OBSAH:
Deset let Bílého trpaslíka
Mizar: 1616-1999
Alcor & Sidus Ludoviciana
Sedm (bílých) trpaslíků
Charles Messier
Recenzování: Komety, tajemní poslové z hvězd
Vliv atmosférické extinkce a jeho omezení
Budeme mít další "měsíce"?
Trpasličí tipy
Postřehy z jarního setkání APO
Zajímavá pozorování

Deset let Bílého trpaslíka

Ano je to tak, BT-čko dostávají členové Amatérské prohlídky oblohy už deset let. První historický Bílý trpaslík z číslem jedna vyšel 14. března 1989. Jak to všechno bylo doopravdy, vám objasní nasledující řádky:

Na samém počátku historie Amatérské prohlídky oblohy stojí jaro roku 1986, kdy se dva přátelé, studenti a astronomové amatéři - Karel Kolomazník a Leoš
Ondra - sešli nad sklenkou vína a "poprvé" si uvědomili podivnost situace, že chybí důkladný a spolehlivý průvodce po několika desítkách nebeských objektů, jež coby demonstrátoři noc co noc ukazují návštěvníkům brněnské hvězdárny.

Proto se společně rozhodli, že se sami pokusí poznat hvězdné nebe tak, jak jen to půjde nejlépe - aby se pak s notnou dávkou odvahy, pozorováním nabytých zkušeností a výběrem z literatury pokusili takového průvodce sesta- vit vlastními silami. Naštěstí tenkrát nevěděli, že něco jako jejich zamýšlená kniha už ve světě existuje a dokonce v nejedné verzi.

Brzy - jak se říká: do roka a do dne - zjistili, že sami na břímě, jež se tehdy ještě jmenovalo Brněnská prohlídka oblohy (proč ne, když všichni tehdejší pozorovatelé byli z Brna), nestačí a že se budou muset do práce zapojit další pozorovatelé. Zároveň se sféra jejich zájmu rozrostla na vše, co je vyznačeno ve skvělém a dosud nepřekonaném Atlase Coeli Antonína Bečváře. Prvním z těch nových pozorovatelů se stal Jirka Dušek, který se brzy dostal až do samotného vedení projektu.

Někdy ve druhé polovině roku 1988 se ujal současný název Amatérská prohlídka oblohy. Čtrnáctého března 1989 vyšlo první číslo xeroxovaného zpravodaje Bílý trpaslík, který jako odměnu za svá pozorování (a pouze za ně) dostávali všichni aktivní pozorovatelé. Projekt se totiž rychle rozrůstal, takže bylo třeba zajistit zpětnou vazbu mezi vedením a jednotlivými pozorovateli rozesetými již po celém území bývalého Československa.

Amatérská prohlídka oblohy bujela stále rychleji a rychleji. Počátkem roku 1990 vycházel Bílý trpaslík každých čtrnáct dní v nákladu padesát kusů. V archivu popisů objektů shromážděných od všech pozorovatelů bylo k tomuto datu 2500 záznamů o 680ti deep-sky objektech (tj. objektech, které leží za hranicemi sluneční soustavy) a navíc ještě 1350 záznamů o pozorování 800 vizuálních dvojhvězd. A také opět došlo (snad pod vlivem atlasu Uranometria 2000.0, který se rok předtím podařilo koupit na hvězdárnu v Brně) k rozšíření pozorovací části na vůbec všechny objekty dostupné amatérským dalekohledům.

Za další tři roky, v práci již vydatně pomáhal Tomáš Rezek a Jan Hollan, nakonec vyšlo přesně 47 postupně tloustnoucích čísel Bílého trpaslíka (kromě xeroxované části začal pravidelně obsahovat množství dalších příloh). Počínaje padesátým číslem (červenec 1991) Trpaslík prudce změnil svou podobu - už nebyl psán na stroji, ani tištěn primitivní počítačovou tiskárnou, ale sázen programem TeX a tištěn laserovou tiskárnou. Změnila se i periodicita: z infarktových 14 dní na snad ještě infarktovější dva měsíce. Kromě toho se dvakrát do roka začala konat na brněnské hvězdárně víkendová Setkání členů APO. Mnozí "apači" se také stali schopnými vedoucími různých zácvikových pozorovacích akcí (především Expedice v Úpici), nehledě na to, že se někteří z nich věnují astronomii profesionálně (J. Dušek, P. Pravec a další).

V posledním roce neoficiální APO, kdy vyšlo sedm dvacetistránkových čísel BT v nákladu okolo sedmdesáti kusů, bylo navíc zahájeno občasné vydávání sešitů tzv. Knihovničky APO, v jejímž rámci vyšlo téměř deset specializovaných brožurek.

K prvnímu lednu roku 1994 Amatérská prohlídka oblohy opět metamorfovala, tentokráte ve stejnojmenné občanské sdružení registrované na Ministerstvu vnitra ČR se vším, co k tomu patří. Tím definitivně skončila podoba, ve které se někomu APO jevilo jako uzavřené společenství lidí, jež musí trávit noci pod dalekohledy a nad atlasy, aby tak získali tolik potřebná "pozorování", za něž jim bude zasílán zpravodaj Bílý trpaslík. Až do té doby se totiž členem sdružení mohl stát pouze aktivní pozorovatel - neplatil se žádný členský příspěvek, musely se však posílat popisy objektů noční oblohy. Činnost ani zaměření současné a minulé Amatérské prohlídky se ale nijak nezměnil. Jen se vyřešil problém s financováním Bílého trpaslíka a dalších materiálů a nově se umožnil odběr BT těm, kteří by jej byli rádi odebírali již v minulosti, ale čas na pozorování z nejrůznějších důvodů už (výjimečně i prozatím) neměli a nemají.

Do rozvoje Amatérské prohlídky oblohy se zapojil i Rudolf Novák (specialista na proměnné hvězdy), Pavel Gabzdyl (tzv. lunární složka) a mnozí další. Na základě zaslaných pozorování členů společnosti vznikly takové knihy jako "Báječný svět hvězd" J. Duška, P. Gabzdyla a J. Hollana, "Hvězdné nebe bez dalekohledu" alias v novějším vydání "Malý průvodce noční oblohou" J. Duška a "Měsíc v dalekohledu" P. Gabzdyla. Jako příloha Bílého trpaslíka začal (a opět skončil) vycházet "Diskobolos" Rudolfa Nováka pro pozorovatele kataklyzmických hvězd a "Terminátor" Pavla Gabzdyla (dosud) zasvěcující nadšence do tajů měsíčního povrchu.

Činnost Amatérské prohlídky se ale začala paradoxně "dusit". Jirka Dušek, jako zaměstnanec Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně, se musel často věnovat i jiným - mnohdy s astronomií vůbec nesouvisejícím - aktivitám. Z nenápadného internetového doplňku Bílého trpaslíka, který byl zpočátku rozesílán e-mailem, také po čase vznikly Instantní astronomické noviny, které se věnují popularizaci astronomie a kosmonautiky mezi širokou veřejností. Ty bohužel (nebo naštěstí) "hlavního tahouna" APO zcela pohltily. Proto koncem roku 1998 došel k zásadnímu rozhodnutí a "žezlo vedení společnosti" zcela rozumně předal dál. Upřímně řečeno se nechtěl stát "hrobařem" sdružení u jehož zrodu a dětských let stál. Vedení Amatérské prohlídky oblohy se proto z části přesunulo do Ostravy, kde sídlí současný koordinátor Marek Kolasa. Zdejší skupina pozorovatelů, která se zde během let vytvořila, totiž slibuje budoucí rozvoj společnosti. Brněnská "klika", obzvlášť v osobě Tomáše Apeltauera, je však stále ještě "ve hře".

OBSAH

tisk

v archivu APO objevil Marek Kolasa

V minulém roce došlo ke dvěma zajímavým událostem ve světě dvojhvězd, které se týkají snad nejznámější dvojhvězdy vůbec, Mizara (Zeta UMa) uprostřed oje Velkého vozu. Zatímco ranou historii tohoto klasického oboru astronomie k nepoznání změnilo studium italských rukopisů ze 17. století, jeho budoucnost na začátku nového tisíciletí byla poodhalena stelárním interferometrem nové generace, který v krátké době úplně smaže rozdíl mezi spektroskopickými a vizuálními dvojhvězdami.

Hledá se objevitel

Jakožto hvězda viditelná pouhým okem, navíc v tak výrazné skupině hvězd, byl Mizar samozřejmě znám odnepaměti, ale kdo ho poprvé rozlišil svým dalekohledem? Dvojhvězdná literatura se vzácně shoduje v názoru, že to byl Giovanni Battista Riccioli (1598-1671), jezuitský astronom z Boloně, který měl Mizara -

Nejstarší západní (evropskou) zmínkou o Alcoru je tato kresba z Cosmographie (1524) Petra Apiana, profesora matematiky na univerzitě v Ingolstadtu. Alcor se sice nenachází ve hvězdném katalogu Ptolemaiova Almagestu, byl však znám středověkým islámským astronomům, například Al-Sufimu, jehož práce Apian dobře znal. Představa Alcora jako jezdce na koni (tím je Mizar), ztvárněná na levé mapě, je islámského původu. Rare Book Collection, Library of Congress.

jako vůbec první objevenou dvojhvězdu - rozštípnout někdy kolem roku 1650.

Protože jsem po mnoha zkušenostech značně skeptický ke všem svědectvím z druhé, desáté či bůhvíkolikáté ruky, pátral jsem po přesnější citaci, abych si Riccioliho prvenství mohl ověřit nahlédnutím do originálních pramenů. Dlouhá léta bezvýsledně. Ptal jsem se historiků astronomie, dokonce jsem se dostal k Riccioliho dvěma monumentálním přehledům soudobé astronomie, Almagestum novum (1651) a Astronomia reformata (1665), ale nenašel nic, co by stálo za řeč. Když už jsem začínal mít pocit, že celá historie je jenom další z mýtů, které po staletí kolují v astronomické literatuře a slepě kopírovány z jedné publikace do druhé se pomalu, ale neodvratně mění z informace na šum, narazil jsem naprosto nečekaně na vytoužený odkaz: Almagestum novum, svazek 1, část pvní, strana 422.

Moje prohlídka Riccioli spisu v pražském Klementinu tedy zjevně nebylo tak důkladná, jak jsem si původně myslel, ale mám jednu omluvu. Všechno, co Riccioli o Mizarově podvojnosti napsal, je následující příležitostná poznámka ztracená v kapitole O zdánlivých a skutečných rozměrech hvězd: "... takže se zdá, že uprostřed ohonu Velké Medvědice je jedna hvězda, zatímco ve skutečnosti jsou tam dvě, jak ukazuje dalekohled.".

Kdyby to byl konec příběhu, asi bych tenhle článek nikdy nepsal, ale jak říká Peerův zákon, vyřešení problému změní samotný problém natolik, že ho ani grantová agentura nepozná. Při pátrání po původním Riccioliho textu jsem rozhodil sítě i na Internetu, a z diskusní skupiny o historii astronomie H-ASTRO se mi ozval Peter Broughton. Byl to nepopsatelný pocit číst v jeho emailu, že podle populární knihy známého italské astrofyzika Paola Maffeiho Mizara poprvé rozlišil Benedetto Castelli, přítel Galilea Galileiho a jeho nástupce na katedře matematiky na univerzitě v Pise, už v roce 1616! Broughton sice neměl ve svých poznámkách název oné knihy, a professor Maffei patří k lidem bez internetovské identity, nicméně za několik týdnů mi od něj přišla obálka s kopií zapomenutého článku Le prime osservazioni di stelle doppie (První pozorování dvojhvězdy) z roku 1949 od jistého Umberta Fedeleho. Naneštěstí pro historii astronomie zveřejnil Fedele výsledky svého studia jenom v italštině a navíc v dost obskurním časopise Coelum vydávaném tehdy boloňskou hvězdárnou. Co je však důležitější, jeho práce obsahuje odkazy na prapůvodní galileovské zdroje, hlavně Castelliho dopisy Galileovi do Florencie (odpovědi slavného rebela se bohužel nedochovaly) a několik dalších rukopisů uložených dnes v Národní knihovně ve Florencii. Všechny byly v přepisu publikovány už v letech 1890-1919 ve dvacetisvazkovém kompletním vydání Galileových prací, známém jako Národní vydání (editor Antonio Favaro).

Moje italština ani latina nebyla (a není) o nic lepší než znalost Galileova života a díla, ale vydatně mi pomohli historici astronomie - Albert Van Helden (Rice University, Houston), Thomas Settle (Polytechnic University, Brooklyn), Giancarlo Truffa (nezávislý badatel z Milána, jinak softwarový inženýr) a Thomas Winter (University of Nebraska). Truffa dokonce prošel nadějná místa v Národním vydání a našel další dvě pozorování dvojhvězd Castellim, o kterých se Fedele nezmiňuje.

Počátky astronomie dvojhvězd

Nestarším dokladem zájmu toskánských přátel o dvojhvězdy je dopis, který Castelli poslal Galileimu 16. listopadu 1616. Popisuje v něm hvězdu v blízkosti Mizara viditelnou pouze dalekohledem. Letmý pohled na přiloženou skicu však ukazuje, že tentokrát to byla pouze stálice osmé velikosti, o století později pojmenovaná Sidus Ludoviciana (viz. následující článek). Castelli tvrdil, že poloha této hvězdy vůči Mizaru se trochu změnila ve srovnání s polohou zaznamenanou minulé léto v Bellosguardu (Galileově rezidenci na okraji Florencie).

Pozoruhodně detailní záznam o pozorování Mizara psaný Galileovou rukou a jeho překlad z latiny. Ačkoliv v něm není uvedeno žádné datum, je velice pravděpodobné, že byl pořízen 15. ledna 1617. Ms. Gal. 70 c. 10r., Biblioteca Nazionale Centrale, Florencie. [Tenhle volný překlad by měl být někde v okýnku hned u faksimile Galileova záznamu]: Prostřední hvězda ohonu Velké Medvědice připadá svou [ekliptikální] délkou na 9. stupeň Panny, a její šířka je 56. Země je nyní v Raku 25, od kteréžto polohy je hvězda vzdálená 44 stupňů. Mezi prostřední hvězdu ohonu Velké Medvědice [Mizar A] a hvězdu, která je k ní nejblíže [Mizar B], se nyní vejde 15". Poloměr velké hvězdy 3"; menší 2"; mezera 10". Poloměr velké sféry [oběžné dráhy Země] obsahuje 226 slunečních poloměrů. Sluneční [úhlový] poloměr obsahuje 300 [úhlových] poloměrů velké hvězdy. Tedy vzdálenost hvězdy obsahuje 300 slunečních vzdáleností, pokud je hvězda stejně velká jako Slunce, to znamená 67800 [lineárních] slunečních poloměrů.>

Objev skutečné dvojhvězdy však už na sebe nenechal dlouho čekat. Sedmého ledna 1617 psal Castelli do Bellosguarda, že nepřestává pátrat po stálicích, a požádal Galileiho, pokud mu to zdraví dovolí, aby se podíval na Mizara. "Je to jedna z těch krásných věcí na nebi a nevěřím, že bychom si pro naše účely mohli přát něco lepšího", poznamenal Castelli.

