Na obrázku je srovnání systému HR 8799 a naší Sluneční soustavy.
Hvězdu HR 8799 v souhvězdí Pegasa obíhá celá planetární soustava. Podařilo se ji přímo zobrazit pomocí adaptivní optiky na Keckově 10m a 8,1m Gemini teleskopu. Soustava je od nás vzdálena 126 světelných let.
Pokročilé pozorovací metody (adaptivní optika na obřích dalekohledech) a matematické metody zpracování obrazu (odstínění svitu hvězdy) umožnily pořídit snímek na obrázku 2.
Alexander Krivov z Friedrich-Schiller Universität v Jeně společně s kolegy provedl další stupeň výzkumu - počítačovou simulaci. Díky ní se podařilo zjistit vlastnosti tohoto planetárního systému přesněji, než kdykoliv předtím.
Snímek HR 8799 z dalekohledu Keck
Vědci měli pro tento úkol k dispozici všechna doposud známá data o mateřské hvězdě i planetách. Povedlo se jim zjistit stáří systému, jenž spadá do období mezi 30 až 50 miliony let (dosud se hodnoty pohybovaly v rozmezí 30 miliónů až 1 miliarda let). Dalším zjištěním bylo vypočtení přesné inklinace i, tedy úhlu, pod kterým se na systém díváme. Modelováním se poařilo určit inklinaci na 20° až 30° (přičemž i = 0° => díváme se kolmo se shora na rovinu orbity, i = 90° => diváme se zboku a lze pozorovat tranzity exoplanet).
Další výsledek je zjištění, že asi 10 AU od hvězdy se nachází pás asteroidů plný prachu a až 1 km velkých asteroidů. Ve vzdálenosti 100 AU pak leží další takový pás. Mezi nimi obíhají tři obří plynné planety (přímo zobrazené) v obrovských vzdálenostech 24, 38 a 68 AU.
Z výsledků vyplynulo, že každá z planet dosahuje hmotnosti v rozmezí 5 až 13 hmotností planety Jupiter. Díky velkým vzdálenostem planet od mateřské hvězdy, trvá jeden oběh několik stovek let, což ztěžuje přímá pozorování a až dlouhodobá pozorování za požití přístrojů s vysokým rozlišením nám odhalí další detaily.
Na obrázku 1 je srovnání systému HR 8799 a naší Sluneční soustavy.
Obrázek 2 je matematicky upravený snímek soustavy z 10 metrového Keckova dalekohledu na Hawaii.
Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 14. 9. do 20. 9. 2026. V pondělí 14. 9. dopoledne dojde k zákrytu Venuše Měsícem, viditelnému i z Česka na denní obloze. Měsíc pak dál poroste k první čtvrti, kterou dosáhne v pátek 18. 9. Venuše se mezitím blíží k letošnímu největšímu jasu, na ranní obloze vysoko stojí Mars a níž Jupiter, zatímco Saturn a Neptun jsou vidět prakticky celou noc a blíží se ke svým letošním opozicím. Hlavní kosmonautickou událostí týdne měl být první orbitální start rakety Starship se skutečnými družicemi Starlink V3, ale byl odložen na 22. 9. Očekáváme start evropské Vegy-C s družicemi Sentinel-3C a FLEX. Před 75 lety zemřel český astronom František Nušl, spoluzakladatel České astronomické společnosti.
Titul Česká astrofotografie měsíce za srpen 2026 obdržel snímek
Pavla Karase „Sedm tváří zatmění“
12. srpna tohoto roku přinesl nejen astronomům jeden z nejúžasnějších jevů, které nám příroda může připravit. Měsíc se na své dráze oblohou dostal na spojnici Země – Slunce a alespoň pro některé
Iris Nebula (známá také jako NGC 7023 nebo Caldwell 4) je jasná reflexní mlhovina nacházející se asi 1 300 světelných let od Země v souhvězdí Cefea. Mlhovina je osvětlena hvězdičkou +7,4 s označením HD 200775. Je to šest světelných let v průměru. Mlhovinu objevil v roce 1794 sir William Herschel, astronom, kde byla poté přidána do Nového všeobecného katalogu (NGC).
Mlhovina je členem Cepheus Flare. Nachází se v blízkosti proměnné hvězdy typu Mira T Cephei a v blízkosti jasné velikosti +3.23 proměnné hvězdy Beta Cephei (Alfirk). Označení NGC 7023 odkazuje na otevřenou hvězdokupu uvnitř větší reflexní mlhoviny označené LBN 487.
Charakteristika
Mlhovina Iris má komplexní strukturu oblaků a vláknových struktur. Distribuce těchto oblaků je vysoce nehomogenní, obsahuje několik hustých ozařovaných struktur. Bylo pozorováno několik fotodisociačních oblastí (PDR) a disociačních front (FD) hraničících s dutinou, když most osvětlil hřebeny směrem k severozápadnímu, jihozápadnímu a východnímu směru. Tyto oblasti jsou poháněny měkkými radiačními poli s efektivními teplotami 18.000 Kelvinů a G 0 ~2,6 ×10^3. Tyto mraky mají maximální hustotu od 10 4 /cm 3 do 10 6 / cm 33. Uvnitř oblaků tyto hustoty ubývají. Odtoky z binárních hvězd v blízkosti středu mlhoviny Iris vybojovaly bikónickou dutinu a vyvolaly vznik několika fotodisociačních oblastí (PDR 1 a PDR 2).
Obecně platí, že každé vlákno H 2 má odpovídající prodlouženou červenou emisi (ERE). Tato vlákna ERE jsou obecně o 10% širší. Vlákna ERE jsou upravena ve dvoustupňovém procesu. První krok vyžaduje foton s energií 10,5 eV k výrobě nosiče ERE. Tyto nosiče jsou pravděpodobně PAH, protože odpovídají třem kritériím: (1) mají ionizační nebo disociační potenciál, který přesahuje 10,5 eV, (2) vykazují silnou absorpci v optické nebo blízké UV spektrální oblasti a (3) je schopen efektivní fotoluminiscence. To se pravděpodobně provádí procesem fotoionizace a fotodisociace vhodného prekurzoru. Druhý krok vyžaduje dostatečné množství čerpání ERE, které je přenášeno hojnými optickými a téměř UV fotony, energizujícími ERE.
Mlhovina Iris obsahuje polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH), velké organické molekuly, které mají své carbonsuhlíky uspořádané do tvarů podobných medu a jejich vodíků.
