OBSAH:
Jsme tady taky!
Jantar Mantar
Mars proleze Jesličkami
Stíny vakua I.
Cesta do starověku
Trifid a Laguna
6000 ANS DE MYSTERE
Má smysl pozorovat červené hvězdy?
Trochu recenze, povídání, dojmů
Meade LX200: Instantní pozorovatel
Jak je to doopravdy
Postavte si celooblohovku
Zajímavá pozorování

Jsme tady taky!

Na poslední straně je obrázek, jehož originál byl před 23 lety připevněn na korbu vesmírné sondy Pioneer 10. Dnes je s ní již zhruba 10 miliard km od Země a každým dnem je o dalšího půldruhého milionů km dál, což je ovšem na vesmírné poměry rychlost šnečí. Šance, že ho někdy v hlubinách vesmíru objeví, je takřka nulová. Principiálně to ovšem vyloučit nelze a tak lidé, kteří to vymýšleli, neváhali využít této příležitosti k ukojení zvědavosti neznámých mimozemských stvoření sdělením, že jsme tady taky. A co jsme zač. Spíše snad, že jsme tu kdysi byli a co jsme tehdy byli zač.

Všimněte si, co všechno se podařilo do obrázku zašifrovat: kde a kdy to bylo (a to s přesností na planetu a rok), že jsme (byli) nejméně dvourozměrní a nejméně ve dvou druzích, v obou mírně zaoblení, delší než širší, více či méně osově symetričtí, nazí, téměř holí, sedmnácti až jednadvacetiprstí. Také, že jsme uměli počítat, měřit, kódovat, šidit, kreslit nejen kolečka a úsečky, ale i křivé čáry, a že jsme věděli něco z elementární atomové fyziky i astronomie.

Je myslím velmi poučné si tento obrázek dobře prostudovat a uvědomit si, co všechno autoři o neznámých příjemcích museli vědomky či nevědomky předpokládat. Především by to mohly být bytosti všímavé, ale i zvědavé. Natolik zvědavé, aby se nevzdaly po prvním marném pokusu o porozumění, a zvědavé způsobem, aby je, podobně jako ty známé tvory v kaluži, zajímalo právě to, co je záměrem sdělení. Mohly by totiž ten obrázek považovat také za rituální objektu, hru, výstrahu, volání o pomoc, čestnou medaili či umělecké dílo.

Musí to ovšem být bytosti vidomé, jejich zraky musí umět vnímat věci tak tenké jako čáry a současně tak velké jako Pioneer 10. Dále jim nesmí být cizí idea komunikace - že něco může být nejen sebou samým, ale i zprávou o něčem jiném. Musí umět odlišit tvary, které by mohly vůbec nést nějakou zprávu, od tvarů jiných a umět si položit otázku, jaký kódovací systém byl použit.

Na právě zmíněných dvou předpokladech stojí další předpoklad: že bytosti ty čáry nejen vidí, ale i čtou, a to různými způsoby: jednou v nich poznají obrysy předmětu (návodem k takovému čtení by mohla být podobnost jisté části kresby s tvarem reálné sondy), jindy je pochopí jako schematickou reprezentaci (řazení planet, směry pulzarů, trajektorie sondy, ba dokonce různé konfigurace spinů), jindy jako symbol (šipku) a kód (binární čísla).

Předpoklad obrazové čitelnosti je nejsilnější. I u některých pozemských kultur se totiž setkáme s neschopností vidět v obrázcích něco jiného než pouhé klikyháky. Ale i u ostatních předpokladů si lze představit - pohrejme si s fantazií - bytosti, které je nesplňují, i když jsou jinak na vysokém stupni nějaké "inteligence". Absenci zvědavosti známe i u vzdělaných pozemšťanů, zrak může být nahrazen jiným typem kontaktu s okolím a komunikovat mohou naše bytosti aniž by věděly, že komunikují (třeba pomocí hluboké empatie či telepatie).

Nechci nic tomu obrázku z Pioneera 10 vytýkat - autoři se prostě rozhodli z různých myslitelných civilizací oslovit právě "tvory jako my", jen myslím, že to v něčem trochu přehnali, když vyrobili směs schémat různého typu, významu a měřítka (k tomu navíc binární kód psaný zleva doprava). Právě volba, ať už vědomá či nevědomá, toho, v čem nám ony bytosti mají být podobné a v čem se smí lišit, svědčí o specifickém pohledu západní poloviny této Země a druhé poloviny tohoto století. V tom je poučná zpráva o nás pro nás.

Jeden z autorů plakety, Carl Sagan, napsal, že zpráva "je psána v jediném jazyku, který s příjemci sdílíme: v jazyku vědy": vodíkový atom - Bohrův model (teorie z roku 1913), pulzary (první objeven v r. 1967), devět planet (1930), praktické užívání binární aritmetiky (po r. 1940).

Ať už obrázek je naivní nebo ne, ať už jej lze vykládat jakkoli, jedno je jisté. Člověk nechce být v propastech vesmíru sám a volá do prázdna: "Jsme tady taky!" Volá bez naděje na odpověď, ba i bez naděje, že to kdy někdo uslyší. Slyší sám sebe, to stačí.

OBSAH

tisk

Ivan M. Havel Vesmír 6/96

Je brzy ráno. Ještě v polospánku zapínám počítač a lezu do sítí. Posílám Jirkovi článek o Jantar Mantaru a dovětek, že fotografie svěřím poště. Spolu se šedesáti barevnými fotkami komety Hyakutake do Trpaslíka.

Je brzy ráno. V poště nalézám e-mail od Jirky, že fotky ještě nedorazily. Po čtrnácti dnech. Vyrážím na poštu se informovat. "No, to jste měl poslat doporučeně." Tak se ptám, mám-li si vždy v restauraci po jídle objednat živočišné uhlí proti sra... Ale odpovědi se mi nedostává. Takže asi na všech poštách mezi Úpicí a Brnem mají vaši fotku komety. Takže: "Jantar Mantar II".

Je brzy ráno. Delhi, hlavní město Indie, se pomalu probouzí do slunného dne. Ulice jsou pokryté ranní mlhou prodchnutou sladkým zápachem vonných tyčinek, kouře z ohňů sušených kravinců a výfukových plynů. Nevím však, je-li výraz "probouzí" dosti výstižný pro město, kde se snad vůbec nespí. Nás se to ale tak netýká. Spali jsme v tourist campu v "deluxe-room" s klimatizací zprostředkovanou zadrátovanou vrtulí z Messerschmittu. Ihned, jak se objevujeme na ulici, přepadá nás rikšař - místní přepravce. Tentokrát se nám jej daří přesvědčit, že určitě nechceme nakupovat, ale vidět něco z astronomické historie Indie. Sice se pokouší vysvětlit, že nejlépe tuto historii poznáme v obchodě jeho bratra, ale jsme neoblomní. Za několik okamžiků již stojíme před branami Jantar Mantaru.

Vcházíme dovnitř a ocitáme se na počátku osmnáctého století. Tak alespoň hlásá nápis u vchodu. Jantar Mantar - komplex obrovitých astronomických staveb - postavil v letech 1719 až 1724 maharádža Saváí Džai Singh II. Ač se za jeho vlády mogulská dynastie již pomalu klonila ke svému západu, zdá se, že se mu dařilo dosti dobře. A tak si vedle svých vladařských povinností nalezl čas i pro svou nejoblíbenější zábavu - astronomii. Z jeho příkazu se v Indii překládají Ptolemaiovy spisy, jezuitští astronomové Baudier a Strobel určují souřadnice Delhi a Džaipůru, přepisují se La Hierovy tabulky a Flamsteedovy hvězdné katalogy. Sám maharádža nechává budovat několik observatoří, nejdříve v delhi, pak i v džaipůru a dalších třech indických městech. Aby dosáhl velké přesnosti, zavrhuje malá kovová astrolábia a své přístroje zvedá do výšek patrových budov.

My se zatím touláme mezi budovami - přístroji v delhi a pátráme po jejich původu a hlavně funkci. Jako první obcházíme přístroj Samrath yantra, složený z trojúhelníkového, dvacet sedm metrů vysokého gnomónu a dvou kvadrantů. Ty jsou postaveny kolmo ke gnomónu, přesně v rovníkové rovině. Přepona gnomónu směřuje k pólu. Stupnice na kvadrantech slouží k měření hodinových úhlů, na gnomónu je možno odečítat deklinaci Slunce i ostatních nebeských těles. O přesnosti měření svědčí fakt, že Slunce posouvalo svůj stín po stupnicích o čtyři metry za hodinu.

Dalším přístrojem, který zaměstnává naši pozornost, je Rama yantra, pojmenovaný po Džai Singhově otci. Není to vlastně přístroj jeden, nýbrž dva, vzájemně se doplňující. Oba připomínají římský cirk s mramorovým sloupem uprostřed. Kamenné sektory se stupnicemi, rozbíhající se nad podlahou obou budov, umožňují měření výšek a azimutů nebeských těles. Podle doby pozorování se používala jedna či druhá budova, neboť jejich sektory se vzájemně doplňovaly. Stupnice, ryté do mramoru, jsou tak zachovalé, že pouze neznalost přesného postupu nás odrazuje od měření výšky Slunce.

Ale to jsme již u dalšího podivného přístroje - Džai Prakáš. Prý dokonce vynález samotného maharádži. Dvě polokulovité budovy s měřičskými sektory, vzájemně se doplňující. Průměr téměř osm a půl metru. A opět přesné stupnice. Polokoule vlastně představují model nebeské sféry se všemi potřebnými kružnicemi - poledníkem, rovníkem, výškovými a azimutálními kruhy... Okraj přístroje je horizont. Nejnižší část je zenit. Nalézáme i ekliptiku, obratník i pól. Na tomto přístroji indičtí astronomové odečítali před dvě stě padesáti lety deklinace, azimuty i další potřebné údaje.

Poslední budova je vlastně soubor čtyř přístrojů menších - Misra yantra. Nalézáme zde již známý Samrath yantra, zde ovšem rozdělený na dvě části. Další součástí je Dakšinóvrtti yantra, přístroj určený k měření výšky nebeských těles v okamžiku průchodu poledníkem. Zařízení nazvané Niyat čakra yantra sloužilo k určování deklinace Slunce a pro zjištění poledne pro čtyři observatoře na světě - Greenwich, Zürich, japonské město Notske a tichomořské Saričen. Poslední součástí Misra yantra je tzv. Kark rašivala, přístroj k určování kulminace jednotlivých zvířetníkových znamení.

