Novinky
z astronomie

Klíčový tým Hubble Space Telescope (HST) oznámil na tiskové konferenci konané 25. května výsledky své devítileté práce, jejímž cílem bylo přesné změření vzdáleností ve vesmíru, které je nezbytně nutné pro stanovení stáří, rozměrů a budoucnosti vesmíru. Před Hubblem se nemohli astronomové shodnout, zda je vesmír starý 10 nebo 20 miliard let a taková nepřesnost neumožňovala odpovědět s jistotou na úplně základní otázky o původu a budoucnosti vesmíru. Nyní můžeme říci, že nastává nová éra precizní kosmologie. Nová měření umožnila především přesněji stanovit hodnotu tzv. Hubbleovy konstanty, které udává rychlost rozpínání vesmíru. Toto byl vlastně jeden ze tři základních úkolů HST, když byl v roce 1990 vypouštěn. Hubbleovu konstantu se astronomové pokoušejí změřit už 70 let, od té doby, co Edwin Hubble zjistil, že galaxie se od sebe vzdalují rychlostmi úměrnými jejich vzájemné vzdálenosti, tedy čím větší vzdálenost, tím větší rychlost vzdalování. V minulosti se naměřené hodnoty nacházely v intervalu od 50 do 100 kilometrů za sekundu na megaparsek [km/s/Mpc] (1 Mpc = 3,26 miliónu světelných roků). Výsledkem klíčového projektu je hodnota 70 km/s/Mpc s nejistotou pouhých 10 procent. To znamená, že se rychlost vzdalování dané galaxie zvýší o 260 000 km/h rychleji na každé 3,3 milióny světelných roků. O velkém zpřesnění hodnoty konstanty řekl dr. Robert Kirshner z Harvardské university, člen týmu: "Faktor dva je jako když si nejste jisti, zda je to jedna stopa nebo dvě. Deset procent je jako když hovoříte o jednom palci. Je to velký krok kupředu."

Vědci použili Hubbleův dalekohled k pozorování 18 vzdálených galaxií, nejvzdálenější byla NGC 4603 nacházející se 108 miliónů sv. r. od nás, a objevili v nich téměř 800 cefeid, zvláštní skupiny pulsujících hvězd, které se používají pro přesné měření vzdáleností ve vesmíru. Třebaže jsou poměrně vzácné, jsou velmi užitečné jako tzv. standardní svíčky, protože je u nich velmi dobře známa závislost mezi periodou pulsací a jejich svítivostí. Tým použil tyto hvězdy pro kalibraci řady jiných metod určených pro měření vzdáleností. Kombinací změřené Hubbleovy konstanty a odhadů hustoty vesmíru určili vědci jeho stáří na 12 miliard let. To je v dobré shodě s nejstaršími pozorovanými hvězdami. Tato hodnota platí pro vesmír nacházející se pod kritickou hustotou, která je hranicí mezi věčně se rozpínajícím vesmírem a vesmírem, který se bude v budoucnosti smšťovat. Ale i tak tato hodnota stáří vesmíru znamená podstatné upřesnění, protože dříve se udávaly, jak už bylo řečeno, hodnoty mezi 10 a 20 milióny lety. A zároveň nedochází k paradoxu, kdy některé hvězdy byly starší než samotný vesmír. V opačném případě, tedy nadkritické hustoty, by stáří vesmíru bylo větší. Klíčový tým sdružuje 27 astronomů z 13 vědeckých ústavů z celého světa.

HST v nákladovém prostoru raketoplánu při servisní výpravě v roce 1993 [jpeg, 67 kB]
NGC 4603 - nejvzdálenější galaxie, ve které byly objeveny cefeidy [jpeg, 36 kB]

