Portál:Astronómia/Odporúčané články

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie


Archív: 2005 - 2006 - 2007 - 2008 - 2009 – 2014 - Náhodné články

Od 2015[upraviť | upraviť zdroj]

Články sa na portáli zobrazujú v náhodnom poradí.

1[upraviť | upraviť zdroj]

Simulovaný pohľad na čiernu dieru v blízkosti Mliečnej cesty. Diera váži 10 hmotností slnka a vzdialená je približne 600 km.

Čierna diera alebo gravitačný kolapsar je koncentráciou hmoty so skoro nekonečnou hustotou, jej gravitačná sila zabraňuje úniku akýchkoľvek častíc s výnimkou efektu nazývaného kvantové tunelovanie. Z toho vyplýva, že nič, ani svetlo nemôže uniknúť gravitácii čiernej diery, preto sa nazýva „čierna“. Pojem čierna diera sa stal zaužívaným, aj keď teória nespomína žiadnu „dieru“ v normálnom slova zmysle, ale oblasť vesmíru, z ktorej nič neunikne.

Existenciu čiernych dier predpokladá Einsteinova teória relativity. Podľa klasickej všeobecnej relativity, žiadna hmota ani informácia nemôže prúdiť z vnútra čiernej diery k vonkajšiemu pozorovateľovi. Napríklad nie je možné dostať von žiadnu z jej častí, ani odrazené svetlo od zdroja podobného fotografickému blesku, alebo získať akúkoľvek informáciu o látke, ktorá vstúpila do čiernej diery. Kvantovomechanické efekty však dovoľujú látke energiu vyžarovať z čiernych dier v podobe röntgenového žiarenia, aj keď sa predpokladá, že žiarenie nezávisí od toho, čo do čiernej diery padlo v minulosti.

Existencia čiernych dier vo vesmíre je dobre podložená astronomickými pozorovaniami, hlavne zo štúdia supernov, röntgenového žiarenia z aktívneho galaktického jadra a správania hmoty a žiarenia okolo nej.

celý článok...


2[upraviť | upraviť zdroj]

Hale-Boppova kométa s bielym prachovým chvostom a modrým plynným chvostom (Február 1997)

Kométa alebo zastarano vlasatica je malý astronomický objekt podobný asteroidu, ale zložený predovšetkým z ľadu. Kométy sa typicky pohybujú po veľmi eliptických obežných dráhach, ktorých odslnie (afélium) môže byť oveľa vzdialenejšie ako obežná dráha Pluta. Veľmi často sú opisované ako „špinavé snehové gule“, hoci podľa najnovších výskumom sa toto vzťahuje len na povrch jadra kométy a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý oxid uhličitý, metán a voda s primiešaným prachom a rôznymi minerálnymi agregátmi. Tieto agregáty držia spolu len vďaka vlastnej gravitácii.

Kométa sa tradične skladá z jadra, komy a chvosta. Koma a chvost sú síce najcharakteristickejšie vlastnosti kométy, vďaka ktorým ju možno takmer určite rozoznať od iných telies, ale väčšina komét na väčšine svojej dráhy tieto zložky nemá. Kóma a chvost sa totiž utvárajú len v blízkosti Slnka pod vplyvom jeho žiarenia. Ďaleko od Slnka tvorí kométu len jadro, niekoľkokilometrové teleso tvorené čiastočne ľadom. V posledných rokoch sa objavilo množstvo telies, ktoré majú hraničné postavenie medzi kométami a inými útvarmi, najčastejšie asteroidmi, či už svojou dráhou (nezvyčajnou na kométu – to sú napríklad kométy hlavného pásu), veľkosťou, alebo zložením (kentauri). Donedávna sa všeobecne predpokladalo, že kométy vznikajú v oblaku (Oortov oblak) vo veľkých vzdialenostiach od Slnka skladajúcom sa z trosiek, ktoré zostali po kondenzácii slnečnej hmloviny; vonkajšie okraje takýchto hmlovín sú dosť chladné na to, aby voda mohla existovať v pevnom (a nie plynnom) skupenstve. Asteroidy vznikajú iným procesom, no veľmi staré kométy, ktoré stratili všetku svoju prchavú hmotu, sa môžu podobať na asteroidy.

celý článok...


3[upraviť | upraviť zdroj]

Mars

Mars je štvrtá planéta slnečnej sústavy v poradí od Slnka. Je to druhá najmenšia planéta (po Merkúre). Pomenovaná je po Marsovi, starorímskom bohovi vojny. Jeho dráha sa nachádza až za dráhou Zeme. Ide o planétu terestrického typu, to znamená, že má pevný horninový povrch pokrytý impaktnými krátermi, vysokými sopkami, hlbokými kaňonmi a ďalšími útvarmi. Obiehajú ho dva mesiace nepravidelného tvaru pomenované Fobos a Deimos.

V období, keď je Mars v opozícii (nachádza sa na opačnej strane oblohy ako Slnko), je viditeľný na oblohe po celú noc. Prvé písomné záznamy o planéte a jej pozorovaní pochádzajú z obdobia prvých civilizácií. Všetky veľké staroveké civilizácie, Egypťania, Babylončania a Gréci, vedeli o tejto „putujúcej hviezde“ a dávali jej svoje pomenovania. Považovali ju za symbol ohňa a krvi, pretože horniny, pôda a obloha na planéte majú červený, alebo ružový odtieň. Nazývali ju „Červený objekt“, „Nebeský oheň“, „Hviezda smrti“ alebo „Boh vojny“.

Takmer 20 úspešných kozmických sond od 60. rokov 20. storočia umožnilo detailné skúmanie planéty. V súčasnosti (2014) sú na obežnej dráhe Marsu tri funkčné sondy (Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter) a na povrchu planéty sa pohybujú dve vozidlá misie: Opportunity a Curiosity, ktoré poskytujú údaje, umožňujúce mapovať väčšiu časť povrchu, definovať základné historické obdobia, či porozumieť základným javom odohrávajúcim sa na planéte. K planéte mieri aj „Mars Orbiter Mission“ z Indickej vesmírnej výskumnej organizácie (ISRO), vypustenej 5. novembra 2013. Pokiaľ bude úspešná, stane sa štvrtou agentúrou po Sovietskom vesmírnom programe, NASA a ESA, ktorá dosiahne Mars.

celý článok...


4[upraviť | upraviť zdroj]

Merkúr

Merkúr je najbližšia planéta slnečnej sústavy k Slnku a najmenšia planéta slnečnej sústavy.

Merkúr je malá kamenná planéta s povrchom posiatym impaktnými krátermi. Nemá hustú atmosféru, ktorá by dokázala regulovať povrchovú teplotu. Z toho dôvodu jej rozdiel kolíše v rozmedzí +440 °C počas dňa a −180 °C v noci. Napriek tomu, že je Merkúr najbližšie k Slnku, nedrží teplotný rekord medzi planétami slnečnej sústavy. Ten patrí Venuši, ktorá je od Slnka síce ďalej, ale panuje na nej silný skleníkový efekt.

Jeho priemer je 38 % priemeru Zeme, čo je 1,4-krát viac ako priemer Mesiaca. Merkúr má vysokú hustotu a slabé, no predsa prítomné magnetické pole. Vytvára ho masívne kovové jadro vo vnútri planéty. Merkúr obieha okolo Slnka najrýchlejšie zo všetkých planét, no jeho rotácia je, naopak, veľmi pomalá. Nemá žiadny mesiac.

