Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 36 – vyšlo 8. října, ročník 8 (2010) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

36/2010

Sonda Planck objevila velmi vzdálenou nadkupu galaxií

Ivan Havlíček

Světelným obzorem viditelného vesmíru je reliktní záření kosmického pozadíReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)., které je od nás pozorovatelné ve všech směrech. Proti tomuto obzoru (někdy se nazývá sféra posledního rozptyluSféra posledního rozptylu – oblast, ze které k nám z vesmíru přichází reliktní záření. V počátečním období světlo intenzivně interagovalo s žhavou vesmírnou látkou, která postupně chladla. V určité fázi začaly vznikat atomární obaly, světlo se naposledy rozptýlilo, přestalo s látkou výrazněji interagovat a oddělilo se v podobě reliktního záření pozadí. Jde o horizont, na kterém bychom viděli oddělení záření od hmoty.) se promítají veškeré bližší struktury, kterými je vesmír vyplněn a které můžeme prostřednictvím elektromagnetického záření pozorovat. Záření kosmického pozadí musí být nutně na cestě k nám těmito strukturami ovlivněno. U blízkých objektů, u nichž rozeznáme jednotlivé galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. nebo dokonce hvězdy, může být reliktní záření světlem blízké struktury překryto. Chceme-li pak zkoumat blízký objekt, nic se neděje, protože ten přeci přímo vidíme. Chceme-li ale v takovém místě pozorovat strukturu reliktního záření, je potřeba světlo blízkých objektů z napozorovaného obrazu odečíst. Ne všude je ale výhled do vesmírných dálav zakryt něčím blízkým a pak se může stát, že kombinace reliktního záření a světla ze vzdálené galaktické kupyGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy. splývá. Velkorozměrová struktura je tak daleko, že z ní vidíme jen záření horkého mezigalaktického plynu a žádné jiné podrobnosti zde neumíme rozlišit. Sunjajev se Zeldovičem v šedesátých letech minulého století kombinaci reliktního záření velkorozměrovými strukturami předpověděli a jev, který je po nich obou pojmenován, se stal v moderní kosmologii základním nástrojem mapování na největších vzdálenostech. Prozatím předpokládáme, že se zde nacházejí obdobné struktury jako v bližším kosmu, kde ještě rozeznáme jednotlivé galaxie. Tyto útvary by snad mohly být podobně veliké, jde ale o struktury tak vzdálené, že je dnes zatím neumíme rozlišit nijak jinak, než jen podle toho, jak ovlivňují všesměrové reliktní záření. Jde vlastně o běžně známou zkušenost: čím je něco dál, tím menší se to zdá a tím méně podrobností na tom můžeme vidět. Existuje pak ale určitá mez, za níž už velmi obtížně rozlišujeme některé základní charakteristiky pozorovaného objektu.

Sunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. Reliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). Galaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:  – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,  – obrovskými mraky horkých plynů,  – temnou hmotou zatím neznámé povahy. Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. Planck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.

Na obrázku je cesta světla, které k nám putuje od světelného obzoru viditelného vesmíru přes všemožnou látku, jíž je vesmír vyplněn. Světelný obzor je znázorněn otiskem mapy fluktuací reliktního záření v horní části obrázku. Velkorozměrové nadkupy galaxií toto světlo filtrují a pozměňují. Dráhy, jimiž světlo z hranic vesmíru putuje, se sbíhají u pozorovatele v naší Galaxii na obrázku vpravo dole. Vzdálené struktury ale mohou vytvářet proti horizontu reliktního záření stíněnou oblast a díky právě tomuto stínu jsme schopni nejvzdálenější objekty uvidět. Stín se viditelně projevuje právě Sunjajevovým-Zeldovičovým jevem. Kresba: autor.

Sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013., jejímž primárním úkolem je studium reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). a měření SZ jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru., je pro průzkum a vyhledávání vzdálených, jinak nerozlišitelných velkostruktur ideálním přístrojem, je k tomu přímo konstruována. Sonda Planck umí v dostatečném rozlišení zobrazit nerovnoměrnosti v reliktním záření. Zde je důležitá kombinace rozlišení v podrobnosti obrazu, která dnes dosahuje až 5 úhlových minut, s dosud nepředstavitelnou přesností v určení teploty. Teplotu je Planck schopen změřit s přesností ΔT/T ~ 2×10^-6. Jelikož při průletu horkým mezigalaktickým plynem, který tvoří většinu hmoty velkostruktur, reliktní fotonyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. získávají energii, je možné tento přírůstek energie objevit jako o něco málo teplejší oblast oproti místům, která velkostrukturami stíněna nejsou. Pokud jsme schopni určit množství plynu, který velkostrukturu tvoří, mohla by být velikost přírůstku teploty díky SZ jevu předpověditelná. Horký plyn uvnitř galaktických kupGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy. září v rentgenové oblasti. Za předpokladu, že mechanizmus rentgenového vyzařování mezigalaktického plynu je stejný ve všech galaktických kupách, jsme schopni určit množství plynu, které je v kupě nashromážděno, podle intenzity rentgenové emise. V roce 2006 byla publikována měření provedená observatořemi WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. a ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999. pro 31 známých a relativně blízkých galaktických kup, vesměs z Abellova kataloguKatalog Abellův – katalog bohatých kup galaxií, jehož základ vytvořil v roce 1958 americký astronom George Ogden Abell. Do současné podoby byl katalog doplněn v roce 1989. Katalog obsahuje 4073 kup s červeným kosmologickým posuvem menším než 0.2. . Jedním z objektů zde byla také kupa ve Vlasech Bereničiných. Tato měření dnes poskytují výchozí obraz toho, jakými charakteristikami by se měla galaktická kupa prozradit, pokud ji budeme hledat pomocí SZ jevu na pozadí reliktního záření. Je tedy zřejmé, že k přístroji velmi citlivému na reliktní záření je zapotřebí podobně citlivý dalekohled pro rentgenovou oblast, kterým doplníme druhou polovinu příběhu o rentgenová data. V kombinaci s daty získanými rentgenovým dalekohledem je pak možné určit, zda jde o obraz vzdálené kupy galaxií, nebo o teplotní nerovnoměrnosti v reliktním záření.

