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

Voda na Marsu

Voda na Marsu je souhrnné označení veškeré vody, která se na planetě Mars nachází. Oproti Zemi však nemá Mars výskyt vody ve všech třech skupenstvích v množství obdobném pozemskému. Na povrchu neexistují rozsáhlé oblasti kapalné vody v podobě hydrosféry, ale voda je vázána převážně v kryosféře (ve formě permafrostu, polárních čepiček) jako led nebo malá část v atmosféře jako vodní pára.

Ilustrační foto...
Obr.: Umělecká představa, jak by mohl Mars jednou vypadat, slouží i jako podklad, jak nejspíše vypadal dříve. Zdroj: cs.wikipedia.org

V současnosti nepanují na povrchu Marsu podmínky, které umožňují dlouhodobou existenci kapalné vody. Průměrné hodnoty tlaku a teploty jsou příliš nízké, což vede k tomu, že voda začíná okamžitě mrznout a následně sublimovat. Výzkum planety však naznačuje, že se na povrchu planety tekoucí voda v minulosti vyskytovala,a dnešní otázka spíše zní, kam se tato voda poděla.

Historie

V 70. letech 19. století se Mars dostal do popředí veřejného zájmu, když italský astronom Giovanni Schiaparelli ohlásil objevení kanálů (v originále canali), které on sám nejprve pokládal za přírodní útvar. Vlivem špatného překladu, kdy došlo k záměně přírodních kanálů za uměle vytvořené, se začaly kolem Marsu šířit příběhy o umírající civilizaci, která se snaží přivádět z polárních čepiček vodu do vysychajících oblastí kolem rovníku. Pozdější pozorování vyvrátilo existenci kanálů a první fotografické snímky povrchu i představu, že se na povrchu nachází tekoucí voda. Následná měření ukázala, že současný stav atmosféry dlouhodobější výskyt kapalné vody na povrchu neumožňuje.

Vědci studující snímky ze sondy Viking brzy začali rozeznávat struktury velmi nápadně se podobající pozemským oblastem, které vznikly vodní činností. Snímky ukazovaly rozsáhlá říční koryta, hluboké kanály, kaňony a objekty, které vypadaly jako starodávné pobřežní útvary. Následující sondy Mars Pathfinder, Mars Global Surveyor, Mars Express či dvě povrchová vozítka Mars Exploration Rover ukázaly rozsáhlé oblasti, ve kterých existují důkazy o projevech tekoucí vody na povrchu planety. Někteří vědci dokonce tvrdí, že objevili oblast, kde tekla řeka 10 000 krát mohutnější než Mississippi.

V červnu roku 2000 došlo díky opakovanému snímkování bezejmenného kráteru sondou Mars Global Surveyor k náhodnému objevu, který ukázal, že se tekoucí voda v malém množství a po krátký čas na povrchu stále nachází.

Minulost

Ilustrační foto...
Obr.: Hypotetický úbytek vody na Marsu dle NASA v miliardách let Zdroj: cs.wikipedia.org

V dnešní době nepanuje jasná shoda o tom, jak Mars v dávné minulosti vypadal. Jedna část vědecké obce zastává teorii, že Mars vypadal podobně jako dnes – studený a s řídkou atmosférou. Tekutá voda na jeho povrchu se objevovala jen dočasně, když se uvolnila z napjaté kůry či byl rozehřát půdní led sopečnou činností. Druhá část zastává teorii, že Mars byl v minulosti teplejší s hustší atmosférou, která umožňovala výskyt oceánu tekuté vody po delší časové období.

Dle této teorie se předpokládá, že v minulosti byl povrch Marsu zaplaven oceánem, který se rozkládal nejspíše na severní polokouli v oblasti nížin, jelikož jižní část planety je tvořena tzv. Jižními vysočinami. Tento oceán existoval v období noachianu. Vlivem ochlazování planety během hesperianu došlo k jeho zamrznutí. Povrchová voda se přeměnila v led a část ji zřejmě unikla i do kosmického prostoru. Následné erozivní procesy pohřbily část zmrzlého ledu pod povrch Marsu.

