OBSAH:
Anatomická procházka Monstrem z Oriona I.
Ačkoli si od vynálezu
dalekohledu prohlédlo překrásnou mlhovinu M 42 s hvězdným klenotem Trapezem
bezpočet astronomů, její skutečné vědecké studium počal až s dvacátými lety
minulého století druhý z dynastie Herschelovců. Není divu. Teprve kolem roku
1798 objevil Alois Senefelder litografii - kamenotisk, který poprvé umožnil
reprodukovat kresby v různých odstínech šedi. Což předtím používaný tzv.
dřevoryt nezvládl.
Roku 1826 Sir John (Sirem se ovšem stal až roku
1931) předložil Královské astronomické společnosti podrobnou
studii Mlhoviny v Orionu, k níž použil 18 a čtvrt palcový reflektor (20
stop ohnisko, zvětšení většinou 150x), který si postavil pod dohledem svého
stařičkého otce šest let předtím. M 42 v této práci kupodivu prorocky označil
jako "fosforeskující plynnou substanci, která se pozvolna
díky přitažlivosti molekul seskupuje do hvězd a hvězdných systémů".
Zároveň publikoval velmi podrobnou kresbu mlhoviny pořízenou dle série skic a
poznámek, jež získal běhen několika velmi pěkných nocí (s následným
opětovným zkontrolováním s oblohou). Kresbu později srovnal s
jinou, kterou pořídil roku 1837 za svého pobytu v Jižní Africe. Chtěl tak
objevit případné změny ve tvaru a jasu jednotlivých částí M 42. To se mu ale
nepodařilo, a ačkoli žil až do roku 1871, už nikdy tak podrobně Mlhovinu v
Orionu nestudoval. Takto dokonale a podrobně zakreslil vzhled Mlhoviny v Orionu Angelo Secchi v letech 1867-8. Originál, který má rozměry 45.5x35.5 cm, najdete v práci "Grande Nebulosa di theta Orione" (Firenze, 1868), kterou mají například v ondřejovské knihovně.
Z jeho snažení nám ale přeci jenom něco dodnes zůstalo. V Memoirs Královské astronomické společnosti roku 1826 vyšla kresba (její adaptaci najdete na této straně), ve které jsou pojmenovány nejnápadnější útvary M 42 - některé dle "zřetelné podobnosti mlhoviny k hlavě, čumáku a tlamě monstrózního zvířete, příšery", zbývající dle dřívějších slavných pozorovatelů, kteří M 42 také sledovali. Regio Huygeniana, Huygensova oblast, je nejjasnější částí mlhoviny. Název dostala podle Christiaana Huygense, kterého Herschel považoval za objevitele M 42. (Jím ve skutečnosti zřejmě byl Nicolas Peiresc z Francie (1611) a Johann Baptist Cysat ze Švýcarska, jenž při pozorování komety roku 1618 nalezl "těsnou skupinku hvězd, vloženou do jasné, světlé mlhoviny".) Obklopuje Trapez a byla Johnem přirovnána ke "sražené kapalině, povrchu pokrytém chumáči vlny, resp. rozervané drobně pruhované obloze". Koresponduje s vrchní části hlavy monstra: Fronsznačí Čelo, Occiput - Temeno a Rostrum - Zobák. Na jihovýchod od Rostrum je Proboscis Major - Velký chobot, mlhavý pás, který poprvé roku 1773 pozoroval Charles Messier s 3.3-palcovým refraktorem. Temná oblast mezi ním a Proboscis Minor se nazývá Regio Messieriana. Nápadný temný pás, který sahá od východního okraje až k Trapezu a jenž tvoří otevřenou tlamu příšery, pojmenoval John Herschel Sinus Magnus (Velký záliv). Několik pozorovatelů (viz též kresba na protější straně) v něm vidělo jeden i více slabých svítících pásů - ten nejnápadnější byl později (ne však Johnem) označen podle známého německého amatéra, který ho popsal roku 1797, jako Pons Schroeteri (Schröterův most). Jižně od Regio Huygeniana leží jiný zřetelný temný záliv - Sinus Gentilii, jehož jméno připomíná francouzského astronoma G. H. Le Gentila,1 který jej poprvé detekoval roku 1758. (Guillaume Joseoh Hyacinthe Jean Baptiste Le Gentil de la Galaziere (1725-1792)mimo jiné objevil M 32, 36, 37 a mlhovinu Lagunu). Kromě těchto detailů zavedl John Herschel i pojmenování (podle prvních pozorovatelů M 42) šesti rozsáhlejších částí mlhoviny. Ve směru hodinových ručiček to je Regio Gentiliana, Regio Huygeniana(Christiaan Huygens (1629 - 1695) se především proslavil jako objevitel prstenců Saturna a jeho největšího měsíce Titanu. S použitím dva a čtvrt palcového refraktoru také zhotovil roku 1659 nejstarší dochovanou kresbu M 42.) , Regio Derhamiana, ( William Derham (1657 - 1735) jako první pozoroval popelavý svit Venuše a byl mimo jiné kaplanem Prince z Walesu, pozdějšího krále George II.) Regio Picardiana, (Jean Picard (1620 - 1682) založil známé efemeridy "Connaissance des Temps". ) Regio Godiniana (Louis Godin (1704 - 1760) byl matematikem a geodetem.) a Regio Fouchiana. (J. P. Grandjean de Fouchy. To je vše, co se mi o něm podařilo zjistit). V identifikační kresbě jsou zhruba jednotlivé oblasti odděleny pomocí spojnic jasnějších hvězd, které se promítají na mlhovinu (takových Herschel s 5-ti palcovým refraktorem napočítal přes 150). Mnohé z nich jsou proměnné, ty nejjasnější byly známy již v polovině minulého století (např. T, AF, AP, AQ a NV Ori objevil v letech 1857 až 1865 William Cranch Bond, první ředitel Harvardské observatoře.), a dnes jich je celkem známo přes padesát. Dvě jsou dokonce vyznačeny ve skice: KS Ori a V362 Ori - mění hvězdnou velikost mezi 9.9 až 10.9, resp. 7.8 až 9.6 magnitudy. ( Označení Bond 479 je původem z katalogu hvězd mlhoviny stejnomenného autora.) Historie vizuálního studia Mlhoviny v Orionu a osudy všech zúčastněných pozorovatelů by vydalo na nejedno povídání. Ale nejen historií je tento objekt zajímavý. I dnes na M 42, coby významnou hvězdnou porodnici, míří mnohé významné přístroje. Podívejte se proto na ni i vy a zjistěte, co všechno z ní můžete spatřit. 1 Guillaume Joseph Hyacinthe Jean Baptiste Le Gentil de la Galaziere (1725 - 1792) mimo jiné objevil M 32, 36, 37 a mlhovinu Lagunu PS: Ještě k obrázku na titulní stránce. M 42 byla také jedním z prvních objektů, které pozoroval otec Johna Herschela. Jeho první pozorovací deník začíná 1. března 1774, kdy si prohlédl Saturnovy prstence a Mlhovinu v Orionu, o níž věděl z knihy Roberta Smithe Optics (1738). O tři dny později si zapsal: S 5.5 stopým reflektorem pozorována světlá skvrna v Meči Oriona; ačkoli dost podobná, její tvar nebyl takový, jak líčí Dr. Smith ve své Optice; vypadale zhruba takto (viz kresba); je proto možné předpokládat, že došlo k nepochybným změnám a pravděpodobně se lze, na základě podrobných pozorování, tak leccos dozvědět o jejím původu.
|
OBSAH | tisk | Jirka Dušek |
III. Příslušenství k dalekohledům
(pokračování z minula)
Jak už jsem se zmínil při popisu okulárů, jsou
na trhu tři druhy, pokud se týká průměrů. K použití do různých průměrů
zaostřovacích zařízení se proto vyrábějí redukce (ita bushing). Zmenšující
redukce (ita reducing bushing) umožňuje v dalekohledu 1.25'' použít okulár
0.96'' a naopak zvětšující ( expanding bushing) umožňuje použít
okulárů 1.25'' v dalekohledu s okulárovým zařízením o průměru 0.96''.
Totéž platí pro okuláry 2'' a 1.25''. Jinak se nověji používá místo názvu ita
bushing - eyepieces adapters. Zdá se mně, že to zní lépe.
Kufříky na okuláry, barlowovy čočky a pravoúhlé hranoly (diagonals) se vyrábějí
kovové a z umělé hmoty. Často je dodává podnik, který prodává dalekohledy.
Vnitřek tvořený pěnovou gumou je pak vymodelován přesně na velikost produktů
firmy.
Astrofotograf může dělat snímky buď přes dalekohled, nebo na
tělo dalekohledu připevnit fotografický aparát, resp. komoru.
Na fotoaparát se prodává jednoduché zařízení, které je tvořeno vrškem
stativu a jehož spodek je přizpůsoben tělu dalekohledu (tubusu), k němuž se
přichytí šroubky ( piggyback adapter).
Pro vyvážení přístroje, na kterém
je připevněn fotoaparát či komora, se prodává závaží a osa, která se
zpravidla montuje rovnoběžně s optickou osou. Závaží se po ní volně pohybuje
se a znehybňuje šroubkem.
Mimoosové hlídače pohybu dalekohledu ( off
axis guiding) mají dvojí úkol. Jednak umožňují zaostření fotoaparátu
upevněného na okulárové části, ale hlavně, jak z názvu plyne, jsou
to hlídače pohybu dalekohledu při astrofotografii. Během dlouhé expozice
se totiž projevuje nepřesné namíření na severní pól a změny způsobené
chladem. Na podrobném osvětlém kříži je možné udržovat objekt, nejčastěji
blízkou stálici, jemným ručním pohybem nebo elektronickou kontrolou pořád na
stejném místě.
Na různé druhy fotoaparátů jsou zhotoveny různé
druhy mezikroužků. Nazývají se T/adapter nebo T-ring. Prodlužovací
zařízení (ita teleextender) se vkládá mezi okulár a fotoaparát. Je tvořen
kovovou trubkou na obou koncích se závitem. Prodlužovač ( variable
teleexteder) jsou zase dvě pohyblivé trubky zasazené do
sebe.
Astrofotografové používají následující druhy filmů: Kodak
2415, černobílý, ISO 25=15 stupňů DIN má velmi jemné zrno a vysoký kontrast
(vývojka Kodak D-19). Umělé zcitlivení emulze ( hypersensitizing) se
provádí plynem s menším obsahem vodíku (činitel zcitlivení). V současné době
jsou k dispozici velmi citlivé filmy, které umožňují i za relativně krátkou
expozici zachytit objekty okem neviditelné. Halleyovu kometu
jsem fotografoval na barevný dia 3M ISO 3200 (zhruba 36 stupňů DIN). Použil
jsem velmi světelný objektiv (f/1.4, oh. vzd. 55 mm). Aby se u hvězd
neprojevil denní pohyb, byla patnáctivteřinová expozice maximum. Kometa ale i
tak vyšla krásně. Na Kodak ISO 1600 (zhruba 33 stupňů DIN), barevný negativní
film, jsem zase při stejné expozici a se stejným objektivem
zřetelně vyfotografoval Uhelný pytel u Jižního kříže.
Konica uvedla na trh
barevný negativní film ISO SR 3200. Kompromisem mezi citlivostí a zrnitostí
jsou ISO 400 = 27 stupňů DIN značek Fujicolor, Konica nebo Kodak. U
amatérů našly velkou oblibu. Barevné evropské filmy se používají
zřídka, mají totiž jiný proces zpracování.
Při zaostřování máme často
problémy s bočním světlem vnikajícím do oka. Nověji jsou proto všechny
okuláry opatřeny měkkým gumovým okrajem, který oko ochraňuje. Dlouhooniskové
okuláry mají přitom tento okraj asymetrický.
SCT a též na bocích otevřené
Newtony jsou velmi citlivé na orosení. Ačkoli zde v Kalifornii máme i u
pobřeží většinou nízkou relativní vlhkost (40 až 75%), při pohledu na objekty
blízko zenitu se na korekční desce během necelé hodiny objeví jemný rosný
povlak. Proti tomu působí tzv. rosnice ( dew shield). Na 10'' SCT je
dlouhá 40 cm. Prodává se jednak tzv. pružná - což je čtverec měkké ohebné
plastické hmoty, která se uchytí na konci dalekohledu - a kovová - je
hliníková a uchytí se třemi šroubky. Jiným zařízením je slabý fén nebo
odporový pásek, kterým se obalí konec přístroje a jenž ohřívá desku,
aby se nezarosila. Nemám s tím zkušenosti, ale myslím si, že vyšší teplota
ovlivní kvalitu optiky.
Je také nabízen čtyřmístný okulárový konec - místo
výměny pouze otočím. Nevzpomínám si však, že bych to u nějakého amatéra
viděl. Dále se prodávají podložky pod jednotlivé nohy stojanu dalekohledu,
které tlumí otřesy okolí.
Hledáčky jsou přímé a s 90 stupňů hranolem. Vyrábějí
se ve velikostech 6x30, 8x50 a 9x60. Speciálním typem, který se používá
vedle normálního hledáčku, je tzv. Telrad jihokalifornského vynálezce.
Obloha je přes něj vidět prostým okem, ale zorné pole překrývají tři červené
soustředé kruhy 4 stupňů, 2 stupňů a 0.5 stupňů. Zdrojem jsou dvě tužkové
baterie a jas kruhů lze měnit. Rovnoběžnost s optickou osou se opravuje
stavěcími šroubky.
K podstatnému zlepšení obsluhy dalekohledů došlo po
zavedení elektronického zařízení pro snadnější a rychlejší
nalezení objektů. Firma Meade přidala ke svým přístrojům panel, který
má několik vstupů a výstupů. Velící ústředna ( command center) je
mnohaúčelová. Ovládá pohyb v deklinaci a rektascenzi (rychlý nebo pomalý),
umožňuje elektronické zaostřování, osvětlování kříže a výběr ze slunečního,
měsíčního a hvězdného pohybu. Všechno se děje pomocí ručního ovladače,
na kterém jsou tlačítky pro výše uvedené výkony. Na červeném displeji
můžete dále vyhledat a nařídit údaje o rektascenzi a deklinaci objektu, o
místním a hvězdném čase, je též možno měřit čas expozice a najít frekvenci
[Hz] používaného proudu. Jiný vstup C.A.T. ( Computer Aided Telescope
System) vyhledává přes 8 tisíc nebeských objektů. U většiny dalekohledů se
ale musí koupit zvlášť. U nových je automaticky přidáván. Do počítačového
panelu vložíte vstupní data a během krátké doby se hledaný objekt nachází v
zorném poli.
