VESM?R

VESM?R


??st 1 : ?vod

Vesm?r je v?e co existuje ? hmota , prostor , energie a ?as. Jsou to v?echny hv?zdy , planety a dal?? objekty ve vesm?ru.

Velikost vesm?ru hrani?? s lidsk?m ch?p?n?m. Viditeln? ??sti maj? rozlohu 1,6 bili?n bili?nu km a nikdo nev? , jak daleko sahaj? dosud nepoznan? ??sti vesm?ru.
Bylo vytvo?eno mnoho teori? vysv?tluj?c?ch , jak vesm?r vznikl a jak se vyv?jel a? do dne?n?ch dn?. Obvykle uzn?van? teorie velk?ho t?esku tvrd? , ?e vesm?r byl vytvo?en obrovskou exploz? p?ed 15 miliardami let. Tato jedine?n? ud?lost stvo?ila nejen hmotu , ale i energii , prostor a dokonce i ?as. Je nesmysln? mluvit o dob? p?ed velk?m t?eskem , proto?e ??dn? neexistovala.
Astronomov? se domn?vaj? , ?e po velk?m t?esku byl vesm?r nesm?rn? hork? a pln? z??en?, Po deseti sekund?ch se vytvo?ily element?rn? ??stice ( protony , neutrony , elektrony ) , ale atomy samotn? ( vod?k h?lium ) se vytvo?ily a? po n?kolika stovk?ch tis?ce let , kdy se vesm?r rozp?nal a ochlazoval.
Ozv?ny velk?ho t?esku

Astronomov? odhaduj? teplotu vesm?ru na 3K neboli 3 stupn? nad absolutn? nulou , pokud by se velk? t?esk uskute?nil p?ed 15 miliardami let. Radioteleskopy se zaznamenal po cel? obloze ,,?um?? r?diov? pozad? odpov?daj?c? teplot? 3K. Podle v?dc? jde o ozv?nu velk?ho t?esku.
Jedna z nejobl?ben?j??ch v?deck?ch historek popisuje , jak Isaac Newton zjistil , ?e s?la kter? zp?sobuje p?d jablka , je p?soben?m Zem? samotn?. Naz?v?me ji p?ita?livost ( gravitace ) Zem?. Velikost t?to s?ly z?vis? na hmotnosti p?edm?tu .Jablko m? malou hmotnost , a tak je jeho p?ita?livost mal? a Zem? t?m?? nepohne. Zato Zem? je obrovsk? , a proto Zem? p?it?hne jablko k sob?.
Gravitace dr?? v?echna t?lesa na sv?ch cest?ch prostorem. M?s?c je gravitac? udr?ov?n na ob??n? dr?ze kolem Zem? , aby neul?tl do vesm?ru. Gravita?n? s?la Slunce udr?uje planety na ob??n?ch dr?h?ch kolem n?j a mnohem v?t?? gravita?n? s?la dr?? Slunce v postaven? vzhledem k poloze dal??ch hv?zd.
Na?e Slunce je hv?zda st?edn? velikosti a stejn? jako ostatn? hv?zdy je to shluk roz?haven?ch plyn? , obrovsk? jadern? kotel vyza?uj?c? obrovsk? mno?stv? sv?tla , tepl? a jin? energie.
Slunce a planety , kter? kolem n?j ob?haj? , tvo?? slune?n? soustavu. Ostatn? hv?zdy se zdaj? b?t malink? , ale jenom proto , ?e jsou velmi daleko. N?kter? hv?zdy jsou v?ce n?? stokr?t v?t?? n?? Slunce.

Hv?zdy a galaxie


Astronomov? popisuj? polohu hv?zd za pomoc? souhv?zd?. Souhv?zd? tvo?? skupina hv?zd viditeln? v ur?it? ??sti no?n? oblohy. To neznamen? , ?e by musely b?t bl?zko u sebe.
V mnohem v?t??m m???tku vytv??ej? hv?zdy seskupen? , kter? naz?v?me galaxie. Na?e Slunce a jeho planety jsou ??st? galaxie pojmenov?na Ml??n? dr?ha. Ml??n? dr?ha nen? zdaleka nejv?t?? galaxie , ale i p?esto je tak rozs?hl? , ?e je velmi t??k? pochopit jej? rozm?ry.
Vzd?lenost ve vesm?ru se m??? pomoc? rychlosti sv?tla ( 300 000 km/s , nejv?t?? zn?m? rychlost ). Astronomy pou??van? jednotka se jmenuje sv?teln? rok a znamen? vzd?lenost ura?enou sv?tlem za jeden rok. To je asi 9 460 000 000000 km. Hv?zda nejbl??e Zemi se jmenuje Proxima Centauri a je vzd?len? 4,3 sv?teln?ch let. To znamen? , ?e hv?zda , jak ji vid?me dnes tak vypadala u? p?ed v?ce ne? ?ty?mi l?ty. Dokonce i sv?tlo ze Slunce k n?m let? 8 minut a 20 sekund.
Ml??n? dr?ha m? tvar obrovsk?ho rotuj?c?ho kola s vypoukl?m st?edem. Obsahuje stovky tis?c mili?n? hv?zd. Slunce le?? u kraje kola a od st?edu je vzd?leno 25 000 sv?teln?ch let. Slunci trv? jedno oto?en? okolo st?edu galaxie 250 mili?n? let.
Na?e galaxie je jen jednou z mnoha galaxi?. Jejich po?et nezn?me. Dnes zn?me asi miliardu galaxi? a ka?dou z nich tvo?? mnoho mili?n? hv?zd. Nejvzd?len?j?? zn?m? galaxie jsou od n?s vzd?leny v?ce ne? sto mili?n? sv?teln?ch rok? a tak v okam?iku , kdy je studujeme , se d?v?me do nejvzd?len?j?? minulosti vesm?ru. V?echny galaxie se od n?s obrovskou rychlost? vzdaluj? a my zase od nich. Zd? se , ?e vesm?r se rozp?n? , a pr?v? to bylo d?vodem , pro? p?i?li astronomov? s teori? velk?ho t?esku.



Druhy hv?zd

Existuje mnoho druh? hv?zd. Vyv?j? se a zanikaj? u? mnoho mili?n? let. Na?e Slunce je star? asi 5 bili?n? let a astronomov? spo??tali , ?e bude trvat je?t? dal??ch 5 bili?n? let , ne? Slunce zanikne. Slunce je jednoduch? hv?zda na rozd?l od mnoha jin?ch hv?zd tvo?en?ch dv?ma hv?zdami rotuj?c?ch okolo sebe , tzv. dvojhv?zdy. Existuj? dokonce trojhv?zdy a multihv?zdy.
Nejv?t?? hv?zdy se naz?vaj? superob?i. Mezi n? pat?? i Antares s pr?m?rem 330 kr?t v?t??m ne? je pr?m?r Slunce. Superob?i se li?? od ostatn?ch hv?zd svou n?zkou hustotou. Dal??m druhem jsou ob?? hv?zdy s pr?m?rem desetkr?t a? stokr?t v?t??m n?? pr?m?r Slunce. Maj? pom?rn? n?zkou hustotu , ale u? ne tak n?zkou jako superob?i. Nejv?ce hv?zd , v?etn? na?eho Slunce , spad? do kategorie hv?zd st?edn? velikosti. Jejich pr?m?r kol?s? od desetin?sobku pr?m?ru Slunce a? po jeho desetinu.
Nejmen?? hv?zdy st?edn? velikosti se jmenuj? ?erven? trpasl?ci. Dal??m typem trpasl?k? jsou hv?zdy men?? ne? hv?zdy st?edn? velikosti. Tyto hv?zdy se jmenuj? b?l? trpasl?ci , jejich rozm?ry odpov?daj? rozm?r?m Zem?. Jsou to hv?zdy velmi slab? , ale jejich hustota dosahuje vysok? hodnoty ? 100 000 kr?t a? 20 000 000 kr?t p?ekra?uj? hustotu vody. V Ml??n? dr?ze jich m??e b?t a? 5 miliard , ale dosud jich bylo objeveno jen p?r stovek.





?ivot hv?zdy

V?echny hv?zdy zahajuj? sv?j ?ivot jako mra?no plynn?ho vod?ku a prachu. Ve vesm?ru je mnoho takov?ch mra?en. Vytvo?en? hv?zdy za??n? , kdy? n?co , a nikdo doposud nev? p?esn? co , zp?sob? , ?e se mra?no za?ne vlivem gravitace hroutit do sebe. Kdy? se mra?no smr?t? , rozto?? se a jeho st?ed se za?ne zah??vat. Nakonec teplota v j?dru hv?zdy vzroste natolik ( mnoho mili?n? stup?? ) , ?e se rozb?hne jadern? reakce. P?i t?to reakci vznik? slu?ov?n?m jader vod?ku helium. Vytvo?ena energie se uvol?uje jako sv?tlo a teplo a hv?zda za??n? z??it.
Nov? vznikl? hv?zda je st?l? obklopena zbytkem plynu a prachu. V p??pad? na?eho Slunce z t?to hmoty vznikly planety. Je t?m?? jist? , ?e planety se zformovaly i okolo jin?ch hv?zd a fascinuj?c? je p?edstava , ?e mnoh? z nich se pravd?podobn? mohly st?t domovem ur?it? formy ?ivota.

Vybuchuj?c? hv?zdy

Osud hv?zdy z?vis? hlavn? na jej? hmotnosti. Kdy? hv?zda jako Slunce spot?ebuje sv? vod?kov? palivo , jej? heliov? j?dro se scvrkne , zat?mco vn?j?? vrstvy se rozp?naj?. Takov? hv?zda se naz?v? ?erven? obr. Postupem ?asu jsou vn?j?? vrstvy odfouknuty a z?st?v? jen jasn? mal? j?dro ? b?l? trpasl?k. Hv?zda postupn? chladne a st?v? se ?ern?m trpasl?kem ? obrovskou hroudou uhl?ku.
Hv?zdy s n?kolikan?sobkem hmotnosti Slunce m?vaj? mnohem dramati?t?j?? konec. Jakmile se sp?l? jejich jadern? palivo , rozp?naj? se a st?vaj? se superobry. Mnohem v?t??mi hv?zdami jsou ?erven? ob?i. Potom se jejich j?dro najednou zhrout? vlivem gravitace. Uvoln?n? energie rozbije hv?zdu p?i obrovsk? explozi. ??k?me,?e vybuchla supernova. Na chv?li hv?zda zasv?t? bili?nkr?t jasn?ji ne? Slunce. V ?noru 1987 bylo mo?no i bez dalekohledu vid?t ze Zem? v?buch supernovy v sousedn? galaxii. Byla to prvn? pouh?m okem viditeln? supernova po 383 letech. V z?vislosti na hmotnosti p?vodn? hv?zdy m??e po v?buchu vzniknout mal? t?leso nazvan? neutronov? hv?zda. M? pr?m?r jen n?kolik des?tek kilometr? a je tvo?ena hlavn? neutrony , tak?e jej? hustota je obrovsk? , dokonce v?t?? ne? hustota b?l?ch trpasl?k?.


