Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 27 – vyšlo 24. července, ročník 13 (2015) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

27/2015

Observatoř CTA – nová éra pozemské gama astronomie

Petr Kulhánek

Gama záření nese informace o nejenergetičtějších procesech ve vesmíru. Přichází z okolí černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. a neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., z aktivních galaktických jaderAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. a samozřejmě je nedílnou součástí kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.. Naše atmosféraAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. je pro gama obor elektromagnetického záření neprůhledná, a tak by se mohlo zdát, že při jeho pozorování jsme odkázáni jen na kosmické sondy a družice. Jedna možnost ale přece jen existuje. Pokud interaguje vysoceenergetický fotonFoton – 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. záření gama s horní vrstvou atmosféry, vznikne celá sprška sekundárních částic, které zasáhnou povrch ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. na rozsáhlém území. Tyto sekundární spršky objevil francouzský fyzik Pierre Auger. Jeho jméno nese také největší observatořPierre Auger – dosud největší projekt pro sledování kosmického záření, pojmenovaný podle objevitele spršek kosmického záření. Observatoř tvoří celkem 24 fluorescenčních detektorů a 1 600 Čerenkovových detekčních stanic pokrývajících území 3 000 km². Jako vhodné místo byla zvolena Argentina, oblast Pampa Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu, jehož realizace započala v roce 2005, je zapojena i Česká republika. Observatoř je v plném provozu od roku 2007. V původním projektu se uvažovalo i o observatoři na severní polokouli, ta se ale z finančních důvodů nerealizovala. sledující tyto částice. V Augerově spršce se nacházejí i nabité částice letící nadsvětelnou rychlostí, tedy rychleji, než se šíří světlo v zemské atmosféře. Nadsvětelná nabitá částice za sebou táhne modravý kužel elektromagnetického záření (tzv. Čerenkovova zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.). A právě toto záření, které je nepřímým svědkem gama fotonu přiletivšího k Zemi, mohou zachytit některé specializované pozemské přístroje. Stavba observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array), největší observatoře tohoto druhu, započne už v letošním roce.

Umělecká vize observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array, Čerenkovovo pole dalekohledů). Uprostřed oblasti budou čtyři velké dalekohledy (LSTLST – Large Size Telescope, dalekohled o průměru 24 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).) obklopené středními dalekohledy (MSTMST – Medium Size Telescope, dalekohled o průměru 12 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).) a malými dalekohledy (SSTSST (Small Size Telescope) – dalekohled o průměru 6 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).).

GRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy. Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. Kosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Pozemská gama astronomie