Impaktní pánev dostatečně hluboká na to, aby se do ní vešel celý Mt. Everest, a překvapivý sklon údolí Valles Marineris jsou největšími taháky na první globální 3D mapě povrchu Marsu, která byla nedávno zveřejněna. Mapa byla sestavena na základě měření laserovým výškoměrem MOLA umístněným na palubě sondy Mars Global Surveyor (MGS). Je poskládána z 27 miliónů měření pořízených v letech 1998 a 1999. Data byla shromázděna do globální sítě s body vzdálenými 60 km na rovníku a méně na jiných částech povrchu. Každá výška je určena s přesností 13 metrů, ale velké oblasti ploché severní polokoule jsou změřeny s přesností lepší než 2 metry. Dr. Carl Pilcher z NASA řekl: "Tato neuvěřitelná databáze znamená, že nyní známe topografii Marsu lépe než mnohé kontinentální regiony na Zemi." Data budou sloužit jako základní referenční příručka pro vědce zkoumající Mars po dobu mnoha následujících let. Ukazuje se, že rozdíl mezi nejníže a nejvýše položeným místem na Marsu je celých 30 km, což 1,5 násobek této hodnoty na Zemi. 

Nejpodivnějším zjištěním je obrovský rozdíl mezi nízkou a hladkou severní polokoulí a těžce kráterovanou jižní polokoulí, která je v průměru o 5 km vyšší než severní. Data ukazují, že proláklina na severní polokouli je zřetelně nekruhová a což naznačuje, že byla vytvořena vnitřními geologickými procesy během ranných stádií vývoje planety. Jiným výrazným znakem je obrovská impaktní pánev Hellas na jižní polokouli, která je hluboká 9 km, má průměr 2100 km a je obklopena prstencem dosahujícím výšky až dvou kilometrů nad okolním terénem a zasahujícím až do vzdálenosti 4000 km od středu pánve. Tento prstenec obsahuje materiál, který byl s největší pravděpodobností vyvržen při dopadu planetky, přičemž materiálu je takové množství, že kdyby se jím pokryla kontinentání část Spojených států, vznikla by vrstva o výšce 3,5 km. Výsledkem rozdílu ve výškách mezi jižní a severní polokoulí je sklon od jižního k severnímu pólu, který měl největší vliv na globální tok vody v dávné historii Marsu. Nové modely ukazují, že na severní polokouli se odváděla voda z 3/4 povrchu Marsu. Množství vody vyskytující se v současné době na Marsu bylo odhadnuto na základě průzkumu obou polárních oblastí. Informace o severní čepičce jsou známy od loňského roku, o jižní byly nashromážděny nedávno. Ačkoliv se oba póly vizuálně dost liší, jsou si naopak dost podobné, co se týče výškových profilů. Na základě už známých informací o severní čepičce se ukazuje, že ta jižní má významné zastoupení vodního ledu jako doplňku k ledu oxidu uhličitého. Horní limit pro množství vody na povrchu planety je mezi 3,2 a 4,7 miliónů krychlových kilometrů, což je 1,5x více než množství vodního ledu pokrývajícího Grónsko. Jestliže jsou obě polární čepičky tvořeny kompletně vodou, dostáváme objem vody ekvivalentní globální vrstvě od 22 do 33 metrů hluboké, což je asi 1/3 minimální hloubky předpokládaného starověkého oceánu na Marsu. Zjišťování topografie Marsu pokračuje i nadále, přístroj MOLA denně získá dalších 900 000 měření.

Sonda Mars Global Surveyor podle představy malíře NASA [jpeg, 27 kB]
Výšková mapa Marsu - červeně znázorněny výše a modře níže položené oblasti [jpeg, 20 kB]
Topografie impaktní pánve Hellas - význam barev jako na předchozím snímku [jpeg, 31 kB]