Zdá se, že Galileo vyhověl žádosti svého přítele při nejbližší příežitosti. Národní knihovna ve Florencii uchovává pod signaturou Ms. Gal. 70 c. 10r unikátní list papíru s poznámkami psanými Galileovou rukou, včetně podrobného záznamu o pozorování Mizara rozštípnutého na 15 vteřin široký pár nestejně jasných hvězd, a krátkého výpočtu jeho vzdálenosti od Země. Galileo nesprávně předpokládal, že úhlový poloměr jasnější složky který změřil - 3 úhlové vtěřiny - je reálný, porovnal ho s úhlovým poloměrem Slunce a dostal tak přímo vzdálenost Mizara, pouhých 300 astronomických jednotek. Pozorování není bohužel datováno, ale uvedená ekliptikální délka Země (" v Raku 25", tzn. 115 stupňů), odpovídá 15. lednu. Fedele celkem přesvědčivě argumentuje, že záznam pochází z roku 1617, kdy se Galileo o Mizaru právě dozvěděl z Castelliho dopisu. Galileův velký zájem o stálice v té době navíc potvrzuje další fascinující rukopis.

Toto pozorování, datované 4. února 1617 v Bellosguardu, je zevrubným popisem hvězd v Mlhovině Oriona (M42) bez nejmenšího náznaku, že Galileo viděl i mlhovinu samotnou. Jeho náčrtek zřetelně ukazuje tři nejjasnější složky Trapezu čtyři desetiletí předtím, než se o této vícenásobné soustavě zmínil Christiaan Huygens ve spise Systema Saturnium (1659). Zajímavá je i Galileova poznámka, že dvojice hvězd theta1 Ori C a theta2 Ori B pozorovaná dalekohledem, který běžně používal, se přesně kryje se dvěma sousedními hvězdami Pásu Oriona jak jsou vidět pouhým okem. Z toho vychází, že Galileův dalekohled (s nímž zřejmě pozoroval i Mizara) zvětšoval 27krát.

Mezím Benedetto Castelli 30. ledna 1617 objevil dvojhvězdu v Jednorožci, popsanou neurčitě jen jako nejvýchodnější hvězda z trojúhelníku, který se nachází asi uprostřed mezi Velkým Psem a levým ramenem Oriona (Betelgeuze). O deset let později, v létě 1627 (v té době už Castelli působil v Římě jako poradce papeže Urbana VIII. pro regulaci řek), odhalil průvodce Bety Scorpionis, který má pátou velikost a dnes ho od hlavní složky (2,6 magnitudy) dělí 13,7 vteřiny.

Astrometrické intermezzo

Proč se vlastně Benedetto Castelli a Galileo Galilei začali o dvojhězdy zajímat? Podle Fedeleho to bylo proto, že chtěli s jejich pomocí prokázat oběžný pohyb Země kolem Slunce. Princip Galileovy metody, popsané později v jeho Dialogu o dvou největších světových soustavách (knize, která sloužila Inkvizici jako záminka k neslavnému procesu), je prostý. Pokud se vám podaří dalekohledem najít těsný pár hvězd, jednu jasnější a tedy pravděpodobně bližší, a druhou slabší a vzdálenější (to znamená optickou dvojhvězdu), oběžný pohyb Země by se měl projevit změnami vzájemné polohy složek. Castelli v dopisech Galileovi o jejich záměrech záměrech nepsal, ale není těžké si představit, že dával přednost debatě o tak choulostivém tématu při osobních setkáních. Galileo byl už během své návštěvy v Římě začátkem roku 1616 poučen, že koperníkovské představy o uspořádání sluneční soutavy jsou v rozporu s biblí a nesmí být proto zastávány ani obhajovány.

Ať už byla motivace prvních pozorovatelů dvojhvězd jakákoli, nepodařilo se jim zaznamenat žádný relativní pohyb složek párů, které objevili. Když Galileo připravoval svůj Dialog (byl vydán v roce 1632), nejlepší empirický důkaz pohybu Země okolo Slunce jaký mohl předložit byl ironií osudu příliv a odliv, který však s tím nemá nic společného! Dnes je jasné, že snaha toskánských astronomů použít Mizar k podpoře Koperníkova pohledu na vesmír byla odsouzena k nezdaru od samého počátku.

Důvod je prostý - složky této vizuální dvojhvězdy (STF 1744, ADS 8891) jsou od nás přes rozdíl dvou magnitud ve hvězdných velikostech stejně daleko, vázáné k sobě gravitací a obíhající jedna kolem druhé. Existenci takových fyzických dvojhvězd prokázal William Herschel v roce 1803 (stojí za zmínku, že původně chtěl jenom použít Galileovy metody k určení vzdálenosti hvězd). Oběžný pohyb Mizara je velice pomalý. Stačí porovnat první solidní měření provedené Jamesem Bradleyem a redukované k epoše 1755 - poziční úhel 143,1 stupňů a úhlová vzdálenost 13,88", s výsledkem družice Hipparcos - 152 stupňů a 14,43 úhlových vteřin (epocha 1991,25). Pozorovaný oblouk je příliš krátký na to, aby nám prozradil cokoliv užitečného o charakteru dráhy, ale úhlová vzdálenost složek odpovídá oběžné periodě několika tisíc let.

Ze stovek měření uskutečněných mezi Bradleyem a misí Hipparcos se jedno vepsalo do historie astronomie jako první případ použití fotografie pro astronometrická měření vůbec. Stalo se tak v okouzlujících časech krátce po roce 1850 na Harvardově hvězdárně (Cambridge, USA), kdy se fotografické kameře říkalo "actinic apparatus" a Polárka byla se svou druhou velikostí už byla mimo dosah daguerrotypie. Zavedení mokrých koloidiových desek a výměna hodinového stroje u 15-palcového refraktoru umožnily fotografu Johnu A. Whipplovi a řediteli hvězdárny Georgi P. Bondovi pořídit 27. dubna 1857 vůbec první snímek dvojhvězdy, Mizara. Když jej následující den Alvan Clark proměřil speciálním mikroskopem, ukázalo se, že fotografická metoda dává výsledky shodné s vizuálním měřením Wilhelma Struveho. Během léta 1857 Bond získal přes osmdesát snímků a po zevrubné analýze ukázal, že fotografie je dokonce třikrát přesnější, než mikrometr v rukou nejzkušenějších pozorovatelů dvojhvězd.

Nakonec ještě jedna astrometrická záležitost, záhadný temný objekt vymyšlený k objasnění údajných oscilací v relativní poloze Mizara A a B. Velice stručně řečeno, oscilace (ať už s periodou 57 nebo 3,7 roku) nebyly nikdy prokázány a žádná neviditelná složka není proto k ničemu potřeba. Nedělám si však žádné iluze o tom, že v populární astronomické literatuře bude tento přízrak strašit navěky.

Chvála fialové barvy

Mám na mysli zcela určitý odstín na samém okraji spektrální citlivosti lidského oka, který, odebírán ze světla hvězd a galaxií jednou ionizovaným vápníkem, sehrál důležitou roli v historii astrofyziky. Jde o Fraunhoferovu čáru s laboratorní vlnovou délkou 393,4 nanometrů, označenou J. W. Draperem (profesorem chemie v New Yorku) písmenem K. Curriculum vitae této čáry zahrnuje objevy takových věcí jako je rozpínání vesmíru (1929) nebo existence mezihvězdné látky (1904), a také objev první spektroskopické dvojhvězdy, Mizara A (1889).

Koncem osmdesátých let minulého století probíhal na Harvardově hvězdárně rozsáhlý program nazvaný Henry Draper Memorial. Potřebné peníze poskytla Anna Palmer Draperová, která si tak přála zvěčnit památku svého zesnulého manžela, průkopníka astronomické spektroskopie ve Spojených státech a syna J. W. Drapera. Je pozoruhodné, že jedna část projektu byla svěřena neteři Henryho Drapera, Antonii C. Mauryové, která na hvězdárně pracovala jako asistentka. Jejím

Dvě ze spekter Mizara A která se zapsala do historie, pořízená na Harvardově hvězdárně na jaře roku 1887. Zatímco na detailu první desky (ze 27. března) je vápníková čára K dvojitá, večer 5. dubna, kdy byl pořízen druhý spektrogram, už byla jednoduchá. Druhá, širší čára je Hepsilon vodíku. Fotografie Harvard College Obsevatory, laskavostí Marthy Hazenové.

úkolem byla klasifikace spekter jasnějších hvězd severní oblohy získaných 11-palcovým Clarkovým dalekohledem opatřeným sadou objektivových hranolů. Edward C. Pickering, ředitel hvězdárny, jí přitom ponechal volbou ruku při návrhu vhodného systému spektrálních tříd.

Během této rutinní práce si Mauryová brzo všimla různých podivností, mezi nimi i zvláštního rozdvojení čáry K na jednom spektrogramu Mizara A. Následná prohlídka všech dostupných desek vedla harvardské astronomy k závěru, že čára se zdvojuje každých 52 dní (vzdálenost obou čar je přitom asi 0,2 nanometru), a několik dní před a po těchto datech je neostrá. Jediným uspokojivým vysvětlením byl předpoklad, že Mizar A je ve skutečnosti fyzickou dvojhvězdou se složkami podobné jasnosti, příliš těsnou na to, aby se dala rozlišit vizuálně. Pokud je navíc oběžná perioda 104 dní a dráha přibližně kruhová, postará se Dopplerův jev o pozorované rozštěpení čar. Pickering tento historický objev oznámil na zasedání Národní akademie věd ve Philadelphii 13. listopadu 1889. Když se navíc 8. prosince toho roku čára K zdvojila podle předpovědi, zdálo se, že navržený model odpovídá realitě.

Tak příběh první spektroskopické dvojhvězdy končí v učebnicích. Ve skutečnosti s ní měli astronomové na Harvardu čím dál větší problémy. Nejdřív zkrátili oběžnou periodu na polovinu, pak změnili kruhovou dráhu na eliptickou, dokonce se pokusili svést údajné nepravidelnosti periody na třetí těleso, ale zdvojování čáry K se pořád jaksi odmítalo podřídit jízdnímu řádu. Přitom ostatní dvojčarové spektroskopické dvojhvězdy, například beta Aurigae, objevená vzápětí po Mizarovi, se chovaly naprosto normálně.

Případ byl uzavřen až plných dvanáct let po objevu na druhé straně Atlantiku, zásluhou Hermanna Carla Vogela a jeho kolegů na hvězdárně v Postupimi. Série kvalitních desek pořízených štěrbinovým spektrografem na 30 cm refraktoru běhěm jarní sezóny 1901 umožnila sledovat vzdálenost obou složek rozštěpených spektrálních čar (a tedy rozdíl radiálních rychlostí obou složek) skoro nepřetržitě po dobu pěti týdnů. Po vynesení do grafu data ukázala, že oběžná perioda je pouze 20,5 dne, a dráha značně eliptická a velkou osou přibližně kolmou na směr k Zemi. Teď už taky bylo jasné, co tak komplikovalo život Pickeringovi a Mauryové. Spektrální čára K se sice rozštěpuje dvakrát během oběhu, jak předpokládali, ale ve fázích, které dělí jenom čtyři dny, a v mezidobí je čára jednoduchá!

Celá spektrální historie Mizara je o to zajímavější, že v roce 1908 oznámil Edwin B. Frost z Yerkesovy hvězdárny a nezávisle na něm Hans Ludendorff z Postupimi, že také radiální rychlost slabší složky vizuálního páru, Mizara B, je proměnná. Ve jeho případě je ale vidět pouze jedna sada absorpčních čar (druhá složka je příliš slabá na to, aby se ve společném spektru prosadila) a oběžný pohyb je navíc mnohem pomalejší, než u Mizara A. Odpovídajím způsobem bylo pomalejší i studium této dvojhvězdy. Ještě v roce 1961, půl století po objevu, odvodil Helmut Abt oběžnou periodu jeden rok, což je dvakrát víc, než správná hodnota (175,6 dne).

Jarní noci na Anderson Mesa

Před osmdesáti lety čtyřnásobná soustava Mizara názorně ilustrovala dva různé druhy fyzických dvojhvězd objevované a studované naprosto odlišnými metodami. Na jedné straně vizuální dvojhvězdy, dost široké na to, aby se dala změřit poloha složek na nebi, ale s oběžným pohybem tak pomalým, že se skoro neprojevuje na jejich radiálních rychlostech. Na druhé straně dvojhvězdy spektroskopické, s výrazným pohybem ve třetím rozměru, ale zase tak těsné, že je nemohl rozlišil žádný klasický dalekohled. Problém je v tom, že pokud chcete určit hmotnosti hvězd, fundamentální vlastnost, která určuje jejich vývoj, musíte spojit oba přístupy.

Jednoduchý výpočet (potřebujete k němu amplitudu radiálních rychlostí, periodu a paralaxu) ukazuje, že úhlová vzdálenost složek Mizara A nemůže příliš přesáhnout pesimistických 0,01 úhlové vteřiny, což je pouhá třetina rozlišovací schopnosti Hubblova kosmického dalekohledu (HST). Přesto byla tato spektroskopická dvojhvězda rozlišená už v roce 1925, kdy umění interferometrie, přivedené k dokonalosti Albertem A. Michelsonem ve fyzikálních laboratořích konce 19. století, proniklo do astrofyziky.

I když Mizar bohužel nebyl první spektroskopickou dvojhvězdou změřenou touto novou metodou - tato čest náleží Capelle - byl pozorován už prvním (a na dlouhá léta posledním) funkčním stellárním interferometrem o základně 20 stop (6 metrů), který na Mount Wilsonu zkonstruoval Michelson společně s Francisem G. Peasem. Sedm měření provedených v letech 1925 a 1927 mělo chybu pozičního úhlu několik stupňů a úhlová vzdálenost vyšla asi o dvacet procent vetší, než má být, ale přinejmenším sklon oběžné dráhy 60 stupňů odvozený společně s dalšími elementy Henrym N. Russelem, byl správný.

