Číslo 98.1999Prosinec

OBSAH:
Je čtvrtek 21. října
Historická zatmění na uzemí Čech, Moravy a Slovenska
Exoplanety
Všechno je jinak
Přechod Merkuru přes Slunce
Stručná historie výzkumu hvězd
Jak se daří SETI@home?
Trpasličí tipy aneb to nejzajímavější na noční obloze v prosinci, lednu a únoru
Zajímavá pozorování

Je čtvrtek 21. října

a já sedím na místě, kde před více než dvěma tisíci roky dosáhl princ Sidhartha, později nazvaný Budha, osvícení. V příjemně líné zelené zahradě v centru města Bódhgaja, tak odlišné od světa za vysokou zdí, stojí monumentální chrám, jehož základy položil samotný Ašóka. To nejdůležitější se ale ukrývá za ním: Přímý následovník stromu, pod kterým Sidhartha prošel finální zkouškou, na jejímž konci se objevilo poznání... Červený kamenný trůn, obehnaný pozlaceným plotem,
pak určuje místo, kde seděl... Budhisté i prostí nevěřící se v malých skupinkách procházejí zahradou, mnozí bez jediného pohybu, strnule, odtrženi od skutečného světa, meditují. Žádné křeče, vřískot, naopak nečekaný klid, ticho, nirvána...

Indie mne dostala, zcela, celým mým tělem i duší jsem se jí podřídil. Po čtrnácti nepříjemných dnech jsem se vzdal uspěchaného, přesně načasovaného a z velké části i stereotypního života. Polovinu dne prospím, občas si zajdu na malý výlet, dívám se, komentuji, polehávám a sním. Mohu se celou hodinu bezmyšlenkovitě houpat na rozvrzané zahradní lavičce a pozorovat okolní svět. Nebo se od brzkého rána až do pozdního večera ponořit do zajímavé knihy. Čas se zpomalil a možná, že chvílemi stojí úplně... Že má vlak pětihodinové zpoždění? Nevadí... Že autobus pojede až zítra? Nevadí... Že neuvidíme tamten chrám? Nevadí...

V takových chvílích člověk přemýšlí zda to, co doposud dělal, mělo nějaký smysl. Jestli se vyplatí věnovat drahocennou životní energii do luštění povětšinou zbytečných a ubíjejících problémů všedního dne. A pod kůži se mu navždy zaryje pocit, že právě tohle je zbytečnou ztrátou času.

Rozhodně nelituji, takový zážitek za to stojí. Teprve teď jsem totiž začal chápat svět kolem sebe. "Všechna strast má příčinu v našich vlastních přáních, touhách a v životě po životě. Odstranění přání a tužeb pak vede k odstranění utrpení a k spáse," říká Budhovo učení. Přeji vám, aby i vás alespoň na chvíli navštívila podobná zkušenost.

OBSAHtiskJiří Dušek


Historická zatmění na území Čech, Moravy a Slovenska

Od dob Sámovy říše navštívil pás úplného nebo prstencového zatmění naše území celkem osmadvacetkrát, přičemž se oba typy četností podělily napůl. Připojené 4 mapky ukazují, kudy se pás zatmění táhl (úplné zatmění má rok bez závorek, prstencové v závorkách).

Zkusil jsem se na zatmění podívat trochu jinak než to bylo obvyklé ve středověku a proto jsem hledal nejen, kdy kdo umřel, ale také jestli se neudálo něco chválihodého. Tak tedy s chutí do toho.

  • 810: Kolem roku 800 byly založeny první kostely v Mikulčicích a Modré u Uherského Hradiště. Franské kroniky uvádějí podrobení Slovanů v oblasti Čech franckým králem Karlem Velikým, ale moc si toho neužil, roku 814 umírá; jeho smrt dávají doboví kronikáři do souvislosti se zatměním ze 14. V. 812.
  • 840: Na Moravě panuje kníže Mojmír, zakladatel Velké Moravy a první historicky známý moravský panovník. Pasovští kněží přinášejí křesťanství s liturgií v latině. Roku 843 umírá Ludvík Pobožný a franská říše je verdunskou dohodou rozdělena na tři části.
  • 878: Před devíti lety zemřel Kostantin a za sedm let zemře jeho bratr Metoděj, kteří přinesli na Moravu písmo (hlaholici) a církevní liturgii ve staroslověnštině. Již sedm let je panovníkem Velké Moravy kníže Svatopluk.
  • 934: Napřesrok dojde k vraždě (svatého) Václava jeho bratrem Boleslavem. K zatmění došlo krátce před západem Slunce a není zachyceno v žádných písemných pramenech. Asi bylo zataženo, souvislost s vraždou takové významné osoby by si kronikáři jistě nedali ujít (ale ono se toho písemného z této doby nic moc nezachovalo, jen tzv. legendy).
  • 1093: Před 39 lety zazářila v Býku slavná supernova. Před rokem se při lovu smrtelně zranil král Vratislav II., po peripetiích se stal Vratislavův nejstarší syn Břetislav II. českým knížetem. Za tři roky budou houfy účastníků I.křížové výpravy procházet Čechami.
  • 1133: Kníže Soběslav I. má polovinu své vlády za sebou a zrovna plení (momentálně polské) Slezsko. Před 8 lety zemřel náš první kronikář Kosmas, jeho pokračovatel (kanovník Vyšehradský) toto zatmění osobně pozoroval a zanechal velmi sugestivní popis velkého částečného zatmění. Je tam ovšem nesrovnalost v tom, že popisuje, jak zůstala nezakryta jižní část kotouče, ačkoliv musela zůstat nezakrytá severní část. Možná pozoroval zatmění pomocí odrazu na hladině vody?
  • 1153: Už 13 let je českým knížetem Vladislav II., za pět let obdrží na Říšském sněmu v Řezně od císaře Fridricha I. dědičný titul královský. Účastnil se neúspěšné II. křížové výpravy.
  • 1191: Knížetem českým je Konrád Ota, dva měsíce po zatmění při obléhání Neapole podlehl morové epidemii. U moci se moc neohřeje Václav II.
  • 1207: Před 3 lety byl prohlášen za svatého Prokop - první opat sázavského kláštera. U moci je Přemysl Otakar I., na Velehradě je založen cisterciácký klášter a za 3 roky bude provedena měnová reforma, při které se denáry nahradí brakteáty, na kterých se poprvé objeví podoba českého lva.
  • 1241: Před 10 lety zemřel Přemysl Otakar I., který vládl plných 33 let a dožil se na svou dobu úctyhodného věku 75 let. Krátce po jeho smrti zakládá Anežka Přemyslovna první pražský špitál sv. Františka a dva kláštery, jeden z nich je nynější tzv. Anežský klášter. Na Moravě se začíná těžit stříbro,
    Václav I. rozšiřuje Prahu a nechává ji obehnat hradbami. Mongolové (Tataři) vítězí u Lehnice ve Slezsku
  • 1263: Již deset let panuje Přemysl Otakar II. a před 6 roky byla založeno Menší Město pražské, dnešní Malá Strana. Před třemi roky svedl vítěznou bitvu na Moravském poli s uherským králem Bélou IV. a také mincovní reformou upravil váhu a zlepšil hodnotu brakteátů. Následovala jeho korunovace na krále českého. Založil klášter Zlatou Korunu. Za dva roky si vyžádá privilegium, zaručující Přemyslovcům dědické nároky i v ženské linii. Staví se dosud stojící kamenný most v Písku.
  • 1290: Dynastie Přemyslovců se blíží ke svému konci, momentálně je u moci její předposlední představitel Václav II. Záviš z Falkenštejna je popraven 24. VIII. 1290, dva týdny před zatměním (které kroniky nezaznamenaly).
  • 1321: U moci jsou již Lucemburkové - již 11 let je českým králem Jan Lucemburský (otec Karla IV.). Během jeho vlády projdou Čechami ještě dvě zatmění (1330 a 1339), které by mohl vidět, kdyby se ovšem netoulal po celé Evropě.
  • 1330: Král Jan používá pojem "Koruna a stůl Českého království" a symbolem se stává svatováclavská koruna. Umírá Eliška Přemyslovna.
  • 1339: Na Jindřichohradecku povstání venkovského lidu, byla proti nim uspořádána křížová výprava (první proti kacířům v našich zemích). Markrabě Karel dobývá Potštýn (je poprvé použit střelný prach). Král Jan si v Montpellier léčí zrak, takže brzy definitivně oslepne. Za šest let padne v bitvě u Kresčaku a na český trůn usedne král Karel IV.
  • 1366: Jediné zatmění, které mohl Karel IV. vidět z Čech. Bylo ale brzo ráno, zprávy se o něm nezachovaly.
  • 1415: Tak tohle zatmění vytvářelo naše dějiny. Událo se během druhého dne (ze čtyř) veřejného slyšení Jana Husa před kostnickým koncilem a asi mu přitížilo. O měsíc později skončil na hranici. Nedlouho po něm skončil stejně i Jeroným Pražský a pro české země začíná období husitských válek. Na Staroměstské radnici už nějaký ten rok tiká orloj a vládne Václav IV.
  • 1424: Husitské války jsou v plném proudu, 4 měsíce po zatmění umírá u Přibyslavi Jan Žižka z Trocnova, tuhle "souvislost" kronikáři nepřehlédnou.
  • 1433: Husitské války se chýlí ke konci. Husité pořádají spanilé jízdy. Jsou přijata kompaktáta. Za čtyři roky bude dobyt (opravdu?) Sion a Jan Roháč z Dubé bude popraven.
  • 1485: Před necelými 2 roky velké bouře v Praze, následovalo vyhazování konšelů z oken Novoměstské radnice (2. pražská defenestrace). Na kutnohorském sněmu 13.-20. března 1485 je sjednán náboženský smír mezi kališnickou a katolickou církví - právě během tohoto sněmu dochází k zatmění, v Kutné Hoře ale není úplné. Za dva roky Bartolomeus Diaz obepluje mys Dobré naděje a za sedm let Kolumbus (znovu)objeví Ameriku.
  • 1544: V zemi už vládnou Habsburkové. Již 18 let funguje první poštovní trať v Čechách z Prahy do Vídně, spojení zajišťovala rodina Taxisů. V červnu 1541 vypukl na Malé Straně požár při kterém bylo zničeno na 200 domů a shořely zemské desky. Jedním z těch domů byl i dům Václava Hájka z Libočan a
    málem shořela jeho Kronika česká, což by taková škoda nebyla. Bohužel shořelo v jeho domě i množství jiných starších kronik, které si nechal svézt z celé země a ze kterých i čerpal a které bychom dnes jistě ocenili lépe než Hájek. Před rokem vyšel Koperníkův spis "De Revolutionibus Orbium Coelestium" zahajující nastup heliocentrismu.
  • 1706: Zatmění se koná k 1.výročí nástupu Josefa I. na trůn, soudobé české záznamy nejsou známé, nejspíše bylo zataženo. Již 19 let jsou na světě Newtonova "Principia" a už se ví, že minimálně jedna kometa obíhá kolem Slunce. Před deseti lety skončily chodské rebelie popravou Jana Sladkého-Koziny. Objevují se první manufaktury v Čechách. Před 3 lety proběhlo první sčítání lidu, začíná stavba chrámu sv. Mikuláše a Karlův most dostává sochařskou výzdobu. Za 12 let Halley objeví vlastní pohyb hvězd.
  • 1748: Vládne Marie Teresie. Byly pořízeny první katastrální soupisy. Za dva roku bude v habsburských zemích zavedena jednotná zlatková měna. Na Klementinské věži se již pozoruje. Za 33 let Herschel objeví planetu Uran.
  • 1804: Vládne již 12 let František II., před dvěma lety došlo ke zrušení doživotní vojenské služby, nyní se tedy slouží nejvýše 14 let. Tři měsíce po zatmění se Napoleon prohlásil císařem a za rok proběhne bitva "tří císařů" u Slavkova.
  • 1816: Před rokem utrpěl Napoleon porážku v bitvě u Waterloo - napoleonské války jsou minulostí. Ignác Halaška vydává tiskem své výpočty zatmění
    Slunce pro období 1816-1860. Roku 1817 Josef Božek předvádí parní loď na Vltavě.
  • 1820: Před dvěma lety je založeno Vlastenecké muzeum. Začíná se prosazovat klasicistní směr biedermaier. Nejrychlejším dopravním prostředkem jsou kočárové poštovní expresy. V Anglii je založena Royal Astronomical Society. Trať první koněspřežné železnice z Českých Budějovic do Linze se začne stavět až za 4 roky, kdy také bratranci Veverkové začnou zkoušet ruchadlo. Ignác Halaška vydává tiskem druhou část svých výpočtů pro zatmění v letech 1861-1900. Halaška cestoval kvůli tomuto zatmění z Prahy do Klášterce nad Ohří, ale viděl jen začátek zatmění - počasí bylo mizerné. Smůla, tři týdny předtím bylo krásně a horko.
  • 1842: Před pár lety byly změřeny první paralaxy hvězd, v Plzni byl založen první moderní pivovar. Je to první zatmění, kterému je věnována patřičná pozornost i ze strany astronomů. Za rok se v Dačicích začne vyrábět první kostkový cukr v Evropě. Joachim Barrande už se toulá okolím Prahy a za dva roky vydá první z dlouhé řady svazků věnovaných nalezeným zkaměnělinám českého siluru. Za šest let prožije Evropa neklidný revoluční rok 1848.
  • 1887: Pás tohoto zatmění do našeho území nezasáhl, ale bylo to poslední z těch opravdu velkých a blízkých - nastalo ráno při východu Slunce a minulo Šluknovský výběžek o něco málo více než letošní zatmění minulo Šumavu. A kromě toho tento rok vyšel ve Vídni nezapomenutelný Canon der Finsternisse českého rodáka Theodora Oppolzera.
  • Zatmění z roku 1842 bylo poslední úplné zatmění viditelné z území Čech a Moravy pro příštích 293 let a je to nejdelší pauza mezi úplnými zatměními v tomto období. Nejvíce si mohli užít v jižních Čechách, v malé oblasti jižních Novohradských hor (kdyby to nebyla oblast Žofínského pralesa, v těch dobách prakticky pustá), kterou prošlo v během 411 let v období 1133-1544 celkem sedm (!) úplných zatmění. Pokud se časově trochu uskrovníme, pak během pouhých 155 let v období 1330-1485 stále ještě uvidíme v o něco větší oblasti čtyři úplná zatmění, přičemž nejkratší interval mezi zatměními byl pouhých 18 let (1415-1433).

    A to je zatím vše. Příště se podíváme do budoucnosti. Co nás čeká, co nás nemine a co určitě už neuvidíme.

    OBSAHtiskJan Mánek


    Exoplanety

    Trocha historie

    Dávno je tomu, co lidé znali jen pět "bloudivých" hvězd, nejjasnějších planet naší sluneční soustavy - Merkur, Venuši, Mars, Jupiter a Saturn. S vynálezem dalekohledu se jejich počet nepatrně zvětšil. V roce 1781 přibyl do tehdejších ročenek Uran, v roce 1846 pak Neptun. Teprve v roce 1930, až 300 let po vynálezu dalekohledu, byla objevena planeta ve Sluneční soustavě poslední - a to Pluto, o kterém se dodnes vedou dohady, zda jde vůbec o planetu (některé jeho vlastnosti tomu nenaznačují).

    Není tomu však tak dávno, co se vážně uvažovalo o existenci desáté planety X. Argumentem pro její dosavadní nespatření měla být její obrovská vzdálenost a nízká povrchová teplota, pro její existenci naopak hovořily odchylky ve vypočtené a pozorované dráze Pluta. Dnes již víme, že žádná taková planeta neexistuje a na 99% ani existovat nebude a výchylky Pluta z "jízdního řádu" lze vysvětlit i jinak, například mocným gravitačním vlivem všech velkých planet.

    Nutno ovšem dodat, že planet jsme mohli mít jedenáct. Pakliže v případě planety X měla být příliš daleko, jedenáctá planeta, která dokonce dostala - ač nespatřena - své jméno - Vulkan (ale i planeta X měla svá označení - například Transpluto; známý sci-fi spisovatel A. C. Clarke ve svém Návratu Rámy ji dokonce s jistotou pojmenoval jako Persefonu), se měla pohybovat tak blízko Slunce, že by byla opět nespatřitelná. Ani pokusy hledačů Vulkanu neuspěly a tak se musíme spokojit sice s menším počtem planet, ale i tak dost rozmanitých.

    Ve čtvrtém století před naším letopočtem žili dva řečtí filosofové: Aristoteles a Epikuros. Oba dva se zabývali možností existence planet u jiných hvězd. Zatímco Epikuros prohlašoval, že ve vesmíru musí být tisíce jiných planetárních světů, Aristoteles prohlásil Zemi za jedinečnou a za střed vesmíru. A protože měl Aristoteles tenkrát mnohem větší autoritu, téměř 2000 let nikoho ani nenapadlo, že by to mohlo být jinak. Během 15. a 16. století začali astronomové rozumět řádu ve Sluneční soustavě, rozhodující slovo na tom měly práce Mikuláše Koperníka a Jana Keplera.

    V následujících stoletích vyvinuli vědci teorii vzniku planet kondenzací z prachoplynového disku. Poznali, že Slunce je jen jednou z několika set miliard v naší Galaxii. A položili si otázku: Je Mléčná dráha hustě obydlena inteligentními bytostmi, nebo je to jen pustá poušť s několika málo planetami? Nicméně kdosi prohlásil, že "kdybychom byli ve vesmíru sami, bylo by to strašné plýtvání místem". Když se stala teorie vzniku planet a hvězd všeobecně uznávanou, nutně vyvstanula otázka, proč by v tomto ohledu mělo být Slunce jedinečné. Vždyť všude ve vesmíru se nacházely hvězdy, které vznikly z mračna prachu. To, že při tvorbě hvězd mohou vznikat planety bylo jasné - důkazem bylo devět planet kolem Slunce a k podobným závěrů dospěly i experimenty na počítačích. A tak bylo jen otázkou času, kdy bude objeveno těleso, které však nebude možno mezi hvězdy zařadit.

    Již od začátku bylo jasné, že detekce takových těles bude velmi obtížná. Planety jsou tělesa velmi malá a chladná, tudíž je nelze přímo pozorovat na tak velké vzdálenosti, které mezi hvězdami ve vesmíru panují. A i kdyby to bylo teoreticky možné, byl by svit planety beznadějně přezářen blízkou mateřskou hvězdou. Ale přece jsme se dočkali.

    5. října 1995 oznámili na konferenci ve Florencii dva švýcarští astronomové (Michael Mayor a Didier Queloz) ze Ženevské observatoře, že objevili planetu u hvězdy podobné Slunci - 51 Pegasi. Od té doby exoplanety přibývají velmi rychlým tempem.

    Kde hledat planety?

    Existence devíti planet u hvězdy zvané Slunce vedla astronomy k předpokladu, že kolem podobných hvězd by také mohly obíhat planety. Proto se zaměřili především na vyhledávání takových stálic. B. Fesenko prověřil v roce 1994 hvězdy jasnější 7,2 magnitud na severní obloze. Mezi 10 700 hvězdami našel 116 hvězd velmi podobných Slunci (podobných hmotností, povrchovou teplotou, chemickým složením, svítivostí a stářím). Pro zajímavost, Slunci nejpodobnější hvězda je 18 Scorpii viditelná pouhým okem (5,5 magnitud) vzdálená od Země 55 světelných let. Je jen o málo starší než Slunce a vyzařuje jen asi o 5 % více energie.

    Planety vznikají kondenzací z prachoplynových disků. Ten má tu vlastnost, že částečně pohlcuje intenzívní záření mateřské hvězdy, ohřívá se a vyzařuje záření infračervené. Hvězda samotná však příliš infračerveného záření nevydává. V roce 1983 prováděla výzkum vesmíru v infračervené oblasti kosmická družice IRAS a na celé obloze našla asi 40 hvězd do vzdálenosti 80 světelných let s přebytkem infračerveného záření. V souboru se nachází například Vega ze souhvězdí Lyry, Beta Pictoris nebo Fomalhaut ze souhvězdí Jižní ryby. U těchto hvězd se předpokládá existence prachoplynového disku a kromě toho i oblaku komet nebo planetek podobnému Oortově oblaku.