Přímé informace o záření gama získáváme z družic a sond. K prvním patřila síť špionážních družic VELA (1969–1979), která objevila gama zábleskyGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy. přicházející přibližně dvakrát denně z hlubin vesmíru. První vědeckou observatoří pro gama obor se stala družice COMPTONCOMPTON – Compton Gamma Ray Observatory (CGRO), první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po americkém fyzikovi Arthuru Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku, a to za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanizmus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice. (1991–2000), ze současných přístrojů jmenujme alespoň družicovou observatoř FERMIFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). (2008). Na povrch Země gama záření z vesmíru neproniká, a tak můžeme sledovat fotony s extrémní energií jen nepřímo. Nabité částice ze sekundární spršky, které se pohybují nadsvětelnou rychlostí v atmosféře, za sebou vlečou kužel Čerenkovova zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. (obdobně vzniká za nadzvukovým letadlem akustická rázová vlna). Toto modrofialové éterické světlo je zprostředkovaným poslem informací o původní částici. V letech 1992 až 2002 sledoval toto záření experiment HEGRAHEGRA – High Energy Gamma Ray Astronomy, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledovaly Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Experiment HEGRA byl budován od roku 1992 a jeho činnost byla ukončena v roce 2002. Experiment byl umístěn na ostrově La Palma (Kanárské ostrovy) ve výšce 2 200 m a vybudovali ho vědci z Max Planck Institutu. Každý z dalekohledů měl plochu 8,2 m². Citlivost: 0,5÷10 TeV. (pětice dalekohledů o průměru 3,9 m na Kanárském ostrově La Palma). Od roku 2003 pracuje v Namíbii soustava pozemních dalekohledů HESSHESS – High Energy Stereoscopic System, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Dalekohledy umístili v Namíbii vědci z Max Planck Institutu. Zkratka projektu má připomínat Viktora Hesse, který objevil v roce 1912 kosmické záření. Dalekohledy projektu pracují od roku 2003. Průměr čtyř zrcadel je 12 metrů, centrální přístroj má průměr 28 metrů. Celková sběrná plocha je 614 m². Citlivost detektorů: 0,1÷1 TeV.. Dnes jde o pět dalekohledů, průměr čtyř zrcadel je 12 metrů, centrální přístroj má průměr zrcadla 28 metrů. Poslední přístroj byl postaven v roce 2012. Dalším systémem je MAGICMAGIC – Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov, pozemní detektor záření gama, který sleduje Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Jde o dvojici dalekohledů na Kanárském ostrově La Palma. První byl uveden do provozu v roce 2003, druhý v roce 2009. Povrch každého ze zrcadel má plochu 236 m², průměr je 17 metrů. Na stavbě se podílelo 17 institucí z různých zemí světa, k nejvýznamnějším patří MPI z Německa., jehož první dalekohled byl zprovozněn v roce 2003 na Kanárském ostrově La Palma, druhý byl postaven v roce 2009. Tyto dalekohledy mají zrcadla o průměru 17 metrů. Od roku 2005 je v americké Arizoně v provozu čtveřice Čerenkovových dalekohledů VERITASVERITAS – Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, soustava čtyř pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Průměr zrcadel je 12 metrů, sběrná plocha každého segmentovaného zrcadla 75 m². Soustava je od roku 2005 v provozu na observatoři FLWO (Fred Lawrence Whipple Observatory) na Mount Hopkins v Arizoně. Citlivost detektorů: 0,1÷10 TeV. (průměr každého přístroje je 12 metrů). Všechna tato zařízení jsou schopna zachytávat Čerenkovovo záření nabitých spršek způsobených primárním fotonem o energii řádově v rozsahu 0,1 TeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. až 10 TeV. Detaily o těchto observatořích naleznete v přehledovém bulletinu AB 48/2005, přístroji MAGIC II je věnován bulletin AB 27/2009.

Čtveřice dalekohledů HESS v Namíbii. Zdroj: University of Leicester.

Poněkud jiného typu je observatoř Pierra Augera. Její primárním cílem je detekce sekundárních spršek z kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku., tedy nikoli jen z fotonů. Observatoř tvoří celkem 24 fluorescenčních detektorů (speciálních dalekohledů, které snímají UV fluorescenci vzduchu při průletu nabité částice) a 1 600 Čerenkovových detekčních stanic (vodních tanků s fotonásobičiFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu., jež detekují Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. ve vodě) pokrývajících území 3 000 km² v argentinské pampě Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu, jehož realizace započala v roce 2005, je zapojena i Česká republika. Observatoř je v plném provozu od roku 2007 a má za sebou řadu úspěchů. V původním návrhu se uvažovalo i o observatoři na severní polokouli, ta se ale z finančních důvodů nerealizovala. Podrobnosti o observatoři Pierra Augera naleznete v bulletinech AB 26/2007 a AB 46/2007. 

Princip observatoře Pierra Augera. Ve vodních tancích vzniká při průletu nabité částice Čerenkovovo záření, které je zachyceno fotonásobiči na stěně nádoby. Měření je doplněno scintilačními dalekohledy. Detektory zaujímají území o rozloze 3 000 km². Zdroj: University of Chicago.

Polohy nejvýznamnějších observatoří pozemské gama astronomie.

