The quiet chromosphere overlies most of the solar surface. It is in this region, where the dominant physics changes from hydrodynamic to magnetic forces. In contrast to the underlying photosphere, this layer remains rather enigmatic. The only way to obtain reliable empirical information on the magnetic fields is via the measurement and physical nterpretation of polarization signals in spectral lines. Since the Zeeman effect is useless in the quiet chromosphere, we turn our attention to the scattering polarization and the Hanle effect. I will show that the spectropolarimetric observations and the detailed radiative transfer modeling of the hydrogen H-alpha line allow us to determine not only a lower limit of the magnetic field strength but they also reveal an existence of a significant gradient of the field strength right below the chromosphere-corona transition region.

Stars with the B[e] phenomenon are a very heterogeneous group of emission line stars with strong near- and mid-infrared excess due to hot and warm circumstellar dust. Based on these characteristics, the group of B[e] stars was found to consist of stars in quite different evolutionary phases, ranging from pre-main sequence (Herbig stars) to post-main sequence phases (compact planetary nebulae and supergiants). Especially the B[e] supergiants, though studied in great detail, are far from being understood. About 15 B[e] supergiants are known to exist in the Magellanic Clouds, and I will first describe the difficulties in finding B[e] supergiants in our Galaxy. Then I will discuss the problematics in determining their proper place in the evolutionary path of massive stars. Finally, I will discuss the rather speculative but nevertheless interesting idea whether B[e] supergiants might result from massive binary mergers.

Spin of an accreting black hole can be determined by spectroscopy of the emission and absorption features produced in the inner regions of an accretion disc. We will discuss the method employing the relativistic line profiles of iron in the X-ray domain, where the emergent spectrum is blurred by general relativistic effects. Precision of spectra fitting procedure could be compromised by inappropriate account of the angular distribution of the disc emission. Often a unique profile is assumed, invariable over the entire range of radii in the disc and energy in the spectral band. An isotropic distribution or a particular limb-darkening law have been frequently assumed, although some radiation transfer computations exhibit an emission excess towards the grazing angles (i.e., the limb brightening). By assuming a rotating black hole in the centre of an accretion disc, we perform radiation transfer computations of an X-ray irradiated disc atmosphere (NOAR code) to determine the directionality of outgoing X-rays in the 2-10 keV energy band. Based on these computations we produce a new extension to the KY software package for X-ray spectra fitting of relativistic accretion discs. We study how sensitive the spin determination is to the assumptions about the intrinsic angular distribution of the emitted photons. We find that on the whole the isotropic directionality reproduces the simulated data to the best precision. Our results also suggest that an improper usage of limb darkening can partly mimic a steeper profile of radial emissivity. We demonstrate these results on the case of MCG-6-30-15 observed with XMM-Newton, for which we construct confidence levels of chi-squared statistics, and on the simulated data for the future X-ray IXO mission.

Na podzim loňského roku jsme dělali zkušební pozorování s dánským 1.54-m dalekohledem na La Silla. Popovídám o tom, jak naše pozorování na La Silla probíhala a o podmínkách, zkušenostech a zážitcích, které jsme tam ziskali.

Ve své prezentaci budu hovořit především o nálezu velmi vzácného meteoritu Bunburra Rockhole v rámci projektu Pouštní bolidové sítě v JZ Austrálii a našem podílu na tomto unikátním výsledku. Předcházel mu poměrně nenápadný bolid, který krátce před svítáním v sobotu 21. července 2007 začal svítit nad rozsáhlými oblastmi Nullarborské planiny v Jižní Austrálii. V maximu dosáhl -9. magnitudu a po téměř 5 sekund takto osvětloval pustou pouštní krajinu. Tento průlet zaznamenaly dvě východní automatické stanice Pouštní bolidové sítě a to jak na fotografický film, tak citlivými fotometry. Bez těchto záznamů by tento úkaz zůstal zcela nepovšimnut, protože byl příliš slabý na to, aby ho zachytily různé globální systémy a příliš daleko od civilizace, aby byl pozorován náhodnými svědky. Díky záznamům z těchto dvou stanic se ale tento případ stal jedním z nejpřesněji dokumentovaných pádů meteoritu v historii. Z fotografických snímků jsme určili nejen světelnou dráhu tělesa v atmosféře a jeho původní dráhu ve Sluneční soustavě, ale také pádovou oblast, kde měly ležet jeho zbytky ve formě malých meteoritů. To byla v tomto případě velmi složitá úloha, protože těleso pohaslo relativně vysoko, necelých 30 km nad zemským povrchem a let po temné dráze trval pro nejpravděpodobnější hmotnost meteoritu kolem 100 gramů dlouhých 6 minut. Během této doby byly jednotlivé meteority zaneseny výškovým prouděním v atmosféře o mnoho kilometrů. Velkým úspěchem tedy je, že všechny 3 dosud nalezené meteority o hmotnostech 174, 150 a 15 gramů byly ve vzdálenosti pouze do 100 metrů od vypočtené polohy pro odpovídající hmotnosti. Hlavní výjimečnost tohoto případu ale spočívá ve složení meteoritu a jeho původní dráze. Těleso se totiž před srážkou se Zemí pohybovalo na velmi vzácné dráze typu Aten, kdy naprostá většina jeho dráhy ležela uvnitř dráhy zemské. Ještě vzácnější se však ukázal být sám meteorit – jedná se o tzv. achondrit a je klasifikován jako vzácný typ bazaltické vyvřelé horniny což znamená, že pochází z relativně velkého tělesa. Bylo to vůbec poprvé v historii, kdy jsme měli v rukou achondrit s tzv. rodokmenem. Navíc na základě podrobných analýz bylo objeveno, že se jedná o anomální typ achondritu, který se sice nejvíce podobá tzv. eukritům, nicméně v některých parametrech se od nich natolik významně liší, že je brán jako dosud neklasifikovaný typ této skupiny meteoritů. Výjimečnost tohoto případu podtrhuje fakt, že hlavní výsledky naší práce byly publikovány loni v září v prestižním časopise Science. Na závěr přednášky se v krátkosti ještě zmíním o nejvýznamnějších aktuálních výsledcích z našich pozorování ve Střední Evropě.