Pre svoj najrýchlejší pohyb po oblohe zo všetkých planét bol Rimanmi pomenovaný podľa posla bohov Merkúra. Planéta je známa už od staroveku, hoci sa voľným okom ťažšie pozoruje. Keďže sa jeho dráha nachádza vo vnútri dráhy Zeme, nikdy sa na oblohe nevzdiali od Slnka o viac ako 28°, a preto ho možno pozorovať len ráno, krátko pred východom, alebo večer, krátko po západe Slnka. Aj tak môže byť niekedy pomerne nápadným objektom na večernej alebo rannej oblohe.

Donedávna ho skúmala len jedna kozmická sonda, Mariner 10, ktorá v rokoch 197475 trikrát preletela okolo Merkúra a urobila viac než 10 000 snímok jeho povrchu. V súčasnosti sa na výskume podieľa sonda MESSENGER, ktorá bola po troch preletoch v marci 2011 navedená na obežnú dráhu okolo planéty.

celý článok...


5[upraviť | upraviť zdroj]

Mesiac, ako ho vidí pozorovateľ na Zemi

Mesiac s veľkým začiatočným písmenom označuje vesmírne teleso obiehajúce okolo Zeme. Je jej jediným prirodzeným satelitom. Nemá iné formálne meno ako „Mesiac“, aj keď sa občas nazýva Luna (latinský výraz pre „mesiac“), aby bol odlíšený od bežných „mesiacov“. Jeho symbolom je kosák (Unicode: ☾). Okrem slova lunárny sa k odkazu na Mesiac používa aj kmeň selen- (podľa gréckej bohyne Mesiaca Seléné) (selenocentrický, Seleniti, atď.).

Zohráva dôležitú úlohu pri udržiavaní sklonu osi rotácie Zeme v určitých medziach, čo má za následok stabilné striedanie ročných období z dlhodobého časového hľadiska. Mesiac sa podstatnou zložkou podieľa na prílive a odlive na Zemi.

Priemerná vzdialenosť medzi Mesiacom a Zemou je 384 403 km. Priemer Mesiaca je 3 476 kilometrov. V roku 1969 pristáli Neil Armstrong a Buzz Aldrin ako prví ľudia na Mesiaci.

celý článok...


6[upraviť | upraviť zdroj]

NGC 6543, hmlovina Mačacie oko

Planetárna hmlovina je astronomický objekt skladajúci sa z približne guľovej žiariacej zmesi plynov tvorenej niektorými typmi hviezd na konci ich života. Tento pojem nemá žiadnu súvislosť s planétami: názov pochádza z v minulosti predpokladanej podobnosti so vzhľadom obrích planét. Jav netrvá dlho, iba niekoľko tisíc rokov z typického života hviezdy dosahujúceho niekoľko miliárd rokov. V našej Galaxii poznáme asi 1 500 týchto objektov.

Planetárne hmloviny sú dôležitými astronomickými objektami, pretože hrajú kľúčovú úlohu v chemickom vývoji galaxie. Vracajú totiž materiál do medzihviezdneho priestoru a obohacujú ho tak o ťažké prvky, produkty nukleárnej syntézy. V iných galaxiách sú planetárne hmloviny jedinými pozorovateľnými objektami poskytujúcimi informácie o chemickom zložení.

V posledných rokoch priniesol Hubblov vesmírny ďalekohľad snímky, ktoré odhalili, že mnoho planetárnych hmlovín má veľmi zložitú a rôznorodú morfológiu. Mechanizmus vzniku takej širokej palety tvarov a rysov dosiaľ nebol celkom objasnený.

celý článok...


7[upraviť | upraviť zdroj]

Saturn zo sondy Cassini

Saturn je šiesta planéta Slnečnej sústavy v poradí od Slnka, po Jupiteri druhá najväčšia z planét. Je známa i z prehistorického obdobia. Pomenovaný bol podľa rímskeho boha Saturna, ktorý je obdobou gréckeho Krona. Astronomický symbol pre Saturn je .

Saturn patrí medzi joviálne planéty, to znamená, že nemá pevný povrch, ale len hustú atmosféru, ktorá postupne prechádza do plášťa. Atmosféra je tvorená prevažne vodíkom, ktorý tvorí 96,3 % jej objemu. Viditeľný povrch planéty tvorí svetložltá vrstva mrakov s nejasnými pásmi rôznych odtieňov, ktoré sú rovnobežné s rovníkom. Teplota v hornej oblačnej vrstve dosahuje −140 °C. Hmotnosť planéty je približne 95-krát väčšia ako hmotnosť Zeme, má však zo všetkých planét najmenšiu hustotu: len 0,6873 g/cm³ a ako jediná planéta v slnečnej sústave je ľahší než voda. Saturn je známy najmohutnejšou sústavou prstencov zo všetkých planét slnečnej sústavy. Jeho hlavné prstence, ktoré sú označené veľkými písmenami možno pozorovať zo Zeme už aj malým ďalekohľadom. Okolo planéty obieha tiež početná rodina mesiacov, z ktorých najväčší je Titan, jediný mesiac v slnečnej sústave s hustou atmosférou.

Jeden obeh Saturna okolo Slnka trvá 29,46 pozemského roka. Je ľahko pozorovateľný voľným okom ako žltý neblikajúci objekt jasnosťou porovnateľný s najjasnejšími hviezdami. Od ekliptiky sa nikdy nevzdiali na väčšiu uhlovú vzdialenosť ako 2,5°. Prechod jedným zvieratníkovým znamením mu trvá viac než dva roky.

celý článok...


8[upraviť | upraviť zdroj]

Slnko v extrémnej ultrafialovej oblasti spektra na zábere zo sondy Solar Dynamics Observatory

Slnko je hviezda našej planetárnej sústavy. Planéta Zem obieha okolo Slnka. Je to naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe. Gravitačné pôsobenie Slnka udržiava na obežných dráhach okolo Slnka všetky objekty slnečnej sústavy. Jeho energia je nevyhnutná pre život na Zemi. Astronomický symbol pre Slnko je kruh s bodom vo vnútri (v Unicode Sun symbol.svg).

Slnko patrí medzi hviezdy hlavnej postupnosti, čo znamená, že v jeho jadre prebieha premena vodíka na hélium a že vďaka tomu zostáva dlhodobo stabilné. Jeho spektrálny typ je G2, čo znamená, že ide o žltú hviezdu. Hmotnosť Slnka (2×1030 kg) predstavuje 99,87% hmotnosti celej slnečnej sústavy. Na všetky telesá Slnečnej sústavy dopadá elektromagnetické žiarenie zo Slnka, ktoré dosahuje celkový žiarivý výkon 3,826.1026 W. Vďaka tomuto žiareniu je možný život na Zemi. Väčšina telies vrátane všetkých planét obieha Slnko v smere jeho rotácie. Tento smer sa nazýva aj priamy (prográdny) smer a je dedičstvom po rotácii pôvodnej pracho-plynovej hmloviny, z ktorej všetky telesá slnečnej sústavy vznikli. Všetky ostatné telesá v slnečnej sústave sú viditeľné len vďaka tomu, že odrážajú slnečné svetlo, alebo žiaria preto, lebo boli k žiareniu vybudené slnečnou energiou (napr. kométy alebo polárna žiara).

Slovom slnko s malým s sa v niektorých prípadoch označuje aj hviezda alebo primárne hviezdne teleso, okolo ktorého obiehajú objekty.

celý článok...


9[upraviť | upraviť zdroj]

Schematický obrázok usporiadania slnečnej sústavy spolu s názvami jednotlivých objektov (vzdialenosti ani veľkosti nie sú v správnej mierke)

Slnečná sústava je planetárna sústava hviezdy Slnko, do ktorej patrí aj Zem. Skladá sa zo Slnka a všetkých telies, ktoré obiehajú okolo neho; (planét, trpasličích planét, planétok, komét, mesiacov, meteoroidov, medziplanetárneho plynu a prachu), rovnako ako aj prostredia, v ktorom sa tento pohyb uskutočňuje. Zem je treťou planétou slnečnej sústavy. Slnečná sústava je súčasťou oveľa väčšieho komplexu pozostávajúceho z množstva hviezd a medzihviezdnej hmotyGalaxie.

