Novinky IBT

**Sagittarius A na vlnové délce 20 cm (VLA)**
Sagittarius A - východ	Sagittarius A - západ

Rozložení neutrálního vodíku (vlnová délka 21 centimetrů, frekvence 1,4 GHz):
V plynoprachových mračnech, jejichž velikost dosahuje až stovek světelných let, jsou hlavním zdrojem rádiového signálu jednotlivé atomy vodíku. Září na vlnové délce 21 centimetrů. Na přiloženém obrázku je vyznačeno, jaká je je daným směrem podél roviny Galaxie asi hustota tohoto ve vesmíru nejrozšířenějšího prvku. Většina pozorování byla provedena v rámci Leiden-Dwingeloo Survey of Galactic Neutral Hydrogen, během čtyř let s radioteleskopem o průměru 25 metrů.

Molekuly vodíku (milimetry, 115 GHz):
Kompozice mapuje rozložení molekul vodíku, odvozené od rozložení oxidu uhelnatého CO. Odpovídá rozmístění chladný, hustých oblastí mezihvězdné látky. Tato oblaka se koncentrují podél spirálních ramen a vzniká v nich převážná většina hvězdy. V mezihvězdném plynu dominují molekuly vodíku, ty se však špatně pozorují, proto se vyplatí studovat spíše druhé nejrozšířenější molekuly CO. Množství vodíkových molekul se pak odhaduje na základě předpokladu stejného poměru množstvý molekul vodíku a oxidu uhelnatého.

Infračervený obor spektra (desítky až stovky mikrometrů, 15 x 10³ GHz ):
Vzhled Mléčné dráhy v dalekém infračeveném oboru pořídila družice IRAS (Infrared Astronomical Satellite) na vlnových délkách 12, 60 a 100 mikronů. Jim odpovídají barvy modrá, zelená a červená. Většina záření v tomto oboru přichází od mezihvězdného prachu ohřátého díky absorbci světla hvězd. Nejjasnější části tudíž odpovídají oblastem, kde je prachu nejvíce. Zde se často masivně tvoří nové hvězdy. Z měření družice IRAS musel být "vymazán" meziplanetární prach v naší sluneční soustavě.

Blízká infračervená oblast (mikrometry, 150 x 10³ GHz ):
Blízkou infračervenou oblast detailně studovala například sonda COBE (Cosmic Background Explorer) na vlnovách délkách 1,25, 2,2 a 3,5 mikronu. (Barvy modrá, zelená a červená). Většina záření v této části spektra přichází od chladných hvězd spektrální třídy K (například Arkturus z Pastýře), které leží v disku a centrální výduti. Mezihvězdný prach tyto vlnové délky příliš nezeslabuje, i když si směrem k centru Galaxie můžete všimnout nápadné absorpce na délce 1,25 mikronu.

Viditelné záření (stovky nanometrů, 460 x 10³ GHz ):
Takto asi známe Mléčnou dráhu nejvěrněji. Jedná se o kolekci snímků, které pořídil Lautsen, Madsen a West na konci osmdesátých let. Velmi nápadná je silná absorpce molekulovými mračny. Většina světla tak přichází od hvězd ve vzdálenosti do několika tisíc světelných let. Průměr Galaxie je přitom 100 tisíc světelných let. Temné oblasti odpovídají směrům, ve kterých se nachází nejvíc mezihvězdného prachu. Ostatně to můžete porovnat s rozložením molekulového vodíku a infračervenou mapou.

Rentgenové záření (nanometry, 200 x 10⁶ GHz ):
Studoval například Röntgen Satellite a to konkrétně v pásmech odpovídajících energii 0,25, 0,75 a 1,5 keV (červená, zelená a modrá barva). V Galaxii je hlavním zdrojem rentgenového záření velmi zahřátý plyn. Jak je vidět, mezihvězdné prostředí velmi dobře stíní fotony s nižší energií. Barevné změny ukazují proměnnou absorpci prostředí, resp. teplotu emitujících oblastí.

Gama záření (miliontiny nanometru, >3 x 10¹³ GHz):
Většina tohoto tvrdého záření s extrémně vysokou energií větší než 100 MeV vzniká při kolizích kosmických paprsků s vodíkovými jádry v mezihvězdných mračnech. Tři výrazné oblasti odpovídají pulsarům v Krabí mlhovině, Geminze v Blížencích a nakonec v souhvězdí Plachty. Mapu pořídila sonda Compton Gamma-Ray Observatory.

Třicátéhoprvního ledna dokončila sonda Mars Global Surveyor již stodvanáctý oběh kolem planety Mars. Díky brzdění o řídké okraje atmosféry se během nich orbitální perioda družice snížila ze čtyřiceti pěti hodin na pouhých devatenáct. Všechny přístroje jsou v pořádku a přinášejí unikátní pozorování.
Osmého ledna 1998, krátce po svém těsném přiblížení k planetě, sonda detailně zachytila Nanedi Vallis, jedno z marťanských údolí na planině Xanthe Terra. Přiložený snímek má na šířku 10 kilometrů, na výšku 19 kilometrů a nejmenší detaily jsou pouze dvanáct metrů malé (kliknutím na obrázek získáte snímek v plném rozlišení, cca 1,5 MB). Kaňon je asi dva a půl kilometru široký. Na horních stranách jsou nápadné splazy, ve spodní části je zase známky větrné eroze. Původ kaňonu je záhadný: některé útvary, jako jsou terasy uvnitř kaňonu (viz horní část snímku) a malý dvě stě metrů široký kanál (také v horní části snímku) však svědčí o tom, že v něm po delší dobu tekla voda. (Tedy nikoli náhlá záplava, ale skutečná řeka.) Jiné indicie, jako například nedostatek menších "přítoků" v okolí kaňonu, velikost a nevýraznost meandrů, naznačují, že vznikl postupným propadáním. Zdá se však, že kaňon vytvořila především dlouhodobě tekoucí voda před asi jednou miliardou let. Jeho okraje se pak místy zřítily.

datum	čas	směr letu	délka letu	max. výška nad obzorem
6. února	17.49	SW/E	5 minut	48 stupňů
6. února	19.25	W/WNW	2 minuty	32 stupňů
7. února	18.25	WSW/ENE	5 minuty	65 stupňů
8. února	19.02	W/N	3 minuty	62 stupňů
9. února	18.02	W/ENE	5 minut	61 stupňů
10. února	18.38	W/NNE	4 minuty	60 stupňů
11. února	19.15	WNW/NW	2 minut	37 stupňů