Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Rádio IAN: 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.

Ilustrační foto...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 vůbeczabývají? 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, výbuchsupernovy. Hmotná hvězda ukončila po miliónech let svůj život a na několiktýdnů se svou jasností vyrovnala jasnosti celé galaxie, tvořené několikastovkami miliard hvězd. Supernova 1998aq ve spirální galaxii NGC 3982 (modráhvězda vpravo od středu), autor CCD snímku Hakon Dahle. Snímky mnoha dalšíchsupernov, včetně těch nejnovějších, najdete zde.
Kronika kláštera Sankt-Gallen ve Švýcarsku (totoje rekonstrukce jeho vzhledu v raném středověku) obsahuje svědectví o dosudnejjasnější supernově v naší Galaxii. Zápis z roku 1006 se zmiňuje o velmijasné třpytící se hvězdě, která byla s pocitem úžasu a děsu pozorovánapo dobu tří měsíců nízko nad hřebeny Alp.
Rodný list Krabí mlhoviny v Býku, jediného pozůstatkupo 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. července1054], 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 TadeášeHájka z Hájku o nové hvězdě z listopadu roku 1572, proslulé později jakoTychonova supernova. Tycho Brahe ji sice neobjevil, ale jeho přesná měřeníukázala, že supernova je od nás mnohem dál než Měsíc, v oblasti vesmírupovažované až do té doby za dokonalou a naprosto neměnnou. Pokud by supernovabyla tak blízko jako je Měsíc, musela by se její poloha vůči hvězdám odvečera do rána změnit o celého půl stupně.
Supernova z roku 1604 se objevila v Hadonoši, včásti nebe, která přitahovalo pozornost astronomů i astrologů nápadnoukonjunkcí Jupitera, Marsu a Saturnu. Náčrtek z Keplerova pozorovacího deníku,zachycující situaci 10. října večer, ukazuje supernovu jen několik stupňůod 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 supernovyII. typu připomíná cibuli. Slupky s různým chemickým složením jsou pozůstatkypo jednotlivých fázích jaderného "hoření". Po odstranění vodíkové obálkybychom dostali héliovou hvězdu už jenom asi 4krát těžší než Slunce, pakpostupně následují vrstvy bohaté na uhlík, kyslík, křemík, a uvnitř jeukryté jádro tvořené železem o hmotnosti 1,4 hmotností slunečních. Železojako nejstabilnější prvek je pro termojaderné reakce konečnou stanicí.
Základním problémem teorie supernov II. typu donedávnabylo, jak kolaps jádra převést na explozi zbytku hvězdy.Když se železné jádro volným pádem zhroutí na neutronovou hvězdu, kteráuž je opět stabilním útvarem, vytvoří se v padajícím materiálu obálky rázovávlna šířící se směrem k povrchu hvězdy. Detailní výpočty prováděné na superpočítačíchza předpokladu kulové symetrie problému však vždy ukázaly, že rázová vlnase utlumí již po několika desítkách kilometrů. Oživit by ji mohla energiemohutného proudu neutrin vyzařovaných právě zrozenou neutronovou hvězdou,avšak tento mechanismus se ukázal jako nedostatečný. Teprve složitějšídvojrozměrné simulace (podmínky v explodující hvězdě při nich závisí nejenna vzdálenosti od jejího středu, ale i na "zeměpisné šířce") ukázaly, žekonvekce a promíchávání materiálu v kritické oblasti vedou k mnohem efektivnějšímupohlcování energie neutrin a rázová vlna se vzpamatuje natolik, že je schopnározmetat obálku hvězdy do okolního vesmíru rychlostí přes 10 tisíc kilometrůza sekundu. Struktura expodující supernovy podle AdamaBurrowse (University of Arizona).
Teoretické modelování spekter supernov není zrovnalehký způsob obživy, ale jak ukazuje toto srovnání skutečnosti (nahoře,spektrum supernovy 1981B), a teorie (dole, autor David Branch), může býtdocela úspěšné. V tomto případě je výbuch supernovy typu Ia modelován explozivníjadernou reakcí uhlíku a kyslíku v bílém trpaslíku, jehož hmotnost z nějakéhodůvodu překročila magickou hranici 1,4 hmotností Slunce, a došlo k jehonaprostému rozmetání a spálení na těžší prvky, především radioaktivní nikl56.
Bolometrické světelné křivky supernov typu Ia vblízkých galaxiích s dobře určenými vzdálenostmi. I když se celková vyzářenáenergie liší až o jeden řád (to je dáno různým množstvím vytvořeného radioaktivníhoniklu 56), je možné supernovy tohoto typu přece jen použít jako standardnísvíčky pro testování kosmologických modelů. Existuje totiž dobře definovanáempirická závislost mezi absolutní hvězdnou velikostí v maximu a ostatnímiparametry křivky (například rychlostí poklesu jasnosti).
