OBSAH:
Zeměkoule v síti
FG Sagittae - proměnná hvězda v centru planetární mlhoviny
The Dark Side of the Moon
Barvy hvězd v minulosti ...
... barvy hvězd v současnosti ...
... a barvy hvězd v souvislosti
Amatérská astronomie ve spojených státech
malé, milé obrázky III.
Poslední chvíle Geographovy
Pozorování proměnných hvězd I.
Zajímavá pozorování
Měsíční okénko

Globální síť je živým organismem

a nikdo nemůže předpovědět,

jaký to vezme konec. Zeměkoule v síti

Možná jste si to ještě neuvědomili, ale počítačové sítě jsou bez nadsázky skutečným převratem v mezilidské komunikaci. Možná i něco víc. Obyčejné PC s modemem, či zvláštní kartou, vám umožní, pokud to stav a vytíženost telefonních kabelů dovolí, během několika sekund spojení s jakýmkoli obdobně vybaveným člověk kdekoli na Zemi. Neexistují žádné hranice, celní prohlídky ani cenzura. Cokoliv, co lze proměnit v jedničky a nuly, lze kamkoli poslat.

Sítě však neslouží jen jako rychlá pošta. Pomocí nich se můžete napojovat na jiné počítače, stát se jejich součástí a potom používat databáze v nich uložené, nebo si z nich okopírovat jakýkoli soubor. Například: dnes, když se rozhodnu napsat, řekněme o galaxii NGC 1023 v Perseovi, se nejdřív podívám do extragalaktické databáze NASA, ve které jsou kromě katalogových údajů uloženy i všechny odkazy jí týkajících se prácí (od roku 1900) v hlavních vědeckých časopisech. Za poslední tři roky dokonce včetně abstraktů. Nebo zajímají-li mne snímky z Hubble Space Telescope, vyťukám ftp stsci.edu a několika dalšími povely si je zkopíruji. Když se vše zadaří, mohu je mít k dispozici dvě, tři hodiny poté, co je Hubble zhotovil! (V posledním Sky and Telescope je to příhodně nazváno instatní vědou po Internetu. Vše samozřejmě, nepočítá-li se telefon, zadarmo.

To ovšem nejsou všechny možnosti. Lidé se stejným zájmem se sdružují do tzv. diskuzních skupin. Tam se jednoduše přihlásíte, a máte-li potřebu ostatním něco sdělit, pošlete to na jakousi adresu. Všichni účastníci vaši zprávu dostanou během několika minut. Když bude někdo chtít, obdobným postupem pošle odpověď. Tu samozřejmě opět všichni dostanou. Nevýhodou je, že vám potom chodí desítky, většinou naprosto nezajímavých, zpráv denně. Po "drátech" také vychází několik stovek bulletinů (např. IAU telegramy), zpravodajů a časopisů, mnohé z nich přitom už ani nemají papírovou podobu (viz občas trpasličí příloha). Lze též hrát počítačové hry - protivníkem může být Japonec, Haiťan či Jihoameričan. Atd., atd., ... způsobů využítí sítí je spousta a bude jich ještě víc.

Bill Clinton při své prezidentské kampani totiž vyhlásil projekt "International Data Highway", Mezinárodní datová dálnice, pod kterým myslel propojení všech amerických, později i světových firem a domácností velmi solidní sítí, která by umožnila přenášet datové soubory libovolných velikostí, živý hlas a televizní signál. Je otázka, kolik z toho byl volební trik, nicméně nemyslím si, že by to i bez něj byla vzdálená budoucnost. Vždyť také u nás se už "drátuje" o stošest. Stačí se jen podívat na e-mailovský adresář členů APO vložený do tohoto čísla.

Někteří lidé jdou ještě dál a předvídají, že sítě úplně změní strukturu lidské společnosti. Snad ještě víc než knihtisk. Brzy uvidíme. Ovšem já bych už teď souhlasil.

Toto číslo Bílého trpaslíka vyšlo za finančního přispění Jana Janči a Jiřího Duška. Vloženou přílohu sponzorovala Hvězdárna v Úpici. Děkujeme

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

FG Sge je centrální hvězdou planetární mlhoviny PK $60-7°1 (též He 1-5). Mlhovina se jeví jako disk o průměru zhruba 30$''$ s nepravidelným rozložením jasu a celkovou jasností asi 13 mag. Její centrální hvězda přitom vykazuje v posledních sto letech výrazné změny. V roce 1894 byla její velikost 13.6 mag(fot), ale nepřetržitě vzrůstala až na 9.6 mag(B), kterou dosáhla v roce 1965. V posledních letech byly pozorovány jen cyklické změny s amplitudou do 0.5 mag, perioda změn se prodlužovala od několika desítek až do stovek dní. Variace téměř vymizely v letech 1991 a 1992.

V srpnu 1992 ovšem nastal prudký pokles jasnosti FG Sge. Během 90 dní hvězda zeslábla o více než 4 mag a vrátila se na úroveň, kterou měla na konci minulého století. Jak je vidět na přiloženém grafu, vykazovala změny o několik desetin magnitudy i v čase hlubokého minima. Světelná křivka byla přitom sestavena z vizuálních pozorování autora (Newton 80/1000 mm, Sb 25x100, Maksutov 180/1000 mm) i z CCD měření (Maksutov 180/1000 mm, kamera ST-6, V filtr). Aby co nejlépe pokryla období minima, byly do ní přidány i měření publikovaná v zahraničí.

Změny FG Sge byly také doprovázeny výraznými změnami v jejím spektru. První pozorování z roku 1955 ukázalo typ B4I - modrý veleobr. Avšak spekrum se rychle měnilo a začátkem 80. let už odpovídalo veleobru pozdního typu G nebo K a tak zůstalo až do roku 1992. Tyto rychlé změny spolu se zjasněním o více než 4 magnitudy za několik desítek let se dnes vysvětlují jako tzv. héliový záblesk v obálce hvězdy, která je v posledním stádiu svého vývoje.