U sondy Mars Global Surveyor (MGS) ještě chvíli zůstaneme. Sonda také zahájila podrobné mapování povrchu Marsu a průzkum jeho atmosféry. Zpočátku se vyskytly problémy s velkou pohyblivou anténou, ale v současné době sonda pracuje normálně a zásobuje pozemský tým tokem nových dat o rudé planetě. Zpět k problémům s anténou - ukázalo se, že přeci jenom není zcela pohyblivá, její pohyblivost je v jednom směru poněkud omezena, což ale v současné době nevadí. Situace se zhorší v únoru příštího roku, protože v té době bude vzájemná pozice Země a Marsu taková, že anténu nebude možné nasměrovat přímo na Zemi. Problémem se zabývají inženýři na Zemi, věřme, že do té doby naleznou přijatelné řešení a nedojde k přerušení toku dat. A nyní se raději podívejme na některé nové snímky, které nám sonda od Marsu poslala.
Tyrrhenna Patera [jpeg, 27 kB] - starověký vulkán nacházející se na jižní polokouli. Snímek ukazuje svahy a údolí na spodním severovýchodním okraji vulkánu. Vidíme malé, jasné duny pokrývající udolí a dno kráteru. Slunce svítí nízko zprava, snímek zachycuje oblast o průměru 3 km a byl pořízen na začátku května.
Apollinaris Patera [jpeg, 44 kB] - na snímku vidíme skvrny jasných oblaků visících nad vrcholem této sopky za marťanského odpoledne. Další starověký vulkán nacházející se v blízkosti rovníku, je asi 5 km vysoký a jeho kaldera - téměř kruhový kráter na vrcholu - má průměr 80 km. Snímek je ve falešných barvách a byl pořízen v dubnu.
Na severní polokouli je léto a oblaka jsou velmi častým jevem nad vulkány v oblasti Tharsis [jpeg, 17 kB]. Bíle mraky úplně vlevo visí nad sopkou Olympus Mons a blíže středu nad Ascraeus Mons. Ve spodní třetině snímku můžeme vidět slavné údolí Valles Marineris, které je dlouhé jako Severní Amerika. Snímek byl pořízen během devíti obletů v dubnu a je také ve falešných barvách.

Nyní se přesuneme na kosmodrom Cap Canaveral na Floridě do 23. července 6:31 SELČ. Právě startuje raketoplán Columbia. Jedná se o let označený STS-93, v pořadí již 95. let některého z amerických raketoplánu v historii. Vůbec poprvé velí posádce žena. Je jí 42letá Eileen M. Collinsová. Spolu s ní tvoří posádku pilot Jeffrey S. Ashby (42 let) a tři specialisté - astronom Steven A. Hawley (48 let), Francouz Michel Tognini (50 let) a Catherine G. "Cady" Colemanová (39 let). Hlavním úkolem letu je vypuštění velké rentgenové observatoře Chandra. Start nejstaršího z flotily 4 raketoplánů byl dvakrát odložen. Nejdříve byl naplánován na 20. července k příležitosti oslav 30. výročí přistání lidí na Měsíci. Avšak řídící počítač přerušil odpočítávání pouhých 7 sekund před plánovaných okamžikem startu. Důvodem byly údaje jednoho ze senzorů, který detekoval téměř dvojnásobné množství vodíku v jednom z motorů než je přípustná mez. Při analýze se ukázalo, že není problém s vodíkem, ale právě s daným senzorem. Druhý pokus o start byl naplánován na 22. července, ale tentokrát jej překazila bouřka, která se přehnala nad kosmodromem. Třetí pokus uskutečněný o 24 hodin byl už úspěšný, ikdyž ani ten se neobešel bez problémů. Nejdříve byl o několik minut odložen kvůli vyřešení problému se sledovací stanicí na kosmodromu. K dalšímu problému došlo několik sekund po startu, kdy nastal zkrat v elektrickém vedení, který způsobil krátkodobou ztrátu kontroly nad dvěma ze tří hlavních motorů, které ale běžely dál bez problémů. Jediným důsledkem tohoto zkratu bylo vyčerpání paliva o několik sekund dříve a kvůli tomu raketoplán dosáhl oběžné dráhy o 11,3 km nižší než bylo původně plánováno a jeho rychlost byla nižší o 4,5 m/s. Tento "detail" byl později napraven použitím vlastních motorů raketoplánu.