Je toho hodně, co je zde k vidění. Některé přístroje jsou prý již zničeny. Ale i to, co tu ještě je, nás fascinuje. Jistě k tomu přispívá i klid, který tu panuje. Ale již ho pomalu musíme opustit. Čeká nás ještě celé Delhi a náš rikšař, který se jistě celou dobu těší, jak nás odveze k bráchovi na koberce. Nu, stejně nás dostane.

OBSAH

tisk

Marcel Bělík

Pevně doufám, že tohoto Trpaslíka dostanete včas. Na konci měsíce, přesněji mezi dvacátým a dvacátým druhým zářím, totiž proleze naoranžovělý Mars jižním okrajem otevřené hvězdokupy Jesličky. Dvacátého září ho ráno uvidíte vpravo od kupy, dvacátého prvního přímo v kupě a dvacátého druhého vlevo. Na planetě však žádné zajímavé podrobnosti nespatříte, je zatím příliš úhlově malá, pod pět vteřin. Tedy jen o trochu více než například Uran.

V blízkosti Marsu vám určitě neunikne oslnivá Venuše, jejíž jasnost se pohybujem kolem -4,2 magnitudy. Ta je od Jesliček asi tři stupně daleko. Zatímco ona se bude s časem úhlově zmenšovat, Mars bude pozvolna růst. V opozici ho najdete v březnu příštího roku.

Mapka okolí Jesliček zachycuje hvězdy do 12 mag. Vyznačeny jsou polohy planety Mars 20., 21. a 22. září ráno.

OBSAH

tisk

* jd *

Hvězdárna v Úpici má jednu milou vlastnost. Na chodbě vedoucí k WC je umístěna volně přístupná knihovna. Hned u záchodů se přitom nachází jednotlivé, většinou velmi staré, ročníky Říše hvězd. Když se člověk vydá na toaletu, zpravidla sáhne právě po jednom z těchto svazků.

Touto cestou si mi do rukou dostal článek o mezihvězdné absorpci, který vyšel někdy v roce 1928. Když jsem si ho četl, zjistil jsem, že už tehdy byl problém se zeslabováním světla hvězd (větším než se čtvercem vzdálenosti) v podstatě vyřešen. O to víc mne to udivilo, když jsem si uvědomil, že se v knížkách jako objevitel uvádí Robert J. Trumpler a letopočet 1930.

Záchodová příhoda mne donutila, abych v ondřejovské knihovně získal Trumplerův "objevový" článek. Po jeho přečtení musím říci, že se tento americký astronom za objevitele považuje právem. Ostatně první díl našeho seriálu bude věnovaný právě tomuto článku.

ABSORPTION OF LIGHT IN THE GALACTIC SYSTEM By Robert J. Trumpler

Otázka, zda je vesmírný prostor ideálně průhledný či zda dochází k zeslabování a ke změnám jím procházejícího světla, zaměstnávala astronomy dlouhou dobu. Na začátku tohoto století se už všeobecně uznávalo, že ke změnám - zřejmě z mnoha příčin - dochází. Vzniklo také několik domněnek o původu tohoto jevu. Podle jedné ze starších za to mohl eter vyplňující prostor mezi hvězdami. V souladu s novými vědeckými poznatky se ale spíše očekávalo, že zdrojem budou atomy, molekuly, malé prachové částice či větší tělesa (např. meteoroidy).

Informace o mezihvězdné absorpci se získávaly především z pozorování. Právě to dalo odpověď na otázku: Kdo za to může? Zde je přehled tehdy sledovaných jevů, vč. jejich rozdělení.

obecná absorpce: Ve třicátých létech bylo jasné, že pozorovaná jasnost hvězd neklesá úměrně se čtvercem vzdálenosti, ale mnohem rychleji. Vycházelo to například z rozmístění hvězd v prostoru určovaných z počtů hvězd v po sobě jdoucích intervalech jasnosti. Právě Trumplerem bylo také ukázáno, že absorpce světla má zásadní vliv na určení tzv. fotometrické vzdálenosti, tedy vzdálenosti získané porovnáním absolutní a pozorované hvězdné velikosti. Vzdálenosti určené tímto způsobem (spektroskopické paralaxy, paralaxy zjištěné z pozorování proměnných hvězd) byly systematicky jiné než vzdálenosti určované jinak (z vlastních pohybů, úhlových rozměrů, trigonometricky).

selektivní absorpce: Ztráta světla nebyla pro všechny vlnové délky stejná. Pozorovaná barva hvězd se měnila s jejich vzdáleností od nás. Vzdálenější byly červenější.

monochromatická absorpce: nebo mezihvězdné absorpční čáry ve hvězdných spektrech. Bylo známo několik spektrálních čar, které evidentně nevznikaly v atmosférách hvězd, ale díky atomům nacházejících se mezi námi a hvězdou. Pro hvězdy stejné spektrální třídy a svítivosti intenzita čar rostla se vzdáleností. Jejich radiální rychlost byla současně zcela jiná než hvězdy, u spektroskopických dvojhvězd se pak jevily stacionární. Příkladem mezihvězdné čáry byla vápníková čára, pozorovaná u hvězd spektrální třídy O a B. (Na posledním Setkání členů APO o ní mluvil Leoš Ondra.)

zatemňující efekty: Sem patřily temné mlhoviny pozorované v Mléčné dráze či temné mlhoviny promítající se na mlhoviny světlé. Podle představ se jednalo o místa lokálního zatemnění. Někteří astronomové sem řadili i Velkou trhlinu táhnoucí se od Štíra po Labuť. Důkazem o zatemňujících efektech byla neexistence kulových hvězdokup a spirálních mlhovin (tedy galaxií) poblíž galaktického rovníku. Bylo jasné, že musí existovat jakési absorpční médium zakrývající vzdálené kulové hvězdokupy, které se jinak silně koncentrují směrem ke středu Galaxie.

disperze světla: Rychlost světla by se měla měnit s vlnovou délkou. Kdyby něco takového existovalo, neměly by být světelné změny vzdálených zákrytových dvojhvězd, které bychom pozorovaly v různých vlnových délkách, stejné ve stejný okamžik. Tento jev byl nazýván Normann-Tikhoff, hodnověrné důkazy o jeho existenci však nebyly. [Index lomu mezihvězdného prostředí je téměř přesně roven jedné. Ve viditelném oboru spektra tedy takové efekty pozorovat nelze. Naopak běžně se pozorují v rádiovém oboru, např. u pulzarů. Signál na vyšších frekvencích přichází dříve než na frekvencích nižších.]

Srovnání spektra vzdálené a blízké hvězdy stejného spektrálního typu. Na horním obrázku je hvězda HD 194279, členka kupy NGC 6910 s odhadovanou vzdáleností 2,1 kiloparseku. Na spodním obrázku je spektrum hvězdy Boss 5515, která se nachází ve vzdálenosti čtyřikrát menší. Úbytek v modré části je více než zřetelný. Mezihvězdné prostředí tedy odmodrává procházející světlo.

Nejdříve astronomové věnovali pozornost obecné absorpci světla, kterou studovali z rozdílného zastoupení hvězd různých jasností. Vycházelo se z předpokladů, že hvězdy jsou v kosmickém prostoru rozmístěny rovnoměrně a že neexistuje žádná absorpce. V takovém případě tedy platí, že slabší hvězda je současně vzdálenější. Nikoliv však, že by hvězda s hvězdnou velikostí dvě magnitudy byla dvakrát dál než hvězda s jasností 1 mag. Jasnost klesá se čtvercem vzdálenosti: hvězda ve vzdálenosti dvě je čtyřikrát slabší než stejná hvězda ve vzdálenosti jedna. Výpočty ukazovaly, že počet hvězd pozorovaných v intervalu jasnosti o velikosti 1 mag by měl být asi čtyřikrát větší než počet hvězd v intervalu předcházejícím.

m [mag] *** poč. hvězd *** poměr ***m [mag] *** poč. hvězd *** poměr

-1,0 *** 1 ***    *** 4,0 *** 509 *** 3,1

0,0 *** 4 *** 4,0 *** 5,0 *** 1616 *** 3,2

1,0 *** 16 *** 4,0 *** 6,0 *** 4936 *** 3,0

2,0 *** 47 *** 2,9 *** 7,0 *** 14278 *** 2,9

3,0 *** 162 *** 3,4 *** 8,0 *** 40233 *** 2,8

Skutečně pozorované počty hvězd v jednomagnitudových intervalech a poměr s počtem v předcházejícím intervalu. Množství slabých hvězd sice roste, nikoli však v poměru 4:1.

Z pozorování ale vycházelo něco jiného: počet hvězd stoupá s mnohem menším poměrem. Tedy jeden nebo oba předcházející předpoklady jsou špatné. Nešlo ovšem rozhodnout, který z nich.

Velikost mezihvězdné absorpce před Trumplerem odhadlo hned několik astronomů. Němec Halm určil, že jasnost hvězd klesá o 2,1 magnitudy na kiloparsek, Schalén zase o 0,5 mag/kpc. První vycházel z počítání hvězd na různých místech oblohy, druhý ze studia hvězd spektrální třídy B a A.

Tento obrázek nám může poodhalit úvahy, které se ze začátku používaly při studium mezihvězdné absorpce. Představte si, že máte světelnou pyramidu, která má deset poschodí. Hvězdy jsou v ní rozmístěny rovnoměrně a všechny jsou stejné. V prvním poschodí se nachází jedna hvězda, ve všech pak 10x10x10 hvězd, tedy tisíc. Hvězdy od vrcholu desetkrát vzdálenější jsou současně stokrát slabší než hvězda v prvním poschodí. Poměr 1/100 odpovídá rozdílu hvězdných velikostí o pět magnitud. Nyní předpokládejme, že pozorujeme čtyři hvězdy s hvězdnou velikostí 0 mag a v každém dalším intervalu hvězd čtyřikrát více. Tedy

1 mag 4

2 mag 16

3 mag 64

4 mag 256

5 mag 1024

Je zřejmé, že když počet hvězd v každém intervalu hvězdných velikostí stoupne v poměru 4:1, dostaneme předpokládané rovnoměrné rozmístění hvězd v naší světelné pyramidě.

Trumplerův přínos byl v tom, že ke studium mezihvězdné absorpce využil otevřené hvězdokupy. Na Lickově observatoři určil dvěma různýma metodama jejich vzdálenosti a ty poté porovnal.