To ovšem vyžaduje souběžnost obou os, vodorovnou polohu a
přesné nastavení deklinace. Firma Celestron tyhle nutnosti
obešla elektronickou cestou. Bez vyrovnání dalekohledu se zaměří na
dvě různé stálice, jejichž data se vloží do počítače a další objekty jsou
už hledány sami.
Jistě jste stáli u dalekohledu přikrčeni a v nepřirozené
poloze. Při sezení a správné výšce sedačky je to příjemný
zážitek. Nabízené sedačky jsou velmi podobné těm, které používají
hráči orchestru u bicích. Jeden druh je pro lehčí váhy, druhý je
naopak podstatně pevnější. Chci-li změnit výšku, musím
odšroubovat šroubek, vytáhnout jej, posunout osu a znovu
zašroubovat. Zdlouhavá práce, zdlouhavější v noci. Proto byl vymyslen
další typ, podobný malému dvojáku - žebříku. Na jednom rameni je pohyblivá
sedačka, jejíž polohu lze měnit snadno a rychle.
Na rozložení map a okulárů
je prodáván necelých 5 kg těžký skládací stolek a k tomu baterka s červeným
světlem. Dále jsou na trhu: gumový odfukovač prachu z optiky a též kapalinová
čistící souprava, světlotěsné brýle s červeným plastikem na přivykání tmě,
černá klapka na pozorovací oko, jakou nosil Žižka, plátěný přehoz na stojící
dalekohled, pytel na stativ. Vyrobit mnohé, co jsem v článku uvedl, by neměl
být problém pro šikovného mechanika, jakých je v ČR hodně.
Na závěr několik vět o CCD.
Rozvoj elektroniky ovlivnil všechny vědní obory a také náš
život. Před dvaceti lety bylo možné dosáhnout 21. velikosti na
Palomaru mnohahodinovou expozicí, dnes tutéž hodnotu dosáhne amatér 30
cm reflektorem, opatřeným CCD, za několik minut. CCD má dokonce už svůj
časopis - CCD Astronomy.
Obraz zachycený dalekohledem je promítnut do
obrazové CCD kamery připevněné na okulárovou část. Odtud je přenášen na TV.
Čím má kamera víc pixelů na jednotku plochy, tím je obraz ostřejší a
podrobnější a kamera dražší. O aplikace nebude v budoucnu nouze. Meade uvedl
CCD zařízení na automatické sledování obrazu ita Pictor 201 Autoguider, který
stojí 395 USD. Pro náročné je k automatickému sledovači připojena obrazová
část pod názvem Pictor 1616 Autoguider/Imager. Ta už přijde na sedm
tisíc. Bistromatický pohon je skvělá nová metoda překonávání
obrovských mezihvězdných vzdáleností, aniž by bylo nutno babrat se s
nebezpečnými faktory Nepravděpodobnosti.
Bistromatika sama o sobě je prostě
revoluční způsob, jak porozumět chování čísel. Podobně jako Einstein zjistil,
že čas není absolutní, ale že závisí na pozorovatelově pohybu v prostoru,
a že ani prostor není absolutní veličinou, nýbrž závisí na pozorovatelově
pohybu v čase, tak je dnes uznáváno, že čísla nejsou absolutní, ale závisí na
pozorovatelově pohybu v restauracích.
První neabsolutní číslo je počet
lidí, pro něž je rezervován stůl. Mění se v průběhu prvních třech telefonátů
do restaurace a není v žádné patrné relaci k počtu lidí, kteří
skutečně přijdou, nebo k počtu lidí, kteří se k nim připojí
po představení/zápase/večírku/vystoupení, ani k počtu lidí, co
zase odejdou, když vidí, kdo všechno přišel.
Druhé neabsolutní číslo je
udávaný čas příchodu, o němž je známo, že je to jedna z nejfantastičtějších
matematických koncepcí, zvaná recipriversexkluson, číslo, které lze definovat
pouze tak, že je čímkoliv jiným, než sebou samým. Jinak řečeno udávaný
čas příchodu je jediným okamžikem v čase, kdy je nemožné, aby
dorazil kdokoli ze společnosti. Recipriversexklusony dnes mají
zásadní význam mnohých matematických odvětvích, včetně statistiky a
účetnictví, a rovněž jsou podstatou základních rovnic užívaných k vytvoření
pole Problému Někoho Jiného.
Třetí a nejzáhadnější prvek neabsolutna spočívá
ve vztahu mezi počtem položek na účtu, cenou každé z nich, počtem lidí u
stolu a tím, co jsou ochotni zaplatit. (Počet lidí, kteří doopravdy mají s
sebou peníze, jsou pouhým subfenoménem tohoto pole.)
Zarážející diskrepance,
jež se objevují, zůstávaly po staletí neprozkoumány prostě proto, že je nikdo
nebral vážně. Ve své době byly připisovány momentům jako zdvořilost,
sprosťáctví, hanebnost, prchlivost, únava, emocionalita či pozdnost
hodiny, přičemž následujícího rána bývaly úplně zapomenuty.
Samozřejmě nebyly nikdy testovány v laboratorních podmínkách, protože se v
laboratořích nikdy nevyskytovaly - alespoň v laboratořích s dobrou pověstí
ne.
OBSAH | tisk | Lubomír Čížek |
Milí trpaslíčci, dnešní, téměř
předsilvestrovské, číslo našeho "Bílého zpravodaje" vám přináší
upravený, mírně zdokonalený a nepatrně obrázkový "zdrojový text"přednášky,
kterou odvyprávěl Tomáš Rezek na zatím posledním setkání členů APO a který
Jirka Dušek doplnil obrázky. Mlhavé hvězdy
Hvězdokupy a hvězdné asociace pozoruje lidstvo vlastně již
od pradávných časů. Sice si to tehdejší "dřevění astronomové" nebyli s to
uvědomit, ale jasné členy některých kup, jako je třeba pohybová hvězdokupa
Ursae Maioris či rozsáhlá skupina hvězd ze souhvězdí Oriona a jeho okolí,
dnes označovaná jako hvězdná asociace Orion OB 1, si dokonce
nevědomky pospojovali myšlenými čarami do souhvězdí. odkazpodčarou
Poslední dohady o tom, zda mohou také některá další souhvězdí tvořit
či netvořit fyzicky vázané systémy, skončily až v polovině
minulého století. Stalo se tak poté, co byly objeveny vlastní
pohyby většiny jasnějších hvězd.
Po stejně dlouhou dobu jako výše uvedená
seskupení jsou lidstvu známy také některé úhlově podstatně menší a
kompaktnější skupiny hvězd. Jedná se samozřejmě o otevřené hvězdokupy Plejády
(M 45, Mel 22) a Hyády (Mel 25) a o kupu Comae Berenices (Mel 111), které
jsou rozložitelné na jednotlivé hvězdy již při pozorování pouhým
okem.
Patrně jen o málo mladší je lidstvu znalost několika mlhavých hvězd.
Takové hvězdy byly většinou uváděny již v těch nejstarších hvězdných
katalozích. Tolik populární Hipparchos (190-125 před n.l.) uvádí ve svém
katalogu z poloviny druhého století před Kristem minimálně dvě mlhavé hvězdy:
jednu v Perseovi (dnes je známa jako c a h Persei), jednu v rakovi
(Jesličky, Včelí úl, dnes např. M 44).
Ve druhé polovině prvního století
pak k objektům obsaženým v Hipparchově katalogu připojuje Klaudius Ptolemaios
(100-178 ? n.l.) odkazpodčarou Kdy nepřesně žil tento významný antický astronom nevíme.
Jisté je pouze datum jeho prvního a posledního pozorování. Z nich se odvozuje
rok narození i smrti. další tři mlhavé hvězdy, které jsou dnes všechny klasifikovány
jako otevřené hvězdokupy: hvězdokupu M 7 ve Štíru, kupu ve středu Vlasů
Bereniky a mlhovinu zvanou Hlava Oriona, tvořenou několika hvězdami a dnes
známou jako kupa l Orionis (Cr 69).
Fakticky druhou revizí a
zdokonalením Hipparchova hvězdného katalogu je dílo perského učence a
astronoma Al-Sufiho (903-986). Kromě toho, že Al-Sufi uvádí přesnější
hvězdné velikosti, inovuje také soupis známých mlhavých objektů.
Jeho katalog obsahuje z výše jmenovaných objektů Jesličky, dvojitou kupu
Persea a hvězdokupy M 7 a l Orionis. Chybí v něm skupina hvězd Kštice
Bereniky, ale objevují se další dva mlhavé obláčky - otevřená hvězdokupa IC
2391, obklopující hvězdu o Velorum, a také všem známá mlhovina - galaxie M
31 Andromedy. Po celých osmnáct století - v časech od Hipparcha až po
Galileiho - si jsou astronomové vědomi existence jen dvou nebo tří
"očividných" hvězdokup: jsou jimi Plejády, Hyády a kupa ve Vlasech Bereniky.
Před očima sice mají také dvě další soustavy, které dnes označujeme jako
pohybovou hvězdokupu a hvězdnou asociaci, domnívají se však, tyto skupiny se
nikterak neliší od ostatních, obyčejných souhvězdí. K tomu všemu
znají polohu pěti či šesti mlhavých obláčků, ale o jejich
skutečné podstatě nemají ani tušení; spojovat si je s hvězdokupami
je zcela jistě nenapadá. Mlhavé skvrnky v dalekohledech
Další etapa výzkumu hvězdokup
(a po dvě století současně s nimi také mlhovin) se mohla začít odvíjet až v
době po vynalezení dalekohledu. V letech 1609 a 1610 zjišťuje Galileo
Galilei (1564-1642), že možnosti jeho dalekohledů jsou dosud
nevídané. Postupně objeví asi 80 nových hvězd v oblasti Orionova Meče a
Pásu, napočítá 40 slabých a dosud neznámých hvězd v Plejádách, 20 nových
hvězd ve skupině Hlavy Oriona (lambda Ori), a mlhavý objekt Jesliček se mu v
dalekohledu rozloží na skupinku přibližně čtyř desítek slabých hvězd. Také
některé výrazné části Mléčné dráhy se Galileimu podaří rozložit ve
hvězdy.
Galileo byl těmito objevy natolik nadšen, že se pak ve svém
díle ita Hvězdný posel (Sidereus Nuncius, 1610) odvažuje tvrdit,
že všechny objekty tohoto druhu, tehdy nazývané mlhovinami a mlhavými
hvězdami, jsou ve skutečnosti skupinami slabých hvězd - hvězdokupami.
Skutečnost, že je jako hvězdokupy nepozorujeme, zdůvodňuje tak, že jsou od
nás příliš vzdáleny a lidstvu dostupné dalekohledy jsou příliš slabé. V roce 1610 je pomocí dalekohledu objevena také první skutečná mlhovina -
Velká mlhovina M 42 v Orionu. Zadařilo se tak Francouzi Nicholasi Peirescovi;
velký Galileo ji přehlédl, a to i přes to, že je viditelná pouhým okem.
(Někdy se také jako objevitel mlhoviny M 42 uvádí Christian Huygens (rok
1656) - takto se mýlí již samotný pan Messier ve svém proslulém
katalogu. Od něho ale pochází první dochovaná kresba.)
Mezitím uběhne
téměř půl století, než je dalekohledem objeven další mlhavý objekt. Je jím
kulová hvězdokupa M 22 Sagittarii. Prvenství jejího objevu však není zcela
jasné: většinou se jako objevitel M 22 uvádí Němec Abraham Ihle, jenž ji měl
objevit v roce 1665 při pozorování Saturna, není ale vyloučeno, že
ji dalekohledem vlastní konstrukce pozoroval již Johannes
Hevelius (1611-1687) - navíc je tato kulová hvězdokupa bez
větších problémů viditelná i pouhým okem.
V průběhu dalších desetiletí
byly postupně přiobjevovány nové a nové hvězdokupy: roku 1677 objevuje Edmond
Halley (1656-1742) nejjasnější kulovku pozemské oblohy w Centauri ( Je největší známou kulovou hvězdokupou: tak velkou, že ji dnes řadíme někam na pomezí mezi kulovými hvězdokupami a trpasličími
eliptickými galaxiemi.) , roku 1680 pak John Flamsteed (1646-1719) otevřenou hvězdokupu NGC
6530 (hvězdokupa v mlhovině Laguna), 1. září 1681 Gottfried
Kirch otevřenou hvězdokupu M 11. John Flamsteed později (roku 1690) objeví
také otevřenou hvězdokupu v mlhovině Rosetta - NGC 2244 - a v roce 1702 její
kolegyni M 41 - o té se však jako o mlhavé skvrně pod Siriem zmiňuje již 325
let před Kristem ve svém spise Meteorologica Platónův žák Aristoteles. Z
následujících objevů můžeme ještě jmenovat kupříkladu Gottfrieda Kircha
- kulová hvězdokupa M 5 Serpentis (1702), Cassiniho objev
otevřené hvězdokupy M 50 v Jednorožci (před rokem 1711) a Edmonda
Halleyho a jeho objev známé M 13 (rok 1714).
V těchto dávných dobách ještě
nebylo technicky možné rozlišit difúzní mlhoviny od kulových hvězdokup a
později i od galaxií, takže když Edmond Halley sestavoval pro jedno ze svých
děl soupis nejjasnějších mlhavých skvrn oblohy, který je vlastně
prvním katalogem zasvěceným pouze deep-sky objektům, nezbylo mu
nic jiného, než w Centauri, M 11, M 13, M 22, M 42 a M 31 naházet
takříkajíc "do jednoho pytle"}.