?ern? d?ry

Gravita?n? s?la hrout?c?ho se j?dra m??e b?t p?i v?buchu supernovy tak velik? , ?e hmota je stla?ena do t? m?ry , ?e p?estane v?bec existovat. V?e , co zbude , je jen ??st prostoru s neskute?n? vysokou gravitac?. Jej? p?ita?livost je tak velik? , ?e nic nem??e uniknout z jej?ho dosahu. T?to ??sti prostoru ??k?me ?ern? d?ra. Jak plyne z povahy ?ern?ch d?r , nem??eme je vid?t. Astronomov? zjistili , kde se n?kter? nal?zaj?. Hledaj? dvojhv?zdn? syst?my vys?laj?c? siln? rentgenov? z??en?. P?edpokl?daj? , ?e rentgenov? paprsky jsou vyza?ov?ny v dob? , kdy je hmota jedn? z hv?zd zah??t? na n?kolik mili?n? stup?? a spir?lovit? vtahovan? do ?ern? d?ry. Takov? zdroj z??en? existuje v souhv?zd? Cygnus , zn?me jej pod n?zvem Cygnus X?1. N?kte?? v?dci se domn?vaj? , ?e existuj? i b?l? d?ry : m?sta , kde se vytv??? nov? hmota vl?vaj?c? se do prostoru. Ve vesm?ru existuj? i dal?? z?hadn? objekty , nap??klad kvasary. Vypadaj? jako hv?zdy , ale jsou tak daleko , ?e to hv?zdy b?t nemohou. Vypadaj? jako velmi jasn? st?edy vzd?len?ch galaxi? a zd? se , ?e jsou to v?bec nevzd?len?j?? objekty ve vesm?ru. Jejich sv?tlo se vydalo na cestu hned po vzniku vesm?ru. Astronomov? uva?uj? , ?e jen ?ern? d?ry mohou poskytovat energii , kterou kvasary vydaj?.
Velmi zaj?mav? jsou i pulsary. Jsou to t?lesa vys?laj?c? energii v pravideln?ch impulsech. P?edpokl?d? se , ?e to jsou rotuj?c? neutronov? hv?zdy vys?laj?c? svazky paprsk? do prostoru. Tyto paprsky se potom ???? vesm?rem jako sv?tlo z nebesk?ho maj?ku.
Nikdo nev? , jak? bude kone?n? osud vesm?ru. V sou?asnosti se zd? , ?e vesm?r se nad?le rozp?n? u? od dob sv?ho vzniku velk?m t?eskem. Existuj? dv? varianty dal??ho mo?n?ho dlouhodob?ho v?voje vesm?ru. Podle pojet? tzv. otev?en?ho vesm?ru se bude vesm?r d?le rozp?nat a? do doby , kdy zaniknou v?echny hv?zdy i galaxie a kdy bude ve?ker? energie rozpt?lena.
Dal?? mo?nost? je , ?e rozp?nan? vesm?ru se jednoho dne zastav? a vesm?r se za?ne smr??ovat , a? nakonec zmiz? p?i ud?losti nazvan? obr?cen? velk? t?esk neboli velk? k?ach. Toto je pojet? tzv. uzav?en?ho vesm?ru. Pot? m??e b?t spu?t?n dal?? velk? t?esk a m??e vzniknout dal?? vesm?r. M??e nastat nekone?n? cyklus rozp?nan? a smr??ov?n? , tzv.pulzuj?c? vesm?r.



Uk?zky p?r ?ern?ch d?r :

GRS 1915 +105 (Gamma Ray Source), - hv?zdn? ?ern? d?ra v souhv?zd? Orla
(7.1.1998, NASA )
1023 kg l?tky/p?l hodiny vyvr?en? t?m?? rychlost? sv?tla.
?ern? d?ra v na?? Galaxii, bin?rn? syst?m hv?zdn? velikosti. Jety vyvrhuj?c? l?tku se tvo?? periodicky a ka?d?ch p?l hodiny zmiz? na 5 minut. V okam?iku vzniku jetu se v?razn? sni?uje produkce RTG z??en? z disku (sonda RXTE). Hmota z disku se pravd?podobn? n?jak transformuje do v?trysku a je takto vyvr?ena ven.
? Jety na po??tku v?trysku z??? v IR a R (VLA).
? Detekce "frame dragging" - strh?v?n? ?asoprostoru rotuj?c? ?ernou d?rou (MIT).
? Miniaturn? quasar doma v Galaxii?





NGC 4261 - galaktick? ?ern? d?ra
(HST, 4.12.1995, WFPC)

Eliptick? galaxie, vzd?len? 108 sv?teln?ch let ve sm?ru souhv?zd? Panny. V centru galaxie je masivn? ?ern? d?ra krmen? prachem z tlust?ho akre?n?ho disku o pr?m?ru 800 sv?teln?ch let. M??en?m rychlosti rotace prachov?ho disku byla stanovena hmotnost ?ern? d?ry na 1.2?1012 MS. Tato ohromn? hmotnost se nach?z? v oblasti jen o n?co m?lo v?t?? ne? je na?e Slune?n? soustava. Disk obklopuj?c? ?ernou d?ru m? hmotnost 105 MS a byl objeven s HST v roce 1992. Sn?mky z HST z roku 1995 zaznamenaly poprv? strukturu disku, kter? pravd?podobn? souvis? s vlnami a nestabilitami ????c?mi se diskem. Tak? se uk?zalo, ?e ?ern? d?ra s diskem nejsou p?esn? v centru galaxie NGC 4261. Pro tento fakt zat?m chyb? uspokojiv? vysv?tlen?.


M 87 (Virgo A) - bl?zk? ob?? eliptick? galaxie v kup? galaxi? v Pann? s charakteristick?m v?tryskem patrn?m v horn? ?ad? sn?mk? (GCO, VLT-1998). Pr?m?r 120 000 l.y. Pravd?podobn? ?st?edn? galaxie v kup?. Hmotnost 2.7?1012 Ms. Rozs?hl? syst?m kulov?ch hv?zdokup. Spolu s M 84 a M 86 le?? v centru kupy. Centrum galaxie M87 je velmi hust?. Nalezen disk hork?ch plyn? rotuj?c? kolem centra ob?? galaxie. Disk je patrn? v lev? doln? ??sti p?edposledn?ho sn?mku (HST, 1994). Byla po??zena i spektra z r?zn?ch ??st? disku (napravo) a z nich rychlost rotace disku. Z t? lze ur?it hmotnost centr?ln?ho objektu a z rozm?r? disku lze odhadnout maxim?ln? rozm?r objektu. Tyto v?po?ty vedou k natolik vysok? hustot? centr?ln?ho objektu, ?e v ?vahu p?ipad? jedin? ?ern? d?ra. V?trysk z j?dra obsahuje rychle se pohybuj?c? nabit? ??stice a je slo?en z vl?ken p???n?ch rozm?r? 10 sv?teln?ch let. Charakter v?trysku odpov?d? model?m ?ern?ch d?r s tlust?m akre?n?m diskem.






NGC 7742 - galaktick? ?ern? d?ra, Pegas
(HST, 1998)
vzd?lenost: 3 000 l.y.
Aktivn? spir?ln? galaxie, ve st?edu velk? ?ern? d?ra. J?dro p?edstavuje "?loutek" ve st?edu sn?mku, ?molkovit? tlust? prsten kolem je oblast, kde se rod? nov? hv?zdy.


Cent A (NGC 5128) - radiov? galaxie
Poz?statek kolize eliptick? a spir?ln? galaxie. V centru masivn? ?ern? d?ra.
1970 zdroj RTG (Uhuru)
1975 zdroj gama (Sigma)
1979 dva jety z j?dra (Einstein)
1996 kolize dvou galaxi? (HST)
1997 kompaktn? mal? j?dro (VLBA)
1998 ?ern? d?ra v j?d?e (HST, NICMOS)





??st 2 :
Galaxie




Zjednodu?en? ?e?eno , vesm?r se skl?d? z hv?zd a prostoru. Hv?zdy v?ak nejsou v prostoru roztrou?eny libovoln? , jsou spole?n? seskupeny v obrovsk? ?hv?zdn? ostrovy ? nebo galaxie.

V?echny hv?zdy , kter? vid?me na no?n? obloze , spolu se Sluncem , pat?? do na?? Galaxie , kterou naz?v?me Ml??n? dr?ha. N?zev Ml??n? dr?ha se u??v? tak? pro matn? , nej?ast?ji st??brn? p?s hv?zd , kter? se klene p?es no?n? oblohu. Pro tento n?zev m?me rozumn? d?vod. Kdybyste si tento pruh prohl??eli dalekohledem nebo teleskopem , uvid?li byste , ?e ji tvo?? obrovsk? po?et hv?zd , zjevn? k sob? t?sn? nakupen?ch. To , na co se ve skute?nosti d?v?te , je pr??ez neboli p???n? ?ez Galaxi?.
Galaxie m? podobu velk?ho disku , kter? je uprost?ed dut?. T?to v?duti se ??k? j?dro. Na obloze le?? ve sm?ru souhv?zd? St?elce , v nejhust?? ??sti Ml??n? dr?hy. Do j?dra nen? mo?n? vid?t p??li? daleko , proto?e pohled je znemo?n?n siln?mi prachov?mi mra?ny. V disku jsou hv?zdy seskupeny pod?l zahnut?ch ramen , kter? spir?lovit? vyb?haj? z j?dra. Na?e Galaxie je jednou z mnoha spir?lovit?ch galaxi? ve vesm?ru. Krou?? prostorem jako ostatn?. Z d?lky by vypadala jako roz?haven? ot??iv? oh?ostroj ? kate?insk? kolo.
Studiem rozm?st?n? hv?zd a sm?ru jejich pohybu jsou astronomov? schopni lokalizovat n?kter? spir?lovit? ramena galaxi?.
K vyhled?v?n? vod?kov?ch mra?en , kter? jsou p??tomna v ramenou , se pou??vaj? tak? radioteleskopy. Nejbl??e Zemi jsou t?i ramena ? Orion , Perseus a St?elec. Bl??e k j?dru je rameno Carina a existuje tak? d?kaz o ramenu Kentauru. Ramena jsou pojmenov?na po souhv?zd?ch , ve kter?ch se vyskytuj?.
Na?e Galaxie je v?t?? ve srovn?n? s pr?m?rem ostatn?ch galaxi?. Obsahuje okolo 100 000 mili?n? hv?zd a nap??? m??? okolo 100 000 sv?teln?ch let. St?edov? v?du? m? v pr?m?ru okolo 15 000 sv?teln?ch let , zat?mco disk je siln? jen asi 3 000 sv?teln?ch rok?.
Slunce le?? v disku Galaxie na spir?lovit?m rameni Orionu , p?ibli?n? 3 000 sv?teln?ch let od centra. Jedno oto?en? kolem Galaxie trv? 25 mili?n? let , co? je obdob? , kter?mu se ??k? vesm?rn? rok.
Stejn? jako se hv?zdy seskupuj? v galaxii , galaxie se seskupuje do hv?zdokup. Na?e galaxie je sou??st? hv?zdokupy relativn? bl?zk?ch galaktick?ch soustav , zvan?ch Local group ( m?stn? skupina ). Zahrnuje tak? na?e nejbli??? galaktick? sousedy Velk? a Mal? Magalheasovo mra?no , a zn?mou mlhovinu Andromedy , co? je spir?ln? galaxie o n?co v?t?? ne? na?e Galaxie.