Nejdříve změřil na základě hvězdných velikostí a spektrálních typů jednotlivých členů kupy fotometrickou vzdálenost. Poté si hvězdokupy rozdělil podle stupně koncentrace a podle počtu obsažených hvězd. Za předpokladu, že hvězdokupy podobného vzezření mají podobnou prostorovou velikost, určil jejich vzdálenost na základě pozorovaného úhlového průměru.

Porovnání úhlové vzdálenosti se vzdáleností fotometrickou zachytil v následujícím diagramu. Menší kotoučky odpovídají kupám s méně přesně určenými vzdálenostmi.

Kdyby neexistovala mezihvězdná absorpce, měly by se obě vzdálenosti shodovat a vyznačené body by se pohybovaly kolem čárkované polopřímky. Evidentně se však soustřeďují podél tečkované čáry. Nejbližší kupy mají větší úhlovou vzdálenost, naopak vzdálenější jsou úhlově menší než jejich fotometrická vzdálenost. Odmítneme-li možnost, že by vzdálenější hvězdokupy byly prostorově menší než ty bližší, zbývá jediné možné vysvětlení. Jejich světlo bylo při průchodu mezihvězdným prostorem zeslabeno a ony se nám tak jeví slabší než ve skutečnosti jsou. Trumpler odhadl velikost absorpce na 0,7 magnitudy na kiloparsek. Což je ve skvělé shodě s dnešní hodnotou 0,8 mag/kpc.

Protože obdobné studie u kulových hvězdokup a spirálních mlhovin žádnou takovou závislost neukázaly, Trumpler současně dospěl k přesvědčení, že zdroj absorpce souvisí s Galaxií, nikoli s mezigalaktickým prostorem.

Důležitou indicií k odhalení původce bylo to, že absorpce světla není pro všechny vlnové délky stejná. Slabší hvězdy se jeví červenější a také jejich barevný index roste.

Rozdíl hvězdné velikosti ve fotometrickém oboru B a V, tzv. barevný index (B-V)0, samozřejmě závisí na spektrálním typu (povrchové teplotě). Ten bylo možné určit i nezávisle na základě intenzit vybraných spektrálních čar. Porovnáním pozorovaného barevného indexu, na který má vliv selektivní absorpce, s teoretickým je tedy možné určit, jak roste se vzdáleností: asi o 0,3 mag/kpc. Alespoň podle odhadů z tehdejší doby (např. Kapteyn, Jones atd.).

Tedy ještě jednou. Změříte si barevný index (B-V) a určíte si spektrální typ. Pro příslušný spektrální typ si v tabulkách najdete barevný index bez mezihvězdného zčervenání (B-V)0. Rozdílem (B-V) a (B-V)0 určíte tzv. barevný exces E(B-V)=(B-V)-(B-V)0. Velikost absorpce Av v oboru V je pak rovna Av=3,3.E(B-V) a vztah mezi modulem vzdálenosti M-m a vzdáleností r je M-m=-5\log r+5+Av. Například jedna hvězda šesté velikosti HR 1420 nedaleko Hyád má index (B-V)=0,09 mag. Dle vzhledu spektra patří mezi hvězdy hlavní posloupnosti třídy B5, které mají barevný index roven -0,16 mag. Barevný exces má velikost 0,25 magnitudy a hvězda je v oboru V o osm desetin magnitudy slabší.

Samozřejmě, že Trumpler to tak jednoduché neměl. Postup byl ale obdobný, jen měřil rozdíl fotografické a vizuální hvězdné velikosti. Barevné excesy určil pro tyto otevřené hvězdokupy:

NGC *** vzdál. [pc] *** exces [mag] *** NGC *** vzdál. [pc] *** exces [mag]

1647 *** 610 *** +0,18 *** 1960, M 36 *** 980 *** +0,05

2682, M 67 *** 740 *** +0.27 *** 6705, M 11 *** 1340 *** +0,65

2099, M 37 *** 820 *** +0,05 *** 7654, M 52 *** 1360 *** +0,49

2168, M 35 *** 840 *** +0,14 *** 663 *** 2170 *** +0,71

Velikost selektivní absorpce určil na 0,31 mag/kpc. Zároveň snesl další důkazy o selektivní absorpci mezihvězdného prostředí: Hvězdy spektrální O se jeví v porovnání s hvězdami spektrální třídy B mírně nažloutlé. Více svítivé hvězdy třídy O se totiž nacházejí ve větších vzdálenostech a leží blíže ke galaktické rovině. Stejný vztah byl pozorován i mezi hvězdami třídy B a A. Mezi slabými hvězdami také nebyla pozorována žádná výrazně modrá hvězda, na druhou stranu ovšem značný počet hvězd s velkým barevným indexem.

Bylo jasné, že se zdroj selektivní absorpce koncentruje k rovině Galaxie a naopak klesá s rostoucí galaktickou šířkou. Kombinací dat pro obecnou a selektivní absorpci Trumpler dostal absorpčních koeficienty A mezihvězdného prostředí pro fotografickou a vizuální oblast spektra (v magnitudách na kiloparsek): [Dnes se ve fotometrickém oboru V udává velikost absorpce poblíž roviny Galaxie 1,9 magnitudy na kiloparsek.]

obor *** pozorovaný *** Rayleigho

fotografický Af *** 0,7 mag.kpc-1 *** 0,5 mag.kpc-1

vizuální Av *** 0,4 mag.kpc-1 *** 0,2 mag.kpc-1

Jelikož fotografický obor odpovídá vlnovým délkám kolem 430 nm a vizuální kolem 550 nm, je evidentní, že mezihvězdná absorpce rychle klesá s rostoucí vlnovou délkou. Stejně jako extinkce v zemské atmosféře [platí "vztah" extinkce = rozptyl + absorpce], kde se uplatňuje Rayleigho rozptyl na částicích o velikosti srovnatelné s vlnovou délkou světla. Intenzita rozptylu je přitom úměrná převrácené hodnotě čtvrté mocnině vlnové délky. Porovnání absorpčních koeficientů určených z pozorování otevřených hvězdokup a vycházejících z Rayleighova rozptylu je uvedeno v předcházející tabulce. Rozdíl Trumpler připsal na vrub dalších efektů, jako třeba rozptylu na elektronech či absorpci většími tělesy. Závěr, že selektivní absorpce závisí na vlnové délce, byl nejdůležitějším objevem R. J. Trumplera.

Šel však ještě dál. Provedl jisté předpoklady o prostorové hustotě rozptylujících částic a na základě jednoduchých propočtů došel k závěru, že musí mít hmotnost asi 2.10-19 gramu, tedy asi 3400 vápníkových atomů. Pevné částice takového složení by měly průměr kolem jedné setiny vlnové délky viditelného záření. Byly by tedy příliš malé, aby mohly účinně rozptylovat procházející světlo. Atomy, molekuly ani shluky molekul tedy podle Trumplera nemohly být původcem mezihvězdné absorpce.

Svoji práci uzavřel přehledem možných zdrojů mezihvězdné absorpce:

1. Volné atomy (vápník, sodík a další) mají vliv na vzhled spektra. Jejich hustotu odhadl na asi jeden atom vodíku na kubický centimetr. Zdrojem selektivní extinkce být v žádném případě nemohou. Tento závěr byl správný. Dnes se udává hustota poblíž roviny Galaxie 0,6 atomu na kubický centimetr.

2. Volné elektrony; ani ony nemohou být tím správným zdrojem. Jednak nerozptylují světlo selektivně, jednak jich je málo.

3. Malé prachové částice různých rozměrů s hmotnostmi kolem 10na19 gramu a prostorovou hustotou 10na-23 gramu na centimetr krychlový. Jsou hlavním zdrojem Rayleighova rozptylu. Podle dnešních odhadů se jedná o částice s velikostí kolem 10na-5 cm a hustotou 10na-26 g.cm-3. Takové částice ovšem nerozptylují úměrně převrácené hodnotě čtvrté mocniny vlnové délky, nýbrž úměrně převrácené hodnotě vlnové délky. Sám Trumpler vzápětí došel k názoru, že mezihvězdná absorpce nemůže být pouze výsledkem Rayleigho rozptylu.

4. Velké částice, meteoroidy, přispívající k obecné absorpci jen malým dílem.

V prostoru se zdroje mezihvězdné absorpce omezují na naší Galaxii a koncentrují se směrem k její rovině. Pravděpodobně tvoří disk s tloušťkou ne větší než několik stovek parseků. Nemusí být přitom rozmístěny rovnoměrně. U tzv. temný mlhovin je zdroj absorpce nejasný, zřejmě představují lokální kondenzace některého z výše uvedených zdrojů.

Tolik tedy článek Roberta J. Trumplera. Příště si řekneme, jak vypadá prach.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Všechno to začalo zcela nevinně a nenápadně. Totiž předpovědí počasí. Ta s neobvyklou jistotou tvrdila, že v noci z 21. na 22. července 1996 bude na celém území České republiky jasno. Tedy žádné polojasno až skoro jasno či jiné obvyklé neurčitosti, ale sprostě jasno.

Tahle zpráva způsobila, že jsem se rozhodl následující noc místo blahodárného spánku obětovat ve prospěch prohlížení i poznávání krás a zajímavostí naší rodné Galaxie. Zvláště pak těch jižních, ze kterých jsem toho zatím moc neviděl.

Za místo svého nočního vysedávaní jsem zvolil terasu v prvním poschodí domu mého dědečka. Toto stanoviště má totiž jednu velkou výhodu - velice slušný výhled na jih, kde by šlo spatřit mezi stromy hvězdy s deklinací až -40°. Má však také jeden handicap: značně nasvícenou oblohu. Na protějším kopci se nachází bývalé JZD se spoustou výbojek. Naštěstí zarostlých. Takže mi do očí svítily jen dvě lampy, jedna červená a jedna bílá.

Kolem deváté hodiny večerní jsem se přesunul na onu strategickou kótu. V praxi to vypadalo tak, že jsem si na dvoukoláku přivezl pozorovací a fotografické nádobíčko - zejména malý Somet 12x60.

Z tohoto období se také datuje první zápis v mém pozorovacím deníku:

21./22. července 1996 Ne/Po Polanka

Podmínky: podle předpovědi má být na celém území dokonale jasná noc. Vyvstává tu jeden problém: proč je tedy oblačno??!!! Severní polovina oblohy je zatažená celá, ja J semtam mráček, ale lepší se to.

Tohle jsem napsal v náhlém návalu vzteku na meteorology. Ve skutečnosti to zas tak hrozně nevypadalo; na jihu byl sem tam obláček. Spíše hrozilo, že se zatáhne. Naštěstí k tomu nedošlo. Ještě za šera jsem se tedy kouknul na Měsíc.

