Aktuální číslo:

2017/12

Téma měsíce:

Kontakty

Kvazary po 34 letech

Objevily se, rozmnožily se a zase vymizely, jsou něco jako dinosauři vesmíru
 |  5. 3. 1997
 |  Vesmír 76, 129, 1997/3

Večer 5. února 1963 přišel pasadenský astronom Maarten Schmidt domů a svou holandsky zabarvenou angličtinou povídá své manželce: „Dneska se mi přihodilo něco příšerného (awful).“ Manželka se vyděsila a Maarten se rychle opravil. Chtěl říci „awesome“, což musíme přeložit zdlouhavěji: „něco tak podivuhodného, že až člověka zamrazí“. Měl pravdu. Ten den objevil nový a neuvěřitelný druh kosmických těles, čímž také hodně změnil naše představy o vesmíru.

Příběh vlastně začal na konci druhé světové války, v níž ke konečné porážce nacistů hodně přispěli britští vědci a inženýři zdokonalením radarů. Ale válka skončila a museli si hledat jiné zaměstnání. Někteří z nich se dali na rádiovou astronomii, postavili důmyslné rádiové dalekohledy v Anglii a Austrálii, a začali zkoumat, co nám říká vesmír na rádiových vlnách. V té době toho bylo známo pramálo. Ve 30. letech americká telefonní společnost Bell Telephone Co. ve snaze zlepšit kvalitu dálkových telefonních hovorů snížením šumu pověřila inženýra českého původu Karla Jánského, aby příčiny šumu zkoumal. Jansky (tak se podpisoval) zjistil, že část šumu přichází směrem od středu naší Galaxie, ze souhvězdí Střelce. Za války měli pracovníci s radarem občas problémy s rušivými signály a po čase zjistili, že viníkem je Slunce. Protože největší nakupení hvězd je právě kolem středu Galaxie, bylo celkem nasnadě předpokládat, že i ten galaktický šum je jen společný koncert vzdálených hvězd. Jenže rádiové dalekohledy namířené na nejbližší nebo nejjasnější hvězdy na nebi nezaznamenaly žádný signál.

Jinak ale bylo ve vesmíru rádiových zdrojů habaděj. Na rádiové observatoři Univerzity v Cambridži začali sestavovat jejich katalogy. Velká obtíž byla v malé rozlišovací schopnosti prvních rádiových dalekohledů. Jestliže vám přístroj řekne, že v okruhu řekněme 1 stupně je silný rádiový zdroj, ale už vám neumožní vymezit jeho polohu přesněji, nevíte, je-li to plošný nebo bodový zdroj („rádiová hvězda“). Pamatuji se, jak jsme se tehdy radioastronomům smáli, že jejich obrovské „misky“ mají horší rozlišovací schopnost, než měl Tycho Brahe se svým kvadrantem s průzorem a bez dalekohledu. Jenže dvacáté století není sedmnácté a během nemnoha let rádioví astronomové tuto obtíž (pramenící v podstatě z toho, že rádiové vlny jsou dlouhé) rychle překonali použitím interferometrů. Kolem r. 1960 už dosáhli rozlišovací schopnosti několika úhlových vteřin. Současně se podařilo identifikovat některé zdroje buď s aktivními galaxiemi, nebo s mlhovinami, vzniklými v naší Galaxii výbuchem supernov. Vesměs tedy rozsáhlé objekty, žádná rádiová hvězda.

Na rádiových vlnách vypadá vesmír docela jinak, než jak jej vidíme očima. Když už si rádioví astronomové na tuto skutečnost pomalu zvykli, našly se mezi stovkami a tisíci rádiovými zdroji v jejich katalozích některé, které navzdory stále lepší rozlišovací schopnosti byly vždy menší než pozorované pole. Zde byla naděje buďto objevit nějaký speciální druh „rádiových hvězd“, anebo velmi vzdálené galaxie, které by něco řekly o rozměrech vesmíru. Bylo zapotřebí najít odpovídající objekty pomocí optických dalekohledů. Jak bylo tehdy (a nejednou potom) nechvalným zvykem, takovéto seznamy nikdo neuveřejnil, pouze se předávaly „z ručky do ručky“ mezi kamarády. Tak se stalo, že rádiový astronom Tom Matthews z Kalifornské techniky tady u nás v Pasadeně dostal takový seznam a pilně se snažil nejprve zpřesnit polohu vybraných objektů. Podařilo se mu to celkem slušně zejména u zdroje, který nese jméno 3C48, což prostě znamená, že to je 48. objekt ve třetím katalogu, vydaném v Cambridži. Matthews vyhledal odpovídající místo na nejpodrobnějších existujících fotografických mapách oblohy (slavný atlas National Geographical Society – Palomar Observatory Sky Survey, obvykle zkracovaný POSS). Ve vymezeném políčku nebyla žádná galaxie a žádná mlhovina. Přidružená ke Kalifornské technice je (vlastně byla) slavná Mt. Wilson and Palomar Observatory s tehdy největším dalekohledem o průměru zrcadla 5 metrů. Specialista na vzdálený vesmír Allan Sandage jím vyfotografoval onu oblast, našel spoustu slabých hvězd a nic jiného, až na to, že jedna hvězdička 16. velikosti (tedy 10 000krát slabší než nejslabší hvězda viditelná prostým okem) byla jednak zajímavě modravá, jednak měla u sebe náznaky jakési mlhovinky.