Okolí pozůstatku nejlépe prostudované supernovyvšech dob, 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (bibliografie tohoto objektuv extragalaktické databázi NASAobsahuje 1600 prací). Na svém kontě má několik historických prvenství.Nikdy předtím jsme například nevěděli, jak vypadala hvězda, která kolapsemskončila svůj život (v tomto případě šlo o hvězdu asi 12. velikosti, modréhoveleobra Sanduleak -69°202). Poprvé se také podařilo zachytit neutrinaz nově vzniklé neutronové hvězdy. Obrázek z projektu Hubble Heritage bylvytvořený na počítači z několika snímků.
Detailní portrét pozůstatku po supernově 1987A pořízenýHubblovým kosmickým dalekohledem ukazuje, že hvězda Sanduleak -69°202 opravduzmizela, a na jejím místě pozorujeme zajímavou mlhovinu tvořenou několikaprstenci. Jde o látku, kterou hvězda ztratila v posledních 10 tisícíchlet svého vývoje, při proměně z červeného na modrého veleobra, a kterábyla ionizována ultrafialovým a rentgenovým zářením při výbuchu supernovy.Bipolární (dvojlaločná) struktura připomíná planetární mlhoviny či proslulouhvězdu Eta Carinae,a může být důsledkem existence neviditelného průvodce, i když přímé důkazychybí. Rozpínající se obálka supernovy (na snímku není vidět, už je přílišchladná a nesvítí) právědorazila k vnitřnímu "rovníkovému" prstenci mlhoviny a při srážce vznikajíhorké svítící skvrny, jak je vidět na srovnání snímků z let 1994 a 1997na výřezu vpravo.
Spektrální vývoj supernovy II. typu 1987A ve VelkémMagellanově mračnu. První spektrum ukazuje situaci pouhé dva dny po kolapsujádra hvězdy - spojité spektrum husté plynné obálky s typickými profilyčar vodíku a helia (takzvaný profil P Cygni), rozpínající se rychlostíasi 10 tisíc kilometrů za sekundu. Další dvě spektra dokumentují přechodk 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 tolikenergie, kolik naše Slunce za 300 miliónů let, kinetická energie rozpínajícíse obálky je ještě stokrát větší. Jakkoli ohromující jsou tato čísla, celých99 procent energie uvolněné při zhroucení jádra hvězdy na neutronovou hvězduodnášejí neutrina. Při výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnuzachytily podzemní detektory Kamiokande II a IBM v průběhu 12 sekund asidvacet těchto téměř nepolapitelných částic, ve výborném souladu s teoriísupernov.
Měření hmotností neutronových hvězd ve vhodnýchdvojhvězdách (například v binárním pulsaru, jehož studium nepřímo potvrdiloexistenci gravitačních vln a přineslo jeho objevitelů Nobelovu cenu) ukazuje,že průměrná hodnota se pohybuje kolem 1,4 hmotností slunečních, v dobrémsouladu s teorií supernov vznikajících kolapsem hmotných hvězd (typy II,Ib, Ic).
Podle klasické představy o supernovách vzniká kolapsemjádra hmotných hvězd neutronová hvězda. Je však pravděpodobné, že podobnýmzpůsobem vznikají i černé díry, jako je například tato, doslova vysávajícímodrého veleobra v těsné rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1.
Jedna z nejjasnějších supernov tohoto století, 1993Jv galaxii M81 ve Velké medvědici, byla středem zájmu široké astronomickéveřejnosti. Studium a modelování jejího spektra a světelné křivky potvrdilopodezření, že kolapsem hmotných hvězd (v tomto případě, jak ukázala analýzasnímků pořízených před výbuchem, šlo o červeného veleobra spektrální třídyK0) mohou vznikat i supernovy typu I, přesněji typu Ib a Ic. Stačí jen,aby ještě předtím přišly o svou vodíkovou obálku, ať už hvězdným větremnebo přetokem látky na průvodce v těsné dvojhvězdě. Fotografie Billa aSally Fletcherových.
Tvar světelné křivky supernov typů II, Ib a Ic,tedy těch, které podle všeho vznikají kolapsem degenerovaných jader hmotnýchhvězd, je určen mnoha faktory - energií rázové vlny, hmotností vodíkovéobálky, 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 začneuplatňovat druhý zdroj energie, radioaktivní rozpad niklu 56 na kobalta následně na stabilní jádra železa. Výsledkem je minimum na světelné křivceněkolik dní po výbuchu. Body jsou vyznačena pozorování (bolometrická světelnákřivka), čarami pak předpovědi různých modelů spočtených teoretickou skupinouK. Nomota (Univerzita Tokio). Nejúspěšnější z nich (c) předpokládá, žez původní vodíkové obálky o hmotnosti desetkrát větší, než hmotnost Slunce,zbyla necelá desetina.