Během poklesu jasnosti před dvěma lety hvězda sice krátkodobě zmodrala z typu K na F nebo A, ale velmi rychle se zase vrátila k pozdnímu typu. Opětovné zčervenání tím vyvrátilo teorii, která se objevila v průběhu poklesu a vypadala slibně. Obé vysvětlovala tak, že došlo k odvržení vnějších chladných vrstev obálky a my nyní pozorujeme horké jádro hvězdy (budoucího bílého trpaslíka).

Velkým přínosem byla pozorování Stoneho a kol., která ukázala, že během zeslabení nedošlo k změnám ve spektru FG Sge. To vedlo k vysvětlení, že bylo způsobeno zahalením hvězdy do prachové obálky, obdobně jako u hvězd R CrB. Tvar světelné křivky, tedy prudký pokles a pomalý nerovnoměrný vzestup, této myšlence zhruba odpovídá.

Chování FG Sge je naprosto unikátní a zatím neznáme jiný srovnatelný objekt. Nesporně zajímavé je i to, že během krátké doby se u ní projevily výrazné změny jasnosti, které jsou charakteristické pro různé typy: dlouhodobý setrvalý vzestup , jaký bývá pozorován u pomalých symbiotických nov, pulsace v době, kdy hvězda na své cestě H-R diagramem dostala do oblasti nestability a potom pravděpodobné zahalení do prachové obálky, jako u hvězd typu R CrB. Pro úplnost dodejme, že dvojhvězdnost se u FG Sge nepotvrdila - o interagující dvojhvězdu (např. symbiotickou) se tedy zřejmě nejedná.

Není jistě třeba podotýkat, že její další pozorování jsou velmi žádoucí. Avšak je tu jeden háček. FG Sge má slabého průvodce ve vzdálenosti 8$''$, který přispívá značnou částí světla, pokud je hvězda v okolí svého minima. O průvodci se mnoho neví, snad jen, že je jeho barva silně červená a fyzikálně s FG Sge nesouvisí. Vizuální jasnost je asi 12.8 mag(V). Pozorování hvězdy (pokud nebyly složky rozlišeny), která jsou na přiložených grafech, jsou proto opravena o hvězdnou velikost průvodce podle vztahu:

m* = -2.5 log (10^(-0.4*mcelk) - 10^(-0.4*mpr))

m* je jasnost FG Sge, mcelk pozorovaná jasnost soustavy mpr průvodce (12.8 mag).

"Jsem šílený už řadu posraných let", těmito slovy a tlukotem lidského srdce začíná fenomenální album skupiny Pink Floyd, která nás unáší na odvrácenou stranu Měsíce. Na víc než nádherném koncertu v Praze připoměla skupina toto album hned pěti skladbami.

My bychom si měli také připomenout jisté výročí. 4. října tomu totiž bude přesně 35 let, co mohli lidé poprvé spatřit tajemnou a do té doby nepoznanou odvrácenou stranu Měsíce. Snímek byl pořízen sovětskou automatickou sondou Luna 3. Byl to sice snímek dost nekvalitní, ale i z něj bylo na první pohled zřejmé, že odvrácená strana obsahuje jen mizivé množství tmavých mořských ploch.

K obrázku: Takto nějak vypadal první snímek odvrácené strany Měsíce: 1. Mare Crisium, 2. Mare Humboldtianum, 3. Mare Moscoviense, 4. Mare Australe, 5. kráter Ciolkovskij.

Lepší snímky přinesly až programy Lunar Orbiter a Apollo, ale i tak zůstaly některé končiny neprozkoumané. I v poměrně nových mapách naleznete poblíž jižního pólu bílý pruh - oblast nazývanou Luna Incognita.

Je to až k neuvěření, ale opravdu kvalitní snímky odvrácené strany nám poskytla teprve sonda Galileo v roce 1990. Byly na nich vidět podrobnosti a útvary dosud nevídané a tak není divu, že došlo i k některým novým objevům. Jedním z nejsenzačnějších poznatků je rozsáhlá tmavší oblast západně od Mare Orientale, největší impaktní kráter na Měsíci s průměrem 2 200 km.

Je tedy vidět, že odvrácená strana nám ještě zdaleka neodkryla všechny svá pozorování. "Žádná odvrácená strana Měsíce neexistuje, opravdu, ve skutečnosti je všechno tmavé. Be-pamp, be-pamp, be-pamp." Deska končí ...

"Při přeměně obrazu z negativního materiálu na elektrické signály bylo využito analogické metody, jaké používají pozemské televisní stanice při promítání filmů. Miniaturní obrazovka s vysokou rozlišovací schopností vytvářela jasný svítící bod, který byl optickým systémem promítán na obraz Měsíce na filmu. Světlo, které prošlo filmem, dopadalo na fotokatodu násobiče elektronů, který měnil signál světelný na elektrický. Svítící bod se pohyboval podle řídících elektrických signálů vyráběných speciálními rozkladovými obvody. Jasný bod se rovnoměrně přemisťoval napříč filmu od jednoho okraje ke druhému. Po jednom celém takovém přemístění se rychle vrátil do počáteční polohy a pokračoval v pomalém rovnoměrném pohybu napříč filmu. Tak byl obrázek rozložen řádkově. Plošný rozklad obrázku byl získán prostým pomalým pohybem filmu před obrazovkou kolmo ke směru pohybu svítícího bodu." Z knihy Měsíc neznámý - První fotografie odvrácené strany Měsíce (ČSAV 1959).

