a planetária hl. m. Prahy. Akce se přitom uskutečnila na Štefánikově hvězdárně na Petřině. Děkujeme za poskytnutí nahrávky. Hovoří Jiří Grygar, Štěpán Kovář, Miroslav Plavec, Lubomír Perek a Marcel Grün.

    Zvukový záznam přednášky je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na několik částí:

    (pokračování příště)
    [OBSAH]

    Kosmonautika 21. století


    Nalaďte si záznam přednášky Marcela Grüna "Na křídlech slunečních plachetnic -- kosmická invaze pokračuje" o letech do vesmíru na počátku 21. století.
     
     Koncem května tohoto roku zazněla v brněnském planetáriu mimořádně zajímavá přednáška ing. Marcela Grüna, ředitele Hvězdárny a planetária hlavního města Prahy a především našeho předního odborníka na kosmonautiku. Co všechno nás čeká v prvních dvou desetiletích nového století? Kdy poletíme na Mars? Vrátí se člověk na Měsíc? A co třeba takové Pluto? O chystaných sondách, plánech i nadějích -- na to se pokusil odpovědět ve svém dlouhém příspěvku.

    Díky laskavému svolení přednášejícího, stejně jako technickému zázemí brněnské hvězdárny, máte nyní možnost poslechnout si jeho příspěvek i vy. S ohledem na ohromné množství obrazových podkladů se však oproti "originálnímu výstupu" musíte spokojit je s některými ilustracemi.

    Zvukový záznam přednášky, na jehož přípravě se podílel Roman Přichystal, je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na čtyři části:

    Obrazový doprovod
    (kliknutím se zvětší)

    348_01.JPG
    348_01.JPG
    348_02.JPG
    348_02.JPG
    348_03.jpg
    348_03.jpg
    348_04.jpg
    348_04.jpg
    348_05.jpg
    348_05.jpg
    348_06.JPG
    348_06.JPG
    348_07.JPG
    348_07.JPG
    348_08.jpg
    348_08.jpg
    348_09.jpg
    348_09.jpg
    348_10.JPG
    348_10.JPG
    348_11.JPG
    348_11.JPG
    348_12.JPG
    348_12.JPG
    348_13.JPG
    348_13.JPG
    348_14.jpg
    348_14.jpg
    348_15.JPG
    348_15.JPG
    348_16.GIF
    348_16.GIF
    348_17.JPG
    348_17.JPG
    348_18.jpg
    348_18.jpg
    348_19.jpg
    348_19.jpg
    348_20.jpg
    348_20.jpg
    348_21.jpg
    348_21.jpg
    348_22.JPG
    348_22.JPG
    348_23.JPG
    348_23.JPG
    348_24.JPG
    348_24.JPG
    348_25.JPG
    348_25.JPG
    348_26.jpg
    348_26.jpg
    348_27.JPG
    348_27.JPG
    348_28.JPG
    348_28.JPG
    348_29.gif
    348_29.gif
    348_30.JPG
    348_30.JPG
    348_31.JPG
    348_31.JPG
    348_32.JPG
    348_32.JPG
    348_33.JPG
    348_33.JPG
    348_34.GIF
    348_34.GIF
    348_35.JPG
    348_35.JPG
    348_36.JPG
    348_36.JPG
    348_37.JPG
    348_37.JPG
    348_38.JPG
    348_38.JPG
    348_39.JPG
    348_39.JPG
    348_40.jpg
    348_40.jpg
    348_41.JPG
    348_41.JPG
    348_42.JPG
    348_42.JPG
    348_43.JPG
    348_43.JPG
    348_44.jpg
    348_44.jpg
    348_45.JPG
    348_45.JPG
    348_46.JPG
    348_46.JPG
    348_47.JPG
    348_47.JPG
    348_48.JPG
    348_48.JPG
    348_49.JPG
    348_49.JPG
    348_50.gif
    348_50.gif
    348_51.JPG
    348_51.JPG
    348_52.jpg
    348_52.jpg
    348_53.jpg
    348_53.jpg
    348_54.JPG
    348_54.JPG
    348_55.jpg
    348_55.jpg
    348_56.JPG
    348_56.JPG
    348_57.GIF
    348_57.GIF
    348_58.JPG
    348_58.JPG
    348_59.JPG
    348_59.JPG
    348_60.JPG
    348_60.JPG
    348_61.JPG
    348_61.JPG
    348_62.JPG
    348_62.JPG
    348_63.gif
    348_63.gif
    348_64.JPG
    348_64.JPG

    [OBSAH]

    Let bolidu Morávka


    Přednáška RNDr. Jiřího Borovičky, CSc. o bolidu, který před rokem zazářil nad severní Moravou. Odkud se vzal a kam směřoval?
     
    Foto T. Havlik Tak na tyto otázky odpověděl Jiří Borovička z Astronomického ústavu Akademie věd České republiky v Ondřejově na přednášce proslovené u příležitosti vzpomínkového semináře v sobotu 12. května na Hvězdárně a planetárium Johanna Palisy v Ostravě. Díky laskavému souhlasu autora si třičtvrtě hodinový záznam nyní můžete poslechnout i vy. Jeho součástí je také velmi bohatý obrazový materiál ve formátu PowerPoint (zip, 35 MB -- soubor je to abnormálně veliký, ale obsahuje řadu zajímavých obrázků).

    Redakce Instantních astronomických novin děkuje za svolení k uveřejnění, stejně jako pracovníků ostravské hvězdárny za zprostředkování a digitalizaci audio záznamu (mp3, 11 MB).

    [OBSAH]

    Astronomie na počátku 21. století


    Pátého dubna tohoto roku se na brněnské hvězdárně sešlo několik známým astronomům a popularizátorům z řad pracovníků našich hvězdáren (výjimkou byl pouze prof. Novotný z Masarykovy univerzity), kteří se během půl hodiny pokusili nastínit současný stav i nejbližší budoucnost některého z vybraných oborů. Záznam druhé poloviny si můžete dnes poslechnout i vy.
     
     Zvukové záznamy vznikly během semináře "Astronomické vzdělávání - nové trendy", který pořádalo Sdružení hvězdáren a planetárií, Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně a Hvězdárna Valašské Meziříčí. Na digitalizaci se podílel Roman Přichystal.
    [OBSAH]

    Astronomie na počátku 21. století


    Pátého dubna tohoto roku se na brněnské hvězdárně sešlo několik známým astronomům a popularizátorům z řad pracovníků našich hvězdáren (výjimkou byl pouze prof. Novotný z Masarykovy univerzity), kteří se během půl hodiny pokusili nastínit současný stav i nejbližší budoucnost některého z vybraných oborů. Záznam první poloviny z nich si můžete dnes poslechnout i vy.
     
    • Eva Marková: Trendy ve sluneční fyzice
      Audio záznam přednášky ve formátu mp3 (6 MB), obrazové podklady - kopie folii pro zpětný projektor (zip, 0,5 MB)
    • Zdeněk Pokorný: Trendy v planetárních vědách
      Audio záznam přednášky ve formátu mp3 (6,6 MB), obrazové podklady - PowerPoint (zip, 7,7 MB)
    • Jana Tichá: Trendy ve výzkumu planetek a komet
      Audio záznam přednášky ve formátu mp3 (5,6 MB, pro technickou závadu bohužel chybí kousek začátku), obrazové podklady html - (1,2 MB)
    Zvukové záznamy vznikly během semináře "Astronomické vzdělávání - nové trendy", který pořádalo Sdružení hvězdáren a planetárií, Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně a Hvězdárna Valašské Meziříčí. Na digitalizaci se podílel Roman Přichystal.
    [OBSAH]

    Honba za dvojčetem Země


    Dnes vysíláme přednášku Tomáše Gráfa z Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě, ve které se dozvíte odpověď -- nejen -- na otázku, zda jsou u jiných hvězd také planetární soustavy.
     
     Snesl se večer a utišil všechno, vítr, vlny na moři, ptáky i lidské řeči. Na břehu seděl Anakrétos zahleděný do hvězd. Stály nehybně na nebi, zatímco odlesk na hladině se chvěl.

    "Úžasná noc," šeptl Xenokrates, jenž se neslyšně přiblížil a přisedl.

    Po večerní obloze přeletěla hvězda a zhasla. Z moře vyplul měsíc.

    "Věříš v bohy? řekl Xenokrates.

    Anakrétos mlčel.

    "Aspoň v Dia, v toho se dá věřit. Někdo tu musel být, a s vybraným vkusem, aby tohle všechno rozprostřel kolem Země."

    "Kolem Země," řekl zadumaně Anakrétos, "tj. nad ní i pod ní. -- Budiž, tkvíme v prostoru. V kouli. V jejím středu. A všechno se točí kolem nás."

    "Jak jinak. Kolem čeho se má vše točit, ne-li kolem Diova Olympu, tkvícím na této zemi."

    Anakrétos objal přítele kol ramen: "Pozři, Velký vůz. Vidíš tu hvězdičku na zlomu oje? Já ano, zcela zřetelně. Týž zrak mi říká, že nejsme v středu. Ne, nejsme."

    "A kde tedy?" řekl Xenokrates pobaveně.

    "Na dráze, příteli."

    "Výborně, jen kupředu."

    "Kupředu -- a dokola. Nekonečně dokola."

    "Aha, Aristarchos. To je ten tlouštík, jemuž je líno se pohnout, takže jen sedí a kouká na hvězdy. Tvrdí, že ve středu je Slunce."

    "Vím, co říká Aristarchos. Mně se to nezdá. Slunce je třeštidlo, už pálí jako pominuté, už pohasíná nebo jenom řežaví." Zašátral v toze a vyjmul průsvitný kamínek. "Když se tímhle podíváš na Slunce, uvidíš skvrny. Slunce silně přeceňujeme. To vůbec není onen neposkvrněný pramen jasu, jak se tvrdí. Střed je jinde." Opřel se dozadu o lokty a zvrátil hlavu. "Pohleď, tam. Souhvězdí Střelce, léta se na ně dívám. Cosi mi říká, tam je střed. A všechno, my, Měsíc, Slunce, hvězdy, všecko letí v kruhu kolem něho."

    "U Herkula," zvolal Xenokrates rozmrzele, "co vás to posedlo mermomocí vystrkovat Zemi z klidu, udělat z ní poskoka i s vševládným Diem, honit ji kolem čehokoli, jen když se bude kolem toho servilně vrtět?"

    Anakrétos se nepohoršil: "Možná, že si to opravdu přejeme. Že se na centrum jaksi necítíme a že by nám bylo líp na periférii. Dosud jsme seděli na trůně co páni tvorstva a shovívavě dopouštěli, aby kolem nás tancovaly hvězdy. Najednou je nám v tom postavení trapno. Nezasluhujeme ho."

    "Ale Zeus přece..."

    "Třeba je trapno i jemu. A že by mu přišlo vhod, kdyby byl ještě někdo nad ním. Jak mu musí být, když ho ustavičně přesvědčujeme, že je všemocný, a přitom není s to hnout ani s námi. Pohleď, co jsme z jeho země udělali! Smetiště! Příroda je samý kozí bobek."

    Xenokrates truchlivě pokyvoval: "Kozy vyžraly kdejaký ostrov, už jsou to jen holé skály."

    "Vzduch je plný puchu. Kousek za městem nějaký Kréťan pálí v kotlech jakýsi neřád, prý ohromný objev, mají se prý tím natírat lodi. Už se tam nedá dýchat. Nebo tuhle jsem viděl Filóta, ano prosím, toho filozofa, jak močí do moře! Když ani filozof nepochopí ... Prosím, ať se lidé mlátí ve válkách, beze všeho, narodí se noví, ale pochcípané ryby v otráveném moři nikdo nenahradí."

    "Také tykve jsou nějak menší. A byliny ztrácejí sílu. Ať dneska někdo zkusí léčit svrab lékořicí, jak se kdysi úspěšně dělo. A lvi jsou také pryč. Kdysi jich tu prý bylo plno. Hledej dnes lva na Peloponésu."

    Sklíčeně zmlkli.

    "Řeknu ti," ozval se ještě Anakrétos, "že bych se docela potěšil, kdyby se Země ukázala jako nicotná kulička letící vesmírem, stejně jako milióny jiných zemí. Člověku by to jaksi zmenšilo odpovědnost za tu naši. Řekli bychom si, nevídáno, až nám kozy vyžerou poslední trs, až nebude co dýchat, až moře zmrtví, zbude spousta jiných zemí, vesmír nezahyne!"