Šestimetrový interferometr představoval hranici technologických možností až do doby asi před dvaceti lety, kdy se na scéně objevila aktivní optika řízená počítači, rychlé a citlivé detektorz světla a další technické vymoženosti. Fascinujícím příkladem nejmodernějšího nástupce Michelsonova přístroje je Navy Protoptype Optical Interferometer (NPOI), který se dokončuje na Anderson Mesa v Arizoně. Při pohledu z ptačí perspektivy silně připomíná miniaturu Very Large Array (VLA), známé radiové observatoře v Novém Mexiku. Tato podobnost není náhodná, protože NPOI používá stejnou metodu, zvanou aperturní syntéza, k zobrazování obřích skvrn na povrchu chladných veleobrů, plynných disků okolo Be hvězd, nebo těsných spektroskopických dvojhvězd.

NPOI sbírá světelné vlny přicházející z dvojhvězdy pomocí desíti siderostatů (plochých zrcadel na altazimuntální montáži, která světlo posílají do vzduchoprázdného optického systému k dalšímu zpracování) uspořádaných ve dvou specializovaných soustavách. Astrometrická soustava má čtyři pevně umístěné siderostaty o průměru 35 cm a maximální základnu 38 metrů. Účelem této části interferometru je měření absolutních poloh (rektascenze a deklinace pro určitou epochu) objektů na nebi s přesností tisícin úhlové vteřiny. Očekává se, že astrometrická soustava NPOI zpřesní výsledky mise Hipparcos pro většinu hvězd jasnějších než 8 magnitud (přesnost je s touto družicí srovnatelná, arizonský interferometr však bude měřit delší dobu). U dvojhvězd, které se vejdou do velmi malého zorného pole, bude přesnost relativních poloh složek lepší, než 0,01 tisícin úhlové vteřiny. To umožní odhalit poruchy způsobené případnými obřími planetami - amplituda pohybu Slunce, způsobeného Jupiterem je ze vzdálenosti 10 parseků (32,6 světelných let) jedna tisícina vteřiny.

Zbývajících šest siderostatů o průměru 12 cm tvoří zobrazovací část interferometru. Mohou byt přemístěny na kterýkoli z betonových pilířů postavených podél tří 250 metrů dlouhých ramen písmene Y. Až bude zobrazovací soustava NPOI v plném provozu, což by mělo být už letos, bude vytvářet obrazy jednodušších nebeských objektů s úžasným rozlišením 0,2 tisícin vteřiny. To je pro názornost velikost otisku boty astronauta na Měsíci při pozorování ze Země. S něčím takovým můžete změřit úhlový průměr většiny hvězd viditelných pouhým okem nebo rozlišit fyzické dvojhvězdy s periodou delší, než jeden den do vzdálenosti 1000 světelných let! Dopad na kalibraci stellární astrofyziku, komkrétně kalibraci současných modelů hvězd a jejich vývoje, bude obrovský.

Prvním hvězdným objektem, který v květnu 1996 seděl arizonskému interferometru modelem byla naše stará známá, spektroskopická dvojhvězda Mizar A s periodou 20,5 dne. V té době byly k dispozici pouze tři astrometrické siderostaty, takže rozlišení nestačilo ke skutečnému zobrazení disků hvězd (ty by měly mít asi

Fascinující dráha 20,5-denní spektroskopické dvojhvězdy Mizar A získaná na základě měření třemi siderostaty astrometrické části NPOI (maximální základna 38 m). Další několikanásobné zpřesnění se očekává až začne naplno pracovat i zobrazovací část interferometru. I tak přesnost relativní polohy vyráží dech - velikost malých elips podél dráhy představuje chyby měření, typicky jen 100 miliontin úhlové vteřiny! Modré kruhy ukazují úhlové průměry složek spočítané z jejich paralaxy, barvy a jasnosti. Dvě oranžové výseče znázorňují plochy opsané průvodičem během stejného intervalu půl dne poblíž periastra a apastra. Laskavostí Christiana Hummela (USNO).

0,8 tisícin vteřiny v průměru), avšak jejich relativní polohu bylo možné určit s přesností 0,1 tisícin vteřiny. To je méně, než jedno procento typické vzdálenosti složek - jenom velmi málo dvojhvězd má tak precizně proměřenou dráhu.

Jak vypadá astrofyzikální portrét první spektroskopické dvojhvězdy po NPOI? Obě hvězdy Mizara A obíhají kolem sebe s periodou 20 dní 12 hodin 55 minut a 13 sekund, ve vzdálenosti, která se mění od 16 do 54 milionů kilometrů. Kdybychom dvojhvězdu přenesli do naší sluneční soustavy, vešla by se právě do oběžné dráhy Merkura. Pokud se týká fyzických vlastností složek, mají prakticky stejnou jasnost, spektrální typ (A2V), efektivní teplotu (9000 K) a poloměr (2,4krát větší, než Slunce). Jediný, ale nejpodstatnější rozdíl vyplývá z posledních měření radiální rychlosti publikovaných Ch. Fehrenbachem a L. Prevotem v roce 1961. Společně s polohami získanými NPOI tato měření ukazují, že hmotnosti hvězd jsou 2,43 a 2,50 hmotností slunečních. Radiální rychlosti francouzských astronomů je však potřeba brát s rezervou, takže je docela možné, že poměr hmotností nakonec vyjde opačný. Dvohvězda samotná nám na tuto otázku dá odpověď až zestárne na nějakých 600 milionů let. Pak její těžší složka spotřebuje vodíkové palivo v jádru o něco dříve, než ta druhá, začne se rozpínat ve snaze stát se červeným obrem a promění tak Mizara v interagující dvojhvězdu. Doufejme, že na doplnění portrétu jedné z nejkrásnějších dvojhvězd na nebi nebudeme muset čekat tak dlouho.

OBSAH

tisk

Leoš Ondra

Omyly a pravdy

Není možné psát přehledový článek o Mizaru a nezmínit se o dvou zajímavých hvězdách v jeho těsné blízkosti. První z nich, Alcor (80 g UMa), který je snadno vidět i pouhým okem ve vzdálenosti asi 11 úhlových minut, je někdy považován za pátou složku Mizarovy soustavy. Paralaxy změřené družicí Hipparcos však ukazují, že to s nějvětší pravděpodobností (jak velkou si můžete spočítat sami) není tak pravda. Zatímco Mizar je 78 světelných let od nás, Alcor leží ve vzdálenosti 81 světelných let, přičemž uváděná chyba je v obou případech asi jeden světelný rok.

Mizar a Alcor nicméně sdílí pohyb prostorem a mají společný osud. Před 300 až 400 miliony let se tyto hvězdy zrodily jako členové dnes nejbližší hvězdokupy, Collinder 285, známější jako pohybová hvězdokupa Ursa Major. Objevil ji v roce 1869 anglický astronom Richard A. Proctor, který si všiml, že pět hvězd Velkého vozu (beta, gama, delta, epsilon a zeta UMa) spěchá směrem ke slunečnímu apexu v Herkulu, místo aby prchaly od něj jako většina jasných hvězd na nebi. Dnes víme, že Collinder 285 je jen rozptýleným pozůstatkem původní hvězdné soustav, s asi 50 členy po celé obloze. Pět Proctorových hvězd tvoří spolu s několika slabšími (jako je Alcor) její jádro.

Jiným oblíbeným omylem, který se kupodivu dostal i do konečného Hipparcově katalogu, je názor, že Alcor je spektroskopickou dvojhvězdou. Tato legenda má počátek ve stejné práci, v níž Frost oznámil proměnnost radiální rychlosti Mizara B, zdá se však, že pro většinu současných zdrojů je autoritou půl století stará práce Johna F. Hearda. Letmý pohled do příslušného čísla Astrophysical Journal z roku 1949 ukazuje, že radiální rychlost se měla naprosto nepravidelně měnit od -35 do +10 kilometrů za sekundu během několika minut a desítek minut. Dobře vychované spektroskopické dvojhvězdy se chovají úplně jinak. Absorpční čáry v Alcorově spektru jsou rozmazané rychlou rotací hvězdy (projekce rovníkové rychlosti je asi 200 kilometrů za sekundu) a proto se těžko měří jejich přesná poloha.

V tomto poli o průměru 15 úhlových minut jsou hned čtyři hvězdy s bohatou historií, které byly v dosahu jednoduchých dalekohledů Galilea Galileiho a Benedetta Castelliho. Je to Mizar A (zeta1 UMa, 2.27 mag), slavná 20,5-denní spektroskopická dvojhvězda objevená v roce 1889 a portrétovaná NPOI v Arizoně o století později, Mizar B (zeta2 UMA, 3.95), jeho vizuální průvodce ve vzdálenosti 15 vteřin, také spektroskopický pár, jehož složky obíhají kolem sebe jednou za půl roku, Alcor (80 g UMa), jednoduchá, ale proměnná hvězda (jeden z objevů družice Hipparcos, 4.04-4.07 mag) a konečně Sidus Ludoviciana (HD 116798, 7.59 mag), hvězda kdysi považovaná za novou planetu.

Pokud jsou ale Heardovy radiální rychlosti reálné, mohly by docela dobře souviset s proměnností Alcora, odhalenou fotometrem družice Hipparcos, která je podobně chaotická. Hvězdná velikost kolísá mezi 4,04 a 4,07 magnitudami (ve fotometrickém systému Hipparcos) bez zjevné periody.

Planeta, která jí nebyla

Méně známou, ale o to zajímavější hvězdou v Mizarově těsné blízkosti, je Sidus Ludoviciana (Hvězda Ludvíkova). Jako hvězda osmé velikosti byla pozorovaná už Castellim a Galileem v Bellosguardu v létě roku 1616, ke svému jménu však přišla až o století později. Johann Georg Liebknecht (1679-1749), profesor matematiky a teologie na univerzitě v něměckém Giesenu, si jí povšiml 2. prosince 1722, když tyto končiny nebe pozoroval svým neachromatickým dalekohledem o délce 6 stop. Na základě jakýchsi nepřesných měření došel k závěru, že se vůči ostatním hvězdám pohybuje a je tedy novou planetou, a unáhleně ji pojmenoval Sidus Ludoviciana na počest svého panovníka, lankraběte Ludwiga z Hessenska-Darmstadtu. Liebknecht měl ale mnohem menší štěstí, než Galileo se svými Medicejskými hvězdami (čtyři největší Jupiterovy měsíce) či William Herschel, který skutečnou šestou planetu (Uran) pojmenoval podle anglického krále Jiřího III. Zatímco Galileo i Herschel se těšili z přízně svých mocných patronů a dočkali se i uznání ostatních astronomů, Liebknechtův spisek, v němž svůj objev v roce 1723 oznámil, se dočkal jenom zasloužené zdrcující kritiky jeho kolegů. Co na to říkal lankrabě Ludwig není známo.

Nebýt této kouzelné historky, která může oživit pozorování Mizara pro veřejnost, zůstala by Sidus Ludoviciana naprosto tuctovou hvězdou. S hvězdokupou Ursa Major nemá nic společného, jak je zjevné ze srovnání její hvězdné velikosti s Alcorem, který je stejně jako ona hvězdou hlavní posloupnosti spektrální třídy A5. Určitě si snadno spočítáte, kolikrát je od nás dál.

OBSAH

tisk

Leoš Ondra

Člověk se často zajímá o extrémy: skáče zavěšen na gumě z vysokých mostních oblouků, bouřlivými ovacemi zahrne první astronauty, kteří se prošli po Měsíci, v milionech exemplářích skoupí knihu věnovanou kosmologii jenom proto, že ji napsal "ten na vozíku", a neváhá ani do detailu studovat přirození nejmocnějšího člověka této planety. I my se pokusíme držet této zásady a podíváme se nyní na velmi výstředné vesmírné objekty: sedm bílých trpaslíků.

Tyto kompaktní hvězdy s hmotností Slunce a rozměry Země sehrály a zcela jistě ještě sehrají zásadní roli při studiu širokých kosmických dálav. Bílým trpaslíkům totiž musíme rozumět z mnoha důvodů: když chceme pochopit vývoj drtivé většiny stálic, planetárních mlhovin, nov i supernov. Drobná jádra zaniklých hvězd nám dokonce mohou odpovědět na otázku: Jak je sakra ten vesmír starý?

Štístko Ať si říká kdo chce, co chce - toho úplně nejdéle známého trpaslíka musíte hledat v systému o2 Eridani. Souhvězdí pojmenované po bájné řece Eridanus vlastně není příliš zajímavé. Rozlohou sice patří mezi ty největší, nicméně na 1138 čtverečních stupních jeho rozlohy najdete jenom tři hvězdy třetí velikosti. Výjimkou je hluboko na jihu Achernar s hvězdnou velikostí 0,5 magnitudy. Eridanus neobsahuje žádnou otevřenou hvězdokupu a jediná jeho kulová hvězdokupa - objevená fotograficky v roce 1976 - je amatérským přístrojům zcela nedostupná. Mlhovina IC 2118 na východním okraji, kterou zřejmě osvětluje Rigel z Oriona, je příliš slabá, takže za zmínku stojí pouze planetární mlhovina NGC 1535 (viditelná i v malém dalekohledu) a celá hrst dvojhvězd a vícehvězd. Mezi ně patří i omikron Eridani: O půl magnitudy jasnější omikron1 (38 Eri) nese jméno Beid a jen mírně slabší omikron2 (40 Eri) Keid. Označení pochází-jak jinak - z arabštiny. Beid nejspíše vzniklo z Al Baid, Vejce, Keid je zkomoleninou Al Kaid - Skořápky. Aniž bych chtěl naše předky nějak kárat, názvy měli přehodit. Zatímco Vejce je prakticky nezajímavou hvězdou ve vzdálenosti 125 světelných let, ze Skořápky se vylíhl zvláštní systém.

Nebyl by to William Herschel Williamem Herschelem, aby si v roce 1783 nevšiml, že Keid tvoří dvě hvězdy (4,5 a 9 mag) s úhlovou vzdáleností kolem jeden a půl minuty. O tři čtvrtě století později zjistil jiný slavný pozorovatel dvojhvězd, Otto Struve, že se slabší složka ve skutečnosti rozpadá na dvě stálice; s jasností 9,5 a 11,2 magnitudy a úhlovou vzdáleností jenom několi vteřin.

Důležité je, že celý systém leží hodně blízko; se vzdáleností šestnáct světelných let zaujímá 42. příčku v tabulce nejintimnějších přátel Slunce. ( A osmou mezi těmi, co jsou vidět bez dalekohledu.) Proto se už na začátku našeho století podařilo zjistit, že "prostřední" člen trojhvězdy má velmi zvláštní spektrum - nápadně rozšířené čáry vodíku. ( U mnohem slavnějšího - Siria B - se tento "úlovek" podařil až o několik let později.)