Pro nedostatek lepšího podezřelého objektu Sandage potom velice pracně po mnohahodinové expozici pořídil nevalné spektrum té modré hvězdičky. (Tehdy to byl skoro nadlidský výkon a uskutečnitelný jen na pětimetru: když jsem chtěl o pár let později s třímetrovým dalekohlem Lickovy hvězdárny pořídit slušné spektrum hvězdy 7. velikosti, potřeboval jsem tříhodinovou expozici, 8. velikost už vyžadovala 9 hodin!) Sandage na tom krátkém spektru modravé hvězdičky našel několik spektrálních čar, ale ani jednu se mu nepodařilo identifikovat s nějakým známým prvkem. Sandage potom měřil jasnost záhadné hvězdičky fotometrem a zjistil, že její jasnost nepravidelně kolísá až o 50 procent. To ho utvrdilo v domnění, že to je hvězda, protože rozsáhlý objekt nemůže měnit jasnost tak rychle – záření z jeho různých částí by přicházelo nestejně a tlumilo oscilace jasnosti. Sandage o tom uveřejnil krátkou zprávu, a z opatrnosti ten zdroj nazval „quasi-stellar radio source“, řekli bychom snad „rádiový zdroj, který se podobá hvězdě“. Velmi brzy se anglický název dočkal zkrácení na „quasar“. V češtině se z toho pílí jazykovědců postupně stal „kvasar“ a pak „kvazar“. Další vývoj neočekávám, ledaže by začaly pokusy napodobit anglickou výslovnost, [kwejsá].

V první zprávičce Sandage sice poznamenal, že by to pořád ještě mohla být vzdálená galaxie, ale rozhodně se přikláněl k názoru, že je to hvězda. Jenže podivná hvězda s podivným chemickým složením! Po delším moření se spektrem to předal kolegovi, známému vynikajícímu odborníkovi na roztodivná hvězdná spektra. Jeho jméno je Jesse Greenstein a kromě hvězd má rád českou komorní hudbu. Jenže ani Greenstein neuspěl. Mezitím se o záhadné kvazary začal zajímat třetí astronom na observatoři, Maarten Schmidt. Ten začal pozorovat několik dalších objektů z Matthewsova seznamu, a nejlépe uspěl s objektem 3C273 v souhvězdí Panny. Na místě zase nebylo nic zajímavého až na modravou hvězdičku, tentokráte 13. velikosti (asi 630krát slabší, než co můžete vidět prostým okem). Jenže stále nebylo zdaleka jisté, zda tahle nebo ta druhá modravá hvězdička skutečně jsou těmi hledanými rádiovými zdroji.

Tady pomohl Měsíc, který jinak pozorovatelé vzdáleného vesmíru upřímně nenávidí, protože přesvětluje oblohu. Několik astronomů si všimlo, že na své dráze po obloze Měsíc občas zakryje zdroj 3C273. Protože poloha Měsíce je známa s velikou přesností, z okamžiku zákrytu je možno určit polohu zakrývaného objektu. Nejbližší zákryt byl ale viditelný jen z Austrálie, kde naštěstí mají velmi dobré rádiové dalekohledy na odlehlé observatoři v Parkes, daleko v poušti. Britský rádiový astronom Cyril Hazard se tedy vydal na cestu, ale v Sydney si popletl vlaky a zákryt zmeškal. Naštěstí jeho kolegové jej odpozorovali za něj, i když s krajními obtížemi. Měsíc byl tak nízko u obzoru, že museli porazit několik stromů a složitě upravit radioteleskop, aby jej mohli tolik sklonit. Vyplatilo se to. Pozorování bezpečně potvrdilo, že poloha rádiového zdroje přesně souhlasí s tou modrou hvězdičkou.