    Ilja Hurník, Proč pláče Metuzalém a jiné povídky, vydala Nadace UM Brno, Georgetown Brno a Nauma Brno 1996

    Zvukový záznam přednášky, na jehož přípravě se podílel Roman Přichystal, je ve formátu mp3 a z praktických důvodů byl rozdělen na dvě části:

    Autor přednášky, Tomáš Gráf z Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě, nám laskavě poskytl i grafický doprovod (Powerpoint, 3,8 MB).
    [OBSAH]

    Žeň objevů 2000


    Po delší odmlce si vám dovolujeme naservírovat další lahůdku: zvukový záznam zajímavé a především premiérové přednášky Jiřího Grygara Žeň objevů 2000.
     
     Přednášky Jiřího Grygara jsou fascinující ze dvou důvodů. Jednak stále přitahují ohromné množství lidí (a přiznejme si to -- s nemalým zastoupením nejrůznějších lidových badatelů), jednak se vždy jedná o mimořádně koncentrovaný výtažek s nepředstavitelnou záplavou faktů.

    Vystoupení, které se ve středu 27. března 2001 uskutečnilo v prostorách brněnské hvězdárny, nebylo výjimkou. V jistém směru jsme však -- vlastně už tradičně -- u nás v Brně přeci jenom vybočili. Žeň objevů 2000 zde měla premiéru. A díky laskavosti Jiřího Grygara se ji nyní můžete, byť dodatečně, zúčastnit i vy.

    Zvukový záznam, na jehož přípravě se podílel Roman Přichystal, je ve formátu wav a z praktických důvodů byl rozdělen na dvě části:

    Obrazový doprovod 
    (kliknutím se zvětší)
    [OBSAH]

    Kruhy v obilí odhaleny!


    Kdo má na svědomí tajemné obrazce, které se každé léto objevují nejen v českých obilných lánech? Mimozemšťané? Křížící se biopole? Zmatená lesní zvěř? Nečekané spršky tachyonů? Výlevy psychotropní energie umocněné traverzním magnetismem? Nečekanou odpověď dostanete ze záznamu pořadu, jenž na podzim tohoto roku odvysílal Český rozhlas Ostrava.
     
    Záznam, který uveřejňujeme s laskavým svolením Českého rozhlasu Ostrava, je ve formátu mp3. Oproti originálnímu vysílání byl z pochopitelných důvodů zkrácen o vložené písničky.
    [OBSAH]

    Kolik stojí temné nebe?


    Problematika vzrůstajícího světelného znečištění se stává realitou i našem malém, českém životě. Jan Hollan, pracovník brněnské hvězdárny, měl na tohle téma velmi zajímavou přednášku na oslavách 20. výročí založení Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě.
     
     Proč venku svítíme? No přece, abychom i v noci viděli na cestu, na ostatní lidi, na jízdní řád na zastávce, na klíčovou dírku.

    Naši předkové k tomu užívali svítivý plamen, později pak i horké "punčošky" plynových lamp. U takových svítilen bylo těžké jejich světlo přesně směrovat, a tak obvykle býval zdroj světla viditelný ze všech stran jako nějaký maják. Ostatně nebýval moc silný a někdy snad jeho funkce jako orientačního bodu bývala důležitější než to, že osvětloval své blízké okolí.

    Uzavřené elektrické zdroje světla počínaje žárovkami už ale bývají nepříjemně světlé a je samotné nechceme vidět. Mají světlo posílat jen tím směrem, kam sami hledíme. K tomu mají mít kolem sebe zrcadlové plochy (tedy reflektor), a jen na jedné straně případně rovný průhledný kryt, chránící je před znečištěním či rozbitím.

    Špatné lampy
    Dnešní pouliční svítilny jsou většinou kombinací majáku čili orientačního bodu a skutečného svítidla, které má osvětlovat ulici pod sebou. Funkce majáku mohla být užitečná, pokud byly lampy velmi daleko od sebe a svítily jen málo. Dnešní světelné zdroje je ale zbytečné vidět. Nebývají tak daleko od sebe, že bychom mezi nimi šli temnou krajinou. Pokud je cesta osvětlená, maják v dálce není potřeba. Tím méně řada majáků.

    Proč jsou běžné svítilny takové, že nesměrují světlo jen do svého blízkého okolí, kde je skutečně žádoucí? Důvod je pravděpodobně následující: přestože od devatenáctého století používáme stále účinnější a silnější zdroje světla, pořád k nim nevědomky přistupujeme jako k loučím. Jenže moderní výbojky svítí tisíckrát víc!

     Lepší lampy
    Venkovní lampy, které svítí jen žádoucím směrem, nejsou neznámé. Odedávna se používají na železnici, aby osvětlovaly trať či kolejiště, nesvítily do očí a neztrácela se mezi nimi skutečná světelná signalizace. Zajímavé je, že dnes na dráze občas používají i běžná špatná svítidla, stačilo z nich sejmout "průhledný" spodní kryt, který rozptyluje a odráží světlo do nežádoucích směrů.

    I na vsích a ve městech často najdete lampy, které nesvítí do očí a světlo z nich míří jen dolů. Jsou to ty, jejichž spodní kryt odvál čas.

    Nejsou to ale lampy ideální, protože nemají nad výbojkou dokonalé odrazné plochy. Pokud je kdy měly, pak jsou dnes už zaprášené a zkorodované.

    Dobré lampy
    Ideální lampy se začaly hojněji používat až v osmdesátých letech ve Spojených státech. V případě, že jsou pořizovány z veřejných prostředků, se v některých městech a státech jiné už ani instalovat nesmějí.

    Čím se taková ideální lampa vyznačuje? Výbojka je obklopena dokonale odrážejícím aluminiovým reflektorem, který je zespodu uzavřen vodorovným sklem. Lampa tak vůbec nemůže svítit šikmo vzhůru do nebe a téměř všechno světlo se z ní dostává jen do užitečných směrů nakloněných dostatečně dolů. Při vhodném tvaru reflektoru a patřičném umístění výbojky osvětlují takové lampy právě jenom tu plochu, kterou osvětlovat mají.

    Stejného osvětlení cílové plochy se tak dosáhne se zhruba polovičním množstvím světla (a elektřiny) než u dnešních špatných lamp, a to "navěky", do lampy se totiž nedostane žádný prach.

    Ve skutečnosti lze spotřebu elektřiny snížit ještě více. Pokud nám lampy nesvítí do očí, můžeme osvětlení snížit více než o třetinu, a přece stejně dobře či lépe rozpoznáme vzdálené chodce či nerovnosti na chodníku. Staří lidé, v jejichž očích se rozptyluje mnohem více světla, získají ještě více. Na ulici osvětlené kvalitními lampami, ve kterých budou třikrát slabší výbojky, budou vidět podstatně lépe než předtím.

    Jsou takové lampy hodné třetího tisíciletí vidět i někde jinde než v Americe? Vlastně, moc vidět nejsou -- jsou totiž význačné právě svou nenápadností. Stále hojněji je můžete potkat ve Skandinávii, v Německu, v Rakousku, a dokonce občas už i u nás. Najdete je v Karviné, trochu horší jsou v Brně mezi nádražím a Novými Sady, jsou jimi osvětlené všechny větší ulice ve Svitavách.

    Příklady
    Použití lamp zakončených dole vodorovným sklem bylo nařízeno olympijským výborem při budování areálu na zimní hry 1994 v Lillehammeru. Díky tomu tam mají celou řadu typů dokonalých lamp, od parkových na vršku nízkého sloupu až po velké lampy na vysokých stožárech s výložníky. Zajímavé jsou norské lampy, které dole žádný kryt nemají -- tamní vzduch je zřejmě tak čistý, že se optické vlastnosti svítidel moc nezhoršují. Nechráněné výbojky jsou ale ve městě terčem pro výrostky...

     Ve Svitavách bylo hlavním motivem k přechodu na nové lampy něco jiného než dokonalé směrování světla: totiž velmi dlouhá životnost a odolnost proti vandalům. Za tři léta, co jsou tamní lampy v provozu, nikdo žádnou nerozbil. Českými průkopníky ve kvalitním osvětlování se stali vlastní pílí: lampy, které tehdy nebyly na českém trhu, skládali místní řemeslníci ze zahraničních komponent. Tak přišly město na pouhé čtyři tisíce korun za kus. Jedinou vadou na kráse je, že lampy nejsou montovány přesně vodorovně. Odchylky sice nejsou tak velké, aby lampy zdálky oslňovaly, ale není hezké, když je každá lampa jinak jasná. Ve směru kolmém k ulicím jsou některé nakloněny hodně, protože jsou umístěny na starých šikmých výložnících. Při výměnách stožárů už jistě budou namontovány podle vodováhy.

    Brněnský příklad trpí podobnou vadou, totiž že půlkulové lampy zavěšené nad tramvajovým kolejištěm jsou často nakloněné. Konstrukční vadou je, že zatímco z pohledu od nádraží lampy skutečně neoslňují, od Nových sadů jsou v nich patrné jasné světelné body, protože v soustavě reflektoru s výbojkou vznikají nežádoucí odlesky.

    V Brně jsou ale i příklady svítidel nových a přitom velice špatných. Snad nejhorší jsou kolem nové budovy ekonomicko-správní fakulty MU na rohu Lipové a Vinařské. Moc si s nimi nezadají lucerny na Dominikánské ulici. Anebo lampy nad Panskou mezi Radnickou a Masarykovou ulicí -- obsahují sice dobré halogenidové výbojky, ale oslňují až běda.

    Dostupnost
    Kvalitní trvanlivá (pro odborníky: s krytím alespoň IP65) svítidla s rovným sklem na spodní straně jsou dnes k dostání i na českém trhu a za přijatelné ceny. Některá stojí i méně než tři tisíce korun.

    Existují dokonce lampy, které se ve dne tváří jako historické plynové lucerny a přitom světlo směrují téměř dokonale, ty jsou ovšem dražší. Jsou také lampy tvaru skleněné koule, v noci slabě svítící do dálky, ze kterých ale jde 99 % světla skutečně strmě dolů. Dobré směrování světla mohou zkrátka poskytnout i svítilny, které uspokojí každého architekta. Pouliční lampy bychom ale měli posuzovat hlavně podle toho, jak slouží v noci. Jak vypadají ve dne, je druhořadé. Estetické hodnocení se ostatně vyvíjí právě podle toho, jak se mění chápání účelnosti. Určitě si vzpomenete na dost příkladů.

     Elektrické vybavení
    Na volbě výbojky a způsobu jejího napájení záleží méně než na vlastnostech svítidla. Poznamenejme jen, že vysokotlaké rtuťové výbojky by měly odcházet do historie, protože jsou málo účinné a s časem se to ještě zhoršuje. Nejběžnější vysokotlaké sodíkové výbojky by měly být někde nahrazeny ještě účinnějšími nízkotlakými (nad vozovkami a vůbec tam, kde nepotřebujeme vidět barevně), a jindy možná bílými halogenidovými (tam, kde na barvách opravdu záleží, např. v pěších zónách). Někdy ovšem stačí pouhá zářivka, rovná či zahnutá.

    Aby moderní výbojky vydržely svítit řadu let, jak výrobce garantuje, nesmí je zničit česká elektrická síť. Tak to totiž bývá: výbojky někdy vydrží třikrát méně, než by měly. Nejlepší ochranou je napájení výbojek moderními elektronickými předřadníky, které jsou kromě toho účinnější než obvyklé předřadníky s tlumivkou.

    V mnoha oblastech mohou lampy svítit jen podle skutečné potřeby, například pozdě v noci jen na třetinový výkon. Mohou se dokonce zapínat, jen když je někdo opravdu venku. V areálu, kde v noci nikdo být nemá, tím mohou prozradit nezvané hosty.

    Další výhody
    Dobrá venkovní svítidla, z nichž se line světlo milé barvy, které nepopírá, že je noc, ale činí ji příjemnou, mají řadu výhod. Majitel uvítá malou potřebu elektřiny i údržby. Občané uvítají, že začnou zase vidět své okolí místo spousty oslnivých světel.