Díky fotografickým snímkům byly na povrchu Marsu rozlišeny geomorfologické pozůstatky vodní činnosti v podobě říčních koryt, sedimentů, pozůstatky zaplavených oblastí či relikty po rychlém úniku vody z kryosféry Marsu vlivem vulkanické aktivity. Předpokládá se, že jeden podobný obrovský únik vytvořil i údolí Valles Marineris, které vzniklo v dávné historii Marsu. Dalším příkladem může být Cerberus Fossae, u které se předpokládá vznik před 5 milióny let. Prolomení vyvrhlo vodu do oblasti Elysium Planitia, kde vytvořila ledové moře viditelné do dnešních dnů.

Otevřenou otázkou zůstává, jaká změna způsobila, že se klimatické podmínky na povrchu Marsu radikálně změnily tak, že tekoucí voda na jeho povrchu přestala existovat. Dle některých teorií globální změnu způsobil impakt obrovského tělesa, které změnilo rotační dobu či orientaci rotační osy. Další teorie předpokládají, že proces byl mnohem pozvolnější a že docházelo k postupnému ustávání sopečné aktivity, což vedlo k ochlazování planety. Část atmosféry současně unikala do okolního kosmického prostoru, což celý proces zamrznutí urychlilo. V současnosti se nedá jasně říci, co se přesně v historii na Marsu stalo. Obecnější shoda panuje v tom, že se na povrchu nacházela tekoucí voda přibližně před 4 až 3,5 miliardami let.

Řeky

Ilustrační foto...
Obr.: Ma\'adim Vallis – koryto vyhloubené tekoucí vodou v oblasti kráteru Gusev (Viking) Zdroj: cs.wikipedia.org

Snad nejsnadněji rozpoznatelné útvary vzniklé tekoucí vodou na povrchu jsou pozorované říční sítě, u kterých je velmi dobře vidět spádová oblast, ze které vodu získávaly. Jednotlivé potoky se spojují do říček a řek, které pak sváděly vodu z Jižních vysočin do severních nížin. Vzniklá koryta mají shodné znaky s těmi pozemskými, ať už se jedná o zařezávání do skalního podloží, vzniklé sedimenty či meandrující koryta řek. Říční sítě napovídají, že klima v historii Marsu muselo být jiné než to dnešní. Podobné sítě vznikají v oblastech, kde jsou dostatečně napájena tekoucí vodou, která na povrch dopadá z atmosférických srážek. Pro jejich vznik tak musel být Mars teplejší s proměnlivým počasím umožňujícím déšť.

Předpokládá se, že řeky z povrchu planety zmizely přibližně v době před 3,5 miliardami let. Proti teorii o povrchových řekách hovoří fakt, že některá potenciální říční údolí nemají na svém dně vyhloubené říční koryto, kterým voda proudí. Někteří vědci se domnívají, že takto vzniklá údolí mohla vzniknout proudící vodou pod zemí a následným zřícením stropu do vzniklého vodního tunelu.

Zvláštní skupinou jsou obrovská řečiště vymykající se pozemským srovnáním, která mohou dosahovat 100 až 200 km na šířku a 1000 až 2000 km na délku vyskytující se převážně na severní polokouli. Předpokládá se, že tyto útvary jsou výsledkem obrovských záplav, ke kterým několikrát na povrchu Marsu došlo. Vznikají nejspíše jako projev porušení marsovské kůry vlivem impaktů nebo zemětřesení, ve které se nachází obrovské vodní rezervoáry a následným únikem této vody do okolí. Dle pozorování se zdá, že k těmto událostem došlo vícekrát v období mezi 2,5 až 1,5 miliardami let. Přesný mechanismus není doposud znám. Množství vody ale mohlo být tak obrovské, že mohlo umožnit vzniknout oceánu.

Oceán

Jednou ze základních otázek je, jestli na Marsu skutečně existoval komplexní oceán anebo jestli se jednalo jen o několik lokálních zaplavených oblastí. Existují předpoklady, že oceán nejspíše existoval. Mezi doklady jeho existence se většinou počítají geologické útvary, které zdánlivě připomínají mořské pobřeží tak, jak jsou známé ze Země. Celá severní oblast je vedle toho zcela hladká, zdánlivě vyhlazená erozivní silou vodou. Předpokládá se, že dříve tvořila oceánské dno.