OBSAH

tisk

Pavel Gabzdyl

V minulém století, kdy byla astrofyzika ještě v plenkách, se mnozí pozorovatelé domnívali, že různě barevné odstíny hvězd mohou odrážet některé jejich základní vlastnosti. (To byl samozřejmě velký omyl. V zásadě ale přeci jenom lze něco z rozmístění naoranžovělých a načervenalých hvězd zjistit. Zřetelně se koncentrují kolem galaktického rovníku. Některé oblasti jich přitom obsahují tolik, že byly nazývány Red Regions. Tato nehomogennost souvisí s rozmístěním mezihvězdné hmoty v Galaxii.) Proto také roku 1890 vzniknuvší British Astronomical Association měla jako jednu z prvních sekcí Section for the Observation of the Colours of Stars. Pod vedením W. S. Frankse bylo jejím úkolem získat barevný popis všech hvězd jasnějších 5 mag s pozdějším rozšířením na ještě slabší. Pozorovatelé (na začátku jich bylo asi pětadvacet) k tomu účelu dostali ručné kreslené barevné mapy a za čtyři následující roky provedli kolem 32 000 odhadů asi 940 hvězd.

Ukázalo se však, že oko u bodových zdrojů jen velmi těžko rozlišuje barvy. Že záleží na pozorovateli, podmínkách (světlá, tmavá obloha) a dalekohledu (refraktor s barevnou vadou versus reflektor). Většina hvězd i tak měla jen bledý odstín - nejčastěji žlutý. Modrý a zelený (až na některé těsné dvojhvězdy díky kontrastu) se u osamocených hvězd téměř nevyskytoval. Zdaleka nejnápadnější byl potom odstín oranžový a červený.

Oranžové a červené hvězdy byly ostatně, jako časté proměnné, ve středu pozornosti již mnohem dříve. Např. na počátku devatenáctého století publikoval J. De Lalande Tables des Étoiles Rouges. Nejznámějším katalogem tohoto druhu se potom stal Observations and Catalogue of Red Stars Ira Johna Birminghama (1877), který obsahoval celkem 658 červených hvězd, a jeho revidované a rozšířené (766 hvězd) vydání Angličanem T. E. Espinem z roku 1888.

ozn	alfa(2000.0)	delta	B-V	m	spek.
R Scl	1h 27.0 m	-32° 33'	3.86 mag	6.5-8.1 mag	N7.7
U Cam	3h 41.0 m	+62° 39'	4.3 mag	8.1-8.6 mag	N7.7
HD 113842	13h 07.5 m	-60° 16'	3.6 mag	7.2 mag	M0
V Pav	17h 43.3 m	-57° 44'	3.7 mag	5.6-7.5 mag	N7.7
T Lyr	18h 32.3 m	+37° 00'	3.67 mag	8.3-8.9 mag	C6.5
V Aql	19h 04.4 m	-05° 41'	4.19 mag	7.4-8.0 mag	N7.7

Tabulka obsahuje výběr z více jak 45 000 hvězd Sky Catalogue 2000.0 s rm B-V indexem větším než 3.5 mag. V první kolonce je uvedeno označení, v dalších dvou poloha, následuje B-V index, jasnost (u proměnných maximum a minimum) a spektrální typ. Většina jej má označen písmenem N, které je artefaktem z dob, kdy se rozlišovaly spektrální třídy A až N. Dnes už se místo něj dává přednost písmenu C (= chladné, uhlíkaté hvězdy).}

Komplikovaný a subjektivní se také ukázal verbální popis barev. Proto už roku 1872 J. F. J. Schmidt zavedl numerickou klasifikaci. Začínala s nulou u bílé barvy, světle žluté přiřazovala čtyřku, tmavě zlatožluté šestku a nejčervenějším hvězdám devítku. Modifikovanou a dnes hojně užívanou stupnici publikoval r. 1912 Němec, amatér H. Osthoff: 0 - bílá, 1 - mírně nažloutlá bílá, 2 - bílá s žlutou ve stejném poměru, 3 - světle žlutá, 4 - žlutá, 5 - tmavě žlutá, 6 - žlutá s příměsí červené, 7 - oranžová, 8 - oranžovočervená, 9 - červená. Ve svém katalogu barev hvězd, který vydal roku 1900, také podrobně popsal postup své práce: "Pozorovatelna byla obvykle zcela tmavá. Zakrýval jsem si hlavu a okulárový konec tmavou látkou. Pozorování jsem zapisoval za tmy, barvy jsem zpravidla vyjadřoval jen v jednotkách, bez desetin. Jen z velmi vážných důvodů a pouze k nahlédnutí do mapy, jsem rozsvěcoval lampu. Obvykle jsem porovnával neznámou hvězdu vzhledem ke známé. Po skončení pozorování, ještě během noci či nejpozději nad ránem, jsem vždy zběžně prošel své poznámky a identifikoval hvězdy. Před začátkem, při přípravě programu jsem naopak na dříve provedená pozorování nebral zřetel. Za jasné měsíční noci, nestálého povětří a příliš oblačné obloze jsem nepozoroval. Na každou hvězdu jsem se díval dlouho a nehybně, dokud delší dobu neměnila barvu. Průměrná doba jednoho odhadu byla 2.21 minuty.

"Roku 1890 pod vedením Edwarda C. Pickeringa publikovala Williamina Fleming Draper Catalog of Stellar Spectra. (Americký amatér Henry Draper jako první roku 1872 pořídil fotografii spektra.) Obsahoval 10 351 hvězd severní polokoule, které byly dle vzhledu spektra (jednalo se o rozšířenou klasiikaci Angelo Secchiho) rozděleny na třídy A až N. Spektroskopie a přesná fotometrie tak fakticky zlikvidovala vizuální kolorimetrii. Ostatně o jedenáct let později zanikla Section for the Observation of the Colours of Stars.

Dnes po této krásné, průkopnické době najdeme jen nenápadné zbytky. Např. v nortonově atlasu je u některých hvězd uvedeno písmeno R, značící, že byly jako červené či oranžové uvedeny v seznamu T. E. Espina z roku 1888.