    Osvětlené výlohy nebo fasády budov vyniknou, když nebudou soutěžit s mnohem světlejšími lampami. Ostatně takové dekorace mohou místy poskytovat tolik světla, že některé pouliční lampy mohou být docela vypnuty.

    Nad pěkně osvětleným městem či vesnicí může být vidět plno hvězd, třeba i z parku v centru města. Nezanikají mezi miliónkrát jasnějšími lampami a obloha nad městem bývá za bezměsíčných nocí tmavá. Vesmír je úchvatnější na vlastní oči než na televizní obrazovce. Je škoda se o takový zážitek připravovat hloupostí a ještě přitom plýtvat elektřinou.

    Dobré lampy nesvítí do oken a mnoho lidí může klidněji spát (hádejte, co lidi budívá v nocích kolem úplňku). Dokonce možná ubude nádorů -- před některými totiž chrání melatonin, který se v těle tvoří jen potmě.

    Klesne i noční kriminalita -- tu totiž oslnivé světlo neplaší, ale, jak se v praxi ukazuje, naopak podporuje.

    Jak začít Už nikdy z veřejných prostředků nekoupit lampu, která svítí pánubohu do oken. Nejpozději za dvacet let tak budou naše obce pěkné a milé i v noci.

    Řadu velmi užitečných informací týkajících se této problematiky najdete i na stránkách svetlo.astronomy.cz, které spravuje Sekce pro temné nebe při České astronomické společnosti.

    Záznam přednášky zveřejňujeme s laskavým svolením Jana Hollana a Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě. Digitalizaci provedl Tomáš Havlík.

    [OBSAH]

    Čeští astronomičtí krajánci


    Jiří Grygar měl na říjnových oslavách 20. narozenin Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě zajímavou přednášku o českých astronomech, které osud zavál za hranice české, případně československé republiky. Rádio Instantních astronomických novin bylo při tom.
     

    Záznam přednášky zveřejňujeme s laskavým svolením Jiřího Grygara a Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě. Digitalizaci provedl Tomáš Havlík.

    Obrazové podklady (repro Tomáš Havlík):

    [OBSAH]

    Klíčové objevy Hubblova kosmického dalekohledu aneb Galileo Galilei II


    Rádio IAN si vám po krátké odmlce dovoluje nabídnout přednášku Jiřího Grygara z Ostravského astronomického víkendu, který se na sklonu září uskutečnil na tamní hvězdárně. Záznam doprovází rozsáhlé texty a samozřejmě i kopie ukazovaných průsvitek.
     
     1. Galileo Galilei I
    Neozbrojené lidské oko dosáhne za tmy průměru zřítelnice až 8 mm a jeho úhlová rozlišovací schopnost pro dva stejně jasné objekty dosahuje až 1 úhlová minuta. Vyniká skvělou kvantovou účinností (0,5) a neuvěřitelným dynamickým rozsahem 1:107, ovšem jen v úzkém spektrálním pásmu s poměrem mezních vlnových délek pouze 1:1,8 pro méně citlivé čípky a monochromaticky (cca na 510 nm) pro podstatně citlivější tyčinky. Cílem prvních optických astronomických přístrojů tedy bylo zejména rozšíření sběrné plochy optiky v porovnání se zornicí a tomu odpovídající zvýšení úhlové rozlišovací schopnosti, neboť lidské oko bylo ještě dlouho jediným detektorem záření.

    První Galileův dalekohled zhotovený roku 1609 měl hlavní čočku o průměru 16 mm (f/60!) a zvětšoval až dvacetkrát. Měl ovšem omezené zorné pole na 9'; pohybem oka ve výstupní pupile se však dal přehlédnout celý úhlový stupeň. Ironií osudu neměl tento prototyp žádnou sférickou aberaci a dokonce ani barevnou vadu. O rok později si postavil Galileo docela solidní přístroj s průměrem čočky 58 mm (f/29), ale zacloněný na průměr 38 mm (f/45) se zvětšením 33x a zorným polem 8'. Zde se však již uplatnila malá sférická i barevná vada, ale mezní hvězdná velikost přístroje dosáhla přesto 8 mag; zisk jasnosti činil až 23:1 a úhlové rozlišení stouplo až šestkrát, tj. na 10".

    Vědecká zkušenost říká, že k zásadním objevům dochází pokaždé, když se výkonnost nějakého zařízení zlepší v určitém směru alespoň o řád, což -- jak patrno -- Galileovy dalekohledy bezpečně splňovaly dokonce ve dvou parametrech. Není divu, že se velké objevy dostavily v rozmezí let 1609-1611 velmi rychle, jak je z historie astronomie dobře známo.

    Replikou největšího Galileova dalekohledu je vskutku možné snadno sledovat Galileovy družice Jupiteru a fáze Venuše menší než 0,75. Neméně snadné je sledování kráterů a pohoří na Měsíci, rozlišení hvězd v Mléčné dráze a pozorování slunečních skvrn. Dlužno ovšem říci, že Galileova mapa Měsíce z prosince 1609 není nikterak přesná; nikoliv však vinou vad dalekohledu, nýbrž málo známé okolnosti, že Galileo byl spíše podprůměrný kreslíř. Prakticky určitě pozoroval Slunce v projekci na stínítko, takže není pravda, že si při pozorování sluneční rotace zničil oči. Oslepnutí ve stáří s jeho sledováním Slunce tedy nijak nesouvisí.

    2. Těžkopádný rozjezd HST, ale nadprůměrný výkon v půli trati
    Projekt kosmického teleskopu, jenž by především odstranil problémy astronomů s neklidem zemského ovzduší, visel ve vzduchu velmi dlouho -- dokonce již před praktickým začátkem kosmonautiky v roce 1957. Konkrétní podoby projekt nabyl na základě doporučení americké tzv. Whitfordovy komise v roce 1970.

    Nicméně realizace kosmického dalekohledu, jenž optický výkon by byl opravdu alespoň o řád lepší, než výtečné pozemní obří teleskopy kalibru palomarského pětimetru, se ukázala mimořádně tvrdým oříškem. Plánovaná cena zařízení byla podstatně překročena, když se ukázalo, jak obtížné je přesné navádění přístroje na nízké oběžné dráze kolem Země. Nízká dráha byla diktována kapacitou raketoplánu a požadavkem průběžné údržby teleskopu v průběhu patnácti let. To však přináší nemalá omezení, jelikož dalekohled nemůže pracovat v rozsáhlých okolích jasných těles -- Slunce, Měsíce a Země, což vyžaduje velmi důmyslné a těžkopádné manévrování při nastavování teleskopu na cíl a superpřesnou pointaci na 0,007" během dlouhých expozic.

    Plánování pozorování je složité také proto, že na takto nízké dráze nelze přesně spočítat budoucí polohu HST vůči Zemi. Chyba v očekávané poloze činí plných 30 kilometrů na dva dny dopředu a dokonce již 4000 km na 44 dnů dopředu.

    Původní termín vypuštění v roce 1983 se tak podstatně oddálil, což dále zkomplikovala tragická havárie raketoplánu Challenger roku 1986. Jak známo, Hubblův kosmický teleskop (HST) se dostal na oběžnou dráhu až koncem dubna 1990 a po dvou měsících testování se ukázalo, že tvar primárního zrcadla je vadný (2,4 m zrcadlo je příliš mělké, takže dalekohled vykazuje nezvládnutelně velkou sférickou aberaci), a dále že se dalekohled rozkmitává vinou tepelně příliš namáhaných úchytů slunečních panelů při přechodu z denní oblohy na noční a naopak.

    Obě tyto závady těžce poznamenaly plánovaný program prvních roků práce HST na oběžné dráze, neboť obrazy kosmických objektů se nedařilo dostatečně zaostřit a delší expozice byly problematické. Jediné přístroje, které tím příliš netrpěly, byly oba spektrografy (GHRS i FOS), jenže hůř dopadl rychlý fotometr HSP a největší potíže byly s oběma kamerami (WFPC i FOC), které prostě nemohly sledovat ty slabé objekty, kvůli nimž byl HST především konstruován, neboť citlivost teleskopu byla o plné dva řády horší, než požadovala specifikace. Sférická aberace primárního zrcadla naštěstí příliš nezhoršila výtečnou rozlišovací schopnost dalekohledu, danou pouze velikostí (průměrem) zrcadla a dosahující bezmála teoretické difrakční meze. Polohy hvězd až do 17 mag pomocí pointerů FGS dosáhly přesnosti 0,003".

    Desetitisící expozice kamerou WFPC se uskutečnila již koncem listopadu 1992 a celkový pozorovací archiv HST dosáhl kapacity 400 GB (na 200 optických discích). Celková účinnost HST se zvedla na požadovaných 36 procent a přímá pozorovací účinnost pro vědecké účely na 10 procent. V téže době však misi začalo ohrožovat selhávání pointačních gyroskopů -- z původních šesti fungovala už jen polovina a další selhání by znamenala přerušení práce s přístrojem.

    Ke cti NASA je třeba s odstupem času konstatovat, že příslušní odborníci velmi rychle nalezli příčinu všech obtíží a tak umožnili zvolit optimální postupy pro jejich odstranění. Z různých variant byla vybrána jako nejlepší řešení korekční optická aparatura COSTAR v ceně 30 milionů dolarů a tepelná izolace úchytů panelů při prvním údržbě teleskopu koncem roku 1993. Logickým krokem byla i výměna všech gyroskopů. Obětí tohoto řešení se však stal jinak velmi kvalitní rychlý fotometr HSP, na jehož místo byl COSTAR jako blok zasunut. V mezidobí se nastalé problémy řešily úpravami počítačových programů pro řízení HST (potlačení kmitů sluneční panelů) a programů pro redukci snímků (počítačové zaostření výsledných snímků ze znalosti funkce optické neostrosti v důsledku nesprávného tvaru primárního zrcadla). Přestože si obě opravy vyžádaly nemalé náklady, bohatě se vyplatily: při testech počátkem roku 1994 se ukázalo, že HST má nyní lepší technické parametry, než předpokládala původní specifikace.

    Jeho mezní hvězdná velikost vzrostla o 2 mag na 29 mag (zisk proti Galileovu dalekohledu o více než 8 řádů!) a rozlišovací schopnost vzrostla na 0,043" (zisk proti Galileovi pouhých 2,5 řádů) na vlnové délce 486 nm (před opravou 0,066"). Do kotoučku o poloměru 0,1" se před opravou soustřeďovalo jen 15 procent světla z bodového zdroje, kdežto po opravě téměř neuvěřitelných 85 % (původní specifikace žádala 70 %). Zmenšila se však velikost užitečného zorného pole kamery FOC z 11' na 7,3' a ztráty světla na korekční optice představují plných 20 % dopadajícího záření. Chris Burrows popsal tuto klíčovou opravu parafrází slavného Armstrongova výroku: "Je to malá změna pro zrcadlo, ale velký skok pro astronomii".

    HST si však ještě v roce 1994 prožil novou slabou chvilku skoro v nejméně vhodný okamžik, když 5. července zamrzl v klidové poloze vinou poruchy paměti palubního počítače. Když technici poruchu identifikovali a vadný úsek paměti odpojili, signalizovala telemetrie výpadek gyroskopů, ale naštěstí se brzy ukázalo, že jde o chybu obslužného softwaru, zatímco gyroskopy se vrtí bez problémů. Tak mohl být HST 9. července 1994 opět spuštěn -- právě včas, aby mohl sledovat očekávané dopady úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter!

    Koncem června 1996 pořídil HST již 100 000. snímek oblohy (o čtyři roky dříve, než se původně plánovalo) a v únoru 1997 se uskutečnila druhá údržba HST, při níž byly spektrografy GHRS a FOS nahrazeny mnohem účinnější kombinací kamer a spektrografů i pro blízké infračervené pásmo STIS a NICMOS. Bohužel, teplé spojení v aparatuře NICMOS způsobilo předčasné vyčerpání zásoby tuhého dusíku již počátkem ledna 1999, namísto plánovaného počátku roku 2002.