Měsíc: MS 12x60 20.00 UT

- je v polovině první čtvrti, nádherně je vidět neosvětlená část, myslím že tam rozpoznávám Oceanus Procellarum

- zaujaly mne 3 velké krátery za sebou na okraji Mare nectaris - Theophilus, Cyrillus a Catharina - u všech tří jsou vidět zřetelně středové vrcholky

- maličký kráter Bessel je u terminátoru - v M. Serenitalis, nedaleko svítí jasný Plinius

Už se celkem setmělo, když jsem si vzpomněl, jak jsem ještě před začátkem pozorování hledal v atlase Ericha Karkoschky, na kterých objektech by se dala využít zdejší dobrá viditelnost na jih. Do oka mi padla otevřenka M 7 ve Štíru, nejjižnější Messierův objekt. Tehdy jsem si rozhodně nemyslel, že bych ji z těchto míst mohl spatřit. Už kvůli deklinaci blízké -35°. Avšak nyní po zjištění, jak nízko na jih je odtud vidět, jsem dostal šílený nápad: pokusit se navzdory všem výbojkám, smogu, stromům a obzoru "em-sedmičku" nejen spatřit, ale dokonce nakreslit.

Průběh pokusu byl nečekaně hladký. Už při prvním zametání v předpokládané pozici jsem ji uviděl. A jak! (Měla by být vidět i očima, jenže za těchhle podmínek asi těžko.)

OH M7-NGC 6475 (Sco) MS 12x60 MHV=4,5 mag (Sco)

- je nádherná, řekl bych ideální objekt pro malé binary, škoda, že je tak děsně nízko!

- pokusím se ji nakreslit, ovšem za chvíli zapadne za stromy, takže ji zpodobňuji ve spěchu a ještě za šera

- boční pohled dává tušit, že zejména uprostřed je daleko víc hvězd, než jsem na této přesvětlené obloze schopen zaznamenat.

A zde je má kresba téhle krasavice. Mezní hvězdnou velikost jsem zřejmě přecenil, neboť jsem zakreslil hvězdy jen do zhruba sedm a půl magnitudy.

V již uvedené Karkoschkově publikaci se mi podařilo o M 7 najít několik zajímavostí. Jako mlhavou hvězdu je zanesl do svého katalogu již Ptolemaios. Ve středověku ji zaznamenal J. Hevelius a je také uvedena v katalogu "mlhavých hvězd" W. Derhama z roku 1730. Na jednotlivé hvězdy - jako skupinu patnácti až dvaceti stálic, ji rozložil Lacaille na Mysu Dobré naděje roku 1751.

M 7 se promítá na pozadí Mléčné dráhy zřetelné zejména na fotografiích. Podle údajů z roku 1959 obsahuje osmdesát hvězd jasnějších desáté velikosti na ploše kolem jednoho stupně v průměru. Mně se jich na kresbě podařilo zachytit asi čtyřicet.

Celá hvězdokupa je parametry podobná M 44 a byla by zřejmě také stejně známá, jen kdyby se nacházela severněji. Dělí ji od nás asi osm set světelných let. Většina hvězd kupy je spektrální třídy B nebo A, mnohé jsou spektroskopické dvojhvězdy.

Tolik k mé nové favoritce M 7. Když jsem se dost nabažil její krásy, stačilo popojet o čtyři stupně severozápadně a už jsem měl uprostřed zorného pole další jižní klenot ocasu Štíra M 6 (NGC 6405).

OH M6-NGC 6405 "Motýl" (Sco) 12x60

- je kousek od M7 severozápadně, asi 4°

- nezůstává krásou pozadu za M7. Je menší, ale obsahuje daleko víc slabých hvězd, přímým pohledem neviditelných

- při bočním pohledu "naroste" , objeví se mlhavý skvrnitý podklad - je to super! Přes zorné pole pořád lítají družice a letadla.

M 6 spolu s M 7 patří mezi vůbec největší a nejzářivější galaktické hvězdokupy. Její objev v roce 1746 se připisuje de Cheseauxovi, ačkoli jde o objekt viditelný pouhým okem a zřejmě obsažený i v Ptolemaiově katalogu.

Nejjasnější hvězdy mají šest až sedm magnitud a tvoří skutečně obrazec motýlích křídel, podle kterých dostala název. Rozkládá se na ploše kolem 20' a vzdálenost činí kolem tisíc pět set světelných let. Avšak zápis v deníku pokračuje:

21.00 UT - vyjasňuje se! Už je krásně vidět Mléčná dráha, přímo přede mnou září "Střelec se zlatou hvězdou na čele" - totiž s Jupiterem. S odvahou se vrhám na záplavu objektů ve Střelci:

DM M 8-NGC 6523 "Laguna" 12x60 MHV=5,3 mag nebo lepší (?)

- je fantastická, viditelná už pouhým okem jako oválný mlhavý obláček; nikdy bych nečekal, že ji takhle uvidím!

- může svou nádherou směle soupeřit s notoricky známou M 42, zvláště když má v rukávu cosi v podobě parádní hvězdokupy uvnitř. Nejjasnější středová část vypadá bočním viděním jak přetržená, přičemž ve východnější části leží ta hvězdokupa; zdá se, jako by se tam promítal pruh temné látky, mírně zvlněný a kónusovitě rozšířený na severovýchod.

Laguna je tak jasná, že jsem ji bez problémů zachytil na statické fotografii na film 100 ASA. (Mimochodem, na stejném snímku mám i mračno Mléčné dráhy M 24 a dokonce i mlhovinu M 20 - Trifid.) Její jasnost se uvádí asi pět magnitud, průměr od půl do jednoho stupně a vzdálenost kolem pěti tisíc světelných let. Žádný trpaslík to není, neboť její skutečný průměr činí asi 60x45 světelných let.

Díky těmto úctyhodným mírám a žhavým hvězdám, které ji zahřívají, svítí natolik, že se přes svou značnou vzdálenost jeví téměř stejně jasná jako mnohem bližší M 42. Obsahuje také spoustu proměnných hvězd, zvláště typu T Tauri, tedy velmi mladých hvězd, které ještě nedosáhly stability hlavní posloupnosti.

DM M 20-NGC 6514 "Trifid" 12x60 MHV=5,3 mag

- oválný mlhavý obláček okolo 2 jasnějších hvězd, protažený směrem sever-jih, velký tak asi 15' nebo víc

M 20 (Trifid) je známá zvláště z fotografií, kde je přetnuta třemi radiálními pruhy temné látky. Je vzdálena podobně jako M 8 a není vyloučeno, že by mezi těmito dvěma objekty mohla existovat nějaká spojitost. Jsou totiž od sebe pouhý jeden stupeň.

OH M 21-NGC 6531 - nenápadná malá otevřenka, hlavně díky tomu, že leží těsně u celkem jasné hvězdy

- bočním pohledem se objevuje mnoho slabých hvězd na malé ploše

Je zajímavé, jak se rozcházejí vzdálenosti M 21. V Karkoschkově atlasu je uvedeno 4000 světelných roků, Burnham uvádí 2200 sv. r., katalog atlasu Hvězdná obloha 2000.0 zase 4700 sv. r. M 21 leží jen čtyřicet úhlových minut od M 20.

OH M25-IC 4725 - velmi pěkná otevřenka, velká asi půl stupně, o něco hezčí je bočním viděním, kdy přibude slabých hvězd, ale neobjeví se mlhavý podklad.

M 25 je neobyčejná tím, že obsahuje klasickou cefeidu U Sagittarii. Určitě by bylo zajímavé zkusit napozorovat její světelnou křivku a určit si pak "na koleně" vzdálenost celé hvězdokupy. Cefeida se mění od 6,3 do 7,1 magmitudy, uváděná perioda je asi 6,7 dne, vzdálenost asi dva tisíce světelných roků. U Sgr je dokonce vizuální dvojhvězdou širokou 67 úhlových vteřin.

Moje hvězdná pouť vedla dále na sever směrem k dalšímu neobyčejnému objektu:

M24 - podle Karkoschkova atlasu je to jenom mračno mléčné dráhy, ale rozhodně stojí za pohled!

- má oválný tvar, je přes stupeň velké (!), je to spousta jasných hvězd na mlhavém podkladu, opravdu nápadné

M 24 obsahuje v severní části o mnoho menší otevřenou hvězdokupu NGC 6603, jíž některé katalogy označují jako M 24. Je však jisté, že by ji Messier svým přístrojem nebyl schopen pozorovat. Ostatně ukazuje na to i jeho popis: Kupa na rovnoběžce předchozí a blízko konce Střelcova luku, v Mléčné dráze; velká mlhovina, v níž je mnoho hvězd různých velikostí: světlo, které je rozprostřeno v této kupě, je rozděleno na více částí; určen byl střed kupy.

A opět neúnavně stoupám směrem severním:

M 16, M 17 a M 18 - vejdou se mi najednou do zorného pole MS!!!

DM M 16-NGC6611 "Orlí mlhovina" MHV=5,4 mag

- obsahuje mimojiné 4 jasnější hvězdy tvaru kosodélníku, mlhovina je nejjasnější podél jeho severní strany, a pak podél strany ve směru na východ

- je nápadně naplněna slabými hvězdami - á, teď čtu, že obsahuje hvězdokupu; je fakt pěkná; velikost asi 20'.

Právě M 16 se stala tou vyvolenou mlhovinou, kterou snímal HST a objevil v ní "sloupy stvoření", jejichž obrázky se objevily na stránkách všech astronomických časopisů. Není tedy třeba nic dodávat.

M 16 je vůbec jedním z nejfotogeničtějších objektů naší Galaxie. Při pohledu v dalekohledu toho bohužel z její krásy až tak moc neuvidíte. I tak však poskytuje pěkný pohled - má podobu hvězdokupy zasazené v jasné mlhovině.

Přicházím k dalšímu objektu této slavné triády:

DM M 17-NGC 6618 "Omega" - "Labuť"

- malá jasná a moc hezká mlhovina zžetelně klínovitého tvaru, se špicí klínu směrem na východ

- připadá mi mnohem menší než v atlase - asi vidím jen nejjasnější část, zbytek mizí ve světle výbojek; bočním pohledem ji vidím velkou asi 20'

- nad ní je útvar podobný otevřence (nad=severně)

Zjišťuji, že v zorném poli mám i kus M24, vejdou se mi tam najednou tedy 4 messierovské objekty - M16, M17, M18 a M24!!! Něco takového je možné snad opravdu jen ve Střelci.