Další objevy mlhavých objektů - především
hvězdokup, které nás zajímají ze všeho nejvíce - byly spojeny s
objevováním a sledováním komet a svázány se jmény jako je de Chéseaux,
jenž v letech 1745 až 1746 objevil dalších šest otevřených hvězdokup a dvě
hvězdokupy kulové (M 4 a M 71), Maraldi (objevil kulové hvězdokupy M 2 a M
15) a Le Gentil (1725-1792), který v roce 1749 jako první pozoroval
hvězdokupy M 36 a M 38. První systematická pozorování
Házení objektů do jednoho pytle se pak
jen pozvolna zlepšuje v de Chéseauxově spisku, který byl s největší
pravděpodobností druhým publikovaným seznamem deep-sky objektů. Toto dílo
bylo roku 1746 představeno francouzské Akademii a o půl druhého století
později, v roce 1891, jej otiskl ve své práci A. Bigurdan. Objekty v
něm obsažené jsou již rozděleny do dvou kategorií. V první jsou zahrnuty
ty, jež jsou již pouhým okem či některým z dostupných dalekohledů
rozložitelné na jednotlivé hvězdy, ve druhé pak ty, které nešlo rozložit ani
největšími teleskopy tehdejší doby (tedy kulové hvězdokupy, mlhoviny a
galaxie dohromady).
Kromě postupného zavádění systematizace do třídění
mlhavých objektů hvězdného nebe se v polovině 18. století poprvé
objevuje také poněkud systematičtější práce objevitelská.
Nicolas de la
Caille (1713-1762) během svého průkopnického mapování jižní oblohy z mysu
Dobré naděje v letech 1751 až 1752 počet známých hvězdokup téměř
zdvojnásobil: objevil 21 nových objektů, mezi nimi například kulovou
hvězdokupu známou jako 47 Tucanae či seskupení hvězd IC 2602. Ve svém
katalogu hvězdokup a mlhovin jižního nebe (1755) pak zavedl tři kategorie
objektů: I. mlhoviny bez hvězd, II. mlhavé hvězdy, jevící se v
dalekohledu jako skupiny hvězd, a III. hvězdy doprovázené mlhovinou.
Podobně jako Galileo se la Caille domnívá, že všechny tyto objekty by bylo
možné vhodnými dalekohledy rozložit na hvězdy, a dále, že objekty třídy I.
jsou analogické Magellanovým oblakům a od třídy III. se liší jen tím, že se
na ně nepromítají jasnější hvězdy. První systematickou prohlídku severního nebe zahájil v Paříži roku
1764 Charles Messier (1730-1817). Messiera však nezajímají ani tak hvězdokupy
a mlhoviny, jako spíše komety - cítil aktuální potřebu vytvořit seznam
"nekometárních objektů kometárního vzhledu": tento seznam neměl sloužit k
tomu, aby se v něm uváděné objekty dále studovaly, ale naopak k tomu, aby jim
nebyla věnována žádná další pozornost.
Během prvního roku pozorování Messier
objevil 16 nových hvězdokup. Byly mezi nimi kulové hvězdokupy M 3, M 10, M
12, M 14 a otevřené kupy M 37, M 39 a další. Roku 1771 k nim přidává další
čtyři hvězdokupy, a ještě tentýž rok publikuje svůj první katalog mlhovin a
hvězdokup, který obsahuje 45 objektů. Zde zřejmě nacházíme nejdůležitější klíč k vyřešení otázky, proč jsou do
Messierova katalogu zahrnuty také Plejády. Jak se na nedávném Setkání členů
APO vyjádřil Leoš Ondra, "člověk nakonec dělá něco úplně jiného, než zpočátku
plánoval", a tak není divu, že se Messier rozhodl zařadit na (dočasný) závěr
svého seznamu také Plejády - objekt, o jehož existenci samozřejmě věděl a
jenž navíc není nepodobný mnohým hvězdokupám, které svým dalekohledem
objevil. Navíc lze podobnou teorii aplikovat i na hvězdokupu Praesepe - ani
ta totiž v Messierově dalekohledu kometu připomínat nemohla. Zdá se tedy, že
objekty číslo 44 a 45 Messier do svého katalogu zařadil
takříkajíc "navíc".(Nutno také poznamenat, že autorem tohoto vysvětlení není
nikdo jiný než Jeník Hollan, který se jím začal kochat již během mé
přednášky: "vždyť je to přece úplně jasné"). Druhé vydání Messierova katalogu (1780) mělo 68 objektů, třetí a vlastně poslední (1781) sto tři. Z nich se 57 objektů jevilo jako hvězdokupy obou
kategorií. V letech 1774 až 1782 pak Charles Messier a jeho kolega a současně
také rival Pierre Méchain nalézají 13 nových hvězdokup, většinou
kulových. Johann Elert Bode (1747-1826) objeví další kulové hvězdokupy M
53 a M 92 a Köler k nim přidá další, jednu z nejstarších otevřených hvězdokup - M 67.
Mitchelova astrofyzika (Je otázka, jak se vlastně jméno Johna Mitchela píše. V
mnohých renomovaných knihách je ho totiž možné najít také pod příjmením
Michell.) Současně s rozkvětem a zdokonalováním pozorovacích metod a astronomické
techniky se objevují také první pokusy o objasnění skutečné podstaty
sledovaných objektů. První kroky v oblasti, kterou bychom dnes mohli nazvat
"moderní astrofyzikou", má na svědomí anglický "sciencista",
astronom a reverend John Mitchel.
Tento muž skutečně položil základy
současné astronomie: kromě toho, že jako jeden z prvních začal šířit
myšlenku, že většina na obloze pozorovaných dvojhvězd je fyzicky vázanými
systémy, ukázal v roce 1767 ( Mem. Of The R.A.S.: Parallax Of The
Fixed Stars, 1767) pomocí tehdy velice mladého počtu pravděpodobnosti, že
šest nejjasnějších hvězd v Plejádách se nemůže nacházet, budeme-li uvažovat
náhodné rozložení hvězd po nebi, na tak malém kousíčku oblohy. A
pravděpodobnost náhodného setkání čtyř desítek hvězd v Jesličkách je podle
Mitchela ještě mnohem menší. (Maličká úloha Jeníka Hollana: pravděpodobnost, že se
sejde šest nejjasnějších Plejád tak těsně u sebe, si můžete spočítat
sami ... Třeba během některé své cesty na oběd). John Mitchel se, podobně jako Johann Heinrich Lambert (1728-1777), a
nezávisle na něm, již kolem roku 1761 zabýval otázkou, zda také naše hvězda -
Slunce - není členem některé, zatím neznámé hvězdokupy. Mitchel se dokonce
odhodlává k pokusu o určení vzdálenosti hvězdokupy Plejád, k čemuž
použije následujících dvou postupů.
Za prvé předpokládá, že střední
svítivost nejjasnějších hvězd hvězdokupy je rovna svítivosti našeho Slunce -
všechny hvězdy jsou vlastně standardní svíčky. Se znalostí zákona, který
nám říká, jak se jasnost (způsobené osvětlení) objektu mění s
jeho vzdáleností od nás, si pak můžeme spočítat vzdálenosti jednotlivých
hvězd. Mitchel takto dospěl ke vzdálenosti Plejád přibližně 50 pc. Dnes víme,
že nejjasnější hvězdy v Plejádách jsou spíše o něco jasnější než Slunce, a
Plejády jsou proto od nás o něco dále - podle posledních měření je to asi 126
pc.
Druhá metoda spočívala v tom, že Mitchel zkusil předpokládat,
že střední lineární vzdálenost mezi členkami Plejád (dnes se
většina astronomů shoduje na tom, že je to právě 1 pc) je rovna
střední lineární vzdálenosti hvězd v blízkém okolí našeho Slunce.
Tyto vzdálenosti Mitchel určuje díky tak zvaným
fotometrickým paralaxám, tedy opět za pomoci předpokladu, že všechny
hvězdy jsou stejnými svíčkami. Když si potom dále určí, jaká je
střední úhlová vzdálenost mezi hvězdami kupy (což není zrovna jasné,
jak udělal), dochází k závěru, že Plejády jsou od nás vzdáleny asi 100 pc.
Takto určená vzdálenost je velmi blízko dnes uznávané hodnotě.
(Obě metody, jimiž určil vzdálenost hvězdokupy, by měly
být podrobněji popsány v již zmíněném článku O paralaxe stálic).
Malá odbočka: John Mitchel (nar. Nottinghamshire (?) 1724 (?),
zemřel v thornhill near Leeds 1793):
Mitchel si zaslouží přední místo v historii astronomie ze dvou důvodů: Jako první provedl realistický odhad vzdálenosti hvězd a předpověděl existenci fyzických dvojhvězd. Studoval v
Cambridge, po ukončení jako Master of Arts (1752) a Bachelor of Arts na
Queen's College, se stal vedoucím geologie v Cambridge (1762-1764). Roku 1767
byl jmenován rektorem v kostele Sv. Michala v thornhill nedaleko Leed, kde
zůstal až do konce svého života. Tamtéž je pohřben (na farnosti je veden jako
69-letý, z toho vyplývá, že se narodil r. 1724).
Mitchelovy publikované vědecké práce, které mu roku 1760 zajistily členství
v Královské společnosti, se týkaly mnoha problémů, včetně zemětřesení (1760), pozorování
komety z ledna 1760 a také metody měření zeměpisných délek (1766). Jeho dva
nejvýznamnější příspěvky byly publikovány v Philosophical Transactions of the
Royal Society: "An Inquiry Into the Probable Parallax and Magnitude of
Fixed Stars From the Quantity of Light Which They Afford Us, and the
Particular Circumstances of Their Situation" (1767) a "On the Means of
Discovering the Distance, Magnitude, etc. of the Fixed Stars" (1784).
V první práci ukazuje, že rozdělení úhlových vzdáleností těsných dvojhvězd
známých v té době se silně odlišuje od toho, které bychom měli dostat za
předpokladu, že hvězdy jsou na nebi rozloženy rovnoměrně - ukazuje tedy, že
je výrazný přebytek úhlově blízkých hvězd. Proto došel k závěru: "Přirozený
závěr, tedy velká pravděpodobnost, téměř jistota, že hvězdy tvořené dvěma
a více stálicemi těsně u sebe, jsou doopravdy hvězdy položené těsně u sebe,
je možné dát na úroveň obecného zákona... Příčinou toho může byt
vzájemná přitažlivost, nebo něco jiného zákonitého či ustanoveného
Tvůrcem."
Mitchelovým druhým velkým úspěchem byl realistický odhad vzdáleností
hvězd, provedený více jak půl století před prvním změřením paralaxy. Jeho
argument byl velmi břitký a může být považován za předchůdce fotometrických
paralax tak, jak je používáme dnes. Všiml si totiž, že se Saturn v opozici
jeví stejně jasný jako Vega. Průměr jeho disku odhadl na 20
úhlových sekund a při pohledu ze Slunce jen na 17 sekund. Tudíž,
Saturnova osvětelná polokoule zachycuje (17/3600)2 (p/720)2
světla vyzářeného Sluncem. Proto, a právě to je podstatné, za předpokladu,
že Slunce a Vega mají stejnou svítivost a Vega je stejně jasná jako Saturn
(že jasnost klesá se čtvercem vzdálenosti, určil už Bouguer), musí být
vzdálena (3600/17)(720/p), resp. 48 500 krát dál než Saturn. Vzhledem k
tomu, že je Saturn 9.5 astronomických jednotek daleko od Slunce, musí potom
být Vega vzdálena kolem 460 000 AU. (Zkuste za stejných předpokladů dojít k
obdobným výsledkům. Uvidíte, že to není vůbec jednoduché.) Ačkoli je tato
hodnota jen čtvrtinová ze skutečné, poprvé trigonometricky změřené F. G. W.
Struvem roku 1837 (Vega je tedy svítivější než Slunce), Mitchelova
hodnota je prvním realistickým odhadem.
Jinak se Mitchel zabýval též
hudbou. Traduje se, že častým návštěvníkem v thornhill býval mladý William
Herschel, tehdy hudebník v Yorkshire, a že právě on dal Herschelovi základy v
broušení zrcadel. Ale jisté to není. První pozorování Williama Herschela
Nebyla by to ta pravá
astronomická historie, kdyby v ní nefiguroval také všem notoricky známý Sir
William Herschel (1738-1822). Kromě toho, že se tento astronomický
velikán německo-moravského původu věnoval pozorování a měření
vzájemných poloh dvojhvězd (za účelem zjištění paralaxy blízkých hvězd a
rozřešení otázky jejich skutečné vzdálenosti), prováděl také jednu z prvních
(pravděpodobně druhou v pořadí) systematických prohlídek (severní) hvězdné
oblohy. Ovoce, které jeho pozorování vlastnoručně zhotovenými zrcadlovými
dalekohledy přineslo, je nám všem důvěrně známé.
Největším dalekohledem
své doby, dvacet stop dlouhým reflektorem se zrcadlem o průměru 48 cm,
objevuje William Herschel během dvaceti let po vydání třetí a poslední verze
Messierova katalogu přes 500 mlhovin a hvězdokup. S pomocí svého reflektoru
přitom také zjistí, že mnoho objektů, klasifikovaných Messierem
jako obyčejné mlhoviny, je ve skutečnosti hvězdokupami.
Herschel ve svém
prvním katalogu deep-sky objektů (celkem jsou dnes na jeho kontě tři seznamy
tohoto druhu) z roku 1787 zavedl o poznání pečlivější rozdělení jednotlivých
druhů objektů na třídy, než tomu bylo dosud. Vlastně se ani není čemu divit
- obrázky, které jeho dalekohled nabízel, byly již tak kvalitní, že se
podobné třídění muselo nabízet úplně samo. My jako pozorovatelé většiny těch
mlhovinek a skupinek hvězd se s tímto rozdělením můžeme setkat ještě dnes,
např. v některém z posledních vydání Nortonova atlasu.( Tuto Herschelovu klasifikaci jsem s úspěchem využíval při svém pozorování na první Expedici Roztoky v červenci 1991 - již podle
třídy, uvedené vždy u Herchlelova označení, jsem byl schopen odhadnout vzhled
objektu v Sometu 25x100). Herschelových tříd bylo a je osm: I. jasné mlhoviny, II. slabé mlhoviny,
III. velmi slabé mlhoviny, IV. planetární mlhoviny, V. velmi rozsáhlé
mlhoviny, VI. velmi husté a bohaté hvězdokupy, VII. středně bohaté kupy
jasných i slabých hvězd a konečně VIII. hrubé a rozházené hvězdokupy. V
úvodu ke svému třetímu katalogu Herschel v žertu přirovnává tento, pro
pozorovatele údajně velmi výhodný systém klasifikace, k systému rozmístění
knih v knihovně, kde také upoutají vaši pozornost nejprve rozměry a vzhled
svazků, a ne obsah díla.