Všetky telesá slnečnej sústavy sa pohybujú po dráhach, ktoré sa nazývajú kužeľosečky. Sú to kružnica, elipsa, parabola a hyperbola. Pri svojom obehu okolo Slnka sa telesá riadia Keplerovými zákonmi, aj keď nimi nie je možné opísať pohyb všetkých telies slnečnej sústavy úplne presne, pretože okrem gravitačného poľa na ne pôsobia ešte aj iné sily, ako napr. odpor prostredia. Gravitačné pôsobenie Slnka udržiava veľké telesá slnečnej sústavy na obežných dráhach (pohybujú sa v uzavretých krivkách – elipsy a kružnice), menšie telesá sa môžu okrem uzavretých kriviek pohybovať aj po otvorených krivkách (po parabolách a hyperbolách).

Na meranie vzdialeností v slnečnej sústave sa často používa jednotka vzdialenosti známa ako astronomická jednotka (skratka AU). Jej veľkosť zodpovedá strednej vzdialenosti Zeme od Slnka, čo je 149 597 870,691 km. Najbližší bod k Slnku na dráhe nejakého telesa sa nazýva perihélium, najvzdialenejší afélium. Základná rovina, voči ktorej určujeme sklon obežných dráh telies sa nazýva rovina ekliptiky. Je to rovina, v ktorej obieha Zem okolo Slnka.

celý článok...


10[upraviť | upraviť zdroj]

Slnko má v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii označenie triedy G2V

Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorbčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorbčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorbčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.

Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané spektrum. V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie "otlačku" určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry - chromosféry.

V súčasnosti sa väčšina hviezd označuje písmenami O, B, A, F, G, K a M, kde trieda O označuje najteplejšie hviezdy a trieda M najchladnejšie.

celý článok...


11[upraviť | upraviť zdroj]

Spitzerov vesmírny ďalekohľad - umelecká predstava

Spitzerov vesmírny ďalekohľad (pôvodne Space Infrared Telescope Facility - SIRTF, niekedy sa používa aj skratka Spitzer) je kozmické observatórium, štvrté a posledné z veľkých observatórií NASA. Je určené na pozorovanie objektov v infračervenej oblasti spektra. Ide o najväčší infračervený teleskop, aký bol kedy vypustený do vesmíru. Urobil množstvo objavov, medzi ktoré patrí napr. priame zachytenie svetla exoplanét HD 209458 b a TrES-1, potvrdenie teórie, že Galaxia Mliečna cesta je v skutočnosti špirálová galaxia s priečkou, alebo zmapovanie atmosféry exoplanéty HD 189733 b. S jeho pomocou bola vytvorená fotografická mozaika Mliečnej cesty skladajúca sa z 800 tisíc samostatných snímok.

Základná misia trvala dva a pol roka, potom bola predlžovaná až do tej doby, kým by sa úplne vyčerpala zásoba chladiaceho hélia, bez ktorého pozorovanie v určitých častiach spektra nie je možné. Po vyčerpaní zásob hélia pokračuje tzv. „teplá“ misia Spitzera, počas ktorej sa ďalekohľad zohrial vplyvom okolitého prostredia o 30 K. Pozorovacie možnosti ďalekohľadu už síce nie sú také ako pred vyčerpaním hélia, no ukázalo sa, že aj napriek tomu je pre vedu stále veľmi prínosný.

Aby sa dodržali všetky tradície NASA, ďalekohľad bol premenovaný po úspešnej ukážke činnosti 18. decembra 2003. Na rozdiel od väčšiny ďalekohľadov, ktoré sú pomenované po známych zosnulých astronómoch výborom vedcov, meno pre SIRTF bolo vybrané na základe otvorenej súťaže širokej verejnosti. Zvolili meno Dr. Lyman Spitzer, Jr., čo bol prvý astronóm, ktorý navrhoval umiestňovanie ďalekohľadov do vesmíru. Lynman Spitzer v roku 1946 vo svojej práci "Report to Project Rand: Astronomical Advantages of an Extra-Terrestrial Observatory" vysvetlil výhody vesmírneho prostredia pre astronomické pozorovania.

celý článok...


12[upraviť | upraviť zdroj]

Urán

Urán je siedma planéta od Slnka, tretia najväčšia a štvrtá najhmotnejšia planéta v slnečnej sústave. Patrí medzi plynné obry a spolu s Neptúnom aj medzi tzv. ľadové obry. Meno má po gréckom bohovi nebies Uránovi, čo je ojedinelé – ostatné planéty sú pomenované po rímskych bohoch. Symboly planéty Urán sú znak ♅ (používaný v astrológii) alebo Astronomický symbol Urána (používaný v astronómii). Je to najbližšia planéta k Zemi, ktorá nebola ľuďom známa už od staroveku. Aj napriek tomu, že Urán je možné za priaznivých podmienok pozorovať voľným okom na nočnej oblohe, antickí astronómovia ho kvôli pomalej rýchlosti a nízkej jasnosti nepovažovali za planétu, ale za hviezdu. Objav Urána ohlásil William Herschel 13. marca 1781, čím prvýkrát v modernej dobe posunul známe hranice slnečnej sústavy.

Chemickým zložením sa Urán podobá Neptúnu. Obe planéty majú rozdielne celkové zastúpenie prvkov oproti Jupiteru či Saturnu. Urán má podobné zloženie atmosféry ako Jupiter či Saturn. Tvoria ju prevažne plynné formy vodíka a hélia, ale obsahuje aj výrazný podiel vody, amoniaku a metánu so stopami ďalších uhľovodíkov. Atmosféra Uránu je najchladnejšou v slnečnej sústave, minimálne teploty sa pohybujú okolo 49 K. Jej štruktúra je vrstevnatá: v najnižších poschodiach sa nachádzajú mraky vody, vo vrchných poschodiach mraky tvorené hlavne metánom. Vnútro planéty je pravdepodobne zložené predovšetkým z ľadu a kamenia.

Podobne ako ďalšie plynné planéty má aj Urán prstence, magnetosféru a množstvo mesiacov. Zvláštnosťou Urána je sklon jeho rotačnej osi: os leží takmer v rovine, v ktorej planéta obieha.

celý článok...


13[upraviť | upraviť zdroj]

Mapa súhvezdia Veľká medvedica

Veľká medvedica (Ursa Major, pôvodne Ursa Maior) niekedy stotožňovaná s Veľkým vozom je súhvezdie severnej oblohy. Je to najväčšie súhvezdie severnej oblohy, presnejšie najväčšie súhvezdie ležiace celé na severnej oblohe, a po Hydre a Panne tretie najväčšie súhvezdie vôbec. Výraznou časťou súhvezdia je známy obrazec Veľký voz, laikmi často považovaný za súhvezdie, ktorý je však len malou časťou Veľkej medvedice.

V súhvezdí Veľkej medvedice je výrazná skupina hviezd, ktorá pripomína veľkého medveďa s neprirodzene dlhým chvostom. Medvedí chvost a časť chrbta a zadnice obsahuje sedem obzvlášť jasných hviezd vytvárajúcich známy obrazec Veľkého voza. Veľký voz je jedným zo základných orientačných obrazcov na nočnej oblohe pre obyvateľov severnej pologule. Pozorovateľom slúži ako pomôcka na nájdenie hviezd Polárky, Arktúra a ďalších hviezd a súhvezdí. Z územia Slovenska vidíme obrazec Veľkého voza po celý rok, no jeho poloha sa postupne mení – najvyššie býva počas jarných večerov, najnižšie počas jesenných večerov. Keďže v priebehu roka i noci krúži okolo pólu, patrí medzi takzvané cirkumpolárne, čiže okolopólové súhvezdia.

