Posledné správy

V januári 2009 uzrel prvé svetlo Nový slnečný ďalekohľad (New Solar Telescope - NST) umiestnený na Big Bear Solar Observatory (BBSO), ktoré patrí New Jersey Institute of Technology v Kalifornii. NST je prvým z novej generácie veľkých slnečných ďalekohľadov, ktorá bude kulminovať vybudovaním 4-metrového ATST (Advanced Technology Solar Telescope) a EST (European Solar Telescope) v budúcom desaťročí. Kupola BBSO je postavená na umelom ostrove v jazere Big Bear nachádzajúce sa v nadmorskej výške 2058 m. Jazero pôsobí ako mohutný vodný termostat brániaci tvorbe atmosférickej turbulencie poškodzujúcej obraz vesmírnych objektov pri pozorovaniach z pevniny. Priemer primárneho zrkadla NST je 1,7 m pričom efektívne je pre pozorovania použiteľný priemer 1,6 m. Ako vidno z tabuľky, NST patrí medzi najväčšie ďalekohľady určené pre výskum Slnka.

NST má mimoosové usporiadanie optických členov typu Gregory pozostávajúce z mimoosového parabolického zrkadla, postriebrenej tepelnej clony, eliptického sekundáru a sústavy rovinných zrkadiel privádzajúcich svetlo buď do Coudé ohniska na podlaží pod ďalekohľadom alebo do Nasmythovho ohniska blízko ďalekohľadu. Mimoosové umiestnenie sekundáru rieši kritický problém difrakcie vznikajúcej na krížovom držiaku nesúcom sekundár, ktorá významne poškodzuje obraz pozorovaného objektu. Príkladom sú známe kríže viditeľné na fotografiách okolo jasných hviezd. Na druhej strane však prináša vážny technický problém mimoosovej parabolizácie zrkadla. Celková dĺžka teleskopu je 4,4 m a uplynulo šesť rokov od ukončenia konštrukčných prác po prvé svetlo.

Vľavo: budova Big Bear Solar Observatory vybudovaná na umelom ostrove na jazere Big Bear Lake. Vpravo: Nový slnečný ďalekohľad NST. Pohľad na misu primárneho zrkadla s priemerom 1,6 m.

Primárne zrkadlo od firmy Schott je z materiálu Zerodur s veľmi nízkym koeficientom tepelnej rozťažnosti. Po finálnom vyleštení nepresahujú nerovnosti jeho povrchu viac ako 16 nm. Primárne zrkadlo je vybavené systémom aktívnej optiky, ktorej základom je 36 piezoelektrických piestov, na ktorých je umiestnené. Úlohou aktívnej optiky je kompenzovať počas pozorovania gravitačné a teplotné deformácie zrkadla. Poškodenie obrazu atmosférickou turbulenciou bude kompenzovať adaptívna optika umiestnená v Coudé ohnisku.

Hlavnou motiváciou pre stavbu novej generácie veľkých slnečných ďalekohľadov ako NST, ATST a EST sú pribúdajúce dôkazy o tom, že magnetokonvekcia s typickým rozmerom menším ako 100 km prebiehajúca v spodnej fotosfére je zdrojom slnečnej aktivity a premennosti. Pretože pre štúdium magnetokonvekcie je vhodnou infračervená oblasť spektra, NST bude vybavené filtrami a prístrojmi zameranými ako pre vizuálnu tak aj pre infračervenú oblasť spektra. Prvé vedecké pozorovania začali v apríli 2009 a v súčasnosti sa ako prvé lastovičky začínajú objavovať v odborných astronomických časopisoch výsledky pozorovaní NST. Dva najpozoruhodnejšie z publikovaných výsledkov dokumentujú pripojené obrázky.

Vľavo: granulácia a reťazec jasných bodov označený šípkami v tmavom intergranulárnom priestore pozorovaná 30. marca 2009 širokopásmovým filtrom v molekulárnom páse TiO s vlnovou dĺžkou 706 nm. Jasné body súvisia s koncentrovanými magnetickými silotrubicami s typickým priemerom 100 km. Jednotka osí: 1 arcsec = 725 km. Zorné pole: 3100 km x 3100 km. Kliknutím na obrázky sa zobrazia zväčšené verzie. Vpravo: tmavé fibrily (modré čiarky) pozorované 27. augusta 2009 ako rýchle výtrysky v modrom krídle čiary Hα 0,13 nm od jej centra, čo zodpovedá dopplerovskej rýchlosti až 60 km/s smerom k pozorovateľovi. Reťazec jasnejších bodov (červené čiarky) prezrádza koncentrované magnetické polia v slnečnej atmosfére. Na pozadí je vidieť granuláciu.

