OBSAH:
Rozhovor s doc. Lubošem Kohoutkem
Katalog jsem vydal v roce 1967 s docentem Perkem, který byl
mým šéfem v Astronomickém ústavu na Budečské v Praze, kam
jsem nastoupil po svých studiích v Brně a Praze. Předtím byl
v planetárních mlhovinách značný nepořádek, existoval
katalog od Voroncova-Veljaminova, ještě starší byl od
Curtise, takže jsem to chtěli trochu napravit. No, a od té
doby jsem vydal celkem čtyři dodatky.
To byl také jeden z účelů. Mapky se někdy získávaly dosti
pracně a mnohdy nebyly vůbec k sehnání, takže jsme se je
snažili u všech 1036 mlhovin nějak získat nebo pořídit.
Cílem bylo, aby se mlhoviny mohly dál pozorovat. A ten cíl,
myslím si, byl splněn.
Tehdy jsme ještě byli schopni dát tam pozorovací údaje,
v současnosti to již možné není. Mezitím přibyla taková
spousta údajů (a je i víc mlhovin), že poslední katalog,
který vydala Ackerová a spolupracovníci ze Štrasburgu ve
Francii, je asi dvojnásobkem katalogu z roku 1967. Ne však
pro dvojnásobek objektů, ale hlavně proto, že je v něm hodně
nové literatury.
To byla Nova Vulpeculae 1968 číslo dvě. Když jsem pozoroval
Schmidtovou komorou v Hamburku tu novu číslo jedna, tak jsem
asi stupeň od ní našel další objekt, hvězdu s emisními
čarami, která předtím neexistovala. Čili další novu. Tu
jsem potom dál sledoval spektrálně i na přímé fotografii.
A ta kometa byla také v okolí - pokud si vzpomínám, byla to
kometa 1969b, která zůstala slabou, takže pro veřejnost
nezajímavou.
V článku, který vyšel o kometě 1973 v loňském osmém čísle
časopisu Vesmír, na začátku píši, že objevování komet je
výsledkem úsilí, možností profesionálních astronomů,
amatérského zájmu a šťastných náhod. Já jsem začal
s astronomií jako amatér, a i když je astronomie teď mým
povoláním, vždy ve mně byla ta amatérská, řekněme, schopnost
dívat se na snímky pořízené například tou Schmidtovou
komorou. Což možná někteří profesionálové nemají.
Mnoho desek někde leží měsíce, než jsou pečlivě prohlédnuty.
Příkladem může být kometa Ikemura-West-Kohoutek. Byla
pořízena deska, nebo dvě, na La Silla, a Richard West, který
je na Jižní observatoři zaměstnán, se dostal k jejímu
prohlédnutí až později. Objevil na ní kometu, ale ze dvou
pozic, zhruba s rozdílem jedné hodiny, se spočítat dráha
nedala. No, a já jsem tu kometu našel v březnu 1975.
Samozřejmě, že jsem nevěděl, že se jedná o kometu West, to
dal dohromady až Brian Marsden. Protože však tenkrát byla
jen díra mezi mraky, nebyl jsem schopen zjistit směr jejího
pohybu. To nakonec zachránil Japonec Ikemura, který ji také
pozoroval.
S docentem Lubošem Kohoutkem při jeho návštěvě v Brně rozmlouval Jiří Dušek.
Nazdar Apači!
Tak je to tady. Stále častěji se můžete odvážit trávit večery u všech
těch Sometů, děláků, Newtonů a Cassegrainů, tlustých i tenkých, jen ve
svetrech, s trochou kofeinu v krvi a nemusíte se bát, že na několik
týdnů ulehnete do vyhřátých peřin. Přes den je venku teplo a sílící
paprsky Sluníčka šimrají pod nosem stále víc a víc a svádí každého,
aby si lehl do trávy a jen tak koukal. A v noci je svět snad ještě
hezčí. Chodí se spát nad ránem, kdy ptáci vesele cvrlikají, a vůbec
všechno kolem je veselejší a radostnější.
A obloha? V tuto roční dobu se sice nemůžeme kochat krásami zimní
Mléčné dráhy ani nádherou Letního trojúhelníku (i když trochu ještě
a už taky), ale vzdálenost a mohutnost toho všeho, co je na jaře vidět,
nás musí uchvátit, ne-li víc, tak alespoň stejně jako obloha zimní
nebo letní. A nejenom vzdálenost, ale i krása hvězdných světů na
pokraji naší Galaxie v každém jistě zanechá nějakou tu stopu.
Množství galaxií, které schouleny jedna k druhé mrkají na roztažené
panenky a ztrácejí se v nepravidelných intervalech, je podívanou tak
nádhernou, že snad ani není v silách jednoho člověka ji popsat.
O tom však vyprávět nechci. Chtěl bych vás informovat o tom, co může
zcela normální apač dělat ve městě, kde podmínky na
"mlhavou"astronomii nejsou zcela ideální, a kterému nezbývá, než se koukat po
dvojhvězdách či proměnných.
Uznávám, že to možná vypadá trochu pesimisticky (situace ale není až
tak hrozivá - viz druhý spisek Knihovničky APO Příliš světlá
obloha), ale až na pár výjimečných nocí (nebo když máte velký
dalekohled) to tak je. Proto jsem se rozhodl nabídnout podobně
postiženým pozorovatelům několik nejen pěkných, ale i zajímavých proměnných
hvězd.
Začneme v souhvězdí, které kraluje jarní obloze. Lev je nyní nad
obzorem téměř celou noc, a proto je nejvhodnější začít s proměnnými
právě v těchto místech. Dovolím si nepochybovat o tom, že většina
z vás už minimálně stokrát koukala do míst, kde je na obloze bez
dalekohledu vidět pouze mírně naoranžovělá hvězda - Algieba. Při
pohledu větším dalekohledem se rozpadne na dvě podobně jasné
a oranžové složky, což je všeobecně známo, a bylo by tedy celkem
zbytečné pokoušet se to popsat (asi nejlépe, co jsem kdy četl nebo
slyšel, to už za nás všechny udělal Leoš v Astru č.2-3 z roku 1991)
a tak se spíše zaměříme na docela slaboučkou a nenápadnou hvězdičku
poblíž. Málokdo to asi ví, ale právě v těchto místech se nachází jedna
z nejznámějších a nejjasnějších hvězd řazených do škatulky eruptivní
proměnné, tj. typu UV Ceti.
AD Leo je necelé 4 úhlové minuty
západně od gamma Leo (viz reprodukovaná mapka, zhotovená Leošem
Ondrou na základě mapky AAVSO) vidět už i v menším dalekohledu (průměr
vstupní pupily doporučuji asi 10 a více centimetrů) a pro pozorovatele
by mohla býti zajímavá svými charakteristickými zjasněními, kterých má
za noc hnedle několik. A to je výzva pro vás. V knize Vzpychivajuščije
zvezdy (napsal ji Garzadjan a vyšla v Moskvě roku 1973 - všem vám ji
doporučuji) jsem se sice dočetl, že v maximu zjasnění by měla být
o 1.8 magnitudy jasnější, ale to platí jen pro fotometrický obor
B a U (v U i o něco víc). Jak se zjasnění projevují v oboru V, tedy
v tom nejbližším, co vidíme, se však taktně mlčí. Koho by to také
mohlo zajímat. Vždyť dnes má každý doma fotometr... Leošovi Ondrovi
(píše o tom v jednom z loňských TPO) se však podařilo najít původní
práci S. L. Hawleyho a B. R. Pettersena, kde je reprodukována světelná
křivka jedné z největších erupcí, zaznamenané simultánně několika
observatořemi (viz obr.). Z ní vyplývá, že by to ve vizuální oblasti
nemuselo být až tak marné. Tak vás prosím, zkuste to. Já to budu
teď na jaře paralelně s vámi zkoušet fotometrem v Brně, a uvidíme jak to
dopadne. (Okolí Algieby je ale zajímavé ještě z jednoho
důvodu. Zhruba dva stupně severozápadně od ní leží radiant
slavného roje Leonid, jehož původcem je kometa Tempel-Tuttle.) K tomu
všemu bych snad ještě dodal, že AD Leo není fyzickým průvodcem
Algieby, leží jen 16.3 světelných let od Slunce, kdežto gamma je
desetkrát dál.
Když se posuneme od Algieby kousek na sever, do hlavy Lva,
s přiloženou mapkou snadno najdete jednu takovou nenápadnou zákrytovou
proměnou SAO 80992. Na tuhle hvězdu mě kdysi upozornil
Martin Navrátil z Hradce a dal mi mapku, abych ji pozoroval fotometrem
nebo okem. Já jsem se k tomu však nedostal, a tak apeluji na vás. Je
nová a celkem jasná. V BAV Rundbrief a taky ve zpravodaji
Perseus už sice vyšlo, že tato hvězda má již definitivní označení DU Leonis
a byly už též publikovány elementy, to však nebrání nikomu, aby se
na ni podíval a získané elementy zkontroloval, popřípadě poopravil.