    Koncem roku 1998 obsahoval archiv HST na 150 tisíc snímků oblohy. To už byl však na obzoru další problém, spočívající opět v nespolehlivých setrvačnících. NASA proto přeložila první část další plánované údržby z roku 2000 na říjen 1999, jenže termín se kvůli technickým problémům s raketoplánem nepodařilo dodržet a mezitím selhal čtvrtý setrvačník, takže od poloviny listopadu byl HST poprvé během své historie dlouhodobě zazimován až do konce vánoční opravy, jež se naštěstí v posledním možném termínu před přechodem letopočtů báječně vydařila. Lednové testy v roce 2000 přesvědčivě ukázaly, že HST je tč. v podstatně lepším technickém stavu, než byl v době vypuštění, na čemž má koncepce údržby z paluby raketoplánů rozhodující podíl.

    V dubnu 2000 vydala americká pošta sérii pěti známek se snímky galaxie NGC 1316 a čtyř divukrásných mlhovin, pořízených opraveným HST v prvotřídní kvalitě.

    Při rekapitulaci desetiletého provozu HST statistika praví, že bylo pozorováno přes 13600 objektů a uskutečněno celkem 271 tisíc pozorování; ve vědeckém archivu je 3,5 TB údajů, z nichž naprostá většina je bezplatně přístupná světové vědecké veřejnosti (po uplynutí roční ochranné lhůty, kdy na data má obvykle právo jen řešitel projektu). Externí uživatelé využívají denně pomocí internetu minimálně 20 GB dat. Na základě pozorování z HST bylo za 10 let uveřejněno v recenzovaných časopisech celkem 2650 vědeckých prací.

    Příští údržba je plánována na červen 2001, kdy dostane novou kameru ACA, a poslední na rok 2003, kdy už nebude potřebný korekční systém COSTAR, jenž nahradí nový ultrafialový spektrograf COS. NASA předběžně počítá s provozem HST i po konci jeho nominální životnosti v roce 2005, ale nikoliv s další údržbou či obměnou přístrojů. Není vyloučeno, že na své konci životnosti bude HST snesen v raketoplánu zpět na Zemi jako potenciální muzeální exponát. Nejpozději roku 2009 by měl totiž odstartovat daleko výkonnější kosmický dalekohled příští generace (NGST) se segmentovaným zrcadlem o průměru 8 m, umístěný v Lagrangeově bodě L2 ve vzdálenosti cca 1,5 milionu km na straně odvrácené od Slunce. Za řídící pracoviště NGST byl vcelku pochopitelně vybrán stávající Ústav pro kosmický teleskop, v jehož vedení se postupně střídali R. Giaconni, R. Williams a S. Beckwith.

     3. Klíčové projekty
    Koncepce vědeckého využití HST vychází z hierarchické struktury plánovaných vědeckých projektů. Do nejvyšší třídy patří tzv. klíčové projekty, jež nelze uskutečnit vůbec žádnou jinou dostupnou technikou,a přitom mají závažný význam pro rozvoj důležitých partií astronomie a astrofyziky. Klíčové projekty byly proto řešeny přednostně, jakmile to technický stav HST po roce 1993 dovoloval. Dále následovaly projekty, vybírané na základě cyklického konkursního řízení speciální porotou; k tomu pak aktuální projekty, schvalované přímo ředitelem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore a konečně byl menší zlomek (0,5%) vyhrazen projektům astronomů-amatérů.

    Počítáme-li kvalitu projektů dle poměru přijatých a podaných, tak se na špici drží Holanďané se 44 % úspěšností, následování britskými astronomy se 40 %, Francouzi s 38 % a Kanaďany s 37 %. S odstupem pak následují američtí astronomové (29 %) a Italové (16 %). Pokud je mi známo, jen dva naši krajané zatím dostali pozorovací čas na HST, a to dr. Ivan Hubený z Goddard Space Flight Center (vysokodispersní spektroskopie hvězd) a prof. Miroslav Plavec (těsné dvojhvězdy).

    3.1. Hubblova konstanta Ho Naprosto nejklíčovějším úkolem HST mělo být zpřesnění hodnoty Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru Ho (v jednotkách km/s/Mpc), jejíž převrácená hodnota dává horní mez stáří vesmíru ve standardním kosmologickém modelu velkého třesku. Prakticky to znamenalo určovat vzdálenosti galaxií v kupě v Panně pomocí cefeid, jež jedině HST dokáže v této vzdálenosti (kolem 20 Mpc) rozpoznat. Projekt se mohl rozběhnout až po instalaci korekční optiky primárního zrcadla, tj. od jara 1994.

    Velké týmy autorů získaly potřebné údaje pro desítky cefeid v každé z vybraných galaxií, ale výsledek celého snažení není úplně uspokojivý. Výsledné hodnoty Ho jsou stále zatíženy řadou vnitřních i vnějších chyb a nejistota v určení Ho činí stále kolem 15 procent, nepočítáme-li s rizikem soustavných chyb, které vůbec nejsou vyloučeny. Tak např. probíhá rozsáhlá debata, zda lze přímo srovnávat cefeidy v různých galaxiích s různou metalicitou. Za druhé je dosud zcela nejistá vzdálenost Velkého Magellanova mračna, kde spolu soupeří "krátká" a "dlouhá" stupnice, podle toho, které typy hvězd bereme za základ pro určení vzdálenosti této zcela nejbližší cizí galaxie.

    S nepříliš velkou jistotou lze říci, že výsledná hodnota Ho bude nakonec blízká číslu 65, což dává horní hranici stáří vesmíru kolem 14 miliard let.

    3.2. Hubblova hluboká pole (HDF)
    S tímto projektem se před startem vůbec nepočítalo. S nápadem přišel až druhý ředitel Ústavu pro kosmický teleskop Robert Williams, jenž mu zasvětil značnou část vyhrazeného "ředitelského" pozorovacího času. Astronomové nejprve vybrali vhodnou oblast na obloze, kde podle dosavadních vědomostí nevadí extinkce světla v Mléčné dráze a kde v zorném poli širokoúhlé kamery HST nebyly žádné objekty jasnější než 20 mag. Takto vybrané pole v souhvězdí Velké medvědice (souřadnice centra pole činí: alfa = 12h 36m 49s; delta = +62 12o 58") o plošné výměře 4 čtverečních minut bylo koncem prosince 1995 snímkováno po dobu 100 hodin ve čtyřech filtrech (UBVI) s mezními hvězdnými velikostmi po řadě 27; 29,5; 29,5 a 28,5 mag.

    R. Williams též rozhodl, že snímky budou ihned po základním předzpracování uvolněny pro veřejnou potřebu, což neobyčejně zpopularizovalo celý projekt, který se stal doslova zlatým dolem pro odborníky a zdrojem obdivu široké laické veřejnosti. Na složeném barevném snímku lze rozpoznat na 3000 galaxií, kdežto jenom několik desítek hvězd naší Galaxie. Je zcela nepochybné, že nejslabší objekty na záběru HDF-N patří k nejvzdálenějším objektům v pozorovaném vesmíru, tedy i k nejstarším útvarům z doby, kdy vesmír měl pouhých 10 procent dnešního stáří.

    Slabost vzdálených objektů neumožňuje pořídit jejich kvalitní spektra, i když se o to v poslední době pokoušejí pomocí velkých spektrografů astronomové, pracující s desetimetrovým Keckovým dalekohledem. Nicméně čtyřbarevná fotometrie dokáže do jisté míry nahradit spektroskopii a tak lze odhadnout, že nejvíce zobrazených galaxií v poli HDF-N má červené posuvy z v rozmezí hodnot 1 - 2 a nejvzdálenější objekty mají z>6.

    Úspěch projektu, jemuž byla posléze věnována samostatná vědecká sympozia, přiměl Williamse k opakování projektu také na jižní polokouli v souhvězdí Tukana (souřadnice centra pole: alfa = 22h 32m 56s, delta = -60 33o 02"). Pole HDF-S bylo snímkováno koncem října 1998 po dobu 125 hodin souhrnné expozice, a to nejenom širokoúhlou kamerou WFPC2 obdobně jako pole severní, ale též novými aparaturami STIS a NICMOS. STIS dále snímala okolí úhlově blízkého kvasaru J2233-606, jenž posloužil fakticky jako bodový reflektor, ozařující scénu HDF-S zezadu. Výsledky byly opět uvolněny pro všeobecnou potřebu již měsíc po vlastní expozici a tu se ukázalo, že nové přístroje umožňují zachytit objekty ještě dvakrát slabší než kamera WFPC2. Proto bylo pole HDF-N sledováno dodatečně kamerou NICMOS a vskutku se ukázalo, že na snímku navíc nejméně 100 slabých a převážně infračerveně zářících galaxií.

    Pokud by se podařilo systémem HDF prohlédnout celou oblohu, což by ovšem zabralo 900 tisíc let pozorovacího času, bylo by tak možné úhrnem zaznamenat na 125 miliard galaxií!

    3.3. Supermasivní černé díry
    Vynikající rozlišovací schopnost HST umožnila studovat podrobně oblasti jader bližších galaxií. Především v galaxii M 31 v Andromedě, ale pak zejména v obří eliptické galaxii M 87 v kupě v Panně se tak podařilo odhalit jasná bodová jádra, jejichž hmotnosti se pohybují v rozmezí od 1.106 do 3.109 Mo. Měřením pohybů hvězd v okolí těchto jasných jader lze při známé vzdálenosti galaxie od nás určit i postupnou oběžnou rychlost hvězdy, tj. z Keplerova zákona i hmotnost a rozměry jádra. Dnes lze tudíž s velkou pravděpodobností tvrdit, že rozměr jader odpovídají dobře Schwarzschildovým poloměrům příslušně masivních černých děr. Zdá se, že téměř všechny klasické spirální galaxie mají ve svém nitru supermasivní černé díry, úměrné hmotnosti celé galaxie. To naznačuje, že vznik supermasivních černých děr souvisí se samotným způsobem, jak vznikají galaxie.

     3.4. Vznik a vývojová stádia hvězd
    HST byl neobyčejně úspěšný při hledání hvězdných kolébek v nejrůznějších plynoprachových mlhovinách. V obří mlhovině v Orionu M42 našel i protoplanetární prachové disky kolem velmi mladých hvězd, tzv. proplydy. Možná nejnádhernějším snímkem HST se staly barevné kompozice Orlí mlhoviny M 16 v souhvězdí Hada, jež zobrazují tmavé pilíře chladného plynu a prachu, ohraničené světlými lemy a "prsty", na jejich špičkách evidentně vznikají hvězdy přímo před našima očima. HST pomocí aparatury NICMOS rovněž kvalitně zobrazil Pistolovou mlhovinu ve Střelci v infračerveném pásmu, vzdálenou od nás téměř 8 kpc a zastíněnou hustými mezihvězdnými mračny. Mateřská hvězda, ozařující mlhovinu, patří k nejsvítivějším hvězdám, které známe ( 4.106 Lo).

    Když v únoru 1992 vzplanula jasná nova v Labuti (V1974 Cyg), poskytlo to již v květnu 1993 příležitost poprvé zobrazit rozpínající se obaly kolem vybuchnuvšího bílého trpaslíka a odtud mj. určit vzdálenost novy trigonometrickou cestou (cca 1,8 kpc), což dává možnost kalibrovat i vzdálenosti nov, určené běžnými nepřímými metodami.

    Podobně se podařilo rozlišit podrobnosti rozpínajících se obálek a prstenců kolem pozůstatku supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, jež vzplanula ještě před startem HST. V posledních dvou letech HST nalézá zjasnění v rovníkovém prstenci, jež jsou způsobena interakcí rázové vlny z výbuchu supernovy s mnohem pomaleji postupující plynnou obálkou červeného veleobra, který supernovu vývojově předcházel. Rychlý fotometr HSP však nenašel žádné příznaky výskytu optického pulsaru ve zbytku supernovy, což budí dohady, že neutronová hvězda dlouho nevydržela a zhroutila se posléze spontánně na černou díru.

    HST se zdařilo velmi kvalitně zobrazit osamělou neutronovou hvězdu 25 mag v pozůstatku po supernově Geminga v Blížencích a určit tak i její vlastní pohyb. Naprosto rozhodující úlohu pak sehrál HST při hledání optických dosvitů po zábleskových zdrojích záření gama. Jeho výtečná citlivost umožnila studovat některé dosvity tak dlouho, až se na pozadí vynořila mateřská galaxie. Tak se nezávisle potvrdilo, že většina těchto zdrojů leží v kosmologických vzdálenostech, což lze považovat minimálně za objev desetiletí.