Autori práce Goode a kol. (2010a, 2010b) tvrdia, že jasné body zodpovedajúce koncentrovaným magnetickým silotrubiciam s typickým priemerom 100 km a menej sa javia na základe pozorovaní z NST ako kruhové. To je v rozpore s výsledkami doterajších pozorovaní a numerických simulácií, podľa ktorých mali jasné body veľmi nepravidelný a rôznorodý tvar často pripomínájuci zdeformované mesiačiky rozprestierajúce sa v tmavých intergranulárnych priestoroch medzi jasnými granulami. V uvedených prácach sú aj výsledky pozorovaní v modrom krídle čiary Hα 0,13 nm od jej centra. Treba uviesť, že väčšina doterajších pozorovaní v čiare Hα sa sústredila iba na interval nepresahujúci 0,1 nm okolo jej centra, čo zodpovedá dopplerovským rýchlostiam 46 km/s. Výnimkou je práca Rouppe van der Voort a kol. (2009), v ktorej autori študovali veľmi rýchle, fibrilám podobné chromosférické výtrysky hľadajúc náprotivky spikúl typu II na disku v modrom krídla čiary Hα až 0,16 nm od jej centra, čo zodpovedá dopplerovskej rýchlosti 73 km/s.

Nedávno boli zverejnené aj prvé výsledky pozorovaní v infračervenej oblasti získaných pomocou adapatívnej optiky s deformovateľným zrkadlom vybaveným 97 piezoelektrickými piestami. Tento systém bude nahradený adaptívnou optikou s deformovateľným zrkadlom vybaveným 349 piezoelektrickými piestami a neskôr multikonjugovanou adaptívnou optikou.

Škvrna pozorovaná 2. júla 2010 širokopásmovým filtrom v molekulárnom páse TiO s vlnovou dĺžkou 706 nm a s použitím adaptívnej optiky.

Z expedície za zatmením Slnka sa 18. júla vrátil do Tatranskej Lomnice člen Oddelenia fyziky Slnka Astronomického ústavu SAV RNDr. Vojtech Rušin, DrSc.. Medzinárodná česko-nemecko-slovenská expedícia pôsobila v dedine Tumuruku na tichomorskom atole Tatakoto v súostroví Tuamotu vo Franzúzskej Polynézii, kde fáza úplného zatmenia trvala 4 min 29 s. Údaje o zatmení v Tumukuru sú v pripojenej tabuľke. Vedecký program expedície bol zameraný na štruktúru, morfológiu a dynamiku bielej koróny do vzdialenosti až 20 slnečných polomerov od povrchu Slnka. Doplnkovým programom bolo snímkovanie kométy C/2009 R1 (McNaught) počas úplnej fázy zatmenia. Program bol realizovaný pomocou nasledujúcich prostriedkov:

• ďalekhľad GSO RC 8'', Ritchey-Chrétien f/8, 203mm/1640mm
• ďalekohľad Williams 6,3/716 (ohnisko predlžené na 1020 mm)
• objektív Rubinar 10/1000
• objektív Maksutov 6,5/500
• objektív 2,8/200 (2 kusy)
• objektív 2,8/70 (2 kusy)

Ďalekohľadý a objektívy boli upevnené na paralaktickej montáži firmy Astelco GmbH. K vlastnému snímkovaniu boli použité digitálne fotoaparáty Canon EOS 1D, EOS 350D, EOS 20D, EOS 5D MarkII (2 kusy) a EOS 5D (3 kusy). Snímkovanie počas zatmenia prebiehalo automaticky a bolo riadené softwérom, ktorý vyvinuli Ing. Jindřich Nový, PhD. a prof. RNDr. Miloslav Druckmüller, DrSc. z Vysokého učení technického v Brne. Expedícii sa podarilo získať sériu vysokokvalitných snímok slnečnej koróny v integrálnom svetle (tzv. biela koróna). Výsledná snímka bielej koróny vznikla počítačovým spracovaním a zložením 61 snímok získaných expozičnými časmi v rozsahu od 1/500 do 2 s. Počítačové spracovanie a zloženie vykonal člen expedície, matematik prof. RNDr. Miloslav Druckmüller, DrSc. Ďalšie podrobnosti o snímke koróny sú prístupné na jeho webovej stránke.