Teď bylo jen třeba rozlušit to spektrum. Naštěstí je 3C273 jasnější než 3C48 a Maarten Schmidt získal kvalitnější spektrum s větším počtem spektrálních čar, krásně definovaných, až na to, že nedávaly smysl! A tak Schmidt zíral na spektrum den po dni, až onoho 5. února, jak moje babička říkávala, „ho osvítil duch svatej...“ Všiml si, že čtyři intenzivní emisní čáry se vzájemnou polohou úplně podobají předobře známým čtyřem čarám Balmerovy série vodíku – až na to, že všechny byly silně posunuty k delším vlnovým délkám. Tak čára H-beta, normálně na vlnové délce 486,1 nm, v modrozelené části spektra, byla až na 563,2 nm, v zelenožluté barvě. Tak velký posuv byl naprosto nečekaný, ale tři další čáry vykazovaly odpovídající posuvy.

Všechno klaplo, jakmile byl Schmidt ochoten připustit tak velký „rudý posuv″. Není divu, že tenhle objev na sebe dal tak dlouho čekat. Jediné rozumné vysvětlení bylo, že to je vzdálený objekt, který se od nás vzdaluje velikou rychlostí následkem rozpínání vesmíru. Posuv čar ale vyžadoval rychlost asi 47 000 km/s! Podle toho byla ta maličká „hvězdička“ vzdálená asi 1,5 miliardy světelných let, rozměrem nemohla být o moc větší než naše sluneční soustava, ale přitom musila zářit více než kterákoliv známá veliká galaxie, když ji bylo možno vidět i v amatérském dalekohledu!

Náhodou šel kolem Schmidtovy kanceláře Jesse Greenstein a pak se honem běžel podívat na to starší spektrum zdroje 3C48. Na něm byly čáry posunuty ještě více, ale zase všechno klapalo, jakmile byl jen ochoten připustit, že takový velký rudý posuv je v principu možný a že tenhle kvazar svítí ze vzdálenosti asi 4 miliard světelných let, a je tedy mnohem svítivější než kterákoliv tehdy známá galaxie.

Zábavná na tomto příběhu je skutečnost, že ony záhadné spektrální čáry patřily tomu nejběžnějšímu prvku ve vesmíru, vodíku. Dosti velké rudé posuvy spektrálních čar byly už tehdy známy, vždyť o rozpínání vesmíru se vědělo od r. 1929, a pasadenští astronomové byli jedni z těch mála vyvolených, kteří se mohli studiem vzdálených galaxií zabývat. Rudé posuvy spektrálních čar u galaxií byly tehdy známy, ale byly daleko menší než u kvazarů. A druhý kámen úrazu byl v tom, že nemohli uvěřit, že by zdánlivě bodový objekt mohl být tak vzdálený a produkovat tak ohromné množství energie v poměrně malém objemu.

Dnes známe přes 7 tisíc kvazarů. Ten název je, mimochodem, dosti pochybený, protože 90 procent z kvazarů nezáří pozorovatelně na rádiových vlnách, nejsou to tedy rádiové zdroje. Ten první identifikovaný kvazar, 3C273, je nám nejbližší. Všechny ostatní jsou opticky 16. velikosti a slabší, protože jsou mnohem dále. Jejich velká vzdálenost od nás také znamená, že je vidíme takové, jaké byly v dávné minulosti. Jestliže vidíme kvazar ve vzdálenosti 10 miliard světelných let, vidíme jej takový, jaký byl před 10 miliardami let. Jestliže je vesmír starý asi 13 miliard let (na tomto čísle se ovšem všichni astronomové neshodnou), pak vidíme do doby jen 3 miliardy po začátku vesmíru. V tomto ohledu mají astronomové velkou výhodu proti antropologům a paleontologům. Ti musí hádat z několika kostí. Astronomové vidí, díky rozpínání vesmíru, ty dávné objekty v životní velikosti a celé, samozřejmě slabě, ale s každým zlepšením dalekohledu jsme na tom lépe, a Hubblův kosmický dalekohled dělá divy od té doby, kdy „dostal brýle“. Dnes už toho víme o kvazarech hodně, i když ne dost.