K vzniku súhvezdia sa v rozličných kultúrach viaže mnoho bájí. Najznámejšia je však grécka legenda, podľa ktorej je Veľká medvedica zakliata princezná Kallisto (Kalistó). Mytologicky je Veľká medvedica spojená s ďalšími súhvezdiami – predovšetkým s Malým medveďom, ale tiež s Pastierom a Poľovnými psami. Veľká medvedica je známa prítomnosťou dvojhviezdy Mizar a Alcor, ktoré slúžili oddávna ľuďom ako skúška ostrosti zraku. Toto rozľahlé súhvezdie obsahuje na svojej ploche tiež niekoľko známejších galaxií a ďalších objektov.

celý článok...


14[upraviť | upraviť zdroj]

Podľa teórie Veľkého tresku vznikol vesmír z nekonečne hustej singularity. Vesmír sa s postupom času rozpína, čím sa objekty od seba vzďaľujú.

Veľký tresk (iné názvy: big bang, zriedkavo veľký rachot, hrozný rachot; angl. Big Bang) je vedecká teória kozmológie, ktorá opisuje raný vývoj a tvar vesmíru. Nosnou myšlienkou je, že všeobecná teória relativity môže byť skombinovaná s pozorovaniami galaxií vzďaľujúcich sa od seba, čím sa dá odvodiť stav vesmíru v minulosti alebo aj v budúcnosti. Prirodzeným následkom Veľkého tresku je, že vesmír mal v minulosti vyššiu teplotu a hustotu. Termín „Veľký tresk“ sa v užšom zmysle používa na označenie časového bodu, kedy sa začalo pozorované rozpínanie vesmíru, v širšom zmysle na označenie prevládajúcej kozmologickej paradigmy, vysvetľujúcej vznik a vývin vesmíru.

Termín „Veľký tresk“ prvýkrát použil Fred Hoyle v roku 1949 počas programu rozhlasovej stanice BBC s názvom „Podstata vecí“ (angl. "The Nature of Things"); text bol vydaný v roku 1950. Hoyle túto teóriu nepodporoval a plánoval sa jej vysmiať.

Jedným z dôsledkov Veľkého tresku je, že podmienky dnešného vesmíru sú odlišné od podmienok v minulosti alebo v budúcnosti. Na základe tohto modelu bol George Gamow v roku 1948 schopný predpovedať kozmické mikrovlnné reliktové žiarenie (alebo kozmické mikrovlnné reliktné žiarenie/základné žiarenie/žiarenie pozadia; angl. cosmic microwave background radiation, CMB), ktoré bolo v roku 1960 objavené a poslúžilo ako dôkaz potvrdzujúci správnosť teórie Veľkého tresku, vyvracajúc tak teóriu nemenného stavu (angl. steady state theory).

celý článok...


15[upraviť | upraviť zdroj]

Venuša v reálnych farbách – záber zo sondy Mariner 10

Venuša je druhá planéta slnečnej sústavy (v poradí od Slnka), po Slnku a po Mesiaci najjasnejší objekt viditeľný zo Zeme.

Pomenovaná je po starorímskej bohyni lásky. Jej obežná dráha sa nachádza vo vnútri dráhy Zeme, to znamená, že nikdy sa na oblohe nevzdiali ďaleko od Slnka. Maximálna uhlová vzdialenosť Venuše od Slnka môže byť až 48°. So Slnkom a Mesiacom patrí medzi jediné tri nebeské telesá, ktorých svetlo vrhá na Zem tiene viditeľné voľným okom. Je pomenovaná po rímskej bohyni Venuši. Je to terestriálna planéta, čo do veľkosti a skladby veľmi podobná Zemi; niekedy ju preto nazývame „sesterskou planétou“ Zeme. Aj keď orbity všetkých ostatných planét sú elipsovité, orbita Venuše je jediná takmer kružnica, so stredom Slnka iba o 0,7 % mimo skutočný stred Venušinej obežnej dráhy. Planéta je obklopená veľmi hustou atmosférou, ktorá na jej povrchu udržuje najvyššie teploty spomedzi všetkých planét v slnečnej sústave.

Pretože je Venuša k Slnku bližšie ako Zem, nájdeme ju na oblohe takmer vždy blízko pri Slnku, takže ju je možné zo Zeme vidieť iba ráno pred východom Slnka alebo večer po západe Slnka. Preto je niekedy označovaná ako „Zornička“ alebo „Večernica“, a keď sa objaví, ide o zďaleka najsilnejší bodový zdroj svetla na oblohe. Výnimočne možno Venušu voľným okom uvidieť aj vo dne.

Venuša bola známa už starým Babylončanom okolo 1600 pred Kr. a pravdepodobne bola známa dlho predtým v prehistorických dobách vďaka svojej jasnej viditeľnosti. Jej symbolom je štylizované znázornenie bohyne Venuša držiaca zrkadlo: kruh s malým krížom pod ním (Venus symbol.svg v Unicode: 2640). Tento symbol sa používa v biológii na označenie jedincov ženského pohlavia.

celý článok...


16[upraviť | upraviť zdroj]

Haumea - umelecká predstava

136108 Haumea (pôvodné označenie 2003 EL61) je planétka Kuiperovho pásu a piata pomenovaná trpasličia planéta. Patrí medzi najväčšie objekty tejto oblasti, zvláštne je však to, že na rozdiel od iných veľkých telies nemá guľový tvar. Jej najdlhšia os má priemer porovnateľný s priemerom Pluta.

Objavili ju pravdepodobne súčasne dve skupiny vedcov na Caltechu a Observatóriu Sierra Nevada. Jej objav bol oznámený 28. decembra 2004. Obieha okolo Slnka po veľmi excentrickej dráhe, čo sa pripisuje jej priblíženiu k Neptúnu v dávnej minulosti. Rotácia je vzhľadom na jej veľkosť veľmi rýchla, jedna otočka okolo svojej osi jej trvá štyri hodiny. Teleso je pravdepodobne kamenné a na povrchu pokryté ľadom. Obiehajú ho dva malé mesiačiky, vďaka ktorým sa podarila určiť hmotnosť telesa (32% hmotnosti Pluta). Obidva mesiačiky sú veľmi malé, väčší z nich má iba 0,2% hmotnosti materského telesa, ale vďaka nim sa astronómom podarilo získať veľa dôležitých faktov o celom systéme. Predpokladá sa, že jeho nezvyčajný predĺžený tvar je následkom kolízie, ktorú teleso podstúpilo počas vzniku slnečnej sústavy.

Obežné dráhy mesiacov sú veľmi blízke kružniciam. Väčší mesiac obehne okolo Haumey za 49 dní, menší obieha po bližšej dráhe raz za 34 dní.

17. septembra 2008 bol objekt oficiálne zaradený do skupiny trpasličích planét a pomenovaný po Havajskej bohyni pôrodov a plodnosti. Jeho mesiačiky dostali pomenovanie Hi’iaka a Namaka.

celý článok...


17[upraviť | upraviť zdroj]

Quaoar cez Hubblov vesmírny ďalekohľad

50000 Quaoar je transneptúnsky objekt obiehajúci okolo Slnka v Kuiperovom páse. Bol objavený 4. júna 2002 astronómami Chadom Trujillom a Michaelom Brownom na fotografiách urobených na observatóriu Mount Palomar. Pomenovaný bol po božstve spájanom v mytológii indiánskeho kmeňa Tongva so stvorením sveta.