    Stejně tak se zdařilo zobrazit povrchu veleobrů typu Betelgeuze či blízkých mirid (R Aqr, R Leo, W Hya) -- jde vesměs o vůbec první zobrazení povrchů hvězd, vzdálenějších než Slunce. Tyto hvězdy zřejmě vůbec nejsou kulově souměrné a na jejich povrchu se vyskytují horké i chladné skvrny velkých rozměrů.

    Snad vůbec nejpůsobivější záběry HST se týkají planetárních mlhovin s často až neuvěřitelnou strukturou a morfologií. Zvlášť snímky Prstencové mlhoviny v Lyře (M 57), Hlemýždě (Helix) ve Vodnáři a Eskymáka (NGC 2392) patří k opravdovým hvězdným zážitkům, což ovšem znamená i velký pokrok v chápání jednotlivých vývojových etap hvězd na hlavní posloupnosti.

    3.5. Dopad komety na Jupiter
    Když byla v roce 1993 objevena podivná kometa Shoemaker-Levy 9, brzy se díky HST ukázalo, že se skládá z více než 22 oddělených jadérek s vlastními komami a chvosty. Z výpočtů pak jednak vyplynulo, že se kometa stala gravitačním zajatcem Jupiteru už někdy počátkem XX. stol., a dále že prodělala těsné přiblížení k planetě v roce 1992, kdy byla právě roztrhána slapy na jednotlivé úlomky, jež se tím probudily k novému životu. Následně se ukázalo, že osud úlomků je zpečetěn, jelikož se v průběhu července 1994 postupně srazí s Jupiterem.

    Pozorování HST ukázalo jednak slapové protažení úlomků těsně před dopadem na planetu a jednak tmavé oválné skvrny na místě dopadu. V několika případech se podařilo zjistit i kometární hřiby, vystupující do výšky několika tisíc km nad atmosféru po výbuchu tzv. ohnivé koule v samotné atmosféře. Materiál z hřibů se pak po balistických drahách vracel zpět do atmosféry planety a tak se podařilo objasnit celý složitý děj průběhu unikátní kosmické srážky. Ani tento pozorovací projekt nebyl přirozeně předvídán. Ukazuje se, že štěstí stálo na naší straně; srážky komet s Jupiterem se odehrávají v průměru jednou za tisíc let.

    3.6. Povrchy planet
    Ačkoliv se může zdát, že jde o vytažení kanónu na vrabce, pozorování planet Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a Pluto přineslo jedinečné záběry, nevídané od časů kosmických sond (někdy se proto HST přezdívá "Voyager 3") a v případě Pluta naprosto první úspěšné zobrazení povrchu Pluta. Velký význam mělo snímkování Saturnu v roce 1995 během krátkých chvil efektivního "zmizení" prstenů, kdy se podařilo jednak určit rozměry stavebních kamenů prstenů na desítky metrů a jednak souhrnnou tloušťku prstenů na jeden kilometr.

    4. Archiv HST
    Archiv HST je velmi pečlivě koncipován jako dlouhodobý zdroj mimořádně kvalitních dat pro nejrůznější astronomické studie. Existence ochranné lhůty sice dává výhodu nositelům schválených a realizovaných pozorovacích projektů, ale zkušenost ukazuje, že druhotné využití dat je často stejně cenné pro pokrok astronomie právě díky snadnosti, s níž se může i velmi vzdálený účastník orientovat v pořízených záběrech objektu, který ho z jakéhokoliv důvodu zajímá. Právě úspěch ve využívání archivu HST vede nyní mezinárodní astronomické společenství ke koncepci Virtuální astronomické observatoře, která by byla jedinečným a univerzálním skladištěm všemožných údajů z pozemních i kosmických aparátů a umožnila by tak všem kvalifikovaným lidem neobyčejně důmyslné studie i tehdy, když by autoři neměli přímý přístup k žádnému konkrétnímu přístroji. Dost možná to bude největší změna ve způsobu pěstování astronomie v příštím století.

    5. Odkaz HST
    HST navzdory všem průtahům před startem, kolosálním nákladům kolem 5 miliard dolarů (přístroj je dražší, než všechny pozemní dalekohledy od toho prvního Galileova až po šestnáctimetr VLT v Chile) a pomalému náběhu na plný výkon se nepochybně stal předělem ve způsobu, jak se ve XX. století astronomie rozvíjela. Jak poznamenal pracovník Ústavu pro kosmický teleskop R. W. Smith, jde o "takový typ astronomie, který by zaručeně ani sám Edwin Hubble nepoznal".

    Pozn.: Každému zájemci s přístupem na internet lze nanejvýš doporučit pokochat se snímky, pořízenými jako tzv. Hubblův odkaz, na URL adrese: http://heritage.stsci.edu.

    Jiří Grygar

    Záznam přednášky proslovené na již osmém Ostravském astronomickém víkendu, který se uskutečnil v prostorách Hvězdárny a planetária Johanna Palisy 23. a 24. září 2000, je ve formátu mp3:

    obrázky k přednášce
    (po kliknutí se zvětší)
    [OBSAH]

    Jak se rodí letní hvězdy?


    Pokud se chcete dozvědět, jak je to doopravdy se slavnými "Sloupy stvoření", proč se Laguna jmenuje laguna, a odkud se berou letní hvězdy, stačí naladit Rádio Instantních astronomických novin.
     
     Přednáška "Jak se rodí letní hvězdy", kterou si mohou naši čtenáři poslechnout, byla vlastně definitivní tečkou za cyklem "Živé obrazy". Mohl bys nám tento bezesporu legendární seriál představit?

    Rád, zvlášť proto, že tento několikaletý cyklus přednášek je legendární možná na Kraví hoře, ale prakticky neznámý mimo Brno, částečně proto, že se Obrazy konaly ve všední dny, vždy večer první pondělí v měsíci. Je to jako s těmi Cimrmanovými pohádkami, které získaly světový věhlas, zvláště na Litoměřicku.

    Živé obrazy byly přednášky o jednotlivých zajímavých objektech na nebi, a jejich cílem bylo podat ucelený obraz od objevu a nejstarší historie až po nejnovější astrofyzikální pozorování a teoretické studie. Mezi nejlepší patřila asi přednáška o Plejádách, která byla obzvlášť bohatá a taky se podle toho pořádně protáhla, tuším že na tři hodiny. Oživoval jsme i obrazy jiných známých objektů, například mlhoviny M42 v Orionu (a vlastně celé OB asociace do které patří), Algola, Krabí mlhoviny, galaxie M31 v Andromedě, Siria, jarní kulové hvězdokupy M5, Mizara s Alkorem a Hvězdou Ludvíkovou, a řady dalších, například našeho Slunce. Některé přednášky jsem věnoval několika objektům, například část nazvaná "Od čeho je vítr" byla o hvězdách, u nichž může každý pomocí malého spektroskopu vidět na vlastní oči hvězdný vítr, například P Cygni a Wolfovým-Rayetovým hvězdám.

    Základem přednášek byly komentované obrázky -- diapozitivy, grafy, video (u Plejád jsme například promítali část klasického Spielbergova filmu Blízká setkání třetího druhu), projekce různých animací na počítači, pokusy (třeba míchání reflexní mlhoviny, o něm je zmínka i v dnešní přednášce o mladých letních hvězdách), a také pozorování daného objektu dalekohledem brněnské hvězdárny, ovšem to se kvůli počasí povedlo jenom výjimečně, Murphyho zákony fungují spolehlivě.

    Nevím, kolik těch přednášek dohromady bylo, tipoval bych něco kolem dvaceti, a doufám, že pro ty, kteří je viděli, byly zajímavé. Rozhodně pro mě byly hodně poučné a užitečné, ujasnil jsem si spoustu věcí, ať už při jejich přípravě, nebo při debatách v jejich průběhu.

    Snad mohu prozradit, ze obzvlášť poslední přednášky souvisely s tvojí chystanou knihou. Lze nahlédnout pod pokličku a prozradit, jak bude vypadat?

    Před několika měsíci jsem s americkým vydavatelstvím Willmann-Bell (vydalo například oblíbený atlas Uranometria 2000.0) podepsal smlouvu na knihu o dvaceti nejzajímavějších objektech na nebi. Zatím není jasné, jak se bude jmenovat, pracovní název je Introduction to the Jewels of the Night Sky. Každý objekt má svou vlastní kapitolu (plánovaný rozsah je 15 až 35 stran formátu A4), která předkládá jeho ucelený portrét podobně jako Živé obrazy.

    Kromě biografie konkrétního objektu jde také o to přiblížit na jeho příkladu obecné astrofyzikální principy a koncepce. Například kapitola o Plejádách je čtením nejenom o této krásné zimní hvězdokupě, ale také o otevřených hvězdokupách obecně, o tom, proč si myslíme, že tyto hvězdy společně vznikly, o hlavní posloupnosti, HR diagramu, o Be hvězdách (mezi ně patří Pleione), hnědých trpaslících, a samozřejmě i o reflexních mlhovinách.

    Kniha samotná bude černobílá aby se snížily výrobní náklady a byla pak dostupnější širšímu okruhu zájemců o astronomii, ale máme v plánu vydat současně i CD-ROM na kterém by byly barevné verze obrázků a další elektronické věci, animace, zvuky a podobně. Hodně záleží na tom, kolik budou stát svolení k reprodukci, protože za publikaci snímků na CD se platí často mnohem víc, než za otištění v knize.

    Deadline, tedy termín, kdy musím odevzdat rukopis je konec října letošního roku, takže teď jsem v pilné práci. To obnáší nejenom vlastní psaní, ale také dolaďování znalostí, tvorbu obrázků, rozsáhlou korespondenci kvůli použití cizích obrázků (řada z nich bude původní, alespoň v populární literatuře, a ke každému musíme mít svolení k použití) a řadu dalších věcí. Kdy nakonec vyjde netuším, ale určitě se to čtenáři IAN dozví včas. Co se týká české verze, zatím jsme o ní neuvažovali, a nevidím ji moc reálně, protože trh tady je velmi omezený a náklady jsou poměrně velké.

    Děkuji za rozhovor.
    Ptal se Jiří Dušek.

    Přednáška "Jak se rodí hvězdy" zazněla v pondělí 5. června v sále Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně. Její záznam ve formátu RealPlayer byl rozdělen na dvě části:

    obrázky k přenášce:
    (po kliknutí se zvětší)
    Mlhovina M8 ve Střelci, známá Laguna, je letním protějškem proslulé mlhoviny v Orionu. Na tmavé a čisté obloze je vidět i pouhým okem a její nejjasnější část zvaná Přesýpací hodiny (v pravé části mlhoviny a ve výřezu) je nápadná v dalekohledu i když se poblíž nachází Měsíc v úplňku. Hvězdokupu NGC 6530 v levé části mlhoviny objevil už v roce 1680 John Flamsteed při pozorování hvězdy 9 Sgr (nejjasnější hvězda v mlhovině). Ta společně s hvězdou Herschel 36 tento plynný oblak ionizuje a tím i zviditelňuje.
    "Zdálo se, že je zde otvor do nebe, kterým pohled vnikal do zářeplné oblasti". Tato slova sice holadský hvězdář Christian Huygens použil na konci 17. století při popisu Velké mlhoviny v Orionu (M42), vztahují se však s obdivuhodnou výstižností na nejjasnější část mlhoviny Laguna (M8) ve Střelci. Snímek Hubblova kosmického dalekohledu (HST) ukazuje Přesýpací hodiny v nepravých barvách a je kombinací snímků pořízených ve třech vlnových délkách (ionizovaná síra [SII] kolem 673 nm -- červeně, dvakrát ionizovaný kyslík [OIII] u 500 nm -- modře a čára H alfa vodíku 656 nm -- zeleně). Jasná hvězda vpravo od Přesýpacích hodin je Herschel 36.
    Mlhovina Trifid (M20) ležící v těsném sousedství Laguny už sice není tak nápadným objektem, ale zato je učebnicovou ilustrací rozdílu mezi mlhovinami reflexními (modrá severní část), kdy je světlo hvězd spektrální třídy B2 a pozdější rozptylováno prachem, a mlhovinami emisními (červená až purpurová jižní část), ve kterých je plyn ionizován ultrafialovým zářením horkých hvězd. Šipka označuje část viditelnou na následujícím snímku z Hubblova dalekohledu.
    Hubblův dalekohled schopný rozlišit velmi malé detaily vesmírných objektů odhalil také podivuhodný útvar v jižní části Trifidu, který na tomto snímku na první pohled připomíná trochu pokřivenou stopu planetky. Ve skutečnosti jde o proud plynu, jet, který vytryskl z nově se rodící hvězdy. Barevné podání je stejné jako u snímku Přesýpacích hodin (viz výše).
    Rozložení energie v ultrafialovém spektru hvězd s různou teplotou, podle modelů jejich atmosfér spočítaných Ivanem Hubeným. Vlnová délka na vodorovné ose je v nanometrech, plocha pod křivkou je úměrná energii vyzářené z jednotkové plochy na povrchu hvězdy o teplotě 50 000 K (modře), 30 000 K (oranžově), 25 000 K (zeleně) a 16 000 K (červeně). S klesající teplotou klesá dramaticky nejenom celková vyzářená energie, ale především energie vyzářená na vlnových délkách kratších než 91 nanometrů -- pouze takové záření je schopné ionizovat vodík a proměnit tak oblak plynu a prachu ve svítící emisní mlhovinu.
    Procesy vedoucí k modravému zbarvení reflexních mlhovin krásně ilustruje pokus popsaný ve Feynmanových přednáškách z fyziky. Potřebujete k němu pouze kádinku nebo obyčejnou sklenici, vodu a dvě běžné chemikálie – thiosíran sodný, používaný jako ustalovač, a zředěnou kyselinu sírovou, používanou například do akumulátorů. Při pokusu buďte opatrní, i zředěná kyselina ja žíravinou! Dalším úskalím je to, že při pokusu vzniká štiplavý oxid siřičitý, ale naštěstí jen v mizivém množství. Když smícháte roztok thiosíranu (několik kávových lžiček na půl litru vody) a roztok kyseliny (pár kapek na stejné množství vody), dostanete opět čirou kapalinu, která nevypadá nijak pozoruhodně. Po chvíli však získá modrý nádech, pak jasně modrou barvu, která pak pozvolna bledne a tekutina získává mléčný vzhled (pokud je žlutá, jsou roztoky příliš koncentrované). Tyto změny mají na svědomí částečky síry, které se ze směsi postupně vylučují a zvětšují svou velikost. Na začátku jsou malé ve srovnání s vlnovou délkou světla a rozptylují modré světlo mnohem víc, než světlo delších vlnových délek, postupně však rostou, přestanou dávat přednost některé vlnové délce a rozptýlené světlo je opět bílé.
    Jinou letní emisní mlhovinou a zároveň oblastí, kde se rodí nové hvězdy je Labutí mlhovina M17, zvaná také Omega. V astronomické literatuře se podobné objekty často označují jako oblasti ionizovaného vodíku neboli HII oblasti. Ionizovaný vodík je však jen směsí protonů a elektronů, které se pohybují v podstatě nezávisle na sobě a nejsou schopné vyzařovat světlo v emisních čarách. Ty mají svůj v atomech neutrálního vodíku, které právě vznikly rekombinací při setkání elektronu a protonu a přechazí z excitovaného stavu do stavu základního.
    Portrét mlhoviny na vlnových délkách kolem 2 mikrometrů. I když toto blízké infračervené záření prochází mezihvězdným prachem mnohem lépe než viditelné světlo, mračno molekulárního vodíku v pravé části, zdroj materiálu pro nové hvězdy, je přesto nápadné jako temný oblak.
    Orlí mlhovina (M16), která leží už za hranicemi souhvězdí Střelce, v Ocasu Hada, na snímku známého australského astronoma Davida Malina. Označení M16 se striktně vzato vztahuje jen na hvězdokupu NGC 6611 vpravo nahoře, která obsahuje i několik hvězd třídy O ionizujících plyn v mlhovině. Ve střední části mlhoviny je vidět temná sileta tří sloních chobotů, hustších oblastí v původním oblaku molekulárního vodíku, které destrukčním účinkům ultrafialového záření hvězd odolávají déle než materiál v jejich okolí.
    Jeden z nejkrásnějších astronomických snímků všech dob, detail sloních chobotů v Orlí mlhovině (M16), ukazuje jak ionizující ultrafialové záření O hvězd osvětluje povrch hustších částí molekulárního oblaku a postupně ho ničí i na vzdálenost několika světelných let. Barvy je nutné brát opět s rezervou (podání je stejné jako u smínku Přesýpacích hodin nahoře, to znamená, že například snímek v červené čáře vodíku je zde zelený).
    Malé zhustky nad povrchem nejdelšího sloního chobotu, většinou ještě spojené s původním molekulárním oblakem, dostaly v původní tiskové zprávě komentující tyto snímky z HST přezdívku EGG, což je zkratka z anglického Evaporating Gaseous Globules (vypařující se plynné globule), ale také to znamená Vejce. Autoři snímků se totiž domnívali, že tyto zhustky jsou stlačovány okolním ionizovaným plynem a v jejich středu vznikají nové málo hmotné hvězdy. Pátrání po těchto nově zrozených hvězdách v IR a radiové oblasti (kde je zeslabení prachem minimální) však odhalilo jen několik málo kandidátů, a nelze vyloučit, že jde o náhodnou shodu polohy hvězd pozadí a vajíček v M16.
    Historický HR diagram hvězdokupy NGC 6611 (v mlhovině M16) z práce Merle Walkera z roku 1961 naznačoval, že kupa kromě hmotných horkých hvězd obsahuje také mladičké hvězdy nižších váhových kategorií, které jsou ještě ve stavu gravitačního smršťování. To jsou ty, které se v diagramu nacházejí vpravo od hlavní posloupnosti nulového stáří (zakreslená plnou čarou). Novější a přesnější fotometrické studie hvězdokupy, které vzaly v úvahu neobvyklé vlastnosti prachu v Orlí mlhovině však ukázaly, že většina Walkerových kandidátů jsou hvězdy popředí.
    Teoretický HR diagram pro hvězdy ve fázi gravitačního smršťování před zapálením termojaderných reakcí v jejich nitru a dosednutím na hlavní posloupnost nulového stáří (plná čára vlevo). Když se nově zrozená hvězda vyčlení z mateřského oblaku molekulárního vodíku jako samostatný objekt a vykoukne ze svého prachového zámotku, objeví se podle své hmotnosti na patřičném místě plné čáry vpravo a pak se přesouvá k hlavní posloupnosti. Vyznačeny jsou vývojové stopy pro hvězdy hmotností 6 až 0.1 hmotností slunečních a izochrony tedy místa stejného stáří (přerušované čáry).
    Moderní verze HR diagramu hvězdokupy NGC 6611, vytvořená Lynne Hillenbrandovou v roce 1993. Vyneseny jsou pouze hvězdy jejichž jasnosti a barevné indexy jsou slučitelné s členstvím ve hvězdokupě. Vývojové stopy (tentokrát ve stadiu po hlavní posloupnosti) ukazují, že nejtěžší hvězdy mají asi 85 hmotností slunečních -- to jsou ty, které mají spektrální třídu O a ionizují Orlí mlhovinu. Hvězdokupa je však neobyčejně bohatá na hvězdy střední váhy, mezi 3 a 8 hmotnostmi Slunce. 
    Pokud z předchozího diagramu vybereme jen hvězdy středních hmotností, jejichž spektra ukazují na existenci prachoplynových disků zárodečné látky kolem nich (například takzvané Herbigovy-Harovy Be a Ae hvězdy), dostaneme tuto redukovanou verzi, avšak máme jistotu, že jde skutečně o nové členy hvězdokupy NGC 6611.
    [OBSAH]

    Supernovy druhého tisíciletí


    Rádio IAN vám přináší záznam přednášky Leoše Ondry z jarního setkání společnosti Amatérská prohlídka oblohy a jako přílohu i krátký rozhovor na podobné téma.
     
     Kolik hvězd vlastně končí jako supernovy?

    Na jednoduchou otázku těžká odpověď? Podle současných teoretických představ (které se ovšem opírají o detailní pozorování stovek skutečných supernov) vybuchne jako supernova každá hvězda, která má při svém vzniku hmotnost asi osm hmotností slunečních a víc. V nitru takových hvězd se totiž vytvoří jádro tvořené takzvanou degenerovanou látkou. U hvězd v rozmezí 8 až 10 hmotností Slunce je to jádro tvořené kyslíkem (O), hořčíkem (Mg) a neonem (Ne), u hvězd těžších pak jádro železné. To jádro se pak během několika zlomků sekundy zhroutí, a uvolněná energie rozmetá obálku hvězdy do okolního vesmíru. Podle toho, jak hmotná a rozsáhlá ta obálka v okamžiku kolapsu jádra je pozorujeme buď supernovy typu II (v jejich spektru je vodík) nebo typů Ib a Ic (ve spektru supernovy vodík chybí, protože hvězda už předtím o svou vnější, vodíkovou, obálku nějak přišla). Hvězdy lehčí než asi těch 8 hmotností slunečních přichází o svou obálku mnohem klidnějším způsobem, například z ní vyfouknou bublinu pestrobarevné planetární mlhoviny. Přitom hmotných hvězd vzniká mnohem méně než hvězd lehčích, takže jako supernova tohoto typu (kolaps degenerovaného jádra) skončí jenom asi tři promile hvězdné populace.

    Šancí pro ostatní hvězdy, jejichž odhalené jádro tvořené uhlíkem a kyslíkem nazýváme bílý trpaslík, je život v těsné dvojhvězdě s přetokem látky. Pokud je takový bílý trpaslík dostatečně hmotný, řekněme 1,1 hmotností slunečních, může se časem plynu proudícího z průvodce nahromadit na jeho povrchu tolik, že hmotnost překročí kritickou, takzvanou Chandrasekharovu mez, asi 1,4 hmotností Slunce, a dojde k zapálení explozivní jaderné reakce uhlíku a kyslíku, která promění většinu látky v radioaktivní popel, přesněji nikl 56, a rozmetá bílého trpaslíka na prach. To je klasická představa o supernovách typu Ia. V tomto případě je velmi těžké říct, kolik hvězd tak skončí svůj život, protože do hry vstupuje i počáteční hmotnost průvodce a vzdálenost složek.

    Čtenáři to uslyší v tvojí přednášce, ale přesto, mohl bys nám prozradit, kolik se v naší Galaxii objevilo supernov ve druhém tisíciletí?

    Tak především, druhé tisíciletí ještě neskončilo, zbývá nám ještě pár měsíců, a pořád je ještě šance, že do seznamu přibude další? První galaktická supernova, na jejíž identifikaci se astronomové shodnou, se objevila v roce 1006 v souhvězdí Vlka. Ta byla zatím nejjasnější, podle arabských pramenů dosáhla jasnosti Měsíce v první čtvrti, tedy asi -9 magnitud. Zajímavé je, že o ní máme záznamy i z Evropy, například z kláštera Sankt Gallen ve Švýcarsku, kde byla vidět nízko nad hřebenem Alp. Následovala supernova 1054, která zrodila unikátní Krabí mlhovinu v Býku. Pak je tady supernova z roku 1181. Za její pozůstatek se obvykle považuje radiový zdroj 3C58 v Kasiopeji, i když najdou se takoví, kteří s tím nesouhlasí. Pak přichází dvě zatím poslední pozorované supernovy, které sehrály podstatnou roli v rozvoji astronomie, protože se na nebi objevily za života dvou známých astronomů, Tychona Brahe (1572, opět v Kasiopeji), a Johanna Keplera (1604). Snad nejpodivnější je supernova, která po sobě zanechala vůbec nejjasnější rádiový zdroj na obloze (samozřejmě pokud nepočítáme Slunce), Cas A. Studium rozpínání tohoto pozůstatku, známého z nedávných snímků pořízených rentgenovou družicí Chandra, ukazuje, že supernova musela explodovat někdy v letech 1660-1680, což už rozhodně není temný středověk, ale přesto si jí zřejmě nikdo nevšiml!

    Na další galaktickou supernovu už čekáme několik set roků. Kdy se objeví? Jak bude jasná?