V disku

Mezi t?m , co se odehr?v? v disku galaxie a v jej?m j?d?e , je nepatrn? rozd?l. V disku se nach?zej? hv?zdy relativn? mlad?. Je tam hodn? jasn?ch modr?ch a modrob?l?ch hv?zd. N?kter? se seskupily a my je pozorujeme je jako otev?en? hv?zdokupy. Dobr?m p??kladem jsou Plej?dy nebo Ku??tka v souhv?zd? B?ka.
Mezi hv?zdami v disku jsou mra?na prachu a plyn? , kter?m se ??k? hv?zdn? mlhoviny . Z t?chto mra?en vznikaj? hv?zdy. Je vypo??t?no , ?e v?ce ne? jednu desetinu hmotnosti na?? Galaxie tvo?? mlhovina. Plynov? a prachov? mra?na tak? obsahuj? hmotu , kter? se roztrou?? v prostoru , kdy? se obrovsk? vyhas?naj?c? hv?zdy roztrhnou jako supernovy. ??st t?to hmoty obsahuje kovy. Tak?e hv?zdy zrozen? z t?chto mra?en obsahuj? nepatrn? mno?stv? kov?. Typick? hv?zda disku je tud?? mlad? , ?hav? a obsahuje p??zna?n? mno?stv? kov?. Je zn?ma jako hv?zda ? prvn? generace?.


V j?d?e

Hv?zdy seskupen? v j?d?e na?? Galaxii jsou v podstat? star? ?erven? hv?zdy. V?t?ina z nich se utvo?ila p?i explozi hv?zdn?ch ?tvar? p?ed 12 000 mili?ny lety , kdy? vznikla galaxie. Hv?zdy disku jsou o dost mlad?? ? nap??klad slunce m? jen 5 000 mili?n? let. Star? ?erven? hv?zdy j?dra se datuj? jako hv?zdy ?druh? generace?. Maj? jin? slo?en? ne? hv?zdy disku. Vytvo?ily se z mlhoviny vod?ku a helia. P?edt?m byly do nich zasazeny t??k? prvky z v?buchu supernovy , a proto te? obsahuj? mal? mno?stv? kov?.
Star? ?erven? hv?zdy se tak? nach?zej? d?l od vydut? v j?d?e a tvo?? sf?rick? kruh kolem cel? na?? Galaxie. Tu a tam se kup? ve stovk?ch tis?c? , aby vytvo?ily velkolep? skupiny ve tvaru koule , kter?m se ??k? kulov? hv?zdokupy. Dv? nejjasn?j?? kulov? hv?zdokupy ? Kentaur Omega a Tukan 47 ? m??eme na ji?n? polokouli pozorovat pouh?m okem. Celkov? v?me asi o 200 kulov?ch hv?zdokup?ch. Zvl??tn? je , ?e kulov? hv?zdokupy a jin? hv?zdy sf?rick?ho kruhu nerotuj? se zbytkem Galaxie. Ob?haj? po sv?ch vlastn?ch ob??n?ch drah?ch kolem galaktick?ho centra. Domn?v?me se , ?e st?le je?t? ob?haj? po drah?ch , kter? se vytvo?ily p?i vzniku Galaxie.
Pomoc? radioteleskop? mohou dnes astronomov? sondovat t?? hluboko uvnit? j?dra na?? Galaxie. Objevit , ?e obsahuje prstence rozp?nav?ho a rotuj?c?ho plynu. N?kter? z nich jsou velmi ?hav? ( 10 000 ?C ). Bl?zko galaktick?ho centra je prstenec z plynov?ch mra?en , kter? se pohybuje velmi vysokou rychlost?. K tomuto jevu dojde jen tehdy , je-li v centru obrovsk? p?edm?t o hmotnosti p?ti mili?n? Slunc?.
Ze samotn?ho centra Galaxie vych?zej? velmi siln? radiov? sign?ly. Tento zdroj se naz?v? St?elec A. Tato oblast tak?e vys?l? rentgenov? paprsky. Astronomov? spo??tali . ?e pouze ?ern? d?ra je schopna vyprodukovat takov? mno?stv? energie. Odpov?dalo by to obrovsk?mu objektu , kter? p?idr?uje mra?na plyn?. V?dci se domn?vaj? , ?e ?ern? d?ry jsou v centru v?t?iny galaxi?.






??st 3 :
V?voj hv?zd



Mezi velk?m mno?stv?m hv?zd na obloze jsou rozpt?lena obrovsk? oblaka prachu a plynu , v?t?inou vod?ku. V t?chto mezihv?zdn?ch mrac?ch neboli mlhovin?ch se rod? hv?zdy.


Zrozen? hv?zdy

Hv?zdy se rod? , kdy? se hmota uvnit? mlhoviny za??n? shlukovat. Nikdo nev? , pro? ke shlukov?n? doch?z? , co ho spou?t?. Shluky se postupn? smr??uj? , nebo? doch?z? k jejich kolapsu vlivem gravitace. Kolapsem se uvol?uje energie , kter? zah??v? prach a plyn obsa?en? ve shluku a zp?sobuje , ?e shluk za??n? ?hnout a st?v? se protohv?zdou. Protohv?zda je ve sv?m st?edu ( j?dru ) nejhust?? a nejteplej??. Postupn? se j?dro zah??v? a? na teplotu n?kolika mili?n? stup??. Kdy? stoupne a? na 10 mili?n? ?C , za?ne v plynu prob?hat jadern? reakce. J?dra atom? vod?ku se za?nou spojovat ( kombinovat dohromady ) a vytv??ej? se z nich j?dra atom? h?lia. Tato jadern? synt?za uvol?uje neuv??iteln? mno?stv? energie , projevuj?c? se navenek jako radiace , kter? si najde cestu k povrchov? energii sm??uj? rovn?? venkovn?m sm?rem vlivem konvence a je vyz??ena do vesm?rn?ho prostoru jako sv?tlo a teplo. Z protohv?zdy se stala opravdov? hv?zda.
Radiace vych?zej? z j?dra hv?zdy zah??v? okoln? plyny a vytv??? tlak sm?rem ven , kter? p?sob? proti gravita?n? s?le , je? by jinak zp?sobila kolaps hv?zdy. Hv?zda tak dos?hne stavu rovnov?hy. M? nyn? st?lou velikost , st?lou teplotu a stabiln? v?dej energie. Astronomov? naz?vaj? hv?zdu v tomto st?diu ?ivotnosti hv?zdou hlavn? posloupnosti. Toto ozna?en? se vztahuje na jej? pozici v Hertzsprungov? ? Russellov? diagramu. Na tomto diagramu je zakreslena sv?tivost hv?zd v z?vislosti na jejich barv?.
Protohv?zdy o mal? hmotnosti nikdy nez?skaj? dostate?n? vysokou teplotu , aby v nich mohla vzniknout jadern? reakce. Zhrout? se do temn?ch tzv. ?erven?ch trpasl?k? a do je?t? temn?j??ch tzv. hn?d?ch trpasl?k?. Prvn? hn?d? trpasl?k byl objeven a? v roce 1987.

?erven? ob?? a b?l? trpasl?ci

Slunce m? pr?m?r p?ibli?n? 1 400 000 km a teplotu povrchu p?ibli?n? 60 000 ?C. Vyd?v? ?lutav? sv?tlo. Na hlavn? posloupnosti se ji? vyskytuje p?ibli?n? 5 bili?n? let a pravd?podobn? zde stejnou dobu z?stane. Ve vesm?ru je typick?m z?stupcem mnoha hv?zd , kter? maj? podobnou hmotu.
Hv?zda tohoto typu po n?jak?ch 10 bili?nech let spot?ebuje sv? vod?kov? ?palivo? a v jej?m j?dru z?stane hlavn? h?lium. Proto?e nem? ??dn? palivo k ?ho?en?? , neexistuje ani dostate?n? mno?stv? vyza?ovan? radiace , kter? by zabr?nila kolapsu hv?zdy vlivem gravitace. Tento kolaps v?ak uvoln? dostatek energie k zah??van? okoln? hmoty. Vod?k obsa?en? v obalu hv?zdy nyn? proch?z? termonukle?rn? reakc? a uvol?uje je?t? dal?? energii , tak?e hv?zda sv?t? jasn?ji , ale na?ervenal?m sv?tlem. Sou?asn? se hv?zda za??n? rozp?nat a nakonec se stane mnohokr?t v?t??. Nyn? se naz?v? ?erven?m obrem.
J?dro ?erven?ho obra se nad?le smr??uj? a jeho teplota stoup? a? na 100 000 0000 ?C a v?ce. Nyn? nast?v? dal?? typ reakce jadern? synt?zy , p?i ni? se h?lium slu?uje na uhl?k. P?itom se uvol?uje energie , kter? zp?sobuje , ?e hv?zda sv?t? dal??ch p?ibli?n? 100 mili?n? let. Kdy? h?lium dojde , termonukle?rn? reakce ?vyho???. Cel? hv?zda se za?ne vlivem gravitace postupn? hroutit , a? se smr?t? na t?leso jen o m?lo v?t?? ne? Zem?. Energie uvoln?na kolapsem zp?sobuje , ?e hv?zda po n?jak? ?as jasn? sv?t?. Nyn? se naz?v? b?l? trpasl?k. Hmota uvnit? b?l?ho trpasl?ka je velmi stla?ena , a proto m? velkou hustotu ? ?ajov? l?i?ka by v??ila tis?c tun.
Potom se zm?n? na nez???c?ho ?ern?ho trpasl?ka.

Hv?zda , kter? m? hmotu ?ekn?me p?tkr?t v?t?? n?? Slunce , proch?z? cyklem ?ivotnosti mnohem rychleji a vyv?j? se rozd?ln?m zp?sobem. Je mnohem jasn?j?? , teplota jej?ho povrchu je p?ibli?n? 250 000 ?C ?i v?ce a z?st?v? na hlavn? posloupnosti pouze kolem 100 mili?n? let. Kdy? se stane ?erven?m obrem , jej? j?dro dos?hne teploty p?es 600 000 000 ?C. To zp?sobuje , ?e uhl?k proch?z? dal?? reakc? jadern? synt?zy , p?i kter? vznikaj? t?? prvky v?etn? ?eleza. Uvoln?n? energie zp?sobuje expanzi hv?zdy a? do ston?sobku jej? p?vodn? velikosti. V tomto sv?m stadiu se naz?v? veleobr.
Proces uvol?ov?n? energie v j?dru hv?zdy n?hle kon?? a j?dro se pak b?hem n?kolika sekund zhrout?. T?m se uvoln? fantastick? mno?stv? energie , kter? zp?sob? fantastick? mno?stv? energie , kter? zp?sob? katastrof?ln? r?zovou vlnu. Ta projde hv?zdou , jej?? v?t?? ??st roztrhne a vyvrhne do vesm?rn?ho prostoru. Jevu ??k?me supernova. Ob?as nastane v?buch supernovy dostate?n? bl?zko nebo je natolik masivn? , ?e jej m??eme pozorovat pouh?m okem. Takov? v?buch nastal v ?noru roku 1987 v sousedn? galaxii , ve Velk?m Magellanov? oblaku. Kr?tce byl skute?n? jasn?j?? n?? miliarda slunc?.
J?dro veleobra se zhrout? do velikosti t?lesa , kter? m? v pr?m?ru p?ibli?n? 10 ? 20 km a takovou hustotu , ?e ?ajov? l?i?ka by v??ila 100 mili?n? tun! Skl?d? se z masy neutron? a naz?v? se neutronov? hv?zda. Nov? utvo?ena neutronov? hv?zda m? velice siln? magnetismus a rychle se ot??? kolem sv? osy. T?m vznik? sin? elektromagnetick? pole , kter? produkuje r?diov? vlny a dal?? radiaci. Tato radiace je vyza?ovan? ve tvaru svazk? paprsk? vych?zej?c?ch z magnetick?ho p?l? hv?zdy. Jak se hv?zda ot??? kolem sv? osy. , proj??d? tento svazek paprsk? celou oblohu. N?m se jev? jako kr?tk? rytmick? z?blesky neboli pulzy , jak p?edch?z? p?es na?e radioteleskopy. Proto se hv?zdy tohoto typu naz?vaj? pulzary.
Pulzary byly nejprve objeveny p?soben?m sv?ch radiov?ch vln. V sou?asn? dob? je zn?mo , ?e mnoh? z nich emituj? rentgenov? z??en? a sv?teln? pulzary. Prvn? sv?teln? pulzar byl objeven v Krab? mlhovin? , co? je zbytek supernovy , kter? se objevila v roce 1854. Pulzary v Krab? mlhovin? vys?laj? pulzy 30 kr?t za sekundu. Jin? pulzary jso mnohem rychlej?? : PSR 1937 + 21 vys?laj?c? pulzy 642 kr?t za sekundu.