Teleso je kandidátom na zaradenie medzi tzv. trpasličie planéty. Podľa Trujillovho a Brownovho merania má priemer 1 260 ± 190 km, avšak novšie merania naznačujú, že je možno až o 400 km menší. Okolo Slnka obieha po kruhovej, voči rovine ekliptiky len mierne naklonenej dráhe vo vzdialenosti asi 6 miliard km. Jeho obežná doba je 287 rokov. Teleso je tvorené zmesou kamenia a vodného ľadu s malou prímesou metánu a etánu.

Transneptúnske teleso Quaoar objavili americkí astronómovia Chad Trujillo a Michael Brown 4. júna 2002 v Kalifornskom technologickom inštitúte na fotografiách urobených teleskopom Samuela Oschina na observatóriu Mount Palomar a svoj objav oznámili 7. októbra 2002 na stretnutí Americkej astronomickej spoločnosti. Teleso0 hviezdnej veľkosti 18,5 vyfotografovali v súhvezdí Hadonosa. Najstaršia predobjavová snímka, urobená tiež Palomarským observatóriom, však pochádza už z 25. mája 1954.

celý článok...


18[upraviť | upraviť zdroj]

Nad povrchom Marsu je pri bočnom pohľade viditeľná atmosféra (Mars Global Surveyor)

Atmosféra Marsu je plynný obal obklopujúci planétu Mars. Je veľmi riedky a preto nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom, čo má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a nocí. Skladá sa prevažne z oxidu uhličitého, ktorý tvorí viac než 95% jej objemu.

Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 a 1 000 Pa (s extrémami 30 Pa na vrcholku Olympus Mons až 1 155 Pa v oblasti Hellas Planitia). Je to približne 100 až 150-krát menej než na povrchu Zeme. Zodpovedá to tlaku zhruba vo výške 30 km nad zemským povrchom (priemerný tlak na povrchu Zeme je 101,3 kPa). Podobne ako na Zemi ale dochádza k sezónnym zmenám v atmosfére, ako sa planéta približuje a vzďaľuje od Slnka. V zime 25 – 30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vracia sa do atmosféry. Spomedzi pevných planét má nižší atmosférický tlak už len Merkúr. Podobne ako na Zemi ale dochádza k zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch, ako sa planéta približuje a vzďaľuje od Slnka.

Podrobné znalosti o zložení atmosféry, ich zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach boli získane na základe niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď.), resp. skúmali atmosféru z orbitu. Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do 45 km), strednú (do 110 km) a vyššiu (nad 110 km).

celý článok...


19[upraviť | upraviť zdroj]

Barnardova hviezda

Barnardova hviezda je hviezda v súhvezdí Hadonos, ktorá má zo všetkých hviezd najrýchlejší vlastný pohyb po oblohe (10,34 " za rok). Tento objekt je od Zeme vzdialený necelých šesť svetelných rokov, čím je v poradí štvrtou najbližšou hviezdou k Slnku, po troch hviezdach sústavy Alfa Centauri. Hoci leží tak blízko, je iba hviezdou deviatej magnitúdy, a preto je na jej pozorovanie potrebný ďalekohľad.

Ide o málo hmotného červeného trpaslíka spektrálnej triedy M4. V infračervenej oblasti spektra žiari oveľa viac než vo viditeľnom svetle. Je to veľmi stará hviezda. Boli na nej pozorované erupcie. Zaraďuje sa medzi eruptívne premenné hviezdy typu UV Ceti. Rýchlosť jej pohybu zmeral v roku 1916 astronóm Edward Emerson Barnard, na ktorého počesť hviezda dostala svoj názov. Do tej doby bola za hviezdu s najrýchlejším známym pohybom po oblohe považovaná Kapteynova hviezda.

Barnardova hviezda sa nachádza v blízkosti hviezdy 66 Oph. Bola predmetom štúdia mnohých astronómov, a to predovšetkým z dôvodu jej blízkosti k Slnku a polohy blízko nebeského rovníka. V priebehu pozorovania sa skúmali jej vlastnosti, astrometria a hľadala sa u nej planetárna sústava. V roku 1963 získala v astronomickej komunite značný ohlas domnienka Petra van de Kampa, ktorý tvrdil, že objavil odchýlku v pohybe Barnardovej hviezdy. Z tejto odchýlky malo vyplývať, že hviezdu obieha jedna alebo viac planét s hmotnosťou Jupitera. V sedemdesiatych rokoch boli získané nezávislé dáta, ktoré žiadne odchýlky pohybu nepotvrdili. Je však stále možné, že okolo hviezdy môžu obiehať planéty terestrického typu.

celý článok...


20[upraviť | upraviť zdroj]

Enceladus

Enceladus (definitívne astronomické označenie Saturn II) je mesiac planéty Saturn, jeden z najväčších mesiacov objavených do 19. storočia.

Objavil ho nemecko-britský astronóm William Herschel v roku 1789. Mesiac bol pomenovaný podľa jedného z Gigantov, Enkelada, ktorého zahubila bohyňa Pallas Aténa tým, že na neho hodila ostrov Sicília. Meno navrhol objaviteľov syn, astronóm John Herschel v roku 1847.

Enceladus obieha v riedkom vonkajšom Saturnovom prstenci známom ako prstenec E a sonda Cassini potvrdila, že dodáva materiál do tohto prstenca. Mesiac sa skladá sa najmä z ľadu, v dôsledku čoho má jeho povrch najvyššiu odrazivosť spomedzi všetkých veľkých telies slnečnej sústavy. Doteraz vykazuje sopečnú aktivitu, ktorá sa prejavuje vo forme výtryskov ľadových gejzírov – tzv. kryovulkanizmus. Zo starších geologických období sa na jeho povrchu zachovali oblasti pomerne husto posiate krátermi, ale krátery s priemerom väčším ako 35 km sa na mesiaci už nevyskytujú, pretože ich kryovulkanická činnosť vyhladila alebo prekryla. Geologicky najaktívnejšie sú oblasti okolo južného pólu.

Množstvo nových poznatkov o tomto mesiaci pochádza zo sondy Cassini, ktorá je na obežnej dráhe okolo Saturna.

celý článok...


21[upraviť | upraviť zdroj]

Mliečna cesta na zábere zo Spitzerovho vesmírneho teleskopu

Galaxia (- s veľkým G; iné názvy: Galaxia Mliečna cesta, Galaxia Mliečnej cesty, Sústava Mliečnej cesty, Hviezdna sústava Mliečnej cesty, najmä staršie Mliečna cesta, nesprávne (bohemizmy) Galaxia Mliečna dráha, Galaxia Mliečnej dráhy, Sústava Mliečnej dráhy, Mliečna dráha) je názov galaxie, ktorej súčasťou je naša slnečná sústava. Je to špirálová galaxia s priečkou, ktorá je časťou miestnej skupiny galaxií. Patrí medzi miliardy galaxií v pozorovateľnom vesmíre. Jej pomenovanie (Mliečna cesta) je prekladom z latinského Via Lactea, čo je prekladom gréckeho Γαλαξίας (Galaxias). Meno odkazuje na bledý pás svetla vytvoreného početnými vzdialenými hviezdami vzdialenejších galaktických ramien, ktoré môžeme vidieť zo Zeme.

Niektoré zdroje uvádzajú, že názov Mliečna cesta sa striktne vzťahuje len pre charakteristický pohľad na svietiaci pás oblohy nazývaný Mliečna cesta, zatiaľ čo galaxia by mala byť pomenovaná celým menom Galaxia Mliečna cesta alebo alternatívne Galaxia. Nie je však jasné v akom rozsahu sa tieto názvy používajú, pretože pomenovanie Miečna cesta sa používa v obidvoch kontextoch.

