I spent the last two years in Japan working with the Hinode satellite. In the first part of the talk, I will introduce the scientific instruments on board and show some examples of the observed data. In the second part, I will talk about my own research that is focused on the penumbral fine structure. It is based on the analysis of spectropolarietric measurements using the inversion codes.

Binární rentgenové zdroje jsou velice aktivní systémy, v nichž probíhá akrece hmoty na kompaktní objekt, jímž je bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Tyto objekty představují důležité laboratoře pro studium akrečních procesů na kompaktní objekt a jejich výzkum je významnou součástí moderní astrofyziky. Během této akrece dochází k emisi záření prostřednictvím různých mechanismů, a to ve velice širokém spektrálním pásmu. Binární rentgenové zdroje jsou díky působení rozličných vlivů (fyzikálních i geometrických) aktivní na velice široké časové škále, od zlomku sekundy až po desetiletí, nemluvě o vývojových změnách. Právě dlouhodobá aktivita těchto systémů na škálách let a desetiletí (tedy kam až sahají dostupná pozorování) je dosud jen málo prozkoumána, přestože má často největší amplitudu a je velmi důležitá pro porozumění v nich probíhajícím fyzikálním procesům. V této přednášce uvedeme přehled toho, co nám umožňují dosavadní rentgenové monitory. Rovněž uvedeme základní fyzikální procesy, které dle dosavadních poznatků řídí dlouhodobou aktivitu binárních rentgenových zdrojů. Jedná se zejména o termální nestabilitu akrečního disku, změny množství přenášené hmoty a termonukleární reakci na povrchu bílého trpaslíka. Uvedeme také, jakou roli tyto mechanismy hrají při interpretaci pozorované aktivity systémů.

Black holes are extremely simple astrophysical objects. They are fully characterized by two parameters only: their mass and spin. Mass simply sets the system scale, while spin changes the geometry and fundamentally conditions the ways in which black holes interact with their environments. The determination of black-hole masses has been possible for some time already by dynamical measurements. However, inferring spins is much harder task. Only recently, accretion disk theory has reached the state, where it can be used to probe the strong-gravity region close to the hole and to make specific spin estimates. The talk will review three basic methods that can be used to estimate black-hole spins, their principles and limitations. I will also present the current best model for spectral fitting (SLIMBB) that is developed in a Prague-Warsaw-Harvard collaboration.

Pozorování spekter meteoroidů z roje Geminid ukázalo, že tato tělesa jsou silně ochuzena o sodík. Abychom vysvětlili zmíněnou skutečnost, vyvinuli jsme kvantitativní model úniku sodíku z meteoroidů v důsledku jejich zahřívání v blízkosti Slunce. Zjistili jsme, že Geminidy mohou ztratit téměř všechen sodík za několik tisíc let, pokud jsou složeny ze zrn o velikostech do ~100 um. Pozorované variace obsahu sodíku ve spektrech Geminid vysvětlujeme rozdílnou zrnitostí jednotlivých meteoroidů. Ochuzení o sodík rovněž očekáváme u dalších rojů, které mají vzdálenost perihelu menší než ~0.2 AU. V našem modelu předpokládáme, že meteoroidy jsou tzv. „prachové koule“ složené z dílčích zrn a obsahující systém vzájemně propojených pórů. Zrna pak mají nulovou porositu a obsahují běžné minerály, známé z meteoritů a meziplanetárních prachových částic, včetně malého množství minerálů obsahujících sodík. Únik sodíku probíhá podle našeho modelu ve třech krocích: (i) difuze atomů Na z příslušných minerálů k povrchu zrn, (ii) tepelná desorpce z povrchů zrn do pórového systému, (iii) difuze systémem pórů k povrchu meteoroidu a únik do prostoru.

Optical spectra of prominences from the HSFA-2 obtained with high spectral and temporal resolution have been processed in order to determine parameters derivable from the line profiles (like integrated intensity, Doppler velocity, etc.). In the first part of my talk I will describe a method how to obtain calibrated spectra from HSFA-2. In the second part I will talk about a substantial problem of elimination of the scattered light. Preliminary results and future prospects will be described in the last part.

Optical spectra of prominences from the HSFA-2 obtained with high spectral and temporal resolution have been processed in order to determine parameters derivable from the line profiles (like integrated intensity, Doppler velocity, etc.). In the first part of my talk I will describe a method how to obtain calibrated spectra from HSFA-2. In the second part I will talk about a substantial problem of elimination of the scattered light. Preliminary results and future prospects will be described in the last part.

White dwarfs are the primary end products of stellar evolution. Studies of their mass, radius, core and surface compositions as well as their magnetic properties help establish physical links between main-sequence progenitors and white dwarf stars. We have used the telescopes at the ESO (NTT and VLT), KPNO, and CTIO to explore the population of high proper motion white dwarfs. These observations have revealed a number interesting stars, in particular white dwarfs with extremely low mass (M < 0.2 M_solar), which could have only formed through binary star evolution. I will talk about our studies of the white dwarf population including our recent discoveries of these extremely low mass white dwarfs. Our kinematical study of these objects uncovered the tip of a population of very old low mass white dwarfs.

The interaction between the ionizing radiation emitted by massive stars and the interstellar medium plays a crucial role in star formation at all epochs. We have implemented a new 3D algorithm into the Smoothed Particle Hydrodynamics code SEREN, for including the dynamical effects of this interaction. We will present numerical simulations and we will show several examples of expanding HII regions. In particular we will describe the evolution of the HII region with the exciting star placed i) at the centre of a spherical cloud, ii) at the edge of a spherical cloud, and iii) outside and far away of a spherical clump. Using these examples we will discuss conditions under which the ionizing radiation triggers star formation.

Během posledních několika let byly z Evropské a  Australské bolidové sítě vyfotografovány bolidy příslušející několika hlavním meteorickým rojům. U jednotlivých rojů byly na základě různých metod studovány jejich fyzikální vlastnosti, světelné křivky meteorů a jejich heliocentrické dráhy. Téměř sto zařazených meteorů přísluší k šesti rojům, kterými jsou Orionidy, Geminidy, alfa-Capricornidy, Jižní-delta Aquaridy, Leonidy a Perseidy a jejich fyzikální vlastnosti byly studovány na základě výšek začátků a konců bolidů, zdánlivých ablačních koeficientů a dynamických tlaků ve výškách fragmentace či koncovém výbuchu. Provedeno bylo také srovnání základních vlastností rojových bolidů s bolidy, u kterých je pravděpodobnost pádu meteoritu. Z tohoto srovnání vyplývá, že existuje možnost pádu malého meteoritu z roje Geminid.