Start raketoplánu Columbia STS-93 [jpeg, 9 kB]
Rtg. Observatoř Chandra podle představy malíře [jpeg, 62 kB]

Už sedm hodin po dosažení oběžné dráhy uvolnila posádka z nákladového prostoru pomocí robotického ramene rentgenovou obseravotoř Chandra. Krátce poté raketoplán provedl manévr a dostal se do bezpečné vzdálenosti od observatoře. Následovalo dvojí zažehnutí dvoustupňové rakety IUS (Inertial Upper Stage), které umístnilo observatoř na eliptickou dráhu 320 - 74 000 km nad povrchem Země. Vyhořelá IUS byla odhozena a rozvinuty sluneční panely, které budou Chandru zásobovat elektrickou energií. V následujících 14 dnech dojde ještě k 5 zážehům vlastního motoru observatoře, které ji navedou na dráhu s nejbližším bodem 10 000 km a nejvdálenějším 140 000 km nad Zemí. Na této dráze bude observatoři jeden oběh kolem Země trvat 64,2 hodiny, z čehož se 15 hodin bude hacházet uvnitř Van Allenových radiačních pásů, které obklopují naši planetu. V tuto dobu budou vědecké přístroje na palubě sondy mimo provoz. Observatoř se skládá ze tří částí (viz. schéma [gif, 5 kB]):

• rentgenový dalekohled, jehož osm zrcadel slouží k soustředění rentgenového záření
• vědecké přístroje, které zaznamenávají rentgenové záření
• samotná sonda, která poskytuje nezbytné zázemí pro dalekohled a přístoje

Zachytávat rentgenové (RTG) záření není vůbec jednoduché. Vlnové délky RTG záření jsou řádové 0,01 - 0,1 nm (pro srovnání viditelná část spektra má vlnové délky 300 - 900 nm, 1 nm = 10^-9 m), to znamená energie asi 10000 - 1000 x větší než mají fotony viditelného záření. RTG foton je při dopadu na jakoukoliv plochu téměř vždy pohlcen, k odrazu dojde pouze v případě, že úhel dopadu je menší než asi jeden stupeň (viz. další schéma [gif, 9 kB]). Proto dalekohled na palubě Chandry vypadá jako dlouhá protáhlá trubice, která se postupně zužuje. Tomu odpovídají také rozměry observatoře, její délka je přes 14 metrů. Je o půl metru delší než Hubble Space Telescope. S rozvinutými slunečními panely je široká 21 metrů a její startovní hmotnost (tj. i s palivem) činila přes 7 tun. Připočteme-li ještě hmotnost rakety IUS, vynesl raketoplán na oběžnou dráhu zařízení o celkové hmotnosti kolem 25 tun. Observatoř je schopna detekovat RTG záření ze zdrojů 20x slabších než byly schopny předchozí rentgenové dalekohledy na oběžné dráze (Einstein, Rosat ...). Cílem observatoře je studium vysokoenergetických oblastí a jevů ve vesmíru jako jsou horké pozůstatky explodujících hvězd, pulsary, supernovy a také studium budoucnosti vesmíru. Předpokládaná doba provozu observatoře je 5 let, s tím, že v případě dobrého stavu bude prodloužena. Dalekohled se připojil ke dvěma již pracujícím velkým kosmickým observatořím NASA, kterými jsou HST pracující hlavně ve viditelném oboru spektra (+ UV + IR) a Compton Gamma Ray Observatory, pracující v oboru gamma záření. Čtvrtým do party by měl být Space Telescope Infrared Facility (SIRFT), dalekohled určený pro infračervenou část spektra.