Myšlenka, že se na Marsu vyskytoval oceán pochází z 80. let 20. století, kdy se jí začala část vědců podrobněji zaobírat. Během výzkumu se objevily názory, že na Marsu mohl existovat oceán ve dvou oblastech.

* severní ledový oceán (Oceanus Borealis) – vodní plocha, která se rozkládala na většině severních planin. První model oceánu byl představen v roce 1993. Vznik tohoto oceánu popisuje jako výsledek ohromné záplavy o rychlosti 108 až 109 m3.s-1 o celkovém objemu 105 až 107 km3 vody, která vznikla jako následek zvýšené sopečné aktivity v celoplanetárním měřítku (žádný impakt vesmírného tělesa by nejspíše nemohl zapříčinit takto rozsáhlé oteplení projevující se roztaním permafrostu a následné záplavy). Vypařování vodní páry z plochy oceánu obohatilo skleníkové plyny, což umožnilo vznik teplejší a hustší atmosféry, ve které se nacházely dešťové srážky. * oceán v severních nížinách (Utopia Planitia) – je předpokládané menší vodní těleso, které vyplňovalo oblast Utopia Planitia a které teoreticky může být pouze zlomkovou částí většího oceánu Oceanus Borealis. Velká část oblast Utopia Planitia vykazuje známky po přítomnosti vody v podobě vrstvy sedimentů či teras.
Ilustrační foto...
Obr.: Říční delta v bezejmenném kráteru na jižní polokouli. Velikost obrázku je 13×11 km (Mars Global Surveyor) Zdroj: cs.wikipedia.org

Průzkumná vozítka Spirit a Opportunity objevila na některých místech soli síry vznikající během vypařování mořské vody. Jejich předchozí výskyt na povrchu byl pro vědce neznámý a potvrzuje teorii o oceánu na Marsu. Jelikož má Mars rozdílné složení atmosféry než Země, bylo i chemické složení mořské vody rozdílné. Vysoký obsah železa a síry v půdě nejspíše zapříčinil, že voda na Marsu byla mnohem více kyselá než ta pozemská. Kyselé prostředí zabraňovalo srážení karbonátů z atmosférického oxidu uhličitého, které je dobře pozorováno na Zemi. Sopečná aktivita v noachianu vypouštěla do atmosféry stále další množství oxidu uhličitého, což zvyšovalo jeho koncentraci až na současný majoritní stav (oxid uhličitý tvoří 95,32 %). Pomocí modelu kyselého oceánu se dají vysvětlit chybějící karbonáty, které by s oceánem nejspíše vznikly.

Erodované krátery

Krátery, které vznikly v brzké historii Marsu, jeví silné známky eroze, a to jak větrné, tak i vodní. Krátery, které byly menší než 15 km, jsou zcela zarovnány a jen velmi obtížně se nyní detekují. Větší krátery nesou silné známky tekoucí vody na okrajích, což napovídá tomu, že byly vystaveny vlhkému klimatu se srážkovou činností. Krátery, které jsou mladší 3,5 miliard let, však podobné poškození nenesou či je mnohem menší. Je tedy možné, že v této době došlo k další změně klimatu a že se planeta stala opět suchou.

Rychlost eroze kráterů je poměrně dobře známý jev popsaný z Měsíce s přesnou datací díky dovezeným vzorkům měsíčních hornin uplatněný na povrch Marsu. Při srovnání jeví krátery na Marsu mnohem silnější stupeň eroze. Na Marsu sice vanou silné větry, které erozi také způsobují, ale ty nemají dostatečnou sílu pro takto silnou erozi. K tomu některé krátery jsou přímo napojeny na říční síť a jejich dno je vyplněno sedimenty či se v některých nacházejí útvary připomínající říční delty.