Všetky hviezdy, ktoré je oko schopné rozlíšiť na nočnej oblohe, sú súčasťou Galaxie Mliečna cesta. Zriedkavé výnimky tvoria len príležitostné supernovy v blízkych galaxiách, ako SN 1987 A vo Veľkom Magellanovom mračne. Okrem týchto relatívne blízkych hviezd sa Galaxia javí ako matné zoskupenie svetiel klenúce sa okolo celej nebeskej sféry. Toto svetlo pochádza z hviezd a ďalšieho materiálu nachádzajúceho sa vo vnútri galaktickej roviny. Tmavé oblasti vo vnútri tejto skupiny, ako napríklad Veľká trhlina a hmlovina Uhoľné vrece, sa zhodujú s oblasťami, kde je svetlo zo vzdialených hviezd blokované tmavými hmlovinami.

celý článok...


22[upraviť | upraviť zdroj]

Hubblov vesmírny ďalekohľad z raketoplánu Discovery počas druhej servisnej misie STS-82

Hubblov vesmírny ďalekohľad (skratka HST, z angl. Hubble Space Telescope; niekedy sa používa len skrátený názov Hubble) je ďalekohľad na obežnej dráhe okolo Zeme. Pretože je umiestnený mimo zemskej atmosféry, získava ostrejšie obrázky veľmi slabých a matných objektov než ďalekohľady na zemskom povrchu. Na obežnú dráhu bol vynesený raketoplánom Discovery pri misii STS-31 v roku 1990. Od svojho vypustenia sa stal jedným z najdôležitejších ďalekohľadov v dejinách astronómie. Je zodpovedný za mnoho priekopníckych objavov a pomohol astronómom lepšie pochopiť základné problémy astrofyziky. Pomocou ďalekohľadu sa podarilo získať niekoľko snímok, tzv. Hubblových hlbokých polí (angl. Hubble ultra deep fields), tých najvzdialenejších objektov vo vesmíre.

Od svojej prvotnej koncepcie až po vypustenie sa projekt potýkal s množstvom rozpočtových problémov a odkladov. Ihneď po vypustení sa zistilo, že hlavné zrkadlo má sférickú aberáciu. Po servisnej misii STS-61 v roku 1993 sa našťastie podarilo ďalekohľad dostať do plánovaného stavu a stal sa tak znovu nástrojom schopným prevádzky.

Hubblov vesmírny ďalekohľad je súčasťou série Veľké kozmické observatóriá, ktorú vypracovala NASA. Ďalšími observatóriami sú Comptonove gama observatórium (Compton Gamma Ray Observatory), Röntgenové observatórium Chandra (Chandra X-ray Observatory) a Spitzerov vesmírny ďalekohľad (Spitzer Space Telescope).

celý článok...


23[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezdy v otvorenej hviezdokope M41

Hviezda alebo zastarano stálica je plazmové (plynné), približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré má vlastný zdroj viditeľného žiarenia, drží ho pokope jeho vlastná gravitácia a má hmotnosť 0,08 až 300 hmotností Slnka. Vo hviezdach je sústredená väčšina viditeľnej hmoty vesmíru. Najbližšou hviezdou k Zemi je Slnko, ktoré je zdrojom väčšiny energie našej planéty. Pri vhodných atmosférických podmienkach sú v noci zo Zeme viditeľné aj iné hviezdy. Kvôli obrovským vzdialenostiam vyzerajú ako množstvo nehybných, viac či menej blikajúcich svetelných bodov.

Pod pojmom hviezda sa v starom chápaní myslel takmer každý objekt na nočnej oblohe ako planéta, kométa atď. okrem Mesiaca. V užšom astronomickom význame sú hviezdy len tie kozmické guľovité objekty, ktoré vyžarujú viditeľné žiarenie. Počas veľkej časti svojej existencie prenesene nazývanej "život hviezdy" je zdrojom tohto žiarenia termonukleárna fúzia vodíka na hélium v jadre hviezdy. Tá uvoľňuje energiu, ktorá prechádza vnútrom hviezdy a je vyžiarená do vonkajšieho priestoru. Potom, ako hviezda vyčerpá zásoby vodíka, vznikajú vo hviezde chemické prvky ťažšie ako hélium. Pred koncom života môžu hviezdy obsahovať aj degenerovanú hmotu. Astronómovia zisťujú hmotnosť, vek, metalicitu (chemické zloženie) a mnohé ďalšie vlastnosti hviezd pomocou pozorovania pohybu hviezdy vesmírom, svietivosti a analýzou jej žiarenia. Graf porovnávajúci teplotu hviezd s ich svietivosťou, známy ako Hertzsprungov-Russellov diagram, umožňuje zistiť vek a stav vývoja hviezdy.

Hviezda začína ako kolabujúci mrak materiálu zložený hlavne z vodíka, hélia a stopových množstiev ťažších prvkov. Akonáhle dosiahne jadro hviezdy dostatočnú hustotu, vodík sa začne nukleárnou fúziou premieňať na hélium a vyžarovať energiu.

celý článok...


24[upraviť | upraviť zdroj]

Mesiac Io

Io je jedným z mesiacov planéty Jupiter, najvnútornejší zo skupiny mesiacov objavených Galileom. S priemerom 3 642,6 km ide o štvrtý najväčší mesiac v slnečnej sústave. Vzdialenosť od planéty je 421 700 km (0,002819 AU). Pomenovaný bol podľa gréckej mytológie po – kňažnej Héry, ktorá sa stala milenkou vládcu bohov Dia (v rímskej mytológii bol jeho ekvivalentom Jupiter).

Na povrchu mesiaca sa nachádza viac ako 400 aktívnych sopiek a Io je tak geologicky najaktívnejším telesom v slnečnej sústave. Extrémne vulkanická aktivita je výsledkom silných slapových javov spôsobených Jupiterom, Európou a Ganymedom. Slapové sily pôsobiace na celý mesiac vyvolávajú trenie, ktoré je príčinou zahrievania jeho vnútra. Erupcie na povrchu vytvárajú oblaky síry a oxidu siričitého, ktoré dosahujú výšku až 500 km. Povrch je pokrytý viac ako stovkou vrchov, ktoré vznikli vyzdvihnutím častí kôry vplyvom extrémneho stlačenia kremičitanového plášťa. Niektoré z týchto vrchov siahajú vyššie ako najvyšší pozemský vrch Mount Everest. Na rozdiel od väčšiny mesiacov vo vonkajšej slnečnej sústave, ktoré majú na povrchu hrubú vrstvu ľadu, je Io zložený prevažne zo kremičitanových hornín, ktoré sú okolo roztaveného železného alebo síro-železného jadra. Väčšina povrchu mesiaca je charakteristická rozsiahlymi pláňami pokrytými sírou alebo zmrznutým oxidom siričitým, čo spôsobuje jeho zvláštne sfarbenie.

Povrchový vulkanizmus je zodpovedný za veľké množstvo unikátnych útvarov na Io. Sopečné mračná a lávové prúdy neustále pretvárajú povrch mesiaca. Jeho sfarbenie, ktoré sa vyskytuje v rôznych odtieňoch červenej, žltej, bielej, čiernej a zelenej, je spôsobené väčšinou zlúčeninami síry. Veľké množstvo lávových prúdov, niekoľko z nich dlhších než 500 km, prispievajú k rýchlym zmenám vzhľadu povrchu. Pri pohľade z vesmíru povrch mesiaca pripomína povrch pizze. Sopečné erupcie neustále dopĺňajú materiál do slabej atmosféry Io a druhotne aj do rozsiahlej magnetosféry Jupitera.

celý článok...