Kvazary byly objeveny r. 1963, a už o rok později dva teoretici, žíjící na opačných polokoulích, Edwin Salpeter v Americe a Jakov Zeldovič v Moskvě, přišli s ideou, že černé díry mohou být velice mohutnými zdroji energie, jestliže podmínky jsou příznivé. Nemohu říci, že jsou mohutnými atomovými elektrárnami, jsou to spíše spádové vodní elektrárny, protože co zde pracuje, je naše stará dobrá známá gravitace. To je velice slabá síla, pokud působí mezi drobnými částicemi nebo mezi lidmi. Jestliže ale přitahujícím tělesem je hvězda nebo ještě lépe celé jádro galaxie, je to síla ohromná, a u černých děr je ještě mimořádně zesílena tím, že to jsou malé objekty. Kdyby se Slunce zhroutilo do černé díry (což neučiní), mělo by při stejné hmotnosti poloměr jen 2,9 km. A poloměr jakékoliv hmotnější černé díry je prostě úměrný její hmotě, takže při hmotě jednoho milionu sluncí má černá díra poloměr jen 2,9 milionu km, což je jen čtyřikrát více, než je poloměr Slunce. I miliardová černá díra je, kosmicky vzato, celkem dosti malý objekt oproti rozměrům galaxií. A v tom je klíč k pochopení, proč kvazary mohou produkovat tolik energie. Jestliže k černé díře proudí plyn, padá do hluboké „gravitační studny“. Samozřejmě jakmile do černé díry spadne, nevyjde z ní ani malý fotonek. Jenže ten plyn nepadá přímo do černé díry. Původně měl nějakou rychlost jiným směrem, a tu si uchovává. Takže v podstatě začne kroužit kolem černé díry, jenže mezi částicemi vznikne tření, které má za následek, že plyn se začne organizovat do akrečního disku a k černé díře proudí jen postupně, každá částice ve své spirální dráze. Potenciální gravitační energie se přitom mění v záření a je to právě ten akreční disk, který může vyrábět to ohromné množství energie, jestliže...

Jestliže je černá díra skutečně hmotná a jestliže dostává pravidelný přísun „potravy“. Může být obklopena obrovskými oblaky plynu nebo také může rozbíjet hvězdy, které se k ní takříkajíc neopatrně přiblíží. To už zase příliš personifikuji. Černá díra žádnou hmotu do sebe nesaje, jak si moji studenti představují. Jestliže kolem ní pokojně obíhají hvězdy, obíhají stejně, jako kdyby na jejím místě byla třeba hustá hvězdokupa. Jenže vzájemným gravitačním působením tyto hvězdy samy pozměňují své dráhy, a tak se občas může stát, že některá hvězda je vystrčena do velmi výstřední dráhy, která ji donese tak blízko k černé díře, že ji černá díra rozbije následkem silně rozdílné přitažlivosti na bližší a vzdálenější části hvězdy.

Poslednější výzkumy s kosmickým dalekohledem naznačují, že velice hmotná černá díra sedí ve středu snad každé velké galaxie. Zdá se dokonce, že čím hmotnější je celá galaxie, tím hmotnější je centrální černá díra — ale tahle statistika je zatím neúplná a pro mne nepříliš přesvědčivá. Naše Galaxie patří mezi velké (i když ne obrovské), ale její černá díra — pokud vůbec existuje — se odhaduje jen na několik (2?) milionů slunečních hmot. Přitom ale o sobě nedává vědět, zřejmě proto, že chybí přísun materiálu. Mnohé galaxie mají černé díry o hmotnosti několika set milionů sluncí, a u několika mohutných (většinou eliptických) galaxií to jsou až miliardy sluncí.