Závislostí vnímaného barevného odstínu hvězd na spektrální třídě a B-V Indexu (Pro jistotu připomínám: Dle výskytu a intenzity absorpčních čar vodíku, hélia a kysličníků kovů ve spektru se hvězdy dělí do tříd "Olda Bude Asi Fňukat, Gustave Kup Mrkev" (+ některé další speciální případy jako třeba C - uhlíkaté hvězdy, WR- Wolf-Rayetovy hvězdy). Posloupnost zároveň vyjadřuje klesající povrchovou teplotu. Hvězdy třídy O, B jsou horké (desítky tisíc Kelvinů) a svítí tudíž převážně v modré a ultrafialové oblasti spektra, M hvězdy jsou chladné (2 000 K) a svítí v červeném a infračerveném oboru spektra. B-V index, resp. barevný index je roven rozdílu hvězdné velikosti ve fotometrickém oboru V a krátkovlnějším B. Tedy, hvězdy červeného mají kladný, hvězdy modré záporný.) jsem se už v trpaslíku č. 48 zabýval. Hvězd však bylo málo a vše vycházelo podezřele pěkně. Proto jsem si během prázdnin kolem posledních vánoc prohlédl Sometem binarem na Měsícem osvětlené úpické obloze několik desítek dalších hvězd. Jejich barvy jsem vyjadřoval v následující stupnici: -2 - modrobílá, -1 - bílomodrá, 0 - bílá, 1 - žlutavě bílá, 2 - bíložlutá, 3 - světle žlutá, 4 - čistě žlutá, 5 - temně žlutá, 6 - oranžově žlutá, 7 - oranžová, 8 - žlutavě oranžová, 9 - červená. Ve všech případech se jednalo o hvězdy do 5.5 magnitudy, tj. s Flamsteedovým nebo Bayerovým označením (to především kvůli pohodlnějšímu zpracování).

Z obou prezentovaných grafů, (Větší z nich vyjadřuje závislost vnímaného barevného odstínu (svislá stupnice) na B-V indexu (vodorovná stupnice v decimagnitudách). Menší obdobně závislost na spektrální třídě.) do nichž je zahrnuto celkem 155 hvězd, je vidět, jak ošemetné a nejisté je určování barevných odstínů. Hvězdy s B-V indexem mezi -0.2 mag a 0.1 mag se zdají především bílé, mohou se však jevit i namodralé a nažloutlé, ve výjimečných případech dokonce oranžovožluté, nikdy však červené. Obdobně i hvězdy sp. Třídy B a A (hvězd sp. Třídy O je velmi málo). Zároveň je zřejmé, že všechny hvězdy třídy G a K a s B-V indexem nad 0.6 mag jsou žluté a především oranžové a třídy M, resp. s indexem nad 1 mag oranžové a občas i načervenalé. Slovo občas je zde důležité. Označení "červená hvězda" totiž zpravidla znamená "oranžová hvězda", protože skutečných červených hvězd je jen několik desítek a rudých či karmínových jen pár (já jsem takových hvězd viděl v životě jen pár)- viz tabulka v předcházejícím článku.

Červené zabarvení totiž není způsobeno ani tak nízkou teplotou (chladné hvězdy spektrální třídy M mají světlo namícháno jako 80% bílé a 20% oranžové), jako spíš okolohvězdnou obálkou či mezihvězdnou látkou, která víc rozptyluje modré fotony než červené. Příkladem mohou být třeba hvězdy třídy C zachumlané do husté, téměř neprůhledné obálky bohaté na uhlíkaté struktury. Nebo v předcházejícím článku zmiňovaná HD 113842, která má spektrum M0 a extrémní B-V index 3.6 mag.

A kupodivu ze závislostí též vyplývá, že jen málo hvězd je čistě žlutých. Vysvětluji si to tak, že buď jsem si všiml, že je hvězda naoranžovělá a přiřadil je hodnotu nad 4, nebo jsem dával přednost bílé. Žlutý odstín je pro mne mnohem méně postřehnutelný než oranžový nebo červený.

OBSAH

tisk

Při přípravě podkladů pro minulé dva články, jsem si za přispění Karla Nováka zhotovil ještě jeden graf (viz další strana). Závislost B-V indexu na spektrální třídě u hvězd uvedených v Yale Bright Star Catalogue (obsahuje přes 9 000 hvězd do 6.5 mag). (Mezera u třídy K8 a K9 za svůj vznik vděčí nejistému třídění u takto chladných hvězd, které jsou bohaté na množství absorpčních pásů.) I přes značný rozptyl (způsobený především různou okolohvězdnou a mezihvězdnou absorpcí) je vidět, že barevný index zhruba odpovídá spektru - teplé B hvězdy ho mají kolem nuly, trochu chladnější G kolem 0.5 mag a chladné M u 1.7 mag. Jen občas některá z hvězd vybočuje. Např. proměnná V 915 Sco, G5 svítivý veleobr s B-V indexem 2.21 mag (změny jen o 0.15 mag). Bohužel mezi jasnými hvězdami, z nichž byl kreslen obrázek, není ani jedna červená O nebo B hvězda. Přitom i takové existují. Příkladem může být minule zmiňovaný hyperobr Cyg OB2 No. 12, který má B-V index kolem 3.3 mag a spektrum pozdní Béčko.

III. Příslušenství k dalekohledům

Dlouho jsem nevěnoval pozornost tzv. stereoskopickému okulárovému nástavci (stereoscope binocular viewer), který vyrábějí Němci a Japonci. Výhodou tohoto zařízení je, že jsou obě oči stejně namáhány - každé ovšem dostane jen 50% celkového množství světla. Lze jej tedy použít jen u světelných SCT při pohledu na Měsíc a jasné planety. Objekty vzdáleného vesmíru jsou až na malé výjimky ochuzeny.

Když jsem zařízení koupil, překonal všechna moje očekávání. Na Měsíci bylo vidět více podrobností, taktéž na Jupiteru, který byl též výrazně kontrastnější. I jasná M 42 byla mnohem detailnější. Cena 500 USD (!) a nutno připomenout, že je třeba mít ještě několik dvojic totožných okulárů. Tedy přijde to do peněz, ale nikdy jsem nelitoval.