M 17 byla objevena stejně jako M 16 v roce 1746 de Cheseauxem a o několik týdnů později nezávisle Messierem. Její úhlová velikost, včetně slabých okrajových partií, je kolem 45''x35''. Patří tak mezi nejrozsáhlejší mlhoviny na obloze, byť je od nás pět až šest tisíc světelných let daleko. Podobně jako mnohé jiné difuzní mlhoviny, je zdrojem rádiového záření. Hvězdy, které za to mohou, jsou ovšem skryty za rozsáhlými oblastmi svítícího plynu.

OH M18-NGC 6613 - je to sice malá otevřenka, avšak rozhodně není nenápadná, jak se píše v Karkoschkově atlase.

- je to spousta hvězd naskládaných na ploše tak 7', na první pohled zrnitá skvrnka, celkem jasná

M 18 je kousíček pod M 17, asi půl stupně. Objevil ji Messier roku 1764 jako hvězdokupu složenou z malých hvězd, obklopenou slabou mlhovinou. Jak už stojí v deníku, není rozhodně nenápadná, naopak. Sám Messier uvádí, že je snadněji viditelná než M 16. Přesto je jedním z nejopomíjenějších messierovských objektů; tedy alespoň podle Burnhama.

Posledním spatřeným deep-sky objektem té noci byla

KH M 22-NGC 6656 - to je nečekaně jasná kulovka! Navíc - zrovna jen 2 stupně od ní září oslnivý Jupiter s rodinkou měsíců pěkně v řadě.

A skutečně, podle Burnham's Celestial Handbook je jednou z nejhezčích a nejvýraznějších kulových hvězdokup. Na severní obloze ji údajně předstihuje pouze M 13.

Na kulovou hvězdokupu má ale celkem nepravidelný tvar - je oválná s průměrem asi dvacet úhlových minut. Je současně relativně blízko, pouhých deset tisíc světelných let.

Zápis v deníku ukončuje několik poznámek:

Zorným polem mi táhnou mraky, když se podívám nahoru, vidím zajímavá oblaka tvaru kapesnícj hřebenů, nasvícená přízračne Ostravou.

22.40 UT - při pohledu na vyšlý Saturn Malým Sometem se zavřenu clonou zjišťuji s překvapením, že vidím prstenec!!! (což jsem od jmenovaného přístroje nečekal)

Těsně nad hlavou mi proletěl pištící netopýr

Mléčnou Dráhou se přesně v jejím směru prodírá jasná družice.

22.50 UT - přes opakovaných 25 dřepů začínám tuhnout, nechci podlehnout zákeřné chorobě a navíc se zatahuje => končí mé dnešní putování po jižních skvostech naší rodní Milky Way.

Na závěr ještě zbývá vysvětlit, kde se vzal nadpis tohoto článku. Díváme-li se totiž na předcházející objekty, pozorujeme díky propastným vzdálenostem jejich vzhled z doby, kdy u nás na Zemi v Egyptě začali mít přebytek otroků a tak někoho napadlo začít stavět pyramidy. Každý pohled na tyto objekty je tedy zároveň jakousi vizuální výpravou do starověku.

Naopak, kdyby se nějací astronomové, třeba z míst ve hvězdokupě M 6, podívali pořádným dalekohledem k Zemi, mohli by v přímém přenosu sledovat ukřižování Ježíše Krista. Už jednoduchý výpočet však ukáže, že z této vzdálenosti by i samo Slunce vypadalo jako hvězdička slabá třináct a půl magnitudy.

Tohle povídání mělo být návnadou a námětem k podrobnějšímu pozorování těchto a mnoha dalších zajímavých objektů, které nám nabízí souhvězdí Střelce a vůbec jižní oblasti letní oblohy. Mělo ukázat, že jejich pozorování není ani při zdaleka nejlepších podmínkách, přesvětlené obloze a naší zeměpisné šířce, vůbec ztracené. Stačí jen objevit příhodné místo s dostatečným výhledem na jih. Mně se to naštěstí podařilo a tak jsem vám mohl zprostředkovat svou cestu do minulosti těch nejznámějších letních deep-sky.

Kranskeho zákon:

Střez se dne, kdy nebude na co nadávat

OBSAH

tisk

Lukáš Král

Jedna z nejhezčích pozorovaných mlhovin - Trifid, je pojmenována podle latinského vyjádření pro rozdělení na tři části. Tak se totiž jevila Johnu Herschelovi: trifid; skládá se ze tří jasných a nepravidelně zformovaných mlhovin... na vnitřních okrajích se přibližují, kolem jsou odděleny třemi rozbíhajícími se trhlinami či tmavými oblastmi, které nečekaně a pokrouceně rozdělují světlé mlhoviny.

Vzdálenost M 20 se odhaduje na pět tisíc světelných roků. Je tedy stejně daleko jako ještě hezčí Laguna. I když tak na pohled vypadá, není vůbec kulová. Molekulový oblak sahá daleko za její okraje. Její tvar souvisí s tím, proč ji vůbec vidíme. V jejím středu se totiž nachází kompaktní skupina několika velmi horkých hvězd. Ty produkují množství ultrafialových fotonů, které nutí zářit okolní vodík. Toto energetické záření je ale s rostoucí vzdáleností od zdroje čím dál tím více pohlcováno. Až v určité vzdálenosti, přibližně stejné ve všech směrem, je ho natolik málo, že okolní plyn nerozsvítí. Této oblasti se říká Stromgrenova sféra, podle dánského astronoma Bengte Stromgrena.

Na fotografických snímcích je M 20 dvojbarevná. Jižní část je červená, severní modrá. Modře září okrajové části oblaku, kam už většina energetických fotonů nedoletí a kde dochází k rozptylu na prachových částicích.

Hvězda ve středu Trifidu je ve skutečnosti vícenásobným systémem HN 40. Je složena z těchto složek:

složky *** theta *** rho *** m1 *** m2

AB *** 22° *** 6,0'' *** 7,6 mag *** 10,7 mag

AC *** 212° *** 10,8'' ***   *** 8,7 mag

CD *** 281° *** 2,3'' ***   *** 10,7 mag

CE *** 191° *** 6,1'' ***   *** 12,6 mag

CF *** 82° *** 28,4'' ***   *** 14 mag

CG *** 212° *** 29,6'' ***   *** 13 mag

Zdrojem ultrafialových fotonů je především primární složka spektrální třídy O7.

I Laguna byla pojmenována podle výrazného tmavého zálivu, který ji z části rozděluje na dvě poloviny. Je velmi rozsáhlou oblastí, kde dochází k bouřlivé tvorbě nových hvězd. Leží na okraji rozsáhlého molekulového oblaku a postupně se "prokousává" dovnitř. Také otevřená hvězdokupa NGC 6530 zde vznikla. Dnes se ale nachází před ní. Je stará asi dva miliony roků. Poblíž středu mlhoviny leží hvězda 9 Sagittarii, která patří mezi nejsvítivější známé hvězdy. Její zářivý výkon se odhaduje na několik set tisíc Sluncí. Nejjasnější část Laguny leží právě západně od 9 Sgr. Nazývá se Přesýpací hodiny a je osvětlována jinou horkou hvězdou spektrální třídy O7, označovanou Herschel 36. Blízká 7 Sagittarii, která má asi pátou velikost, je naopak jednou z hvězd popředí. Leží jen 250 světelných let daleko.

Laguna spolu s Trifidem, kupou M 21 (NGC 6531) a svítivým veleobrem mu Sagittarii (absolutní hvězdná velikost -6 mag) tvoří jádro asociace Sagittarius OB1.

M 21 je v triedru jasnější hvězdou sedmé velikosti, kolem které je drobná mlhavá skvrna, protáhlá směrem na severozápad. S rostoucím zvětšením se promění v těsnou skupinku několika desítek hvězd bez mlhavého pozadí. Nejjasnější člen kupy je hvězda spektrální třídy B0.5 s pozorovanou hvězdnou velikostí 6,7 magnitudy a absolutní hvězdnou velikostí asi -5 mag.

Všechny výše zmiňované objekty se vejdou do jednoho zorného pole triedru. Za dobrých podmínek k nim ještě přibude kulová hvězdokupa NGC 6544, položená stupeň jihovýchodně od M 8. V binaru 25x100 je docela nápadná (o průměru 1'), ve srovnání s Lagunou však lehce opomenutelná. Na tmavé obloze se také pozorně zadívejte severoseverovýchodně od Laguny a jihovýchodně od Trifidu, kde je malé "hvězdné mračno" Mléčné dráhy. Tímto směrem je zřejmě molekulový oblak mezihvězdné hmoty související s Lagunou a Trifidem mnohem tenčí. Umožňuje proto dohlédnout do větší vzdálenosti, až někam k jádru Galaxie.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Velká škoda, že Bílý Trpaslík není se zvukem. Slyšeli bychom vlny narážející se zlověstným hukotem do skalisek Bretaně. Slaná tříšť smáčí křídla neposedných racků. Zapadající Slunce se naposledy vylouplo z mraků a rudou září zalilo podivný úzký kámen, jež jako prst ukazuje k nebi. Stejná scéna se zde opakuje již šest tisíc let. Nebo je tomu jinak?

Ano, řeč je o menhirech. Ale věc je ještě malinko složitější. Kromě menhirů nalézáme po celé Francii ještě dolmeny, tumuly a další kamenné - megalitické - stavby.

Ty v Bretani jsou asi nejstarší. A zdá se, že jich tu je nejvíce. Ale kdo a proč je postavil, co tím chtěl říci. A chtěl tím vůbec něco říci? To se stalo předmětem dohadů na mnoho let. A ani dnes nejsme příliš blízko ke konečné odpovědi.

Nejvíce francouzských menhirů nalézáme v Morbihanském zálivu na jih od města Vannes. Druhá velká skupina je pak severně od tohoto města, v oblasti nazývané Lanvauxské mokřiny.

Co se zdá být jisté, je fakt, že tyto stavby byly vztyčeny mezi roky 5000 až 2000 před počátkem letopočtu. Jsou tedy mnohem starší, než třeba egyptské pyramidy. Jaká však musela být organizace lidí, jež umožnila pohnout mnoha tisíci tunovými bloky kamene a navršit je na sebe, abychom je i po šesti tisíci letech nalezli neporušené. Stáří těchto megalitů je kupodivu určeno poměrně přesně. Kromě datovacích metod radiouhlíkových a dalších, využili archeologové i některých netradičních a zajímavých faktů. Například kromlech na ostrově Er-lannic se i s celým ostrovem pomalu noří do moře. A právě z rychlosti tohoto poklesu a velikosti zatopení kromlechu bylo možno dobře ověřit pravdivost datování.