Sedimentární vrstvy

Na povrchu Marsu jsou pozorovány oblasti, na kterých jsou vidět sedimentární vrstvy, které nemohou vznikat (dle současných znalostí) bez přítomnosti vody. Transportované části jsou přenášeny na nová místa, kde začínají postupně sedimentovat a vytvářet nové horniny s typickou strukturou a texturou. Na Zemi jsou tyto oblasti hlavním zdrojem fosílií, které byly unášeny a pak uloženy. Dá se předpokládat, že pokud na Marsu někdy život existoval, jeho zbytky by se daly nalézt v těchto oblastech.

Oblasti, kde se sedimenty vyskytují, jsou rozesety po celé planetě na nejrůznějších místech. Nejčastěji se vyskytují v impaktních kráterech v západní oblasti Arabia Terra, v severní části Terra Meridiani, v roklích Valles Marineris a v severovýchodní části pánve Hellas. Některé oblasti jsou podobné pozemským útvarům, jako například v oblasti Grand Canyon či Painted Desert v Arizoně.

Sedimenty vznikaly nejspíše na dně oceánu či jezer, které vyplňovaly krátery a další deprese na povrchu. Jejich vznik a stáří je spojeno s výskytem kapalné vody na povrchu, která se nacházela na povrchu asi před 3,5 miliardami let. Obdobně jako na Zemi tvoří vrstvy podrobnou dataci jednotlivých epoch historie Marsu.

Současnost

Ilustrační foto...
Obr.: Tekoucí potok na stěně bezejmenného kráteru poblíž Centauri Montes (Mars Global Surveyor) Zdroj: cs.wikipedia.org

Aktuální podmínky na povrchu Marsu neumožňují existenci tekuté vody v delším časovém horizontu, a tak se většina vody nachází ve formě ledu, buď v polárních oblastech, permafrostu, anebo schována v podzemí ve formě aquifer. Po její existenci na povrchu zbyly jen pozůstatky ve formě zaoblených kamenů, koryt, řečišť atd. Mars se zdá být v současné době suchým světem bez tekoucí vody. Tato představa platila do roku 2000, kdy americká sonda Mars Global Surveyor přinesla snímky, které ukázaly, že i v současnosti se zde tekoucí voda na krátký čas nachází. Na pořízených fotografiích byla stěna kráteru poblíž hory Centauri Montes, na které se objevila nová vrstva sedimentů napovídající, že zde došlo ke krátkému výlevu tekuté vody a jejímu stékání po stěně kráteru. Převratný objev oživil spekulace o přeživším mimozemském životě.

Pro existenci kapalné vody musí být splněny některé podmínky v podobě tlaku a teploty. Atmosférický tlak musí být vyšší než 610 Pa a teplota nad bodem mrazu (tedy nad 0,01 °C) dosahovat hodnot tzv. trojného bodu. Na povrchu Marsu se hodnoty tlaku pohybují právě okolo hodnoty 610 Pa či pod touto hranicí a teploty většinou hluboko pod bodem mrazu.

Nepatrná část vody připadá i na atmosférickou vodní páru, ale nemuselo tomu být vždy tak. Existují teorie, že většina vody zmizela z Marsu do okolního kosmického prostoru, jelikož Mars má mnohem slabší gravitační pole, a tak částice snadněji unikají do okolního prostředí.

Ilustrační foto...
Obr.: Ledové mraky z pohledu sondy Mars Pathfinder Zdroj: cs.wikipedia.org

Atmosféra

Malé procento vody (0,03 %) se nachází v atmosféře Marsu ve formě vodní páry, což odpovídá 1 mg vody na 1 m^3 vzduchu. V minulosti byl její podíl asi větší, jak předpokládají modelové situace. Přibližně před 3,5 miliardami let měl Mars teplejší a vlhčí atmosféru, která existovala po dobu asi 10^4 až 10^5 let. Přesné důsledky změny na suchou, vyprahlou planetu nejsou známé.