Dále si povíme o jednom objevu, na kterém se podíleli i astronomové z observatoře v Ondřejově. V loňském roce, mezi 2.  a 8. červnem, prolétla ve vzdálenosti 800 000 km od naší planety malá planetka označená 1998 KY 26. V tomto období se na ní zaměřilo několik přístrojů a zjistila se zajímavá fakta. Planetka, která má průměr pouhých 30 metrů, je doposud nejrychleji rotujícím známým tělesem ve Sluneční soustavě. Slunce na jejím povrchu vychází nebo zapadá každých pět minut, protože planetka se okolo své osy otočí jednou za 10,7 minuty. Nejkratší známá rotační perioda planetek činila jednu hodinu. Planetka je zvlášní i svým sférickým tvarem, který je obvyklý u velkých těles, která se diferencovala vlastní gravitací, ale u takto maličkých těles je to velmi neobvyklé. Podle dr. Petra Pravce z Ondřejova je tvar tělesa i jeho rotace přímým důsledkem srážky planetek, při které toto těleso vzniklo. Kromě toho se ukazuje, že planetka je složením blízká uhlíkatým chondritům, původním meteoritům, které vznikly v dobách formování Sluneční soustavy. Tyto meteority obsahují organické sloučeniny a také 10 - 20% vody. Některé z nich obsahují i amino- a nukleokyseliny a jsou proto objektem zájmu astrobiologů. Dr. Steven Ostro z JPL prohlásil, že by se planetka mohla stát oázou pro budoucí kolonizátory vesmíru. Ze všech známých planetek je totiž nejlépe přístupná pro kosmické sondy. Však už se také objevily první úvahy o vyslání kosmické sondy k planetce při jejím přiblížení k Zemi v roce 2006 a dokonce lodi s lidkou posádkou v roce 2015. Na pozorovací kampani se podílely radary sítě Deep Space Network v Goldstone (Kalifornie), k vyslání signálu byla použita 70m anténa, která je paradoxně 2x větší než samotné zkoumané těleso, k zachycená anténa o průměru 34 metru. V optickém oboru planetku sledovaly dalekohledy v Arizoně, v Kalifornii, na Havaji a právě v Ondřejově.

"Snímky" planetky 1998 KY 26 pořízené na základě radarových pozorování [gif, 53 kB]

Jaké by to asi byly novinky z astronomie bez několika zajímavých snímků z Hubbleova kosmického dalekohledu (HST), že? Proto se i dnes podíváme na některé z nich.
Kulová hvězdokupa M80 [jpeg, 91 kB] je jednou z nejhustších kulových hvězdokup z celkového počtu 147 známých v naší Galaxii. Leží ve vzdálenosti 28 000 světelných roků a obsahuje stovky tisíc hvězd. Všechny hvězdy v kulových hvězdokupách jsou stejného stáří, ale pokrývají široké rozpětí hmotností, což umožňuje studium vývoje hvězd. Všechny hvězdy na snímku jsou mnohem starší než naše Slunce. Zvláště výrazní jsou jasní červení obři o hmotnostech srovnatelných se Sluncem, které jsou však již na konci svého vývoje. Analýza snímků pořízených ve viditelném a ultrafialovém oboru spektra ukázala, že je zde v jádru hvězdokupy silně zastoupena populace tzv. "modrých opozdilců". To jsou hvězdy, které se zdají být mnohem mladší a hmotnější než ostatní hvězdy v kupě. V takto husté oblasti hvězd jako je jádro kulové hvězdokupy jsou časté srážky dvou hvězd, které vedou k jejich splynutí a ke vzniku nové masívní hvězdy, která se právě navenek "tváří" jako velmi mladá. V roce 1860 se ve hvězdokupě objevila nova, která byla pojmenována T Scorpii. HST zde mj. nalezl i její horký a slabý pozůstatek.
Kupa galaxií [jpeg, 76 kB] označená katalogovým číslem MS1054-03 leží ve vzdálenosti 8 miliard světelných roků. Ačkoliv na snímku pořízeném HST je možno pozorovat tisíce galaxií, tým evropských vědců se detailně zaměřil na 81 z nich, které jistě patří k této galaktické kupě. Ukázalo se, že 13 z nich je pozůstatky dřívějších kolizí galaxií či páry v současné době kolidujících galaxií. Astronomové zde nalezly důkazy svědčící o tom, velké masívní galaxie vznikají při srážkám mezi menšími, v "generaci po generaci" nekončícím procesu. Když se k sobě dvě galaxie přiblíží, jsou dráhy hvězd v nich narušeny mohutnými slapovými silami vzájemného gravitačního působení obou galaxií. Výsledkem je, že "mateřské" galaxie ztrácejí tvar vznikají hladší galaxie. Takže například z jasně definovaných spirálních galaxií vznikají eliptické galaxie bez jakéhokoliv výrazného znaku. Proces splynutí dvou galaxií trvá méně než 1 miliardu let, z kosmického hlediska je to relativně krátká doba. Podle autorů je toto pozorování důkazem pro myšlenku Velkého třesku, protože podle této teorie vznikají galaxie právě splývání menších exemplářů. Na pozorovací kampani se kromě HST podílel i 10m Keckův dalekohled na Havaji, který byl použit pro zjištění příslušnosti galaxií ke kupě.
U příležitosti druhého přistání sondy Mars Pathfinder na povrchu Marsu [jpeg, 42 kB] pořídil HST několik snímků této planety pokrývající celý povrch. Mars se v té době nacházel ve vzdálenosti 87 miliónů km od Země, což je nejmenší přiblížení pro následujících devět let. Z této vzdálenosti byl Hubble schopen rozlišit detaily minimální šířky 19 km. Na vrcholu každého obrázku je zřetelně viditelná severní polární čepička, která v té době dosahovala nejmenších rozměrů, protože na severní polokouli panovalo léto. Povrch Marsu se dynamicky mění, což dokazuje srovnání se snímky pořízenými sondami Viking před 20 lety. Je to důsledek větrů a větrných bouří, které přesouvají prach a písek z oblasti do oblasti. Oblasti, které byly dříve světlé, jsou dnes tmavé a naopak. Na druhé straně jsou zde velké tmavé i světlé oblasti, které zůstaly nezměněny, ikdyž v některých malých detailech jsou také poznamenány změnami. Barvy na snímcích byly poskládány z dat pořízených přes modrý, zelený a červený filtr.