Samotné slovo menhir pochází ze starého keltského označení pro dlouhý kámen. A plně vystihuje i samotný vzhled většiny menhirů. Hrubě otesaný úzký kámen zasazený do země ukazuje k nebi. Podle některých tak propojuje zemskou energii s energií nebes. Kdo ví. V každém případě oblasti největšího výskytu menhirů měly v dávných dobách stejné postavení jako dnes Mekka či Vatikán. Velikosti menhirů se liší - od několika desítek centimetrů až do výšky dvaceti metrů. Tak velký je například Velký Menhir v Locmariaqueru, nedaleko Carnacu. Bohužel již není vcelku, leží rozlámán na čtyři kusy. Prý po zásahu blesku. Ale i tak udivuje nejen svou velikostí, ale i důkladností svého opracování. Jeho hmotnost dosahovala téměř třista padesát tun.

Osamocené menhiry nalézáme v Bretani jen vzácně. Nejčastěji se spojují do řad (allignments) či kromlechů (podkovovitě uspořádaných menhirových stěn).

Typickým příkladem řad jsou populární řady v okolí Carnacu. Téměř 4000 kamenů se zde v několika řadách táhne do vzdálenosti více než kilometru. O významu těchto allignments - kamenných řad - kolují různé názory. Jedni je považují za cesty, po kterých kráčela procesí k uctívání božstev. Jiní jsou přesvědčeni o astronomickém a kalendářním významem celého komplexu. Uvažují dokonce o tom, že tyto řady jsou pouze částí velké astronomické observatoře megalitického lidu. Tato observatoř by měla zabírat celou oblast Quiberonské zátoky. Ústředním menhirem celého komplexu má být právě Velký menhir v Locmariaqueru. Astronomická orientace mnoha menhirových seskupení nevylučuje ani myšlenku, že by se mohlo jednat o pozemský obraz hvězdné mapy.

Vzhled těchto allignments ovšem evokuje i jiné představy. Podle jedné z nich se jedná o zkamenělé pohanské pronásledovatele papeže Cornelia. Když barbaři vyhnali tohoto papeže z Říma, dostal se na svém útěku až sem na bretaňské pobřeží. Nemaje už kam prchat, obrátil se ke svým pronásledovatelům a znamením kříže je proměnil v kameny. Ovšem dlouho se ze své záchrany neradoval. Po návratu do Říma byl císařem uvězněn a v roce 253 ve vyhnanství zemřel.

Další typickou stavbou megalitického lidu jsou dolmeny. Jedná se vlastně o kamenné skelety velkých sypaných hrobek - tumulů. I ty v Bretani nalezneme. Pokud však zub času zapracoval, objevíme na jejich místech právě již jen onen dolmen - neboli stolový kámen. Skutečně je stolu velmi podobný, protože je tvořen kamennými stěnami, na nichž je položen velký plochý kámen - deska stolu. Do každého takového "stolu" vede zastřešená chodba, opět postavená z kamenů. Tato chodba snad představovala spojení mrtvého, který byl v dolmenu pohřben, s okolním světem. Vnitřní prostory jsou často zdobeny překrásnými rytinami. Samotné dolmeny jsou často doprovázeny systémem menhirů, který určuje jejich astronomickou orientaci. Vše je tak dokonale sladěno, že se opravdu dere na mysl myšlenka spojení reálného života s celým universem. Krásnými příklady dolmenů jsou například Kercado v Carnacu či Table des Marchands v Locmariaqueru. Samotná svrchní deska tohoto posledního váží okolo třiceti tun.

Nedaleko Carnacu můžeme obdivovat dokonce celý tumulus. A to dokonce tak velký, že na něm byl postaven i křesťanský kostel sv. Michala. Odtud i celý tumulus dostal pojmenování. Dokonce je možno projít vnitřní chodby tohoto tumulu a nahlédnout i do pohřebních místností.

Stále jsme se ovšem ani slovem nezmínili o tom, kdo byli oni megalitičtí stavitelé. Velmi často se tvrdí o spojení Keltů a menhirů (vzpomeňte si na Asterixe). Keltové vskutku kameny uctívali, stejně tak jako uctívali studánky, stromy nebo třeba hory. Ovšem nejstarší megalitické stavby vznikly dávno před příchodem Keltů. Zdá se tedy, že tito pouze převzali a dokončili stavby, které vytvořil někdo před nimi. Ale kdo?. Mnoho toho o nich nevíme. Snad jen to, že byli pravděpodobně duchovní učitelé keltských druidů, kteří pak budovali stejné stavby po celé Evropě. A dále to, že pravděpodobně nebyli národem bojovným ani kočovným. Toť vše.

OBSAH

tisk

Marcel Bělík

Jeden z Murphyho zákonů říká: Když nadpis článku končí otazníkem, zní odpověď ne. Ano. Podle mé diplomové studie nemá smysl pozorovat polopravidelné a nepravidelné proměnné hvězdy s výrazně kladným barevným indexem (B-V). Rozbor jsem sice provedl pouze na hvězdě Y Canum Venaticorum, ale v dohledné době přibudou další. Závěry budou pravděpodobně stejné.

Fotometrické řady polopravidelných a nepravidlených hvězd jsou velkou vzácností. Jedná se o dlouhodobá pozorování s nejistým výsledkem, což se v dnešní astronomii příliš "nenosí". Proto mnohé amatérské organizace podporují právě sledování těchto hvězd.

Odhady hvězdné velikosti se pořizují srovnáním hvězdné velikosti proměnné hvězdy s hvězdami konstantní jasnosti, jejichž hvězdná velikost je známa. Poměrně kvalitní výsledky lze tímto způsobem získat například u zákrytových dvojhvězd. V každém případě je ale nezbytná při zpracování velká opatrnost. Ukažme si to na případu Y CVn.

Na přiloženém obrázku je vykresleno 1212 odhadů tří pozorovatelů, kteří měli v databázích AFOEV uvedeno více než několik set pozorování Y CVn. Ostatní pozorovatelé, byly ze zpracování vyloučeni.

Je vidět, že dle vizuálních pozorování měnila Y Canum Venaticorum svoji hvězdnou velikost velmi složitě, v podstatě bez náznaků periodicity. Pro jistotu ale byl učiněn pokus vyhledat periodu. Skončil neúspěšně. Z fotoelektrických měření v oboru V a B však vychází perioda 267,8 dne s amplitudou 0,3 mag. Kromě toho je zřejmé, že hvězda nejen pulzuje, ale mění i střední hvězdnou velikost. Za zpracovávané období let 1979 až 1994 se tak pohybovala v rozmezí 5,2 až 6,0 magnitudy ve fotometrickém oboru V.

Na první pohled je zřejmý velký rozptyl v odhadech a to nejen u všech tří pozorovatelů dohromady, ale i u každého jednotlivce. Na rozdíl od fotoelektrických pozorování je lidské oko zatíženo množstvím různých subjektivních vlivů. Hlavní problém při pozorování hvězd tohoto typu je v tom, že se srovnává naoranžovělá proměnná hvězda (hvězdy s (B-V) indexem větším jak 1 mag se jeví naoranžovělé vždy) s bílými srovnávacími. Při nedostatečné adaptaci na tmu se pak může naoranžovělá hvězda jevit jasnější než bílá hvězda stejné hvězdné velikosti. Jevu, kdy se maximum citlivosti oka přesouvá ke krátkovlnnému konci spektra, se říká Purkyňův jev a je podrobně popsán např. v Návodu na pozorování proměnných hvězd I.

Porovnání vizuálních odhadů hvězdné velikosti Y Canum Venaticorum pořízené třemi pozorovateli AFOEV (body) s fotoelektrickými měřeními v oboru V opravenými o m(V)+0,185.(B-V) (velká, prázdná kolečka).

Světelné křivky hvězd s extrémně vysokým (B-V) indexem tedy mají velký rozptyl, který je důsledkem mnoha vlivů vznikajících při Purkyňově jevu. Kromě již zmiňované nedostatečné adaptace na tmu hraje roli i velikost použitého přístroje a úhlová výška hvězdy nad obzorem. Nezanedbatelná pravděpodobně není ani citlivost sítnice lidského oka, která je na různých místech různá. Příčinou je nerovnoměrné rozložení receptorů - čípků a tyčinek.

To vše ovlivňuje výsledný odhad hvězdné velikosti a v důsledku způsobuje jejich značný rozptyl. U hvězd s (B-V) > 2 mag s malou amplitudou změn tudíž nelze vizuálních porovnání využít.

Na obrázku jsou pro porovnání uvedena jak vizuální pozorování, tak i fotoelektrická (větší, prázdná kolečka) měření. Vzhledem k tomu, že citlivost lidského oka neodpovídá přesně fotometrickému oboru V, je nutné provést opravu fotoelektrických měření

m(v)=m(V)+a.(B-V)+b, (1)

kde m(v) je vizuální hvězdná velikost, jak je pozorovateli v průměru vnímána, m(V) je hvězdná velikost v oboru V, konstanta a=0,182 a konstanta b závisí na hvězdné velikosti hvězd. Pro hvězdy v rozmezí 5,5 < m < 6,5 mag se udává b=-0,032 mag, u slabších hvězd roste. Při opravě fotoelektrických pozorování z této práce bylo ale bráno b=0.

Z obrázku je zřejmé, že se trendy pozorované fotoelektrickým fotometrem shodují s vizuálními. Opravená fotoelektrická měření jsou obecně mírně podhodnocena. Tuto disproporci lze vysvětlit tím, že se při rozboru funkce (1) vycházelo ze souboru hvězd s (B-V) < 1,8 mag.

Z tohoto důvodu byl proveden obdobný rozbor pouze s daty týkající se Y CVn. Pro každé fotoelektrické měření byly ze souboru vizuálních pozorování vybrány odhady provedené v intervalu 10 dní kolem okamžiku měření, z nich vypočítán průměr a určen rozdíl pozorované hvězdné velikosti m'(v) a změřené fotoelektrickým fotometrem m(V). Výsledná závislost na (B-V) indexu je uvedena na dalším obrázku. Body byla standardní metodou proložena funkce

m'(v)=m(V)+(0,423+-0,073).(B-V)-(0,888+-0,223), (2)

která je značně odlišná od předcházející (1). Při prokládání byly vyřazeny čtyři odchýlené body (JD 45035, 45036, 45037 a 45038) v levé horní části grafu. Důvod jejich odchylky není znám, chyba ale pravděpodobně bude na straně vizuálních pozorování. Malá váha byla také přiřazena bodů v pravé části grafu. Velikost konstanty b, vzhledem k chybě, je značně nejistá.