Nejhmotn?j?? hv?zdy ze v?ech , kter? jsou mnohokr?t v?t?? ne? Slunce , tak? vybuchuj? jako supernovy. Vzhledem k jejich obrovsk? hmot? je v?ak jejich kolaps mnohem katastrof?ln?j??. Hmota je stla?ena a? za neutronov? st?dium a vznikne oblast prostoru , kde hmota v obvykle form? p?est?v? existovat. Zb?v? jenom gravitace a sice gravitace tak siln? , ?e v?bec nic , dokonce ani sv?tlo nem??e z t?chto oblast? uniknout. Takovou oblast naz?v?me ?ernou d?rou. Je samoz?ejm? , ?e ?ern? d?ry nem??eme vid?t. Mysl?me si v?ak , ?e je m??eme detekovat pomoc? radiace , kterou vyd?v? hmota zrychluj?c? se ve spir?le sm?rem do ?ern? d?ry. Tato radiace zn?m? jako rentgenov? z??en? byla detekovan? v r?zn?ch ??stech oblohy. Nap??klad zdroj rentgenov?ho z??en? nazvan? Cygmus X-1 a um?st?n? v souhv?zd? Cygmus je pravd?podobn? ?ernou d?rou.








??st 4 :
Soustavy hv?zd


V?T?INA HMOTY VE VIDITELN?M VESM?RU JE KONCENTROV?NA VE HV?ZD?CH. HV?ZDY NEVEDOU OSAMOCENOU EXISTENCI , ALE MAJ? TENDENCI SE SHLUKOVAT DO SKUPIN NEBOLI SOUSTAV.

.
V nejv?t??m m???tku se hv?zdy shlukuj? dohromady v tis?c?ch mili?n? do obrovsk?ch eliptick?ch nebo spir?lov?ch galaxi? ? velik?ch hv?zdn?ch ?ostrov?? , mezi kter?mi je pr?zdn? prostor. Uvnit? typick? galaxie se spole?n? pohybuj? skupiny skl?daj?c? se ze stovek tis?c? hv?zd ve form? koncentrovan?ch kulovit?ch hv?zdokup. Skupiny obsahuj?c? stovky hv?zd cestuj? vesm?rem spole?n? ve form? otev?en?ch hv?zdokup.
V men??m m???tku pak cestuj? spole?n? skupiny skl?daj?c? se z maxim?ln? ?esti hv?zd a tvo?? tzv. v?cen?sobn? soustavy hv?zd. Nejobvyklej?? soustavou je dvojn? soustava , kter? se skl?d? ze dvou hv?zd a ?asto se naz?vaj? dvojhv?zda. Ze 100 hv?zd je v pr?m?ru 30 jednoduch?ch hv?zd , 47 je ve dvojn?ch soustav?ch a 23 pat?? do v?cen?sobn?ch soustav hv?zd.

V?cen?sobn? soustava hv?zd

Narozd?l od souhv?zd? le?? hv?zdy ve v?cen?sobn? soustav? hv?zd v prostoru relativn? bl?? u sebe a jsou navz?jem gravita?n? v?z?ny. Jak se spole?n? pohybuj? vesm?rem , ot??ej? se kolem sebe navz?jem nebo p?esn?ji kolem spole?n?ho centra gravitace hv?zdn? soustavy , kter? se naz?vaj? barycentrum. Prost?edn? hv?zda na oji Velk?ho vozu se naz?v? Mizar. Pod?v?te-li se na ni pozorn? , uvid?te pobl?? slab? z???c? hv?zdu zvanou Alcor.
Mizar-Alcor je p??kladem dvojhv?zdy. Pod?v?te-li se na Mizar dalekohledem , uvid?te , ?e se skl?d? ze dvou hv?zd : Mizaru A s Mizaru B , tak?e tato hv?zda je tak? dvojhv?zdou.

Viditeln? dvojhv?zdy

Vid?me-li hv?zdy pouh?m okem nebo pomoc? dalekohledu jako dvojhv?zdy , ??k?me jim viditeln? dvojhv?zdy. Na obloze jich existuje mnoho. Nejbl??e jasn? hv?zda na obloze je Alfa Centauri , kter? se v dalekohledu jev? jako dvojit? , a tud?? je to viditeln? dvojhv?zda. T?et? hv?zdou pat??c? do t?to soustavy je Proxima Centauri , kter? z??? velice slab? a je hv?zdou nejbli??? k Zemi.
Jednotliv? hv?zdy v mnoha viditeln?ch dvojhv?zd?ch maj? p?ekvapiv? r?zn? barvy. Nap??klad u dvojhv?zdy Antares jsou to ?erven? a zelen? barva , u Beta Cygni ?lut? a zelen? a u dvojhv?zdy Albireo oran?ov? a modr?. Lze je vid?t s pomoc? refrak?n?ch dalekohled? , kter? umo??uj? astronom?m p?esn? m??it polohy hv?zd , ze kter?ch pak odvozuj? rychlost a sm?r jejich pohybu.
Spektroskopick? dvojhv?zdy

U n?kter?ch dvojn?ch soustav jsou ob? d?l?? hv?zdy tak bl?zko sebe , ?e je nedok??eme rozli?it ani pomoc? nejv?konn?j??ch dalekohled?. Dok??eme je v?ak detekovat zkoum?n?m jejich sv?tla ve spektroskopu. Proch?z?-li sv?tlo hv?zdy spektroskopem , rozlo?? se na spektrum , neboli na spojitou ?adu barev , ve kter? je v?t?? po?et tmav?ch ?ar.
Tyto ??ry m?n? svoji polohu podle toho , zda se hv?zda pohybuje od n?s ?i sm?rem k n?m. Spektrum dvojhv?zdy m? dv? sady ?ar , kter? m?n? svoji polohu tak , jak se jednotliv? d?l?? hv?zdy st??dav? pohybuj? od n?s ?i sm?rem k n?m , p?i sv? vz?jemn? rotaci jedna kolem druh?.
Soustavy dvojhv?zd , kter? lze t?mto zp?sobem separovat , se naz?vaj? spektroskopick? dvojhv?zdy. V soustav? Mizar- Alcor jsou Alcor , Mizar A a Mizar B v?echny spektroskopick? dvojhv?zdy , tak?e cel? soustava se skl?d? ze ?esti hv?zd. Dv? d?l?? hv?zdy viditeln? dvojhv?zdy Castro v souhv?zd? Bl??enc? jsou rovn?? spektroskopick? dvojhv?zdy.

Prom?nn? dvojhv?zdy

Slo?ky n?kter?ch dvojhv?zd se ot??ej? kolem sebe takov?m zp?sobem , ?e my se na jejich ob??nou dr?hu d?v?me jako na ost?? no?e. To znamen? , ?e se ob? slo?ky p?i sv?m pohybu dost?vaj? st??dav? do z?krytu. Takovou soustavu naz?v?me prom?nnou dvojhv?zdu. V pr?b?hu z?krytu z?st?v? viditeln? pouze jedna hv?zda , tak?e se celkov? jas soustavy zmen??. Jestli?e je jedna hv?zda mnohem tmav?? ?i v?t?? ne? druh? , je pokles jasu velice znateln?.
Nej?ast?ji prom?nnou dvojhv?zdu je hv?zda Algol v souhv?zd? Perseus. Ka?d? 2 dny a 21 hodin poklesne jej? jas na sedm hodin ze druh? na t?et? velikost , n?? op?t z?sk? druhou velikost. Hv?zda Algol je ?asto naz?v?na mrkaj?c?m d?monem. V roce 1782 mlad? anglick? astronom John Goodrick? identifikoval jako prvn? Algol coby prom?nnou dvojhv?zdu.
Ze Zem? pozorujeme prom?nnou dvojhv?zdu jako druh prom?nliv? hv?zdy , u ni? se m?n? jej? jas s hodinovou p?esnost? podle periody ot??en? obou slo?ek. Je klasickou jako vn?j?? prom?nn?. Skute?n? neboli vnit?n? prom?nn? hv?zdy , jako jsou cefejdy , m?n? sv?j jas v d?sledku proces? prob?haj?c?ch uvnit? t?chto hv?zd.

V?voj dvojhv?zdy

Obecn? b?v? jedna slo?ka dvojn? soustavy v?t?? ne? druh? a proch?zej? sv?m cyklem ?ivotnosti mnohem rychleji. Tak?e se zm?n? nejprve na ?erven?ho obra a potom na b?l?ho trpasl?ka , zat?mco jej? dru?ka je st?le norm?ln? hv?zdou. Kdy? se dru?ka zm?n? na ?erven?ho obra , za?nou se d?t v?ci. B?l? trpasl?k za?ne p?itahovat plyn z rozp?naj?c?ho se obra. Plyn se na b?l?m trpasl?ku hromad? , ten se s t?m je?t? v?ce stla?uje a zah??v? se.
Po p?ibli?n? 100 000 letech stoupne teplota a tlak natolik , ?e spust? reakci jadern? synt?zy. Vrstva plynu prudce vybuchne a zp?sob? , ?e trpasl?k zv??? sv?j jas a? mili?nkr?t. Pozorujeme-li takov? jev ze Zem? , naz?v?me jej v?buchem novy , proto?e vypad? , jako by se zrodila nov? hv?zda.
U n?kter?ch dvojhv?zd astronomov? zji??uj? , ?e jedna jej? slo?ka je norm?ln? hv?zdou , druh? nen? viditeln? , ale m? velikou hmotnost a jev? se jako v?konn? zdroj rentgenov?ho paprsku. Tato slo?ka nem??e b?t norm?ln? hv?zdou , proto?e jinak by byla viditeln?. V?dci p?edpokl?daj? , ?e jde o ?ernou d?ru ? poz?statek hv?zdy o velk? hmotnosti.
Astronomov? se domn?vaj? , ?e doch?z? k n?sleduj?c?mu jevu : ?ern? d?ra svoji ohromnou p?ita?livost? p?itahuje plyn z norm?ln? hv?zdy. Jak se tento plyn obrovskou rychlost? pohybuje k ?ern? d??e , zah??v? se na vysokou teplotu. Ne? v ?ern? d??e zmiz? , vyza?uje energii ve form? rentgenov?ch paprsk?. P??tomnost zdroje rentgenov?ch paprsk? velk? intenzity v dvojhv?zd? pod?v? podle astronom? p?dn? sv?dectv? o p??tomnosti ?ern? d?ry.