Biela koróna nad Francúzskou Polynéziou 11. júla 2010, 18 hod 48 min UT.

Biela koróna pozorovaná koronografmi LASCO C2 (vľavo) a C3 (vpravo) kozmického slnečného observatória SoHO. Čas na snímkach je v UT. Snímky boli vybrané z archívu SoHO tak, aby boli časovo čo najbližšie fáze úplného zatmenia.

Štruktúra bielej koróny (t.j. tvar, dĺžka, rozloženie a orientácia tenkých lúčov) je podmienená koronálnymi magnetickými poliami, ktoré sú ukotvené vo fotosfére, teda odráža magnetickú aktivitu Slnka. Svetlo bielej koróny vzniká Thomsonovým rozptylom fotosférického žiarenia na voľných elektrónoch, ktoré sú v koróne hojné vďaka teplote rádovo milióny kelvinov. Pri tejto teplote sú atómy vo vysokých ionizačných stupňoch, teda zbavené väčšiny obalových elektónov. Biela koróna je jediný objekt v celej Slnečnej sústave, v spektre ktorého chýbajú Fraunhoferove spektrálne čiary, lebo takzvaná F koróna vzniká rozptylom fotosférického žiarenia na prachových časticiach medziplanetárnej hmoty. Výnimočnosť uvedej snímky bielej koróny spočíva v tom, že zachytáva jej štruktúru bezprostredne nad povrchom Slnka až do veľkých vzdialenosti. V malých vzdialenostiach nad povrchom do jedného polomeru Slnka je možné študovať korónu len vďaka zatmeniam, lebo existujúce koronografy na kozmických slnečných observatóriach nedokážu zachytiť túto najvnútornejšiu korónu. Snímka s najdlhším expozičným časom 2 s zachytila aj popolavý svit Mesiaca osvetleného svetlom odrazeným Zemou. Na Mesiaci sú nápadné tmavé moria a jasnejšie planiny jeho strany privrátenej k Zemi. V spodnej časti vidieť kruhový kráter Tycho s dlhými lúčmi. Ďalšie obrázky a informácie o expedícii ako aj o jej výsledkoch sú na webovej stránke aktualít SAV.

Počítačovo nespracovaná snímka bielej koróny získaná objektívom Rubinar expozičným časom 0,5 s. Montáž firmy Astelco s batériou ďalekohľadov, objektívov a fotoaparátov použítých na snímkovanie zatmenia.

Polynézsky pozorovateľ Slnka.

Veľkonočný ostrov odolával 11. júla 2010 asi najväčšiemu náporu turistov a umbrofilov v celej svojej histórii, ktorým sa napriek mrakom predsa len podarilo uvidieť fázu úplného zatmenia. Osamelý vulkanický Veľkonočný ostrov má tvar pripomínajúci trojuholník a je pravdepodobne najodľahlejšie obývané miesto Zeme. Od juhoamerickej pevniny ho delí 3510 km. Preslávila ho už zaniknutá kultúra domorodcov, ktorá po sebe zanechala 887 tajomných sôch moai vytesaných z mäkkého sopečného tufu.

Tajomné sochy moai a ešte tajomnejšia koróna počas úplného zatmenia Slnka nad Veľkonočným ostrovom.

Zložená snímka koróny počas úplneho zatmenia dokumentujúca vzťahy medzi štruktúrami vo vonkajšej a vnútornej koróne. Čiernobiely obrázok získala Williams College Expedition na Veľkonočnom ostrove. Snímku vonkajšej koróny (červená) získal širokouhlý koronograf LASCO kozmického slnečného observatória SoHO. Tmavý Mesiac je prekrytý snímkou koróny v ďalekekej ultrafialovej oblasti (žltá) získanej teleskopom AIA kozmického observatória SDO.