Víme nyní, že kvazary sedí v centru některých galaxií. Kdy se pokojná černá díra stane kvazarem? Zřejmě tehdy, když má pravidelný velký přísun materiálu do akrečního disku. A teď přijde moc zajímavý fakt: v našem širším okolí ve vesmíru jsou kvazary převelice vzácné. Většina kvazarů je daleko, což znamená, že existovaly, když vesmír byl starý jen asi 2 – 4 miliardy let. Nejsou skoro vůbec žádné ještě vzdálenější kvazary, a málo je jich blíže k nám. Kvazary jsou něco jako dinosauři vesmíru: jednou se objevily, rozmnožily se, a zase vymizely. Můžeme se dohadovat proč. V dávné minulosti měla naše Galaxie a jí podobné daleko více plynu a prachu než nyní: černá díra uprostřed měla daleko větší šanci na pravidelný přísun materiálu. A ještě jedna, možná ještě důležitější skutečnost: Tehdy, nedlouho po vzniku vesmíru, byly si galaxie mnohem blíže než nyní, kdy je rozpínání rozhání od sebe. I dnes pozorujeme srážky galaxií. Tehdy musely být mnohem častější. Při takové srážce jsou daleko lepší podmínky k vytvoření mohutné černé díry a daleko lepší podmínky pro přísun potravy. Skutečně, mnohé snímky kvazarů nyní ukazují, že jejich „mateřské galaxie“ prodělávají mohutné kosmické srážky. Tedy prodělávaly. To už je dávno. Žijeme v poměrně pokojném vesmíru a v pokojné galaxii. Kéž bychom také žili v pokojné, nenásilnické lidské společnosti!

DOBRE KŔMENÁ ČIERNA DIERA

Hviezdy nie sú v priestore rozložené rovnomerne, ale zhlukujú sa do vesmírnych ostrovov, galaxií. Počet galaxií je nesmierne veľký, snáď desiatky biliónov, a je ich teda omnoho viac než hviezd viditeľných voľným okom na nočnej oblohe. Približne jedno percento galaxií na seba upozorňuje neobvykle výraznou aktivitou výronmi a výtryskami hmoty z ich jadra, intenzívnym žiarením prichádzajúcim z oblastí nachádzajúcich sa v ich centre alebo aj v značnej vzdialenosti od neho, veľkou premenlivosťou a podobne. Niektoré z aktívnych galaxií sú natoľko pozoruhodné, že o nich astronómovia usporadúvajú konferencie. Minulý rok sa v Nemecku zišlo 50 astronómov na konferencii o pravdepodobne najlepšie pozorovanej aktívnej galaxii, označovanej ako NGC1068 (NGC1068 Workshop, Ringberg Castle, 1996). Referovali o nej dvaja známi experti, Mitchell Begelman a Joss Bland-Hawthorn v časopise Nature (385, 22, 1997).

NGC1068 je špirálna galaxia s veľkými gravitačnými účinkami, ktoré priťahujú hmotu do jej jadra. Zároveň však z jej centra uniká výtrysk hmoty až do vzdialenosti niekoľko tisíc svetelných rokov. Samotné jadro galaxie zahaľuje vrstva plynu a prachu, ktorý okolo neho krúži a vytvára akrečný disk či torus. Radiácia z centrálnych oblastí (ultrafialové a gama žiarenie) je pohltená alebo rozptýlená na prachu a znova vyžiarená na oveľa nižších energiách. Preto väčšina unikajúceho žiarenia k nám prichádza v infračervenej oblasti. Vďaka rádiovým pozorovaniam sa podarilo preniknúť až pod vrstvu prachu a plynu a zistilo sa, že sa pod ňou môže nachádzať čierna diera s obrovskou hmotnosťou.

Ak je všetko infračervené žiarenie, ktoré pozorujeme, vyvolané pohlteným a znovu vyžiareným tokom z akrečného disku, potom celková luminozita môže byť 100 miliárdkrát väčšia ako luminozita Slnka. Kvôli toru uniká toto obrovské množstvo energie jedine pozdĺž dvoch protiľahlých kužeľov. Tie pretínajú galaktický disk a na obidvoch stranách vytvárajú vejáre ionizovaného plynu podobne ako lúče majáka osvetľujúce hmlu.

Najväčšie prekvapenie prinieslo pozorovanie vodných maserov, ohraničených miest intenzívneho, koherentného mikrovlnného žiarenia. Ich rozmiestnenie v oblasti S1 (na obrázku b) vyzerá ako zvlnený disk. Vo vzdialenostiach nad 300 svetelných rokov od jadra však plyn prúdi pravidelne v jednej rovine galaktickým diskom. Prečo je teda vnútorná časť akrečného disku zdeformovaná tak výrazne, že os ionizačného kužela leží blízko roviny galaxie? Takéto deformácie sú bežné v aktívnych galaxiách, ale nikde inde nie sú tak dobre zmapované ako tu.