Od té doby se na Štístko podívala celá řada astronomických přístrojů, takže máme velmi dobrou představu o jeho podobě: sonda Hipparcos nám prozradila, že má hmotnost rovnou polovině Slunce. Chladnoucí hvězdné jádro má však průměr jenom 18 tisíc kilometrů, tedy o pouhou polovinu více než Země. S kalkulačkou v ruce určitě snadno spočítáte jakou neuvěřitelnou střední hustotu má: 0.28,10E9 kg.m-1. Kávová lžička materiálu nabraného z povrchu by vážila čtvrt tuny!

Podívejme se nyní letmo na celý systém 40 Eridani jaksi z nadhledu. Náš trpaslík Štístko se pohybuje ve společnosti o magnitudu slabší hvězdy, pro změnu červeného trpaslíka. Na základě dlouhodobých pečlivých měření různých pozorovatelů dvojvězd víme, že obíhají kolem společného těžiště s periodou 248 let; přibližují se k sobě až na necelé dvě úhlové vteřiny a naopak vzdalují na téměř devět vteřin. Jejich průměrná prostorová vzdálenost činí asi čtyřicet pět astronomických jednotek, tedy více než Pluto-Slunce.

Nejjasnější člen systému omikron2 Eridani A leží poněkud odstrčen - dva světelné dny, tj. čtyři sta astronomických jednotek od této dvojice. (Kolem společného těžiště obíhají s periodou asi osm tisíc roků.) Může se však pochlubit jednou zajímavostí: Právě u ní leží Vulkán - domovská planeta špičatouchého Mr. Spocka ze známé série Star Track !

V roce 1991 jsme shodou náhod oslavili dvě čtvrtstoletí: Kulatého jubilea se dočkal tzv. HK projekt observatoře Wilson, kde hvězdáři monitorují magnetickou aktivitu několika set Slunci podobných hvězd, a slavili i tvůrci televizního seriálu Star Track. K jeho celosvětovému úspěchu, ze kterého dodnes těží další

Na Skořápku, tedy o2 Eridani, se určitě nezapomeňte podívat nějakým trochu větším dalekohledem, řekněme od průměru osm centimetrů. Uvidíte v něm nápadnou mírně naoranžovělou 40 Eri A (Vulkánské Slunce) a poblíž slabý pár bílých hvězd - ta jasnější 40 Eri B je bílým trpaslíkem, zatímco chladnější červený trpaslík 40 Eri C je zhruba o jednu magnitudu slabší. Štístko má sice průměr jenom osmnáct tisíc kilometrů, jeho povrchová teplota však dosahuje přes třináct tisíc stupňů Celsia. Proto má v porovnání se Sluncem asi třetinový zářivý výkon. Červený trpaslík, byť má zhruba poloviční průměr jako Slunce, je velmi chladný. Se třemi tisíci kelviny má zářivý výkon jenom 0.08 Slunce. Právě takto ale vypadá většina hvězd.

(neoriginální) nástupci, bezesporu přispěla i zajímavá postava "člověka" bez emocí: Mr. Spocka. Podle scénářů pocházel ze zvláštní, velmi horké planety Vulkán. Tohle zajímavé místo sice nebylo nikdy zidentifikováno s konkrétní hvězdou, nicméně v literatuře se dva kandidáti objevili: epsilon a omikron dvě Eridani. Na oba se při oslavách "podívali" členové HK projektu a brzy se přiklonili ke druhé z možností: 40 Eridani A je totiž ideálním vulkánským sluncem.

HK projekt dostal jméno podle dvojice spektrálních čar vápníku H a K - z jejich vzhledu lze totiž odvodit změny magnetické aktivity stálice a tak i její věk. Hvězdáři z kalifornské hory Wilson došli k jednoznačnému závěru: epsílon Eridani je stará nejvýše jednu miliardu roků, 40 Eridani A kolem 4 miliard. V případě, že se kolem první nachází nějaké planety, život zde neměl dostatek času ke stvoření inteligentních živočichů, nanejvýš se zmohl na nějaké bakterie.

To 40 Eridani A je coby vulkánské slunce ideální. Má poněkud chladnější povrch a je také méně svítivější. Potenciální planeta by proto musela obíhat blíže, v porovnání se sluneční soustavou někde mezi Merkurem a Venuší. Její oblohu by zdobilo naoranžovělé Slunce jedenapůlkrát větší než naše. A dvojice trpaslíků? Jsou sice natolik daleko, že bez dalekohledu vypadají jako zářící body - nicméně naprosto nepřehlédnutelné: 40 Eri B s jasností - 7,5 magnitudy (šestnáctkrát jasnější než Venuše), 40 Eri C o magnitudu slabší. Na obloze by se nikdy nevzdálily na více než šířku sevřené pěsti na natažené ruce. Určitě úžasný pohled !

Prófa

Tato kapitola by se také mohla nazývat "Pes a Štěně" alias "Siriův neviditelný průvodce". Nemá smysl abych vymýšlel něco nového, pro důkladný popis stačí citovat jednu ze Záludných otázek z astronomie z pera Zdeňka Mikuláška:
V roce 1717 anglický královský astronom Edmond Halley porovnával svá měření poloh hvězd, která získal roku 1676 na ostrově svaté Heleny, s údaji obsaženými v hvězdných katalozích svých předchůdců - Johna Flamsteeda a Tychona Brahe, jakož i s polohami hvězd ve starých katalozích, jak nám jej zanechal starověký hvězdář Ptolemaios. Všiml si, že několik jasných hvězd jeví nevelký, nicméně znatelný pohyb na statickém pozadí, tvořeném ostatními hvězdami. Největší pohyb vykazovala zejména nejjasnější hvězda oblohy - Psí hvězda zvaná též Sírius - která prokazatelně změnila svou polohu i od dob Tychona Brahe.

Jak správně usoudil již sám Halley, tento vlastní pohyb po hvězdné obloze je odrazem skutečného pohybu hvězdy prostorem. Vzhledem ke Slunci se Sirius pohybuje prostorovou rychlostí 18,3 km/s, příčná složka této rychlosti přitom činí 16,7 km/s. Třebaže se nejedná o rychlost nijak závratnou, velká blízkost Siria (pouhých 8,6 světelného roku) má za následek, že se Sirius na hvězdné obloze ročně posune a 1.326 úhlové vteřiny.

Vektory prostorových rychlostí hvězd se dlouhodobě nemění, vlastní pohyb hvězd na pozadí ostatních, vzdálených hvězd je rovnoměrný a přímočarý. Existují však výjimky, a k těmto výjimkám patří i sám Sirius. Toho, že pohyb Siria mezi hvězdami není přímočarý, ale poněkud zvlněný si povšiml již v roce 1834 německý astronom Friedrich Bessel, jinak jeden z nejlepších pozorovatelů všech dob. Bessel však nebyl jen zdatným pozorovatelem ale i schopným teoretikem, takže už v roce 1844 předložil správné vysvětlení Siriova vrávoravého pohybu mezi hvězdami. Sirius je ve skutečnosti dvojhvězdou, sestávající z jasného Siria A a jeho neviditelného průvodce Siria B. Ten, ač sám nezáří, se projevuje gravitačním působením na svého hmotnějšího kolegu. Obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště, které se prostorem pohybuje rovnoměrně a přímočaře. Viditelný Sirius A pak opisuje dráhu vzniklou složením tohoto přímočarého pohybu s oběhem kolem těžiště soustavy. Bessel navíc odhadl oběžnou periodu dvojhvězdy Sirius A - Sirius B na 50 let, což je ve skvělé shodě se skutečností.

Neviditelný Sirius B, přezdívaný též Štěně, byl poprvé spatřen Alvanem G. Clarkem v roce 1862. Objekt se nacházel v bezprostřední blízkosti svého hmotnějšího životního partnera a jevil se přítom jako hvězdička stotisíckrát slabší než Sirius A. Objev byl jistě skvělým potvrzením Besselovy předpovědi. Bessel sám z něj žádnou radost neměl. Zemřel totiž v roce 1862, plných 16 let před odhalením Siria B.

Ze vzájemných pohybů Siria A a Siria B bylo možné přesně určit hmotnosti obou těles. Sirius A je 2,35 krát hmotnější než Slunce, Sirius B má právě sluneční hmotnost. To, že Sirius B svítí stotisíckrát méně, se přičítalo jeho nízké povrchové teplotě. Sirius B byl tak předběžně zařazen do kategorie chladných červených trpaslíků. Toto zaškatulkování Siria B však zcela zvratila spektra této hvězdy, která v roce 1914 pořídil Walter Adams pomocí obřího dalekohledu, umístěného na Mount Wilsonu. Spektra hovořila zcela jasně o tom, že povrchová teplota Štěněte musí být vyšší ne 7 700 °C. Pak ovšem nezbývá než předpokládat, že rozměry této hvězdy musí být srovnatelné s rozměry větších planet - Uranu či Neptunu. Sirius B se tak mžikem přestěhoval do společnosti tzv. bílých trpaslíků - degenerovaných hvězd s hustotou o mnoho řádů překračující hustotu vody.

Nejnovější měření teploty Siria B ukazují, že hvězda je ještě teplejší, než si myslel Adams, hovoří se o teplotě 32 000 °C. Při takto vysoké teplotě a nepatrném zářivém výkonu, (1/16 výkonu Slunce), musí být Sírius B ještě menší než Země! Chcete-li spatřit Štěně na vlastní oči, musíte se obrnit trpělivostí. V současnosti se Sirius B nachází nesmírně blízko svého mnohem zářivějšího životního partnera. Teprve v roce 2008 se na obloze od sebe vzdálí na více než 8 úhlových vteřin. Vůbec nejdál se rozestoupí v roce 2022, kdy je bude dělit 11,3 vteřiny.

Stydlín

"Kdopak nám to asi leží ve třetí postýlce?", zeptala se Sněhurka. " Aha, Stydlín!" Nevýrazné souhvězdí Malého psa zdobí jedna z nejjasnějších hvězd noční oblohy Prokyon. Za své výsadní postavení ovšem vděčí jenom malé vzdálenosti 11,4 světelného roku. Není totiž nijak výrazně svítivější než naše Slunce, které by ze stejné dálky bylo jen o dvě magnitudy slabší.

Jeho jméno kupodivu pochází z řečtiny; je totiž ekvivalentem latinského slova "antecanis", tedy "předcházející psa". ¨Myslím, že pochopíte, jak vzniklo. Alfa Malého psa vychází o něco dříve než Sírius, přezdívaný Pes. Je zajímavé, že s nejjasnější hvězdou noční oblohy má společnou ještě jednu vlastnost, shodou okolností i ona tančí gravitační valčík s jedním bílým trpaslíkem - Stydlínem.

Jeho existence byla astronomům známá již v polovině minulého století. Stejně jako v případě Siria si totiž všimli, že se Prokyon vzhledem ke vzdáleným hvězdám nepohybuje přímo, nýbrž opisuje zvláštní křivku. Jeho vizuální potvrzení (ne)přišlo v roce 1873. Simon Newcomb, který čekal na dostavbu 26palcového refraktoru U.S. Naval Observatory, se tehdy v dopise Otto Struvemu z Pulkovské hvězdárny svěřil, že jedním z prvních objektů, na který se s novým dalekohledem podívá, bude právě Prokyon. Prakticky ve stejné době ale Struve oznámil Petrohradské akademii věd, že s pomocí 15tipalcového refraktoru zahlédl na východním okraji jasné primární složky druhou stálici asi o dvě magnitudy slabší než Sírius B, kterého sledoval jenom několik minut předtím. Poziční úhel a vzdálenost odhadl na 87 stupňů a 11,7 vteřiny. Ještě než se Malý pes ztratil v záři zapadajícího Slunce, proměřil polohu "Stydlína" v šesti dalších nocích. Bílého trpaslíka tehdy viděli i dva jeho asistenti. Toto nečekané vítězství "goliáše nad obrem" se samozřejmě vysvětlilo snadno: průvodce se pohybuje kolem jasnější složky pro protáhlé dráze a Struve měl štěstí, že se na Prokyon podíval v okamžiku, kdy byl trpaslík nejdál.

Simona Newcomba tento kousek nepotěšil, nicméně brzo se objevily zajímavé pochybnosti: "Samozřejmě mne poněkud zklamalo, že tato pocta nepřísluší právě našemu dalekohledu. I přesto jsem byl na něj velmi zvědavý. Takže hned první noc, co jsme mohli použít náš dalekohled, jsem se během půlnoci podíval na Prokyon. Unikátní přístroj měl průvodce ukázat v celé kráse. Znepokojilo mne však, že jsem nic nespatřil. Noc to však nebyla nijak valná - vlhký vzduch značně rozmazával obraz. Proto jsem vyčkal na lepší noc a příhodnější podmínky. Lepší noci přišly a odešly, ovšem po průvodci se neobjevila ani stopa. Napadlo mne, že světlo jasnější hvězdy může být příliš oslnivé, proto jsem do ohniska umístil kousek zeleného skla. Avšak ani tak jsem nezaznamenal úspěch. Jak by se mohlo stát, že náš dalekohled v mnohem lepších podmínkách neukázat to, co jiný menší přístroj?"

V květnu 1874 navštívil Struve Londýn a na setkání Královské astronomické společnosti oznámil, že v uplynulých měsících opět sledoval slabého průvodce a zaznamenal změnu pozičního úhlu o devět stupňů - přesně podle teoretických modelů postavených na základě vlastního pohybu Prokyonu. Negativním pozorování z 26palcového refraktoru Námořní observatoře podle něj převážily ostatní pozitivní záznamy.

Ke zvratu došlo o dva roky později. Pomocí kvalitního "Newcombova" dalekohledu se podařilo v lednu 1876 záhlednout v blízkosti jasné hvězdy velmi slabou hvězdu, kterou v Pulkově neviděli. Jakmile se o tomto pozorovaní dozvěděl Struve, zorganizoval jednoduchý experiment: svým patnáctipalcovým refraktorem se podíval na Regulus, Cappelu a Arktura. U všech tří nalezl velmi slabého průvodce ve vzdálenosti deset vteřin v horizontálním směru od stálice. Ihned bylo zřejmé, že Struveho průvodce není nic jiného než pouhá iluze-obyčejný odlesk na optice dalekohledu.

Skutečného společníka se podařilo nalézt až ráno 14. listopadu 1896 J. M. Schaeberlovi, který měl k dispozici 36palcový refraktor Lickovy observatoře; pouze 4,6 vteřiny od oslnivé primární složky ležel asi 13 magnitud slabý Stydlín.

