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: 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.

Ilustrační foto...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.

Ilustrační foto...

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.

Ilustrační foto...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 HoNaprosto 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.

Ilustrační foto...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)

redakce

| Zdroj: Text i zvukový záznam přednášky uveřejňujeme s laskavým svolením Hvězdárny a planetária Johanna Palisy v Ostravě. 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
Radiové krysy
Ilustrační foto...
Planeta Země III
Ilustrační foto...
Raketoplánu Atlantis se lepí smůla na paty
Ilustrační foto...
Instantní galerie 13 (STS-121)
Ilustrační foto...
Přechod Venuše před Sluncem
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