Experimentální sonda Deep Space 1, která slouží k testování 12 nových technologií, určených pro běžné používání při kosmických výpravách v příštím tisíciletí, splnila svůj poslední úkol. Ten na ní čekal 29. července, kdy prolétla v těsné blízkosti planetky Braille. Planetka dosud nesla označení 1992 KD a pojmenována byla teprve nedávno po francouzském učiteli Louisi Braillem (1809-1852), který vynalezl slepecké písmo. Tento nápad zvítězil ve veřejné soutěži, kterou pořádala americká Planetary Society. V 6:46 LSEČ prolétla sonda ve vzdálenosti pouhých 15 km od planetky a utvořila tak nový rekord v historii kosmických letů. Toto přiblížení bylo také posledním testem autonomního navigačního systému zvaného AutoNav, který navedl sondu do blízkosti planetky. AutoNav identifikuje pozici sondy na základě známých poloh vzdálených hvězd, planet a asteroidů a podle potřeby pak mění její dráhu. Sonda se v okamžiku setkání pohybovala v rovině ekliptiky, planetka "přilétla zespodu". Její rychlost byla o něco větší než rychlost sondy, takže vlastně můžeme říci, že sondu dohnala. Relativní rychlost obou těles při setkání činila 56 000 km za hodinu. Během setkání měly být v provozu dva přístroje na palubě sondy, jednak kamera, jejímž cílem bylo pořídit černo-bílé a infračervené snímky asteroidu a jednak spektrometr, který měl zaznamenávat rozložení plazmatu v okolí. Dosud měli vědci jen velmi málo informací o tomto tělese, jeho rozměry byly odhadovány na 1 - 5 km. Už krátce po průletu se ukázalo, že kamera sondy nebyla schopna velmi slabou planetku udržet v zorném poli a nebyly tak pořízeny žádné hodnotné snímky. Avšak spektrometr pořídil velmi cenná měření, která ukázala, že planetka je velmi podobná Vestě, největší planetce Sluneční soustavy, a také skupině meteoritů nalezených na povrchu Země. To by naznačovalo společný původ. Pro vědce je takové zjištění poměrně překvapivé. Navzdory selhání kamery při průletu kolem asteroidu, je celá výprava sondy hodnocena jako velmi úspěšná, protože jejím hlavním cílem bylo vyzkoušení nových technologií a setkání s planetkou bylo takovou třešničkou na dortu.