    To samozřejmě nikdo neví. Příští supernova se může na nebi objevit třeba hned zítra večer, nebo můžeme čekat dalších sto let. Tajně jsem doufal, že se objeví právě včas pro mou přednášku, a pokud ji vydržíte poslouchat až do konce, poznáte, že mě optimismus neopustil, krásná by byla třeba supernova včase vánoc. Ale vážně. -- Problém není s četností supernov, v galaxii jako je ta naše se supernovy různých typů vyskytují dost pravidelně po několika desítkách let, ale abychom ji vůbec viděli, musí explodovat dostatečně blízko a navíc nesmí být její světlo příliš zeslabené mezihvězdným prachem. Například supernova z roku 1006 byla tak jasná hlavně díky tomu, že explodovala asi jenom 1000 parseků (to je zhruba 3000 světelných let) od nás. Většina čtenářů IAN bude znát nádhernou Mlhovinu v Orionu, M 42, která leží na přední straně obřího molekulového mračna, v oblasti vzniku nových hmotných hvězd vzdálené přibližně 500 parseků, tedy dvakrát blíž. Pokud by se ale nějaká hmotná hvězda (řekněme těžší než 15 hmotností slunečních) rozhodla v souladu s Murphyho zákony ukončit svůj život kolapsem jádra a následnou explozí supernovy na zadní straně tohoto oblaku plynu a prachu, který zeslabuje světlo až o 30 magnitud, neuvidíme vůbec nic, a to nejenom pouhým okem. Takovou supernovu by však spolehlivě zaznamenaly detektory neutrin (podzemní observatoř Kamiokande II, která v případě supernovy 1987A polapila jenom tucet těchto částic, by jich zachytila řádově 10 tisíc!), a zřejmě i detektory gravitačních vln LIGO, pokud už v té době budou funkční.

    Supernovy jsou vlastně poslední křečí umírající hvězdy. Proč se jimi astronomové vůbec zabývají? Jak supernovy ovlivňují dění ve vesmíru?

    To by ses musel zeptat těch, kdo supernovy studují, ať už teoreticky pomocí superpočítačů, nebo je pozorují dalekohledy. Je docela pravděpodobné, že každý z nich má jinou motivaci a jiný důvod. Supernovy však přitahují svou výjimečností, jsou to, snad s výjimkou záblesků gama, nejmohutnější exploze ve vesmíru. Když hvězda ukončí svůj život a navíc se přitom v posledních dnech své existence vyrovná svou svítivostí celé galaxii, je to fascinující věc. A to nemluvím o tom, že u supernov vzniklých kolapsem hmotných hvězd většinu energie, celých 99 procent, odnáší neutrina. Takže to, co obdivujeme na snímcích vzdálených galaxií, je jenom šlehačka na dortu, to podstatné, alespoň z energetického hlediska, se odehrává ve světě těchto nepolapitelných částic. Supernovy všech typů jsou skvělými fyzikálními experimenty v extrémních podmínkách a jsou výzvou pro teoretické astronomy i experimentální fyziky. V posledních letech také vzrostl zájem o supernovy typu Ia, které slouží jako standardní svíčky při určování parametrů našeho rozpínajícího se vesmíru.

    Supernovy obohacují vesmír o všechny těžší prvky, například železo, křemík, nebo zlato, a jejich exploze mohou v okolní mezihvězdné látce odstartovat vznik nových generací hvězd.

    Děkuji za rozhovor.

    Ptal se Jiří Dušek.

    Záznam přednášky ve formátu mp3 je rozdělený na dva díly pro Instantní astronomické noviny připravil Tomáš Havlík z ostravské hvězdárny:

    obrázky k přednášce:
    (po kliknutí se zvětší)
    Jedna z nejúžasnějších událostí ve vesmíru, výbuch supernovy. Hmotná hvězda ukončila po miliónech let svůj život a na několik týdnů se svou jasností vyrovnala jasnosti celé galaxie, tvořené několika stovkami miliard hvězd. Supernova 1998aq ve spirální galaxii NGC 3982 (modrá hvězda vpravo od středu), autor CCD snímku Hakon Dahle. Snímky mnoha dalších supernov, včetně těch nejnovějších, najdete zde.
    Kronika kláštera Sankt-Gallen ve Švýcarsku (toto je rekonstrukce jeho vzhledu v raném středověku) obsahuje svědectví o dosud nejjasnější supernově v naší Galaxii. Zápis z roku 1006 se zmiňuje o velmi jasné třpytící se hvězdě, která byla s pocitem úžasu a děsu pozorována po dobu tří měsíců nízko nad hřebeny Alp.
    Rodný list Krabí mlhoviny v Býku, jediného pozůstatku po supernově viditelného na tmavé obloze i malým amatérským dalekohledem. V kapitole 56 dějin čínské dynastie Sung, věnované hvězdám-hostům, čteme: "V prvním roce éry Č-che, v pátém měsíci, den ťi-čchou [4. července 1054], se objevila několik palců jihovýchodně od Tchien-kuanu [Zeta Tau]. Po více než jednom roce poznenáhlu zmizela". Laskavostí Josefa Kolmaše (Orientální ústav AVČR).
    Půvaby královny Kasiopeje na rytině ze spisu Tadeáše Hájka z Hájku o nové hvězdě z listopadu roku 1572, proslulé později jako Tychonova supernova. Tycho Brahe ji sice neobjevil, ale jeho přesná měření ukázala, že supernova je od nás mnohem dál než Měsíc, v oblasti vesmíru považované až do té doby za dokonalou a naprosto neměnnou. Pokud by supernova byla tak blízko jako je Měsíc, musela by se její poloha vůči hvězdám od večera do rána změnit o celého půl stupně.
    Supernova z roku 1604 se objevila v Hadonoši, v části nebe, která přitahovalo pozornost astronomů i astrologů nápadnou konjunkcí Jupitera, Marsu a Saturnu. Náčrtek z Keplerova pozorovacího deníku, zachycující situaci 10. října večer, ukazuje supernovu jen několik stupňů od těchto jasných planet. Převzato z knihy Zdeňka Horského "Kepler v Praze".
    Struktura typické hvězdy (15 hmotností slunečních) těsně před kolapsem jejího jádra na neutronovou hvězdu a výbuchem supernovy II. typu připomíná cibuli. Slupky s různým chemickým složením jsou pozůstatky po jednotlivých fázích jaderného "hoření". Po odstranění vodíkové obálky bychom dostali héliovou hvězdu už jenom asi 4krát těžší než Slunce, pak postupně následují vrstvy bohaté na uhlík, kyslík, křemík, a uvnitř je ukryté jádro tvořené železem o hmotnosti 1,4 hmotností slunečních. Železo jako nejstabilnější prvek je pro termojaderné reakce konečnou stanicí.
    Základním problémem teorie supernov II. typu donedávna bylo, jak kolaps jádra převést na explozi zbytku hvězdy. Když se železné jádro volným pádem zhroutí na neutronovou hvězdu, která už je opět stabilním útvarem, vytvoří se v padajícím materiálu obálky rázová vlna šířící se směrem k povrchu hvězdy. Detailní výpočty prováděné na superpočítačích za předpokladu kulové symetrie problému však vždy ukázaly, že rázová vlna se utlumí již po několika desítkách kilometrů. Oživit by ji mohla energie mohutného proudu neutrin vyzařovaných právě zrozenou neutronovou hvězdou, avšak tento mechanismus se ukázal jako nedostatečný. Teprve složitější dvojrozměrné simulace (podmínky v explodující hvězdě při nich závisí nejen na vzdálenosti od jejího středu, ale i na "zeměpisné šířce") ukázaly, že konvekce a promíchávání materiálu v kritické oblasti vedou k mnohem efektivnějšímu pohlcování energie neutrin a rázová vlna se vzpamatuje natolik, že je schopná rozmetat obálku hvězdy do okolního vesmíru rychlostí přes 10 tisíc kilometrů za sekundu. Struktura expodující supernovy podle Adama Burrowse (University of Arizona).
    Teoretické modelování spekter supernov není zrovna lehký způsob obživy, ale jak ukazuje toto srovnání skutečnosti (nahoře, spektrum supernovy 1981B), a teorie (dole, autor David Branch), může být docela úspěšné. V tomto případě je výbuch supernovy typu Ia modelován explozivní jadernou reakcí uhlíku a kyslíku v bílém trpaslíku, jehož hmotnost z nějakého důvodu překročila magickou hranici 1,4 hmotností Slunce, a došlo k jeho naprostému rozmetání a spálení na těžší prvky, především radioaktivní nikl 56.
    Bolometrické světelné křivky supernov typu Ia v blízkých galaxiích s dobře určenými vzdálenostmi. I když se celková vyzářená energie liší až o jeden řád (to je dáno různým množstvím vytvořeného radioaktivního niklu 56), je možné supernovy tohoto typu přece jen použít jako standardní svíčky pro testování kosmologických modelů. Existuje totiž dobře definovaná empirická závislost mezi absolutní hvězdnou velikostí v maximu a ostatními parametry křivky (například rychlostí poklesu jasnosti).
    Okolí pozůstatku nejlépe prostudované supernovy všech dob, 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (bibliografie tohoto objektu v extragalaktické databázi NASA obsahuje 1600 prací). Na svém kontě má několik historických prvenství. Nikdy předtím jsme například nevěděli, jak vypadala hvězda, která kolapsem skončila svůj život (v tomto případě šlo o hvězdu asi 12. velikosti, modrého veleobra Sanduleak -69°202). Poprvé se také podařilo zachytit neutrina z nově vzniklé neutronové hvězdy. Obrázek z projektu Hubble Heritage byl vytvořený na počítači z několika snímků.
    Detailní portrét pozůstatku po supernově 1987A pořízený Hubblovým kosmickým dalekohledem ukazuje, že hvězda Sanduleak -69°202 opravdu zmizela, a na jejím místě pozorujeme zajímavou mlhovinu tvořenou několika prstenci. Jde o látku, kterou hvězda ztratila v posledních 10 tisících let svého vývoje, při proměně z červeného na modrého veleobra, a která byla ionizována ultrafialovým a rentgenovým zářením při výbuchu supernovy. Bipolární (dvojlaločná) struktura připomíná planetární mlhoviny či proslulou hvězdu Eta Carinae, a může být důsledkem existence neviditelného průvodce, i když přímé důkazy chybí. Rozpínající se obálka supernovy (na snímku není vidět, už je příliš chladná a nesvítí) právě dorazila k vnitřnímu "rovníkovému" prstenci mlhoviny a při srážce vznikají horké svítící skvrny, jak je vidět na srovnání snímků z let 1994 a 1997 na výřezu vpravo.
    Spektrální vývoj supernovy II. typu 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. První spektrum ukazuje situaci pouhé dva dny po kolapsu jádra hvězdy - spojité spektrum husté plynné obálky s typickými profily čar vodíku a helia (takzvaný profil P Cygni), rozpínající se rychlostí asi 10 tisíc kilometrů za sekundu. Další dvě spektra dokumentují přechod k nebulárnímu stadiu v následujících měsících, kdy obálka zprůhlední natolik, že se stane mlhovinou s neobvyklými intenzitami čar vodíku, vápníku a kyslíku.
    Supernovy II. typu vyzáří během několika týdnů tolik energie, kolik naše Slunce za 300 miliónů let, kinetická energie rozpínající se obálky je ještě stokrát větší. Jakkoli ohromující jsou tato čísla, celých 99 procent energie uvolněné při zhroucení jádra hvězdy na neutronovou hvězdu odnášejí neutrina. Při výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu zachytily podzemní detektory Kamiokande II a IBM v průběhu 12 sekund asi dvacet těchto téměř nepolapitelných částic, ve výborném souladu s teorií supernov.
    Měření hmotností neutronových hvězd ve vhodných dvojhvězdách (například v binárním pulsaru, jehož studium nepřímo potvrdilo existenci gravitačních vln a přineslo jeho objevitelů Nobelovu cenu) ukazuje, že průměrná hodnota se pohybuje kolem 1,4 hmotností slunečních, v dobrém souladu s teorií supernov vznikajících kolapsem hmotných hvězd (typy II, Ib, Ic).
    Podle klasické představy o supernovách vzniká kolapsem jádra hmotných hvězd neutronová hvězda. Je však pravděpodobné, že podobným způsobem vznikají i černé díry, jako je například tato, doslova vysávající modrého veleobra v těsné rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1.
    Jedna z nejjasnějších supernov tohoto století, 1993J v galaxii M81 ve Velké medvědici, byla středem zájmu široké astronomické veřejnosti. Studium a modelování jejího spektra a světelné křivky potvrdilo podezření, že kolapsem hmotných hvězd (v tomto případě, jak ukázala analýza snímků pořízených před výbuchem, šlo o červeného veleobra spektrální třídy K0) mohou vznikat i supernovy typu I, přesněji typu Ib a Ic. Stačí jen, aby ještě předtím přišly o svou vodíkovou obálku, ať už hvězdným větrem nebo přetokem látky na průvodce v těsné dvojhvězdě. Fotografie Billa a Sally Fletcherových.
    Tvar světelné křivky supernov typů II, Ib a Ic, tedy těch, které podle všeho vznikají kolapsem degenerovaných jader hmotných hvězd, je určen mnoha faktory - energií rázové vlny, hmotností vodíkové obálky, jejím průměrem, a také množstvím vytvořeného radioaktivního materiálu. Pokud je hmotnost obálky malá, jako tomu bylo v případě supernovy 1993J, rozptýlí se energie vložená do ní průchodem rázové vlny dříve, než se začne uplatňovat druhý zdroj energie, radioaktivní rozpad niklu 56 na kobalt a následně na stabilní jádra železa. Výsledkem je minimum na světelné křivce několik dní po výbuchu. Body jsou vyznačena pozorování (bolometrická světelná křivka), čarami pak předpovědi různých modelů spočtených teoretickou skupinou K. Nomota (Univerzita Tokio). Nejúspěšnější z nich (c) předpokládá, že z původní vodíkové obálky o hmotnosti desetkrát větší, než hmotnost Slunce, zbyla necelá desetina.
    Proměny spektra supernovy 1993J v galaxii M81 jí vynesly přezdívku "supernova s krizí identity". Rané spektrum ukazovalo dokonale spojité spektrum neprůhledné obálky, jen s nevýraznou čarou H_alfa vodíku (hluboké čáry vznikly v zemské atmosféře), jednalo se tedy o supernovu typu II. V následujících měsících však užaslí astronomové pozorovali typické spektrum supernovy typu Ib (charakterizované nepřítomností čar vodíku a čáry ionizovaného křemíku u 610 nanometrů, typické pro supernovy typu Ia).
    Rozpínání obálky supernovy 1993J v galaxii M 81 v radiovém oboru. Můžete si všimnout, že rozpínání se zpomaluje, jak obálka před sebou hromadí víc a víc mezihvězdného plynu a prachu. Zatímco během prvního roku (šest momentek vlevo nahoře) se obálka zvětšila asi čtyřikrát, od prosince 1996 do listopadu 1997 (poslední tři obrázky vpravo dole) vzrostl její průměr už jenom nepatrně. Počáteční rychlost rozpínání obálky byla asi 20 tisíc kilometrů za sekundu. Pozorování týmu Michaela Rupena (NRAO) soustavou radioteleskopů VLA a VLBA.
    Světelné křivky Tychonovy a Keplerovy supernovy (1572 a 1604) ve srovnání s "typickými" světelnými křivkami supernov různých typů (magnitudy jsou relativní, s nulou v maximu jasnosti). Problémem u podobných studiích je to, že typy supernov jsou definované na základě spekter, která u těchto historických supernov nemáme pochopitelně k dispozici, a nic takového, jako typická světelná křivka supernovy neexistuje (s výjimkou poměrně homogenní skupiny supernov typu Ia). Nadějnější způsob, jak se víc dozvědět o historických supernovách je porovnat jejich pozůstatky s tím, co po sobě zanechaly blízké extragalaktické supernovy současnosti.
    Příklad starého pozůstatku po galaktické supernově, IC 443 v zimním souhvězdí Blíženců. Snímek pocházející z infračervené prohlídky oblohy 2MASS ukazuje ve falešných barvách jak svítící vodík (červeně, dole a vpravo, kde obálka supernovy proniká do sousedního molekulového oblaku), tak ionizované železo (modře) vytvořené při výbuchu supernovy zhruba před 5 tisíci let.
    Krabí mlhovina, zrozená v červencovém ránu roku 1054, svítí z úplně jiných důvodů, než všechny ostatní objekty na nebi viditelné amatérskými dalekohledy. Roztrhaná vlákna ionizovaného plynu přispívají k celkové jasnosti mlhoviny jen asi jednou pětinou. Většina světla má svůj původ v záření elektronů pohybujících se v silném magnetickém poli rychlostmi blízkými rychlosti světla. Stejný jev byl pozorován krátce po 2. světové válce v pozemském urychlovači zvaných synchrotron. Urychlovačem elektronů v Krabí mlhovině je pulsar v jejím středu. Složitá struktura synchrotronové mlhoviny na snímku Hubblova kosmického dalekohledu (vpravo, v nepravých barvách) odhaluje strukturu magnetického pole.
    Rentgenový snímek centrální části Krabí mlhoviny, jeden z prvních výsledků orbitální observatoře Chandra, zřetelně ukazuje udivující osovou symetrii magnetického pole v okolí pulsaru zrozeného při kolapsu hmotné hvězdy před 950 lety. Stejná symetrie se u tohoto pozůstatku projevuje také v rozložení vláken plynu, jejich rozpínání, a dokonce i v rozložení těžších prvků, například helia. Chemické složení vláken a ostatní charakteristiky Krabí mlhoviny ukazují, že supernova z roku 1054 zřejmě vznikla kolapsem jádra hvězdy s hmotností kolem 9 hmotností slunce, složeného nikoli ze železa, ale z kyslíku, hořčíku a neonu.
    Cas A, zbytek po supernově ze 17. století, pod rentgenem. Barevná mozaika složená ze tří snímků pořízených přístrojem ACIS družice Chandra ukazuje červeně látku obohacenou železem na levém okraji, zelenobíle (jasné vlákno vlevo dole) materiál s vyšším obsahem křemíku a síry. V modře zbarvené oblasti vpravo bylo rentgenové záření mlhoviny s nízkou s střední energií zeslabeno prachem. Šipka označuje bodový zdroj ve středu pozůstatku, zřejmě neutronovou hvězdu.
    Královský astronom John Flamsteed je snad jediným člověkem, který nevědomky zaznamenal záhadnou supernovu z konce 17. století, dnes nejjasnější rádiový zdroj na nebi, Cas A. Podle B. Ashwortha ji pozoroval v srpnu 1680 jako obyčejnou hvězdu šesté velikosti. V celé záležitosti je však mnoho nejasností a je pravděpodobné, že supernovy si ve skutečnosti nikdo nevšiml.
    Unikátní snímek galaxie NGC 664 v souhvězdí Ryb, pořízený 1,2-metrovým dalekohledem Whipplovy hvězdárny 1. února 1997. Těsný pár hvězd 18. velikosti napravo od jádra galaxie jsou supernovy 1996bw (žlutá, nahoře) a 1997W (modrá, dole), které jsou necelé tři úhlové vteřiny od sebe a objevily se prakticky současně, jen několika týdnů po sobě!
    [OBSAH]