Stejně, jako některé Messierovy mlhoviny, dopadlo
o pár let později také několik Herschelových objektů, zařazených původně do
první až páté třídy. V roce 1789 si Herschel vlastní pílí zaopatřil ještě
větší dalekohled, než byl jeho 48-mi centimetrový reflektor. Nové zrcadlo o
průměru 120 centimetrů a ohniskové vzdálenosti asi 40 stop se
sice neovládalo nejsnadněji, přesto pozorování jím provedená ukázala, že
jako hvězdokupy se jeví nejen objekty tříd VI. až VIII., ale také některé z
objektů prvních pěti tříd.
Jen tak pro zajímavost: za 174 let (od objevu
dalekohledu až do roku 1783, kdy William Herschel zahájil svá pozorování
deep-sky objektů), bylo objeveno celkem 78 hvězdokup. W. Herschel
během let 1783 až 1788 objevil 160 nových hvězdokup, v letech 1789 až 1799
ještě dalších třiadvacet. Do konce 18. století měli tedy pozemští astronomové
zaregistrováno 270 hvězdokup - z nich přesně 200 otevřených a 71
kulových.
Také Herschel, stejně jako Galileo Galilei,
zpočátku předpokládal, že všechny mlhavé objekty, které na
obloze pozorujeme, jsou hvězdokupami, a že záleží jen na síle a
kvalitě používaného dalekohledu, zda jsou, nebo nejsou rozloženy
na jednotlivé hvězdy. Dokonce i Prstencovou mlhovinu M 57 v Lyře pokládal
William Herschel ještě v roce 1789 za jakýsi "hvězdný prstýnek". Nová Herschelova teorie
Již o pouhé dva roky později přichází
William Herschel s myšlenkou, že kromě klasických hvězdokup by mohly ve
vesmíru existovat také skutečné, v různých oblastech prostoru
rozmístěné mlhoviny. Podle Herschela by mohly být podobné Velké mlhovině M
42 v Orionu a měly by být tvořeny svítící látkou, jejíž složení a příčina
záření nám není známa.
Podrobnou analýzou velikostí a tvarů objektů, které
svými dalekohledy pozoroval, dospěl Herschel k závěru, že všechny objekty
lze seřadit do jisté posloupnosti - od nejrozsáhlejších nepravidelných
mlhovin až po objekty téměř stelárního vzhledu. Tuto skutečnost pak
interpretoval tak, že mlhovinná látka během několika tisíc až milionů let
postupně zkondenzovala pod vlivem přitažlivých sil na jednotlivé hvězdy.
Později, v roce 1812, pak Herschel nakreslí a publikuje obrázek, jenž
jednotlivé fáze této kondenzace znázorňuje.
Herschelova myšlenka
gravitační kondenzace difúzní hmoty ve hvězdy se nám dnes může zdát jakkoli
naivní... Ale pozor: není to náhodou idea ještě grandióznější než
Laplaceova teorie zrodu Sluneční soustavy smrštěním původní plynné mlhoviny,
která byla publikována až v roce 1796 ?!?
Roku 1790 William Herschel na
téma hvězdného vývoje, který přímo pozorujeme, napsal:
Hvězdné nebe můžeme přirovnat k nádhernému sadu, ve kterém roste v řadách mnoho
různých rostlin. V tom právě spočívá naše výhoda: jestliže bychom
před sebou měli jednu jedinou rostlinku, museli bychom strávit mnoho času
sledováním toho, jak klíčí, raší na ní první listy, rozkvétá, objevují se na
ní plody, které postupně dozrávají a rostlina usychá a pomalu tlí v zemi. Je
pro nás tedy mnohem výhodnější, můžeme-li místo života jedné rostlinky
pozorovat různé fáze jejího života současně.
Herschelova interpretace
vlastních pozorování tvrdí, že astronomové jsou přímými svědky procesů vzniku
hvězd. To je však myšlenka, kterou tehdejší věda stále ještě považovala
za nepřípustnou - proto trvalo ještě více než sto let, než byla tato
skutečnost astronomy bezezbytku přijata. Pro úplnost musíme ovšem dodat, že
již v roce 1847 se Herschela zastává samotný Friedrich Wilhelm Struve
(1793-1864), tvrdíce, že " možná existují astronomové, kteří se dívají na
Herschelovy myšlenky o zrodu hvězd z mlhovinné hmoty jako na fantastické a
extravagantní projevy autora a kteří tvrdí, že všechny mlhoviny nejsou ničím
jiným než vzdálenou a nerozlišitelnou kupou hvězd. Musíme jim však
připomenout, že totéž byl i původní Herschelův názor v časech, kdy se jeho
kariéra astronoma teprve začínala, a že tuto novou teorii vytvořil až poté,
co objevil a na vlastní oči si prohlédl přes 500 mlhovin a jim
podobných objektů.
(Existenci skutečných mlhovin dokázal v roce 1864 Sir
William Huggins (1824-1910) rozborem prvních spekter. Některé deep-sky
objekty totiž ukázaly spektrum podobné spektrům hvězdným (hvězdokupy), jiné
na sebe ve spektru prozradily, že jsou složeny z prachu a plynu.) Herschelova evoluční klasifikace
Kolem roku 1814 se William
Herschel vrací k problémům kondenzace mlhovinné látky a následného vzniku
hvězd a podrobně vykládá své nové názory týkající se zrodu a evoluce
hvězdokup. Podle jeho současných názorů, jež jsou vlastně jistou syntézou
první a druhé teorie, má tatáž přitažlivá síla, která způsobuje
kondenzaci hvězd ze svítící látky, za následek i to, že se hvězdy
shlukují ve hvězdokupách, kde se stářím kupy postupně roste také
stupeň koncentrace jednotlivých hvězd ke středu.
Poté, co Herschel provede
další revizi všemožných typů hvězdokup a mlhovin, rozhodne se zavést novou
klasifikaci, která má podle jeho názoru také evoluční charakter. Toto nové
třídění nyní začíná kategorií tzv. hvězdných agregátů, které William
popisuje asi takto: " Na mnoha místech oblohy pozorujeme skupiny hvězd,
jež mají natolik osobité vlastnosti, že si je troufám nazvat formujícími se
(vznikajícími) hvězdokupami. Soudím tak zejména podle toho, že v některých
objektech tohoto typu existují dokonce hvězdy uspořádané podél jakýchsi
linií, mířících pod různými úhly k centrální skupince hvězd. Toto uspořádání
zřejmě naznačuje, že nejvnitřnější z vnějších hvězd se pod
vlivem přitažlivé gravitační síly postupně přibližují ke
hvězdám centrálním. Zmiňovaná tendence je pak velmi nápadná v
oblastech extrémně bohatých na hvězdy."
Dnes již víme, že toto je
pravděpodobně první zmínka o tzv. hvězdných řetízcích, ve kterých vidí
současná astrofyzika charakterický znak struktury právě vzniklých či
ještě vznikajících hvězdokup, přestože William Herschel je považuje spíše
za důkaz existence oné všeobecné "kondenzační síly". Z dvaceti příkladů
hvězdných agregátů, které ve svém díle William Herschel uvádí, je dnes 14
klasifikováno jako skutečné hromádky hvězd. Tři z nich (NGC 381, NGC
6910 a NGC 7160) náleží do systému OB asociací Cas I, Cyg I a Cep II, a
další tři (NGC 436, NGC 1647 a NGC 6405) obsahují B hvězdy - to znamená, že
všechny skutečně patří mezi ta nejmladší hvězdná seskupení, která dnes
známe.
V Herschelově nové, evoluční klasifikaci následují
nyní nepravidelné otevřené hvězdokupy (patřící do VIII. třídy
původní klasifikace), dále otevřenky s postupně rostoucím
stupněm koncentrace (původní třídy VII. a VI.), až téměř na samém
konci přicházejí na řadu kulové hvězdokupy. Teprve po roce 1814 se v
klasifikaci objektů oddělují kulové hvězdokupy od ostatních hvězdokup do
samostatné třídy: 40-ti stopý Herschelův teleskop je prvním, který je schopen
odlišit kulové hvězdokupy od hustých hvězdokup otevřených, obsahujících velké
množství slabých hvězd (příkladem takové kupy může být NGC 7789 Cas).
I když dnes s určitostí víme, že Herschelovy názory a představy o vzniku
hvězdokup gravitačním zahušťováním hvězdného pole jsou velice naivní a že
samotný proces je fyzikálně nerealizovatelný, některé závěry plynoucí z jeho
teorie souhlasí s teoriemi současnými: přinejmenším v tom, že u žádné ze
starších a hmotnějších hvězdokup neexistují nepravidelnosti struktury a
že čím starší hvězdokupu pozorujeme, tím větší je koncentrace jednotlivých
hvězd do středu kupy.
William Herschel také jako první upozorňuje na
hvězdokupy, jejichž jasné hvězdy mají vesměs červenou barvu - zmiňuje v
této souvislosti především hvězdokupy M 4, NGC 6144 a NGC 6284. Ovšem až
za celé století astronomové pochopí, že jde o hvězdy z větve rudých obrů,
tedy o velmi hmotné a staré hvězdy, které se vyskytují především v kulových
hvězdokupách.
Pod jižní oblohou
Vraťme se však na chvíli pod jižní
hvězdnou oblohu. Její první a zatím také poslední prohlídkou byl La Caillův
pobyt na mysu Dobré naděje v letech 1751 až 1752. Dalších 76 let trvalo, než
do Austrálie přicestoval se svým devítistopým dalekohledem o průměru 23 cm
John Dunlop a než během roku 1827 napozoroval a o rok později sestavil a
publikoval katalog objektů v zóně od -29 ° do -88 ° deklinace. Jeho soupis
obsahuje 629 deep-sky objektů, ale jak později ukáže čas a John
Herschel, reálných je jen asi jedna třetina z nich. Podle Herschela je
to způsobeno tím, že se Dunlop snažil svým malým dalekohledem spatřit co
nejvíce objektů - více, než mu síla jeho teleskopu povolovala (což byl a je
ostatně problém také některých dalších pozorovatelů). Navíc je Dunlopova
"neúspěšnost" způsobena tím, že do svého katalogu zařadil velké množství tzv.
hvězdných řetízků, často velice podezřelých tvarů a velikostí, které
se později ukázaly býti pouze náhodnými uskupeními. Ovšem i tak zůstává na
Dunlopově kontě objev 54 nových hvězdokup patřících do naší Galaxie (z nich
je 20 kulových) a 28 hvězdokup náležících do Velkého a Malého Magelanova
oblaku (mezi nimi jsou tři hvězdokupy kulové). Pozorování Johna Herschela
Stejně jako Sir William nemůže v
našem povídání nefigurovat ani Sir John Herschel (1792-1871), který v roce
1825 zahajuje v rodinném sídle ve Slough v Anglii svá pozorování 20-ti
stopým reflektorem svého otce. Během prvních osmi let své
pozorovatelské kariéry provede opětovnou prohlídku drtivé většiny
deep-sky objektů objevených jeho otcem Williamem i staršími
pozorovateli, přičemž na severní obloze objevuje ještě dalších 43
nových hvězdokup otevřených a dvě nové hvězdokupy kulové.
Počátkem roku
1834 se John Herschel i se svým 20-ti stopým teleskopem přeplaví do Jižní
Afriky, aby mohl v okamžiku svého příjezdu do Kapského Města spatřit na
obloze současně Měsíc v dokonalém úplňku a zapadající Slunce a během pěti
následujících let (1834-1838) dokončit úplnou a homogenní prohlídku
mlhovin a hvězdokup celé pozemské oblohy. Na jižním nebi objevuje 76
nových hvězdokup příslušejících naší Galaxii (deset z nich je kulových), 39
hvězdokup v Malém Magelanově oblaku (11 kulových) a celkem 275 hvězdokup v
Magelanově oblaku velkém (z nich je 35 kulových). Veškerá svá pozorování John
publikuje po svém návratu do Anglie a po důkladném zpracování až v roce
1847. Již William Herschel si při svých pozorováních povšimnul toho, že
otevřené hvězdokupy pozorujeme převážně v těsné blízkosti proudu Mléčné
dráhy, zatímco podstatná část hvězdokup kulových se nachází mimo. John
Herschel však měl k dispozici větší počet pozorování, a tak zejména díky
svým pozorováním z Cape Town zjistil, že většina kulových hvězdokup se na
obloze nachází v oblasti o průměru asi 36 stupňů - v okolí souhvězdí Jižní
koruny, Střelce a Štíra. John se pak na základě vlastních úvah táže, zda toto
rozložení nějak souvisí se strukturou naší Mléčné dráhy: jak sami dnes víme,
právě koncentrace kulových hvězdokup do souhvězdí Střelce nám ukazuje, kde
se nachází střed naší Galaxie. Dávné časy se uzavírají
V roce 1864 publikuje John Herschel v
Monthly Notices Of The Royal Astronomical Society svůj velký katalog
hvězdokup a mlhovin, který obsahuje 5079 objektů. V tomtéž svazku
prací londýnské Královské společnosti je publikována také stať
Williama Hugginse (1824-1910), týkající se pozorování spekter mlhovin a
hvězdokup. Jak jsme již zmínili, zatímco Herschelovci ještě nedisponují
žádnými důkazy o existenci skutečných plynných mlhovin, Huggginsova práce je
první zmínkou o tom, že kulové hvězdokupy M 92 a NGC 6229 a mlhoviny M 31 a M
32 mají hvězdná spektra, oproti čemuž spektra osmi jasných planetárních
mlhovin vykazují jen několik málo emisních čar, svědčících o tom, že
tyto objekty nemohou býti pojímány jakožto agregáty sluncí. ( V témže roce pak bylo pořízeno také spektrum Velké
mlhoviny M 42 v Orionu a byla tak dokázána její plynná podstata.)
O tři roky
později, v roce 1867, začíná William Hyggins ze spekter pořizovat také
informace o radiálních rychlostech hvězd. Hvězdná astronomie tak vstupuje do
nové éry, do éry, kam spadá například objevení pohybových hvězdokup. To však
již nepatří do dávných časů - na téma radiálních rychlostí a
moderní astrofyziky snad někdy přístě.
K obrázku: Le Gentilova
kresba Galaxie v Andromedě z 29. října 1749, na které je poprvé zaznamenána M
32.
K obrázku na další straně: Poslední stádia životního cyklu hvězdokup, jak se formují pod vlivem gravitačních sil, zachycená v Herschelově práci z roku 1814.
K obrázku: Neexistuje mnoho dochovalých portrétů Johna Herschla. Na
jednom z nich, fotografii Julie Margaret Cameronové z roku 1867, však
příliš inteligentně nevypadá.
OBSAH | tisk | Tomáš Rezek |
Je tomu tak. Koncem října
se v Praze uskutečnil již třetí Demonstátorský seminář, na který se sjeli
všichni demonstrátoři z celé České Republiky, ba i jeden ze Slovenska. I když
se mi osobně příliš nelíbil (seminář, nikoli kamarád Slovák), rád se
příští rok zúčastním znovu.
Po stránce organizační nemohu jeho
pořadatelům nic vytknout. Ihned po příjezdu se nás ujal místní pracovník,
který nám sdělil všechny podrobnosti, včetně toho, kde leží restaurace U
kaskadéra. Líbilo se nám tam a tak jsme přišli o něco později, než jsme měli,
a prošvihli začátek. Nicméně prohlídky tamní hvězdárny jsme se zúčastnili
všichni a sám za sebe musím přiznat, že těm v Praze tak trochu závidím.
Na Petříně je hvězdárna v pěkném parku (hned před ní je ovšem lampa
pouličního osvětlení, která svítí přímo do kopule, a tak nechápu jak tam může
kdokoli cokoli pozorovat), kolem je to pěkně upravené a vůbec celá budova je
tak nějak hezčí. I uvnitř je to uspořádáno jinak než u nás v Brně. Celý
prostor hvězdárny je trošku jako hrad. Návštěvník prochází a buď s lektorem,
nebo sám pomocí popisků, si prohlíží celkem pěknou expozici (já sám jsem v
ní strávil nemalou chvíli). To znamená, že na stěnách byly zajímavosti ryze
astronomické a ve vitrínách pomůcky jako dalekohledy, sextanty a taky hranol,
který promítal po stisku klávesy pěkné spektrum. Taková expozice se mi líbí.
Návštěvník při ní totiž není jen pasivní divák.
Zpátky však k
programu. Původně jsem si myslel, že budu muset přetrpět nějakou nudnou
seminární "tlachanici", ale hned ze začátku mě zaujal působivý přednes
mladého a sympatického psychologa, který rozebíral naše chování v kopuli.
Mnohému jsem se přiučil. I panelová diskuse na téma UFO a mimozemské
civilizace byla poměrně zajímavá. Den příjemně utekl a večer se uskutečnil
nejhezčí bod celého semináře. Společenský večer. Poznal jsem při něm některé
neznámé tváře a trochu lépe poznal ty známé. Jirka Dušek opět nelenil a
horlivě vysvětloval několika mladým nadšencům cosi o APO, Tomáš Rezek se
vesele věnoval (jak je jeho dobrým zvykem) nějaké dívce a Martin Lehký
hrozil, že svá pozorování ještě zintenzivní a nepřestane, dokud mu nedám
Návod na pozorování proměnných hvězd. (Na jarním semináři APO už tedy asi
definitivně uzavřeme causu Nova Cygni 1992 tímto aktem.)
V neděli se
pak seminář nachýlil ke konci závěrečnou panelovou diskusí na téma "Kde mě
tlačí pata". Ta se hned ze začátku zvrhla v takové hrůzy, které člověk
vždy vysvětluje "nejraději". Kvantové vypařování černých děr, anihilace
částic, konečnost a nekonečnost vesmíru a tak dále a tak dále. Byl
jsem zklamán. Otázek, které by se skutečně vztahovaly k problémům,
se kriticky nedostávalo. Tak jsem si několika pomohl a ostatní mě málem
ukamenovali. Otázky na Saturnovy prstence, "modré kulové" hvězdokupy na
emulzi a mlhoviny v Plejádách se jim zdály hloupé a méněcené. Taky zkušenost.
O to překvapující bylo, že na ně znal málokdo správnou odpověď.
Tak trochu rozčarován a překvapen jsem se vracel domů a doufal jsem, že lidé,
kteří na hvězdárnách provádí veřejnost při toulkách oblohou, jim nekazí
krásný pocit z pohledu do nebe citací učených pouček vyčtených z ne vždy
moudrých knih a spíš jim ukazují krásné věci, kterých je na obloze spousta, a
jen málo jim povídají o jejich astrofyzikální podstatě, protože právě
fyzika a matematika může (bohužel) spoustu zájemců o "koukací" astronomii
odradit. Pokud tomu tak není, pak si můžeme být celkem jisti, že ne vždy
dostatečně vzdělaní demonstrátoři mohou takové lidi odradit právě takovými
řečmi.
OBSAH | tisk | Rudolf K. Novák |
Jak už jsme informovali v Bílém trpaslíku č. 65, je dle Stopařova průvodce po Galaxii vesmír veliký. Doslova: "Vesmír je veliký. Fakticky veliký. To byste nevěřili, jak hrozivě velký, že z toho zůstává rozum stát. Myslíte si třeba, že drogerie ve vaší ulici je daleko, ale oproti vesmíru je to úplný houby." Dlouho dobu se ale nevědělo, jak moc veliký je. V dubnu, květnu a červnu letošního roku se ale Hubbleův kosmický (vzhledem ke kvalitě zrcadla spíš kosmetický) dalekohled zamířil na známou M 100 z Kupy galaxií v Panně a během dvanácti hodinových expozic v ní mezi 40 000 hvězdami našel kolem dvacítky cefeid. (Jedna z nich je uprostřed reprodukovaného snímku.) Z jejich světelných změn, jak známo - už na to byla v trpaslíku praktická úloha, přitom lze velmi snadno a poměrně přesně určit vzdálenost galaxie (tímto způsobem poprvé). Nebudeme vás dál napínat. M 100 je asi 54 000 000 000 000 000 000 000 000 špendlíkových hlaviček daleko (na výrobu tolika špendlíků byste potřebovali 0.001 hmotnosti Země - of course v případě, že by byla z vhodné slitiny). V méně normálních jednotkách to je asi 17.1+-1.8 Mpc. Z toho vyplývá velikost známé Hubbleovy konstanty 80pm+-17 km.s-1 Mpc-1 a též to, že je vesmír zřejmě mladší, než jak jsme se doposud domnívali. Ovšem, není všemu konec. Dle slov jednoho z pánů, který to má na svědomí, nějakého Madore, je HST schopen zkoumat galaxie až do vzdálenosti 150 milionů světelných let. Takže se zřejmě dočkáme ještě nových překvapení. Každopádně, Stopařův průvodce po Galaxii měl pravdu. Naše drogerie je příšerně daleko.
Tiše se zrodil slaboučký náznak jitřního světla. Několik bilionů trilionů tun superžhavých vybuchujících vodíkových jader se zvolna vyšplhalo nad obzor a nějak se jim podařilo vypadat nepatrně, studeně a mírně vlhce.
OBSAH | tisk | Jiří Dušek |
Byla spousta slavných astronomů a byla by škoda na ně občas
neupozornit:
William Smyth vstoupil do Královského námořnictva už jako malý chlapec. Byl velmi
dobrým námořníkem - během napoleonských válek sloužil ve Středozemním moři, kde
velel brigantíně. Při hydrografickém výzkumu se v roce 1817 dostal až do
Palerma na Sicílii, kde se setkal s italským astronomem Piazzim, který zrovna
slavil svůj úspěch z nalezení první planetky. Smyth strávil nějaký čas v jeho
observatoři, a toto setkání podnítilo jeho zájem o
astronomii.
V roce 1825 odchází z Royal Navy a usazuje se v
Hartwellu poblíž Bedfordu, kde si také postavil svou observatoř (na obrázku).
Velmi se zajímal (jak jistě všichni víte) o dvojhvězdy, ale i o hvězdokupy a
mlhoviny.
V roce 1844 vydal poprvé svou knihu "Cycle of Celestial
Objects". Toto vydání mělo dva díly: v prvním se čtenář seznámil se základy
astronomie a druhý podával na svou dobu vyčerpávající informace o
mlhovinách, hvězdokupách a dvojhvězdách. Toto dílo vyneslo Smythovi
Zlatou medaili Royal Astronomical Society (1845), a navíc se také na dva
roky stal jejím prezidentem.
Kniha "Cycle of Celestial Objects", u
nás známá jako Bedford Catalogue, vyšla ještě několikrát, naposledy v
roce 1901 nákladem George Chamberse. Chambers byl advokátem, amatérským
astronomem a autorem několika knih o astronomii (nejznámější je Handbook of
Descriptive Astronomy). Získal autorská práva Smythova "Cycle..."
spolu s obrázky a rytinami a připravil revidovanou edici, která obsahovala
navíc mnoho objektů jižní oblohy.
Admirál Smyth byl též velmi známý
svým vlivem v archeologii a numizmatice. Nejčastěji byl ale kritizován za
svůj fantazijní popis barev u dvojhvězd (např. bledě bílá, šedě modrá ap.),
ale musíme mít na paměti, že popis barev je věc subjektivního rázu a každý
z nás má jinou ostrost barevného vidění. Smyth měl pravděpodobně abnormální
smysl pro barevný cit, a i když jsou jeho popisy možná trochu zvláštní, je
jistě těžké vystihnout jemné barevné odstíny (ostatně to si každý může
vyzkoušet sám).
Smyth měl syna, jmenoval se Charles Piazzi Smyth - na
počest italského kolegy. Ten se také věnoval astronomii. Jeden čas pobýval
dokonce na observatoři na mysu Dobré naděje (nyní v Jihoafrické republice).
Později v roce 1845 byl zvolen ředitelem observatoře v Edinburghu a
Královským astronomem ve Skotsku, kde zůstal až do roku 1888. Zúčastnil se
expedice na ostrov Tenerife (1857) a měl velký vliv na egyptologii,
převážně na měření rozměrů tzv. Velké pyramidy. Důležitá fakta z galaktické historie, číslo dvě: Od samých počátků této Galaxie vznikaly a opět zanikaly
velké civilizace, vznikaly a zase zanikaly. Vznikaly a zanikaly tak často,
že je člověk v pokušení myslit si, že život v naší Galaxii musí být
(Přetištěno z Populární příručky galaktické historie, vydané deníkem
Siderický denní šťoural.)
a/ něco podobného jako mořská nemoc - kosmická nemoc, časová nemoc, časová
nemoc, historická nemoc nebo něco takového, a
b/ pitomý.
OBSAH | tisk | Martin Vilášek |
Předkládám tímto Vám, prohlížečům nebe, něco z toho, co jsem letos
úspěšně rozostřil. Není toho moc, to ne, a není to úplné. Určitě jsou tam
chyby, možná velké chyby, možná větší, než jsem ochoten si připustit. Přesto
jsem se však cítil býti oprávněn dvěma stovkami odhadů jasností komet,
pokusit se provést odhady aspoň těch jasnějších difúzních objektů, které
se po obloze nepohybují. Začal jsem kulovkami a planetárkami a během pár
měsíců letošního jara a léta jsem (většinou Sometem) pořídil kolem osmdesáti
odhadů. Není toho moc, to ne, a není to úplné.
Používal jsem standartní
metody, Morrisovu, Bobrovnikovovu či Sidgwickovu, které jsou běžně používány
ve světě a v poslední době se u našich zkušenějších pozorovatelů osvědčily
při odhadech komet. U každého objektu jsem používal průměrně tak kolem
šesti až osmi srovnávaček, někdy i přes deset, a jsem přesvědčen, že to je
jediná cesta, jak zpřesnit odhady co možná nejvíce a dosáhnout jakýchsi
výsledků v konečném čase.
Když budu uvažovat 15 minut vytvoření a tisk
mapky, 20 minut pečlivý odhad a 20 minut pečlivé zpracování
odhadu (vyhledání jasností srovnávaček atd.), dává to necelou hodinku na
každý kousek. Těžko říct, zda to stojí za to; asi ne. Přesto předkládám tento
seznam, seznámek spíše. Není toho moc, to ne, a není to úplné. (Hledejte v
příloze Trpaslíka.)
Odhady kulovek jsem dělal spíš jen ze zvědavosti.
Jestli to funguje. Docela bych řekl, že jo, i u těch nejjasnějších. U
planetárek už je to jinak. Tam moc dobrých seznamů se slušnými hvězdnými
velikostmi nejestvuje. Snad nejlepší, jaký se mi kdy dostal do ruky, stvořil
Vladimír Znojil pro Hvězdářskou ročenku 1991. Jsou to ale jen hrubé odhady
"od oka", byť většinou ne dál než 0.5 mag od skutečnosti. I v tomto
seznamu ale dle mého soudu občas chyby přesahují 1.5 mag. Sám jsem všechny z
těch 52 planetárek prohlédl, většinu několikrát. Zbývá ještě otázka proč. Proč jsem se do toho pustil. Zapeklitá
otázka. Nejzapeklitější ze všech představitelných otázek. Když jsem byl v
červnu zkoušen z atomové fyziky, zeptal se mě u jednoho vzorečku zkoušející,
proč platí. Zapeklitá otázka. Určitě se Vám to také někdy stalo.
Určitě jste si přáli, aby se Vás někdo někdy zeptal na cokoli, jen
ne "proč". Ze všech možných odpovědí jsem si tenkrát vybral "už si to
nepamatuju". Dostal jsem za dvě. Odpověď se osvědčila. Od té doby ji
používám často. Je přece jen důmyslnější než "nevím". A tak to říkám i teď:
"už si to nepamatuju". Přece si nemůže člověk pamatovat všechno. Těžko si
na to někdy vzpomenu. Nezapsal jsem si to, tenkrát, když jsem to
věděl.
A tak Vám aspoň řeknu proč píšu tenhle leták. To jsem si
raději zapsal hned zkraje. Jednak Vám předkládám seznámek ke kritickému
posouzení. Jistě v něm najdete chyby a snad mě na ně i upozorníte. Je tu však
ještě jeden důvod. Docela by pomohlo, kdyby měl někdo chuť se po pár
objektech podívat. Kdokoli. Teda skoro kdokoli. Kdo si někdy
prohlížel oblohu, necítí odpor k difúzním objektům, kdo
disponuje jakýmkoli přístrojem, netřese se strachy před
slovy Argelanderova, Sidgwickova, Morrisova či Bobrovnikovova
metoda a komu těch 20 minut na jeden kousek nepřipadá nepřekonatelně
moc. Nebylo by to věru tolik práce; mapku okolí poskytnu a odhad zpracuju
včetně pravděpodobné chyby, zbývá jen těch 20 minut pečlivého odhadu
(pochopitelně včetně nalezení objektu). A třeba to stihnete za kratší
dobu.
Ozvěte se na adrese:
Honza Kyselý Sice věřím, že i sám dotáhnu během roku alespoň planetárky a kulovky "do konce"
(= do 12 mag komplet), ovšem pomoc by v každém případě byla vítaná. Snad se
podaří sestavit seznam nejen krásných popisů krásných objektů, ale
také hvězdných velikostí. Ne krásných hvězdných velikostí, ale
skutečných.
V příloze tohoto Trpaslíka naleznete přehled dle mého soudu
všech kulových hvězdokup a planetárek severní oblohy, dostupných Sometu, kde
v jednotlivých sloupcích vystupují tyto položky:
Seznam je případným zájemcům k dispozici u mě na disketě nebo na ftp serveru
psycho.fme.vutbr.cz soubor fotometrie.txt.
Čs. armády 1088
258 01 VLAŠIM
označení druh objektu rektascenze (2000), deklinace (2000) souhvězdí úhlový rozměr (diam) hvězdná velikost dle různých zdrojů: NGC = New General Catalogue AC = Atlas Coeli HR = Znojilův odhad v HR 1991 jk = můj odhad
(s maximální chybou, sestávající z vnitřní chyby odhadu a nejistoty ve
hvězdných velikostech srovnávaček)
OBSAH | tisk | Honza Kyselý |
Často se můžete dočíst, že M 67 v rakovi je nejstarší známou otevřenou hvězdokupou. Se svými 6 až 8 miliardami let je vskutku "stařenkou", rekord však ani zdaleka nedrží. Starší je třeba NGC 6791 (kolem 9 miliard let), kterou najdete na východním okraji Lyry. V Sometu vypadá jako velmi nenápadný, kruhový, zrnitý obláček (snad se dají rozeznat i jednotlivé hvězdy), na jehož okraji se nachází U Lyr - nepravidelně se měnící v rozmezí 8 až 13 mag. Na snímcích je ovšem neobyčejně bohatou kupou, která obsahuje několik stovek hvězd mezi 9 až 13 mag.
Jasným favoritem je ale Berkeley 17. Dle práce The Oldest Open Cluster (Phelps a kol., Astronomical Journal, 107, 3, 1994) je totiž tato kupa a ještě Collinder 261 a Lynga 7 starší než NGC 6791. Be 17 je potom zřejmě úplně nejstarší a její věk je srovnatelný s věkem nejmladších kulových hvězdokup.
A kde ji najdete? Ve Vozkovi, přesně v místech 5h 20.6m +30 stupňů 36', tedy kousek od b Tauri. Osobně jsem se na ni podíval jednou v roztokách a neúspěšně. Doslovna mám v deníku uvedeno: negativní, za to však v místech 5h 23m, 31.3 stupňů poměrně zajímavé malinké seskupení (ve tvaru trojúhelníku) hvězdiček, trochu zavánějící falešností. Je tedy zřejmě dost slabá a potřebuje větší dalekohled. Ale určitě by ji stálo za to tuhlectu vykopávku spatřit ...
PS: Podívejte se též do rubriky Zajímavá pozorování.
OBSAH | tisk | Jiří Dušek |
Tak nejdřív dokážu své první tvrzení (potřebujete k tomu jen malič ko algebry). Máme dvojhvězdu, v níž se nám složky jeví vzdálené a obloukových vteřin. Máme-li to štěstí, že známe vzdálenost dvojhvězdy, můžeme snadno vypočítat, jak jsou složky od sebe ve skutečnosti (lineárně) vzdálené. Předpokládejme tedy, že známe hodnotu paralaxy p, rovněž v obloukových vteřinách (budou to ale jen zlomky jedné vteřiny!). Pak je lineární vzdálenost mezi složkami A dána prostou formulí
K obrázku: Pes a jeho Štěně na snímku R. B. Mintona z 23. února 1972 61-ti palcovým reflektorem Lunar and Planetary Laboratory, v době jejich největší úhlové vzdálenosti (kolem 11.3'') |
OBSAH | tisk | Mirek J. Plavec |
Teď bych se zase vrátil k minulému číslu, kde se psalo o otevřené
hvězdokupě NGC 752, resp. bych dal komentář k následujícímu obrázku, který
jsem zhotovil ve spolupráci s Filipem Hrochem:
Jedná se o mapku asi dvoustupňového okolí této otevřené hvězdokupy, na které jsou hvězdy do 14 mag (fotografické), nakreslenou dle práce pana I. Plataise z Yale University (získanou prostřednictvím počítačových sítí). Hvězdy, které jsou v ní zakresleny plnými kolečky, pak s pravděpodobností 50-ti procent (na základě vlastních pohybů) patří k NGC 752, hvězdy vyznačené jen kroužky nikoli. Z těch jasných (vč. dvojice 56 And) to jsou kupodivu téměř všechny.
Jinak už konečně došlo pár vašich prázdninových, poprázdninových a dokonce ještě předprázdninových pozorování. Z nich jsem vybral pěknou, detailní kresbu Měsíce, konkrétněji okolí kráteru Pythagoras, kterou 23. dubna s AD 800 (zvětšení 80x) pořídil Otto Janoušek. Sever je dole, Měsíc byl stár 12 dní (teplota 12.5 stupňůC).
Vidíte, to mi něco připomnělo. Po dohodě s Pavlem Gabzdylem jsem se rozhodli pozvolna rozšířit oblast působnosti APO i na Měsíc. Všechno ale záleží na Pavlovi, on je garantem a organizátorem.
Deprese v nás opět vyvolala obálka od Tomáše Havlíka. Z jeho záznamů proto odtajním jen dvě věci:
14./15. července 1994 N300/2100 zv. 210x mhv 5.0 mag M 27 (NGC 6853) Vul - Na první pohled krásná, tutová, jasná. Výrazný "ohryzek" jehož vykousnuté strany míří na NW-SE. při řádném rozkoukání se objeví různý jas na ploše, do kterého se mísí slabší hvězdičky (asi šest kusů) převážně 13 mag.
Pěknou kulisu rovněž tvoří hvězda asi 9 mag západním směrem. Naprosto nejjasnější partie (viz obrázek) je lem banánového tvaru jihozápadního okraje, která pomalu přechází do slabších oblastí ve středu. Tam je také kousek od centra jasnější hvězda (relativně, zhruba 12 mag). Rovněž severovýchodní okraj je celkem kontrastní. Vybíhá z něho trojúhleníkovitá část, jenž sahá skoro až ke "středové" hvězdě. Ty okraje a vykousy jsou pěkně vidět a taky v nich asi není slabý závoj.
PS: Na kresbě to vypadá nádherně, ona nádherná je. Ale celek se všemi detaily je nemožné spatřit najednou, to se musí postupně.
Kresba je doopravdy povedená. Porovnal jsem ji s fotkou a až na ty dvě hvězdy uprostřed ohryzku jsou všechny v pořádku. Každopádně by to chtělo kontrolní skicu obdobně velkým přístrojem. Co tomu říkáš, Kamile Hornochu? Když už jsi si koupil toho Dobsona 35 cm. Popis nestačí!
18./19. října 1994 N350/1660 zv. 292 mhv 5.2 mag (v dal. 15 mag) ruší Měsíc M 27 (NGC 6853) Vul - Krásná. Je vidět skoro tak, jak je na fotkách z velkých dalekohledů. Proměmnná hvězda, kterou u ní před několika lety objevil Leoš Ondra, není vidět. Je ale bez problémů vidět centrální hvězda, má asi tak 14 mag, a ještě asi skoro 10 hvězd promítajících se na mlhovinu.
Ke Kamilově pozorování (ještě jednou ti připomínám kresbu) bych snad dodal, že přeci jenom pár lidí vlastní přístroje, jimiž lze Ondrovu proměnnou sledovat. V poslední době jsem proto dlouho tlačil na Leoše, aby mi o tom něco napsal. Nakonec se povedlo (poslal mi to po síti, tak je to bez hacku a carek) a dokonce k tomu namnožil dva CCD snímky, které najdete vložené do tohoto čísla Trpaslíka:
Ahoj Jiro,
Posilam Ti udaje o te promenne v Cince, pokud jsem si je nezapomnel vzit s sebou. Jo, mam je. Data expozic mas na snimcich samych. Ten Amerikan se jmenuje Dan(iel) Del Rio, zije ve Fort Lauderdale na Floride, a je, krome toho, ze pozoruje, editorem "The Coal Sack", coz je zpravodaj tamejsi "Southern Cross Astronomical Society Inc."}. V listopadovem cisle otiskl mou vyzvu k pozorovani Cinky spolu s mapkou, kterou v podstate prevzal z TPO. Hlavni jeho pozorovaci naplni je patrani po supernovach v kolekci pres 150 galaxii, k cemuz mu slouzi 14.5-inch f/6.02 reflector a CCD kamera. Ty snimky (viz priloha) jsou zrejme nefiltrovane, ale jiste to nevim. Podstatne je, ze je zvykly na rutinni pozorovaci program a Cinku do nej prida. Pro urceni typu promennosti, priblizne periody a amplitudy staci i instrumentalni relativni magnitudy. Zatim ma 3 snimky, vsechny za rijen, a promenna, jak se zda, se vyrazne zjasnuje. Druhou veci, ktera Goldilock's Variable zatim chybi k definitivnimu oznaceni, je presnejsi poloha. Ted uz jsou tedy tri, od Honzy Manka, Petra Pravce a posledni od M. Morel(-a, -ove?) z Australie (IBVS 4037), shoda je v ramci uvadene presnosti (1-2 vteriny) skvela:
Manek | 19 59 29.8 | +22 45 14 | J2000.0 | (original v B1950.0) |
---|---|---|---|---|
Morel | 19 59 29.8 | +22 45 13 | J2000.0 | |
Pravec | 19 59 29.7 | +22 45 12 | J2000.0 |
Toz tak, Leos
A teď už to druhé Havlíkovo pozorování:
2./3. srpna 1994 dB 10x80 mhv 6.5 mag Temné mlhoviny u a Cygni a NGC 7000 - Vydal jsem se na prohlídku temných mlhovin v okolí NGC 7000, kde jsou nejvýraznější a hlavně krásně v kontrastu s mlhovinami v okolí Denebu. (viz též kresba na další straně)
1: výrazná a velká, bez větších výběžků, taková plošná rovnoměrná díra (tmavost 3).Na d -47°30', a 21h 03min je taková libůstka - temná mlhovina tvaru prstenu (uvnitř sebe má jasnější obláček).
Popis posledního objektu mi připomenul i dvě má dřívejší pozorování. Před třemi lety jsem v bájných Roztokách (dodnes existují a dodnes tam jezdí pozorovatelé) v Labuti našel v Sometu binaru kupu Do 36: " zabírá asi 1/2 stupně, má tvar prstenu hvězd s několika (1 až 2) ve středu, moc zajímavé" a letos v květnu, hluboko na jižní obloze NGC 6281: " 30 až 40 hvězd ve tvaru kosočtvercu se zřetelným ztemněním uprostřed. Dvě jasnější hvězdy v jeho vrcholech, zřetelná, moc pěkná."
Tučnou obálku jsem dostal i od Pepy Ďurecha, který sice momentálně zápolí s vysokou školou v Praze, ale občas se přeci jenom na nebe podívá. Mimo jiné má přitom v oblibě i dvojhvězdy:
2./3. srpna 1994 Cass 250/4500 mhv kolem 5.5 mag
i Cas (S 262) - v Sb 25x100 je normální, hned nad ní jsou dvě slabší hvězdy; 113x hlavní hvězda žlutá, kousíček od ní o hodně, hodně slabší hvězdička, dost dobrý; 180x že by? Možná vidím i tu třetí, ale klidně to může být duch; 281x slabý obraz, předcházející nepotrvzeno, vysouvá se okulárový výtah; 180x je tam i třetí, určitě! Asi to nebude duch:
C, B zhruba stejně jasné
mezi A,C jen uzounká mezera
Doopravdy, i Cas je velmi pěknou, i když ne příliš známou trojhvězdou. Sky Catalogue 2000.0 (mohl bych se podívat i do WDS, ale nemám ho po ruce) dokonce uvádí čtyři hvězdy. Nejjasnější A je proměnnou typu a CVn 4.45-4.53 mag (perioda 1.74050 dne). Kolem ní obíhá s periodou 840 let B 6.9 mag (je asi 2.5'' daleko). A má potom spektrum A3V, kdežto B F5 a od Slunce jsou zhruba 50 parseků daleko. Třetí v pořadí jasnosti je C 8.4 mag, dnes zhruba 7.2 úhlové vteřiny na jihovýchod od A. Celých 3.5' od Céčka se nakonec uvádí ještě další hvězda. Ale ta určitě fyzickým členem není. Sky Catalogue dokonce ani neuvádí hvězdnou velikost. Céčko však zřejmě do skupiny patří, jen doposud není přesně definována její orbita. Prostorová vzdálenost je tedy mezi A-B 115 AU, A-C 350 AU. Zřejmě ji, coby dvojhvězdu, objevil 17. srpna 1779 William Herschel. O barvách se stejně jako další moc nezmiňuje. Snad jen, že se jeví namodralé. Já osobně jsem si ji podrobně prohlédl před šesti lety:
26./27. července 1988 R150/2250 mhv neuvedeno
i Cas (S 262) - zv. 56x: jasná, žlutozelená a kousek od ní slabá, temně modrá; 100x: jasná světle žlutá, kousek od ní světle modrá a k ní nalepená světle zelená, obě slabé, hvězdy svírají úhel asi 110stupňů; ten slabý vzdálený průvodce by měl být spíš tmavě modrofialový; rozhodně to je jedna z nejhezčích dvojhvězd na obloze, kterou jsem kdy viděl; 141x: jasná hvězda světle žlutá se špetkou zelené a na ni přilepen slabý jasně světle zelený doplněk (už to vypadá dost nepřehledně díky "chlupům", které vybíhají z jasné hvězdy); ta vzdálená je teď hezky modrofialová; 225x: jasná začíná být zelenožlutá (chvílemi převládá jedna a pak zase druhá barva); bližší průvodce je nyní jasně světle zelený a vzdálenější se začíná nějak vytrácet, má ale hezky modrofialovou barvu - na tuty; 375x: nádherný pohled, jasná je nazelenalá a ve spleti difrakčních kroužků je vidět (i když ne zřetelně) bližší průvodce, ale ten vzdálenější je fantastický; v prvním okamžiku vypadal úplně nádherně fialově - měl stejnou barvu jako UV lampy nebo některé zářivky, ale po chvilce rozkoukání se zjasnil a už tak hezky nevypadal; počet difrakčních kroužků: 2 a další dva občas; 563x: jasná se zdá být světle zelená, kus od ní průvodce, barev nevýrazných a ten vzdálenější má takovou tmavě fialověmodrou barvu. Toto zvětšení je asi pro tmavší oblohu, pak vynikne.
Petr Fabian, který měl před prázdninama v trpaslíku pěkný článek o galaxiích v Panně, v srpnu prošťáral známé oblasti v okolí Mléčné dráhy:
9./10. srpna 1994 Sb 25 100 mhv v zenitu 5.9 mag NGC 6712 Sct - Celkom pekná guľová kopa veľkosti 1/3 z 2 hviezd na ľavo od nej v Uranke (2.2'). Veľmi pripomína kométu. Asi 9 mag. Jasnosť len miernučko rastie do stredu.
NGC 6664 Sct - Na prvý pohľad žiadna kopa. Po chvíli si všimnem, že je tam asi poltucet hviezd. Čo je viac ako hviezdna hustota okolia. O chvíľu je ich trochu viac a nakoniec periférne vidím akú - takú kopu: v kostre jasnejších hviezd je tušiť nejaké ďalšie. Kopa je nepravideľná, najjasnejšie hviezdy sú v severnej časti. Všetko je to na veľkej ploche.
A do třetice všeho dobrého:
Tr 34 Sct - Slabý difúzny objekt asi 11. veľkosti. Nie najmenšia - 1/3 až 1/4 (tj. cca 4.3'). Ináč sa nič viac nedá povedať.
Ale dá. Možná vás bude zajímat, kde se vzalo ono označení ita Tr. Jako u většiny jiných, jedná se o část jména R. J. Trumplera, který sestavil jeden z mnoha katalogů otevřených hvězdokup. Mimochodem tento pán také zavedl "třísložkový"kódový zápis jejich vzhledů (pro Tr 34 ita II 2 m):
I. - ohraničená; silně koncentrovaná do středu II. - ohraničená; mírně koncentrovaná do středu III. - ohraničená; nekoncentruje se do středu IV. - nepříliš dobře odlišená od okolních hvězd pozadí 1. - malý rozsah jasností 2. - střední rozsah jasností 3. - velký rozsah jasností p - chudá (méně než padesát hvězd) m - středně bohatá (50 až 100 hvězd) r - bohatá (více než 100 hvězd) n - kromě hvězd i mlhovina |
Na začátku této rubriky jsem zmínil jedno zajímavé pozorování Kamila Hornocha. Zde jsou tři další (k tomu bych jen řekl, že není divu, že toho Kamil tolik vidí, když má ve srovnání s námi zdaleka nejvýkonnější přístroj):
1./2. prosince 1994 N350/1660 mhv 5.8 mag 22:55 UT
Kulová hvězdokupa G 1 v
M 31 And - zv. 92x: hledá se vcelku dobře, je krásně vidět. I ve zvětšení
92x je zřejmé, že není stelární. zv. 207x: - paráda, krásná maličká kulovečka
(průměr asi tak 15'' až 20''), nemá centrální bodové zjasnění, jenom
prostě slábne u okrajů a přechází v okolí. Vypadá spíš jak
planetárka. Kdyby to byla kometa, tak bych jí dal DC=1.
2./3. prosince 1994 N350/1660 mhv 5.7 mag 21:20 UT
Planetární mlhovina
Pease 1 v M 15 Peg - zv. 207x: V 17:25 UT jsem začal se šílenou věcí - při
207-násobném zvětšení jsem se pokoušel zorientovat v záplavě hvězd, které
tvoří M 15. Po asi čtvrthodince se mi to povedlo - dvěma nezávislými
metodami - podle jedné jasnější hvězdy než jsou ostatní (má asi tak 13.5
mag) a podle orientace na mapce. Po chvíli jsem identifikoval několik dalších
hvězdiček (14.5 - 15 mag) - asi 10 a taky jsem uviděl planetárku! Je to malý
difůzní obláček (průměr do 10''), DC=2-3, bez výrazného centrálního
zjasnění. Nechtělo se mně to ale věřit, že je tak slušně vidět.
Jiné podobné (nehvězdné, plošné) zjasnění jsem uvnitř hvězdokupy nenašel a
poloha přesně sedí podle mapky z Deep Sky č. 32. Co jiného by to mělo být,
než planetárka Pease 1?! Co se týče jasnosti, tipl bych ji tak na 14.5 mag
(na hvězdách jsem to v okrajích kulovky dotáhl skoro k 15.5 mag). Naštěstí
pro nás pozorovatele leží těsně u okraje té nejjasnější centální oblasti,
která je při 207-násobném zvětšení velice jasná, zrnitá a kompaktní, takže
jakékoli podrobnosti vyjma zrnitosti by se v ní ztratily.
M 82 (NGC 3034) UMa - zv. 207x: Nádherná (to slovo je tady oprávněné), plná detailů, vypadá tak jako na fotkách z velkých dalekohledů (ale o to tady teď ani tak moc nejde, přesný popis udělám jindy). Kousek od jádra (a "přeříznutí" temnou hmotou) vidím slabou hvězdu, má tak 14 mag, možná je i slabší. Vypadá jako pěkná supernova. Pozn.: Po konzultaci s J. Duškem a literaturou jsme zjistili, že je to pouze stelární zjasnění v galaxii. Nevadí, i tak je pěkné.
Takže jestli máte zhruba takových pětadvacet tisíc, rozjeďte se do Rtyně v Podkrkonoší a tam si u pana Drbohlava stejný dalekohled kupte.
Dál tu mám úryvek popisu hvězdné oblohy od Jay Apta, amerického astronauta, který se v dubnu 1991 zúčastnil letu Space Shuttlem: "To, že hvězdy neblikají, působí dojem temnější oblohy než na zemi, ale limitní hvězdná velikost není tak dobrá, jako na nejlepších místech na Mauna Kea." Během každého oběhu je totiž 37 minutová noc, příliš krátká na plnou adaptaci zraku na tmu. "Ale i tak jsem viděl Magellanova oblaka či Mléčnou dráhu. Také bylo možné pozorovat větší množství barevných hvězd, zřejmě díky úplné absenci atmosférického odmodrání."
Někteří astronauti také tvrdí, že ze všeho nejkrásnější je pohled na horizont. "Počet barevných vrstev, které můžete vidět ve stratosféře je skutečně omračující," poznamenává Apt, ita "napočítali jsme jich devět, oddělených od sebe pásy indické modři, ačkoli na našich fotografiích jsou díky rozmazání jen tři nebo čtyři." Stejně jako hvězdy a planety skrz ně pozorované, i samotné vrstvy ita "blikají jako šílené". Naprosto nejhezčí ze všeho ale bylo ita "spatřit ohnivou čáru meteoru doslova a do písmene přímo pod sebou!"
No a nakonec tady mám, když už budou ty Vánoce, jeden dárek. Rozhodl jsem se, že nejlepšímu pozorovateli z vás daruji Sto astronomických omylů přivedených na pravou mírů s vlastnoručními podpisy obou autorů. Dlouho jsem rozmýšlel, koho vybrat - volba to byla vskutku těžká. Ale pak jsem se vnitřně shodl na Tomášovi Havlíkovi, který je bezesporu jedním z nejlepších. Teda ne, že by jste i vy ostatní nebyli dobří, ale právě Tomáš nás během roku šokoval ze všech nejvíc.
Toť vše. V příštím roce vám přeji hodně pozorovacích nocí, samozřejmě i dostatek všeho ostatního, moc děkuji za pozorování a těším se na brzkou shledanou.
Jirka Dušek
PS: Začátkem prosince jsem dostal z Ostravy zprávu, že se možná něco začalo dít s "chybějící" hvězdou v soustavě s Ori (zhruba před rokem jsem psal, že ji někdo viděl a někdo zase ne. Vy, co máte dalekohled s větším zvětšením, podívejte se na ni a když tak i odhadněte.
PPS: A ještě je tu jedno pozorování od Kamila Hornocha: Berkeley 17 Newton 350/1660, zv. 92x, mhv 5.6 mag; Be 17 (ta zřejmě nejstarší) na první pohled nenápadná, několik hvězd 12. až 13. velikosti (zřejmě hvězdy v popředí); teprve při pozornějším pohledu si lze povšimnout nepravidelné kompaktní mlhavé oblasti o průměru asi 10' složené z hvězdiček 14.5 mag a slabší.
Historie Stopařova průvodce Galaxií je historií idealismu, zápasu, zoufalství, vášně, úspěchu, neúspěchu a enormně dlouhých poledních přestávek.
Prvopočátky Průvodce se dnes, spolu s většinou finančních záznamů, ztrácejí v mlze času.
Další, kurióznější teorie o tom, kde jsou ztraceny, jsou uvedeny níže.
Většina dochovaných historek hovoří o zakládajícím šéfredaktorovi jménem Hurling Frootmig.
Hurling Frootming, jak se praví, založil Průvodce, stanovil jeho základní zásady, to jest poctivost a idealismus, načež zkrachoval.
Následovalo mnoho let nouze a zpytování svědomí, během nichž se radil s přáteli, vysedával v ztemnělých místnostech v ilegálních rozpoloženích mysli, přemýšlel o tom či onom, trochu blbnul s činkami, a pak, po náhodném setkání s Vyznavači Svatého Oběda z Voondoonu (kteří tvrdí, že stejně jako je oběd středobodem našeho světského dne, přičemž náš světský den může být nahlížen jako analogie našeho duchovního života, tak by měl být Oběd
a/ být považován za středobod našeho duchovního života a
b/ být konzumován v pěkných restauracích)
Kromě toho také začal rozvíjet a zkoumat redaktorské polední pauzy, která měla později hrát tak významnou roli v historii Průvodce, protože znamenala, že většinu práce udělali náhodní kolemjdoucí, kteří se bezděky zatoulali do prázdných kanceláří a uviděli tam něci, co stálo za to udělat.
OBSAH | tisk |
Na prvních stránkách tohoto
Trpaslíka jsme si pojmenovali jednotlivé části M 42, takže by teď neuškodila
ani troška astrofyziky. Dle práce C. R. O'Della a Zheng Wena "Motion
at the Ionization Front in the Orion Nebula: A Kinematic Study of the [O
I] Line" (AJ, 387, 1992 March), ve které jsou rozebírána měření radiálních
rychlostí jednotlivých kousků mlhoviny Hubbleovým dalekohledem, (
a také po konzultacích s Mirkem Plavcem a Leošem Ondrou) vypadá mlhovina, při
pohledu shora (východ vlevo, západ vpravo), asi takto:
M 42 tedy leží 450 parseků daleko, na okraji rozsáhlého prachoplynného oblaku, který na obloze obklopuje celý Meč. Do něj se noří několik horkých hvězd spektrální třídy O a B (především nejjasnější hvězda Trapezu u1 C Ori) jejichž energetické ultrafialové fotony ionizují okolní materiál - nejvíc vodík. Proto je mlhovina na fotografiích červená (nejvýraznější čára Ha totiž leží na červeném okraji viditelného spektra). Oblast, ve které k ionizaci dochází, je ale, díky různé hustotě mračna, velmi nepravidelná (v obrázku vyznačena tečkovaně) s výrazným temným zálivem (Dark Bay) korespondujícím se Sinus Magnus.
Ionizovaný materiál se také po ohřátí rozpíná a proudí v této "kapse" podél ionizačního rozhraní, je urychlován hvězdným větrem hvězd Trapezu (šipky naznačují jak se promítají nejvýraznější proudy) a někde na jihozápadním konci M 42 opouští molekulární oblak (tímto způsobem se molekulární mračno účinně destruuje). Světlý pás, který se mlhovinou táhne ze severovýchodu na jihozápad (hlava a hřbet monstra) je potom část samotné ionizační fronty, na kterou se díváme z boku. Proto je zde M 42 nejjasnější.