Enormní rozdíl v jasnostech obou složek, ruku v ruce s malou úhlovou vzdáleností, tak dělá z Prokyonu nesmírně obtížnou dvojhvězdu. Nejspolehlivější parametry bílého trpaslíka nám proto přinesl až Hubblův kosmický dalekohled: Jeho hmotnost je 0,62 Slunce a průměr jenom 13 400 kilometrů.

Zavřete nyní oči a přeneste se na hypotetickou planetu obíhající kolem jasnější hvězdy. Co uvidíte ? Až zapadne nažloutlá koule Prokyonu A, ukáže se vám na noční obloze velký měsíc s několika temnými moři ve tvaru hopkající polní myšky. To nejzajímavější najdete v jeho těsné blízkosti: jenom tři stupně od něj bude oslnivě zářící jasná hvězda-bílý trpaslík Prokyon B.

Obě stálice obíhají s periodou 40 let a osm měsíců, jejich vzdálenost proto kolísá v rozmezí devíti a jednadvaceti astronomických jednotek (zhruba mezi Saturnem a Uranem). Proto se jasnost Stydlína v průběhu roku mění od -11,8 do -13,6 magnitudy (obdobně jako Měsíc v úplňku). Ovšem nedoufejte, že byste se na jeho povrchu spatřili nějaké detaily: jeho úhlový průměr je i při nejtěsnějším přiblížení, osm vteřin. A co ze Země? Šířka páru kolísá v rozmezí 2,2 a 5,0''. Zanechte tedy všech nadějí, že byste tento pár amatérskými prostředky rozlouskli.

Okolí van Maanenovy hvězdy z druhé Palomarské fotografické prohlídky oblohy. Šmudla má jasnost 12,4 magnitudy a najdete ho asi dva stupně jižně od delta Piscium. Jasná hvězda v pravém dolním rohu nese označení HD 4628 a má jasnost 5,7 magnitudy. Je zajímavé, že se nachází v porovnání s bílým trpaslíkem pouze jeden a půlkrát dál (24 světelných roků). Van Maanenova hvězda se posune o pět úhlových minut za sto let, takže starší hledací mapky ji mohou ukazovat v jiné poloze než se ve skutečnosti nachází. Snímek z palomarského atlasu má sever nahoře, východ vlevo a na šířku asi 25 úhlových minut. Zachycuje hvězdy do 15. velikosti.

Šmudla

Jak si vlastně bílí trpaslíci vysloužily své jméno? Jednoduše. Jejich první zástupci, tedy Štístko a Prófa měli spektrum typu A, tedy stejně jako "bílé hvězdy". Časem se sice ukázalo, že existují i teplejší (až 150 tisíc stupňů) a chladnější trpaslíci (do 3700 kelvinů) od typu O až po M, nicméně jejich "barvu" jim už nikdo neodpáral.

Od těch dob uplynulo hodně vody, takže dnes třídíme trpaslíky podle jiného klíče. Třebaže sami bílí trpaslíci jsou složeni zpravidla z uhlíku a kyslíku, jejich tenké a husté atmosféry jsou většinou tvořeny z takřka čistého vodíku - spektrum těchto zástupců označujeme písmeny DA. Pouze ve dvaceti procentech případů se setkáme s atmosférami z helia, pak objekty řadíme do škátulky s nápisem DB, a naprosto výjimečně lze ve spektru sledovat čáry i jiných prvků (kovů, uhlíku) - ty pak dostávají visačku DC, DO, DZ a DQ. Příkladem takto chemicky odlišného trpaslíka je právě Šmudla, v literatuře známý spíše jako Van Maanenova hvězda. Má na sobě razítko s nápisem "DZ7".

K jeho objevu došlo náhodou. V roce 1917 si Adrian van Maanen všiml - srovnáním fotografií pořízenou o tři roky dříve - jedné slabé hvězdy v souhvězdí Ryb, která se výrazně posunula; přesně o 2,97 úhlové vteřiny za rok. Lidé tak poznali třetího Slunci nejbližšího trpaslíka. (Je to zvláštní, ale tato hvězda nese celé jméno "Van Maanen's Star 2". Co se ukrývá za "Van Maanen's Star 1" se zatím nepodařilo zjistit.)

Pozorovaná hvězdná velikost van Maanenovy hvězdy, kterou najdete dva stupně jižně od delta Piscium, je 12,4 magnitudy. Její absolutní hvězdná velikost vzhledem ke vzdálenosti 14,4 světelného roku je pouhých 14,2 magnitudy. V porovnání s takovým Prófou (1/32 Slunce, 30 tisíc kelvinů) je zřejmé, že má malý zářivý výkon (pouze šestitisícina Slunce) způsobený malými rozměry (průměr 12 tisíc kilometrů) a nízkou povrchovou teplotu (sedm tisíc kelvinů). Jelikož bílý trpaslíci nemají žádný vlastní zdroj energie a nezadržitelně, byť velmi pomalu, chladnou, vychází stáří Šmudly na několik miliard roků! Jeho barevného indexu (B-V) je v současnosti roven 0,56 magnitudy a má tak spíše žlutou barvu - tu však normálně dostupnými dalekohledy neuvidíte.

Uplyne ještě hodně vody než se nejen z Van Maanenovy hvězdy stane nezářivý tzv. černý trpaslík. Nicméně už dnes máme - doufejme správnou - představu, jak by takové stárnutí mohlo vypadat. Původní představa je velmi logická: povrchová teplota bude pomalu klesat a z oslnivě zářícího ultrafialového trpaslíka se postupně stane žlutá, oranžová, červená a infračervená hvězda. Teprve až vychladne na několik kelvinů, zmizí našim očím definitivně. Nové výpočty však ukázaly, že u trpaslíků s vodíkovou atmosférou - mezi ně Šmudla nepatří - to bude vypadat trochu jinak. Tyto nejpočetnější zástupci si totiž nasadí velmi zvláštní masku: v okamžiku, kdy po deseti miliardách let jejich povrchová teplota klesne na čtyři tisíce kelvinů, vodík zrekombinuje, vytvoří molekuly, které pohltí dlouhovlnné záření a atmosféra opět zmodrá. Nakonec ale svému temnému osudu stejně neunikne. Pikantní je, že s klesající teplotou podlehnou krystalizaci - a jelikož jsou trpaslíci složeni právě z uhlíku není vyloučeno, že ve finále vytvoří velké diamanty!

Rejpal

Ačkoli bílé trpaslíky, až na výjimky, sledujeme pouze v těsné blízkosti našeho Slunce, řekněme do vzdálenosti několika stovek světelných let, je jisté, že touto vývojovou fází projde 99 procent všech hvězd. Ve vesmíru jich tedy existuje nesmírné množství (asi sedm procent všech hvězd se jich dostalo do této fáze) - ostatně jsou to nejstarší známé objekty - a ještě více jich bude v budoucnosti. Jak se vlastně obyčejná stálice promění v tak exotický objekt?

Podívejme se na osamocené stálice. "Exoty mezi exoty" - jako symbiotické dvojhvězdy apod., raději vynecháme. Celý život hvězdy není ničím jiným než bojem mezi dostředivými a odstředivými silami. Proti dostředivé gravitaci, vedoucí ke všeobecnému smršťování, se staví gradient tlaku působícího v plynu a záření. Smůlou hvězdy je, že není od okolního prostoru úplně izolována a svoji energii tak neustále - především ve formě záření - odevzdává okolí. A právě tento neustálý únik energie a někdy i částic, je hlavní příčinou hvězdného vývoje.

Hvězda vzniká z oblaku dostatečně husté, pomalu se do sebe hroutící mezihvězdné hmoty. Jakmile se v nitru zahřeje na několik milionů kelvinů, začnou v ní probíhat nejrůznější termonukleární reakce. Energetický zajímavé jsou však jen ty, při nichž se nejběžnější prvek ve vesmíru mění na helium. Tempo vodíkových reakcí se stále rostoucí teplotou v centru začne prudce narůstat. Ve chvíli, kdy se výkon uvolňovaný termonukleárními ději srovná s tempem energetických způsobených vyzařováním z povrchu, se smršt'ování stálice zastaví. Hvězda vstupuje do poklidného stadia hvězdy hlavní posloupnosti.

Přeměna vodíku na helium v jejím nitru probíhá devadesát procent času, který je jí vyměřen. U těch hmotnějších to mohou být miliony roků u těch podvyživených i desítky miliard let. Dříve nebo později se ovšem zdroj paliva v centru vyčerpá a oblast hoření se přesune do okolí nyní již heliového jádra. Stálice odchází z klidného bidýlka hlavní posloupnosti a vydává se na neklidnou životní dráhu hvězdných obrů.

Heliový popel se i nadále přihazuje k jádru, které se tak stále více stlačuje. Uvolněná gravitační energie vyhořelé heliové jádro dále zahřívá. Centrální hustota i teplota zde zpočátku zvolna, později stále rychleji rostou a uvolňuje se velké množství energie.

Trpaslík Rejpal se schovává ve východní části souhvězdí Lištičky. Tváří se jako hvězda 12. velikosti (ve fotometrickém oboru V má jasnost 11,5 magnitudy). My jsme ale jeho míry a váhy už dávno odhalili: vzdálenost 15 parseků, tj. 50 světelných let. Ručička pomyslné vesmírné váhy by ukázala, že má asi polovinu Slunce. Milé je, že patří do kategorie DA - tedy s čistě vodíkovou atmosférou.

Teplota vrstvičky, v níž probíhají vodíkové reakce roste rovněž a s ní i výkon hvězdy. Aby jej mohla hvězda vůbec vyzářit, musí se její vyzařovací plocha stále zvětšovat. Vodíkový obal hvězdy se nadýmá a celkově chladne. Hvězda se mění ve stále rozměrnějšího a chladnějšího obra. Jakmile centrální teplota dosáhne sto milionů kelvinů, zažehnou se reakce přeměnující helium na uhlík a kyslík. Vnitřek hvězdy tím paradoxně zchladne , tempo vodíkových reakcí na povrchu vyhořelého heliového jádra poleví. Hvězda se z rozměrného červeného veleobra hbitě sbalí v podstatně menšího obra oranžového. V takovém stadiu je například Arktur ze souhvězdí Pastýře.

Heliová reakce je energeticky chudá a navíc probíhá velice rychle, brzo je veškeré helium v centru převedeno na uhlík nebo kyslík. Spalování helia pak pokračuje ve slupkách kolem kyslíkouhlíkového jádra a výkon energetické centrály v nitru hvězdy opět nekontrolovaně roste - obal stálice se znovu nafukuje a přechází na tzv. asymptotickou větev obrů, hvězda pracuje k infarktu.

Teplota i hustota v centru opět rostou, vše se hotoví k žažehnutí uhlíkových reakcí. K tomuto aktu však dojde jen zcela výjimečně, jen v tom případě, že jde o hvězdy mimořádně buclaté. Hvězdy střední váhové kategorie s hmotnostmi pod 11 Sluncí spálením helia svůj nukleární vývoj končí.

K přeměně prvků ale pořád ještě dochází ve slupkách kolem jádra. Ono samotné má hmotnost jedno Slunce, poloměr deseti tisíc kilometrů a hustotu tisíc kilogramů na centimetr krychlový. Kolem něj se rozkládá řídký obal, jehož poloměr může dosáhnout až několika astronomických jednotek. V oblastech nejbližších k jádru se dál mění helium na kyslík a uhlík, o něco výše i vodík na helium. Tyto dvě jaderné reakce se střídají ve své intenzitě. Většinu doby je aktivnější slupka kde se mění vodík. Heliový popel se neustále ukládá do vrstvičky kolem kyslíkouhlíkového jádra. Hmotnost, hustota a teplota vrstvičky proto neustále roste. Po překročení jisté dojde k zapálení helia a zároveň k útlumu spalování vodíku. Jelikož je tato reakce energeticky vydatnější, obal hvězdy se nafoukne a ochladne. Po čase, když je helium spáleno, se role opět vymění a obal se opětovně mírně smrští a zahřeje.

Hvězda umírá - prudké nafukování řídkého obalu totiž vede k masivní ztrátě hmoty. Stálice časem vykrvácí a vodíkový obal jádra zcela zmizí. Tím se samozřejmě zastaví i jaderné hoření. Na místě hvězdy zůstává pomalu chladnoucí kyslíkouhlíkové jádro, budoucí bílý trpaslík, kolem kterého se pomalu rozpíná planetární mlhovina.

Bílý trpaslíci, o kterých si dneska vyprávíme, nejsou ničím jiným než ohromnými a je nutné poznamenat, že velmi dokonalými popelnicemi, v nichž jsou uskladněny produkty jaderného hoře. Jejich viditelný povrch, hustá atmosféra má tloušťku pouze několik kilometrů. Ve většině případů zde převažuje vodík a jen výjimečně jiné prvky, jako třeba helium a další.

Tyto chemické rozdíly jsou výsledkem předchozího vývoje, především dlouhodobého působení silného gravitačního pole. Je totiž natolik silné, že kdybychom chtěli někdy v budoucnosti odstartovat z povrchu trpaslíka, musíme dosáhnout rychlosti několika tisíc kilometrů za sekundu. Za těchto podmínek proto dochází k zajímavé diferenciaci: Lehčí prvky vyplouvají na povrch, zatímco těžší klesají na dno atmosféry. Kromě toho mohlo jádro zanikající hvězdy při masivním odtoku látky přijít o veškerý vodík a na povrchu trpaslíku zůstalo jenom helium, případně jiné těžší prvky. (Mimochodem je zajímavé, že trpaslíci s čistě vodíkovou obálkou - jako je třeba Rejpal, alias Wolf 1346, chladnou mnohem rychleji než ti s heliovou ochranou.)

Když se na začátku našeho století ukázalo, že existují hvězdy s hmotností Slunce, poloměrem několika desítek tisíc kilometrů, většině astronomům vstávaly vlasy hrůzou na hlavě: objekty s hustotou 10x6 gramů na centimetr krychlový a tlakem stovek biliard atmosfér (10x17)! Například sir Arthur Eddington doslova uvedl: " Nechápu, jak se hvězda, která se dostala až do tak zhuštěného stavu, z něj opět dostane. Pokud je nám známo, takové stlačení hmoty je možné pouze za vysoké teploty, která zajistí ionizaci látky. Když hvězda zchladne, získá znovu hustotu odpovídající pevným látkám, musí se rozepnout a vykonat práci proti gravitaci. K tomu aby stálice zchladla, tedy bude potřebovat energii." Trapnou situaci zachránil až ve třicátých letech Ralph H. Flower a S. Chandrasekhar na základě tehdy ještě mladé kvantové teorie. Ukázali, že za těchto podmínek látka podléhá takzvané elektronové degeneraci, kdy se mezi kladně nabitými jádry rychlostí blízké světla pohybují volné elektrony. Vnitřek bílých trpaslíků je tak víceméně homogenní, složený z těžších prvků, především uhlíku a kyslíku.