Na tyto hvězdy si proto raději nechte zajít chuť. Nebo si kupte fotometr.

Závislost (B-V) indexu na rozdílu vizuální hvězdné velikosti m'(v) (průměr z desíti nocí od tří různých pozorovatelů) a hvězdné velikosti v oboru V změřené fotoelektrickým fotometrem. Body je proložena funkce (2). Body v levé horní části grafu byly při aproximaci vyřazeny.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

nejen o Praktiku pro pozorovatele proměnných hvězd

Byl jsem požádán (možná trochu donucen) napsat povídání či dojmy o Praktiku pro pozorovatele proměnných hvězd, jehož jsem se letos v červenci (osmého až devatenáctého) zúčastnil. Donucovací metody byly úporné a nervy deptající, takže teď sedím u klávesnice a opotřebovávám si polštářky na svých prstících.

Tak tedy o praktiku ve Vyškově. (Už předem chci poznamenat, že pokud se někdo, kdo bude číst tento článek, bude chtít této akce příští rok zúčastnit, ať to bez váhání udělá a pokud by ho tyto řádky snad jen trochu od toho odrazovaly, ať věří, že jsem to určitě neměl v úmyslu.) Já osobně jsem byl letos na této akci poprvé.

První problém při příjezdu do Vyškova nastal, když jsem si prohlédl mapu Vyškova, která mi došla domů několik dní předtím. Zjistil jsem totiž, že hvězdárna leží na druhém straně města než nádraží. Z toho pro mne vyplynuly dvě věci: na hvězdárnu asi netrefím (orientace v prostoru více jak jednorozměrném je totiž pro mne nepřekonatelným problémem) a pokud bych snad našel správnou trasu, tak bych pravděpodobně po cestě zemřel vysílením. Na štěstí se nic z toho nestalo (i když mi to trvalo asi o půl hodiny déle, než je normální) a tak jsem se nějakým zázrakem ocitl na pozemku uprostřed něhož stála budova hvězdárně naprosto nepodobná, s několika stany vedle. To, že ta budova hvězdárnou je, jsem se dozvěděl, jakmile jsem do ní vešel. Uvnitř sedělo kolem stolu asi deset lidí (z nichž dva ještě nebyli členy praktika), což mě dost překvapilo - čekal jsem tam alespoň třicet zběsilých astronomů. Ti, kdož tam seděli, mě zasvětili do toho, že budu bydlet ve stanu (prominentní členové praktika bydleli v buňkách hvězdárně přilehlých). Druhá věc, se kterou jsem byl seznámen, byl tzv. spotřební komunismus, tj. všichni nakoupí, všichni to pak dohromady zaplatí a všichni se pak dohromady nadlábnou. Vařil šéf praktika p. Hájek, který byl zároveň vrchním travičem (byl to prostě náš kuchta), a tak celé praktikum proběhlo pod heslem "Hájek je naše máma". Stravování (obědy) se jinak konaly ve Vyškově v hospodě třetí cenové skupiny zvané Letiště, mimochodem (nebo hlavně) tam obsluhují celkem pěkné servírky (až na jednu, která měřila alespoň dva metry a vypadala jak šíleně škaredej chlap) a hlavně (nebo mimochodem) tam docela dobře a levně vaří (ale pivo tam mají hrozné).

Program celé práce, jak jsem brzy pochopil, v prvních několika dnech spočíval v kompletování mapek zákrytových dvojhvězd, což je celkem zajímavá a poučná činnost. Nikdy bych nevěřil, kolik těch zakrývajících se potvor je. Zvlášť když se tak tak zhmotní v podobě několika tlustých bloků plných mapek.

Jak už se podle názvu zdá, bylo toto praktikum zaměřeno na pozorování zákrytových hvězd. Bohužel tomu tak z větší části nebylo, anšto tomu zabránilo počasí. Tedy abych mluvil (teda psal) konkrétně, pozorovalo se jednu celou noc a dvě půlky (noci). Díky počasí jsem za deset dní chytil dvě minima a několik částí zákrytů.

Strávený čas praktiku se mi však vůbec nezdá ztracený, ostatně pochopil jsem tu v praxi například pravý význam slov jako tlačit, sát a tak. Ostatně bylo by ode mne velmi slizké, kdybych odsuzoval praktikum jen kvůli počasí. Podle mého mínění bylo docela dobře organizované. Na podobnou akci bych doporučil jet každému, kdo se chce něco nového naučit a poznat spoustu zajímavých lidí se spoustou pozorovatelských zkušeností.

Nyní bych se chtěl ještě vrátit k nadpisu článku, kde jsem napsal, že bude nejen o praktiku ve Vyškově. Tak trochu se to týká i toho, že jsem vlastně tento článek nechtěl vůbec psát. Všiml jsem si totiž, že se u nás vytvořily určité skupiny (nebo i jednotlivé osoby) astronomů, mezi nimiž existují nepřátelské, někdy až nenávistivé vztahy, které jsou příčinou toho, že se tito astronomové zabývají spíše než vědeckou činností kritizováním těch druhých. Setkal jsem se dokonce s tím, že vystupovali proti aktivitám, resp. pozorovacímu programu svých "kolegů", aniž by to zdůvodnili nějak jinak, než že ta či ta skupina je špatná. To může napáchat velké škody astronomii samotné, protože tyto spory musí zákonitě od astronomie přinejmenším odrazovat. Proto jsem nechtěl psát tento článek, abych se do sporů nemíchal.

Na závěr bych chtěl ještě uvést, že jakákoliv podobnost by mohla být čistě náhodná nebo i zmanipulovaná.

OBSAH

tisk

Josef Kapitán

Se slovem instantní se nejčastěji setkáte u kávy. (Shodou okolností si i já právě jednu takovou vařím.) Instantní jsou však i polévky, fotografie ba dokonce i led. Během Expedice Úpice '96 jsem se potom dostal k dalekohledu, který je určen instantním pozorovatelům.

Zázraky se dějí. Gymnázium ve Dvoře Králové si letos v červnu koupilo dalekohled Meade LX200. Cena asi 130 tisíc korun. Jelikož k tomu došlo díky Jiřímu Erlebachovi, dlouholetému expedičníkovi, objevil se tento dalekohled i v Úpici. K jeho převozu stačil kufr osobního automobilu.

Dalekohled je to na první pohled pěkný. Opticky se jedná o kvalitní schmidt-cassegrain o průměru objektivu 25 cm s ohniskovou vzdáleností dva a půl metru. Je uchycen ve vidlici, která může být buď na azimutální, nebo na ekvatoreální montáži. Srdcem celého zařízení je počítač řídící všechny pohyby. Obsahuje totiž knihovnu s téměř 65 tisíci objekty (Messierovy objekty, vybrané NGC, IC a UGC objekty, jasné stálice a proměnné hvězdy, planety). Na ovládacím panýlku pak stačí naťukat příslušné číslo, zmáčknou GOTO a dalekohled sám nastaví objekt během několika vteřin do středu zorného pole. Pohybuje se přitom rychlostí až devět ° za sekundu.

Aby dalekohled správně najížděl na požadované objekty, musí být dobře ustaven. Jelikož filozofií zařízení je, že první noc, kdy dalekohled použijete, můžete pozorovat stovky deep-sky objektů a všechny planety, není ani to příliš náročné. V azimutální sestavě stačí chvíli pointovat jednu z referenčních hvězd a dalekohled si sám dál počítá korekce.

Meade (alis Mída, jak jsme ho v Úpici označovali) si dokonce hlídá, aby nenarazil s rosnicí do montáže či aby nepřetočil kabely. Prostě paráda. Jenže po několika nocích první opojení vyprchá. Zjistíte, že automatické navádění za objekty je v celku nuda. Zmizel totiž onen pocit "z dobrého úlovku". V našem případě nebyl naštěstí dalekohled zcela ustaven a tak nedojížděl úplně přesně. Pozorovatel tedy musel objekt dohledávat ručně. Takže pocit z vítězství zůstal.

Velmi slabým se ale ukázal poddimenzovaný hledáček, horší než triedr. Jakmile se jen trochu orosil, nebylo možné s ním prakticky vůbec hledat. Mída sice funguje i na baterie, ale nedokážu si představit, jak by se s ním pozorovalo bez elektřiny. V případě, že to vůbec jde.

Problémy dělalo i ostření. U dalekohledu se pohybuje se zrcadlem, ne s okulárem. To si ovšem pokaždé krátce "dosedalo"; zaostření obrazu tedy vyžadovalo jemné ruce a trpělivost.

Opticky byl teleskop ve srovnání s jinými slušný. Asi dvacet metrů od něj stál brněnský cassegrain, který má přibližně stejné parametry (25 cm průměr, ohnisko asi tři a půl metru). Meade měl lepší, ostřejší obraz. Vzhledem k tomu, jak náš cassegrain vypadá (neseřízený, matné zrcadlo) a jak pořád cestuje, není divu.

Možná vás napadne, zda má smysl si takové zařízení kupovat. Má. Pro fotografy a CCD pozorovatele je to totiž bezesporu skvělý dalekohled. Určitě by se také hodil na mnohé hvězdárny, kde by mohl nahradit rozšířené refraktory typu coudé. Sto třicet tisíc za dalekohled, který odpoledne vybalíte z beden, večer během půl hodiny ustavíte a pak s ním léta pozorujete (tedy pokud nevypnou proud), není příliš.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

aneb povídání o Expedici Úpice '96

Takže. Doopravdy se celá Expedice točí okolo paní Samkové, což je naše kuchařka. Nesmírně obětavá duše, která tady nenechá nikoho zhubnout. (Ostatně, mé míry 90-89-90 svědčí o mnohém. Téměř o všem.) Tato paní v podstatě parceluje expedičníkův den na tři, popřípadě čtyři (to podle nátury) významné úseky:

• od snídaně do oběda (tj.od půl jedenácté do dvou)
• od oběda do večeře (tj. od dvou do sedmi)
• od večeře do půlnočky (tj. od sedmi p.m. do půlnoci)

Aby bylo možno jedno vyčistit, musí se něco jiného ušpinit.