Na americkém trhu je dále celá řada barevných filtrů, označovaných čísly. Hlavní jsou tyto:

• č. 11 žluto-zelený: Zlepšuje kontrast Saturnova prstence a Rudou skvrnu na Jupiteru.
• č. 12 žlutý: Zvýrazňuje detaily komet a ve větších dalekohledech nad 40 cm je možné za velmi dobrých pozorovacích podmínek uvidět na povrchu Uranu skvrnu a kotouček Neptuna.
• č. 15 tmavě žlutý: Ukazuje lépe polární čepičku při opozici Marsu a Cassiniho dělení na Saturnu. Zvyšuje kontrast měsíčních ůtvarů.
• č. 25 tmavě červený: Zlepšuje obraz Merkura a zkontrastňuje povrchové útvary na Marsu. Vhodný též pro Saturna.
• č. 80A středně modrý: Tlumí jas Venuše, zvýrazňuje povrchové útvary Marsu a kontrast Saturnova prstence.

(pokračování příště)

OBSAH

tisk

Milí trpaslíčci,

léto je už šťastně za námi - doufám, že jste se v jeho výhni neuškvařili, když jste hledali chyby a chybičky prvních dvou dílů tohoto seriálu, a doufám, že se v nich také žádné větší nedostatky nenacházejí. (Pokud se nějakou nešťastnou náhodou mýlím - a v textu seriálu je hrubých astrofyzikálních chyb jako máku, pak nechť mi je nedostačující omluvou název všech tří dílů, znící Malé, milé obrázky. Kdysi úplně na počátku jsem totiž měl v plánu vyrobit "pouze" obrázky ilustrující rozložení jednotlivých typů NGC-objektů na obloze - tento úkol jsem, při vší skromnosti, splnil beze zbytku.) Dnes, bezmála celý měsíc po prázdninách, před vámi leží poslední část tohoto obrázkového seriálu, část pohříchu nezajímavá a zejména neastrofyzikální. Ano, vím, že by mělo platit známé úsloví "To nejlepší na konec", ale ne pokaždé se zadaří a ne všichni býváme dokonalí ...

V minulých číslech Bílého trpaslíka jsme na tomto místě postupně rozebrali rozložení otevřených a kulových hvězdokup, planetárních mlhovin a mlhovin všech ostatních typů. Když nyní zavzpomínáte, jaké další objekty lze na hvězdné obloze spatřit, vytanou vám k tomu všemu ještě hvězdy a galaxie, těm přemýšlivějším snad také planety, Slunce a Měsíc, relativistickým šťouralům, nedej Bože, i pulsary, kvasary a gravitační šošovky. Je tedy zřejmo, že první obrázek se bude věnovat galaxiím, zatímco ten poslední, závěrečný, bude zasvěcen "hvězdám". (Uspořádání obrázků již netřeba připomínat, snad jen pro úplnost: na x-ové ose je rektascenze, rostoucí směrem doprava, tedy opačně než na obloze, na y-ové ose pak rovnoměrně roste deklinace (severní pól by byl úsečkou na horním okraji obrázku))

Zahledíte-li se pozorně na dnešní první obrázek, kde každičký puntík reprezentuje jednu galaxii NGC či IC katalogu (jasnější než 12. velikost - to proto, že galaxií je mnoho a základní charakteristiky jejich rozložení vyniknou nejlépe právě při této kombinaci limitu, velikosti puntíku a plochy obrázku), musejí vám být důvody pro vznik takto roztodivného uspořádání zřejmé. Příčiny totiž nejsou ani tak astrofyzikální, jako spíše pozorovací. Srovnáte-li tvar a rozložení plochy, kde se téměř žádné galaxie nevyskytují, s tvarem a položením plochy, kde se nacházejí otevřené hvězdokupy a mlhoviny a kde je hvězdné nebe nejsvětlejší, zjistíte, že jde o tutéž oblast mezi hvězdami - jak jsme již několikrát napsali, osou této plochy (pásu) je galaktický rovník. A nyní je to již opravdu nad Slunce jasné: rovina Mléčné dráhy a objekty v ní rozložené nám výhled do vesmíru skrze tuto část oblohy přesvětlují a zaclánějí, takže slabé a vzdálené galaxie prostě nevidíme. Ony tam určitě jsou; vzpomeneme-li si na učení o homogenitě a izotropii vesmíru, tak tak být dokonce musí. (Místo ve středu obrázku, kde je největší hustota bodů-galaxií, není nic jiného, než severní galaktický pól.)

V tomto případě by se více než kdy jindy vyplatilo transformovat obrázky do galaktických souřadnic - v nich by potom krásně vyniklo jak uspořádání otevřených hvězdokup a mlhovin, tak uspořádání "dnešních" galaxií. Pak by totiž náš obrázek vypadal jako plocha zaplněná množstvím bodů tak, že uprostřed, právě na galaktickém rovníku, je prázdný pás. S obrázkem v tomto tvaru by se totiž dala provádět nejrůznější kouzla. Tak bychom třeba mohli měnit "limitní hvězdnou velikost galaxií" a sledovat, jak se obrázek mění. Kdybychom v něm postupně vynechávali nejslabší galaxie, obě jeho poloviny zaplněné body by se od sebe vzdalovaly a pás okolo galaktického rovníku by byl stále širší, a naopak.

Na dnešním obrázku číslo dvě je znázorněno rozložení jednoho trochu zvláštního druhu objektů NGC katalogu. Já jej v soukromí nazývám "hvězdami" (uvozovky zde platí za část názvu); to proto, že samotný katalog objekty pojmenovává jako * či ** nebo ***. Jde o objekty, které jsou dnes klasifikované coby blízká seskupení několika málo hvězd či dokonce jako hvězda jediná. Na základě obrázku, který máte právě před sebou, jsem si k tomu sám vyvinul teorii, vysvětlující, jak se tyto hvězdy a vícehvězdy do NGC katalogu dostaly. Podle mě totiž jde, soudě z nápadné koncentrace těchto objektů ke galaktickému pólu a také z homogenního rozložení v oblastech mimo Mléčnou dráhu, o slabé opravdové hvězdy, které byly (nejen) na fotografických deskách považovány zpočátku za jádra vzdálených galaxií (objekty typu *), nebo o obyčejné dvojhvězdy a trojhvězdy, ať už optické, nebo fyzické, které snad byly původně řazeny mezi otevřené hvězdokupy či asterismy (objekty typu ** a ***).