CTA – Čerenkovovo pole dalekohledů

V současnosti vrcholí přípravy stavby obřího pole Čerenkovových dalekohledů CTA (Cherenkov Teleskope Array). Podle odborníků půjde o průlom v pozemské gama astronomii. Pole CTA by mělo v budoucnu nahradit zatím sice funkční, ale přesto již dosluhující observatoř Pierra Augera. Podle dosavadních plánů vzniknou dvě observatoře: na jižní polokouli se bude stavět v Chile (Mt Paranal) a na severní polokouli vznikne observatoř na Kanárském ostrově La Palma. Observatoře budou tvořeny třemi typy dalekohledů o průměrech 24 metrů (LSTLST – Large Size Telescope, dalekohled o průměru 24 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).), 12 metrů (MSTMST – Medium Size Telescope, dalekohled o průměru 12 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).) a 6 metrů (SSTSST (Small Size Telescope) – dalekohled o průměru 6 metrů, který bude součástí nově stavěné observatoře CTA (Cherenkov Telescope Array).). Odrazné plochy jsou složené z menších segmentů. V jižní observatoři bude na území o rozloze 3 km² rozmístěno v první fázi 32 dalekohledů SST, 23 dalekohledů MST a 4 dalekohledy LST. Severní observatoř bude menší, pokryje území o rozloze 1 km² a bude v ní v první etapě 8 dalekohledů SST, 17 dalekohledů MST a 4 dalekohledy LST. Hlavním cílem CTA je detailní prozkoumání vysoceenergetického okna, které „otevřely“ přístroje HESS, MAGIC a další. Pole CTA by mělo být zprovozněno po roce 2020, předpokládá se, že pokryje celý rozsah energií od 0,1 TeV do 10 TeV a po dalším rozšíření by observatoř měla umět zachytit i signál z částic s energií přesahující 100 TeV. K základním úlohám bude patřit výzkum kosmického záření (zde bude CTA v jistém smyslu navazovat na observatoř Pierra Augera), studium urychlování částic v okolí černých děr, testování teorie relativity a hledání projevů fyziky za hranicemi standardního modelu elementárních částic.

Na stavbě této nejvýznamnější gama observatoře světa se podílí přes 1 000 vědců z 27 zemí, Českou republiku nevyjímaje. Celkově bude mít observatoř v budoucnosti 120 dalekohledů a její cena by měla být přibližně 200 milionů euro (5,6 miliardy Kč). Jde zhruba o sedminu částky, kterou zatím stála stavba pražského tunelu Blanka.

Malý dalekohled (SST) soustavy CTA, jeho průměr je „jen“ 6 metrů. Zdroj: [2].

Kamera CHEC (Compact High Energy Camera) vyvíjená ve Velké Británii je určená pro malé dalekohledy SST, které budou v obou částech observatoře zastoupené nejvíce. Zdroj: University of Liverpool.

Česká účast na projektu

Česká republika se na projektu CTA podílí od samého počátku. Ve Společné laboratoři Optiky Univerzity Palackého a Fyzikálního ústavu AV ČR v Olomouci se proměřují mechanické a optické vlastnosti odrazných vrstev zrcadel pro projekt CTA a budou se zde vyrábět některé segmenty odrazných ploch. Pracovníci z České republiky se také angažovali při výběru vhodného místa pro výstavbu severní a jižní části observatoře. Navrhli, vyrobili a rozmístili celooblohové kamery na místa vytipovaná pro stavbu a podíleli se na zpracování dat z meteorologických družic. V letošním roce byla po mnoha peripetiích vybrána z devíti kandidátských míst dvě finální: ostrov La Palma pro severní část observatoře a chilský Mt. Paranal pro jižní část. Čeští vědci uvažují o instalaci upravené robotické kamery FRAM (10°×10°), která by využila mnohaleté zkušenosti s obdobným zařízením na Observatoři Pierra Augera. České aktivity v projektu CTA jsou velmi rozsáhlé a jejich koordinátorem je RNDr. Petr Trávníček z Fyzikálního ústavu AV ČR.

Nám nezbývá, než se těšit na období po roce 2020, kdy bude tato nebývalá observatoř dostavěna. Zmapovány by měly být ticíce zdrojů gama záření, což umožní pochopit původ vysoceenergetických částic přicházejících z vesmíru. Zapojení České republiky do tohoto prestižního projektu znamená, že máme šanci být součástí výzkumu na hranici poznání lidské společnosti a být u zásadních objevů, které jistě tato observatoř přinese.

Observatoř CTA (Cherenkov Telescope Array) (mp4/h264, 17 MB)
Zdroj: Servicio Multimedia.

Odkazy