V nedeľu 11. júla nastalo úplné zatmenie Slnka. Nádherný pohľad na čierne Slnko a jeho korónu sa naskytol odvážnym cestovateľom a pozorovateľom, ktorí sa nedali odradiť nepriaznivými okolnosťami a zvolili si za svoje pozorovacie stanovište kopce v okolí argentínskeho mestečka El Calafate na brehu jazera Lago Argentino. Počas fázy úplného zatmenia bolo Slnko len jeden stupeň nad ideálnym horizontom v smere, kde ležia Andy. Za svoju odvahu boli pozorovatelia odmenení pozoruhodnými snímkami čierneho Slnka takmer sa dotýkajúceho vzdialeného hrebeňa And. Na Slovensku uvidíme zatmenie Slnka 4. januára 2011 dopoludnia a bude pozorovateľné iba ako čiastočné.

Pohľad na úplné zatmenie z vrcholu kopca 400 m nad svietiacim El Calafate a jazerom Lago Argentino. V pozadí sú Andy. Autor: Janne Pyykkö.

Širokouhlá snímka úplného zatmenia nad hrebeňom And názorne dokumentuje šírku a pomerne ostré ohraničenie mesačného tieňa tesne predtým, ako na konci zatmenia opustí povrch Zeme. Autor: Daniel Fischer.

Viditeľnosť zatmenia a pás totality

V nedeľu 11. júla nastane zatmenie Slnka, ktoré bude pozorovateľné z južných oblastí Tichého oceánu a Južnej Ameriky. Pás úplného zatmenia (takzvaný pás totality) začína v šírom oceáne asi 1800 km východne od Nového Zélandu, pokračuje ďalej Pacifikom na východ a prvou pevninou ležiacou v páse je vulkanický ostrov Mangaia z Cookových ostrovov. Úplné zatmenie len tesne minie ostrov Tahiti vzdialený iba 20 km od severného okraja pásu totality, ktorý pokračuje ďalej na východ k súostroviu Tuamotu. Len pár malých atolov súostrovia leží v páse, no žiadny z nich neposkytuje vhodnú základňu pre pozorovateľov zatmenia. Ďalšou pevninou ležiacou v páse totality bude turisticky a historicky veľmi zaujímavý Veľkonočný ostrov, ktorého meno v jazyku domorodých obyvateľov je Rapa Nui, čo v preklade znamená Pupok sveta. Vulkanický Rapa Nui je jedno z najodľahlejších obývaných miest na svete a preslávila ho starobylá kultúra, ktorá po sebe zanechala 887 tajomných sôch moai vytesaných z mäkkého sopečného kameňa. Pás totality končí v južnom cípe Patagónie na hraniciach Čile a Argentíny. Vysoké a oblačné čílske Andy neponúkajú vhodné podmienky na pozorovanie zatmenia, no na ich východnom okraji leží turisticky veľmi príťažlivá oblasť, strediskom ktorej je argentínske mestečko El Calafate pri jazere Lago Argentino. El Calafate je turisticky vyhľadávané vďaka blízkemu národnému ľadovcovému parku. Z Európy zatmenie nebude pozorovateľné ani ako čiastočné.

Zvláštnosťou tohto zatmenia je, že sa odohráva takmer výlučne nad oceánom. Aj najdlhšie úplné zatmenie trvajúce 5 min 20 s nastane na šírom Pacifiku ďaleko od najbližšej súše. Na Veľkonočnom ostrove nastane úplné zatmenie medzi 20. hod 8. min a 20. hod 13. min svetového času a potrvá 4 min 41 s a Slnko bude 40° nad horizontom. Údaje o zatmení v argentínskom El Calafate sú uvedené v tabuľke. Tabuľka uvádza výšku Slnka nad ideálnym horizontom v jednotlivých fázach zatmenia a azimut Slnka meraný od severu cez východ a juh k západu. Pás totality sa postupne rozširuje zo 179 km na hodnotu 262 km, ktorú má v mieste blízko najdlhšieho zatmenia. Na svojom konci sa zužuje na 183 km. Počas 2 hod 30 min mesačný tieň prekoná vzdialenosť 11 100 km a pokryje 0,48% plochy Zeme.