V maximu má 9.22 mag, v minimu 9.92 mag, perioda byla stanovena na
1.3742 dne, M° = 47 999.615, pokles v sekundárním minimu činí 0.7 mag
a nejbližší minima by měla nastat v těchto nocích:
O něco dál se (v prostoru i na obloze) nachází proslulá mirida R Leo.
Zkusili jste si někdy někdo odhadnout, která hvězda se vám zdá
nejčervenější? Mě to napadlo jednoho pěkného sobotního podvečera
v Brně na hvězdárně a kouknul jsem se po několika málo hvězdách typu
Mira Ceti. (Jinak viz též poslední číslo časopisu Kozmos, kde
se Jirka Dušek v noční obloze zmiňuje o uhlíkatých hvězdách a též
jeden z článků v dnešním BT.) To, co jsem viděl v okuláru naší
patnáctky, mně doslova vyrazilo dech. To, jak pěkně se vyjímá ve svém
okolí R Leo, se dá postřehnout i v Sometu, kde je její barva
tak pěkně červená, že se může jít i Betelgeuse klouzat. A vůbec
všechny ...
Když už jsme u těch červených, nemohu se nezmínit o několika jiných,
kterými jsem se toho večera kochal. Snad jen ve stručnosti. R Boo je
dobrá na dělák a vejš, není však tak nápadně červená. Doporučuji.
S UMa je o něco slabší (a bude ještě víc), ale také o něco
červenější. Dobře se hledá. Doporučuji. T UMa je o kousek dál,
o trochu slabší a o trochu míň červená. Také doporučuji.
No, a jako poslední zákrytovou bych vám chtěl doporučit hvězdu RS CVn
alias "skvrnitý pes". Poněkud zvláštní přezdívka pro
zákrytovku, že? Musím vás však ujistit, že zcela trefná. Obě hvězdy
tvořící tento pár jsou totiž doopravdy dost skvrnité, což se projeví
na tvaru jejich světelné křivky. Ale nejen to. Obě rotují stejně
rychle, jako kolem sebe obíhají, a to má za následek vznik mohutných
magnetických polí zapříčiňujících tvorbu obrovských "slunečních
skvrn". Hvězdy jsou podobné našemu Slunci, jsou také pozdním
spektrálním typem primární složky F4 IV-V a sekundární K0, ale doba jejich rotace je mnohem kratší než
u té k nám nejblíže. Takže si to shrňme: Světelnou křivku tvoří
hlavně zákryty, chvilkové anomálie pak erupce, nesféričnost složek
a již zmíněné mohutné skvrny na povrchu obou hvězd. V maximu má 7.93
mag, v primárním je o 1.21 mag a v sekundárním o 0.26 mag slabší.
(Podle této hvězdy se potom jmenuje celá skupina zákrytových
proměnných.) Perioda změn je 4.7981 dne, do
primárního minima si to šine 4 a půl hodiny, na dně vydrží další 3.6 hodiny a pak
se zase 4 a půl hodiny zjasňuje.
Takovéto hvězdy se proměnáři moc nesnaží pozorovat, protože zcela
jistě nechytnou minimum za jednu noc, ale ti zkušenější ji vřele
doporučují pro začátečníky a trpělivce. Tak se těším na vaše pozorování.
Zvládnete ještě několik novinek ze světa zcela nepravidelných
proměnných? Snad ano.
Jak asi většinou všichni víte, v poslední době na obloze pěkná řádka
bílých trpaslíků z těsných dvojhvězd uspořádala efektní ohňostroj
a (pro naše potěšení?) vzplanula coby gigantické vodíkové pumy. Dvě.
Jedna v Kassiopeji, kterou objevil kolem 11. hodiny světového času
7. prosince loňského roku Japonec Kuzuyoshi Kanatsu z prefektury Matsue, Shimae
(v místě, kde ještě 5. prosince o půlnoci středoevropského času nebylo
hvězdy jasnější 10. velikosti) jako hvězdu 6.5 magnitudy, které dle
Briana Skiffa z Lowellovy observatoře předcházela hvězdička pouhé 18.
velikosti (zjasnila se tedy asi 100 000 krát). Tu už asi teď
nespatříte, má 16 mag, ale s velkou pravděpodobností se ještě zjasní
(avšak zdaleka ne na svoji původní úroveň), a tak to zkoušejte. Byla
docela jasná a červenala se.
Zkusili jste se vlastně někdy zamyslet, proč jsou vlastně novy červené? My
tady v Brně jsme se na to ptali Dr. Mikuláška a ten nám sdělil, že
u nov je to jev sice častý, ale čím je způsoben, se přesně neví. Ve
vesmíru je mnoho faktorů, které mohou barvu hvězd ovlivnit.
Nejčastejším důvodem však je, že se většina nov nachází nebezpečně
blízko roviny Mléčné dráhy, kde množství prachu a mezihvězdného smetí
intenzivně rozptyluje především modrou složku viditelného světla
a způsobuje tak onu stydlivkovou barvu (což je pravděpodobně případ
této hvězdy). (Nova Cassiopeiae 1993 totiž leží ve
vzdálenosti 4 až 6 tisíc parseků.)
Na přiložené světelné křivce (sehnal pomocí počítačové sítě Leoš
Ondra) by vás však mělo něco zarazit. Pořádně si ji prohlédněte
a zalistujte ve svých denících. Není podobná té u Novy Cygni
1992, že? Z křivky je patrné, že hvězda místo docela poklidného slábnutí
(s menšími variacemi), nástup na to sice měla (první dva měsíce
klesala o 0.3 mag za deset dní), ale nestalo se tak, "za dne na
den" (po 10. únoru) zeslábla z osmé až deváté hvězdné velikosti hluboko pod
čtrnáct (pokles činil 0.6 mag za den!).
To je zvláštní, ne? Ne však neobvyklé, obdobný zjev byl například
pozorován u jedné z minulého století - T Aurige. Ta byla poprvé
zpozorována 23. ledna 1892 britským amatérem T. D. Andersonem
(připisuje se mu též objev Novy Persei 1901). Dodatečně se
z fotografií zjistilo, (Podle C. P. Gaposchkinova to byla první
dobře pozorovaná nova moderní éry. Například na Lickově observatoři
W. W. Campbell s 36-ti palcovým refraktorem provedl výbornou
spektroskopickou studii hvězdy.) že nepovšimnuta svítila si necelé
2 stupně od b Tauri téměř šest týdnů. Na snímku z 8. prosince
1891 přitom nebyla, kdežto 10. prosince již měla 5.4 mag. Maximum
jasnosti pravděpodobně nastalo 20. prosince (4.4 mag) a do svého
objevu zeslábla na 5. velikost. K své původní jasnosti se pozvolna
blížila ještě celý únor, avšak v březnu začala "padat" a v půli
dubna měla už 15. velikost. Ovšem hned se začala zase zjasňovat,
v srpnu měla 9.5 magnitudy a teprve roku 1897 se opět dostala pod
11.5 mag. Pod 14 mag dokonce až roku 1903, na původní hvězdnou
velikost před výbuchem (15.5 mag) za dalších 22 let. Stejně jako u současné
Novy Cas 1994 byl náhlý pokles jasnosti s největší pravděpodobností
způsoben těsným okolím. Při výbuchu se totiž kolem těchto hvězd
pravděpodobně rozepnula prachová obálka, která je (až do svého
rozptýlení) zastínila.
Dále je teď nad ránem vidět nova nacházející se ve Střelci (a na
druhém programu) a má asi desítku. Takže to taky můžete zkusit. Mapky
vám nepošlu, objednejte si EAI. Stojí za to.
A úplně nakonec lahůdka! V Panně v NGC 4526 je touto dobou vidět
docela jasná supernova, kterou objevil 7. března o půlnoci automatický
vyhledávací systém Leuschner Observatory Supernova Search. Tehdy měla
asi 13 mag, pak se zjasnila (v půlce března na 11.6 mag) a zase začala
slábnout. Jak je teď jasná (článek vznikl ještě před velikonocemi),
není příliš jisté, majitelé větších přístrojů by se o ni ještě ale
mohli pokusit - snad vám dobře poslouží přiložená mapka (průměr 1 stupeň),
kde jsou dokonce vyznačeny jasnosti některých srovnávaček (dle AAVSO).