Porovnání obrazů galaktické kupy ve Vlasech Bereničiných získaných pomocí observatoří PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. a ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999.. Na snímku ze sondy Planck je kupa zřetelná díky SZ jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru., observatoř ROSAT oproti tomu dokáže zobrazit rentgenovou emisi. Pro srovnání s obrazy ve viditelné části spektra je na spodním pruhu vždy horní snímek prolnut se snímkem Digitální přehlídky oblohy (DSS – Digitised Sky Survey 2). Zobrazená oblast, jelikož jde o velmi blízkou kupu galaxií, je výřezem oblohy o straně 2°. Zdroj: ESA.

Ukázka zviditelnění SZ jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru.. Na čtvercových výsecích je zobrazena sondou Planck galaktická kupa Abell 2319 v různých frekvenčních pásmech. Na čtyřech levých snímcích se zobrazená oblast jeví chladnější než okolí. Frekvence 217 GHz odpovídá pásmu, ve kterém se projevuje SZ jev. Na vyšších frekvencích se kupa opět objeví a tentokrát jako teplejší než okolí. Absence jakéhokoliv signálu na tzv. nulové frekvenci 217 GHz a splynutí obrazu s okolím je typickou známkou SZ jevu. Zdroj: ESA.

Snímek vůbec první galaktické velkostruktury – nadkupy, která byla objevena observatoří PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. jen díky SZ jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru.. Na levém snímku je zobrazení pomocí SZ jevu, na pravém snímek rentgenovým dalekohledem XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.. Jasné body zde odpovídají zdrojům RTG emise, izofoty pak určují koncentraci horkého plynu v nadkupě. Nadkupu tvoří zřetelně tři kupy galaktické, které se projevují samostatnými hustými jádry zbarvenými zde modře. Úhlová vzdálenost mezi horní kupou a spodními dvěma na snímku je 7,5 úhlových minut. Spojitý signál ze SZ jevu přes celou plochu nadkupy je interpretován jako signál povstávající z plynných filamentů a propojení mezi jednotlivými členy nadkupy viditelnými v RTG emisi. Rentgenová emise odpovídá energii v rozmezí 300 až 2 000 eV, což na teplotní stupnici značí hodnoty 3,5 až 23 milionů K. Strana snímku je velká 15 úhlových minut. Zdroj: ESA.

Výše uvedený objev vzdálené velkorozměrové nadkupy galaxií je prvním objevem tohoto druhu. Prozatím veškerá měření SZ jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. byla prováděna na známých galaktických kupáchGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy., šlo o jakési zahřívací a testovací kolo. Díky vysoce citlivé observatoři PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. se už ale podařilo překročit hranici, za kterou je možné největší a nejvzdálenější struktury námi viditelného vesmíru přímo uvidět. Dosud mohly být nejvzdálenější velkostruktury studovány v dostatečném rozlišení jen v úzkém spektrálním pásmu rentgenovými observatořemi. Navíc úzké výseky nezakrytých výhledů do tak vzdálených končin počátků vesmíru nejsou příliš hojné a jakákoliv nová metoda umožňující tak daleko dohlédnout je neocenitelná. Prozatím chybělo jakékoliv další nezávislé pozorování jinou metodou. Sonda WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. sice pracovala ve stejném spektrálním pásmu jako Planck, nedosahovala ale úhlového rozlišení potřebného k zobrazení tak vzdálené struktury a odlišení od nestíněného okolí reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).. V kombinaci s pozorováním v mikrovlnné oblasti observatořemi podobně citlivými jako Planck bude možné o těchto vzdálených strukturách, dotýkajících se snad až sféry posledního rozptyluSféra posledního rozptylu – oblast, ze které k nám z vesmíru přichází reliktní záření. V počátečním období světlo intenzivně interagovalo s žhavou vesmírnou látkou, která postupně chladla. V určité fázi začaly vznikat atomární obaly, světlo se naposledy rozptýlilo, přestalo s látkou výrazněji interagovat a oddělilo se v podobě reliktního záření pozadí. Jde o horizont, na kterém bychom viděli oddělení záření od hmoty., vykreslit mnohem ucelenější obraz.

Animace týdne: Vznik prvních hvězd

Vznik prvních hvězd. Velmi idealizovaný model přechodu od obzoru posledního rozptylu viditelného pomocí sondy WMAP ke strukturám známým v našem blízkém vesmírném okolí. Fluktuace reliktního záření jsou známkami strukturování baryonové hmoty, která se v raném vesmíru koncentruje do rozžehujících se prvních svítících objektů. Není prozatím jasné, jak takové primordiální objekty vypadají, zda je jejich rozžehnutí a následný vývoj obdobný vzniku hvězd známých z blízkého vesmíru. V závěru animace je naznačena postupně houstnoucím prostředím vzdálenost od sondy WMAP až k obzoru posledního rozptylu, za nějž prozatím nedohlédneme. Zdroj NASA. (avi/mp4, 13 MB)

 

Odkazy