Sonda Deep Space 1 opět podle umělecké představy [jpeg, 13 kB]

Nedávno byla představena nová technika umožňující nahlédnout za okraj slunečního disku a zlepšit díky tomu předpovědi kosmického počasí. Astronomové nyní mohou sledovat sluneční bouře již na odvrácené straně dříve než se vlivem sluneční rotace dostanou na stranu přivrácenou. Umožnil jim to přístroj SWAN umístněný na palubě sondy SOHO, který je schopen mapovat celou oblohu v ultrafialovém světle, tedy v oboru spektra jenž je kompletně pohlcen zemskou atmosférou. Sluneční soustava je vpodstatě vložena do obrovského oblaku neutrálního mezihvězdného vodíku. Tento oblak je relativně řídký, kolem 100 atomů vodíku na litr, ale to je dostatečné, aby zachytil procházející UV záření. Sluneční záření v tomto oblaku vytváří jakousi bublinu o průměru kolem jedné astronomické jednotky a vnitřní povrch této bubliny vpodstatě slouží jako divadelní plátno. Když záření z aktivních slunečních oblastí zasáhne toto "plátno", vodík se na tomto místě rozzáří a vznikne UV horká skvrna. Protože bublina je dostatečně velká, je možné, aby přístroj SWAN tuto horkou skvrnu způsobenou aktivními oblastmi na odvrácené straně Slunce zachytil jednoduše tak, že pohlédne tu na část oblohy, pro kterou je odvrácená strana stranou přivrácenou. Tímto způsobem je možné sledovat pohyb aktivních oblastí bez přímého pohledu na ně. Všechny to umožní poloha sondy SOHO. Kdyby se nacházela na oběžné dráze Země, byla by slepá, protože okolí naší planety je bohaté na vodíkové atomy. Ale sonda je umístněna v tzv. Lagrangeově bodu soustavy Země-Slunce, tj. bodu, který se nachází asi 1,5 miliónu km od Země a kde je zjednodušeně řečeno vyrovnáno gravitační působení obou těles.

Sluneční skrvny - snímek pořízený na Big Bear Solar Observatory 22. 7. gif, 16 kB]
Schéma, jak přístroj SWAN "kouká" za okraj Slunce [gif, 28 kB]

Při zpětném prohlížení starších dat se ukázala ještě jedna báječná věc. SOHO může sledovat tímto způsobem i komety. Ačkoliv většina neutrálního vodíku ve sluneční soustavě pochází z mezihvězdného prostoru, komety jsou obklopeny vlastními velkými vodíkovými oblaky. Když se kometa HB přiblížila v roce 1997 ke Slunci, sonda SOHO už byla na svém místě. A díky přístroji SWAN spatřili astronomové dosud nevídanou věc - protáhlý stín, více než 150 miliónů km dlouhý, který vznikl projekcí komety na už zmiňované "plátno". Jak je to možné? Když se kometa přiblížila ke Slunci na 150 miliónů km, vodní led v jejím jádře se začal vypařovat. Podle očekávání sluneční uv záření rozštěpilo molekuly vody a uvolnilo oblak vodíkových atomů, které zářily v uv světle. Čím se kometa přibližovala, tím více vodíku se uvolňovalo a kolem komety se vytvořil obrovský 10 miliónů km široký oblak, který pohlcoval sluneční záření. A tím pádem "za ní" vznikl stín porozovatelný přístrojem SWAN v uv spektru. Na základě těchto pozorování mohli astronomové určit, že z komety se uvolnilo každou sekundu kolem 300 tun vodíku a vody. Toto je nádherný příklad toho, že některé sondy či přístroje mohou být užitečné k úplně jiným účelům, než byly původně konstruovány. A u SOHO je to obzvlástě cenné, protože s touto sondou byl v loňském roce ztracen kontakt a několik měsícu byla nefunkční než se ji podařilo oživit po dlouhotrvajícím a náročném procesu.

Kometa Halle-Bopp 17. dubna 1997, 30 cm reflektor [jpeg, 36 kB]
Takto kometu Hall-Bopp pozoroval přístroj SWAN na SOHO [gif, 31 kB]

Pavel Koten