Zatmenie v El Calafate

El Calafate a jeho blízke okolie sú pravdepodobne jedinou lokalitou Patagónie poskytujúcou základňu pre pozorovanie čiastočného a snáď aj úplného zatmenia Slnka. Ako dokumentuje nasledujúca tabuľka, obrázky a poloha El Calafate vzhľadom na andský hrebeň, okolnosti zatmenia sú problematické. Zapadajúce Slnko bude v čase úplného zatmenia už veľmi nízko, len 1° nad ideálne rovným horizontom. Už toto samo o sebe je problém, lebo stačí tenká vrstva oblačnosti v smere Slnka a tá môže prekaziť celé pozorovanie, nakoľko pohľad smeruje cez hrubú vrstvu atmosféry. Naviac v rovnakom smere, v akom sa bude odohrávať zatmenie, ležia aj Andy. Čiastočné zatmenie pred úplným (t.j. v čase od 16. hod 44. min do 17. hod 48. min miestneho času) bude v El Calafate za priaznivého počasia dobre pozorovateľné.

Mapy oblohy počas úplného zatmenia Slnka v El Calafate s rôzne veľkým zorným poľom za predpokladu ideálneho horizontu.

Princíp zatmení

Zatmenie Slnka nastáva v čase okolo novu Mesiaca, keď sa uzlový bod dráhy Mesiaca nachádza v blízkosti spojnice Zem-Slnko. V tom čase sa úzky kužeľ mesačného tieňa dotkne povrchu Zeme a v dôsledku orbitálneho pohybu Mesiaca sa postupne kĺže od západu na východ. Tak vytvorí na zemskom povrchu úzky pás totality, z ktorého je pozorovateľné úplné zatmenie. Práve počas neho Slnko odhalí svoju tajomnú korónu a protuberancie. Úplné zatmenie môže trvať nanajvýš 7,5 min, no takto dlhé zatmenia sú veľmi zriedkavé. Mimo pásu totality je možné pozorovať len čiastočné zatmenie, pretože Mesiac nezakryje slnečný disk úplne.

Zatmenie bude pozorovať aj slovenský astronóm

Úplné zatmenia Slnka predstavujú neopakovateľnú a nenahraditeľnú príležitosť pozorovať slnečnú korónu s veľkým rozlíšením, skúmať jej dynamiku, morfológiu a fyzikálne vlastností (teplotu a hustotu) a nepriamo magnetické pole Slnka, ktoré v slnečnej koróne vytvára veľmi diferencované štruktúry. Unikajúce častice zo slnečnej koróny do slnečného vetra ťahajú so sebou aj siločiary magnetických polí, ktoré reagujú s galaktickým kozmickým žiarením, a tak spoločne ovplyvňujú podmienky v atmosfére Zeme. Výskum slnečnej koróny sa robí nielen pre poznanie pre nás životodarného Slnka, ale aj pre vplyv Slnka a prejavov jeho aktivity na našu Zem, vrátane ľudí. Preto už 29. júna 2010 odcestoval do Tichomoria RNDr. Vojtech Rušin, DrSc. z Astronomického ústavu SAV v Tatranskej Lomnici, ktorý je členom americko-česko-nemecko-slovenskej expedície. Jej cieľom je vedecké pozorovanie koróny počas úplného zatmenia Slnka na korálovom atole Tatakoto v súostroví Tuamotu vo Francúzskej Polynézii, kde úplné zatmenie potrvá 4 min 39 s. Podľa plánu expedície sa RNDr. V. Rušin, DrSc. vráti do Tatranskej Lomnice 18. júla. Jeho cesta je realizovaná s podporou domácich a zahraničných sponzorov.

Nasledujúce zatmenia

Júlové zatmenie Slnka bude poslednou príležitosťou pozorovať slnečnú korónu na ďalšie viac ako dva roky. Nasledujúce úplné zatmenie Slnka nastane 13. a 14. novembra 2012 a bude pozorovateľné pri východe Slnka zo severnej Austrálie a opäť z väčšinou neobývaných oblastí južného Pacifiku. Dôvodom zvláštneho dvojdátumu zatmenia je skutočnosť, že pás totality prechádza dátumovou hranicou.

Najbližšie u nás dobre pozorovateľné zatmenie Slnka nastane 4. januára 2011 dopoludnia a bude pozorovateľné iba ako čiastočné. Úplné zatmenie Slnka pozorovateľné zo severnej časti Slovenska nastane až v budúcom storočí 7. októbra 2135, kde potrvá 3 min 18 s. Bratislava bude vtedy mimo pásu totality a na úplné zatmenie si bude musieť počkať až do 16. mája 2227, ktoré však potrvá len 30 s.