Proměny spektra supernovy 1993J v galaxii M81 jívynesly přezdívku "supernova s krizí identity". Rané spektrum ukazovalodokonale spojité spektrum neprůhledné obálky, jen s nevýraznou čarou H_alfavodíku (hluboké čáry vznikly v zemské atmosféře), jednalo se tedy o supernovutypu II. V následujících měsících však užaslí astronomové pozorovali typickéspektrum supernovy typu Ib (charakterizované nepřítomností čar vodíku ačáry ionizovaného křemíku u 610 nanometrů, typické pro supernovy typu Ia).
Rozpínání obálky supernovy 1993J v galaxii M 81v radiovém oboru. Můžete si všimnout, že rozpínání se zpomaluje, jak obálkapřed sebou hromadí víc a víc mezihvězdného plynu a prachu. Zatímco běhemprvního roku (šest momentek vlevo nahoře) se obálka zvětšila asi čtyřikrát,od prosince 1996 do listopadu 1997 (poslední tři obrázky vpravo dole) vzrostljejí průměr už jenom nepatrně. Počáteční rychlost rozpínání obálky bylaasi 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 různýchtypů (magnitudy jsou relativní, s nulou v maximu jasnosti). Problémem upodobných studiích je to, že typy supernov jsou definované na základě spekter,která u těchto historických supernov nemáme pochopitelně k dispozici, anic takového, jako typická světelná křivka supernovy neexistuje (s výjimkoupoměrně homogenní skupiny supernov typu Ia). Nadějnější způsob, jak sevíc dozvědět o historických supernovách je porovnat jejich pozůstatky stím, co po sobě zanechaly blízké extragalaktické supernovy současnosti.
Příklad starého pozůstatku po galaktické supernově,IC 443 v zimním souhvězdí Blíženců. Snímek pocházející z infračervené prohlídkyoblohy 2MASS ukazuje ve falešných barvách jak svítící vodík (červeně, dolea vpravo, kde obálka supernovy proniká do sousedního molekulového oblaku),tak ionizované železo (modře) vytvořené při výbuchu supernovy zhruba před5 tisíci let.
Krabí mlhovina, zrozená v červencovém ránu roku1054, svítí z úplně jiných důvodů, než všechny ostatní objekty na nebividitelné amatérskými dalekohledy. Roztrhaná vlákna ionizovaného plynupřispívají k celkové jasnosti mlhoviny jen asi jednou pětinou. Většinasvětla má svůj původ v záření elektronů pohybujících se v silném magnetickémpoli rychlostmi blízkými rychlosti světla. Stejný jev byl pozorován krátcepo 2. světové válce v pozemském urychlovači zvaných synchrotron. Urychlovačemelektronů v Krabí mlhovině je pulsar v jejím středu. Složitá strukturasynchrotronové 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 ukazujeudivující osovou symetrii magnetického pole v okolí pulsaru zrozeného přikolapsu hmotné hvězdy před 950 lety. Stejná symetrie se u tohoto pozůstatkuprojevuje také v rozložení vláken plynu, jejich rozpínání, a dokonce iv rozložení těžších prvků, například helia. Chemické složení vláken a ostatnícharakteristiky Krabí mlhoviny ukazují, že supernova z roku 1054 zřejměvznikla kolapsem jádra hvězdy s hmotností kolem 9 hmotností slunce, složenéhonikoli 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 družiceChandra ukazuje červeně látku obohacenou železem na levém okraji, zelenobíle(jasné vlákno vlevo dole) materiál s vyšším obsahem křemíku a síry. V modřezbarvené oblasti vpravo bylo rentgenové záření mlhoviny s nízkou s středníenergií zeslabeno prachem. Šipka označuje bodový zdroj ve středu pozůstatku,zřejmě neutronovou hvězdu.
Královský astronom John Flamsteed je snad jedinýmčlověkem, který nevědomky zaznamenal záhadnou supernovu z konce 17. století,dnes nejjasnější rádiový zdroj na nebi, Cas A. Podle B. Ashwortha ji pozorovalv srpnu 1680 jako obyčejnou hvězdu šesté velikosti. V celé záležitostije však mnoho nejasností a je pravděpodobné, že supernovy si ve skutečnostinikdo nevšiml.
Unikátní snímek galaxie NGC 664 v souhvězdí Ryb,pořízený 1,2-metrovým dalekohledem Whipplovy hvězdárny 1. února 1997. Těsnýpár hvězd 18. velikosti napravo od jádra galaxie jsou supernovy 1996bw(žlutá, nahoře) a 1997W (modrá, dole), které jsou necelé tři úhlové vteřinyod sebe a objevily se prakticky současně, jen několika týdnů po sobě!

redakce

| Zdroj:  IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Masivní hory na Titanu
Ilustrační foto...
Sedmnáctý měsíc Jupiteru
Ilustrační foto...
Týden s Vesmírem 8
Ilustrační foto...
O svícení 33
Ilustrační foto...
Obrovský mrak na severu Titanu
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691