??st 5 :
Slune?n? soustava





Zem? se sou??st? soustavy planet a dal??ch t?les , kter? ob?haj? kolem hv?zdy zn?m? jako Slunce. Tato na?e slune?n? soustava je pouze jednou z mnoho takov?ch soustav ve vesm?ru.


Zd? se sice , ?e slunce ob?h? kolem Zem? , ale ve skute?nosti je tomu pr?v? naopak. Zem? ob?h? kolem slunce a je jedn?m z dev?ti velk?ch t?les zvan?ch planety , kter? kolem Slunce ve vesm?ru ob?haj?. Planety jsou hlavn?mi sou??st? slune?n? rodiny neboli slune?n? soustavy.
S teorie slune?n? soustavy p?i?el poprv? polsk? astronom Mikul?? Kopern?k v roce 1543. Jeho teorie p?evrhla dlouhou uzn?van? n?zor , ?e Zem? je st?edem vesm?ru.
Planety se pohybuj? kolem Slunce v r?zn?ch vzd?lenostech a r?zn?mi rychlostmi. Pohybuj? se po eliptick?ch drah?ch neboli ob??n?ch drah?ch ve stejn?m sm?ru a t?m?? ve stejn? rovin?. V po?ad? podle vzd?lenosti od Slunce to jsou : Merkur , Venu?e , Zem? , Mars , Jupiter , Saturn , Uran , Neptun , Pluto. P?ita?livost Slunce je obrovsk? , proto?e m? ohromnou hmotnost , kter? je t?m?? 750kr?t v?t?? n?? hmotnost v?ech planet dohromady.
?ty?i ? k Slunci nejbli??? ? planety Merkur , Venu?e , Zem? a Mars jsou zcela odli?n? od dal??ch ?ty? planet nach?zej?c?ch se od Slunce d?l. Jsou to skalnat? t?lesa podobn? Zemi a ?asto jsou proto naz?v?na terestrick?mi planetami. Dal?? ?ty?i planety ( Jupiter a? Neptun ) Jsou v kontrastu s nimi obry skl?daj?c?mi se hlavn? z plynn?ho vod?ku. ?asto jsou naz?v?ny jupiterovsk?mi planetami , proto?e jejich slo?en? je podobn? slo?en? Jupitera.
Jupiter je zdaleka nejv?t?? planetou. Jeho pr?m?r ?in? p?ibli?n? 142 800 km , co? je v?ce ne? 11 n?sobek pr?m?ru Zem?. Dev?t? planeta Pluto je nejmen?? , jej? pr?m?r ?in? 2 284 km.
Jupiterovsk? planety se od terestrick?ch planet li?? i v dal??ch ohledech. Jsou st?edy sv?ch vlastn?ch ?slune?n?ch soustav? , proto?e kolem ka?d? z nich ob?h? n?kolik m?s?c? ? v p??pad? Saturnu je 24. V protikladu s t?m maj? terestrick? planety poze t?i m?s?ce ( Zem? m? jeden m?s?c , Mars dva ). Jupiterovsk? planety jsou rovn?? obklopen prstenci.


?lomky slune?n? soustavy

Mezi ob??nou dr?hou Marsu a Jupitera existuje ve skute?nosti pom?rn? velk? mezera , ve kter? by ?lov?k mohl o?ek?vat n?jakou planetu. M?sto toho se zde v?ak nach?z? roj mnohem men??ch t?les zvan?ch asteroidy neboli mal? planetky. Nejv?t?? z nich je Ceres , kter? m? pr?m?r p?ibli?n? 1 000 km. Ale v?t?ina z p?ibli?n? 2 500 dosud objeven?ch planetek je mnohem men?? , jsou to pouh? shluky skal m???c? p?i nejlep??m jen n?kolik kilometr?. V?t?ina asteroid? ob?h? kolem Slunce uvnit? ?irok?ho ?p?su? , kter? se nach?z? mezi ob??n?mi dr?hami Marsu a Jupitera. N?kter? v?ak maj? ob??nou dr?hu , kter? je vyn??? mnohem d?le od Slunce , ale z?rove? tak? mnohem bl??e ke Slunci , n?kdy docela bl?zko na?? Zem?.
Asteroidy jsou p??li? mal? a p??li? daleko , tak?e je nelze pozorovat pouh?m okem. Ostatn? ?lomky v?ak lze ?as od ?asu pozorovat , jak z??? jasn? na no?n? obloze jako komety. Kometa je slepenec kamen? , prachu a ledu. Po v?t?inu ?asu se komety pohybuj? nepozorovan? nejvzd?len?j??mi oblastmi slune?n? soustavy. Pouze kdy? se ob??n? dr?ha komety p?ibl??? ke Slunci , za?ne kometa z??it. ??rem se ??st ledu p?em??uje v plyn a uvol?uje prach. Oblak plynu a prachu odr??? slune?n? sv?tlo a kometa za?ne b?t viditeln?. Tlak slune?n?ho v?tru ( proudy ??stice p?ich?zej?c?ch ze Slunce ) zp?sobuje , ?e oblak plynu a prachu vytv??? dlouh? tryskaj?c? chvost.
Jin? kousky skalnat?ch ?lomk? lze vid?t na obloze po v?t?inu noc?. Jsou to meteory, kter? vid?me jako sv?teln? z?blesky, kdy? takov? ?lomek vlet? do zemsk? atmosf?ry a sho??. Tyto ?lomky se naz?vaj? meteority ( meteorick? ??stice) a v?t?ina z nich nen? o moc v?t?? ne? zrnko p?sku. N?kdy vlet? do atmosf?ry v?t?? kusy a dopadnou na zem jako meteory.V minulosti vyhloubily ohromn? meteory na Zemi velk? kr?tery. Na Zemi dopadne ka?d?m rokem t?m?? jeden milion tun meteorick?ho prachu.


Zrod slune?n? soustavy

Mezi hv?zdami na?? galaxie je mnoho velk?ch mrak? neboli mlhovin skl?daj?c?ch se z plynu a prachu. Z jednoho takov?ho mraku se p?ibli?n? p?ed 4 600miliony let zrodila na?e slune?n? soustava. Za?ala se tvo?it tehdy, kdy? se hv?zdn? mrak za?al hroutit vlivem gravitace.
Jak se mrak hroutil, za?al rotovat.?asem se z n?j stal ot??ej?c? disk, z n?ho? byla v?t?ina hmoty soust?ed?na ve vyboulen? ve st?edu disku.Vyboulen? ve st?edu disku pokra?ovalo vlivem gravitace ve sv?m hroucen? a st?valo se men??m a teplej??m. Kdy? teploty uvnit? dos?hly n?kolika des?tek milionu stup??, za?ala termonukle?rn? reakce. Vyboulen? ve st?edu disku za?alo z??it jako nov? hv?zda- Slunce.
Mezit?m se z prachu a plynu disku za?aly tvo?i planety. Ve vnit?n?ch, teplej??ch oblastech disku doch?zelo ke sr??k?m zrnek prachu a tvo?ily se v?t?? a v?t?? kusy. Tento proces je zn?m jako nar?st?n?. Velk? kusy se navz?jem d?le sr??ely a byly k sob? p?itahov?ny vlivem gravitace a nakonec se z nich staly vnit?n? planety. Byly p??li? mal? , a tud?? i jejich p?ita?livost byla p??li?,ne? aby mohly udr?et lehk? vod?k a helium nach?zej?c? se v disku.
D?le od Slunce byla teplota mnohem men?? a planety, kter? se zde vytvo?ily,byly schopn? tyto plyny udr?et. T?m si vysv?tlujeme hlubokou atmosf?ru jupiterovsk?ch planet.
V?dci se domn?vaj? , ?e vznik na?? slune?n? soustavy byl docela b??n?m jevem. Domn?vaj? se rovn??, ?e podobn? soustavy vznikaj? ve vesm?ru neust?le. Astronomov? odhaduji,?e n?kolik bl?zk?ch hv?zd m? svoji komplexn? planet?rn? soustavy v?etn? Barnardovy hv?zdy a hv?zdy Epsilon Eridani. Tyto hv?zdy se p?i sv? cest? prostorem pon?kud ?kol?baj??, co? znamen?, ?e jejich dr?ha je vychylov?na ob?haj?c?mi planetami. Astronomick? dru?ice IRAS ( infra ? red astronomy satellite ) pracuj?c? v infra?erven?m spektru objevila kolem jasn? hv?zdy Vega hmotu ve tvaru disku , co? je t?m?? jist? jin? ?slune?n? soustava?.
Jestli?e takov? slune?n? soustavy jsou ve vesm?ru skute?n? b??n? , znamen? to , ?e m??e existovat mnoho dosud nezn?m?ch planet podobn?ch Zemi , kter? ob?haj? kolem jin?ch hv?zd. Pokud tomu tak je , pak lze p?edpokl?dat , ?e na n?kter?ch z t?chto Zemi podobn?ch planet?ch mus? t?m?? ur?it? existovat n?jak? dru ?ivota.









??st 6 : Planety a m?s?ce
Merkur , Venu?e
a Mars



Zem? je jednou ze ?ty? planet , kter? jsou si velmi podobn? a kter? se nach?zej? uvnit? ??sti slune?n? soustavy. Dal??mi planetami jsou Merkur , Mars a Venu?e ob?haj? bl??e ke Slunci ne? Zem? , zat?m co mars ob?h? ve v?t?? vzd?lenosti od Slunce ne? Zem?.

Merkur,Mars a Venu?e se podobaj? Zemi v tom, ?e se skl?daj? hlavn? z hornin a proto se ?asto naz?vaj? terestrick? planety( Zemi podobn? planety) . V?echny t?i planety byly zn?my ji? od starov?ku,proto?e jsou viditeln? pouh?m okem . Nejl?pe je z nich vid?t Venu?e , kter? sv?t? ze v?ech planet nejjasn?ji.









Podobn? a nepodobn?

Mars tak? n?kdy sv?t? jasn?ji, a nelze si jej spl?st, proto?e m? ?ervenooran?ovou barvu. T?m si vyslou?il p?ezd?vku ? rud? planeta? . Merkur je pouh?m okem vid?t h??, proto?e na obloze v?dy z?st?v? bl?zko ke Slunci a nikdy nevystupuje p??li? vysoko nad v?chodn? nebo z?padn? obzor.
N?kter? podrobnosti Merkuru a Venu?e jsou viditeln? dokonce i v dalekohledu, ale n?kter? rysy na Marsu lze pozorovat pouze siln?m dalekohledem. V?t?inu informac? o t?chto planet?ch poslaly na Zemi vesm?rn? sondy.

Merkur


Merkur je druhou nejmen?? planetou a jeho pr?m?r ?in? 4 878 km . ob?h? kolem Slunce v pr?m?rn? vzd?lenosti p?ibli?n? 59 mili?n? kilometr?. Jeden jeho ob?h kolem Slunce trv? 87,97 pozemsk?ch dn?.
Planeta Merkur se oto?? kolem sv? osy jednou za 57,9 dn?. Tato velmi pomal? rotace m? za n?sledek, ?e libovoln? bod na jej?m povrchu je souvisle obr?cen ke Slunci po dobu t?? pozemsk?ch m?s?c?.
Teplota na Merkuru m??e vystoupit a? na ?hav?ch 425?C, co? je dostate?n? vysok? teplota na roztaven? olova. V kontrastu s t?m je povrch Merkuru na protilehl? stran? vystaven vesm?rn?mu mrazu po souvislou dobu t?? m?s?c? a teplota zde m??e prudce poklesnout a? na ?170?C. povrch Merkuru je pokryt kr?tery , od meteorit? dopadaj?c?ch z vesm?ru.