Kýchal a Bručoun

Když mne napadlo napsat článek do výročního čísla bílého trpaslíka o sedmi nejjasnějších bílých trpaslících, nepředpokládal jsem, na jak banální problémy narazím. Nejdříve jsem zjistil, že není vůbec snadné zjistit, jak se vlastně oněch sedm pidimužíků z pohádky o Sněhurce jmenovalo. V každém brněnském knihkupectví najdete hned několik verzí příběhu, vždy ale z pera bratří Grimmů. V jejich verzi ovšem trpaslíci jména nemají! Za to však pohádka končí pěkně drasticky, zlé královně nazují železné střevíce rozžhavené doběla a ta se utancuje k smrti!

Další problém vyplul na povrch při samotném psaní tohoto článku: trpaslíků , které jsou vhodné pro amatérské přístroje na severní polokouli moc není: Štístko ,Prófa, Stydlín, Šmudla a Rejpal jsou jediní rozumní zástupci. Ale Co. Když mohli být tři mušketýři čtyři, proč by článek sedm bílých trpaslíků neměl psát jenom o pěti.

(Zpracováno pod bedlivou kontrolou Zdeňka Mikuláška)

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Charles Messier se narodil 26. Června 1730 v Badonvillieru ve Francii jako desátý z dvanácti sourozenců a vyrůstal ve skromných podmínkách. O jedenáct let později jeho otec zemřel a Messier proto musel z finančních důvodů opustit školu. O astronomii se začal zajímat ve svých 14 letech, kdy se na obloze objevilo hned několik nápadných komet. Jeho zájem pak ještě zvýraznilo prstencové zatmění Slunce viditelné z rodného města 25. července 1748. Na podzim 1751 odcestoval do Paříže. Místo získal u astronoma francouzského námořnictva a geografa Josepha Nicholase Delisla, který jej najal pro jeho úhledný rukopis jako přepisovače. Jedním z prvních úkolů bylo překreslit mapu Velké čínské zdi. Sekretář pana Delisla jej také záhy seznámil se zdejší námořní obsevatoří Hotel de Cluny. Messier se později tak zdokonalil v používání astronomických přístrojů, že se stal Delislovým asistentem. Delisle sám jej zasvětil do způsobu určování přesných poloh nebeských objektů, což se později stalo jedním ze základních kamenů úspěchů jeho slavného katalogu.

Nepodařený návrat první dámy

Někdy kolem roku 1757 se Delisle s Messierem začali připravovat na návrat Halleyovy komety, který byl předpovězen na další rok. Delisle vypočítal předpokládanou dráhu komety a do mapy noční oblohy vynesl polohy pro každou noc. Bohužel se v Delislových výpočtech objevila chyba a Messier tak prohlížel nesprávné
pozice. Nicméně objevil kometě podobný obláček mezi rohy Býka 28. Srpna 1758. Po několika dnech ale zjistil, že se obláček nepohybuje a nejspíše se tedy jedná o mlhovinu. Nebyl to první případ, kdy podobné objekty zmátly pozorovatele. Jeho pozici změřil 12. září 1758 a ten se tak později stal prvním článkem jeho slavného katalogu s označením M1. Hallleyovu kometu jako první objevil německý amatér Johann Georg Palitzch v noci z 25. na 26. prosince téhož roku. To se však svět dozvěděl až po třech měsících, proto ji Messier nezávisle na něm objevil 21. ledna 1759, když konečně zapochyboval ve správnost Delisleho výpočtů. To však byla pro ego Delisla velká rána, proto odmítl oznámit jeho objev a doporučil mu pokračovat v pozorování. Messier, který byl na něm vědecky i ekonomicky závislý, se podřídil. Na cestě do perihelia tak kometu už nikdo jiný nespatřil. Toto zklamání stimulovalo osmadvacetiletého pozorovatele, aby svůj profesionální život zasvětil hledání komet. Jeho oddanost svému zaměstnavateli pak utrpěla další velkou ránu, když Delisle odmítl publikovat objev nové komety uskutečněný právě Messierem v roce 1760. Krátce nato odešel Delisle do penze a Messier pokračoval na "Hotel de Cluny" (viz. obr.) v pozorování. Tehdy zaznamenal druhou "mlhovinu" M 2 (předtím však objevenou Maraldim), kterou zakreslil do mapy znázorňující dráhu Halleyovy komety. Na podzim 1763 objevil novou kometu a další objev oznámil na počátku roku 1764. Tou dobou si Messier také dělal naděje na členství v prestižní francouzské Academie Royale des Science. Sen se však prozatím neuskutečnil, což bylo pro něj velkým zklamáním.

První verze katalogu

S objevem další "mlhoviny",kulovou hvězdokupu M 3 , která byla zároveň jeho prvním originálním objevem, se rozhodl pro důsledné vyhledávání objektů, které pravidelně mátly pozorovatele komet. Jeho práce vedla k 19 originálním objevům ještě tentýž rok a použil mimo jiné také záznamy Edmunda Halleyho a la Cailleho Katalog jižních mlhovin vydaný roku 1755. Během roku 1764 tak zaznamenal objekty M3 - M 40. V prosinci se stal členem prestižní Royal Society v Londýně. V lednu následujícího roku objevil náhodně v blízkosti Siria hvězdokupu M 41, objevil také novou kometu a na objevu další se spolupodílel v roce 1766. O tři roky později jej pruský král jmenoval členem berlínské Akademie a byl také přijat do ruské Akademie v St. Petersburgu. Tou dobou se rozhodl publikovat první verzi svého katalogu, do které zařadil také přesné polohy tehdy už dobře známých objektů M 42 - M 45 a která byla publikována ve Zprávách francouzské Akademie, Mémoires de l´Academie. V roce 1770 pak přišlo vysněné zvolení do pařížské Academie Royale des Science a tentýž rok objevil kometu Lexell. Ta však dostala jméno po finském astronomovi, který spočítal její dráhu. Krátce po prezentaci první verze katalogu změřil pozice dalších čtyř mlhavých objektů M 46 - 49. Posléze Messier změřil pouze přibližnou pozici M 62, takže objekt byl zařazen do seznamu až o osm let později. Tou dobou se také stal astronomem námořnictva, což mu zajistilo pravidelný plat ve výši 1 700 franků ročně.

Messier a Méchain

V následujícím období Messier hledání mlhovin zredukoval, přidal do seznamu pouze jedinou hvězdokupu M 50 v roce 1772 a objevil druhého nejjasnějšího průvodce mlhoviny v Andromedě, který dostal později označení M 110.O dva roky později pak změřil polohu M 51 a M 52.Tehdy došlo ke klíčovému setkání Messiera se svým pozdějším dlouholetým spolupracovníkem Pierrem Méchainem.Na nějakou dobu pak Messierovy objevy skončily.Situace se zlepšila až v únoru 1777, kdy Messier zařadil do seznamu M 53, objevenou před dvěma lety.Přispěl též k pochybné hypotéze o existenci planet uvnitř oběžné dráhy Merkura, když oznámil pozorování přechodu malých těles přes sluneční kotouč 17. června téhož roku.Poznamenal sice, že pozorovaný úkaz může mít atmosférické příčiny, ale podle něj se pravděpodobně jednalo o malé meteority. V následujících letech Messier zařadil do seznamu M 54 a M 55, spoluobjevil kometu 1779 Bode a záhy poté změřil polohy dalších devíti objektů M 56 - M 64.Tato snad největší žeň byla způsobena tím, že Messier a několik dalších předních astronomů pozorovali kometu míjející kupu galaxií v Panně.M 63 se navíc stala prvním objevem Méchaina, který tou dobou právě začínal stejně jako Messier s hledáním komet.Na jaře roku 1780 byly objeveny M 65 a M 66, autorství patří jednomu z dvojice Messier - Méchain.Messier měl šanci spatřit tuto dvojici galaxií už před sedmi lety, kdy sledoval dráhu komety těsně míjející zmíněné místo, ale z neznámých důvodů je přehlédl.Zaznamenal polohu dalších čtyř objektů, čímž dokončil druhou verzi svého katalogu obsahující objekty do M 68, publikovanou ve francouzské ročence Connoissance des Temps pro rok 1783 (vyšla v roce 1780).

V srpnu 1780 Messier společně s Méchainem odstartovali úsilí o katalogizaci dalších objektů.Na konci roku už seznam čítal sedmdesát devět položek a v dubnu 1781 to už byla rovná stovka.Další tři objekty pozorované Méchainem už neměl Messier možnost před publikováním soupisu roku 1781 v Connoissance des Temps pro rok 1784 zkontrolovat, proto zde byly uvedeny bez přesných poloh.V květnu dopsal do své pracovní kopie katalogu poznámku o dalším objektu, kterému později slavný popularizátor astronomie Camille Flammarion přiřadil označení M 104.O mnoho let později (přesněji v roce 1947), na základě Méchainova dopisu otištěného Bodem v německé ročence Asstronomisches Jahrbuch, určila americká historička a astronomka Helen Hoggová polohy dalších čtyř objektů.Jednalo se o již zmíněnou M 104, dále o M 105 (galaxie ve Lvu), M 106 (galaxie v Honících psech) a M 107 (galaxie v Hadonoši)Další dva objekty, o nichž se zmiňuje Méchain při popisu M 97, ztotožnil Owen Gingerich v roce 1966 s NGC 3558 ( M 108) a NGC 3992 (M 109).Poslední messierovský objekt, již zmiňovaná M 110, byla uvedena poprvé na jedné z jeho posledních kreseb M 31, ale z neznámých důvodů tohoto souputníka známé galaxie do soupisu nezařadil.Nicméně se pro ni vžilo označení M 110 navržené Angličanem Kennethem Jonesem.

Herschelův nástup na scénu

Dne 13. března 1781 objevil Friedrich William Herschel, který byl tou dobou astronomem a varhaníkem v anglickém Bathu, planetu Uran.Messier dostal zprávu v dubnu a okamžitě započal s pozorováním.Svoje výsledky pak poslal předsedovi francouzské Akademie, skvělému matematikovi de Saron, který jako první určil, že se jedná o těleso za oběžnou drahou Saturnu.Messierova práce však byla v listopadu téhož roku přerušena nešťastným incidentem.Při procházce pařížskou zahradou totiž neopatrně vstoupil do pootevřených dveří, o kterých se domníval, že vedou do sklepa.Místo toho se zřítil do více než sedmimetrové hloubky a z těžkých zranění se léčil více než rok.Mezitím v září 1782 William Herschel započal svoji rozsáhlou prohlídku oblohy, která byla stimulována právě Messierovým katalogem.Během čtyř let zaznamenal tisícovku objektů a do roku 1802 už počet stoupl na 2500.Uzdravený Messier obnovil svoje pozorování se zaměřením na komety.Používal po mnoho let svou osobní verzi katalogu, ale nepokusil se nalézt žádné další objekty ani svůj katalog dále zlepšit.Uvědomil si totiž obrovskou konkurenci Herschela a fakt, že budoucí lovci komet pravděpodobně použijí právě Herschelovu kompilaci.Messierova snaha o hledání komet vedla k dalšímu objevu v lednu roku 1785, kdy objevil kometu 1785 I Messier - Méchain.Méchain sám nalezli jinou kometu v březnu 1785 a další v lednu 1786, která se stala známou jako Encke pro svoji velice krátkou oběžnou periodu kolem 3,3 let.Tentýž rok byl Messier jmenován editorem Connaissance des Temps a udržel se na tomto postu do roku 1790.Méchain se také stal editorem o jeden rok později.Oba astronomové pokračovali ve svém úspěšném hledání komet - Messier objevil novou kometu v listopadu 1788, Méchain objevil další kometu v dubnu 1787 a kometu Tuttle při návratu 9. ledna 1790.

Ve stínu gilotiny

Na scénu bohužel přichází francouzská revoluce.Ta kulminovala "rokem teroru" v letech 1793 - 1794.Tehdy byl popraven francouzský král Ludvík XVI. A Messierův přítel matematik de Saron o pár měsíců později.Těsně před svojí smrtí ale ještě stihl ve vězení spočítat dráhu komety objevenou Messierem v září 1793.Teror skončil až popravou jeho strůjce Robespierra 27. července 1794.

Během revoluce Messier přišel o svoji výplatu a penzi, musel si dokonce půjčovat olej do své lampy na pozorování od Lalanda.Méchain byl sice tou dobou ve Španělsku, kde spolupracoval na vyměřování poledníku, nicméně jeho rodina také přišla o všechen majetek.Do Paříže se vrátil o rok později, aby vstoupil do Bureau of Longitudes a společně s Messierem do nové Academy of Sciences.

Konec slavného dua

Messier objevil další kometu v dubnu 1798 a tento rok také zemřela jeho žena.Jejich manželství by se dalo označit za velice příkladné, třebaže neměli žádné děti.Avšak zlomyslná legenda tvrdí, že smrt jeho manželky zabránila objevu jiné legendy, což prý Messiera zdrtilo mnohem více než úmrtí manželky.Po její smrti žil nějaký čas sám, později se o něj starala ovdovělá neteř, madame Bertrand.Méchain si tou dobou připsal objev dalších dvou komet.V roce 1801 byl objeven první asteroid Ceres astronomem Piazzim.Messier získal svůj poslední kometární "skalp" 12. července1801, kdy nezávisle spoluobjevil kometu 1801-Pons.Tím završil svoje skóre na devatenáct, z toho třináct originálních a šest nezávislých spoluobjevů.Pierre Méchain se později stal ředitelem Pařížské observatoře a na tomto postu zůstal několik let.Zemřel v Castillione de Plaza 20. září 1804ve Španělsku na žlutou zimnici, kterou dostal při práci na vyměřování poledníku na souostroví Baleáry.Na sklonku svého života se Messier dočkal uznání v podobě Kříže čestné legie, kterým jej vyznamenal sám Napoleon roku 1806.Na druhou stranu poškodil svoji profesionální pověst, když ve svých memoárech věnoval kometu z roku 1796 právě Napoleonovi (který se tento rok narodil).