Dlhodobé presné merania celkového slnečného vyžarovania a jeho variácií majú zásadný význam pre správne ohodnotenie podielu Slnka, ako jedného z mnohých faktorov, na prebiehajúcich klimatických zmenách. Presné merania celkového slnečného vyžarovania z kozmu sú k dispozícii od roku 1979, kedy ich začal vykonávať HF (Hickey-Frieden) rádiometer experimentu ERB (Earth Radiation Budget) na satelite Nimbus 7 a ďalej v nich pokračovali rádiometre ako napríklad ERBS, ACRIM I, II, II, VIRGO a TIM. Ich merania ukázali, že variabilita celkového slnečného vyžarovania má najmenej dve hlavné zložky, a to krátkodobú v rozpätí týždňov a dlhodobú s typickým intervalom niekoľko rokov. Krátkodobé náhle poklesy celkového slnečné vyžarovania o 0,05 až 0,3% voči priemernej hodnote spôsobujú slnečné škvrny. Dlhodobé zmeny sú synchrónne s fázou 11-ročného cyklu slnečnej aktivity, pričom rozdiel celkového slnečného vyžarovania v čase maxima a minima cyklu je typicky 0,1%. Prekvapujúcim je fakt, že za zvýšené vyžarovanie okolo maxima cyklu sú zodpovedné rozsiahle jasné fakulové polia, ktoré sú spolu so škvrnami súčasťou aktívnych oblastí. Príspevok fakulových polí k celkovému vyžarovaniu prevyšuje deficit spôsobený veľkými skupinami slnečných škvŕn hojne sa vyskytujúcimi v čase okolo maxima.

V roku 2003 bol vypustený na obežnú dráhu okolo Zeme satelit SORCE (The SOlar Radiation and Climate Experiment), ktorého úlohou je merať jednak celkové vyžarovanie naprieč celým slnečným spektrom (rádiometer TIM) a jednak spektrálne vyžarovanie Slnka v relatívne úzkych intervaloch vlnových dĺžok v rozsahu od 0,1 nm do 2400 nm (prístroje XPS, SOLSTICE a SIM). Na pripojenom grafe sú výsledky meraní celkového slnečného vyžarovania v rokoch 2003 až 2010 ako aj výsledky úzkopásmových meraní spektrálneho vyžarovania v oblasti vlnových dĺžok 389,76 nm a 656,20 nm v rokoch 2004 až 2010. Práve tieto spektrálne merania priniesli veľmi veľké prekvapenie. Na grafe vidno mierne klesajúci trend celkového slnečného vyžarovanie po maxime minulého 23. cyklu slnečnej aktivity, ktoré nastalo koncom roku 2000. Prechod z maxima do minima slnečnej aktivity je oveľa nápadnejší na spektrálnom vyžarovaní Slnka vo fialovej oblasti spektra, kde v rokoch 2004 až 2009 došlo k poklesu vyžarovania až o 0,6%. Naopak v červenej oblasti spektra došlo v rovnakom období k miernemu nárastu spektrálneho vyžarovania Slnka približne o 0,1%. Aktuálny 24. cyklus smerujúci k svojmu maximu je od roku 2009 badateľný miernym nárastom celkového slnečného vyžarovania a poklesom spektrálneho vyžarovania v červenej oblasti spektra. Ak meranie v najbližších rokoch potvrdia naznačené súvislosti medzi fázou slnečnej aktivity a spektrálnym vyžarovaním vo fialovej a červenej oblasti spektra, bude to mať významné dôsledky pre metodiku odhaľovania a správnu interpretáciu dlhodobej aktivity a variability Slnku podobných hviezd.

Celkové slnečné vyžarovanie a spektrálne vyžarovanie Slnka v oblasti vlnových dĺžok 389,76 nm a 656,20 nm v rokov 2003 až 2010 z meraní satelitu SORCE. Krátkotrvajúci výrazný pokles celkového slnečného vyžarovania o takmer 0,3% voči priemernej hodnote zaznamenaný koncom roku 2003 spôsobili veľké skupiny slnečných škvŕn, ktoré sa vytvorili koncom októbra 2003.

Veľké skupiny slnečných škvŕn 29.10. 2003 na snímke z kozmického observatória SOHO, ktoré spôsobili najvýraznejší pokles celkového slnečného vyžarovania nielen za obdobie 2003 až 2010, ale v celej histórii kozmických meraní celkového slnečného vyžarovania od roku 1979.