Skryt? Venu?e


Venu?e je jen pon?kud men?? ne? Zem?, jej? pr?m?r ?in? 12 103 km. Jeden jej? ob?h kolem Slunce trv? 224,7 pozemsk?ch dn? a ob?h? kolem Slunce v pr?m?rn? vzd?lenosti p?ibli?n? 108 mili?n? kilometr?.Je s podivem,?e Venu?i trv? jedno oto?en? kolem osy d?le ne? jeden ob?h kolem Slunce ? a sice 243 dn? a 14 minut, To znamen? ,?e ?den? je na Venu?i del?? ne? jej? ?rok?. Venu?e se kolem sv? osy oto?? po sm?ru hodinov?ch ru?i?ek, zat?mco v?echny ostatn? planety se ot??ej? proti sm?ru hodinov?ch ru?i?ek.
Venu?e je nejbli???m planet?rn?m sousedem Zem?, ob?as se k n? p?ibl??? a? na 42 mili?n? kilometr?. Je to v?ak zcela jin? sv?t.Zem? p?ekypuje ?ivotem.kter?mu se da?? p?i p??hodn? teplot? a atmosf??e bohat? na kysl?k. Na Venu?i ale nen? ??dn? pravd?podobn? vyhl?dka na existenci ?ivota , proto?e jej? pr?m?rn? teplota ?in? v?ce ne? 475?C. Tato planeta m? rovn?? dusitou atmosf?ru z kysli?n?ku uhli?it?ho a tlak , kter? by lidsk? t?lo rozdrtil , proto?e je v?c ne? 90 kr?t v?t?? , n?? je atmosf?rick? tlak na Zemi. Nehostinnou atmosf?ru t?to planety d?le zd?raz?uj? oblaka kyseliny s?rov?.
Teplota na Venu?i je tak vysok? proto , ?e trp? neust?le se zesiluj?c? ?sklen?kov?m efektem?. T??k? atmosf?ra z kysli?n?ku uhli?it?ho zachycuje slune?n? teplo skoro stejn?m zp?sobem , jako to d?l? sklen?k. Neust?le jsou v n? p??tomna hust? oblaka, kter? zabra?uj? prohl??en? povrchu planety pomoc? dalekohled?.
Fotografie povrchu Venu?e po??zen? zbl?zka a zaslan? zp?t na zem ruskou vesm?rnou sondou Ven?ra, kter? na Venu?i p?ist?la, ukazuj? oblasti rozpraskan?ch skal.
Radarov? pozorov?n? proveden? vesm?rnou sondou Magellan odhalila r?znorodou krajinu skl?daj?c? se z kr?ter? , proud? l?vy a zlom?. Povrch Venu?e je v?t?inou n??inat?, ale existuj? zde dv? hlavn? oblasti vyso?in neboli kontinent?.Jedna se jmenuje Terra Afrodit?, le?? na rovn?ku planety a je velik? p?ibli?n? jako Afrika. Druh?, men?? se jmenuje Ishtar Tera a le?? ve vysok?ch severn?ch ???k?ch.











Mars ? rud? planeta


Mars, jeho? pr?m?r ?in? pouze 6 794 km , je nohem men?? ne? Zem?. Ob?h? kolem Slunce ve vzd?lenosti p?ibli?n? 228 mili?nu kilometr? a jeho ob?h kolem Slunce trv? 687 pozemsk?ch dn?. Na prvn? pohled pon?kud p?ipom?n? Zemi. Na p?lech m? Mars ledov? ?epi?ky , m? atmosf?ru a ot??? se kolem sv? osy p?ibli?n? stejnou rychlost? ( o trochu d?le ne? 24 hodiny) . jeho osa je ve vesm?ru naklon?n?, tak?e m? ro?n? doby, podobn? jako Zem?. Z t?chto d?vod? se v?dci domn?vaj?, ?e by na Marsu mohl b?t ?ivot. Mars m? dva mal? m?s?ce : Phobos a Deimos.
Teploty na Marsu dosahuj? na rovn?ku bodu mrazu, ale zimn? teploty ne p?lech mohou klesnout a? na ?140?C Atmosf?ra se skl?d? p?ev??n? z kysli?n?ku uhli?it?ho a jej? tkal je pouze jednou setinou tlaku na Zemi.Nen? zde ??dn? tekouc? vody , a?koliv voda je na Marsu p??tomna ve form? ledu na p?lech a existuj? stopy vlhkosti v atmosf??e. To umo??uje chuchvalc?m oblak plout nad oblastmi vyso?in, zat?mco pobl?? povrchu se tvo?? ml?n? opar.
Dal??m rysem po?as? na Marsu je v?tr, kter? velmi siln? vane atmosf?rou, i kdy? atmosf?ra je velice ??dk?. V?tr ?asto v??? ?ervenav? prach, kter? pokr?v? v?t?inu povrchu Marsu, tak?e obloha na t?to planet? je r??ov?.
V ?ir??m m???tku je Mars poset kr?tery a existuje na n?m velk? oblast ka?on?. Sem pat?? i jeden z nejn?padn?j??ch rys? Marsu- ?dol? Mariner. Tato martsk? verze Velk?ho ka?onu m??? na d?lku t?m?? 5 000km a ???ka tohoto ?dol? ?in? p?es 100km.?dol? Mariner se rozkl?d? na rovn?ku Marsu a nen? daleko od velk?ch prastar?ch sopek v tak zvan? oblasti Tharsis. Nejvy??? z t?chto sopek je Olympus Mons, jen? je 25 km vysok?ch a jen? se zved? ze z?kladny , jej?? pr?m?r ?in? 600km. Jeho svahy jsou pokryty mnoha proudy l?vy z opakovan?ch erupc?.




Planeta Zem?
a M?s?c




Planeta Zem?



V po?ad? t?et? planeta od slunce je n?? domov , Zem?. V jist?m smyslu je stejn? jako ostatn? planety. Ot??? se okolo vlastn? osy jako vl?ek ( jedenkr?t za den ) a ob?h? okolo Slunce ( jednou za rok ). Podobn? jako jej? vesm?rn? soused? Venu?e a Mars je to t?leso p?ev??n? kamenit?. A podobn? jako v?t?ina planet je obklopena vrstvou plynu , kter? ??k?me atmosf?ra.
Ov?em z druh? strany je Zem? ?pln? odli?n? od ostatn?ch planet slune?n? soustavy. P?edev??m je domovem milion? a milion? r?zn?ch druh? rostlin a ?ivo?ich? s rozm?ry od mikrob? , viditeln?ch pouze pod mikroskopem , a? po obrovsk? zv??ata m???c? a? 27 metr?. Pokud v?me , na jin?ch planet?ch ??dn? stopy po ?ivot? nejsou.
Zem? se zrodila jako ?hav? koule roztaven?ch skal p?ed 4,6 miliardy rok?. Povrch se ?asem ochladil a vytvo?ila se pevn? k?ra. Od t? doby se neust?le m?n?. Sou?e resp.kontinenty dnes zab?raj? skoro 1/3 povrchu Zem?. V?ce ne? 2/3 povrchu jsou zality vodou mo?? a oce?n?.
P?ed miliony lety m?ly kontinenty proti dne?ku odli?n? tvary i rozm?st?n?. Po dal??ch milionech rok? se op?t v?echno zm?n?. P???ina je v tom , ?e se kontinenty v zemsk? k??e pomalu pohybuj? na obrovsk?ch desk?ch r?zn?mi sm?ry.


Zem? : Podneb? a ?ivot

Jak v?me , Zem? je jedin? zn?m? m?sto , kde se ?ivotu da??. Jej? poloha pobl?? Slunce je takov? , ?e na Zemi nen? ani p??li? horko , ani p??li? chladnou. Atmosf?ra Zem? poskytuje ?iv?m organism?m dostatek kysl?ku na d?ch?n? a je tu i dostatek vody pot?ebn? k pit?.
Na r?zn?ch ??stech zem?koule m??eme naj?t r?zn? druhy rostlin a ?ivo?ich?. To proto , ?e ka?d? druh ?iv?ho organismu se nejl?pe vyv?j? v ur?it?ch klimatick?ch podm?nk?ch. Na Zemi existuje n?kolik typ? klimatu a po?as?.
Mezi nez?kladn?j?? klimatick? charakteristiky pat?? teplota a sr??ky ? vlhkost. Nejteplej?? podneb? je v okol? rovn?ku , v tzv. tropech. V n?kter?ch
Tropick?ch oblastech je i nejvy??? sr??kov? ?innost ? a? 10 metr? za rok! V takov?ch hork?ch a vlhk?ch podm?nk?m se dob?e da?? rostlin?m , kter? jsou pak potravou pro rozmanit? druhy ?ivo?ich?. Pouze na severu a jihu tropick?ho p?sma se vyskytuj? pou?tn? oblasti , kde je hodn? teplo ( 40?C i v?ce ) a p??li? sucho. P?e??v?n? zv??at a rostlin v t?chto oblastech je t??. Je?t? v?ce na sever nebo na jih je podneb? v?dy chladn?j?? , av?ak st?le sta?? na udr?en? bohat? rostlinn? vegetace. K t?mto oblastem pak p?il?haj? m?rn? p?sma.
Bl??e k severn?mu nebo naopak ji?n?mu zemsk?mu p?lu je podneb? u? skute?n? chladn?. P?i tak n?zk?ch teplot?ch jako ?50?C rostliny a ?ivo?ichov? ji? op?t bojuj? o svoji existenci.



M?s?c



Zem? putuje vesm?rem se sv?m nejbli???m pr?vodcem ? M?s?cem. M?s?c je k n?m asi 100 kr?t bl??e ne? nejbli??? planeta. Je jedinou p?irozenou ob??nic? na?? planety , kterou ob?hne p?ibli?n? jednou za m?s?c. Je to pom?rn? mal? t?leso s p?ibli?n? ?tvrtinov?m polom?rem , ne? m? Zem?.
Podobn? jako Zem? i M?s?c je tvo?en p?ev??n? z hornin. Ale v mnoh?m jin?m je M?s?c odli?n? od na?? planety. Nem? ??dnou atmosf?ru ano vodu , rostliny ?i ?ivo?ichy. Je to tich? , such? a f?dn? sv?t. V?me to s jistotou , proto?e m?s?c nav?t?vili astronauti a prozkoumali jeho povrch.
Po v?t?inu noc? M?s?c z??? jasn? na obloze , ne v?ak vlastn?m sv?tlem , ale pouze odr??en?m sv?tlem Slunce. Proto p?i ob?hu M?s?c okolo Zem? b?hem m?s?ce vid?me osv?tlen? r?zn? ??sti jeho povrchu. Tyto zm?ny vzhledu M?s?ce naz?v?me m?s??n?mi f?zemi.
Jestli?e je ?pln?k , vid?me cel? kotou? osv?tlen?ho M?s?ce. Tehdy m??eme i bez dalekohledu uvid?t na m?s??n?m povrchu n?kter? podrobnosti jako temn? a sv?tl? plochy. Triedrem nebo dalekohledem uvid?me , ?e tmav? plochy jsou velk? ploch? roviny. Nazvali jsme je ?mo?e? , i kdy? v nich nen? voda. Sv?tl? plochy jsou hrbolat? vyso?iny nebo horsk? poho??.