Část mlhoviny je dále zakryta (ztlumena) neutrálním materiálem (HI Absorption), který už není ionizovanám a v němž lze pomocí HST pozorovat různé tmavé (neosvětlené) chuchvalce. Je také možné, že hvězdy Trapezu, ač si dnes myslíme pravý opak, v tomto molekulárním oblaku nevznikly, ale jen náhodou se ocitly na jeho okraji. Máme tudíž veliké štěstí - okolní mračno je silně neprůhledné, a kdyby se M 42 nacházela na odvrácené straně, či někde na boku, nikdy bychom ji nespatřili. Hvězdy se přitom pohybují rychlostí několika kilometrů za sekundu směrem dovnitř (velikosti radiálních rychlostí některých některých emisních a absorbčních oblastí jsou v obrázku uvedeny).
Jak si myslíte, že by vypadala obloha kolem vás, kdyby jste se nacházeli někde v okolí hvězd Trapezu? Mám to rozmyšlené, takže vás nebudu napínat (ovšem nemusí to být pravda):
První čeho si určitě všimnete, bude "příšerně" světlá obloha (zhruba jako půl hodiny po západu Slunce u nás na Zemi) s šedozeleným zabarvením a místy s červenofialovými pruhy. Zdrojem tohoto světla budou excitované atomy vodíku, které ve viditelné oblasti spektra září čarách Ha (656 nm), Hb (486 nm) a Hg (434 nm). Nejvýraznější bude ta první, ale na ní je lidské oko jen velmi málo citlivé, a proto bude dominantní Hb, která má barvu zelenou. Jas mlhoviny přitom bude 0.1081 cd.m-2, tedy jasnost celé oblohy se vyrovná jasnosti našeho Měsíci v úplňku! ( V méně fyzikálně přesných, ale názornějších jednotkách, je její maximální jas 15 magnitud na čtvereční úhlovou sekundu).
Budou vidět hvězdy? Budou. Dokonce i bez dalekohledu. Hvězdy Trapezu jsou totiž součástí tzv. Lichoběžníkové kupy (viz článek Mirka Plavce v jednom z minulých Trpaslíků) - nejhustší známé otevřené hvězdokupy (průměrná hustota zde je 3000 hvězd na kubický parsek), Kterou ze Země nevidíme (nebo alespoň ne snadno), právě pro příliš jasnou mlhovinu. Prachem jsou totiž zeslabeny jen nepatrně. Ze středu mlhoviny jsou ovšem mnohem blíž a tudíž i jasnější. Ty nejjasnější budou mít kolem -13 mag, ty nejslabší "jen" -5 mag. Takže všech 150 hvězd kupy uvidíte bez problémů.
Teď si vezměte dalekohled s filtrem, který odstraní světlo emisní mlhoviny. Začněte se dívat kolem sebe a sledujte především slabé hvězdy (jestli nějaké spatříte, pak to ve většině případů nebudou ty z Lichoběžníkové kupy). Jak brzo zjistíte, nejméně na půlce oblohy žádné takové neuvidíte. V těchto místech, směrem od Země, totiž bude ono molekulární mračno zeslabující až o 30 magnitud. V jiných oblastech, tam, kde je absorpční vrstva velmi tenká, však nějaké hvězdy budou. Sice zeslabeny a odmodrány, tedy červené, ale budou. A možná také kolem některých hvězd, které patří do M 42, uvidíte i prachové obálky, zřejmě zbytky vnějších částí protoplanetárních disků (říká se jim proplydy). A když ne, budou tyto hvězdy alespoň naoranžovělé. (V prostoru mají proplydy, které souvisejí se vznikem hvězd - M 42 je totiž jedna z hvězdných porodnic - průměr několik stovek astronomických jednotek.) Amen.
OBSAH | tisk | Jirka Dušek |
"Mohli bychom si trochu popovídat," nabízel se matracák. "Chtěl bys?"
Byl to vzrostlý matracák, patrně vysoké kvality. Jen velmi málo věcí se dnes doopravdy vyrábí, protože v nekonečně velkém vesmíru, jako je například ten, ve kterém žijeme, většina věcí, jež si člověk dovede představit a spousta takových, jaké by si raději nepředstavoval, někde roste. Nedávno byl objeven les, v němž většina stromů plodí místo ovoce křížové šroubováky. Vegetační cyklus plodu křížového šroubováku je velice zajímavý. Po utržení potřebuje temnou zaprášenou zásuvku, kde může nerušeně ležet celá léta. A pak se náhle jedné noci vylíhne, odhodí tvrdou vnější slupku, která se rozdrolí na prach a vyklube se jako naprosto neidentifikovatelný malý kovový předmět s patkami na obou stranách, jakousi rýhou a otvorem pro šroub. Když ho někdo najde, obvykle bývá vyhozen.
Nikdo netuší, k čemu to má být dobré. Příroda ve své nekonečné moudrosti na tom patrně pracuje. Nikdo také neví, co mají od života očekávat matracáci. Jsou to velká, přátelská, pružinami vyztužená stvoření, která žijí v ústraní v močálech Škůrodravé Zety. Většina z nich je chycena a pak se na nich spí. Žádnému z nich to zřejmě nevadí a všichni se jmenují Zem.
"Ne," odpověděl Marvin.
(tato a také předcházející vycpávky jsou z knihy D. Adamse Život, vesmír a vůbec)
Měsíční okénko
Jak jsem slíbil minule, bude v tomto okénku řeč o
kráteru Lick. Musím se ale přiznat, že jsem ještě tento útvar dalekohledem
neprohlížel a ani v archívu APM jsem o něm nenašel žádnou zmínku. Takže,ač to
dělám nerad, musím nakonec popsat jeho podobu pouze dle fotografií a atlasů.
Nevím,nakolik se trefím do jeho skutečné podoby, takže si jej raději prověřte
sami na vlastní oči. Budu moc rád, když mi svá pozorování pošlete a
přispějete tak do skromného archívu APM. ( Archív Amatérské
prohlídky Měsíce obsahuje padesát kreseb a několik málo slovních popisů
měsíčního povrchu. Nepočítám své kresby a popisy, mám v nich totiž velký
binec, ale snad se mi jednoho dne povede dát je nějakým způsobem
dohromady).
Lick
Tak tedy kráter Lick má průměr 31 km a
najdete ho asi 30 km jižně od Yerkese, kterému jsme se věnovali naposled. Asi
nebude nijak zvlášť výrazný, přiléhá totiž velmi těsně k jižnímu okraji
Mare Crisium, kde ho nejspíše budou často překrývat stíny okolních kopců.
Navíc je Lick, stejně jako Yerkes, zatopený lávou, a tak jeho delikátní tvary
při vycházejícím Slunci rychle zaniknou. Na některých fotografiích jsem však
našel v jeho středu jakási zjasnění.
Stejně jako Yerkes nese i Lick jméno mecenáše, který "sponzoroval" výstavbu velké observatoře. V tomto případě jde o observatoř Lickovu, kterou najdete 21 kilometrů východně od San Jose v USA. Provoz na ní byl zahájen roku 1888 a patří ke Kalifornské univerzitě. Byl zde také instalován druhý největší refraktor světa s průměrem 91 cm. Dalekohled byl samozřejmě hojně používán pro pozorování měsíčního povrchu. Po zaclonění objektivu se zde také fotografoval celý disk Měsíce, který měl na deskách průměr 13 cm. Takto pořízené snímky se vyznačovaly výbornou kvalitou s vysokým stupněm rozlišení jednotlivých detailů, a tak není divu, že je nalezneme i v mnohých současných publikacích.
Tyto úžasné snímky putovaly ale také okolo roku 1895 do Prahy k profesoru Ladislavu Weinekovi, který na podkladě jejich extrémních zvětšenin zhotovil řadu kreseb detailů měsíčního povrchu. Kdo je viděl, určitě mi dá za pravdu, že jsou úžasné. Kreseb má být celkem dvěstě (já jsem jich zatím nasbíral jen dvaadvacet) a všechny by měly být otištěny v jeho atlase z roku 1899. Jinak byl prof. L. Weinek (1848 - 1918) též ředitelem Klementina a já slibuji, že se ještě o něm a jeho díle někdy a někde rozepíšu mnohem podrobněji.
OBSAH | tisk | Pavel Gabzdyl |
Když bylo paní S. něco přes šedesát, ranila ji mrtvice.
Atak postihl hluboké zadní oblasti pravé mozkové hemisféry. Inteligence
naštěstí zůstala zachována, a paní S. měla navíc i smysl pro humor. Hodně jí
to pomáhalo.
Někdy na svém podnosu postrádala moučník nebo kávu a
vytýkala to ošetřovatelkám. Když ji upozornili, že to, co chce, má
přece tady, na levé straně tácu, zdálo se, že jim nerozumí. Nalevo
se nepodívala. Sestry jí tedy jemně natočily hlavu tak, aby se
káva dostala do zachované pravé poloviny jejího zorného pole. "Tady je
moje káva," říkala překvapeně. "Před chvílí tu nebyla." Význam pojmu "nalevo"
vůbec nechápala, ani ve vztahu ke svému tělu ne; jeho levou polovinu
nevnímala. Někdy si stěžovala, že dostává malé porce, ale bylo to tím,
že jedla jen z pravé půlky talíře. Netušila, že má i levou půlku. Někdy
vzala rtěnku, aby si namalovala rty, ale na levou polovinu růž nikdy
nenanesla. Celou levou polovinu obličeje úplně zanedbávala a nebylo nic
platné upozorňovat ji na to, protože levou část prostě nevnímala. Nevěděla,
že není v pořádku. Přesněji řečeno: věděla to rozumem a smála se tomu, ale
nebyla schopná poznat to přímo smysly.
Když se to tedy odvozeně dozvěděla
a rozumem to pochopila, vypracovala si strategii, jak s touto poruchou
zacházet. Nemohu se dívat nalevo, nemohu se nalevo otočit, budu se tedy
otáčet napravo - napravo dokola. Vyžádlal si otáčecí židli, a když
teď nemůže najít něco, co by tu mělo být, otáčí se napravo a
napravo, dokud vše nedostane do svého zorného pole. Sama tuto
metodu oceňuje v případě, kdy jí dopomůže k moučníku nebo kávě,
která předtím "chyběla"}. Když se jí zdá, že její porce je malá, a když má
ještě hlad, otáčí se se svou židlí napravo tak dlouho, až najde chybějící
půlku a nají se dosyta. Když ale sní všechno, co vidí, a má pořád ještě hlad,
otáčí se doprava podruhé, dokud nenajde zbývající polovinu chybějící
poloviny. Teď už má většinou dost; koneckonců snědla sedm osmin své porce.
Když je ale mimořádně hladová nebo trpí obsesí, udělá třetí okruh a získá
tak další šestnáctinu porce (nechává na podnose ovšem další šestnáctinu).
"Vím, že je to absurdní," říká. "Jsem jako Zenonův šíp - nikdy nedosáhnu
cíle. Je to sice legrační, ale co mohu dělat?!
Možná by bylo jednodušší,
kdyby otáčela talířem, než aby se otáčela sama? Paní S. s tím souhlasila a
také to zkusila, nebo se alespoň pokoušela zkusit to. Ale bylo to pro ni
obtížné a nepřirozené. Otáčení se židlí naopak přirozené bylo,
protože zrak, pozornost, spontánní pohyby a impulsy paní S. byly výlučně a
instiktivně směrovány vpravo.
Zvlášt depresivní byla reakce lidí, mezi nimiž
se objevila jen napůl nalíčená a upravená, s levou stranou bez líčidla a
bez pudru. Stěžovala si: "Dívám se do zrcadla a upravím všechno, co
vidím ... " Nemohli bychom nějak pomoci? Nešlo by zařídit, aby v zrcadle
viděla levou polovinu svého obličeje napravo? Zkusili jsme to se systémem
video - s kamerou a s obrazovkou, ale nebylo to dobré. Viděl opravdu svoji
levou tvář napravo, a to je i pro zdravého člověka matoucí zkušenost -
jak ví každý, kdo se zkusil oholit před obrazovkou jako před zrcadlem.
Dvojnásob matoucí a děsivé to bylo pro paní S., protože levou stranu svého
obličeje a těla nepociťovala jako svoje, neexistovaly pro ni. A teď je
viděla. "Dejte to pryč,"křičela, a bylo to zoufalé volání o pomoc. V pokusech
jsme samozřejmě nepokračovali. Je to škoda, protože by se mohla vytvořit
zpětná vazba, která by pacientům pomohla. Celý problém je přece po stránce
fyzické - ba přímo metafyzické - tak matoucí, že poznání a pomoc tu mohou
přinést jenom pokusy.
Oliver Sacks, Muž, který si pletl manželku s kloboukem
OBSAH | tisk |
Pozn. Uživatele počítačových sítí upozorňujeme na možnost získat veškeré zdrojové texty Trpaslíků, počínaje číslem 61 (bez obrázků), vysázených v LaTeXu, případně i dalších materiálů, na anonymním ftp serveru, který obhospodařuje Tomáš Hudeček. Zde je návod:
zadáte příkaz ftp psycho.fme.vutbr.cz nebo
ftp 147.229.32.10
jako jméno
(login:) uvedete anonymous
místo hesla (password:) zadáte své příjmení nebo e-mailovskou adresu
napíšete cd astronomy/APO, čímž se přepnete do adresáře naší společnosti
chcete-li stáhnout soubor s extenzí .arj, musíte ještě zadat binary
chcete-li stáhnout soubor s extenzí
.txt, nemusíte zadávat nic, ale pro jistotu ascii
povelem dir si zobrazíte obsah adresáře
vybraný soubor přetáhnete povelem get <jméno souboru > (bude to však nějakou dobu trvat)
odhlásíte se povelem quit
Přejeme rychlé spojení a dostatek trpělivosti
Bílý Trpaslík je dvouměsíčním zpravodajem sdružení Amatérská prohlídka oblohy (IČO 49467905) vydávaný ve spolupráci s Hvězdárnou a planetáriem Mikuláše Koperníka v Brně. Adresa redakce: Jiří Dušek, Kubešova 8, 612 00 Brno, tel. 05-75 32 23, nebo Jiří Dušek, Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka, Kraví hora 2, 616 00 Brno, tel, 05-41 32 12 87, E-mail: dusek@sci.muni.cz. Sazba LaTeX (textová část 114 462 bytů). Zdrojové texty a některé další materiály vydávané sdružením jsou též k dispozici na anonymním ftp psycho.fme.vutbr.cz serveru. copyright APO 1994