Sonda Rosetta (ESA) mieri na stretnutie s asteroidom Lutetia. Udeje sa tak v sobotu 10. júla 2010. Nepôjde o tesné stretnutie, bude ich deliť minimálne vzdialenosť 3200 km. Lutetia je v hľadáčiku Rosetty už od konca mája. Aj napriek nie práve ideálnej vzdialenosti bude Rosetta Lutetiu sledovať približne 2 hodiny. O pár hodín budú snímky dostupné verejnosti.

Čo o Lutetii zatiaľ vieme? V slnečnej sústave sa pohybuje medzi dráhami Marsu a Jupitera, teda v hlavnom páse a jeden obeh okolo Slnka jej trvá 3,8 roka. Jej veľkosť sa odhaduje na asi 95 až 130 km. Okolo svojej osi sa otočí za 8,17 hodiny. Istou výnimočnosťou je fakt, že sa otáča v opačnom smere (retrográdne) ako napr. Zem, aj keď u asteroidov je to pomerne bežné. Nepochybne najzaujímavejší je fakt, že Lutetia patrí medzi tzv. M asteroidy (železné). Práve o takýchto sa predpokladá, že sú fragmentami železných jadier veľkých asteroidov.

Ako Lutetia asi vyzerá? Na základe pozemských fotometrických pozorovaní takto.

V českých médiách sa objavila informácia o kométe, ktorú je vidieť voľným okom. Skutočnosť je však trochu iná.

Dotyčnú kométu - C/2009 R1 - objavil 9. septembra 2009 austrálsky astronóm Rober McNaught na observatóriu Siding Spring. Vtedy mala kométa jasnosť asi 17 magnitúd, teda hlboko pod viditeľnosťou voľným okom alebo bežným amatérskym ďalekohľadom.

Aká je situácia teraz (približne v polovici júna 2010)? Vieme, že kométa sa pohybuje po hyperbolickej dráhe, ktorej sklon voči dráhe Zeme okolo Slnka je 77 stupňov. Najbližšie sa kométa dostane k Slnku 2. júla 2010 na vzdialenosť iba 0,4 AU, t.j. menej než Venuša. Z toho sa dá usúdiť, že aj vývoj jasnosti kométy bude zaujímavý. V čase písania tohto textu sa nachádzala na hranici súhvezdí Andromeda a Perzeus. Viditeľná je sotva voľným okom nízko nad obzorom, potrebný je aspoň triéder. Najlepšie podmienky v tomto období sú nadránom (napr. o 2 hod. LSEČ) pri pohľade smerom na severovýchodnú oblohu. Pekná situácia nastane 22. júna 2010 o 2 LSEČ asi 10 stupňov nad obzorom, kedy kométu uvidíme len 2 stupne od hviezdy Capella v súhvezdí Povozník. Už vtedy by mohla byť naozaj vidieť aj voľným okom ako slabú rozmazanú hviezdu. V ďalších dňoch budú podmienky z hľadiska jasnosti kométy lepšie (odhaduje sa, že na prelome júna a júla 2010 dosiahne jasnosť okolo 4,5 magnitúdy), no z hľadiska celkových pozorovacích podmienok horšie. Každým dňom sa bude čoraz viac uhlovo približovať k Slnku, tzn. bude sa presúvať na rannú oblohu. Práve vtedy, kedy má byť najjasnejšia na prelome mesiacov, bude od Slnka vzdialená len 16 stupňov.

Ako vyzerá dráha a pohyb kométy v slnečnej sústave? a niekoľko fotografií

Hubblov vesmírny ďalekohľad pozoroval 25. a 29. januára 2010 záhadný útvar v tvare písmena X v hlave kométy 2010 A2. S najväčšou pravdepodobnosťou sa jedná o dôkaz zrážky dvoch asteroidov v hlavnom páse. Unikátnosťou je, že takto máme možnosť vidieť pozostatok alebo nedávnu zrážku v priamom prenose.

"Asteroid-kométa" 2010 A2 bola objavená len 6. januára 2010 v rámci programu LINEAR. Neskôr sa ukázalo aj za pomoci astronómov-amatérov, že objekt má kometárny charakter. No zaujímavý na ňom je fakt, že sa pohybuje v hlavnom páse asteroidov na dráhe typickej iba pre asteroidy. Je to tzv. teplá oblasť, v ktorej sa vyskytujú len suché kamenné telesá bez prítomnosti prchavých materiálov na povrchu, prípadne pod povrchom.