Observations of Ellerman bombs (EBs) show them as short-lived, compact and well spatially localized emissions that are well observable in the wings of the H-alpha hydrogen line. The H-alpha line profiles of EBs are characterized by deep absorption at the line center and enhanced emission in the wings with maximum at ± 0.1 nm from the line centre, fading around ± 0.5 nm. EBs may be also observed in the chromospheric Ca II lines and in UV as a bright points often located within active regions. In the analysis we used observations of EBs obtained in the H-alpha line and in UV range at 160 nm. This one--hour long simultaneous sequence, obtained with high temporal and spatial resolution, was used for the analysis of the correlations between H-alpha and UV emission. We also made some theoretical simulations of the EBs emission using NLTE codes with model atmosphere. The comparison between observations and the theoretical calculations allowed us to conclude about the structure of EBs.

I will discuss some of the evidence for the presence of debris material in the immediate vicinity of white dwarf stars (< 1 Rsun). Chemical analysis of the material that presumably accreted onto the surface of these white dwarfs often suggests a link with the tidal disruption of asteroids and minor planets and the formation of a debris disc. In addition, infrared observations do indicate the presence of warm discs associated with these white dwarfs. Because this phenomenon is apparent in a substantial fraction of white dwarfs, it must be representative of the likely fate of the Solar system.

I will discuss the work I have been doing here in Prague in collaboration with Richard Wunsch, Jan Palous and also with Ant Whitworth at Cardiff University in the UK. I will present results from our detailed 3D AMR and SPH numerical study of the fragmentation of expanding gaseous shells. I will explore the limitations of the thin-shell model traditionally used to model these systems and describe a new and superior model which takes into account the boundary conditions on the shell surfaces. In particular, I will explain how the pressure felt by the shell influences the masses of fragments produced. Finally, I will show how the process of accretion in shells can lead to a very top-heavy fragment mass function and discuss the implications this has for the triggering of star formation.

A population of small main-belt asteroid pairs residing on very similar heliocentric orbits has been found and studied recently (Vokrouhlický and Nesvorný, Astron. J. 136, 280, 2008; Pravec and Vokrouhlický, Icarus 204, 580, 2009; Vokrouhlický, Astron. J. 137, 111 2009). These asteroid pairs show some common properties: they are ubiquitous with pairs found throughout the asteroid population, pair members are separated with low relative velocities (as low as 0.17~m/s), they are young with most pairs separated less than 1 Myr ago, and their sizes and mass ratios overlap with the population of orbiting, bound binary systems. Previous investigations of binary asteroids suggest that they were formed from parent bodies spinning at a critical rate by some sort of fission or mass shedding process (Pravec and Harris, Icarus 190, 250, 2007; Scheeres, Icarus 189, 370, 2007; Walsh et al., Nature 454, 188, 2008), however the possibility that these two populations of asteroid pairs and binaries were related was intriguing but lacked of bservational data. In our recent paper (Pravec et al., Nature 466, 1085, 2010), we reported on a systematic observation campaign of spin rates, relative sizes and shapes of paired asteroids which enables this population to be analyzed. Two key characteristics of the asteroid pairs population appear: the primary spin rate is correlated with the mass ratio between a pair's components, and there is a cut-off in mass ratios of asteroid pairs above a value of 0.2. Both of these results are predicted by the rotational fission process hypothesized in Scheeres (Icarus 189, 370, 2007), and suggests this or a similar process as the genesis of the asteroid pairs and by implication as a fundamental process in the formation of asteroid binary systems. This formation mechanism is distinct from previous hypotheses to explain the population of orbiting, bound binary asteroid systems (Walsh et al., Nature 454, 188, 2008).

I když téměř čtvrtina energetické bilance vesmí­ru má být ukryta v tzv. temné či skryté hmotě, zatí­m se stále nedaří­ odhalit její­ podstatu. Jak hledají­ a poznávají­ temnou hmotu astronomové? Jaké experimenty provádějí částicoví­ fyzici ve svých podzemní­ch laboratoří­ch? A jak mohou pomoci data z umělých družic? V přednášce bude podán přehled současných přímých i nepřímých metod detekce temné hmoty a budou shrnuty dosavadní výsledky nejvýznamnější­ch experimentů, zabývají­cí­ch se její­m hledání­m.