Tehdy už Messier pozoroval stále méně , ačkoli nikdy úplně nepřestal.Úroveň jeho pozorování ale měla sestupnou tendenci a roku 1815 jej postihla náhlá mozková příhoda, která jej zanechala z části ochrnutého. Po svém částečném uzdravení se zúčastnil ještě jednoho nebo dvou akademických setkání, ale poslední dva roky už vůbec nevycházel ze svého domu.V noci z 11. na 12. dubna 1817 Charles Messier ve svých 87 letech zesnul ve svém domě v Paříži.Později po něm byla pojmenována dvojice měsíčních kráterů.

OBSAH

tisk

Tomáš Apeltauer

Na černém nebi zavěšen, přechází den do noci.Komety, jež přinášejí změny epoch a vlád, mávají po nebi perlivými kadeřemi...

William Shakespeare, Jindřich

Na pultech knihkupectvích se před nedávnem objevila nejnovější a bohužel asi poslední kniha amerického astronoma a držitele Pulitzerovy ceny za literaturu Carla Sagana.Po skvělém Kosmosu a Kontaktu tak spatřilo světlo českého knižního světa dílo nazvané Komety, tajemní poslové z hvězd, na kterém se tentokrát podílela také jeho manželka.Kniha se na první pohled podobá Kosmosu, autoři zřejmě nechtěli měnit osvědčený a líbivý design.Po otočení prvních stránek dílo ještě více nenáročnou formou odhaluje samotnou podstatu vzácného divadla noční oblohy a zaujme i člověka nepříliš zběhlého v astronomii.Opět se zde ukazuje, že Sagan byl jedním z nejvšestranněji vzdělaných vědců naší planety.Se svými hlubokými znalostmi fyziky, biologie, chemie a historie objevuje nečekané souvislosti, které se vzápětí ukazují jako velice samozřejmé a přirozené.Na více než třech stovkách stran se tak před čtenářem odvíjí fantastický příběh fenoménu zvaného kometa, který provází lidské pokolení od nepaměti...

..."každé setkání s Halleyovou kometou bylo příležitostí vyjádřit naděje i strach.Skoro rituálně to byla doba modlení.A tak pro objevení Halleyovy komety nabízíme tuto modlitbu : Žijeme na planetě, jejíž zachování je podstatné, aby naše děti měly nějakou budoucnost.Jsme pouze dočasní opatrovníci světa, který sám není ničím jiným než zrnkem prachu v nepochopitelně starém a obrovském vesmíru.Proto se naučme především jednat ve prospěch lidského druhu a naší planety.A pak po nečetných nocích, jež přijdou, budou lidé svědky velikosti komet, zdobících nebe naší Země.Komety se přibližují ke Slunci, několiksetkrát zazáří a zahynou jako mušky, které se přiblíží k plameni.Avšak jejich značná část čeká na periferii sluneční soustavy.Až se současná konfigurace našich kontinentů začne neznatelně měnit, až poslední potomci lidského rodu vymřou nebo emigrují z planety Země, i později, až Zemi zaplaví expandující Slunce, a dokonce i tehdy, kdy tato hvězda bude jen slabě ozařovat zuhelnatělé zbytky naší planety, bude nebe stále osvětlováno, neboť periheliem budou divoce prolétávat mladé komety, jež právě dospěly v mezihvězdné temnotě. Až budou poslední zbytky sluneční soustavy mrtvé, komety budou stále žít."

Carl Sagan a Ann Druyanová - Komety, tajemní poslové z hvězd, vydalo nakladatelství Eminent roku 1998, 318 stran

OBSAH

tisk

Tomáš Apeltauer

Zejména při určování jasnost jasných, okem viditelných proměnných hvězd, jsme nuceni používat i poměrně vzdálené hvězdy jako srovnávací.Tyto se však většinou nachází v rozdílné výšce nad obzorem nežli proměnná hvězda.Hraje zde tedy roli vliv tzv. atmosférické extinkce.Světlo hvězd je zeslabeno atmosférou Země tím víc, čím delší dráhu atmosférou proletí.V malých výškách nad obzorem (řekněme od 30-ti stupňů níž) se tento jev projevuje již v nezanedbatelné míře i pro vizuální pozorování.Vliv různě velkého zeslabení světla srovnávacích hvězd a hvězdy proměnné lze snížit tím, že se budeme snažit použít srovnávací hvězdy ve stejné výšce nad obzorem jako je proměnná.Ale takových hvězd nemusí být vždy dostatek (např. u alfy Orionis téměř nikdy nebude).Nezbývá nám tedy nic jiného, než jasnosti srovnávacích hvězd i proměnné o vliv extinkce opravit.Postupovat lze následovně.Nejprve určíme výšku použitých srovnávacích hvězd nad obzorem (např. pomocí známé velikosti zorného pole triedru nebo ještě lépe výpočtem).Poté si vybereme buď některé z použitých srovnávacích hvězd nebo jiné okem viditelné hvězdy nacházející se v podobné výšce nad obzorem jako použité srovnávací hvězdy a proměnná.Nejlepší je použít i hvězdu, která je výrazně výš a pokud možno i níž, než hvězdy srovnávací i proměnná.I u těchto hvězd určíme jejich výšku nad obzorem. V dalším kroku postupně srovnáváme jasnost takto vybraných hvězd s hvězdami
nacházejícími se v okolí zenitu (stačí do 20-ti stupňů od něj, zde je rozdíl extinkce oproti zenitu zanedbatelný) až pro všechny vybrané hvězdy určíme, jak se nám jeví jasné oproti hvězdám nacházejícím se poblíž zenitu.Další fáze se týká zpracování a tudíž ji můžeme dělat doma.

Nejprve si najdeme jasnosti všech použitých hvězd (nejlépe v katalogu HIPPARCOS nebo TYCHO) a určíme o kolik se nám každá hvězda jevila slabší oproti údaji v katalogu (pro hvězdy poblíž zenitu budeme předpokládat rozdíl nulový a proto jejich katalogové jasnosti V použijeme jako základ pro výpočet hodnoty zeslabení ostatních hvězd).Až tento údaj zjistíme u všech hvězd, vyneseme závislost zeslabení světla hvězd na jejich výšce nad obzorem. Po proložení vynesených bodů křivkou zjistíme pomocí známých výšek srovnávacích hvězd a proměnné vliv extinkce (jejich zeslabení) na jejich jasnost.Toto odpovídající zeslabení potom přičteme k jasnosti každé srovnávací hvězdy uvedené v katalogu, abychom zjistili, jak jasné se nám ve skutečnosti srovnávací hvězdy jevily.A právě tyto jasnosti použijeme pro určení jasnosti proměnné.Jasnost proměnné, kterou by měla bez vlivu extinkce (tu potom dále uvádíme jako výslednou) určíme odečtením vlivu extinkce (zeslabení na její jasnost).Tento postup je vhodné použít několikrát v různých podmínkách (při různě "zaprášené" atmosféře).Tím získáme několik průběhů extinkce v různých podmínkách.Později bude stačit již jen určit výšky srovnávacích hvězd a proměnné nad obzorem a provést kompletní postup jen pro řekněme 2-3 hvězdy a podle zjištěných hodnot extinkce pozorováním najít vhodnou extinkční křivku (na které "sedí" nejlépe) a z ní určit vliv extinkce při tomto pozorování.Pokud se vám zdá tento postup příliš pracný, budiž vám povzbuzením to, že získáte velice spolehlivé údaje, ze kterých bude možné určit skutečné chování proměnné hvězdy.Možná někdo namítne, že atmosférickou extinkci je možné vypočítat podle vztahu EXT=*l/sin H, kde "EXT" je extinkce, "H" je výška hvězdy nad ideálním obzorem a "k" je tzv.extinkční koeficient, který udává hodnotu extinkce na jednu vzdušnou hmotu, tedy skutečné zeslabení hvězdy v zenitu, a ten je v různých nocích různý (podle toho jak moc je zaprášená atmosféra), a tedy bez jeho znalosti nemůžeme skutečné hodnoty extinkce vypočítat.Pro úplnost uvádím, že samozřejmě při těchto postupech zanedbáváme tzv. barevnou extinkci (atmosféra pohlcuje různé barvy světla různě).Pro přesnost vizuálních pozorování je výše uvedený postup dostačující.Na závěr ještě jedno doporučení - pokud je některá srovnávací hvězda níž než asi 10 - 15 stupňů nad obzorem, je lépe ji nepoužít, a pokud je takto nízko samotná proměnná hvězda, je ve většině případů lepší se o určení její jasnosti nesnažit.To platí zejména u alfy Orionis, která má amplitudu světelných změn menší než 1 magnituda, a odhad jasnosti s chybou větší než řekněme 2.2 magnitudy výsledné světelné křivce spíše uškodí než pomůže.

Praktický příklad sestrojení extinkční křivky
Získané pozorování (odhady) :

A2B, A2C, C0B, A2d, B0D, A2e, B0E, A0F, F3B, J4G, G4A, J3h, H6A, J1I, I7A

Hvězdy A, B a J jsou hvězdy poblíž zenitu (V = Vpoz), tedy jsou oproti hvězdám v zenitu extinkcí ovlivněny jen minimálně (méně než o 0,01 mag) a použijeme je tedy pro určení pozorovaných jasností Vpoz Pro hvězdy C, D, E, F, G, H a I

V následující tabulce jsou tyto údaje : Označ. Je označení hvězdy, H je její výška nad obzorem v čase pozorování uvedená ve stupních, V je jasnost hvězdy zjištěná z katalogu (nejlépe HIPPRCOS nebo TYCHO), Vpoz je námi pozorovaná jasnost hvězdy určená interpolačním vztahem z našich odhadů a konečně EXT je námi určená atmosférická extinkce v dané výšce nad obzorem EXT = Vpoz - V.
Hodnoty v posledních třech sloupcích jsou v magnitudách

Označení	H	V	V poz.	EXT
A	80	4,10	4,10	0,00
B	77	4,31	4,31	0,00
C	43	4,22	4,31	0,09
D	32	4,01	4,31	0,30
E	27	3,97	4,31	0,34
F	21	3,56	4,10	0,54
G	14	2,79	3,69	0,90
H	12	2,49	3,55	1,06
I	10	2,05	3,38	1,33
J	79	3,28	3,28	0,00

Nyní sestrojíme extinkční křivku pro tuto noc vynesením hodnot výšky H na jednu osu a odpovídajících hodnot extinkce EXT na druhou osu a body proložíme křivkou, jejíž průběh odpovídá v ideálním případě funkci EXT = k*l/sin H - K (hodnota koeficientu "k" je v běžných podmínkách v rozsahu 0,25 - 0,5).

Oprava o vliv atmosférické extinkce konkrétního pozorování

Získané pozorování (odhady) :
VAR 3 beta ORI
VAR 3 alfa TAU
VAR 6,5 beta GEM
Var je proměnná (alfa Orionis, beta ORI, alfa TAU a beta GEM jsou použité srovnávací hvězdy a čísla udávají počet odhadních stupňů mezi proměnnou a srovnávací hvězdou.

Údaje v následující tabulce mají stejný tvar a význam jako v předešlé tabulce

Označení	H	V	V poz.	EXT.
VAR	46	?	?	0,11
beta ORI	29	0,12	0,42	0,30
alfa TAU	50	0,85	0,94	0,09
beta GEM	47	0,85	0,94	0,11

Z extinkční křivky, kterou jsme sestrojili v předešlém kroku, zjistíme hodnoty atmosférické extinkce pro všechny hvězdy použité v pozorování ( hodnotu extinkce udává průsečík výšky hvězdy nad obzorem s extinkční křivkou), samozřejmě včetně proměnné VAR.Hodnoty Vpoz vypočítáme ze vztahu Vpoz = V+EXT.Zbývají tedy již jen dvě neznámé - Vpoz a V pro proměnnou VAR.Nejprve musíme určit Vpoz a to nejlépe metodou nejmenších čtverců.Pro tento výpočet (nebo pro graf z něhož určíme Vpoz pro VAR) použijeme samozřejmě hodnoty Vpoz pro všechny srovnávací hvězdy.V tomto případě vychází pro VAR Vpoz = 0,68 magnitudy.Tento výsledek je ale pořád ovlivněný atmosférickou extinkcí.Výslednou jasnost V zjistíme následujícím výpočtem : V = Vpoz - EXT.V tomto případě tedy V = 0,68 - 0,11 = 0,57 magnitudy.

Výsledek V = 0,57 magnitudy je již konečný a vhodný k publikaci jako jasnost alfy Orionis opravená o vliv atmosférické extinkce.

OBSAH

tisk

Kamil Hornoch

Když jsem prvně, bylo to asi před půlrokem, četl v novinách článek o tom, že se Rusové rozhodli osvětlovat pozemská města pomocí obřích zrcadel z vesmíru, dlouho jsem se tomu nápadu smál.Bylo mi jasné, že takový nápad s sebou nese spoustu technických, ale i etických potíží, a že to nemůže nikdy vyjít.Ale když jsem ve čtvrtek 4. února poslouchal své oblíbené rádio a slyšel to znovu, doslova a do písmene mě zamrazilo.Vždyť to je konec pozemské vizuální astronomie ! A nejen jí.Nejsem biolog, ale dovedu si představit, jaký vliv bude mít takový experiment na biorytmy a životní cykly živých organismů ! Vždyť už ve škole nás učili, že světlo brzdí růst rostlin.Takže jsem trochu zapátral v análech a dávám vám trochu těch objektivních informací o projektu nazvaném Znamja -2.5.Ale položme si otázku : je tento projekt prvním krokem k realizaci Dysonovy sféry ?

Autorem projektu je ruské konsorcium Vesmírná regata 2000.Podnětem k projektu se stala soutěž vyhlášená v roce 1988 o nejlepší nápad, jak oslavit 500. výročí objevení Ameriky Kryštofem Kolumbem.Prvním takovým vyvrcholením bylo vypuštění desetimetrového zrcadla v roce 1993, které osvítilo část Sibiře.Bohužel ( nebo spíš bohudík) silná oblačnost na místě celý experiment zhatila.

Celkem vážně se o provedení experimentu znovu začalo uvažovat loni na podzim.Konkrétně 15. srpna měl odstartovat Progress M-40 a z něj se mělo uvolnit zrcadlo o průměru 25 metrů, které mělo osvětlovat široký pás kolem 50. rovnoběžky, tedy včetně Prahy.Nevím, zda se tato část uskutečnila, nikde se o tom nepsalo, takže předpokládám, že ne. (Došlo k odkladu - pozn. redakce).

A letos na začátku února jsme to tu měli znovu.Tentokrát se nepodařilo rozvinout zrcadlo.Veškeré tyto experimenty mají jen otestovat, jak to bude fungovat, a jak se budou zrcadla ovládat.Postupně by se měla vypustit i zrcadla sedmdesátimetrová a dvousetmetrová.Pětadvacetimetrové zrcadlo by mělo osvítit území o průměru pět až sedm kilometrů a mít velikost zhruba polovice měsíčního úplňku.Světelné efekty by však mělo mít v pásu tří set kilometrů.