Je to úplne odlišné od klasických prachových obálok normálnych komét,

povedal vedúci pracovník David Jewitt z University of California v Los Angeles. Filamenty v hlave tejto kométy sú tvorené prachovými časticami a radiačným tlakom sú formované do zaujímavého tvaru X.

Hubblov ďalekohľad tiež odhalil, že hlavné jadro kométy leží mimo prachovej obálky. Odhaduje sa, že má v priemere 140 metrov.

Len nedávno započatej misii WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) sa po viac ako jednom mesiaci činnosti podarilo objaviť nový asteroid. Predpokladá sa, že WISE počas svojej životnosti mapovania celej oblohy v infračervenom svetle môže objaviť niekoľko stoviek tisíc(!) neznámych asteroidov medzi dráhami Marsu a Jupitera a niekoľko stoviek blízkozemských asteroidov.

Blízkozemský asteroid s označením 2010 AB78 objavil WISE 12. januára. Objav potvrdili aj astronómovia z University of Hawaii pomocou 2,2 metrového ďalekohľadu umiestneného na vrchole sopky Mauna Kea. Aj keď je asteroid tzv. blízkozemský a má odhadovanú veľkosť asi 1 kilometer, žiadne nebezpečie pre ľudstvo nehrozí. No stále si vyžaduje ďalšie monitorovanie na spresnenie jeho dráhy v slnečnej sústave.

Pre viac informácii odporúčame tieto linky http://www.nasa.gov/wise a http://wise.astro.ucla.edu.

Začínajúci 24. cyklus slnečnej aktivity stále udivuje svojím nevýrazným nástupom aj na začiatku roka 2010. Jednako však koncom roka 2009 počet dní čistého Slnka bez slnečných škvŕn výrazne poklesol a na konci roka bolo zaznamenaných niekoľko hoci len malých skupín slnečných škvŕn. Aj začiatkom roka 2010 má slnečná aktivita vzostupný trend. V roku 2009 bolo zaznamenaných 262 dní (72%), keď bolo Slnko bez škvŕn podobne ako v roku 2008, keď takýchto dní bolo 265 (72%). Je potrebné zájsť až do roku 1913, aby sme našli rok s väčším počtom bezškvrnových dní. Vtedy ich bolo až 311, čo je 85% z celkového počtu dní v uvedenom roku. Vtedy 92 po sebe idúcich dní v apríli, máji a júni bolo Slnko bez škvŕn.

Pri bližšom pohľade na povrchové rozloženie nemnohých aktívnych oblastí 24. cyklu od 3. mája do 7. decembra 2009 je ale možné postrehnúť istú koncentráciu ich výskytu do pomerne úzkych intervalov heliografických dĺžok rozdielnych pre jednotlivé pologule. Na severnej pologuli sa 8 z celkového počtu 10 aktívnych oblastí vrátane troch najväčších vyskytlo v intervale 100° medzi heliografickými dĺžkami 200° až 300°. Na južnej pologuli sa 6 z celkového počtu 9 aktívnych oblastí objavilo v úzkom intervale 50° medzi heliografickými dĺžkami 0° až 50°. Tri ďalšie sa objavili v intervale 70° medzi heliografickými dĺžkami 180° až 250° prekrývajúcimi sa s intervalom aktivity na severnej pologuli. Najväčšia aktívna oblasť na južnej pologuli mala heliografickú dĺžku 250°. Teda začínajúci cyklus slnečnej aktivity sa prejavuje značne asymetricky, keď viac ako 80% aktívnych oblastí je sústredených do menej ako jednej tretiny obvodu Slnka. Táto vlastnosť začínajúceho cyklu môže byť zaujímavá pre modelovanie slnečného magnetického dynama a fyziku vynárajúcich sa magnetických polí na Slnku. Slnečný cyklus je totiž niečo viac ako len časový rad. Je to tiež aj vývoj v troch priestorových dimenziách. S postupom slnečného cyklu je možné očakávať, že spomenuté oblasti výskytu aktívnych oblastí sa budú postupne posúvať ako v heliografických dĺžkach tak aj v šírkach poskytujúc tak vzácne údaje o činnosti slnečného magnetického dynama.