25[upraviť | upraviť zdroj]

Obrázok Jupitera zložený zo snímok Voyagera 1

Jupiter je piata planéta v poradí od Slnka, najväčšia a najhmotnejšia planéta našej slnečnej sústavy. Je pomenovaný po rímskom bohovi Jupiterovi. Symbolom planéty je štylizované znázornenie Jupiterovho božského blesku (v Unicode: ♃).

Jupiter má chemické zloženie podobné Slnku a ďalším hviezdam. Líši sa od nich najmä nízkou hmotnosťou, ktorá nestačí na vytvorenie podmienok pre termojadrové reakcie prebiehajúce vo všetkých hviezdach. Neexistuje presná definícia odlišujúca veľké hmotné planéty ako Jupiter od hnedých trpaslíkov, v každom prípade by Jupiter potreboval byť aspoň 80× hmotnejší, aby sa mohol stať hviezdou. Planéty, ktoré sú Jupiteru podobné hmotnosťou, rozmermi a zložením, sa nazývajú joviálne.

Jupiter je prvou planétou od Slnka, ktorá nemá pevný povrch. Jeho búrlivá atmosféra plynule prechádza do plášťa a vo väčších hĺbkach do horúceho jadra. Rotácia planéty spôsobila, že sa v jej atmosfére utvorili gigantické, farebne jasne odlíšené štruktúry nazývané pásy a zóny. Okrem nich možno už malým ďalekohľadom pozorovať na Jupiteri ďalšie búrkové štruktúry, napríklad známu Veľkú červenú škvrnu, ktorá je z nich najväčšia.

Jupiter sa okolo svojej osi otočí najrýchlejšie zo všetkých planét slnečnej sústavy - otočenie netrvá ani 10 hodín. Planéta má podľa súčasných poznatkov najväčšiu sústavu mesiacov. Zo 67 jeho doteraz objavených družíc sú najznámejšie 4 najväčšie, nazývané tiež Galileove mesiace, pretože prvý písomný záznam o ich pozorovaní urobil Galileo Galilei v roku 1610. Najväčší Galileiho mesiac, Ganymedes, je zároveň najväčším mesiacom v slnečnej sústave. Ďalšie známe mesiace sú Európa, ktorá je pokrytá ľadovou kôrou a Io, ktorý prejavuje mohutnú sopečnú aktivitu.

celý článok...


26[upraviť | upraviť zdroj]

Kallisto

Kallisto alebo Callisto je prirodzený satelit Jupitera. Patrí k tzv. Galileovým mesiacom, pretože ho objavil Galileo Galilei na začiatku 17. storočia v roku 1610. Kallisto je tretím najväčším mesiacom v slnečnej sústave a druhým najväčším z Jupiterových mesiacov po Ganymede. Kallisto má priemer 4 820 km, takže dosahuje približne 99 % veľkosti planéty Merkúr, ale len asi tretiny jeho hmotnosti. Obieha ako štvrtý najvzdialenejší mesiac z galileových mesiacov s polomerom obehu asi 1 880 000 km. Oproti Io, Europe a Ganymede sa nezúčastňuje na orbitálnej rezonancii spomínaných mesiacov, takže nemá vnútorný zdroj tepla v podobe prílivového pôsobenia ako ony. Mesiac má ale s Jupiterom viazanú rotáciu, takže neustále smeruje k planéte rovnakou stranou. Keďže obieha ďaleko od Jupitera, je jeho povrch menej ovplyvňovaný pôsobením jeho magnetosféry ako v prípade vnútorných mesiacov.

Teleso je tvorené horninami a ľadom v približne rovnakom pomere. Priemerná hustota mesiaca dosahuje 1,83 g/cm3. Spektroskopické merania naznačujú, že sa na povrchu nachádza vodný ľad, oxid uhličitý, kremičitany a organické látky. Jeho kôra je hrubá až 150 km. Pod ľadovou kôrou mesiaca sa v hĺbke okolo 100 km nachádza zrejme relatívne plytký oceán slanej vody a pod ním už len nediferencované či len čiastočne diferencované jadro zložené z kremičitanov.

Povrch Kallisto je silne rozrytý impaktnými krátermi a je preto veľmi starý. Neukazuje žiadne stopy podpovrchových procesov ako je dosková tektonika či vulkanizmus a tak sa predpokladá, že celý jeho povrch bol sformovaný iba vplyvmi iných telies. Medzi výrazné povrchové útvary patria početné prstencové štruktúry, impaktné krátery rôznych tvarov a pásy sekundárnych kráterov a jaziev, hrebeňov a uloženín. Pri bližšom pohľade na mesiac je povrch členitý a tvorený malými svetlými zmrznutými depozitami nachádzajúcimi sa na vrcholkoch vyvýšenín. Tieto vyvýšeniny sú obklopené hladkou vrstvou tmavého materiálu. Predpokladá sa, že je to výsledok degradácie malých útvarov vplyvom sublimácie, čo podporuje absencia malých impaktných kráterov a prítomnosť množstva malých pahorkov, ktoré pravdepodobne predstavujú ich zvyšky. Absolútny vek povrchu nie je známy.

celý článok...


27[upraviť | upraviť zdroj]

Neptún vyfotografovaný sondou Voyager 2 v roku 1990

Neptún je ôsma a najvzdialenejšia planéta slnečnej sústavy. Rozhodlo o tom hlasovanie na 26. kongrese Medzinárodnej astronomickej únie v Prahe 24. augusta 2006. Dovtedy bolo poslednou planétou slnečnej sústavy Pluto.

Planéta bola objavená 23. septembra 1846 Johannom Gallom a študentom astronómie Louisom Arrestom. Neptún je prvou planétou objavenou skôr na základe matematických výpočtov ako priamym pozorovaním. Z porúch v dráhe Uránu astronómovia odvodili jeho existenciu.

So svojim rovníkovým priemerom 49 528 km je štvrtou najväčšou planétou, jeho hmotnosť však z neho robí tretiu najhmotnejšiu planétu slnečnej sústavy. Neptún je 17-krát ťažší ako Zem a iba o niečo prekonáva svoju susednú planétu Urán (14-krát ťažší ako Zem). Planéta je pomenovaná podľa starorímskeho boha mora Neptúna. Svojou stavbou, hmotnosťou a chemickým zložením sa zaraďuje k plynným obrom (joviálnym planétam). Jeho astronomický symbol je trojzubec. (♆, Unicode U+2646)

Atmosféra Neptúna sa skladá najmä z vodíka a hélia, so stopami metánu, ktorý spôsobuje modrú farbu planéty. Toto zafarbenie je omnoho výraznejšie ako pri Uráne, ktorý má tiež podobné množstvo metánu, ale v atmosfére Neptúna sa nachádza pravdepodobne ešte neznáma zložka, ktorá toto zafarbenie zosilňuje. V atmosfére Neptúna tiež dujú najsilnejšie vetry z planét slnečnej sústavy, rýchlosťami približne 2 500 km/h.

celý článok...


28[upraviť | upraviť zdroj]

Pásmo planétok (biela) sa nachádza medzi obežnými dráhami Marsu a Jupitera.

Pásmo planétok je oblasť v slnečnej sústave, ktorá sa nachádza približne medzi obežnými dráhami planét Mars a Jupiter. Nachádza sa tu množstvo nepravidelných telies nazývaných asteroidy alebo planétky. Tento región je často označovaný aj ako Hlavné pásmo a Pásmo asteroidov pre rozlíšenie od iných oblastí s vyššou koncentráciou planétok vo vnútri slnečnej sústavy, ako sú Kuiperov pás a rozptýlený disk.