Oblačnost

Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu tvořeného oxidem uhličitým, ale sonda Mars Global Sureyor přinesla definitivní důkazy, že některé druhy jsou tvořeny i ledovými krystalky z vody. První pozorování uskutečnila již sonda Mariner 9, ale její výsledky se daly interpretovat více způsoby. Jejich vznik je spojen převážně se severní polární čepičkou, která je z větší části tvořena vodním ledem. Během Marsovského jara a léta dochází k evaporaci nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a dopadnou na povrch v podobě ledových krystalků, čímž dochází ke vzniku jinovatky tvořené zmrzlou vodou. Největší výskyt ledových mraků nastává mezi Ls = 40 až 150, což ukazuje na jejich sezónní výskyt.

Polární čepičky

Ilustrační foto...
Obr.: 3D pohled na severní polární čepičku zhotovený pomocí výsledků měření MOLA Zdroj: cs.wikipedia.org

Vedle těchto vodních zdrojů se na pólech nacházejí dvě polární čepičky, které jsou částečně tvořeny vodním ledem a částečně suchým ledem. Polární čepičky jsou vzájemně rozdílné v chemickém složení. Jižní čepička je tvořena převážně ze suchého ledu (zmrzlý oxid uhličitý) a malé části vody (i když výzkum z roku 2007 ukázal, že se zde nachází možná až 1,6 miliónu km3 vody, což by bylo větší množství, než obsahuje severní čepička). Oproti tomu severní polární čepička je tvořena převážně z vodního ledu, který v letních měsících sublimuje a zásobuje vodní mraky. Objevení vodního ledu v severní polární čepičce je objev, který byl v rozporu s předpovědí z roku 1966 po zjištění, že se většina atmosféry skládá z CO2. Tehdejší model počítal s čepičkou složenou obdobně jako jižní čepička převážně ze suchého ledu. Sonda Viking přinesla sice nové poznatky o vodním ledu, ale vědci stále věřili, že je pouze minoritní složkou. Až v roce 2003 došlo k revizi tohoto názoru na základě termálních snímků sondy Mars Global Surveyor a Mars Odyssey. Ze snímků vyšlo najevo, že se polární oblast zahřívá na vyšší teplotu, než při jaké může suchý led existovat, což jeho výskyt vyloučil.

Severní polární čepička zabírá plochu o průměru přibližně 1 200 km s průměrnou tloušťkou ledu 1,03 km (maximální 3 km), a rozkládá se tak na území velkém jako 1,5 Texasu. Její povrch je značně zbrázděn kaňony a trhlinami. Odhadované množství vody, kterou by po roztátí obsahovala, se odhaduje na 1,2 miliónů km3, což odpovídá polovině všeho ledu v Grónsku (k roku 1998) či 4 % ledové pokrývky Antarktidy. I přes tyto obrovské zásoby, ale nemůže tvořit veškeré množství, které dříve tvořilo na povrchu oceán.

Poblíž severního pólu v oblasti Vastitas Borealis byl v roce 2005 objeven kráter, který je z části vyplněn vodním ledem. Kráter je 35 kilometrů široký s maximální hloubkou 2 kilometry od báze po okraje kráteru. Původní názor, že se jedná o suchý led byla vyvrácena, jelikož v době vzniku fotografie již oxid uhličitý z oblasti vlivem Marsovského léta sublimoval.

Permafrost

Vyjma koncentrace vody v polárních čepičkách se voda nachází také v podobě věčně zmrzlé půdy tzv. permafrostu, který by se mohl vyskytovat ve výrazném zastoupení do oblastí kolem 60° rovnoběžek, či dokonce se v menším množství pak rozkládat na celé planetě. Odhaduje se, že by se mohl skládat až z 50 % z vodního ledu.

První poznatky o jeho existenci přinesly fotografie pořízené sondou Viking. Na jejich základě rozpoznali vědci objekty, které připomínaly pozemské oblasti, kde se permafrost vyskytuje. Na Marsu jsou to převážně oblasti, kde se dříve nejspíše vyskytoval severní ledový oceán, oblast Hellas Planitia, Argyre, dna kráterů, koryt (obzvláště v oblasti Ares Valley, kde přistál povrchový modul Sojourner sondy Mars Pathfinder). V současnosti jsou oblasti s permafrostem stabilní, ale pokud by došlo k oteplení povrchu, nastal by rozsáhlý kolaps a sesuvy půdy, které by mohly ohrozit případné kolonizátory planety.