Avšak co z toho jsem si vymyslel a co je pravda, to ať posoudí čas a někteří povolanější. Zatím se s vámi a s naším malým, milým seriálem loučí

Post scriptum: Až se mi v rámci studování všech věcí, co se týkají otevřených hvězdokup, podaří rozřešit záhadu prezentovanou v závěru druhého dílu seriálu, dám vám vědět dalším článečkem v trpaslíku. Slibnou stopu snad už mám - můžete si ji i vy najít ve Vanýskově Přehledu astronomie a astrofyziky.

Mezi některé z vás již určitě pronikly zvěsti o tom, že se letos planetka 1620 Geographos dostala dost blízko Zemi, následkem čehož vzrostla její hvězdná velikost, takže téměř "vypalovala" (no, ona měla nejvíc, nebo spíš nejmíň, jenom devítku, ale i tak je to na šutr o velikosti nějakých pár kilometrů výkon). Samozřejmě, že jsem neodolal a slíbil si, že se na ni určitě podívám, hned jak to bude možné. Jenže řeči se mluví a voda ...

V době, kdy byl Geographos v období největší jasnosti, se pohyboval příliš jižně, než aby bylo možné kouknout se na něj z našich zeměpisných šířek. To u nás bylo celkem jasno. No, a jakmile se dostal nad deklinaci -20 °, tak se zatáhlo. Geographos slábnul a slábnul, až měl jenom jedenáctku a to ještě navíc v maximu (amplituda světelných změn je u této planetky 1.1-2.03 mag), což je pro Somet v brněnských podmínkách celkem málo. Večer z 4. na 5. září 1994 se příroda přeci jenom umilosrdnila a rozjasnila svoji zachmuřenou tvář. S napětím jsem spočítal efemeridu. Sice z elementů trošku staršího data, ale efemerida to byla. Vše jsem si vynesl do Uranky a popřemýšlel, jak budu asi planetku hledat, když má hvězdnou velikost 11 mag a atlas jde do devětapůlky (na udělání podrobných mapek jsem neměl čas). Vše rozhodl fakt, že se Geographos bude po obloze poměrně rychle pohybovat, takže již asi po půl hodině bude možné rozeznat změnu polohy. Optimisticky jsem tedy vyrazil po setmění na POBS (tedy Privat Observatory Brno-Slatina, tj. vyšel na terasu) a jal se hledat pole, přes které měla planetka proběhnout (její pohyb byl asi polovina zorného pole Sometu za noc). Pole jsem našel, ale na místě planetky byly asi 4 slabé hvězdy a každá z nich mohla být Geographos. Takže jsem nakreslil mapku, všechny hvězdy, které připadaly v úvahu jsem porovnal vzájemně mezi sebou a šel relaxovat, tj. číst si nějakou brakovou literaturu o počítačích.

Asi po čtvrt hodině mi to nedalo a vrátil jsem se zpět k dalekohledu. Jak jsem předpokládal, na místě jedné z dříve namalovaných hvězd nic nebylo, ale ono nebylo nic nového ani v blízkém okolí! Naštěstí, před tím, než mě mohl skolit srdeční záchvat, jsem si stačil zvyknout na tmu (tzv. poddekoidní adaptace) a zjistil, že se ona hvězdička posunula o pár minut, ale hlavně zeslábla skoro o půl magnitudy! Potom už následovalo rutinní fotometrování vizuálním okometrem a výsledek získaný tímto detektorem můžete vidět v grafu (svislá osa odhadní stupně, vodorovná čas v SEČ). Bohužel jsem musel skončit asi o 3 hodiny dříve, než Geographos zapadl, ale pouliční osvětlení z protější ulice bylo nemilosrdné, i když jsem drsňáckým žárovkám hlasitě nadával a sliboval ten nejstrašnější konec.

Každopádně - byl to zážitek. Když si představíte, že hvězdná velikost planetky Geographos se za normálních okolností pohybuje mezi 16 až 20 mag, tak už jen kouknutí na takovýto objekt stojí za to. A když se vám navíc podaří napozorovat i část světelné křivky, i když uznávám - dost zbastleně, tak máte na chvíli pocit, jako kdyby jste se právě vrátili z dovolené na Jupiteru, kde jste se byli koukat na dopadající kometu (nebo jste byli na kometě, koukat se na dopadajícího Jupitera). Ovšem o tomhle se už v Blesku nepíše (doufám, že to není neplacená reklama).

A na závěr několik dat o planetce Geographos, které jsem převzal z Asteroids II Machine-Readable Database - March 1988 Version:

1620 Geographos byl objeven 14. září 1951 pány G. Wilsonem a R. Minkowskim na Palomaru. Planetka typu S, dle dráhy patří k typu Apollo. Rotační perioda tohoto asteroidu je 5.223 h (jen tak mimochodem, zkusil jsem z těch pár bodů určit periodu a vyšla mi 5.379+-$0.19 h), amplituda světelných změn ($1.10-2.03$) mag. Absolutní hvězdná velikost (planetka je 1 AU od Slunce i Země a má fázi 0 stupňů) je 14.97 mag, rm U-B=0.5 mag$, rm B-V=0.89 mag$.

OBSAH

tisk

Tomáš Hudeček

Já osobně si myslím, že Návod na pozorování proměných hvězd I. je jednou z nejlepších publikací, co kdy naše hvězdárna vydala. Je sice smutné, že vyšel až za třináct let od posledního vydaného, který vzhledem ke svému obsahu mohl poskytnout pouze ty nejnutnější informace, které pozorovatel může potřebovat, ale při pohledu na něj si říkám, že je dobře, že to tak dlouho trvalo. (Delší větu už nevymyslím.)