Viac ako polovica hmoty Pásma planétok je obsiahnutá v štyroch najväčších objektoch: 1 Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiea. Všetky tieto telesá majú stredný priemer viac ako 400 km, okrem 1 Ceres, ktorý je jedinou trpasličou planétou v Pásme planétok, a jeho priemer je približne 950 km. Veľkosť ostatných telies sa zmenšuje až po častice prachu. Asteroidy v tejto oblasti sú natoľko roztiahnuté, že mnohé nepilotované vesmírne sondy tadiaľ preleteli bez problémov. Napriek tomu občas nastávajú kolízie medzi väčšími asteroidmi, pričom sa môžu vytvoriť rodiny planétok, ktorých členovia majú rovnaké obežné charakteristiky a zloženie. Kolízie sú tiež zdrojom prachu, ktorý spôsobuje vznik zodiakálneho svetla. Jednotlivé asteroidy vo vnútri Pásma planétok sú kategorizované podľa spektra, pričom väčšina z nich spadá do troch základných skupín: uhlíkaté (C-typy), kremičité (S-typy) a bohaté na kovy (M-typy).

Pásmo planétok vzniklo z prvotnej slnečnej hmloviny ako skupina planetezimál, malých predchodcov planét. Gravitačné poruchy, ktoré spôsobovali plynné obry pohltili planetezimály s príliš veľkou obežnou energiou. Kolízie začali byť príliš silné, a namiesto spájania sa začali sa planetezimály trhať. Dôsledkom bola strata väčšiny hmoty Pásma planétok od vzniku slnečnej sústavy. Niektoré úlomky je možné nájsť vo vnútornej časti slnečnej sústavy, pričom často končia ako meteority na niektorej z vnútorných planét. Obežné dráhy asteroidov sú aj naďalej značne rušené vždy, keď sa nachádzajú v dráhovej rezonancii s Jupiterom. V tejto oblasti vzniká Kirkwoodova medzera pri presúvaní asteroidov na iné obežné dráhy.

celý článok...


29[upraviť | upraviť zdroj]

Triton na mozaike záberov sondy Voyager 2

Triton (zriedkavo Tritón, označenie Neptun I) je prirodzený a najväčší satelit planéty Neptún, siedmy najväčší mesiac slnečnej sústavy. Súčasne je to jedno z najchladnejších veľkých telies v slnečnej sústave, najväčší retrográdne obiehajúci mesiac v slnečnej sústave a najväčšie teleso v slnečnej sústave s retrográdnym pohybom vôbec.

Zatiaľ bol preskúmaný iba jedinou sondou, a to Voyagerom 2 v roku 1989 – tieto pozorovania priniesli prekvapivé údaje: povrch mesiaca je veľmi mladý a mesiac je sám teda zrejme veľmi (kryovulkanicky) aktívny. Objavil ho v roku 1846 britský astronóm William Lassell iba 17 dní po objave samotného Neptúna. Pomenovaný bol po synovi Poseidóna (Neptúna), vládcu morí, Tritónovi.

Triton má asi o 40 % väčšiu hmotnosť ako Pluto, najväčší objekt Kuiperovho pásu. Aj jeho vlastnosti sú prekvapivo podobné vlastnostiam Pluta – predpokladá sa, že zhruba 25 % tvorí ľad a zvyšok hornina s výrazným podielom kovov. Jeho jadro tvorí až 2/3 jeho celkovej hmotnosti, čo je najviac zo všetkých satelitov s výnimkou Io a Europy. Na povrchu sa nachádza množstvo zamrznutého dusíka a asi aj vodného ľadu; je pravdepodobné, že mnoho kilometrov hrubý plášť mesiaca je tvorený práve z ľadu. Existencia oceánu ukrytého pod ním je diskutabilná, ale ak by dochádzalo napr. k slapovému zahrievaniu, nemožno ju vylúčiť. Oceán by potom mohol byť hostiteľom teoretických primitívnych foriem života.

celý článok...


30[upraviť | upraviť zdroj]

Umelecká predstava, ako by mohol Mars vyzerať, slúži aj ako podklad ako približne vyzeral skôr

Voda na Marse je súhrnné označenie všetkej vody, ktorá sa na planéte Mars nachádza. Oproti Zemi však Mars nemá výskyt vody vo všetkých troch skupenstvách v množstve podobnom pozemskému. Na povrchu neexistujú rozsiahle oblasti kvapalnej vody v podobe hydrosféry, ale voda je viazaná prevažne v kryosfére (vo forme permafrostu, polárnych čiapočiek) ako ľad alebo malá časť v atmosfére ako vodná para.

V súčasnosti na povrchu Marsu nepanujú podmienky, ktoré umožňujú dlhodobú existenciu kvapalnej vody. Priemerné hodnoty tlaku a teploty sú príliš nízke, čo vedie k tomu, že voda začína okamžite mrznúť a následne sublimovať. Výskum planéty však naznačuje, že sa na povrchu planéty tečúca voda v minulosti vyskytovala, a dnešná otázka skôr znie, kam sa táto voda podela.

O výskyte vody na povrchu či pod jeho povrchom existuje celý rad priamych aj nepriamych dôkazov v podobe riečnych korýt, polárnych oblastí, spektrometrických meraní, erodovaných kráterov, či minerálov priamo spojených s existenciou kvapalnej vody. Vďaka zásobám kvapalnej vody je pravdepodobné, že sa značne zmenšia potrebné zásoby pre budúce kozmické misie k planéte.

celý článok...


31[upraviť | upraviť zdroj]

Predstava umelca o protoplanetárnom disku

Vznik a vývoj slnečnej sústavy je súbor procesov, ktorými sa sformovali telesá slnečnej sústavy do dnešnej podoby. Pri hľadaní teórií opisujúcich vznik slnečnej sústavy sa premiešava množstvo vedných odborov vrátane astronómie, fyziky, geológie a planetológie. V hľadaní dôkazov o vzniku a formovaní slnečnej sústavy výrazne pomohli objavy exoplanét od začiatku 90-tych rokov a objavy hviezd s protoplanetárnymi diskami.

Podľa v súčasnosti najviac uznávaného modelu Slnko a jeho planéty vznikli takmer súčasne z obrovského oblaku medzihviezdnej hmoty pred asi 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Stavebným materiálom bol plyn a prach v pôvodnej chladnej materskej globule. Oblak sa vlastnou gravitáciou zmršťoval, v jeho strede sa utvorilo Slnko a okolo neho postupne vznikli planéty a medziplanetárna hmota. Okolo mnohých mladých hviezd, napríklad Vegy, sa planéty pravdepodobne formujú aj v súčasnosti.

Hmlovinová teória, presnejšie jej špecifikácia zvaná teória jadrovej akrécie, vysvetľuje väčšinu dnes pozorovaných charakteristík slnečnej sústavy: prečo planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (nazývanom prográdny smer), prečo obiehajú takmer v jednej rovine, prečo sú ich dráhy takmer kruhové, prečo sú štyri planéty ležiace bližšie k Slnku malé, husté a pevné, kým štyri vzdialenejšie veľké a zložené predovšetkým z ľahších plynov.

celý článok...


32[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/32

33[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/33

34[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/34

35[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/35

36[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/36

37[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/37

38[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/38

39[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/39

40[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/40

41[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/41

42[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/42

43[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/43

44[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/44

45[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/45

46[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/46

47[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/47

48[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/48

49[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/49

50[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/50

51[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/51

52[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/52

53[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/53

54[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/54

55[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/55

56[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/56

57[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/57

58[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/58

59[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/59

60[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/60

61[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/61

62[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/62

63[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/63

64[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/64

65[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/65

66[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/66

67[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/67

68[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/68

69[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/69

70[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/70

71[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/71

72[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/72

73[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/73

74[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/74

75[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/75

76[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/76

77[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/77

78[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/78

79[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/79

80[upraviť | upraviť zdroj]

Portál:Astronómia/Odporúčaný článok/80