Ob?? planety




Zem? se n?m m??e zd?t velik? , av?ak ve srovn?n? se ?ty?mi obrovsk?mi planetami , kter? se nach?z? na okraji slune?n? soustavy , je malink?. V po?ad? podle vzr?staj?c? vzd?lenosti od Slunce jsou to planety Jupiter , Saturn Uran a Neptun.

A? do roku 1 999 je Neptun nejvzd?len?j?? planetou slune?n? soustavy. Obvykle je nejvzd?len?j?? planetou Pluto , to se v?ak pr?v? nach?z? uvnit? ob??n? dr?hy Neptuna. Na rozd?l od ob??ch planet je Pluto mal? , ledov? planeta ? ve skute?nosti ta nejmen?? ve slune?n? soustav?.
Jupiter je zase opravdu ob?? , jeho pr?m?r je jeden?ct kr?t v?t?? , ne? je pr?m?r Zem?. Jeho hmotnost je dvakr?t tak velk? , ne? je hmotnost v?ech ostatn?ch planet dohromady. Saturn je trochu men??. Tato planeta je obklopena soustavou v?zan?ch prstenc? , kter? jsou z?eteln? viditeln? dalekohledem. Uran a Neptun jsou men?? , ale jejich pr?m?r je st?le t?m?? ?ty?ikr?t v?t?? ne? pr?m?r Zem?.
Ob?? planety se od vnit?n?ch planet , kter? jsou podobn? Zemi ( Merkur , Venu?e , Mars ) , velmi li?? nejen velikost? , ale i slo?en?m. Ob?? planety se skl?daj? hlavn? z plyn? , zvl??t? z vod?ku a h?lia.



Nov? planety
Jupiter a Saturn byly zn?my ji? starov?k?m astronom?m , proto?e z??? jasn?ji na no?n? obloze a lze je pozorovat pouh?m okem. N?kdy Jupiter z??? jasn?ji ne? v?echny ostatn? planety s v?jimkou Venu?e. Uran a Neptun jsou v?ak od Zem? natolik vzd?leny , ?e je lze pozorovat pouze dalekohledem. A proto byly objeveny po ?ad? a? v 18 a 19 stolet?. William Herschel objevil Uran v roce 1781 a Neptun byl objeven Johanem Gallem v roce 1846.
?ty?i ob?? planety jsou nyn? modern?m astronom?m stejn? d?v?rn? zn?m? jako planety , kter? jsou k Zemi bl??e. Vesm?rn? sondy NASA je nav?t?vily a vyslaly zp?t na Zemi velk? mno?stv? informac? a tis?ce fotografi? po??zen?ch zbl?zka. Zvl??t? ?sp??n? byla vesm?rn? mise Voyager 2 ke v?em ?ty?em planet?m , kter? pozorovala m?lo jasn? prstence nach?zej?c? se v bl?zkosti Jupitera , Uranu a Neptunu a objevila velk? po?et nov?ch m?s?c?.
Jupiter


Jupiter se nach?z? v pr?m?ru p?ibli?n? 778 3000 000 kilometr? od Slunce a ob?hne jej jednou za 12 let. Jeho obrovsk? t?leso m? pr?m?r p?ibli?n? 142 984 kilometr?. V dalekohledu vid?me , ?e jeho kotou? je p?ek???en sv?teln?mi a tmav?mi pruhy. Sv?teln? pruhy se naz?vaj? z?ny a tmav? se naz?vaj? p?sy. Toto pruhov?n? je tvo?eno oblaky , kter? jsou vta?ena do pruh? velmi rychlou rotac? planety a atmosf?ry. Jupiter m? nejrychlej?? rotaci ze v?ech planet. Kolem sv? osy se oto?? za m?n? ne? deset hodin.
Na fotografii zbl?zka se kotou? Jupitera jev? v z??iv? ?erven? a oran?ov? barv?. V atmosf??e lze pozorovat velk? v?ry , kter? se jev? jako b?l? a tmav? ov?ly a skvrny. Nejv?t?? z t?chto v?r? je Velk? ?erven? skvrna , kter? byla pozorov?na ze Zem? ji? po stalet?.
Vesm?rn? sondy uk?zaly , ?e Velk? ?erven? skvrna je st?edem obrovsk? bou?e hurik?nov?ho typu , kter? m? v pr?m?ru p?ibli?n? 14 000 kilometr? a kter? je 28 000 kilometr? dlouh?. Pod atmosf?rou z vod?ku a h?lia le?? rozlehl? oce?n kapaln?ho vod?ku a pod n?m vrstva vod?ku ve velmi stla?en?m kapaln?m metalick?m stavu. Pouze v sam?m st?edu planety je mal? j?dro z horniny. Podobn? slo?en? m? i Saturn.
Jupiter je st?edem sv? vlastn? mal? ?slune?n? soustavy? , kter? m? alespo? ?estn?ct m?s?c?, jen? kolem n?j ob?haj?. ?ty?i nejv?t?? m?s?ce lze pozorovat dalekohledem.Pat?? mezi n? Ganymedes (pr?m?r 5 262 km), kter? je nejv?t??m m?s?cem v cel? slune?n? soustav?. Nejzaj?mav?j??m m?s?cem je ale Io. Na jeho povrchu jsou aktivn? sopky, kter? vyvrhuj? roztavenou s?ru. Tato s?ra je p???inou syt?, ?lutooran?ov? barvy m?s?ce Io.
Saturn


S pr?m?rem 120 536 kilometr? je Saturn druhou nejv?t?? planetou slune?n? soustavy. Nach?z? se dvakr?t tak daleko od Slunce ne? Jupiter a kolem Slunce ob?hne jednou za t?m?? t?icet let.
Je to velk? plynn? koule,zna?n? zplo?t?l? a p?lech a je tak tenk?, ?e by mohla plavat na vod?. Kotou? Saturnu je slab? pruhovan?, s paraleln?mi oblaky, ale ve srovn?n? s Jupiterem jen m?rn?. Skvrny a ov?ly ukazuj?, kdy jsou v atmosf??e st?edy bou??, ve kter?ch v?try dosahuj? rychlost? a? 1 800km/hod.
N?dhern? syst?m prstenc? Saturnu m??? v pr?m?ru p?es 270 000 kilometr?, co? je dvakr?t v?ce, ne? je pr?m?r planety. Ze Zem? lze pozorovat t?i hlavn? prstence? A,B,C. St?edn? prstenec B je nejjasn?j?? a od vedlej??ho prstence A je odd?len mezerou zvanou Cassiniho d?l?c? ??ra. Vnit?n? prstenec C je sotva patrn? a zcela transparentn?.
Vesm?rn? sondy objevily n?kolik dal??ch prstenc? a uk?zaly, ?e v?echny jsou tvo?eny tis?ci mal?mi individu?ln?mi prstenci. Ty ozna?uj? dr?hy dlouh?ch ?ad kus? skal a ledu ob?haj?c?ch planetu velkou rychlost?. Zd? se , ?e cel? syst?m prstenc? je pouze nanejv??e jeden kilometr siln?. Saturn m? p?inejmen??m 24 m?s?c?. Mezi nov?mi m?s?ci , kter? objevily sondy Voyager , jsou tak zvan? ?past??sk?? m?s?ce. Nejv?t??m m?s?cem je Titan ( pr?m?r 5 150 km ) , kter? je unik?tn? v cel? slune?n? soustav? , proto?e m? hustou atmosf?ru z dus?ku a metanu.
Uran



Uran je t?et? nejv?t?? planetou, jeho pr?m?r ?in? 51 118 kilometr?. Nach?z? se ve dvojn?sobn? vzd?lenosti od Slunce ne? Saturn a ob?hne Slunce za 84 let. Neobvykl?m rysem Uranu je naklon?n? jeho osy rotace. V?t?ina planet se ot??? kolem osy., kter? je t?m?? kolm? na rovinu ob?hu kolem slunce, ale osa ot??en? Uranu v t?to rovin? le??.
Kotou? Uranu je rovnom?rn? modrozelen? barvy. Tato barva je zp?sobena p??tomnost? metanu v atmosf??e z vod?ku a helia. Pod atmosf?rou se zjevn? nach?z? hlubok? oce?n hork? vody a ?pavku. Sonda Voyager 2 zjistila kolem Uranu deset prstenc? a objevila deset nov?ch m?s?c?. Z p?ti velk?ch , ji? zn?m?ch m?s?c? je nejzn?m?j?? Miranda. Jeho povrch je r?znorodou sm?s? neobvykl?ch rys?. Astronomov? se domn?vaj? , ?e se tento m?s?c srazil s jin?m vesm?rn?m t?lesem a ?e jeho kusy se znovu spojily a vytvo?ily podivn? povrch , kter? dnes pozorujeme.









Neptun

Neptun je to co do velikosti t?m?? dvoj?etem Uranu , jeho pr?m?r je pouze o p?ibli?n? 2 000 kilometr? men??. V pr?m?ru se Neptun nach?z? ve vzd?lenosti kolem 500 milion? kilometr? od Slunce. Jeho ob?h kolem Slunce trv? t?m?? 165 let.
Sonda Voyager 2 poskytla prvn? ostr? pohled na tuto planetu. Uk?zalo se , ?e m? t?m?? modrou barvu. V atmosf??e jsou p??tomna oblaka a st?edy bou??. Kolem rovn?ku m?? dva dva jasn? a dva sotva patrn? prstence. Neptun m? nejm?n? o ?est m?s?c? v?ce ne? ty dva ( Nereida a Triton ) , kter? jsou pozorovateln? ze Zem?.Triton ( pr?m?r p?ibli?n? 2 700 km ) je nejchladn?j??m m?stem v cel? slune?n? soustav?. Jeho teplota je ?236?C. Je to nar??ov?l? sv?t poset? ?sopkami?. Vyvrhuj? kapaln? a plynn? dus?k , kter? zamrz? a vytv??? podivnou sn?hovou krajinu.




Pluto


Nejvzd?len?j?? a nejmen?? planetou je Pluto, jen? byl objeven jako posledn? z dev?ti planet a? ve dvac?t?m stolet?. Astronom Clyde Tombaugh ho spat?il v roce 1930 p?i systematick?m pozorov?n? oblohy. Dr?el se teorie Parcivala Lowela, ?e za Neptunem le?? n?jak? planeta, je? vychyluje jeho dr?hu. Av?ak objevem Pluta se nic neobjasnilo, proto?e je p??li? mal?, ne? aby m?l vliv na Neptun. Astronomov? se domn?vaj?, ?e za Plutem je v?t?? a hmotn?j?? planeta. Pluto ob?h? po velmi prot?hl? dr?ze a 20 z 248 let se pohybuje uvnit? dr?hy Neptuna a st?v? se p?edposledn? planetou. Kdy? je planeta nejbl??e u Slunce, jeho v??n? zamrzl? povrch rozt?v?, uvol?uj? se plyny a na ur?itou dobu m? Pluto atmosf?ru. Kolem Pluta ob?h? pouze jeden m?s?c nazvan? Charon, jemu? trv? oblet planety cel?ch ?est dn?. K t?to planet? je?t? nezav?tala ??dn? kosmick? sonda a m?me se o n? je?t? hodn? u?it.