Ilustrační foto...
Obr.: Výron podzemní vody v oblasti Noachis Terra (Mars Global Surveyor) Zdroj: cs.wikipedia.org

Voda v podzemí

Jádro Marsu je obdobně jako to zemské polotekuté a generující značné množství tepla, které se vlivem tepelných proudů dostává do svrchnějších oblastí. Plášť a kůra část tohoto tepla získávají a teoreticky umožňují v hloubkách 5 km (na rovníku) až 10 km (na pólech) existenci oblastí, ve kterých panují dostatečné teploty pro existenci tekuté vody. Odhaduje se, že by tato vrstva mohla být 50 až 500 metrů silná a obepínat celou planetu.

Analogicky k Zemi se i na Marsu nacházejí místa, kde se geotermální energie dostává blíže k povrchu. V těchto oblastech se voda nachází méně než 500 metrů pod povrchem, i když některé snímky ukazují, že na mnoha místech došlo k výlevu podzemní vody. Znamenalo by to, že tekutá voda je mnohem blíže povrchu než se obecně soudí. Zajímavostí byl snímek z roku 1999 ukazující oblast Noachis Terra, kde byl objeven kráter s patrnými stopami výronu podzemní vody. Teploty v oblasti dosahují -70 °C, voda se dostala z hloubky okolo 100 metrů. Z oblasti, která by měla být trvale zamrzlá.

Budoucnost

Objevení vody na Marsu se stalo významným faktorem i při plánování budoucích kosmických misí k Marsu s lidskou posádkou, jelikož znamenalo snížení zásob, které budou nuceni astronauti s sebou mít. Naskytuje se reálná možnost, že potřebná voda se bude těžit přímo z povrchu Marsu či z polárních čepiček, což značně ušetří nákladový prostor. Voda se bude moci získávat několika způsoby, ať už z regolitu, z permafrostu, z aquiferů nebo z polárních čepiček. Pro její získání bude potřeba dodávat teplo, aby došlo k rozpuštění ledu na kapalnou vodu.

Existují smělé plány, které se zaměřují na přeměnu Marsu na člověkem obyvatelnou planetu - teraformace Marsu. Jedním ze základních předpokladů je ohřátí povrchu, vytvoření hustší atmosféry umožňující existenci kapalné vody na povrchu a vytvoření biosféry. Tento proces je se současnými technologiemi nejspíše neproveditelný či proveditelný za vynaložení extrémních nákladů, ale již dnes vznikají návrhy, jak tento úkol provést. Mnoho těchto projektů se objevuje ve sci-fi literatuře jako v případě Trilogie o Marsu. Mezi nápady, jak rozpustit vodní led, je využití jaderných náloží v podzemí, ohřátí planety pomocí soustavy zrcadel, vypouštěním speciální směsi skleníkových plynů do atmosféry a mnoho dalších odvážných plánů.

Množství vody

Celkové množství vody na Marsu je značné. Je vázána v různorodých zdrojích popsaných výše. Teoretické odhady jejího celkového množství se neustále mění v závislosti na nových poznatcích sond. Přesné vyčíslení je tedy zatím složité. V roce 2007 NASA provedla odhad množství vody zachycené pouze v jižní polární čepičce. Dle počítačového modelu by veškerá voda uvolněná z této čepičky zaplavila celý Mars do výšky okolo 11 metrů. K tomu by bylo nutno připočíst ještě množství vody vázané v severní polární čepičce (až 1,2 miliónu kilometrů krychlových vody). Dále se odhaduje, že na jeden kilogram marsovského regolitu připadá až 40 gramů vody.

Petr Brož

| Zdroj: viz. příloha (txt) 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
České novy v M 31
Ilustrační foto...
Fyzika při vysokých energiích v příštích 50
Ilustrační foto...
Týden s Vesmírem 43
Ilustrační foto...
Ne-řiďte si budík :-( Aktualizováno!
Ilustrační foto...
STS-126 Endeavour: Průběh mise II
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