OBSAH

tisk

Zuzana Pokorná

Myslím to vážně. Pokud toužíte mít doma snímky z fotopřístroje, který stihne obhlédnout celou viditelnou polokouli, navíc i s okolními stromy a možná i s vámi, máte tu nejlepší příležitost. Není to vůbec náročné a snímky z tohoto monstra vycházejí přinejmenším moc pěkné. A budete-li mít trochu trpělivost a také štěstí, můžete se dočkat při jejím používání i nějakého toho zajímavého úkazu. Třeba bolidu. Nebo třeba už konečně ulovíte nějakého toho UFOuna. Co vy víte.

Co potřebujete? Tak předně jeden kondenzor z fotografického zvětšováku. Čím větší průměr, tím lepší pro vás. Ten si necháte z vypouklé strany pohliníkovat. Pak potřebujete jen stativ, fotoaparát a drátěnou spoušť. A samozřejmě film, jasnou noc a náladu.

A jak se s tím vším pracuje? Je to více než snadné. Kondenzor - ten pohliníkovaný - položíte na zem (nebo na cokoliv jiného). Hlavně tou vypouklou stranou k obloze. Nad něj postavíte trojnožku stativu s fotoaparátem namířeným naopak směrem k zemi, tedy přesněji směrem k té vypouklé a pokovené ploše. Zaostříte - doporučuji udělat to ve dne na mraky. Nebo i na okolní stromy, co se vám v zrcadle promítají. A pak již jen přiděláte drátěnou spoušť (předpokládám, že film již máte ve fotoaparátu). A v noci můžete udělat krásné snímky. Délka expozice závisí jen na rychlosti závojování filmu vlivem světelného znečištění ovzduší a na rychlosti, s jakou se vám bude zrcadlo rosit. Tomu rosení zabráníte buď nějakým vytápěním zrcadla - třeba odporové topení (ale používejte jen malá napětí, ať vás to nezkope), nebo pravidelným ofukováním vlasovým vysoušečem (to je fén, ne?). Ale pozor, ať vám nesvítí topná spirála. Vypadá to na výsledné fotografii zajímavě. Se závojováním filmu toho moc nenaděláte. Budete muset častěji přetáčet.

Ještě jedna věc. Musíte si vyzkoušet kombinaci výška fotoaparátu nad zrcadlem - ohnisková délka objektivu. Čím větší ohnisko použijete, tím musí být od objektivu dále, ale tím se zase zmenšuje podíl fotoaparátu na zaclonění oblohy. Ale můžete narazit, že některé dlouhoohniskové objektivy nebudete moci zaostřit. Takže experimentujte. Já jsem používal objektiv s ohniskem 105 mm na stativu o výšce asi metr dvacet. To byla taky hranice, kam to šlo zaostřit. Kondenzor o průměru 10 cm mi zabral skoro celé zorné pole. A dosažená mhv? To si budete muset otestovat podle filmu, zčernání oblohy i podle objektivu. Já byl spokojen.

OBSAH

tisk

Marcel Bělík

Tak proboha, co je s vámi? Podle toho, jak málo chodí pozorování, to vypadá, že brzo tuto rubriku a snad i celé APO zrušíme. Chápu, jasných nocí přes léto moc nebylo, ale i tak. Kdyby nebylo Lukáše Krále a Tomáše Havlíka (ten mi ovšem dodal pozorování z minulého léta!), tak nevím, o čem bych psal...

Začneme zajímavým pozorováním Tomáše Havlíka, který podrobil důkladnému studium galaxii M 33 v trojúhelníku.

28./29. srpna 1995 0:30-1:15 UT Sb 25x100 mhv 6,3 mag

Již dlouhou dobu jsem se chystal na tuto královnu. Očima ji nevidím, ale vím přesně kde, jak a co.

M 33 (NGC 598), Tri - Super. Výrazná mlhavá skvrna podlouhlého tvaru 2:1 až 3:2. Nachází se uprostřed kosočtverce hvězd asi osmé velikosti. Na první pohled homogenní oblak mírně se zeslabující k okrajům s nevýrazně jasnějším jádrem. Průběh jasu - no, tak nějak to je:

Při podrobnějším pohledu si člověk všimne i detailů; výraznější jádro je podél kratší osy, spíše u severozápadního okraje. Je ostřeji ohraničené právě od severozápadu, kdežto na ostatních stranách mizí více do ztracena. Dalším detailem je zjasnění přímo u východního okraje. No a snad vidím i temnější oblast jihozápadně od jádra a na druhé straně jakoby prodloužení v delší ose, podél severozápadního okraje. Ale tím si nejsem jistý. Mohl by to být náznak spirální struktury? Je to tak.

Přiznávám se, že mi Tomášovo pozorování spirálních ramen připadalo značně odvážné. Kdysi jsem se na ni také díval, nějaké zjasnění jsem viděl, ale rozhodně to nebyly ramena. Možná mám horší oči. Roger N. Clark v knize Visual Atsronomy of the Deep Sky uvádí, že při středním zvětšení (100 až 200x pro 20cm dalekohled) jsou ramena pozorovatelná i za běžných podmínek. V asi patnácticentimetrovém dalekohledu byste je potom mohli spatřit na hodně tmavé venkovské obloze. V podstatě totéž tvrdí Brian Skiff. Po porovnání kresby s fotografií bych ale Tomášovo pozorování prohlásil za právoplatné.

M 33 by si i tak zasloužila důkladné studium větším dalekohledem (tímto vás k tomu vyzývám). V 25 cm dalekohledu totiž můžete spatřit velké množství slabých hvězdokup, asociací a mlhovin.

Tou nejjasnější je NGC 604, rozsáhlá HII oblast 12' severovýchodně od jádra. Jako stelární objekt, jednu úhlovou minutu severozápadně od hvězdy jasné 10,5 mag, ji uvidíte i v malých dalekohledech. V dvaceticentimetrovém reflektoru se promění na skvrnku o velikosti 30''x20'', která obsahuje dvě hvězdy. Mezi nimi je mlhovina poněkud slabší. V ještě větších dalekohledech pak vypadá jako koncentrovaná skvrna podobná eliptické galaxii o průměru 1'.

Asi 50 úhlových vteřin východojihovýchodně od hvězdy v blízkosti NGC 604 najdete další zjasnění, označované A 85. Ve velkých dalekohledech by mělo být stelární, s jasností asi 14 mag. Budete-li od NGC 604 pokračovat podél spirálního ramene směrem na západ, narazíte na A 75 - skvrnku s hvězdou 13,5 mag na jihovýchodním okraji.

Spoustu různých skvrnek spatříte i v oblasti jižně od jádra. Jedenáct úhlových minut jihovýchodně od středu M 33 najdete hvězdu 8. velikosti. Přímo na jih od ní leží dvojice A 100 a A 101. Obě jsou poměrně jasné. Tak bych mohl pokračovat dál a dál. Raději se ale na M 31 podívejte sami, bez nápovědy bude vaše pozorování cennější.

26./27. dubna refraktor 200/3000 mhv 3,5 mag

alfa UMi - je rozlišitelná jako dvojhvězda! To jsem o ní zatím nikde nečetl! Provází ji podstatně slabší hvězda (řádově 9 mag) v pozičním úhlu přibližně 240° a vzdálenosti možná 10''.

Tolik pozorování Lukáše Krále. Polárka je vskutku dvojhvězda. A docela pěkná. Ve vzdálenosti 18,5 úhlové vteřiny ji doprovází hvězda deváté velikosti. Podle The Bedford Catalogue je primární hvězda (Polárka) topasově žlutá, průvodce bledě bílý. Polárka je přitom jistě jedna z nejdůležitějších hvězd: Leží pouhý jeden stupeň od severního nebeského pólu. Jejich vzdálenost bude přitom díky precesi ještě klesat. Nejblíže si budou kolem roku 2100: 27' 31''.

Malá vzdálenost od pólu současně značně znepříjemňuje její pozorování. Dalekohledy na azimutální montáži tam namíříte snadno, ale zkuste to s tou ekvatoreální, na které je například naše patnácka. Pěkně se zapotíte. Rozštípnout byste ji měli i pěticentimetrovém triedru, lepší ale bude, když použijete alespoň sedmičku nebo desítku.

Pozorovatelé s triedry si také mohou všimnout, že jižně od hvězdy leží malý prstýnek hvězd sedmé a osmé velikosti o průměru půl stupně. Přezdívá se mu Polárčin zásnubní prstýnek.

Hlavní složka, této pravděpodobně fyzické dvojhvězdy, je nadmíru zajímavou cefeidou. To, že mění jasnost, si astronomové všimli už někdy kolem roku 1852. Změny byly poprvé měřeny až v roce 1899, kdy se pozorovaly změny radiální rychlosti, a v roce 1911 E. Hertzsprungem, který určil, že se mění asi o jednu desetinu magnitudy s periodou pod čtyři dny.

Je ironií osudu, že si E. C. Pickering při sestavování katalogu jasností čtyř tisíc hvězd vybral jako základní standard právě Polárku. Všechny srovnával právě s ní... Od té doby však amplituda jejích světelných změn pozvolna klesala. V polovině roku 1992 až na mikroskopických 0,010+-0,002 magnitudy. Na základě podrobných spektroskopických pozorováních byla v téže době určena přesná perioda pulzací její atmosféry 3,9746+-0,0008 dne.

Po dobu sedmdesáti let, určitě do roku 1956, se atmosféra Polárky pohybovala až s rychlostí 2,5 kilometru za sekundu. V roce 1980 však maximální rychlost klesla na 1,5 km.s-1, a v roce 1990 na 0,75 km.s-1. V posledních letech se pak dostala na pouhých několik set metrů za sekundu. Tyto změny krásně dokumentuje přiložený obrázek.

Když se podíváte na H-R diagram, můžete si všimnout, že se Polárka nachází v tzv. pásmu nestability, ve kterém všechny hvězdy nutně pulzují. Např. hvězda RT Aurigae, která je podle povrchové teploty a zářivého výkonu dvojčetem Polárky, mění jasnost s amplitudou 0,8 mag. Proč právě alfa UMi přestala pulzovat, je skutečnou záhadou. Polárka je zřejmě jediným zcela jasným případem stacionární hvězdy v pásu nestability.

Tak a to je dnes vše. Příště toho snad bude víc. Tedy, když něco pošlete...

Tomáš Havlík, 22./23. srpna 1995, kolem 22:10 UT:

Jsem jakýsi plesnivý, nic mi nejde.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek