OBSAH:
Pojďte s námi do pohádky, projdeme se pamětí, naše staré kamarády nehodíme do smetí...
Stručná historie výzkumu hvězd
Recenzování: Z jednoho dopisu...
Issidina hvězda
Jak se pozná správný pozorovatel deep-sky
Zpráva o RY Dra (Jak jsem to zpracoval)
Maratón guĺových hviezdokop
Trpasličí tipy aneb to nejzajímavější na obloze v červenci, srpnu a září
Zajímavá pozorování

Pojďte s námi do pohádky, projdeme se pamětí, naše staré kamarády nehodíme do smetí...

Chudák jepice. Po několika měsících larválního povaleče musí v jediném dni zvládnout první dětské krůčky, nesmělé třepotání drobných křidýlek, dospívání, erotické hrátky, odchod do důchodu i neodvolatelnou smrt. Během těch několika hodin života dospělce pospíchá natolik, že se nestačí ani nasvačit. Dost možná, že podobně se na nás dívají z vesmírné pavlače i hvězdy. Ano, ony žhavé koule složené převážně z vodíku a helia, jejichž osud se naplňuje v časových měřítkách milionů či miliard let. První výkřik lidského novorozeněte, zmateně horečnaté polibky pubertální dívky, pomíjivé úspěchy a trvalé prohry zralého muže i zapomínání roztomilé, leč ne příliš svéprávné babičky, je v jejich měřítcích dílem okamžiku.

Část snímku pořízeného objektivem o průměru 12,5 centimetru v červenci 1931 na Mt. Wilsonu. Expozice trvala čtyři hodiny. U levého dolního okraje najdete Altair, šipkou je vyznačena poloha dvojice temných mlhovin Barnard 142 (spodní) a 143 (horní). Od nich doprava nahoru najdete další soustavu Barnard 334, 336 a 337. Snímek má úhlové rozměry 7x7 stupňů a obsahuje hvězdy do asi 16,5 magnitudy.

Jistý rozdíl tu ale máme. Jepice si pravděpodobně existenci člověka ani neuvědomí - snad jen v okamžiku, kdy na nějakou šlápnete nebo ji rozplácnete prudkým máchnutím dlaně pravé ruky. Lidé ovšem stálice sledují s velkým zájmem a dokonce už leccos z jejich soukromého života také pochopili. Má však obyčejný smrtelník možnost zahlédnout hvězdy takříkajíc "v akci"? Může pozorovatel na vlastní oči spatřit, pomineme-li katastrofickou událost explodující supernovy, jak se vyvíjejí? Odpověď najdete v naší astronomické pohádce...

Za devatero světelnými roky a vlastně mnohem, mnohem dál bylo nebylo jedno molekulové mračno - gravitačně vázaný útvar plynu a prachu o hmotnosti mezi sto tisíci a jedním milionem Sluncí, velikostí šedesát až tři sta parseků a s věkem ne větším než sto milionů let...

O molekulových mračnech se moc nemluví, většina hvězdářských pohádek je odbude nejvýše několika odstavci. Jistě si ale zaslouží mnohem větší zájem - třeba proto, že v sobě soustřeďují kolem padesáti procent mezihvězdné látky. Najdete je pouze v galaktické rovině, a ještě navíc jen poblíž spirálních ramen. Jejich hlavní složkou je molekulární vodík, do níž je vmíchán atomární vodík, helium a další prvky pocházející z termonukleárních kadlubů zaniklých hvězd, spojené občas do obludně složitých molekul. Obsahují také drobná zrníčka mezihvězdného prachu, jež intenzivním vyzařováním chladí celý oblak na teplotu několika kelvinů. V průměru najdete v jednom krychlovém kilometru čtverečním vesmírného prostoru 125 zrníček velikostí srovnatelné s částečkami cigaretového kouře a 1015 atomů převážně vodíku. V rozsáhlých oblacích byste však naměřili i tisíckrát větší hodnoty.

Každopádně jsou uhlíkové a křemíkové šupinky docela vzácným kořením (poměr hmotnosti prachu k plynu je 1:100), ale jak už to tak bývá, bez něj by to asi nešlo: právě prach chladí mračna a zviditelňuje nám jejich chimérickou krásu.

Rádi byste nějaké molekulové mračno uviděli? Není nic snazšího. Stačí si vzpomenout, že nám tyto největší souvislé útvary v Galaxii brání ve výhledu na vzdálené stálice - existence plynoprachových mračen je hlavním důvodem skvrnitosti Mléčné dráhy. Jedním z nejkřiklavějších případů je známá Velká trhlina v souhvězdí Labutě a Orla. Jedná se o celý komplex prachových oblaků. Jeho jižní konec je k nám blíže než severní, proto je v Hadonoši tak široký a naopak v Labuti užší a s ostrými hranicemi. Současně je mírně skloněn k rovině Galaxie a tak je Mléčná dráha nejjasnější v Labuti na severozápadě od Trhliny, zatímco v Orlu na jihovýchodě.

S menšími či většími tzv. temnými mlhovinami se však setkáme prakticky všude. Úhlově menší, ale téměř učebnicová a vhodná i pro začátečníky, je například dvojice Barnard 142 a 143, pojmenovaná počátkem našeho století podle katalogu amerického astronoma Edwarda Emersona Barnarda. Na bezměsíčné, průzračné obloze se Sometem Binarem 25x100 podívejte asi půl stupně západně od gamy Aquilae (ta nad Altairem). Na světlém pozadí Mléčné dráhy tu po chvíli rozeznáte tmavý ovál s osou orientovanou směrem na severovýchod, který vám při pečlivém prohlížení může svoji strukturou připomenout tiskací písmeno E či U. Celkový průměr soustavy je asi jeden stupeň.

Jinou výraznou mlhovinu Barnard 133 najdete dva stupně jižně od lambda Aquilae. (V Atlasu Coeli je zakreslena necelý stupeň pod planetární mlhovinou NGC 6751.) Vzhledem k tomu, že má velikost 9'x5', bude vhodnější, když se na ni podíváte nějakým větším dalekohledem. O tom, jak je tenhle asi 1300 světelných let vzdálený oblak hustý, svědčí snímek kdysi pořízený na Wilsonově hoře stopalcovým reflektorem. Po čtyřhodinové expozici zde astronomové nenalezli jedinou prosvítající hvězdu! Jeho skutečný průměr se odhaduje na necelé dva světelné roky - je tak příkladem tzv. Bokovy globule, skutečného lůna až několika exemplářů nových hvězd. Hmotnost mračna se pohybuje kolem devadesáti Sluncí a někteří odvážní futuristé předpokládají, že se v průběhu dvou až čtyř milionů let rozdrobí na jednotlivé stálice. Temných mlhovin je prostě na obloze ohromné množství, ostatně stačí se trochu projít v okolí M 11, že?

Úlohu moudrého krále udržující celou svou říši v klidu a pořádku zastává v temném oblaku plynu a prachu jeho vnitřní magnetické pole. Může se ale stát, například po setkání s jiným chuchvalcem mezihvězdné látky, expandující obálkou supernovy či při průchodu hustotní vlnou ve spirálním ramenu galaxie, že se zde přeci jenom vytvoří pomalu houstnoucí náhodné fluktuace (Bokovy globule), tedy chladná zákoutí o hmotnosti až deset tisíc Sluncí, která pak časem naráz porodí hned několik stovek hvězd. Nová otevřená hvězdokupa má však jepičí život, vzápětí se rozpadá.

Masivní stálice z první vlny baby-boomu svým krátkovlnným zářením a silným hvězdným větrem totiž rozfukují výživný plyn a prach a brání početí dalších hvězdných generací. Pro nové hvězdy se tak stěží použije čtvrtina materiálu původního molekulového mračna. Řídká kupa není nijak výrazně gravitačně soudržná - brzo splyne s okolím. Takže i když většina hvězd vzniká ve hvězdokupách, paradoxně devadesát pět procent těchto soustav ihned zaniká. Ty kupy, které přežily až do dnešních dob - Plejády, Hyády, Jesličky, jsou pak vzácným případem velmi hustých společenstvích. I ony se ovšem "vypařují".

Kolabující hrudka molekulového mračna se velmi rychle rozdrobí na menší části, zárodky budoucích hvězdných sekáčů - protohvězdy. Zpočátku jejich volnému hroucení nic nebrání - jsou řídké a chladné, vnitřní tlak je zanedbatelný. Velmi rychle, v průběhu několika málo tisíc let, se ale zahustí a ohřejí. Nejdříve se vypaří prachové částice a v okamžiku, kdy teplota povrchu překročí tři tisíce kelvinů se v těle stelárního embrya ustaví mechanická rovnováha: vůči dalšímu smršťování se postaví gradient tlaku plynu v neprůhledném ionizovaném vodíku. Celá tahle epizoda je natolik kratičká, že se v současnosti v naší Galaxii v podobném stavu nachází jenom několik desítek exemplářů.

Celý život hvězdy tedy není ničím jiným než udatným, ale předem prohraným bojem mezi dostředivými a odstředivými silami. Stálice se během svého života totiž více méně nepřetržitě smršťují. Je to proto, hvězdy nejsou izolovanými soustavami - naopak, je pro ně typické že neustále do okolního prostoru odevzdávají část své energie, nejčastěji prostřednictvím vyzařování. Tento únik energie a částic je pak hlavní příčinou jejího vývoje.

Období, kdy hvězda září pouze na úkor své potenciální energie uvolňované během pozvolného smršťování, se počítá na několik desítek milionů let. Je tedy pravděpodobné, že nějaký takový případ můžeme přistihnout "in flagranti" - šikovní hvězdáři jich přitom ve své kolektivní sbírce mají už celou řádku, ukrývají se totiž za proměnnými typu T Tauri, FU Ori či YY Ori. Tyhle zárodky svými rozměry stonásobně převyšují Slunce a mají i o několik řádů větší zářivý výkon.

Obr.
V okolí protohvězdy T Tauri lze ve velmi velkých dalekohledech (jeden metr a více!) zahlédnout slabou mlhovinu NGC 1554. K prohlídce samotného novorozeněte vám ale postačí běžný přístroj. Její jasnost se totiž stabilně pohybuje mezi 9,5 a 10,5 magnitudy. V hledací mapce (sever nahoře, západ vpravo) jsou hvězdy do 12 mag a na výšku má dva stupně.

Protohvězdy žijí hodně divoce, inu mladost-radost. Z jejich povrchu vane divoká vichřice hvězdného větru, takže ztrácejí veliké množství látky. Většinou u nich najdeme ještě zbytky zárodečné mlhoviny, pozorovány jsou výtrysky ve směru rotační osy, zbytky akrečního disku, jejich jasnost poskakuje sem a tam... Plápolání proměnných T Tauri však není výsledkem evolučních změn, ale pouze nestabilitou akrečního disku, pádem okolohvězdného materiálu na povrch novorozeněte a dalších jevů. Většinou se tyto nepravidelné změny pohybují v rozmezí několika desetin magnitudy, občas však dojde k mnohem dramatičtější události. Například před šedesáti lety se naprosto tuctová hvězdička v souhvězdí Orion, dnes označovaná FU Orionis, v průběhu jednoho roku zjasnila o šest magnitud. Od té doby má pořád desátou velikost. Něco podobného provedla i V1057 Cygni v roce 1970, ona se však od té doby pozvolna zeslabuje. Zatímco v době své největší slávy měla 9,8 magnitudy, dnes je pod třináctkou. Zjasnění protohvězd je vzácná záležitost, nicméně je pravděpodobné, že alespoň jednu takovou událost během svého života ještě zahlédnete.

Zajímavá je i samotná T Tauri: Hvězdičku obklopenou mlhovinou zahlédl v říjnu 1852 J. R. Hind. Tehdy měla průměr třicet úhlových vteřin a na jejím okraji ležela stálice desáté velikosti. Na základě dostupných map přitom usoudil, že musí být proměnná. Hindova mlhovina byla sledována několik následujících let, až se roku 1861 zjistilo, že zřetelně slábne. Zcela zmizela o sedm let později. Znovu ji našel E. E. Barnard a S. W. Burnham 36palcovým teleskopem Lickovy observatoře v roce 1890. O pět let později se zase schovala, nicméně změny jejího vzhledu a jasnosti potvrdila fotografie, kterou začali hvězdáři vzápětí používat.

A jen tak mimochodem, žhavinkou je objev celé protohvězdné kupy. Po skupině Velký vůz, Hyády a Vlasy Bereniky je dokonce čtvrtou nejbližší známou hvězdokupou. Nachází se 315 světelných let daleko a třináct dosud identifikovaných členů v prostoru zabírá necelé tři světelné roky. Při pohledu ze Země má průměr půl stupně a co je ještě zajímavější - tři členové éta Cha, RS Cha a HD 75505 jsou pohodlně viditelní i malým dalekohledem. Bohužel, tento unikátní kousek leží jedenáct stupňů od jižního nebeského pólu... Každopádně dny této skupinky, která se vytvořila někdy před čtyřmi až dvanácti miliony roky, jsou sečtené. Její gravitační soudržnost je natolik malá, že z ní jednotlivé stálice bez odporu unikají. Časem z ní zbudou pouze osamocené hvězdy plující prázdným vesmírem.

I protohvězda se smršťuje, takže její centrální hustota a teplota nezadržitelně roste. Jakmile v nitru naměříte několik milionů kelvinů, můžete si být jisti, že zde probíhají nejrůznější termonukleární reakce. Smršťování stálice však bude i nadále, byť pomaleji, pokračovat. Energeticky zajímavé jsou totiž jenom ty reakce, při nichž se nejběžnější prvek ve vesmíru - vodík - mění na helium. Po spotřebování lehčích prvků s nižší zápalnou teplotou jako jsou lithium, bór a deuterium, se proto i nadále scvrkává, až se v jejím srdci ručička teploměru vyšplhá na osm milionů stupňů. Tehdy začne tempo vodíkových reakcí prudce narůstat a ve chvíli, kdy se výkon uvolňovaný termonukleárními ději srovná s tempem ztrát způsobených vyzařováním z povrchu, smršťování se pozastaví. Hvězda vstoupí do poklidného stádia hlavní posloupnosti. Právě v tomto okamžiku, kdy se definitivně vyloupne z mateřské dělohy, zmáčkne vesmírný Stvořitel galaktické stopky a začne měřit její stáří. Od začátku hroucení molekulového mračna až do tohoto okamžiku přitom uplynulo něco mezi sto tisíci a deseti miliony roky, přičemž ve stavu "hlavní posloupnosti" najdete 95 procent všech hvězd ve vesmíru.

Ptáte se, kde hledat nejmladší zástupce hlavní posloupnosti? Samozřejmě ve hvězdných porodnicích! Pokud mne paměť neklame, jedním z nejhezčích a zcela jistě nejjasnějších porodních ústavů je Laguna ve Střelci (M 8). Tahle drobná skvrnka je už za průměrných podmínek viditelná bez dalekohledu, mnohem pohlednější je ale v Sometu binaru 25x100. Jak vás přesvědčí pohled do atlasu či katalogu, skládá se z hvězdokupy NGC 6530, kolem které se rozkládá jemná mlhovina NGC 6523. Skupinu asi dvaceti stálic o průměru deset úhlových minut poprvé popsal Angličan John Flamsteed: "mlhovina předcházející Střelcův luk". Světlé glorioly si pak všiml Francouz Jean Baptiste Le Gentil, asistent Jacquese Cassiniho na Pařížské observatoři: "...leží mezi levou patou Hadonoše a lukem Střelce, západně od hvězdokupy, která byla nalezena v této části nebe a která je podobná skupině v Rakovi. Tato mlhovina má tvar mírně protáhlého rovnoramenného trojúhelníku s jedním vrcholem směrem na jihozápad. Sledoval jsem ji s dalekohledem 18 až 20 s top [dlouhým] a vždy se jevila mlhavá a transparentní: její základny se dotýká vcelku nápadná hvězda, která je jasnější než stálice hvězdokupy."

Stáří Laguny se odhaduje na dva miliony roků. Obsahuje natolik masivní a zářivé hvězdy, že je velmi slušně viditelná i na vzdálenost 5200 světelných let. Její faktický průměr se pohybuje kolem 120 světelných let a rozkládá se na okraji molekulového oblaku, do kterého se postupně prohlodává. V první vlně se před třemi až sedmi miliony roky narodila kupa NGC 6530, jež se dnes nachází před mlhovinou. K nové generaci patří hvězdička 9 Sagittarii, o které mluví i Le Gentil. Její výkon se odhaduje až na jeden milion Sluncí, patří tedy mezi nejsvítivější známé stálice! Právě jí vděčí valná část mlhoviny za svoji zář.

Ponořme se ale do Laguny ještě hlouběji. Ve velkém dalekohledu, řekněme nad dvacet centimetrů v průměru, se podívejte západně od 9 Sgr. Právě tady je samotné srdce M 8 - její nejjasnější část. Vypadá jako ovál o velikosti 8"x30" a nazývá se Přesýpací hodiny. Na jejím okraji zahlédnete stálici asi desáté velikosti označovanou Herschel 36, jednu z nejmladších, kterou můžete spatřit na vlastní oči. Odhady jejího stáří se pohybují kolem několika desítek tisíc roků. Vězte, že právě ona je jedním z hlavních zdrojů pronikavého ultrafialového záření, který nutí svítit okolní vodík. Supermasivní budulínek spektrální třídy O7 ohřívá plyn na neobyčejně vysokou teplotu. Obdobně jako u pozemských tornád, pak velký rozdíl teplot mezi horkou a studenou částí mračna, spolu s gradientem tlaku záření, dává za vznik silnému proudu - Přesýpacím hodinám. Herschel 36 se tak dostává do pozice novorozeně, jehož údělem je se sadistickou pomalostí vraždit svou matku - mlhovinu, z níž se zrodilo.

Důležité je i to, že se v jejím okolí podařilo Hubblově vesmírné observatoři stejně jako několika pozemským dalekohledům zahlédnout mnohem slabší hvězdy dosud zachumlané v prachových kokonech - tzv. proplydech (PRO-to PL-anetar-Y D-isc-S), stejných jako v srdci M 42. Jasný důkaz, že i zde neustále vznikají nové přírůstky.

Přeměna vodíku na helium probíhá v nitru hvězdy hlavní posloupnosti, pojmenované podle umístění v tzv. Hertzsprungově-Russellově diagramu, devadesát procent času, který je jí vyměřen. O jak dlouhou dobu se vlastně jedná? Odpověď se ukrývá za hmotností. V tomto ohledů představují hvězdy hlavní posloupnosti skutečně pestrou sešlost: Ty nejhmotnější, jež vydají za sto Sluncí, září jako ohromné pochodně i z druhé strany naší Galaxie. Naopak na opačném konci se choulí slabí červení trpaslíci s hmotností kolem 0,08 Slunce. Vyjma těch zcela nejbližších vlastně žádné zástupce této nejnižší váhové kategorie nespatříte. Stejně různorodé je i množství jemného písku v přesýpacích hodinách, který dostaly do vínku od Stvořitele. Životní doba budulínka, jenž se vykrmil na dvacet Sluncí, nepřesáhne několik milionů roků. Naše mateřská hvězda dostala přiděleno 11 miliard let (blíží se přitom do poloviny) a takový trpaslík s poloviční hmotností tu bude ještě za sedmdesát miliard let. Pomalu doutnající nejlehčí hvězdné milířky vydrží celé biliony let.

I v této době ovšem dochází k vývoji uvnitř hvězdy, jež se odráží na viditelném povrchu. V centrálních oblastech se totiž pomalu usazuje heliový popel jaderného hoření, roste zde teplota a tedy i výkon. Například Slunce zvýšilo v uplynulých čtyři a půl miliardách letech svoji jasnost asi o třicet procent a průměr o takových pět procent.

Jelikož právě vrcholí léto, musíte se zcela jistě podívat Barnardovu hvězdu. Tohoto červeného trpaslíka desáté velikosti najdete necelý stupeň severozápadně od 66 Ophiuchi. Jeho hmotnost se odhaduje na nicotných 0,12 až 0,17 Slunce. V porovnání s naší mateřskou hvězdou má tisíckrát menší zářivý výkon a desetkrát menší průměr. Ještě štěstí, že je tak blízko: 5,94 světelného roku. Vlastně je nejbližší hvězdičkou, kterou můžete zahlédnout alespoň z našich zeměpisných šířek. Ještě blíže je sytém alfa Centauri: hmotnost Proximy je kolem 0,1 Slunce a má hvězdnou velikost pouze 11,0 magnitudy.

Zatímco Barnardův trpaslík má z těles za hranicemi sluneční soustavy největší vlastní pohyb, jeden stupeň urazí za pouhých 350 let, dvojhvězda 61 Cygni se honosí jiným prvenstvím: jako u jedné z prvních se podařilo v roce 1830 určit její skutečnou vzdálenost od Země - podle měření sondy Hipparcos leží 11,4 světelného roku daleko. Hmotnostmi i průměry se pohybují kolem poloviny Slunce. Na povrchu nejsou nijak výrazně teplé a tak si i vy určitě už v obyčejném triedru, byť nejlépe na stativu, všimnete jejich naoranžovělé barvy.

Ve vyšší váhové kategorii než je naše Slunce je například Vega z Lyry. Její stáří se odhaduje na sto až tři sta milionů roků a jak známo, v jejím těsném okolí se v infračerveném oboru spektra sleduje rozsáhlý prachový prstenec. Pro nás je ovšem důležité, že má hmotnost asi tři Slunce (průměr 2,7 Slunce) - bude proto žít desetkrát kratší dobu. A mimochodem, vlivem precese zemské osy se za dvanáct tisíc roků stane "Polárkou". Zatímco dnes ji najdete padesát stupňů od severního nebeského pólu, naši praprapraprapravnuci a praprapraprapravnučky ji uvidí pouze čtyři a půl stupně daleko.

Obr.
Hledací mapky Barnardova červeného trpaslíka se musí dělat s ohledem na jeho velký vlastní pohyb (vyznačeny jsou tři polohy v letech 1900, 1950 a 2000). Ta naše obsahuje hvězdy do 12,5 magnitudy a na šířku má zhruba jeden stupeň.

S narůstající hmotností se prudce zkracuje doba, kterou má stálice v hotelu "Hlavní posloupnost" rezervovánu, a zastihnout ji v jejím pokoji je pouze málo pravděpodobné. Takže poslední zastávkou bude zeta Ophiuchi. Nevím, jestli se na ni podíváte, ale pokud ano, pak se mrkněte i na kulové hvězdokupy kolem. Zatímco M 10 a M 12 určitě znáte, M 107 (NGC 6171) se v pronikavém pohledu amatérských očí příliš neutápí. Jako kruhová skvrnka o průměru několik úhlových minut bude vidět i v malých dalekohledech. Vraťme se ale zpět k zétě. Její hmotnost se totiž počítá na několik desítek Sluncí a vše naznačuje, že je stále ještě na hlavní posloupnosti. Atrofovaná stálice o průměru asi deset Sluncí má povrchovou teplotu nad třicet tisíc kelvinů a zcela jistě zakončí svoji existenci explozí supernovy.

pokračování příště

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Stručná historie výzkumu hvězd

Starověk a středověk

OBSAH

tisk

Zdeněk Mikulášek

Recenzování: Z jednoho dopisu

Ahoj Marku,
nedávno jsem byl poprvé v pražském planetáriu (u Výstaviště) na pořadu s názvem Měsíční sen. Byl to pořad složený jednak z všemožných starých bájí o Měsíci, o myšlenkách cesty na Měsíc a o jejich uskutečnění. Bylo to sice uděláno moc hezky, ale mělo to jednu velikou chybu - vstupenka stála 140 korun, slovy STO ČTYŘICET KORUN!!! Pravda, byly i lístky za 120, ale do úplně hloupých míst. Říkali, že cena je o něco vyšší než obvykle, protože v pořadu jsou laserové efekty. No, teda nic moc, občas zkrátka na kopuli vykreslil barevný laser nějaký ten obrázek (obrys, např. postavu nějakého boha apod.), ale nic převratného to nebylo. Jinak pořad nijak dramaticky svou kvalitou nepřevyšoval obdobné pořady třeba v brněnském nebo ostravském planetáriu, kde je vstupné podstatně nižší. Jediné malé vylepšení bylo v tom, že hodně používali panoramatických projekcí různých kreslených obrázků (např. krajina s pyramidami, Babylon aj.). Jo, a bylo nás tam všehovšudy šest lidí (a to byla neděle večer). Nedivím se, když mají takové

OBSAH

tisk

Zdraví Lukáš Král

Issidina hvězda

" ... v prvním roce období Chich-ho, v pátém měsíci dne chi-ch'ou, objevila se hvězda-host několik palců jihovýchodně od Tien-Kwan ... po více než roce stala se neviditelnou ... "

Sung Shin (1054)

Takto zaznamenali čínští astronomové dynastie Sung jeden z nejvzrušujících úkazů noční oblohy - objev supernovy. Stalo se tak 4. července roku 1054. Jejich záznamy by zřejmě upadly v zapomnění, kdyby po téměř sedmi stoletích anglický fyzik a astronom amatér John Bevis neobjevil roku 1731 mlhavý obláček přibližně 70' severozápadně od hvězdy zéta Tauri (Číňané ji nazývali Tien-Kwan). Objev zakreslil do vlastnoručně vytvářeného atlasu Uranographia Britannica, kde byly polohy hvězd vyneseny podle jeho vlastních měření a kromě Krabí mlhoviny obsahoval ještě patnáct dalších objektů. Bezesporu zajímavé dílo však nikdy nebylo publikováno, protože tiskaři se podařilo zkrachovat právě v době, kdy měl vydat Bevisův atlas. Nicméně stihl udělat alespoň obtahy a jeden z nich se později dostal do ruky Messierovi, který jej při svých pozorováních občas používal a také na něj několikrát odkazuje ve svém katalogu. Právě Messierem pak byla mlhovina nezávisle na Bevisovi objevena 12. září 1758. Messier tou dobou prohledával oblohu v naději, že spatří vracející se Halleyovu kometu a o objektu si poznamenal: "mlhovina nad jižním rohem Býka ... neobsahuje žádné hvězdy, má bělavé zabarvení, je podlouhlá jako plamen svíčky..." Třebaže tento objev byl jaksi navíc a Halleyovu kometu později skutečně nalezl, stala se Krabí mlhovina prvním impulsem pro pozdější vytvoření jeho katalogu.

Krabí mlhovina má lépe zdokumentovanou historii než jakákoli jiná mlhovina na noční obloze. Fakt, že se pomalu mění, byl poprvé objeven na Lowellově observatoři roku 1921 při studiu detailů tamním 42ti palcovým reflektorem. Detaily na fotografiích s časovým odstupem měnily svoji jasnost a bylo evidentní, že mlhovina pomalu zvětšuje své rozměry. J. C. Duncan odhadl průměrnou rychlost na 0,2" ročně, což je při předpokládané vzdálenosti 6300 světelných let úctyhodných 1000 kilometrů za vteřinu. Ukazuje to na skutečnost, že mlhovina, která má nyní šest světelných let v průměru, měla kdysi svůj počátek v obrovské explozi. Ono "kdysi" se však dá určit poměrně přesně a v roce 1942 W. Baade spočítal, že mlhovina je stará přibližně 760 let, nynější nejpřesnější odhady hovoří o zhruba devíti stoletích stáří. Ponořme se proto o několik století nazpět...

Kroniky středověké Číny obsahují poutavé záznamy úkazu, který byl pro astrologií svázanou čínskou kulturu bezesporu velkou událostí. Evropské záznamy se nedochovaly, ale je dost pravděpodobné, že ani žádné nevznikly. Pokud nějaké přece jenom spatřily světlo světa, odporovaly ortodoxním náboženským představám středověké Evropy o neměnnosti vesmíru a proto neměly moc nadějí na přežití. Kusé informace lze také získat z kreseb severoamerických indiánů v Novém Mexiku. Jeden z nákresů se nachází v jeskyni ve White Mesa, druhý na skále Anasazi v Navajo Canyon. Obě kresby znázorňují srpkovitý Měsíc a jasnou hvězdu poblíž. Výpočty ukazují, že srpek Měsíce se nacházel ráno 5. července 1054 zhruba 2° severně od současné polohy Krabí mlhoviny. Pokud mají čínské kroniky pravdu, jednalo se skutečně o to ráno, kdy se na obloze objevila hvězda-host, která tak musela společně se srpkem Měsíce vytvořit velice nápadnou a vzrušující podívanou. Se stoprocentní jistotou však o identifikaci indiánské kresby se supernovou z čínských záznamů nelze hovořit, je zde totiž několik protichůdných faktů:

pro: území, na kterém byly nalezeny indiánské kresby, bylo s určitostí obydleno mezi 11. a 13. stoletím našeho letopočtu, tzn. v době úkazu.
proti: existuje zde rozpor v záznamech středověkých Číňanů, protože kroniky hovoří o hvězdě-hostu jihovýchodně od rohu Býka (zeta Tauri), zatímco mlhovina se nalézá zhruba 1° severně od zéta Tauri.
pro: nepřesnosti mohou být klidně způsobeny nedokonalým pozorováním a překlady, stačí si jenom vzpomenout na to, jak vypadají dnešní názvy hvězd v porovnání s arabskými originály.
proti: pokud jde o jasnou hvězdu na skále, spíše by to mohla být planeta Venuše. Jitřenka v kombinaci s měsíčním srpkem je mnohem častější jev než supernova.

Tak to máme nerozhodně. Nicméně motiv "srpku a hvězdy" je u nejrůznějších kultur mnohem častější, než by se na první pohled mohlo zdát. Kromě známého symbolu islámské víry jej najdeme například na sumerských pečetích, křižácké výzbroji a nejrůznějších erbech. Zmíněný symbol se vyskytuje také na římských mincích, které jsou datované přibližně kolem přelomu století. Kromě jedné jediné, na které je znázorněná jasná hvězda, nepřipomínají žádnou konkrétní událost. Ona jediná výjimka pak připomíná jasnou kometu, která se objevila na obloze krátce po zavraždění Julia Caesara. Jiná, tentokrát pro změnu řecká mince připomíná symbolem srpku Měsíce a sovy bitvu u Marathónu roku 490 př. n. l., kdy se poměrně nevelké řecké armádě podařilo zastavit mohutné perské vojsko.

Jak je vidět, spor o to, zda indiánská kresba skutečně znázorňuje původce Krabí mlhoviny bude asi navždy nerozřešen. Nicméně ta větší část vědců, kteří se zabývají tímto problémem, je názoru, že kresba skutečně koresponduje s čínskými záznamy a odlišnosti v určení polohy jsou způsobeny právě nepřesným překladem.

Během posledních třiceti let se M 1 stala jedním z nejstudovanějších objektů noční oblohy. Při pokusech určit její vzdálenost spatřilo světlo světa celkem dvanáct různých výsledků, za nejpřesnější je dnes považována hodnota 1930 parseků nebo 6300 světelných let. To nám napovídá, že absolutní jasnost supernovy byla v maximu něco kolem -17 mag. Během několika týdnů tak hvězda zářila jako 400 milionů Sluncí. Není to ale jediná zaznamenaná podobná událost. Na obrázku je schématický nákres naší Galaxie. Je zde označena poloha Slunce a některých historických supernov. Protože masivní hvězdy leží obvykle v rovině Galaxie, platí to i pro jejich produkty: supernovy. Na druhou stranu je v galaktické rovině koncentrován jemný prach a supernovy jsou proto vidět pouze pokud jsou dostatečně blízko. Na druhé straně Galaxie nikdy nebyla zaznamenán podobná exploze, ačkoli k nim nepochybně dochází. Výbuch, z něhož vznikla Krabí mlhovina, stejně jako supernova z roku 1572, kterou objevil Tycho Brahe, nastal v galaktických ramenech, vně od polohy Slunce. Keplerova supernova z roku 1604 vybuchla poblíž středu Galaxie a byla viditelná poměrně daleko díky tomu, že ležela nad její rovinou.

Krabí mlhovina má zajímavou dvojí strukturu, která je patrná teprve ve velkých dalekohledech. Vnitřní části jsou složitou strukturou filamentů a vyniknou hlavně v červeném oboru záření. Z vnějšku ji pak tvoří neforemná obálka, což je zřejmé zejména na fotografiích v modrém oboru. V záření filamentů najdeme emise typické pro mlhovinu - mimo jiné čáry vodíku, a ionizovaného helia. Naproti tomu amorfní obálka má spojité spektrum se silně polarizovaným světlem. Hustota filamentů je zhruba tisícinásobkem hustoty obálky mlhoviny, přesto činí pouze trilióntinu hustoty běžného vzduchu.

V době, kdy astronomové začali odhalovat velice neobvyklé vlastnosti mlhoviny, se W. Baade zaměřil na dvojici slabých hvězd nedaleko jejího centra. Jednoho člena této dvojice pak identifikoval jako pravděpodobný zbytek po supernově. Ukázalo se, že hvězdička, zhruba tisíckrát slabší než celá mlhovina, má povrchovou teplotu kolem 500 000 K a zářivý výkon přibližně 30 000 Sluncí. Exploze supernovy totiž vyhodí do prostoru větší část hmoty předchozí hvězdy. Zbude jádro horkých neutronů, jehož hustota dosáhne řádově 1017 kg.m-3 a průměru kolem 10 km, malý hustý odumřelý zlomek.

V roce 1948 byla mlhovina označena za poměrně silný rádiový zdroj. Pokud by naše oči byly citlivé na rádiové záření, Krabí mlhovina by se nám jevila jako čtvrtý nejjasnější objekt na obloze. Rádiové emise podobně jako viditelné vykazují polarizaci. Za dalších patnáct let pak byla mlhovina detekována také jako zdroj rentgenového záření. Následující měření ukázala, že rentgenovým zdrojem není jenom samotný zbytek po supernově, ale také okolí v šířce zhruba dvou úhlových vteřin. Jenom kolem 5 % záření je tak produkováno samotnou hvězdou, zbytek vzniká při procesech uvnitř mlhoviny.

Celková hmotnost mlhoviny nebyla dodnes s uspokojivou přesností určena. Hmotnost filamentů se odhaduje na 0,1 - 1 hmotnost Slunce, u amorfní obálky je to potom ještě více neurčité - mezi 1 až 10 slunečními hmotnostmi. Nicméně původní mateřská hvězda měla hmotnost zcela jistě několika Sluncí, proto je nepravděpodobné, že by úhrnná hmotnost mlhoviny byla méně než jedna hmotnost sluneční.

V době, kdy byla Krabí mlhovina spojena se supernovou z roku 1054, už některé studie předpokládaly existenci pulsarů, tj. hvězd vysílající pravidelně se opakující rádiové a světelné "záblesky". Tyto pulsary měly reprezentovat neutronové hvězdy jako pozůstatky supernov. První takový případ byl nalezen v roce 1967 v souhvězdí Vulpecula a vykazoval rádiové pulsy s úžasnou pravidelností a periodou 1,337 vteřiny. O devět let později počet známých objektů stoupl na celou stovku. Pro nás je důležitý zdroj s označením NP0532 z roku 1968, který byl identifikován se svým optickým protějškem jako onen zbytek po supernově v Krabí mlhovině. Navíc má velice krátkou periodu 0,033 vteřiny, čili více než 30 pulsů za vteřinu. Jak počet známých případů rostl, bylo potřeba změnit jejich číslování, proto má dnes "krabí" pulsar označení PSR0531+21. Z charakteristiky záblesků vyplynulo, že původcem je drobná neutronová hvězda s průměrem několika kilometrů, extrémně silným magnetickým polem a rotující s periodou třiceti otáček za vteřinu. Takový objekt je schopen uvolňovat záření ve formě úzkého kužele a puls je potom detekován ve chvíli, kdy kužel "ozáří" Zemi. Pulsary, které blikají a tikají jako kosmické metronomy, ukazují čas velice přesně, srovnatelně s nejpřesnějšími známými hodinami. Dlouhodobé rychlostí pulsů ukazuje, že tyto objekty mohou mít nějaké planetární oběžnice, ať už původní či později vytvořené z materiálu zbylého po explozi supernovy, což bylo zatím potvrzeno ve dvou případech. "Výbuch vaší mateřské hvězdy jako supernovy musí být bezesporu skvělá podívaná, na druhou stranu si můžete být jisti, že je to poslední, co spatříte."

OBSAH

tisk

Tomáš Apeltauer

1. Měsíc je tvůj nepřítel č. 1.
2. Jupitera považuješ za světelné znečištění.
3. Většinu času strávíš pozorováním objektů, které sotva vidíš, nebo jejich hledáním.
4. Objekty, které sotva vidíš, jsou tvoje nejoblíbenější.
5. Rád se díváš na malé mlhavé skvrnky nejmenším dostupným přístrojem.
6. Rád se díváš na malé mlhavé skvrnky největším dostupným přístrojem.
7. Nejraději si vybíráš objekty, které je snadnější si představit, než je vidět.
8. Tvůj pozorovací program vyžaduje hledat objekty za soumraku.
9. Pořád myslíš na to, že kdyby tak zhasly hvězdy, možná by nastala opravdová tma.
10. Nemůžeš pochopit, proč tvoje oblíbené objekty nejsou zahrnuty v NGC ani v IC.
11. Nejsi si jistý, jestli tělesa sluneční soustavy patří ještě do astronomie.
12. Nechápeš, jak někdo ke koukání na mapu potřebuje baterku.
13. Mohl bys Messierův maraton udělat zpaměti (kdyby tě ovšem messierovské objekty ještě zajímaly).
14. Kódované popisy vzhledu objektů v NGC čteš bez vysvětlivek, ale musíš dávat pozor, abys nepodváděl tím, že si jejich vzhled pamatuješ.
15. Velké zemětřesení považuješ za příležitost k uspořádání "star party" pod skoro temnou oblohou.
16. Vítáš výpadky elektrického proudu (a dokonce uvažuješ o tom, jak je přivodit), ovšem jen na jasné bezměsíčné noci.

Zpráva o RY Dra (jak jsem to zpracoval)

Již od počátků mého astronomického se snažení jsem se setkával - kromě klasiky deep-sky také s proměnnými hvězdami. Sem tam jsem udělal nějaký odhad, který jsem buď někam poslal, nebo ho založil do svého archivu. V létě předminulého roku jsem pohlédl na proměnné hvězdy také z jiné stránky. Pokusil jsem se zpracovat napozorovaná data proměnné hvězdy RY Dra . . .

Hvězda RY Draconis leží v západní části souhvězdí Draka v blízkosti hvězd 7, 8, 9 Draconis. Její souřadnice jsou alfa = 12h 54,5m, delta = +66° 16' (ekv. 1950,0). Vizuální hvězdná velikost se pohybuje mezi 6,0 - 8,0 mag. V Bossově General Catalogue je uvedena pod číslem GC 17 574. RY Draconis je klasifikována jako typ C5,4J. Patří k typům s výrazným zastoupením uhlíku 13C. Při pozorovnání dalekohledem se jeví jako velice červená.

K dispozici jsem měl vizuální odhady pozorovatelů AAVSO, získané z internetu. Pro zjištění periody jsem vycházel z období 41 307,6 - 50 079,4 JD (22. 12. 1971 - 27. 12. 1995). Světelné změny podle vizuálních odhadů jsou velmi složité a jsou zde i velké rozdíly mezi jednotlivými pozorovateli. Tento problém je dán tím, že na rozdíl od fotoelektrických pozorování je lidské oko zatíženo velkým množstvím různých subjektivních vlivů. Nejhlavnějším problémem však je, že při vizuálních odhadech srovnáváme červenou hvězdu s bílou, kdy se maximum citlivosti oka přesouvá ke krátkovlnné oblasti spektra.

Člověk dokáže díky čípkům s různou spektrální citlivostí rozlišit až 7 milionů barevných odstínů. Barva však není absolutní vlastností objektů. Je odvozena od pocitových vjemů a závisí mimo jiné na osvětlení oka a velikosti pozorovaného objektu. Například světlo žárovky se nám zdá nažloutlé, přestože má stejnou teplotu jako chladný veleobr třídy M, který se nám jeví naoranžovělý. S trochou nadsázky lze říci, že pro pozorovatele je barevné vidění spíše překážkou. Nicméně ze zkušenosti víme, že stejný rozdíl jasnosti, například mezi dvěma "červenými" a dvěma "bílými" hvězdami, odhadne pozorovatel stejně. Velikost odhadního stupně, tedy při odhadech hvězd stejné barvy, na jejich barvě prakticky nezáleží. Ale v případě, že jsou porovnávány hvězdy odlišných barev, je odhad mezi nimi tím obtížnější a nejistější, čím je mezi hvězdami větší barevný rozdíl.

Při pozorování se nabízí jednoduché, ale často neproveditelné řešení - vybrat si srovnávací hvězdy barevně co nejbližší k proměnné hvězdě. Další možností je postup německého pozorovatele J. Plassmanna, který používal pro odstranění barevné chyby vhodné filtry. Největší nebezpečí však barvy hvězd pro pozorovatele představují při přechodu z fotoptického na skotopické vidění. Při něm se maximum citlivosti oka posouvá ke krátkovlnnému (modrému) konci spektra (lambdamax = 507 nm). Tento jev popsal v r. 1825 Jan Evangelista Purkyně. Předpokládejme, že pozorujeme dvě velmi jasné hvězdy,

Průměr použitého přístroje [cm]	Purkyňova mez [mag]
0,7	2,5
6,0	7,1
8,0	7,7
10,0	8,2
15,0	9,1
20,0	9,6
40,0	11,1

jednu namodralou a druhou například oranžovou, které se nám budou jevit stejně jasné. V této fázi pokusu se budou uplatňovat zejména čípky. Snižujme nyní stejnoměrně jasnost obou testovacích hvězd až na hranici viditelnosti. Od jisté mezní jasnosti se bude oranžová hvězda jevit slabší než namodralá. Pro neozbrojené oko leží tato hranice v intervalu hvězdných velikostí 2 až 3 mag, její hodnota se však mění v závislosti na použitém přístroji.

Nad touto hranicí je Purkyňův jev pro barevně vnímané hvězdy zanedbatelný, pod ní (v bezbarvém intervalu) způsobuje velký systematický posuv. Hvězdy na hranici viditelnosti jsou nejdříve vnímány jako bezbarvé, při delším pohledu jako barevné s hvězdnou velikostí o 0,1 až 0,2 mag větší. Pro velmi slabé hvězdy, když se blížíme k hranici viditelnosti, vliv Purkyňova jevu klesá.

Purkyňův jev se projevuje individuálně. Při konstrukci světelných křivek načervenalých proměnných hvězd z pozorování více pozorovatelů můžeme dostat rozptyl až 1 mag. Takový rozptyl je důsledkem mnoha vlivů, které se při Purkyňově jevu uplatňují. Například při přechodu na větší přístroj se hvězdy jeví jasnější, více se do vidění zapojují čípky (spektrální citlivost místa na sítnici, kde se hvězdy zobrazují, se posouvá více ke křivce čípků, tj. ke dlouhovlnnému červenému konci spektra) a "červené" hvězdy jsou pak oproti "bílým" vnímány jasněji než u menšího přístroje. Při pozorování bychom se používání přístrojů různých průměrů měli vyhnout. Pokud je změna nezbytná, pak je nutné provádět část pozorování souběžně oběma přístroji.

Dalším faktorem, při němž se Purkyňův jev uplatňuje, je stupeň adaptace oka na tmu. Na výsledek pozorování působí rušivě nejen, je-li pozorováno za soumraku, ale také při svitu Měsíce nebo dokonce (v odlehlých místech za dobré viditelnosti) i při svitu Mléčné dráhy. V dnešní době se ale mnohem výrazněji bude projevovat světelné znečištění oblohy. Na světelné obloze se budou načervenalé hvězdy jevit jasnější než bílé hvězdy stejné hvězdné velikosti. Nejde však jen o globální pohled na oblohu. Světlost pozadí v zorném poli dalekohledu je přece závislá na použitém zvětšení. Změna zvětšení v průběhu pozorování se tedy může stát dalším zdrojem chyb.

Pozornost bychom měli věnovat i úhlové výšce hvězdy. Při úhlových výškách do 30° se uplatňuje extinkce zejména v modré oblasti spektra a červené zbarvení hvězd může být díky atmosféře výraznější.

Jak se tedy při pozorování nejlépe vypořádat s Purkyňovým jevem? Různí autoři uvádějí, že použitím žlutozeleného filtru se redukuje působení Purkyňova jevu až o 50 %. Nicméně většina pozorovatelů takový fitr k dispozici nemá. Proto je nutné při pozorování dbát zásady, aby právě vnímaná hvězda byla pokud možno na stejném místě sítnice a zkrátit na minimum dobu, kdy se díváme právě na tu červenou.

I přes tyto negativní vlivy je z křivky zřejmá periodicita. Hvězdné velikosti, pořízené vizuálními pozorovateli, byly zpracovány metodou Fourierovy analýzy. Ze získaných dat pak byly určeny hladiny odpovídajících pravděpodobností. Z těchto výpočtů jsem určil periodu 1 099 dní, která by mohla být pokládána za jakousi velkou, skládající se z malých period okolo 300 dní.

Světelná křivka RY Dra seskládaná z vizuálních odhadů pozorovatelů AAVSO. Periodogram RY Dra získaný z vizualních pororování na základě Fourierovy analýzy hvězdných velikostí.

I když fotometrické měření za delší časová období jsou úzkoprofilovým "zbožím", podařilo se mi získat díky J. Duškovi několik fotometrických odhadů z období let 1988 až 1994, pořízených Dr. J. Papouškem, 60cm reflektorem univerzitní observatoře na Kraví hoře v Brně. Z těchto dat mi pak vycházela perioda okolo 270 dní. Delší periodu jsem se nepokoušel hledat, neboť časový rozsah fotometrických měření není dostatečně velký.

Nejnižší jasnost hvězdy byla určena 8,1 mag, nejvyšší pak 6,2 mag. Při porovnání period vypočítaných z fotometrických a vizualních odhadů se ukázalo, že tyto periody vychazejí velice podobné. Z tohoto porovnání by se dalo usuzovat, ze hvězda i přes své červené zabarvení je vcelku vhodná k vizuálním pozorování.

Děkuji Mgr. J. Duškovi za poskytnuté cenné rady, RNDr. J. Papouškovi, CSc. za fotoelektrická měření a anonymním pozorovatelům společnosti AAVSO, od kterých pochází vizuální pozorování.

Použitá literatura:
Zejda M., Borovička J., Hájek P., Hroch F., Mánek J., Mikulášek Z., Šilhán J. - Pozorování proměnných hvězd I, Brno
Dušek J. - Spektroskopiské a fotometrické studium hvězdy Y CVn, Brno
Šolc M., -Fyzika hvězd a vesmíru, Praha
Vetešník M., Papoušek J. - Studies on the light changes of semiregular red variable star, Brno

OBSAH

tisk

Marek Kolasa

Maratón guĺových hviezdokop ?

Guľové hviezdokopy, spoločenstva stoviek a tisícou gravitačne viazaných hviezd, bývajú (niekedy viac, niekedy menej) opomínané pozorovateľmi nočnej oblohy. A neprávom. Niektoré z nich patria azda k najkrajších objektom severnej hviezdnej oblohy. Väčšinu z nich možno nájsť práve na letnej oblohe, ako hmlisté obláčiky z ktorých sú niektoré viditeľné aj voľným okom (príklad za všetky - M13 v Herkulovy). Aj preto som si našiel čas minulý rok v lete na ich podrobnejšiu prehliadku na letnej oblohe. Ale dosť bolo rečí. Tu je výpis z mojho pozorovateľského denníku...

OBSAH

tisk

Peter Drengubiak

Trpasličí tipy aneb to nejzajímavější na obloze v červenci, srpnu a září

Planety - Merkur - začátkem července večer, v srpnu ráno. Venuše - v červenci večer, v srpnu nepozorovatelná, v září ráno, srpek. Mars - na večerní obloze, průměr kotoučku 10->7 vteřin. Jupiter, Saturn - v druhé polovině noci. Uran, Neptun - celou noc. Pluto - nanejvýš začátkem července večer.

Planetky - Nejjasnější viditelné planetky jsou (16) Psyche (max. 9,4 mag) a (63) Ausonia (max. 9,7 mag), obě v Kozorohu.