Z orbitálnych rýchlostí maserov sa dá vypočítať, že čierna diera v centre tejto galaxie má hmotnosť 10  20 miliónkrát väčšiu, ako je hmotnosť Slnka. Z toho vyplýva, že celková luminozita na všetkých vlnových dĺžkach je asi polovica Eddingtonovej limity. To je hranica, na ktorej tlak žiarenia smerom od centra začína prevyšovať gravitačné priťahovanie čiernej diery. Tlak žiarenia musí mať preto veľký dynamický účinok, a to hlavne v blízkosti čiernej diery, kde plyn a hviezdy prispievajú ku gravitácii veľmi málo.

Možno látka zachytená vo vnútornej časti disku pozostáva z obrovských molekulárnych mračien, ktorých orbity boli rozhodené gravitačnými účinkami alebo dynamickými procesmi v plyne. Jediné mračno s hmotnosťou 100 000krát väčšou ako je hmotnosť Slnka by mohlo zásobovať aktivitu NGC1068 na 100 000 rokov súčasná deformácia by potom mohla byť spôsobená len jediným takým mračnom. Pokiaľ by však jednotlivé mračná neboli natoľko hmotné, tak by disk s priemerom niekoľkých svetelných rokov musel obsahovať množstvo týchto mračien, aby si zachoval adekvátny stupeň akrécie. Deformácie by však boli oveľa menej výrazné. Jedným z možných vysvetlení je nedávno objavená nestabilita, ktorá môže zapríčiniť spontánne zvlnenie akrečného disku pod tlakom žiarenia z kompaktného zdroja v centre (na obrázku c). Je to veľmi účinný efekt, môže dokonca zapríčiniť úplné prekrútenie akrečného disku.

Vynárajú sa však ďalšie otázky. Má materiál zakrývajúci čiernu dieru naozaj tvar toru? Dlho sa nedarilo nájsť proces, ktorý by zabránil gravitačnému kolapsu toru. Nedávno objavená skutočnosť, že NGC1068 vyžaruje blízko svojej Eddingtonovej limity, by síce mohla vysvetliť stabilitu toru pomocou tlaku žiarenia pôsobiaceho na prach a vyrovnávajúceho tak gravitačné účinky, ale rozmiestnenie pozorovaných maserových škvŕn teoretickému modelu príliš nezodpovedá.

Naviac, ak je emisia z maserov spôsobená rentgenovým žiarením z jadra, čo sa zdá pravdepodobné, molekuly musia vidieť na oblasti vysielajúce rentgenové lúče. Toto umožňuje zvlnený disk, ktorý nám zakrýva pohľad na jadro a ktorý vymedzuje určitý uhol pre unikajúce ionizačné žiarenie. Existencia veľmi zvlnených akrečných diskov sa už viac nezdá taká nepravdepodobná. Nové pozorovania a diagnostické techniky prezentované na tomto sympóziu nás môžu prinútiť aj k takýmto radikálnym posunom od dlhodobo uznávaných teórií.

Michal Dovčiak

OBORY A KLÍČOVÁ SLOVA: Astronomie a kosmologie

O autorovi

Miroslav Plavec

Emeritní Prof. RNDr. Miroslav Plavec (*1925) vystudoval Matematicko-fyzikální fakultu UK v Praze. Na Kalifornské univerzitě v Los Angeles se zabýval studiem těsných dvojhvězd a ultrafialovými spektry hvězd. Je zahraničním členem Učené společnosti ČR. (e-mail: plavec@bonnie.astro.ucla.edu)

Doporučujeme

Přemýšlej, než začneš kreslit

Přemýšlej, než začneš kreslit

Ondřej Vrtiška  |  4. 12. 2017
Nástup počítačů, geografických informačních systémů a velkých dat proměnil tvorbu map k nepoznání. Přesto stále platí, že bez znalosti základů...
Tajemná „Boží země“ Punt

Tajemná „Boží země“ Punt uzamčeno

Břetislav Vachala  |  4. 12. 2017
Mnoho vzácného zboží starověkého Egypta pocházelo z tajemného Puntu, kam Egypťané pořádali časté obchodní výpravy. Odkud jejich expedice...
Hmyz jako dokonalý létací stroj

Hmyz jako dokonalý létací stroj

Rudolf Dvořák  |  4. 12. 2017
Hmyz patří k nejdokonalejším a nejstarším letcům naší planety. Jeho letové schopnosti se vyvíjely přes 300 milionů let a předčí dovednosti všech...

Předplatným pomůžete zajistit budoucnost Vesmíru

Tištěná i elektronická
verze časopisu
Digitální archiv
od roku 1994
Speciální nabídka
pro školy a studenty

 

Objednat předplatné