Účelem celého projektu je uspořit nějakou tu energii v severských městech a použít družice se zrcadly jako dálkové pouliční osvětlení.Nebo dokonce osvětlit za dlouhé polární noci celou Arktidu.Filosofie je asi taková, že každé větší město bude mít ve vesmíru své zrcadlo, a to bude svítit a svítit a svítit...

Tolik fakta.A my jen můžeme přemýšlet, co se stane, když se rozhodí synchronizace ovládání nebo tak něco, a zrcadlo přestane být kontrolováno.Představte si, že si jen tak klidně pozorujete, zíráte do Sometu na nějakou slabou galaxii a najednou šleha a nějaký blbec vám bleskne do objektivu.Teprve postupem času, až se vám rozplynou mžitky před očima, vy si přestanete oči protírat a přestanete narážet do okolních předmětů, zjistíte, že to nebyl žádný blbec, ale pouze rotující Progress s dvousetmetrovým zrcadlem, který přestali ovládat.Přiznám se vám, to bych měl takový vztek, že bych došel do Ruska pěšky...

OBSAH

tisk

Michal Švanda

Tak tady (alespoň doufám) máme jaro.Snad bude hezčí počasí než v zimě a podaří se vám uvidět něco z toho níže popsaného.Tentokrát zde ale nenajdete komety, ty si vzal na mušku Martin Lehký, který se v nich vyzná daleko lépe než já, a má o nich také jako aktivní pozorovatel ty nejaktuálnější informace.O kometách se tedy dočtete na jiném místě.Ale teď už opravdu k tomu, co bude na jarním nebi vidět :

PLANETY: Venuše - dominanta večerní oblohy, -4 mag, fáze od 0,82 koncem března do 0,56 koncem května, Mars - vychází večer, období nejlepší viditelnosti, 24. dubna nastává opozice - vzdál. 0,58 AU, max. průměr kotoučku 16,2", Jupiter - nepozorovatelný, koncem května ráno nízko nad V obzorem, Saturn - do poloviny dubna večer nad Z obzorem, pak nepozorovatelný Uran, Neptun - v dubnu a květnu na ranní obloze, Merkur, Pluto - nepozorovatelné
PLANETKY:Nejjasnější pozorovatelné planetky : Vesta - v Rakovi, 7 mag, Ceres - pouze zvečera, 8 mag.Vybral jsem také jednu zajímavou předpověď zákrytu hvězdy planetkou.31. května zakryje planetka č. 41 Daphne o jasnosti 9,7 mag hvězdu jasnou 8,3 mag (viz přiložená mapka).Doporučený čas sledování je od 21:55 do 22:25 UT.Jasnost hvězdy by měla poklesnout o 1,7 mag po dobu maximálně 30s.Tento zákryt jsem vybral jako zajímavý proto, že obě tělesa jsou dosti jasná a tak, i když zákryt nenastane (což je vzhledem k nepřesné znalosti dráhy planetky pravděpodobné), uvidíme obě "hvězdy" nejprve přibližovat se, pak "splynout" a poté se opět vzdalovat (planetka se bude pohybovat rychlostí asi 30" za hodinu).Celý úkaz se navíc odehraje v příznivé poloze - v souhvězdí Herkula.Předpověď byla převzata z přílohy Zpravodaje společnost pro meziplanetární hmotu č. 120.

METEORY: V tomto období nastávají maxima dvou zajímavých meteorických rojů: Lyridy - maximum večer 22.dubna, nepravidelný roj, některé roky má ostrá maxima s frekvencemi až 600 met./ hod.Éta Akvaridy - maximum 5./6. května, frekvence kolem 40 met./hod., roj Halleyovy komety.
ZÁKRYTY TĚLES MĚSÍCEM:24. dubna zákryt Regula - vstup 22:52, výstup 23:15 SEČ.Pozor na letní čas !
DEEP - SKY:Jarní obloha je rájem galaxií, takže protentokrát vyberu coby tip na deep - sky některé z nich: M 64 - říká se jí Black Eye Galaxy, tedy galaxie Monokl.Najdete ji poměrně snadno, neboť se nachází asi 1 stupeň severovýchodně od hvězdy 35 Com, tedy ve vlasech Bereniky.Objevil ji J.E.Bode v dubnu 1779 jako " malou mlhavou hvězdu".S jasností asi 8,5 mag a velikostí asi 7x3 úhl. Minuty je viditelná už v triedru.Mně se jí podařilo spatřit v dubnu 1996 v malém Sometu 12x60 a při MHV 5,3 mag jako středově zhuštěný eliptický mlhavý obláček s poměrně neurčitým tvarem, žádných dalších detailů jsem si nevšiml.Pokud se ale na ni podíváte větším dalekohledem, nad 10 cm, měli byste za dobrých podmínek spatřit temný oblak poblíž jádra, kterému galaxie vděčí za své jméno.Údajně je dobré použít i většího zvětšení.Struktura této galaxie je i v dalších ohledech neobvyklá.Její spirální ramena, které však asi malým dalekohledem neuvidíte, jsou i ve velkých přístrojích a na fotografiích velmi "hladká", tedy bez jakýchkoli hvězdných oblaků a mlhavých zhustků, jak tomu bývá u většiny ostatních spirálních galaxií.M 64 je také považována za jednu z nejhmotnějších a nejsvítivějších spirálních galaxií.Pravděpodobně však nepatří ke kupě galaxií v Panně.M 104 (Sombrero).Tuto členku kupy galaxií v Panně objevil P. Méchain v roce 1781.Leží na hranici Panny a Havrana a má podobnou jasnost a velikost jako předchozí M 64, je tedy také pozorovatelná v triedru.V MS 12x60 se mi jevila silně středově zhuštěná se stelárním jádrem.Díváme se na ni téměř z boku, a tak se nám přes ní promítá úzký temný pás v rovině jejího disku, který ohraničuje okraj "sombrera".K jeho spatření budete potřebovat zřejmě alespoň 15-20 cm dalekohled a temnou oblohu, ale proč to nezkusit i s menšími přístroji ? Jarní obloha ale nejsou jen galaxie : M 53 - kulová hvězdokupa ve Vlasech Bereniky.Známe ji od roku 1775 díky J.E.Bodemu.Je osmé hvězdné velikosti, silně středově koncentrovaná, částečně by měla být rozlišitelná na jednotlivé hvězdy 15 cm dalekohledem.Je snadná k nalezení, leží totiž stupeň severovýchodně od alfa Comae.Její úhlový rozměr činí asi 8 minut.Jen o stupeň jihovýchodněji pak narazíte na zvláštní hvězdokupu NGC 5053, což je buď velmi chudá kulová nebo velmi bohatá otevřená hvězdokupa o jasnosti asi 10,5 mag.Rozlišit na hvězdy se vám ji v amatérském dalekohledu zřejmě nepodaří.Je o něco blíže než její jasnější sousedka, přibl. 55000 sv. let.Její svítivost se pohybuje pouze kolem 16000 Sluncí, což by bylo na kulovou hvězdokupu neobyčejně málo - ve srovnání třeba s omegou Centauri, která září jako milión Sluncí.Pro teorii kulové hvězdokupy ale zase svědčí její barevný diagram a přítomnost proměnných hvězd typu RR Lyrae.

OBSAH

tisk

Lukáš Král

...Volnou chvilku před začátkem programu v malém planetáriu jsem se rozhodl strávit pozorováním.Zní to trochu divně, ale je to tak.Přeci jen ještě všichni staří Apači nezlenivěli.Zamířil jsem tedy do pozorovatelny k 15 cm refraktoru a již cestou po schodech jsem zaregistroval, že je tem moc živo.No, není se čemu divit, obloha byla trochu jasná a tak se konala produkce pro nejširší veřejnost.Tato skutečnost mě však neodradila, naopak.Nenápadně jsem se vetřel mezi dav, hrál jsem si na návštěvníka a hltal zasvěcený výklad.V nestřežené chvilce jsem se neudržel a vznesl jsem dotaz i já.Čeho se asi tak mohl týkat, že ? Zeptal jsem se, jestli je v současné době vidět na obloze nějaká kometa.Zkušená demonstrátorka Danka Korčáková se z této otázky elegantně vykroutila.Žádná není vidět a všechny jsou slabší než 16 magnituda.Poděkoval jsem za odpověď a nedbaje této užitečné informace jsem se přesunul na terasu k volnému binokuláru 25x100 a začal zkoušet své štěstí.

Nejprve jsem poblíž galaxie NGC 2300 Cep vyhledal kometu C/1998M5 (Linear).Měla vzhled dosti difúzní mlhovinky s centrální kondenzací DC 3.Jasnost jsem určil na 9,3 mag. a průměr komy na 6 obloukových minut.Tvrdším oříškem však bylo nalezení komety P/1998U3 (Jager).Po delším zápolení jsem na půl cesty mezi hvězdou 15 Gem a hvězdou 43 Gem spatřil poblíž hranice viditelnosti slabou difúzní skvrnku.Její jasnost jsem určil na 11,2 mag. a průměr komy na 2 obloukové minuty.

Když jsem dopozoroval druhou a také poslední kometu večera, všiml jsem si, že jsem zůstal sám.Návštěvníci odešli a zbyla tu jen Danka, která postupně uklízela dalekohledy.V momentě kdy už měla skoro vše sklizeno, přišel Jindra Šilhán.Kromě jiných dotazů vznesl i tento : "Je tu ještě nějaký návštěvník ?" a Danka odpověděla : "Ještě jeden." A hlavou naznačila směr ke mně.Jindra se zkoumavě podíval a odvětil : "Tohle není návštěvník, to je Apač." A byl jsem prozrazen.Na to jsem pronesl, že jsem z Hradce Králové, z Astronomické společnosti, abych ještě trochu přilil olej do ohně.Reakcí na toto se Danka chtěla začít omlouvat, ale já jí řekl s úsměvem (snad byl v té tmě vidět), že není za co.Vždyť měla naprostou pravdu, na šílené brněnské obloze jsem toho večera nalezl jen dvě HNIDY vzdáleně připomínající komety.

No a tak nějak jsem letos vstoupil na jarní APO seminář konající se na brněnské hvězdárně...

OBSAH

tisk

Martin Lehky,makalaki@astro.sci.muni.cz

Do dnešních zajímavých pozorování jsem vybral objekt znám všem amatérům i profesionálům.Mlhovinu M 42 v souhvězdí Oriona, kterou si namířil do svého dalekohledu snad každý z nás.Pro svou nápadnost a rozlehlost byla již v minulých stoletích vyhledávaným a zkoumaným objektem oblohy.Mlhovině M 42 se věnovali ve svých pracích slavní pozorovatelé jako byl G. Galilei, Ch. Huyghens, W. Herschel, J. Herschel či W. Huggins.

Velká mlhovina v Orionu leží od nás 1700 světelných let a její průměr dosahuje úctyhodných 30 světelných let, což odpovídá 20 000 průměrů Sluneční soustavy.Hmota mlhoviny je srovnatelná s hmotou 10 000 hvězd slunečního typu.

Na obloze ji najdeme jednoduše pod Orionovým pásem neboť je viditelná bez problémů i neozbrojeným okem. Při pohledu dalekohledem pak objevíme složitou strukturu s velkým množstvím tmavých zálivů a ramen. Právě pro složitost se mnoho pozorovatelů vyhýbá jejími kreslení. Jak se to povedlo M. Švandovi a L. Královi se můžete podívat na následujících stránách

Michal Švanda
15./16. únor 1999, 19:55 - 20:20 UT,
SB 25x100, MHV 5,5 mag.
Vylezl jsem ven do mrazu patřičně nabalen - mám tak o dvacet kilo navíc - a jdu si proházet na terasu místo na stativ, abych se mohl podívat na hvězdy.Podmínky jsou skutečně mrazivé, vypadám jako válec textilu.A taky jsem nucen shledat, že toto pozorovací stanoviště je krátce řečeno příšerné - na sever září pola až k Polárce, na jihu je zářivka a na východě a západě baráky.Do zenitu kouří náš dům.No není to k vzteku ? Takže mně nezbývá než pozorovat Oriona.Zajímavý a nádherný pohled.Je tak rozsáhlá, že ji vidím všude.Směrem k severu, západu a jihu se rozplývá do ztracena, ale zajímavé jsou velmi ostré kontury v okolí Trapezu.Moc pěkné...A naprosto mě fascinují dlouhé prameny mlhoviny.Skončil jsem s kreslením, hodil desku do sněhu a zametám s dalekohledem.Je to nádhera, jen tak se koukat.Shledávám, že M 41 nejde nakreslit a na M 44 je Somet už moc velký přístroj.A taky že prakticky na každém čtverečním stupni oblohy je prakticky jedna otevřenka.Je 21:00 - mrznu, asi umřu, už nevidím přes dalekohled, jdu domů roztát.

Lukáš Král
17./18. leden 1999, 20:35 - 22:25 UT, Dobson 140/1053 mm, zv. 46x, MHV 5,7 mag. (Orion)
- konečně jsem se po několika letech odhodlal ji nakreslit.Dal jsem si velmi záležet na přesnosti poloh hvězd, proto to trvalo tak dlouho.Mlhovina je na pohled úžasná jako vždy.Nejjasnější část mlhoviny jižně od Trapezu je úžasně členitá, hlavně při bočním pohledu - na kresbě to bohužel nelze dost dobře zachytit - je tam spousta světlých a tmavých flíčků, které ale při přímém pohledu zmizí.Ještě o něco jižněji je jasná mlhovina přerušena temným pruhem a velice členitým okrajem - toho jsem si zatím na žádné fotografii nevšiml.Nejjasnější část mlhoviny se mi zdá lehounce nazelenalá.

"Musím se vám přiznat k jedné věci, vzhledem k tomu, že mi přišlo pozorování pouze od Lukáše a Michala (kteří patří k těm skalním), tak jsem si vlastně ani nemohl vybírat, co dám do dnešních Zajímavých pozorování.Doufám, že do příště bude situace snad lepší.Vždyť je to škoda pozorovat jen do šuplíku a nepodělit se o to s ostatními !"

Tato slova jsem napsal, vytiskl korekturní výjezdy a vypnul počítač.Druhý den jsem přišel a zjistil, že se mi "zhroutil" disk.Takže jsem s Trpaslíkem začal znovu.Během uzávěrky se mi ještě objevilo ve schránce pěkné pozorování od Petera Zbončáka.Ale to už snad příště.

OBSAH

tisk

Marek Kolasa