Zákryty hvězd Měsícem - Nejzajímavějším zákrytem bude bezesporu ZATMĚNÍ SLUNCE, takže jen připomenu, že k němu dojde 11. srpna kolem poledne. Podrobněji např. v minulé příloze Trpaslíka, v ročence, na http://www.ian.cz/,... Dojde také k zákrytům dvou planet: Neptuna - 1. 7. před šestou ráno a pak ještě v noci z 20. na 21. září o tři čtvrtě na jednu SELČ. Následující noc 21./22. 6. pak Měsíc zakryje i Uran, a to o čtvrt na jedenáct SELČ. Dále nám díky Měsíci na chvíli zmizí Aldebaran, a to hned dvakrát - 10. 7. v jedenáct dopoledne a 2. 9. o půl dvanácté v noci. V obou případech jde o zákryty tečné, takže se máme na co těšit.

Meteory - Perseidy mají letos výborné pozorovací podmínky, bodejť by ne, když jejich maximum má nastat před půlnocí 12. srpna, což je den po zatmění Slunce, Měsíc je tedy pouze den po novu a neruší. Snad nám Perseidy vynahradí ten loňský hubený rok, kdy Měsíc svítil ostošest, bylo oblačno a navíc byly Perseidy málo aktivní.

Zajímavé konjunkce - 13. 7. - Venuše + Regulus, 16. 7. - Venuše + Měsíc, 10. 8. - Merkur + Měsíc, 18. 8. - Mars + Měsíc, 30. 9. v šest ráno projde Aldebaran jen 13 úhl. minut jižně od okraje Měsíce.

Deep-sky - Tentokrát vám nabízím pouze jeden objekt, ale o to hezčí a zajímavější. Není jím nic jiného než známá mlhovina Severní Amerika se snadno zapamatovatelným označením NGC 7000. Tento rozsáhlý zářící oblak plynu, prachu a hvězd uvidíte za dobrých podmínek už pouhým okem jako nepravidelné zjasnění Mléčné dráhy asi 4 stupně východně od Denebu. Když si pak vezmete na pomoc triedr nebo binar a déle se na ni zadíváte, nepřehlédnete její charakteristický tvar, který opravdu dost přesně odpovídá Americe. Její nejjasnější častí je jižní výběžek, který by na mapě odpovídal Střední Americe, tedy pás vinoucí se kolem nápadného tmavého zářezu Mexického zálivu. Tento výběžek má na fotografiích členitý okraj. Naopak severní část mlhoviny je méně výrazná a postupně splývá s jasným pozadím Mléčné dráhy. Celá mlhovina je velká asi dva stupně.

Přece jen se zmíním ještě o jednom objektu, který leží hned opodál, a to o mlhovině Pelikán, IC 5067. Je o něco slabší a obtížnější ke spatření než Amerika, ale v Sometu byste ji za dobrých podmínek rozhodně vidět měli. Tvoří osamocený mlžný ostrov necelý stupeň jihozápadně od "pobřeží" Ameriky. Na fotografiích v červeném světle má složitou strukturu světlých a temných pruhů. Koneckonců kolem celé Severní Ameriky i Pelikána můžete za tmavé noci spatřit spoustu temných mlhovin. Nakonec ještě uvedu konkrétní údaje: vzdálenost obou mlhovin od nás je kolem 4000 sv. let a jejich velikost řádově v desítkách sv. let. Zkuste zakreslit obě mlhoviny do podkladové mapky v příloze! Mapka s hvězdným pozadím vznikla překreslením vytištěného výstupu z počítačového hvězdného atlasu GuideStar. V příštím čísle uvidíte, jak se to loni na Expedici podařilo mně.

OBSAH

tisk

Lukáš Král

Zajímavá pozorování

Dnes začneme pozorováním Petera Zbončáka, který v dubnu letošního roku namířil svůj dalekohled do souhvězdí Lva. Lev je zvířetníkové souhvězdí, které svým tvarem připomíná ležícího krále zvířat nebo žehličku. V jarních měsících ho uvidíme na večerní obloze.

Souhvězdí dominuje jasný Regulus, který je jedním ze čtyř "strážců oblohy" čili "královských hvězd". Byly to hvězdy, které na úsvitu dějin vyznačovaly bod letního slunovratu (Regulus), jarní bod (Aldebaran), zimní slunovrat (Fomalhaut) a podzimní bod (Antares). Královské hvězdy rozdělovaly dráhu Slunce (ekliptiku), a tím i rok na čtyři roční období. Tak Slunce mezi Regulem a Antarem vyznačovalo např. léto. V těchto dávných dobách si musel každý pastevec či rolník, určovat čas dle oblohy sám. Dnes bychom určitě nenašli žádného zemědělce, který období setí či sklízení určuje podle oblohy. I když by to bylo velmi zajímavé.

Přejděme však k Petrovu pozorování, ten se ve Lvu zaměřil na trojici galaxií:
4./5. apríla 1999, newton 127/1000 mm, mhv 3,5 mag, zvätšenie 100x
Galaxie M 65, M 66 a NGC 3628 som našiel pomerne ľahko. Postupoval som od hviezdy 70 Leo. Južne od nej asi 3° sa nachádza skupinka troch hviezd, ktoré sú zoradené v smere sever-juh. Od nich som postupoval asi 2° na východ a to som už mal v zornom poli všetky tri spomínané galaxie. Galaxiu M 66 som zbadal na prvýkrát, na západ od nej sa nachádzala o čosi slabšia galaxia M 65 a asi jeden stupeň nad nimi bola aj galaxia NGC 3628. Na M 66-ke neboli pozorovateľné žiadne detaily, dá sa povedať, že sa takmer rozplývala na okolitom pozadí. Galaxia mala tvar pretiahlej hmlistej škvrnky. Pri M 65-ke som videl jej nenápadný eliptický tvar až pri bočnom videní. Galaxia NGC 3628 mala podobu rozmazanej hviezdy.

Počas celého dňa prevládala nad našim územím rozsiahla tlaková výš - počasie bolo takmer ideálne, ale večer sa obloha rozžarila mestským osvetlením, Mesiac bol asi pol hodiny pred východom.

Další pozorování je již "klasicky" od Lukáše Krále, který se tentokrát podíval na planetu Mars.
15./16. května, coudé 150/2250 mm, zv. 250x, HaP Ostrava
Podmínky: nic moc, občas chodí mraky, seeing 4
- je tři týdny po opozici, hezké detaily, ale špatné podmínky
A na závěr jeden popis z Lukášova deníku:
23h 49m 10s - jasný bolid - jako obvykle jsem zahlídnul jenom jeho odlesk na tubusu dobsona, ale přímo ho viděl taťka, který před chvílí přišel. Nasledující informace jsou od něj: bolid letěl od ocasu Labutě směrem k Jupiteru. Po většinu doby byl slabší než Jupiter (-3 mag), ale měl jasný výbuch, kdy mohl mít řádově -5 až -6 mag. ... končím, po obloze chodí lehké mraky a na Měsíc nemám čas.

Tak to je pro dnešek vše, a já se těším na další vaše pozorování

OBSAH

tisk

Marek Kolasa