Když jsem minulý rok na setkání proměnářů slyšel, že se něco takového chystá (tehdy jsem ještě netušil, že už je téměř hotovo), myslel jsem si, že s tempem jakým se v Brně věci dějí, se tohoto návodu dočkají při troše štěstí až moje děti. Mýlil jsem se.

První co mě zaujalo, když jsem jej poprvé uviděl, byla samozřejmě obálka. Nikdy jsem nevěřil v různé reklamní triky, že obal dělá hodně, ale teď už ano. Celkem vkusně barevně laděný pozorovatel u svého dalekohledu se musí zalíbit snad každému. Když pak nahlédnete dovnitř, všimnete si, že sazbu textu nedělal žádný amatér. I zde je zásadní rozdíl od většiny hvězdárenských tiskovin. Úhledné odstavce a příjemný font dokáží udělat své. Hned se vám chce lehnout si a číst. Dalším příjemným překvapením pro mě byla cena. Vzhledem k tomu, jak obsáhlá je to kniha s přiloženou disketou s programem Filipa Hrocha, se mi zdá, že asi hvězdárna nezbohatne.

I po stránce obsahové je na tom návod celkem dobře. Hned ze začátku je jmenný seznam autorského kolektivu a samá zvučná jména nesou také záruky kvality. Celá kompozice knihy je také celkem dobrá. Jediná moje výhrada je snad ke kapitole o dalekohledech a optických přístrojích. Myslím si, že celkem podrobně rozepsaná kapitola by se spíše hodila do jiné knihy, pojednávající o obecné astronomii. Místo ní by dalo více napsat o jednotlivých typech proměnných hvězd a dalších pozorovacích metodách (výhody, nevýhody, srovnání). Snad až přístě.

I když si dost dobře nedovedu představit, co vlastně v druhém díle vyjde. Bylo by hloupé pojednat jej jako doplněk k dílu prvnímu, ale jiná náplň mě nenapadá. Ten první mi připadá už tak dost vyčerpávající. Takže se nechme překvapit. Mně se nejvíc líbila kapitola o základním zpracování pozorování. Jestli jsem v tom měl dříve trochu zmatek, tak teď je mi to úplně jasné.

Nakonec bych se chtěl zmínit o tom poslední, co tento návod nabízí. Jedná se program KWZPR. Tomu bych vytkl jednu zásadní věc. Má otřesný název. Jinak je perfektní. Velmi často jsem potkával Filipa na hvězdárně, kde většinou tento program vytvářel a viděl jsem, co to bylo za práci. A tak bych jemu a Daliboru Hanžlovi, který mu pomáhal, chtěl vyjádřit svůj hluboký obdiv.

Tradiční závěr, v kterém bych ještě jednou vychválil Návod na pozorování proměnných hvězd I., jak nejlépe dovedu, se nekoná. Nemám na to náladu. A hlavně už jsem viděl v životě spoustu lepších knih. Spíš vám doporučím si ho koupit. Určitě stojí za těch padesát korun.

OBSAH

tisk

Rudolf Karel Novák

Tak co je s váma? Prázdniny jsou už pro většinu z vás pryč a pořád se ještě neobjevila očekávaná lavina pozorování. Sice trochu přeháním, ale skoro tomu tak je. Proto bude i dnešní výběr trochu chudší.

Z xeroxovaného deníku Marka Kolasy je vidět, že hodně a rád pozoruje Jupitera. Jako ukázku jeho práce jsem ale vybral kresbu hvězdokupy NGC 752:

4./5. srpna 1994 Sb 25x100 mhv 6.1 mag NGC 752 And- Viditelná i volným okem, nelze přehlédnout. Je vidět asi 60 hvězd, má kruhový tvar. V její východní části je větší koncentrace hvězd. Vcelku pěkná a dosti rozsáhlá (v kresbě je sever nahoře, západ vpravo, na výšku má jeden stupeň).

NGC 752 je vskutku výrazná otevřená hvězdokupa, která leží asi 5 stupňů jižně od gamma And. Odhaduje se, že k ní patří kolem 60 členů a že je vzdálena asi 1 300 světelných let. Vzhledem k tomu, že má 50' v průměru, je proto její skutečný lineární rozměr asi 20 světelných let. Má však i několik "špecifík": Ač je od nás daleko, je poměrně dost vzdálena od roviny Galaxie. V prostoru to činí asi 600 světelných let. Patří také mezi staré otevřenky. Její věk se odhaduje na 1 100 000 000+-100 000 000 let. Proto také neobsahuje příliš velké množství slabých hvězd. Za tak velkou dobu se stihly rozprchnout. Je však bohatá na dvojhvězdy - vizuální i spektroskopické (ostatně viz Uranometrie 2000.0).

Letos to tuším bylo již potřetí, kdy Tomáš Rezek v trpaslíku uveřejnil předpovědi zákrytů dvojhvězd Měsícem. Ovšem až o uplynulých prázdninách se mi do rukou dostalo pěkné vylíčení pozorování Pavla Gabzdyla z 9. července 1991, kdy byla zakryta hvězda Sigma 534:

Měsíc se objevil nad východním obzorem v takovém místě oblohy, které při pohledu z mého pozorovacího balkónu zakrývá sousední panelák. Musel jsem se tedy se svým 11 cm Newtonem přemístit na své východnější stanoviště - do kuchyně. Odtud jsem si začal prohlížet srpek naoranžovělého Měsíce a i přes pokročilé svítání (šla vidět je Capella a Letní trojúhleník) jsem sledoval zbylou neosvětlenou část - popelavý svit, který byl velmi dobře zřetelný.

Mezitím se po celé obloze rozprostřel jemný závoj cirrů a obraz už byl v dalekohledu mizerný. Netrpělivě jsem očekával výstup sekundární složky (8.6 mag), která podle předpovědi měla opustit disk již za minutu. Minuta uběhla a já pořád nic neviděl, ale pak jsem si všiml slabé hězdičky kousek od neosvětlené strany Měsíce - propásl jsem to! Asi po dvou sekundách se jeho okraj rozjiskřil a probleskla i primární složka (6.2 mag).

Pozorování se tedy vlastně nepovedlo, protože výstup sekundární složky jsem zaspal (především kvůli malé jasnosti). Přesto to byla velice zajímavá a napínavá podívaná, na kterou rád vzpomínám. (pozn. Třetí hvězda na kresbě je SAO 76582 jejíž výstup se odehrál o více než deset minut dřív.)

No a nakonec i já trochu přispěji do mlýna. V minulém BT Leoš Ondra psal o jasné kulové hvězdokupě G1 z M 31. Během Expedice v Úpici mi nedalo, abych se na ni nepodíval. Jak se dál dočtete, nebylo to vůbec nic jednoduchého. Přesto se mi podařilo spatřit i nějaké detaily. Ovšem existence mnou pozorované slabé hvězdy, která by měla ležet na západním okraji kupy, je silně nejistá a chtělo by to prověřit.

1./2. srpna 1994 Cass 250/3500 mhv 6.1 mag G1 M31 And - páni, já ji viděl! Bylo to sice s Kasíkem a práce pro chirurga, ale zdařilo se. V 88x jsem podle BT snadno našel pozici a v 140x jsem ji bočním, ani ne s velkou námahou, uviděl. Byla na první pohled mlhavou skvrnou, zhruba o průměru té blízké těsné dvojice [20'']. To jsem si potvrdil i v 350x - v něm se mi dokonce chvílemi zdála ještě větší. Každopádně bez výrazného středového zjasnění, ale přesto s ním.

3./4. srpna 1994 Cass 250/3500 mhv 6.2 mag G1 M31 And - zv. 140x: naprosto extrémní pozorování. Zhluboka jsem dýchal, šíleně mne oslňovala LEDka a obloha. Po chvilkách expozice se mi zdálo, že ji vidím mírně se zjasňující do středu a se slabou hvězdou na západním okraji; chvílemi mi naopak připadala bez zjasnění a těsné hvězdy. Každopádně není stelární.

Toť pro dnešek fše. Pozorujete, kreslete, popisujte a pište!

4./5. srpna 1994: ...dále jsem během noci viděl nádherný bolid (tak -4 až -5 mag) s 12-ti sekundovou stopou, na kterou pohotově Pepa Ďurech a Peťa Begeni namířili Somety. Já jsem tak spolu s pár dalšími šťastlivci poprvé v životě viděl vlivem silných větrů ve stratosféře pozvolna rozplývající se, kroutící se a pomalu se pohybující stopu. Nádherný zážitek.

OBSAH

tisk

Jirka Dušek

Yerkes - Letící orel

V roce 1897 byla otevřena Yerkesova observatoř, která dnes náleží Chicagské univerzitě ve Wiliams Bay, stát Wisconsin. V nádherných kopulích hvězdárny se skrývají 100 a 104 centimetrové reflektory a především 102 cm refraktor, největší čočkový dalekohled světa.

K obrázku: Východ Slunce nad kráterem Yerkes. Kresba je vylepšenou verzí kresby K. Moseleyho z 4. dubna 1984 16 cm refraktorem při zvětšení 204x. Východní val (dole) jsem záměrně zvýraznil, aby nezanikl při kopírování. Západ vpravo, sever dole.

Vybudování této observatoře financoval chicagský milionář Charles T. Yerkes (1837 - 1905), a protože mezi její pozorovací programy patřila I selenografie, není divu, že se "chlebodárce" ocitl i na povrchu Měsíce. Jméno Yerkes dnes tedy nese kráter o průměru 36 km na západním okraji oválného Mare Crisium.

Časné ráno

Uzoučký, tři dny starý srpek Měsíce se pohupuje nízko nad západním obzorem a pokud to kvalita obrazu dovolí, můžeme shlédnout krásnou scenérii, která se u západního břehu "krizového" moře právě nyní vytváří. Nespojená, obloukovitá hradba moře má podobu jakýchsi klepet, zasahujících do hluboké tmy za terminátorem. Konce klepet tvoří dva proti sobě stojící mysy - lat. Promotorium - Olivium a Lavinium. Mezi nima se nachází řetízek drobných kráterů, který v roce 1953 považoval J. O'Neill za most zv. Lunar bridge nebo O'Neill's bridge.

Východně od Promotorium Lavinium objevíte na moři "letícího orla"s široce roztaženými křídly. Ano, přesně tak totiž vypadají západní hradby kráteru Yerkes, které v tuto chvíli září na potemnělém povrchu moře. Kráter sice obvykle neukazuje východní zatopený val, ale vycházející Slunce nutí i ty nejjemnější detaily, aby ukázaly svou skrytou tvář. A tak se i Yerkes může nyní pyšnit svým celistvým tvarem.

Zapadající Slunce

Patnáct dní trvající lunární den končí, a jak se Slunce pomalu sklání k měsíčnímu obzoru, začínají se stíny západních hradeb moře protahovat a jejich špičaté konce postupně zalévají tmou zbytky hladkého povrchu. Yerkes sevřený mezi fantastické stíny se opět může pyšnit svým nesmělým východním valem a také drobným středovým vrcholkem, který jsem pozoroval 24. října 11 cm Newtonem. Vrcholek jsem později našel i na fotografii z Lunar Orbiteru.

Velice těsně u východního okraje kráteru ještě prochází úzký hřbet (Dorsum Oppel), který vás zavede až ke kráteru Lick. O něm ale až příště.

J. Sadil, Cíl Měsíc, Orbis, Praha 1960, str. 254-5.$ Peter H. Schultz, Moon morphology, University of Texas Press 1976.

OBSAH

tisk

Pavel Gabzdyl