M?s?ce

Zem?
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny) Sklon (stupn?)
M?s?c 3475,6 384400 27,322 5,15


Mars
Jm?no Rozm?ry (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
Phobos 20x23x28 9270 0,319
Deimos 10x12x16 23400 1,262

Jupiter
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
Adrastea 30x25 128000 0,295
Metis 40 128000 0,295
Amalthea 270x165 181400 0,498
Thebe 80 221900 0,675
Io 3632 421800 1,769
Europa 3126 671100 3,551
Ganymed 5276 1070400 7,155
Callisto 4820 1882700 16,689
Leda 15 11093000 238,7
Himalia 170 11458000 250,566
Elara 80 11733000 259,65
Lysithea 35 11851000 263,55
Ananke 30 21211000 631,1
Carme 30 22565000 695,5
Pasiphae 70 23562000 738,9
Sinope 35 23967000 758

Saturn
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
1980 S28 40x20 138000 0,602
1980 S27 140x110x80 139400 0,613
Atlas 110x90x70 142000 0,630
Epimethus 140x120x100 151000 0,700
Janus 220x100x160 151000 0,700
1980 S12 10 185000 0,900
Mimas 390 185400 0,942
Encelaudus 550 237900 1,370
Telesto 34x28x26 294700 1,888
Calypso 34x22x22 294700 1,888
1980 S34 25 294700 1,888
1981 S6 25 294700 1,888
Tethys 1050 294700 1,888
1980 S10 15 350000 2,446
Dione 1120 377400 2,737
1980 S6(DioneB) 36x32x30 378100 2,739
1981 S7 20 378100 2,739
1981 S8 20 378100 2,739
1981 S9 17 470000 3,800
Rhea 1530 527100 4,518
Titan 5150 1121900 15,945
Hyperion 410x260x220 1481000 21,277
Japetus 1440 3560800 79,331
Phoebe 220 12954000 550,450

Uran
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
1986 U7 40 49700 0,330
1986 U8 50 53800 0,372
1986 U9 50 59200 0,433
1986 U3 60 61800 0,462
1986 U6 60 62700 0,475
1986 U2 80 64600 0,493
1986 U1 80 66090 0,513
1986 U4 60 69920 0,558
1986 U5 60 75300 0,622
1985 U1 165 85980 0,762
Miranda 480 129780 1,413
Ariel 1160 191240 2,521
Umbriel 1190 266970 4,146
Titania 1610 435840 8,704
Oberon 1550 582600 13,463

Neptun
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
Triton 3500 353000 5,877
Nereida 500 5560000 359,568

Pluto
Jm?no Pr?m?r (km) Vzd?lenost (km) Ob??n? doba (dny)
Charon 1200 20000 6,3867

??st 7 :
Slunce



Slunce vych?z? ka?d? r?no a poskytuje n?m , sv?tlo a teplo. Bez n?ho by byla Zem? temn?, chladn? a bez ?ivota.
Slunce se zcela odli?uje od ostatn?ch t?les slune?n? soustavy. P?edev??m je o mnoho v?t??:um?stilo by se do n?j v?ce ne? milion Zem?! Je to obrovsk? ?hav? koule z???c?ho plynu.Jedin? t?leso, kter? z??? sv?m vlastn?m sv?tlem. V?echna ostatn? t?lesa- planety , dru?ice, komety- z??? v?hradn? odra?en?m a rozpt?len?m slune?n?m sv?tlem.
Slunce je prav? hv?zda a je zcela podobn? hv?zd?m, kter? vid?me na obloze. Zd? se n?m v?t?? a jasn?j?? jenom proto, ?e je velmi bl?zko. Kdybychom mohli cestovat na sv?teln?m paprsku,cesta ke Slunci by n?m trvala n?co p?es 8 minut. Cesta k dal??m nejbli??? hv?zd? by n?m v?ak takto trvala ?ty?i roky a t?i m?s?ce!
Podobn? jako jin? hv?zdy i Slunce se skl?d? p?ev??n? z vod?ku. Vod?k slou?? jako palivo p?i uvol?ov?n? energie , kter? umo??uje Slunci z??it. Odtud se pomalu dost?v? povrch , z n?ho? v podob? sv?tla a tepla vyza?uje do okol?. Jasn? povrch Slunce naz?v?me fotosf?ra.










Bou?liv? povrch Slunce


Slune?n? povrch neust?le bubl? a chov? se jako vrouc? voda. Projevuje se to pozoruhodn?mi ?kazy, kdy z povrchu stoupaj? a klesaj? mal? chom??ky ?i ?bu?ky?
Plynu.
??st plyn? z povrchu unik? a vytv??? okolo Slunce atmosf?ru. Jej? tlust?? ??st se naz?v? chromosf?ra (?barevn? koule ?) , proto?e je zabarvena do r??ova. Tenk? vn?j?? ??st se naz?v? kor?na (?v?nec?). Ze Zem? m??eme b??n? pozorovat jen r??ovou chromosf?ru a perle?ov? b?lou kor?nu b?hem slune?n?ho zatm?n?,kdy je fotosf?ra ( jasn? povrch Slunce ) zaclon?na M?s?cem..
Ob?as ze slune?n?ho povrchu tryskaj? obrovsk? font?ny ?hav?ch plyn?- naz?v?me je protuberance. Vyl?taj? stovky a? tis?ce kilometr? do atmosf?ry. ?asto tvo?? obrovsk? smy?ky. Tento tvar maj? proto, ?e magnetick? pole, kter? je formuje a udr?uje , p?sob? po zak?iven?ch silo?ar?ch.
Magnetick? pole Slunce je rovn?? p???inou vzniku tmav?ch skvrn objevuj?c?ch
Se na jeho povrchu. Slune?n? skvrny jsou v podstat? oblasti povrchu s mnohem ni??? teplotou ne? jejich okol?. V okol? skvrn se mohou vyskytovat prudk? v?rony plyn?, naz?van? erupce,kter? vys?laj? do komu proudy ??stic.


Co se d?je b?hem zatm?n? Slunce na obloze?

Sv?t?n? ve st?edu 11. srpna 1999 prob?hne nad Evropou jako ka?d? jin? den. I Slunce se nad obzor vyhoupne, bez jak?chkoli odli?nost? od b??n?ho v?chodu, kolem t?i ?tvrt? na ?est m?stn?ho letn?ho ?asu. Zm?na bude v tom, ?e ji? od ?asn?ho r?na se jist? k obloze bude up?rat nepom?rn? v?t?? po?et pohled? ne? obvykle.
P?edev??m Evropan? a obyvatel? jihoz?padn? Asie se budou sna?it odhadnout v?voj obla?nosti, kter? je ?ek? v n?kolika nadch?zej?c?ch hodin?ch tohoto v?jime?n?ho dne. P?ed polednem sv?tov?ho ?asu se na?e denn? hv?zda za?ne, p?i pohledu z cel? Evropy, velk? ??sti Asie, severn? Afriky a severoz?padn?ho okraje Ameriky, pomalu no?it za tmav? kotou? M?s?ce. Z osy ?zk?ho p?su, prot?naj?c?ho polovinu zem?-koule a nach?zej?c?ho se v sam?m st?edu zm?n?n? oblasti, bude mo?n? spat?it po dobu p?ibli?n? dvou a p?l minuty ?pln? zatm?n? Slunce.
Va?e hodinky v l?t? ud?vaj? st?edoevropsk? letn? ?as (SEL?). Astronomov? u??vaj? sv?tov? ?as (UT). Mezi t?mito ?asy plat? jednoduch? vztah:UT = SEL? - 2 hodiny
?pln? f?ze slune?n?ho zatm?n? je prov?zena p?i jeho za??tku prudk?m ztmavnut?m oblohy, kter? odpov?d? p?ibli?n? okam?iku soumraku mezi t?ic?tou a ?ty?ic?tou minutou po z?padu Slunce. N?kolik sekund p?ed za??tkem ?pln? f?ze ?kazu se objev? nejjasn?j?? ??st kor?ny jako st??b?it? lem fotosf?ry kolem Slunce, jej?? uzounk? prou?ek se rozpadne vlivem nerovnosti m?s??n?ho okraje na n?kolik z???c?ch bod? - Bailyho perly, kter? po chv?li zmiz?. N?stup ?pln?ho zatm?n? pozorovatel?m umo?n? prakticky okam?it? spat?it na denn? obloze n?kter? planety a nejjasn?j?? hv?zdy.
Slunce bude v souhv?zd? Lva, t?sn? u hranice s dal??m zv??etn?kov?m souhv?zd?m - Rakem. Na p?ipojen?m obr?zku si m??ete prohl?dnout rozlo?en? planet a jasn?ch hv?zd na obloze. V?po?et poloh je sice vzta?en k ?asu maxim?ln? f?ze zatm?n? - pro 11 hodin UT na centr?ln? linii, co? odpov?d? z?padn?mu Rumunsku, ale odchylky pro pozorovatele z jin?ch ??st? Evropy jsou natolik miziv?, ?e je mo?n? je zanedbat.
Tot?ln? zatm?n? Slunce
Nejbl??e slune?n? kor?n? bude mo?no vid?t hv?zdu Regulus (10? v?chodn? s jasnost? 1.4 mag). Vedle n? v?s sv?m jasem zaujme nejjasn?j?? planeta - Venu?e (15? v?chodn?, -3.5 mag). V opa?n?m sm?ru v p?ibli?n? stejn? vzd?lenosti spat??te planetu Merkur (18? z?padn?, 0.7 mag). Za p??zniv?ch podm?nek, p?i jasn?, pr?zra?n? obloze, budete moci vyhledat t?sn? nad z?padn?m obzorem i planetu Saturn. Mars a Jupiter budou pod horizontem.
Nav?c se na tmav? obloze objev? i ?ada dal??ch jasn?ch hv?zd zimn?ho a jarn?ho nebe. Z t?ch nejz??iv?j??ch lze jmenovat S?ria (52? jihoz?padn?, -1.5 mag) a bl??ence Castora s Polluxem (30? severoz?padn?, 1.9 a 1.1 mag). N?zko nad ji?n?m horizontem se rozsv?t? hv?zdy souhv?zd? Oriona - Betelgeuse (0.5 mag) a Rigel (0.1 mag). Na z?pad? se bude bly?t?t Aldebaran (0.9 mag) a Capella (0.1 mag), zat?mco nad v?chodem v?s upout? Arcturus (0.2 mag).
P?ibli?n? ?hlov? pr?m?r M?s?ce i Slunce je 0.5?. 0.5? = 30' = 1800''?hlov? pr?m?r Slunce se d?ky eliptick? dr?ze Zem? m?n? od 0,52? (v l?t?) do 0,54? (v zim?).?hlov? pr?m?r M?s?ce se d?ky jeho eliptick? dr?ze okolo Zem? li?? v rozmez? 0,49? a? 0,56?.

Hlavn?mi ??inkuj?c?mi cel?ho nebesk?ho p?edstaven? v?ak p?esto budou bezpochyby Slunce a M?s?c. M?s?c p??mo uvid?te v podob? tmav?ho kotou?ku, r?suj?c?ho se proti kor?n? (atmosf??e Slunce), kter? jej obkrou?? sv?m jasem. Pr?v? kor?na je t?m, co je na ?pln?ch zatm?n?ch Slunce to nejobdivovan?j??, nejzvl??tn?j?? a nejkr?sn?j??. Pr?v? ona je i c?lem pozornosti astronom?, kte?? dost?vaj? p??le?itost vyu??t vz?cn?ch okam?ik? totality k jej?mu studiu. Podrobn? zkoumat kor?nu lze toti? jen pouze v takto vz?cn?ch chvilk?ch. Bli??? ?asov? informace o mo?nostech pozorov?n? pr?b?hu zatm?n? nad Evropou pod?v? tabulka na str. 23.
Po sv?te?n?m poledni, spjat?m se vzru?en?mi okam?iky nebesk