    Žeň objevů 1999


    Třicátého března zazněla na brněnské hvězdárně v premiéře přednáška Jiřího Grygara "Žeň objevů 1999". Kromě krátkého rozhovoru jsme pro vás připravili unikátní záznam celého dvouhodinového vystoupení.
     
     Žeň objevů, lhostejno z kteréhokoli z posledních roků, má po komprimaci podobu buď dvouhodinové přednášky nebo celoročního seriálu v časopisu Kozmos. To všechno je ale pouhá špička ledovce. -- Kolik toho musíte každoročně přečíst, abyste dal dohromady takové dílo?

    Jak jsem se díval, tak počet prací, které přečtu za rok, se zhruba pohybuje něco přes tisíc. Samozřejmě je otázka, co nazvat prací. Protože se někdy jedná pouze o sdělení v cirkuláři Mezinárodní astronomické unie a jindy to může být třeba osmistránkový nebo dvacetistránkový spis o kvintesenci. Ale výsledek je stejný, ve výsledné Žni se vždy objeví jen tak asi dvě věty.
    Spíš to znamená, že je nutné sledovat všechny hlavní světové časopisy. Čím dál tím větším zdrojem informací jsou stránky Internetu. Přičemž ovšem v tomto případě musí proběhnout naprosto krutý výběr, protože většina těch stránek není seriózních. Seriózní stránky má pouze NASA, Mezinárodní astronomická unie, možná Sky and Telescope... Ostatní informace pak prostě neberu, jelikož mi nepřipadají vůbec solidní.
    Jde vlastně o průběžnou práci. Dnes, kdy skončím jednu žeň objevů, tak začínám připravovat další.

    Nyní bych vás požádal o zhuštění samotné žně objevů. Který astronomický objev loňského roku považujete vy osobně za nejdůležitější?

    ... ... No to je tedy vážná věc ... ... musím si to rychle proběhnout ... ... budu muset snad ty poznámky i vytáhnout ... ... to bude těžká volba ... ... to je opravdu těžký ... ... Nejsem schopen vybrat jeden, myslím, že musím vybrat dva.
    Prvním je potvrzení exoplanety v souhvězdí Pegase metodou tranzitu. To mi připadá fundamentální, protože se tímto způsobem postavilo objevování planet na naprosto solidní základ. Navíc je to nejbližší mé profesi, jelikož tranzity a zákryty jsou můj celoživotní byznys. Tím se myslím připravila půda pro další závažné objevy.
    Pak mi připadá velice důležité to, co udělala Chandra, které se podařilo nalézt centrální zdroj Cassiopeia A -- tedy zcela jistě neutronovou hvězdu. Navíc se na základě toho podařilo objekt objevit i na starších záznamech, šumu, z družice Einstein, která neměla tak dobré potřebné rozlišení. Z toho bylo možné okamžitě zpětně určit, že se za dvacet roků nezměnila svítivost zdroje a že nemá ani vlastní pohyb. To jsou tedy objevy, které mají přesah do příštího desetiletí a tedy i století.
    Je ale pravda -- teď mne to napadlo -- že bylo velmi důležité i pozorování pohybu zdroje Sagittarius A, ve kterém se zrcadlí vlastní pohyb Slunce kolem středu Galaxie. To mi připadá naprosto fascinující, vidět, jak Slunce běží a zdroj se promítá někam jinam... A to je osm kiloparseků daleko.
    To jsou ty tři objevy. Když mně ale necháte ještě chvíli mluvit, bude jich pět...

    Teď výhled do budoucnosti. Na jakou astronomickou událost tohoto roku se nejvíce těšíte, resp. o čem si myslíte, že bude za rok povídat na další žni objevů?

    Velmi pravděpodobně lze něco čekat od evropské rentgenové družice vypuštěné na sklonku loňského roku. Původně měla označení XMM, dnes se jmenuje Newton. Oproti Chandře má sice menší rozlišení, ale větší sběrnou plochu.
    Od Hubbla nelze asi čekat nic unikátního ... ... Významné věci asi přijdou od přehlídkových mašin, které se nyní rozběhnuly, tedy především SDSS. Také obří evropský dalekohled, Very Large Telescope, který už také poběží, je vynikající stroj, jenž se v rozlišení vyrovná Hubblovu teleskopu. Ale to platí pro celou tu baterii velkých osmimetrových dalekohledů, které začínají být standardně vybavené systémem adaptivní optiky.
    Sonda Cassini proletí kolem Jupiteru, ale tam nelze čekat nic mimořádného ... ... Pravděpodobně budou další objevy v záření gama, nikoli však impulsních, tedy zábleskových zdrojů, ale zdá se, že se bude trvale zlepšovat technika detekce trvalého záření gama. Už dnes existuje na zemi celá řada detektorů, které jsou schopné sledovat teraelektronvolty, kdy se objevují erupce či záření z blasarů...
    Jak už jsem to říkal několikrát, ty nejzajímavější objevy se předvídat nedají. Vidím to také podle toho, že si pokaždé připravím kostry žní objevů příštích let, nadepíši si jednotlivé kapitoly podle současného stavu a pak se mně pravidelně stává, že některé z nich nemám čím naplnit a jiné se naopak nečekaně zvětší. Na astronomii je prostě příjemné, že se nedá předvídat.

    Děkuji za rozhovor.
    Ptal se Jiří Dušek.

    Premiérovou přednášku Žeň objevů 1999, rozdělenou na čtyři díly, doplňuje reprodukce jedenácti folií, které si můžete kliknutím zvětšit. Zvukový záznam je ve formátu Real Player:

    [OBSAH]