K tomu snad ještě jednu poznámku - v NGC 4526 (docela jasná) je to už
druhá pozorovaná supernova. Ta první v ní (11'' západně, 27''
jižně od jádra, ta současná je v místech 9'' západně a 7''
severně) byla objevena 23. března roku 1969. Celkově však je nějaká
pochybná, není o ní téměř nic známo - byla slabší (nebo stejně jasná)
16 mag, typ, doba maxima a ostatní údaje se v dostupných katalozích
neuvádějí.
To je pro tentokrát z mé strany vše, a nezbývá mi než vás všechny
pozdravit a popřát mnoho jasných nocí, hlubokých minim a jasných
maxim.
PS: A aby toho nebylo dost, během velikonoc několik nezávislých
pozorovatelů oznámilo objev supernovy 14" východně a 12"
jižně od jádra galaxie M 51. 2.17 dubna UT měla 13.5 mag.
Spatřili jsme ji brněnskou dvackou 7. března a řekli bychom, že
byla jasnější (asi tak o magnitudu).
Zákryty dvojhvězd a vícehvězd Měsícem
V tabulce je uvedeno datum úkazu, jeho čas v UT pro hvězdárnu ve
Valašském Meziříčí (pro jiná místa ČR je třeba počítat s několikaminutovými
odchylkami, nebo použít přepočtu podle ročenky), ADS-číslo
a nejběžnější označení dvojhvězdy, hvězdné velikosti nejjasnějších
složek, elongace Měsíce v okamžiku úkazu ve stupních (90o první
čtvrť, 180o úplněk, 270o poslední čtvrť), poziční úhel
zakrývané hvězdy - obdobně jako poziční úhel složky dvojhvězdy (tj.
sever 0o, východ 90o), poziční úhel severního pólu
terminátoru T, fáze úkazu - D značí vstup do zákrytu, R výstup,
a nakonec poznámka - 'bin' označuje vizuální dvojici se známou
orbitou, a symbol '3*' či '4*' vyjadřuje počet složek vícehvězdy
a současně je i odkazem na obrázek: sever je přesně nahoře, východ pak
vpravo, Měsíc je znázorněn vyšrafovanou plochou a pohybuje se přibližně
zprava doleva.
S použitím Hvězdářské ročenky 1994, digitálního SAO a WDS katalogu,
dBASE, Turbo Pascalu a vlastního SW vybral a sestavil Tomáš Rezek.
Golombovy zákony matematického modelování:
Záludné otázky z astronomie č. 2
Druhý sešit Záludných otázek se na brněnských pultech objevil
již někdy počátkem loňského listopadu. S jejich recenzováním si dáváme
na čas tak trochu i záměrně - druhý díl vyšel s nevelkým časovým
odstupem od prvního, a my jsme jej chtěli posoudit trošku jinýma očima
než díl první.
Ovšem i přes všechnu upřímnou snahu bychom se museli v mnohém opakovat.
Problém proto vyřešíme tak, že:
... Ve snaze podat laikům populárně
znějící vysvětlení se autoři dopouštějí mnoha nepřesností.
Vyložit některé astronomické problémy tak, aby byly přístupné
i široké veřejnosi, bývá ale ve většině případů úkol nesnadný.
Na některých místech je také výklad
trochu nesrozumitelný nebo si vyžaduje několikeré přečtení. Většina kapitol
vyvolává spousty dalších, záludných či méně záludných otázek - to však
u knihy, která má zájem o moderní vědu toliko probouzet, nikoli podávat
vyčerpávající výklad, není vůbec na škodu. Obzvláště působivé jsou pak
kapitoly, ve kterých se autor snaží dobrat k samotné podstatě věci
a nezapomíná, že fyzika je neodlučitelnou součástí mnoha vědních oborů,
mezi něž astronomie nepochybně patří.
od Craig Crossena a Wil Tiriona (Craigh je autorem textů
a veškerých pozorování, Wil pro knihu nakreslil pěkné hledací mapky.)
je kniha, kterou vám mohu vřele doporučit. Souhvězdí za souhvězdím
totiž začínající i pokročilé pozorovatele provádí po vizuálně
atraktivních či astronomicky zajímavých deep-sky objektech, které lze
vidět obyčejným binokulárním dalekohledem, tj. triedrem 7x35,
7x50 a 10x50. Kromě jejich popisů obsahuje
astrofyzikální (převzaté z jiných průvodců, ale i z původní literatury)
a historické (např. orientální popisy a náčrty souhvězdí) informace
a je též doplněna množstvím velmi pěkných fotografií (mimo jiné i dnes
již těžko dostupných E. E. Barnarda a Franka E. Rosse), které neslouží
jen jako ilustrace, ale i k identifikaci objektů popisovaných v textu
(to není obvyklé, ale velmi pěkné a samozřejmě žádoucí). Autor přitom
nezapomíná ani na varování před hady, štíry, medvědy a skunky
(s kterými je potřeba ve Spojených Státech a Kanadě v noci zřejmě
počítat) na straně jedné a kapitoly typu Struktura naší Galaxie
a Galaxie a skupiny galaxií pro triedry (!) na straně druhé.
Bohužel, nevyvaroval se také množství chyb a vad. Astrofyzikální
informace je třeba brát s rezervou (byly převzaty např.
z Burnham's Celestial Handbooks a ty nejsou nejnovější), což místy platí
i u popisů (viděl někdo z vás v triedru spirální ramena M 33?)
a dalšího povídání (rozdílné barvy hvězd korespondují s jejich
rozdílnými povrchovými teplotami). V knize také chybí vyhledávací
mapky na proměnné hvězdy s vyznačenými srovnávacími hvězdami a
jakýkoli popis pěkného Bright Star Atlasu 2000.0, který je
přiložen na závěr knihy (v Americe je asi známý, ale já o něm nevím
téměř nic).
Ale jinak je to kniha moc, moc pěkná. Takže, jestli chcete mít
kvalitní nápadník pro vaše toulky s triedrem, našetřete si 25 dolárků
a co nejdřív si ho u Sky Publishing Co. kupte. (Tady musím
poděkovat RNDr. Janu Hollanovi, který nám při její koupi finančně
pomohl.)
Dílem díky nově nabytým informacím z AAVSO a dílem díky neschopnosti
pošty, která ztratila moji první verzi Noční oblohy a já ji pak musel
na poslední chvíli znovu posílat (ovšem již bez obrázku spektra), máte
jako jediní čtenáři Kozmosu č.2 možnost podívat se na Y CVn - La
Superbu trochu podrobněji.
V půlce března se mi podařilo získat světelnou křivku této
polopravidelně měnící se hvězdy za období JD 2 448 300 až 2 448 300. Na ní
je na první pohled vidět velký rozptyl odhadů, prakticky až 1.5
magnitudy velký, který je způsoben velkou zčervenalostí, resp.
odmodralostí, hvězdy. Budete-li, na rozdíl od pozorovatelů z AAVSO,
proto chtít dosáhnout větší přesnosti, doporučoval bych odhadovat
Y CVn mírně rozostřenou, a tak, že se na ni budete dívat jen krátce
(viz Jak je to jasné od RNDr. Jana Hollana) - případně zkusit
i jiné experimenty. Kromě toho se touto světelnou křivkou příliš
nepotvrzuje mnou v noční obloze uváděný (z katalogů převzatý) náznak
periody 160 dní (tipoval bych to buď na něco kolem 200 nebo 270 dní),
a opravu by si zasloužilo i rozmezí hvězdných velikostí, v nichž se
mění - na 5.7 až 6.6 mag (± 0.2 mag). Také by nebylo špatné, kdyby
jste se na hvězdu podívali jaksi "pod drobnohledem" a pokusili se
zjistit, jakou barvu jeví (v tom kterém přístroji) na nádherné tmavé
obloze, na nebi s Měsícem a při soumraku. Případně i to, jak bude vypadat
v malých a velkých zvětšeních - tj. s a bez kontrastu s okolními
hvězdami. (Kromě ní to můžete zkoušet také na V Hya,
další polopravidelné uhlíkové hvězdě, kterou v Harvardu objevil
roku 1888 S. C. Chandler. Leží 5o jižně od n Hydrae.)
Proč je La Superba červená, resp. správně oranžová, částečně
vysvětluje kresba viditelné části spektra převzatá z knihy Hanbook
of Astronomy. Jak píši už v Kozmosu, je to uhlíková hvězda
- chladný veleobr s nízkou povrchovou teplotou, který je zahalen do
atmosféry bohaté na uhlíkové struktury. Ve viditelné oblasti spektra
se přitom silně projevuje absorpce molekul C2 ve formě tří pásů,
jejichž hlavy (počátky) mají polohy 563.6, 516.5 a 473.7 nanometrů
a které byly pozorovány již Italem Secchim. Po Williamu Swanovi,
který je roku 1857 pozoroval v emisi ve světle svíčky (domnívaje se
přitom, že se jedná o výsledek spalování uhlíku a vodíku), se jim též
někdy říká Swanovy pásy. Tyto pásy pak byly občas pozorovány
i u Slunce a popsány jiným slavnějším spektroskopistou Lockyerem jako
uhlíkové výpary.
Kromě nich - díky jednoduchému spektroskopu, jehož autorem
je Jeník Hollan, jsem je viděl na vlastní oči (jestli přijedete na seminář
a bude-li jasno, uvidíte je taky), se v blízké ultrafialové oblasti
pozorují další absorpční pásy, tentokráte však patřící molekulám
C3. Ty samozřejmě už na vlastní oči vidět nejsou. Obecně jsou
ale spektra uhlíkatých hvězd neobyčejně komplikovaná, a není tedy divu, že
se jim i takový Mirek Plavec, jak mi sám už několikrát napsal, vyhýbá
"jako čert kříži".
Roku 1930 došlo díky usnesení Mezinárodní astronomické unie k jedné
zásadní změně. Byly totiž upraveny meze souhvězdí, které doposud
probíhaly podle různých autorů atlasů různě. Původní hranice, vedené
složitými zákrutami, byly nahrazeny liniemi složenými jen z oblouků
hodinových a deklinačních kruhů. Proměnné hvězdy byly přitom bez
výjimky ponechány v souhvězdích, do kterých byly do této doby řazeny.
(Proto také občas vznikly různé, na první pohled nesmyslné,
"odbočky"- příkladem může být ta v Labuti u NGC 6946 a 6939.)
Autorem nových hranic byl belgický astronom E. Delport a v platnost
vstoupily vydáním v publikaci Délimination scientifique des
constellations. Jestli si ale představujete tabulku, v níž je hora
čísel, pak se mýlíte. Jednalo se prý o jednoduchý atlas, v němž byly
hranice zakresleny. Teprve později byly stanoveny jejich přesné
souřadnice.
V této době se také naplno začal projevovat zmatek v označeních,
který dodnes neskončil (a nikdy neskončí). A to nejen u objektů, ale
i u hvězd. Například - napadá vás, jaká hvězda se skrývá pod označením
BD +38o3238, resp. GC 25466? Že ne? A pomůže vám HR 7001, či
HD 172167, nebo třeba SAO 67174, resp. ADS 11510? A když prozradím, že má
ve Flamsteedově katalogu číslo 3 Lyrae? Snad už vám to teď došlo,
takové množství označení (a to jsem probral jen těch několik málo
nejznámějších katalogů a atlasů) totiž má Vega!
A nyní už zpět k samotným hvězdným atlasům. V posledním díle jsme se na straně jedné
s bratry Henryovými dostali do doby, kdy začala hrát významnou
(a dodnes nepřekonanou) roli ve hvězdné kartografii fotografie, a na
straně druhé s Antonínem Bečvářem k atlasům, které, ač často vznikly
před několika desítkama let, dodnes používáme či dokonce kupujeme. Což
mne nutně vede, ještě před tím, než budeme pokračovat, k výzvě:
Pokuste se i vy s nejjednodušší fotografickou technikou zhotovit si
hvězdný atlas. Kromě trpělivosti (odhaduji to na rok práce),
pečlivosti (to jste až na mě všichni) a trochu materiálu toho už moc
potřebovat nebudete. Dokonce i návod na tzv. "statiku" už
v Trpaslíku vyšel.
Když se vám to podaří, bude to nejen báječné a možná i velmi cenné
(nikdy nevíte, co se vám podaří zaznamenat), ale určitě se tak
zařadíte (když ne vedle nich, tak hned za ně) mezi ty nejslavnější
hvězdné kartografy. Ostatně, tři ze čtyř nejznámějších fotografických
atlasů udělali amatéři!
Ve znamení emulze
Projekt Carte du Ciel neuspěl. (K němu snad jednu poznámku.
Z článku Dnešní stav Mezinárodní fotografické mapy nebes od
O. Seydla, který byl uveřejněn roku 1931 v Říši hvězd, vyplývá, že se
ještě v této době na její realizaci pracovalo. A i přesto, že byla
podstatně zredukována, nebyla tenkrát hotova ani polovina. Počet
vydaných map totiž činil pouhých 20% z předpokládaného množství a pro
katalog bylo vykonáno asi 70% z celkových nutných prací!) Počátek
20. století však přinesl daleko citlivější emulze a dokonalejší
objektivy a tak již roku 1914 mohl vzniknout atlas Franklin-Adams
Charts, jehož autoři, britští amatérští pozorovatelé
a astrografové, na 206 snímcích s limitem zhruba 15 mag (tedy obdobně
jako Carte du Ciel) zachytili celou hvězdnou oblohu. Kromě
souřadnicové sítě atlas nic jiného neobsahoval a jeho koupě byla
poměrně nákladnou záležitostí - byl totiž distribuován jako soubor
snímků exponovaných z originálních negativů. Na jejich pořízení
použili Franklin a Adams jeden z objektivů T. Cooka, který měl průměr
10 palců a ohniskovou vzdálenost 45 palců. U jižních snímků byla
expozice 2 hodiny, u severních 2 hodiny a 20 minut. Na negativech byly
přitom zobrazeny hvězdy až 16. a 17. velikosti. Atlas se stal poměrně
oblíbeným dílkem. Např. roku 1935 chystala Royal Astronomical Society
v Londýně již jeho třetí vydání. V něm měl mít opět 206 listů, každý
o velikosti 15x15o v měřítku 1o = 15 mm. Mapy
měly byly kopiemi snímků zhotovených původními autory na silném
fotografickém papíru. Cena kompletu (jednalo se o tři díly) byla
stanovena na 27 liber, což tehdy činilo asi 3 000 Kč.
Další zásadní fotografická díla se objevila až po druhé světové válce. Klenotem
mezi nimi pak je dodnes používaný National Geography Society
- Palomar Sky Survey, zhotovený během let 1949-56 na Mt. Palomaru
48-mi palcovou Schmidtovou komorou a z velké části financovaný známou
společností National Geographic Society. Jeho účelem původně bylo
položit základy výzkumu slabých objektů, především pak vytipování těch
nejzajímavějších, které by později byly podrobně zkoumány největšími
dalekohledy. Je třeba si přitom uvědomit, že tehdy byla takto hluboká
obloha naprostá Terra incognita. Na 935 dvojicích snímků
(6x6o, citlivé v modré a červené oblasti spektra) přitom
můžete najít hvězdy do 21. velikosti celé severní hvězdné oblohy
a jižní do deklinace -33o (vždy v 6o
pásmech). (Později s pomocí obdobné komory na Siding Spring
Observatory v Austrálii a 40-ti palcové Schmidtky na ESO byl rozšířen
i na zbývající část oblohy.) Atlas byl stejně jako Franklin-Adams
Charts distribuován na originálních fotografiích (14x17 palců),
což z něj sice opět udělalo velmi drahou záležitost, na druhou stranu
to však umožnilo mnohým (celkem bylo zhotoveno 1 870 kopií) vědeckým
institucím získat velmi kvalitní atlas s minimem kazů. (V
současnosti je Palomar Sky Survey nabízena na mikrofiších, což mírně
snížilo její dosah a rozlišení, ale podstatně i cenu (na pouhých 250
USD).) Ostatně veškeré použité materiály byly
podrobeny přísné a detailní kontrole. Umožnilo se tak mnohým
astronomům provést zásadní objevy, například vzdálených hvězdokup
a trpasličích galaxií Místní skupiny. Kromě toho Přehlídka posloužila
při studii morfologie galaxií a v oblasti peculiárních galaxií, byla
základem pro Uppsala General Catalogue of Galaxies P. Nilsona
a katalogu kup galaxií Jiřího Abella. Taktéž umožnila ve viditelné
oblasti spektra identifikovat některé radiové galaxie, rentgenovské
zdroje a kvasary. V neposlední řadě byla základem hledacích map při
ještě hlubších prohlídkách. Kromě toho všeho je pak Palomar Sky Survey
posledním fotografickým dílem, který neobsahuje stopy po přeletu
jasných družic (stopy po meteorech však ano).
Atlas byl tak úspěšný, že v srpnu 1985 za finanční podpory California
Institute of Technology, National Geographic Society, Alfred Sloan
Foundation a Estman Kodak Co. byla zahájena přehlídka druhá. Ta si
opět kladla za cíl na fotografické desky (tentokráte tři, citlivé ve
fotometrických oborech B, R a I) stejnou kamerou (pouze s novou
korekční deskou) zachytit v pětistupňových pásech na 894 políček celou
oblohu od severního nebeského pólu po rovník. Vznikl tak fantastický
komplet, který bude zcela jistě využíván ještě několik desítek let.
Oba již popsané atlasy však mají, alespoň pro nás, vizuální
pozorovatele, jednu podstatnou nevýhodu - jasnosti hvězd podle nich
určené je třeba brát s velkou rezervou. Používané emulze jsou totiž
(a ono ani nejde, aby neměly) jinak citlivé na různé vlnové délky
než lidské oči. Rozdíly mezi fotografickou a vizuální jasností
mohou proto u obzvlášť červených hvězd činit i více než 3 magnitudy!
Od roku 1979 je však tento problém vyřešen. Tehdy totiž Christos
Papadopoulos a Charles Scovil vydali 456 snímků hvězdné oblohy pod
názvem True Visual Magnitude Photographic Star Atlas,
k jejichž získání použili zvláštní kombinaci objektivu, filtru a filmu
tak, aby dosáhli co největší podobnosti citlivosti emulze a očí (viz
reprodukovaná část okolí Plejád). Atlas vyšel ve třech dílech a dnes
už (pravděpodobně) k dostání není.
To je konec. Vlastně ne. Ještě tu je jeden amatér...
Hans Vehrenberg
se narodil 6. března 1910 ve Westphalii v německu, vystudoval práva
a ekonomii, stal se vydavatelem známého časopisu Sterne und Weltraum,
strávil po druhé světové válce šest let v ruském zajetí a teprve roku
1959 si postavil malou observatoř ve Falkau na vrcholu zvaném Černý
Les, kde strávil většinu jasných nocí následujících dvou desítek let.
"Pracoval jsem v klidu své pozorovatelny", jednou řekl, "pouslouchal při
tom pěknou hudbu a snil o nekonečnosti vesmíru. "Ke své práci
používal řadu různých dalekohledů a komor, mimo jiné i jednu zhotovené
přímo Bernardem Schmidtem.
Roku 1962 pak vydal Photographic Star Atlas for the Northern
Heavens, složený z 303 map v edici A vydaných fotoofsetem (dnes se
nabízí za 93 USD), v edice B klasicky fotografickou cestou (110 USD),
v rozměru 13x9 palců, které zachycují oblohu do 13. velikosti
a -26o deklinace o velikosti 10x10o s jednoduchou
souřadnicovou sítí v ekvinokciu 1950.0 (jižní díl samozřejmě brzo
následoval). Všechny zhotovil 30-ti minutovými expozicemi
dvojicí jednoduchých komerčně vyráběných komor o průměru 7 cm
(f/3.5). Atlas se tak stal, především díky své nízké ceně, velmi
dobrým podkladem pro serioznější amatérskou práci.
Tím ale jeho tvorba neskončila. Naopak. Na několika místech Německa
a Jižní Afriky pokračoval v realizaci svých dalších projektů. Jeho
Atlas Stellarum s limitem 14 mag zaplnil mezeru mezi klasicky
kreslenými atlasy a fotografickými přehlídkami největších observatoří.
Kromě toho se Vehrenberg stal průkopníkem experimentů s mozaikovými
snímky Mléčné dráhy, tříbarevnou fotografií dělanou třemi černobílými
expozicemi přes tři filtry, vydal Atlas of Deep-Sky Splendors
(celkem čtyři díly), Atlas of Galactic Nebulae (z něho je
reprodukovaná ukázka části zbytku po supernově Shajn 147, která byla
pořízena dlouhou expozicí přes červený filtr 48-mi palcovou
Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru) a mnoho dalších knih. Zemřel ve
věku 81 let 2. srpna 1991.
PS: Příště - konec seriálu?
Použitá literatura:
Amatérská astronomie ve Spojených státech
Amatérská prohlídka oblohy má na zeměkouli jakási tři epicentra
- Českou republiku, Slovensko a Kalifornii ve Spojených státech. Ty
první dvě se znají, navštěvují a korespondují spolu. Poslední je však
vzdáleno 9x15 stupňů v délce a doposud se o něm mnoho nevědělo.
Nyní nastává změna. Lubomír Čížek žijící v Benátkách (ne však v těch
italských) totiž pro Trpaslíka začal psát menší seriál.
I. Dalekohledy a astronomická optika (Průměry zrcadel,
objektivů až na malé výjimky a též průměry okulárů se zde uvádějí
v palcích = inch = 2.54 cm. Ohniskové vzdálenosti objektivů a okulárů
jsou v milimetrech. Ceny pokud jsou pro informaci uvedeny jsou v USD
= americké dolary.)
Po druhé světové válce vzniklo v USA několik malých podniků, v nichž
se vyráběly zrcadlové dalekohledy do průměru 16 in a objektivy
refraktorů do průměru 4 in. V 70. letech se objevil vynikající optik
Tom Johnson, který se zabýval myšlenkou zhotovení katadioptrické
Cassegrainovy soustavy se Schmidtovou asférickou korekční deskou
umístěnou do vzdálenosti odrazného sekundárního zrcátka - tedy
dalekohledu malých rozměrů, lehkého a snadno přenosného. Aby byl
cenově přístupný, musel být vyráběn sériově. Mnozí profesionální
optici však pokládali sériovou výrobu Schmidtových korekčních desek
za neproveditelnou.
Mr. Johnson založil v jižní Kalifornii velký podnik Celestron, kde se
sériově vyrábějí SCT-Schmidt-Cassegrain Telescope (tj.
Schmidt-Cassegrainův dalekohled). Nejdříve o průměru 5, 8, 10 a 14 in,
později ale byla výroba 5 a 10in z ekonomických důvodů přerušena. Asi
před dvěma léty byl dán na trh prodejně velmi úspěšný 11 in SCT, který
je lehčí než původní 10 in. Je ho proto možno vézt jako příruční
zavazadlo v letadle na cestě třeba do Austrálie a tam se potěšit
pohledem na objekty z jiných šířek neviditelné. Prodejně nejúspěšnější
je 8 in. Je také lehce přenosný a jeho cena je pod tisíc USD. Nejmenší
dalekohled v programu fy Celestron je C90 (90 mm zrcadlo). Je to
výjimka v měření průměru a navíc i jediná sestava
Maksutov-Cassegrain. Při f/11 slouží též jako metrový teleobjektiv pro
fotografii. Dalšími produkty této firmy jsou Newtonův reflektor 4.5 in
f/7.9 a refraktory 3-4 in f/10-11. Byly vyráběny původní Schmidtovy
komory 5.5 a 8 in f/1.5 zvané "hledače komet".
Konkurenční podnik Meade sídlící také v jižní Kalifornii má rovněž
produkci SCT. Dalekohledy mají průměr 4, 8, 10, 12, 14 a 16 in (f/10).
Navíc jsou SCT 8 a 10 in vyráběny i v sérii f/6.3 s větším zorným polem.
Kromě toho Meade uvedl do prodeje řadu Newtonových dalekohledů 6 in
f/8, 8 in f/6, 10 in f/4.5 a 16 in f/4.5. Nejnověji pak dosti oblíbené
"dobsony"6 in f/8, 8 in f/6, 10 in f/4.5, 12.5 in f/4.8
a 16 in f/4.5. Prodává taky apochromatické refraktory s objektivy 4, 5, 6 a 7 in.
S nabídkou dalekohledů typu Dobsonian nejdříve přišla firma Odyssey
z Idyllwild (opět jižní Kalifornie). Vyrábí 8, 10.1, 13.1 a 17.5 in.
Před léty nabízela gigant 29 in - na M 13 byl úchvatný pohled, ale
objednávky nepřišly. Několik optických firem z různých částí USA dále
nabízí zrcadla 6 až 30 in s přesností od 1/8 do 1/16 vlnové délky
světla. Většinou přitom upustily od staré zásady síly disku 1:6. Já
osobně jsem se díval půl metrovým Dobsonem f/5, síla zrcadla 1:10 -
obraz stálic byl nádherně ostrý. Jiní majitelé i menších zrcadel však
tak šťastní nejsou, často se u těchto tzv. lehkých zrcadel projevuje
zřetelný astigmatismus.
Mluvil jsem hodně o zrcadlových soustavách. Zdálo by se tedy, že
větším achromatickým objektivům je odzvoněno. Obrazy planet
v refraktorech jsou ale detailnější než v přesvětlených zrcadlech.
Slyšel jsem povzdechy: "proč jsem si místo SCT nekoupil
refraktor ..." Asi to nejsou nářky ojedinělé, neboť se objevily
nabídky na čočkové objektivy 5 až 12 in. Největší stojí téměř devět
tisíc dolarů. Firma Astrophysics Inc. nabízí refraktory 105 až 180
milimetrů s triplety bez sekundárních achromatické vady. Tele-Vue
Optics prodává 4 in f/5.4 refraktor, jehož čtyřčlenný objektiv je
pokládán za jeden z nejdokonalejších.
Pro amatéry, kteří se zamilovali do zkoumání oblohy triedrem, bylo
vyrobeno a je v prodeji více než deset druhů. Od malého 7x35 do
velkého 25x100 za 900 USD. Však také triedr ukáže nejeden známý
mlhavý obláček.
30.dubna
Dnes ráno bylo pěkně a bez mráčku. Měsíc svítil tak jasně, že když
jsem se vydal na obchůzku, mohl jsem při něm na svých náramkových
hodinkách sledovat i vteřinovou ručičku. Celá obloha se koupala v jeho
svitu a zdálo se, že Bariéra vydává vlastní měkkou vnitřní zář. Zprvu
bylo nebe čisté a hvězdy se třpytily až nepřirozeně jasně. Nad hlavou
se mi vznášela velká elipsa nádherné polární záře. Probíhala oblohou
od severu k jihu. Kratší průměr elipsy směřoval na východ a na západ
od místa, kde jsem stál, a východní úsek jsem měl v zenitu. Celý útvar
pulsoval rychlými vlnami světla. Za jižním okrajem elipsy jiskřila na
obloze jakási drapérie, zavěšená nad jižní točnou. Splývala v záhybech
jako obrovská opona utkaná z třpytivých paprsků světla. Sníh měl
několik různých odstínů stříbrné šedi (nebyl bílý, jak by člověk
čekal), nejjasnější šedivý pruh vedl jako rovná pěšina směrem k
Měsíci. A na východě byla jiná mdlá skvrna polární záře. Od pólu vál
mírný vítr, teplota se pohybovala mezi 40 až 47 stupni pod nulou. Když
se Antarktida předvádí v celé kráse, jakoby dala volno větrům, které v
takových chvílích vždycky odpočívají.
Polární záře nad mou hlavou začala měnit tvar. Stal se z ní velký
lesklý had plazící se pomalu zenitem. Malá skvrna na východní obloze
se nyní zvětšila a zjasnila; a téměř v témž okamžiku se záhyby opony
visící nad pólem začaly vlnit, jakoby je rozhýbala nějaká nebeská
bytost. Hvězda za hvězdou mizely, pohlcovány hadovitým vlněním záře.
Připadal jsem si jako svědek nějaké obrovské vesmírné tragédie; had,
představující síly zla, hubil krásu. A náhle ten had zmizel. Ještě
před chvílí zaplňoval oblohu, ale ta byla teď zase čirá. Hvězdy
plály, jakoby je nikdy před tím nic nezastřelo. Hledal jsem pohledem
světélkující skvrnu na východní obloze, ale ani ona už tam nebyla. I
opona nad pólem se zvedala, jako by ji rozhrnul vítr, který se v té
chvíli přihnal po Bariéře. Zůstal mi vzrušený pocit, že jsem zažil
výjev, který nemohl spatřit žádný jiný smrtelník.
3. května
Znovu jsem spatřil na jihovýchodě, těsně nad obzorem, onu hvězdu,
tak jasnou, že to až děsí. Když jsem ji uviděl poprvé před
několika týdny, podlehl jsem na okamžik fantastickému zdání, že
mi někdo pokouší dávat znamení. Dnes odpoledne mě napadlo totéž.
Je to zvláštní hvězda, objevuje se a mizí pravidelně, jako
rozsvěcující se a zhasínající světlo.
V poslední době mě nějak zlobí větrná korouhvička. Každý den
musím jednou či dvakrát vylézt na sloup anemometru a očistit
kontakty. Teplota se drží tvrdošijně mezi 46 a 52 stupni pod
nulou a musím přiznat, že při té práci užiju mrazu víc, než jsem
počítal. Že mi pokaždé, když lezu na sloup, mrznou ruce, tváře,
nos, buď to či ono, nebo všechno najednou, to je už stará
písnička; dnes mi pro změnu namrzla brada. Není to ale všechno
tak zlé, jak vypadá, když to takhle napíšu...
(Článek vznikl na základě práce N. Brosch, A stellar diamond
in Virgo, Mon. Not. R. astr. Soc., (1991) 253, 545-548.)
Na 1405-té desce Palomar Sky Survey byla v Panně, dva stupně od
gamma Vir - Porrimy a asi tři čtvrtě stupně od nepříliš jasné
galaxie NGC 4517, objevena skupinka čtyř, po podrobnější prohlídce
dokonce pěti, hvězd asi 13. velikosti ve tvaru kosočtverce, která
zabírala 42x42''. Určitě vás hned napadne otázka: Jedná
se o náhodné seskupení, nebo o fyzický systém?
Teď mi jistě velectění čtenáři prominou menší vsuvku. Takovéto útvary
nejsou zase až tak výjimečné. Říká se jim, dle nejznámější, typu
Trapez a v podstatě se jedná o skupiny několika (více než dvou) hvězd
s přibližně stejně velkými prostorovými vzdálenostmi, které se
pohybují mezi 50 000 a 1 000 astronomickými jednotkami. Nejsou však
stabilní, pravděpodobně se jedná jen o vývojové stupně hierarchických
systémů (jako je například Castor) nebo velmi těsných dvojhvězd (kdy
jsou ostatní hvězdy vymrštěny pryč). (Viz též Kozmos 4/92
Existují skutečné čtyřhvězdy?) V IDS katalogu je jich uvedeno
téměř tisíc a jak lze očekávat, většina z nich se nalézá poblíž
galaktického rovníků (tyto útvary jsou též velmi mladé). Jen deset
procent z nich přitom leží v šířkách nad 60o.
Nejdříve si zkusme trochu započítat. Poloha Diamantu
v galaktických souřadnicích je l ~ 300o a b ~ 60o.
Pravděpodobnost nalezení pěti hvězd jasnějších než 13 mag
na ploše jedné úhlové minuty udávají tzv. Allenovy
tabulky, (Allen, C. W., 1976, Astrophysical Quantities,
University of London, The Athlone Press.) v kterých je uveden počet
hvězd jasnějších než nějaká mez na čtverečním stupni v závislosti na
galaktické šířce. Pro náš případ to je 58.9 hvězd, resp. 0.016 hvězdy
na čtvereční minutě (= pravděpodobnost, že na vybrané takovéto plošce
budete mít jednu hvězdu jasnější 13 mag).
V případě, že jsou hvězdy na obloze rozmístěny náhodně, bude oblast
42x42'' obsahovat pět hvězd Diamantu s šancí
1:2.8x10-10. To není mnoho. Obloha s |b| >= 45o
ovšem takových to plošek obsahuje celkem 1.5x108 a tudíž
pravděpodobnost, že najdete kdekoli v této oblasti pět hvězd
jasnějších než 13 mag na ploše 0.49 čtvereční úhlové minuty je
4 procenta. To je už lepší, ale přesto je mnohem jistější, že se
nejedná o náhodu, ale že je Diamant fyzickým systémem.
Ostatně ukazují na to i spektroskopická a fotometrická pozorování
provedená v minulých letech na Wise Observatory Tel Avivské univerzity
a MMT dalekohledu. Pro lepší přehled si nejdříve hvězdy označme (viz
skica pořízená dle fotografie Palomarské přehlídky) písmeny A, B, C,
D1 a D2. Jejich úhlová vzdálenost se pohybuje v rozmezí od 42''
u B-D2 a 7'' u těsného páru D1-D2. Nejjasnější je A (11.1 mag),
následuje D1+D2 (12.6 mag), (Jsou tak těsně u sebe, že se je
nepodařilo sledovat odděleně.) C (16.6 mag) a nejslabší je B
(13.7 mag). Všechny mají poměrné velké B-V indexy, nejčervenější je B
s 0.8 mag. B, C, D1 a D2 jsou trpaslíci spektrální třídy F, Áčko je
pak obrem a pozdním eFkem. Jejich radiální rychlosti nejsou velké,
průměr je -12 km.s-1 se standardní odchylkou 14 km.s-1, čímž
se vůbec neodlišují od svého nejbližšího okolí. Například nejbližší (proměřená) hvězda Y Vir
(Mirida 9.4 - 13.6 mag, koncem května bude v maximu.)
má -1.3 km.s-1, druhá blízká HR4807 -15 km.s-1.
Shodná spektra, malé úhlové vzdálenosti a radiální rychlosti tedy
potvrzují, že se jedná o fyzický systém. Vzájemné rozdíly rychlostí
pak vedou k doměnce, že se nejedná o nijak silně gravitačně vázané
objekty, ale jen o skupinu hvězd plujících prostorem, kdysi
pravděpodobně řídkou otevřenou hvězdokupu, z níž unikla většina členů.
Leží ve vzdálenosti 1.3 kpc od Slunce a 1.1 kpc od roviny Galaxie,
vzdálenosti mezi jednotlivými složkami se tedy pohybují mezi deseti
a padesáti tisíci astronomickými jednotkami (= Diamant můžeme
zařadit mezi skupiny typu Trapez).
Existence relativně mladých hvězd v galaktickém halu už dnes není
žádným překvapením. P. J. Brown např. objevil normální B1V hvězdu
18 kpc nad rovinou Mléčné dráhy, Lance zase našla několik AV hvězd ve
vzdálenosti více než 1 kpc směrem k jižnímu galaktickému pólu. V halu
jsou též pozorovány otevřené hvězdokupy.
No, a jak vypadá Diamant ve skutečnosti? Já jsem jej spolu s
Jakubem Halodou viděl za nepříliš dobrých podmínek (mhv ~ 5 mag,
kouřmo) brněnským 20 cm refraktorem. Nejnápadnější bylo
A a D1,2, B s céčkem jsem já viděl stěží, Kuba bez problémů. Řekl
bych tedy, že dvacka je asi tak nejmenší optimální přístroj. Zkusit to
ale můžete i s menšími dalekohledy, musí jen dostatečně zvětšovat.
Dopomůže vám k tomu mapka z MegaStaru, která obsahuje hvězdy jasnější
13.5 magnitudy.
Finaglovo pravidlo:
Murphyho zákon výzkumu:
Peerův zákon:
O počítačovém atlase MegaStar jste si mohli počíst už v trpaslíku
č. 63, kde se nad ním, podobně jako v mnoha recenzích i jinde ve světě,
rozplýval Jeník Hollan. Nyní je tomu již několik měsíců, co brněnská
hvězdárna zakoupila novější verzi tohoto vážně skvělého SW na
CD ROM a co k němu máme běžně přístup. Nedávno jsem do tajů
jeho užívání (není totiž nic
jednoduššího) proniknul i já, a povedlo se mi hned několik kousků.
(Omlouvám se, jestli se vám zdá, že jde o ohřívání vlastní
polívčičky. Možná tomu tak skutečně je, ale jak říká kolega Libor
Lenža: "Nic se nejí tak horké, jak se uvaří, protože se vždy najdou
lidé, kteří nám to ještě rádi přihřejí.")
I. Zhustek u kupy M 46
Tak předně se mi již podařilo téměř rozřešit záhadu falešné
hvězdokupy, kterou jsem objevil úplnou náhodou - ovšem jako náhoda mi
to nikdy nepřipadalo, neboť si myslím, že ten zhustek musí spatřit
každý, kdo má méně než 3 dioptrie - při důkladném pozorování kup M 46
a M 47 zpod nádherné ondřejovské oblohy.
14./15. 1. 1994, 20:20 UT, T 7x50, mhv 5.9 mag
Asi stupeň severně vidím další mlžinku, hodně nápadnou, řekl bych, že
přímo na první pohled; v pozičním úhlu asi 330o od dvojice
hvězd 2 a 4 Pup, přibližně stejně vzdálenou jak od této dvojice, tak
od M 46. Je asi poloviční plochy než M 46, občas se rozpadá na
přibližně desítku slabých hvězdiček. Na tomto místě v Atlase Coeli ani
v Uranometrii nic není.
Další mlhavou skvrnku vidím 1o v pozičním úhlu 45o od
místa, kde je v Atlase Coeli vyznačena NGC 2422 - M 47. Ta skvrnka je
dost slabá, protáhlá ve směru severovýchod-jihozápad, a uvnitř se zdá
býti jasnější. Půjde o otevřenou kupu NGC 2423.
Samotná M 47 je vidět jako skupinka 11-ti hvězd, nejjasnější hvězda je
více severně a je nádherně oranžová.
V této oblasti pak vidím i další kupy, a sice Mel 71 a Mel 72, obě
o velikosti polovičky NGC 2423, jižní kupa je o něco jasnější, a ještě
celou spoustu dalších věcí v nádherném poli. Že to celé tluče do očí
i bez dalekohledu, snad ani nemusím dodávat.
To téměř definitivní rozhřešení přinesla po několika letech až
mapka z MegaStaru. Musím si totiž nasypat něco málo popela na svou
vlastní hlavu. Vlastníte-li 60. číslo BT, možná si vzpomínáte na
článek z titulní strany nazvaný Mrazivá zimní snění. Ano, jde
o jedno z mých povídání o otevřenkách, ve
kterém jsem se dopustil jedné záměrné lži a jednoho tiskového omylu.
Napřed ten omyl: psal jsem m.j. i o této neznámé kupě a odkázal jsem
se na ni pomocí M 46, M 47 a NGC 2423 a jejich doplnění na obdélník -
nová kupa se pak měla nacházet v tom zbývajícím vrcholu. Ve
skutečnosti se mělo jednat o pouhý lichoběžník, navíc nijak zvlášť
význačný. (Na takto malém kousku oblohy to však zase není až
takový rozdíl - naštěstí.) Ovšem ta záměrná lež je o mnoho horší.
V tomtéž odstavci jsem taká napsal, že "s pomocí trochu podrobné
mapky se dá zjistit, že je zde nakupeno asi dvacet slabších hvězd,
které nám tak vytvářejí další falešnou hvězdokupu viditelnou
v triedrech." Pravdu přiznávám až ted'. Nikdy jsem žádnou takovou
mapku neviděl, ale protože jsem si byl po několika pozorováních jist,
že dotyčné hvězdné uskupení opravdu existuje, prostě jsem to risknul.
Proč? Inu, nechtěl jsem do tehdejšího článku zatahovat nějaké
nevyjasněnosti.
Nyní si můžete všichni porovnat moje první pozorování (a zejména popis
polohy), výše ocitované, s již zmiňovanou mapkou z MegaStaru. Přesně
na místě, které jsem pozorováním 7x zvětšujícím triedrem určil,
se nachází vcelku nápadný zhustek hvězdného pole s nejjasnějšími
hvězdami přibližně deváté velikosti (kupa u jižního okraje je právě
M 46). A jestli se vám zdá, že skupinka zase až tak výrazná není,
mrkněte se i na další obrázek, také z MegaStaru, tentokrát však
'dotvořený' ručně. Zde je to již zcela evidentní, navíc se pak
ukazuje, že ona neznámá skupinka by vlastně mohla být i dvojitá - viz
ona dvě kolečka, a kolečko jediné na mapce předcházející.
Avšak i tento problém lze asi s pomocí mého pozorování vyřešit.
Jelikož uvádím, že neznámá mlžinka je asi čtvrtinové plochy ve
srovnání s plochou M 46, zdá se, že jako falešnou hvězdokupu lze
pozorovat jen jihovýchodní polovinu zhustku (větší kolečko na
detailu). Tím pádem vyvstává jedna nezopovězená otázka, a sice, jak
pak v triedru vypadá ta druhá, severozápadní polovina. Ta je na hvězdy
o něco chudší (řekl bych, že jedna hvězda osmé a jedna deváté
velikosti a ostatní slabší), takže se nám bude v binaru jevit asi jen
jako dvě až tři hvězdičky. S určitostí to však nevím, protože tu
podrobnou mapku vlastním teprve dva týdny, a v tom spěchu před
uzávěrkou jsem se na skutečnou oblohu nestačil podívat.
A ještě než Lodní záď opustíme, měli bychom navrhnout řešení toho
posledního problému. Je tato zhuštěnina jen náhodná, nebo spolu její
hvězdy nějak souvisí? Asi nejjednodušší by bylo podívat se do
pořádného katalogu otevřených hvězdokup a asociací. To je však
problém, se kterým si neumím moc poradit a se kterým by se lépe
dovedli vypořádat zkušení uživatelé databází v počítačových sítích či
naši "profesionálnější" (tedy profesionální) kolegové. (Tímto
je k tomu vyzývám. Aby se jim lépe hledalo, uvádím také souřadnice
(ekvinokcium 2000) případné hvězdokupy: alfa=7h 43m.3,
delta= -14o 03'.) Jinou možností by pak bylo zjistit si
spektrální typy (žádná jiná data pro takto slabé hvězdy asi jen tak
sehnat nelze) všech potencionálních členů kupy a pokusit se existenci
či neexistenci fyzikání hvězdokupy prokázat takto. (Metoda
asi velmi avantgardní, ale také velice poučná.)
II. NGC 457
Dalším talířem polévky (maso už kdosi snědl) je otevřená hvězdokupa,
na jejíž zjevení se právě díváte. Že připomíná postavičku populárního
E. T. - Mimozemšťana, určitě všichni víte, takže vás kresba asi nijak
nepřakvapuje. Možná však nemáte všichni tu zkušenost, jakou jsem nabyl
spolu s Martinem Konečným na úplně první expedici v roztokách. Tu noc
bylo jen pár hodin po přechodu důkladné fronty, průzračnost atmosféry
byla přímo jedinečná, seeing zuřivý...
...a společně cestujeme našimi triedry; je vidět jako mlžinka se
zrníčky; v SB 25x100 na mne mává nádherné zvířátko. Má
hlavičku a skvělá mrkající očička, dvě mávající ručičky, plné bříško
a nožičky. Je to parádní podobnost a ještě větší skvost. Aha, tak tohle
všechno dokáže scintilace! Pomalu svítá... Večeříme...
Já jsem kdysi (v noci 27./28. 6. 1992) pořídil portrét hvězdokupy
přezdívané E. T. naší brněnskou patnáckou. A protože to stálo za to,
a protože jsem se tak dozvěděl, jak se má vlastně taková věc správně
kreslit, nabízím jak původní kresbu, tak pro srovnání i obrázek
z Guide Star Catalogu, vyrobený programem PGSC.EXE (To zejména
proto, že MegaStar má jen dvě sady hvězdných kotoučků, kdežto PGSC
umožňuje nastavit průměry hvězd dle libosti, tak, aby výsledek co
nejvíce připomínal právě našeho E. T.) autora Jeníka Hollana.
III. IC 4665 po x-té
No, a do třetice všeho dobrého a zlého jsem vám s MegaStarovou pomocí
připravil malinkatou soutěž. Každý, kdo zašle na mou (bud' domácí,
nebo hvězdárenskou) adresu do konce tohoto roku jakoukoli smysluplnou
kresbu či fotografii (Fotografii samozřejmě s měřítkem,
orientací, časy a dalšími fotografickými náležitostmi.) důkladně
rozcuchané hvězdokupy IC 4665, dostane ode mne obratem pošty
pralinku. (Pralinky se též budou hromadně distribuovat na
Setkání členů APO.) Všechny došlé kresby a fotografie pak na Nový rok 1995 vyhodnotí
dvoučlenná porota - MegaStar a já - a vítěz obdrží navíc hodnotnou
hmotnou cenu.
A proč to všechno? Někteří z vás si možná vzpomenou na BT č. 50, kde
jsme uveřejnili malou galerii vašich kreseb IC 4665. Tehdy vzájemné
srovnání ani srovnání s atlasem nedopadlo zrovna nejlépe... Chceme
vám tímto dát možnost napravit si reputaci nejlepších pozorovatelů
v Evropě.
Takže se snažte. Motivace máte dost, a spoustu jasných nocí vám k tomu přeje...
Každý z nás určitě rád vzpomíná na doby, kdy začínal s astronomií.
Málokdo měl hned od začátku k dispozici opravdový astronomický
dalekohled, a tak se prvé pohledy na oblohu uskutečňovaly za pomoci
"rodinných" triedrů, dalekohledů seskládaných z různých optických
stavebnic či dokonce vlastnoručně sestavených brejláků. Já osobně měl
to štěstí, že jsem můj prvý dalekohled (Astro-Cabinet) mohl už asi po
půl roce vyměnit za ruský monookulár Turist 20/50, který už sice měl
šrámů víc než dost, ale který také nabízel obraz nesrovnale
kvalitnější než ona plastiková stavebnice.
Podkova pro štěstí
Tenkrát jsem ještě svá pozorování tolik neprotahoval, a tak jsem
nejčastěji pozoroval jenom zvečera. Proto se také v mých prvých
zápiscích nejčastěji objevuje Měsíc pouze do první čtvrti. Není tedy
divu, že jsem se často setkával s Mare Nectaris, jehož plocha
101 000 km2 je oproti jiným "mořským" plochám poměrně malá. Na
jižním okraji mě pak pokaždé zaujal kráter Fracastorius. Jeho valy
totiž nejsou úplné, v severní partii chybí asi šedesátikilometrový
úsek "hradby" a kráter se tedy jeví jako koňská podkova. Persy
Wilkins a Patrick Moore se o něm v knize The Moon (1961)
zmínili jako o jednom z nejlepších exemplářů částečně zatopeného
kráteru na Měsíci. Není divu, protože nepočítáme-li Sinus Iridium,
který je vlastně taky gigantickým polozatopeným kráterem, je
Fractorius opravdu nejzřetelnějším příkladem tohoto druhu.
Fracastorius (Pojmenovaný je po Girolamovi Fracastorovi
(1483-1553) - italském lékaři, astronomovi a básníkovi, který se
pokusil nahradit Ptolemaiův systém těžkopádnou soustavou
homocentrických sfér.) má průměr 124 kilometrů a jeho dno je celé
zalito utuhlým magmatem, které se sem pravděpodobně dostalo ze
sousedního Moře nektaru. Ona severní partie kráteru ovšem není zničena
úplně, a tak ve větších dalekohledech se snadno dopídíte k jeho
zbytkům, které vystupují jako osamocené vrcholky z okolního
"mořského" terénu. Za strmého osvětlení (třeba už i za první čtvrti)
se vám pak bude dokonce jevit úplný, a to i v docela malých
dalekohledech.
I samotné dno tohoto kráteru není tak nezajímavé. Jak jsem se totiž
sám přesvědčil při jednom ze svých pozorování, jsou zde někdy vidět
mlhavé skvrnky, které vznikají při velmi šikmém osvětlení nerovností
na jeho povrchu. Nezapomeňte se tedy na tuto "podkovu" podívat
- možná i vám přinese štěstí.
Haldanův zákon:
V červnu loňského roku, v šedesátém druhém čísle Trpaslíka, vás Mirek
Plavec v článku Hvězda za železnou oponou vyzval k sledování
nepravidelně se měnící XX Oph. Bylo to však v době, kdy, jak bych tak
řekl, "byla už sezóna v plném proudu" a bohužel ani samotná
hvězda nijak nepřekvapovala. Odhadů se tedy moc nesešlo (tímto těm
několika málo pozorovatelům nejen z APO moc děkuji). Proto jsem uvítal
možnost (obzvláště pro srovnání) využít data z archivu AAVSO (viz
reprodukovaná světelná křivka z posledních dvou let). Po celou dobu
se její jasnost pohybovala mezi 9.0 a 9.3 mag - tedy dá se říci, že
byla konstatní. Ovšem, když se podíváte pozorněji, určitě vám
neunikne, že pár pozorovatelů "jaksi ulítlo". Roku 1992 k 8.4
mag a vloni čtyřikrát pod desítku. Náznak jednoho z těchto poklesů zřejmě
přitom zachytili i někteří z vás.
Jestli se jedná o artefakty, nebo reálné útvary (tj. hvězda na několik
málo dní poklesla pod 10 mag), lze stěží určit. XX Oph není nijak moc
známá a tedy ani populární a tedy ani sledovaná. Na některých by se
mohly podepsat velké barevné indexy srovnávacích hvězd (větší jak
0.5 mag), či samotné proměnné (u ní se pohybuje kolem 1 mag). V časopise
Peremenyje zvezdy (21, No 2, 183 - 190) se pak také BD
-6o4634 (v Mirkově článku srovnávačka d - 10.1 mag) podezírá
z proměnnosti. V jiné obdobné práci se totiž její hvězdná velikost ve
fotometrickém oboru V oceňuje na 8.83 - 8.95 mag (a opět s poznámkou
o možné proměnnosti).
Prostě je nutné získat větší počet odhadů. Musím vám však předem
"nalít čistého vína". Dle již zmiňované práce moc nadějí na
přistižení hvězdy nemáte. Fotografická a fotoelektrická pozorování
prováděná v letech 1964 až 1978 totiž až na dvě minima 0.6 a 0.4
magnitudy hluboká v délce několika stovek dní a na složité zněmy
z noci na noc s rozdíly 0.1 až 0.2 mag (tj. nic pro většinu z nás)
nezachytila žádné hluboké poklesy (tj. s Dm >=1 mag) jako
například v letech 1895, 1900, 1921-2 (viz též Mirkův článek).
Nikdy však nevíte... Takže se na XX Ophiuchi letos (pokud možno
intenzivněji než vloni) dívejte - jednak možná jako jedni z prvních
zachytíte její světelné změny (Jirka Krtička ji 12. března odhadl na
9.1 mag), jednak se vám možná podaří v d-éčku objevit novou
proměnnou. Já se kromě toho pokusím ukecat někoho od brněnského
fotometru, aby to taky pár nocí zkusil. No, a někdy na podzim, či
v zimě se k ní zase vrátíme.
|