    Dnes se k pátrání po vznikajících planetárních soustavách využívá Hubbleův kosmický dalekohled. Díky němu bylo v roce 1996 známo jen v mlhovině M 42 v Orionu, v níž v současnosti probíhá bouřlivá tvorba hvězd, již 153 jasných protoplanetárních disků. Prachoplynové disky se v principu objevují především kolem hvězd s hmotností Slunce nebo menší. Velké hvězdy totiž svým intenzívním hvězdným větrem celý disk rozfoukají a zabrání tak vzniku planet. I to je dalším z důvodů, proč hledat právě u hvězd podobných Slunci.

    Protoplanetární disky kolem mnoha hvězd nesahají až ke hvězdě a kromě toho jsou ve vnitřních částech často asymetrické. To může být způsobeno již zkondenzovanými planetami nebo jejich zárodky, které ve svém okolí vysbíraly prach.

    Osamocená hvězda je ve vesmíru však spíše vyjímkou. Mohou existovat planety ve vícenásobných systémech? Teorie ukazuje, že tomu nic nebrání. Často diskutovanou soustavou je po Slunci nejbližší hvězdný systém Alfa Centauri. Výpočty ukázaly, že planety mohou mít své stabilní dráhy u každé z hvězd, jestliže jsou do 3 AU od mateřské hvězdy. Nebo může obíhat kolem hvězd obou, pokud bude mít trajektorie poloměr alespoň 70 AU. A skutečně byly planety ve vícenásobných systémech objeveny, například v dvojhvězdné soustavě Gliese 86.

    Paradoxně lze hledat planety i u hvězd velmi málo příznivých pro život - u bílých trpaslíků nebo neutronových hvězd-pulsarů či dokonce i černých děr. Vědci se shodli v názoru, že kamenná jádra terestrických planet mohou přežít i rozepnutí hvězdy do fáze červeného obra a následně pak obíhat kolem chladnoucího bílého trpaslíka. Podobně se kolem hvězd neutronových nebo kolem černých děr mohou vytvořit z materiálu zbylého po výbuchu supernovy tzn. planety druhé generace, přičemž původní planety (pokud existovaly) byly výbuchem pravděpodobně úplně zničeny.

    Faktem je, že již nejméně u dvou pulsarů planety objeveny byly. Pulsar je zhroucená hvězda, která vysílá ve dvou úzkých proudech intenzívní rádiové záření. A protože rychle rotuje, stává se zdaleka viditelným radiovým majákem, velmi přesnými radiovými hodinami. U nejméně dvou pulsarů však bylo zjištěno, že se někdy jaksi opožďují, jindy zase předbíhají. Po zdravé úvaze bylo rozhodnuto, že pulsary musí mít nějakou oběžnici, která s mateřským tělesem obíhá kolem společného těžiště a radiový signál tak pokaždé potřebuje jiný čas k překonání měnící se vzdálenosti.

    Metody objevování planet

    1. Astrometrická metoda:
    Z Newtonova gravitačního zákona vyplývá, že planeta nikdy neobíhá kolem hvězdy, ale obě tělesa obíhají kolem sebe navzájem, přesněji kolem společného těžiště. I když druhé těleso nevidíme, jeho gravitační vliv je dobře patrný. Vlastní pohyb mateřského tělesa po obloze není přímočarý, ale vlnitý. Z periody a amplitudy lze vypočítat hmotnost obíhajícího tělesa (nebo těles) a z třetího Keplerova zákona i jeho (jejich) oběžnou periodu a oběžnou vzdálenost. Nevýhodou je, že tuto metodu lze použít pouze pro menší vzdálenosti a dostatečně hmotná tělesa. Například trajektorie našeho Slunce (způsobená především Jupiterem) pozorovatelná ze vzdálenosti 30 světelných let by měla amplitudu sinusoidy řádově v miliontinách stupně. Sotva bylo takto objeveno první těleso - bílý trpaslík Sirius B, stala se velmi populární. Holanďan Van den Kamp ji používal v letech 1938 až 1968 a proměřoval velmi blízkou Barnardovu hvězdu. Z analýzy 3156 fotografií pak usoudil, že kolem hvězdy obíhají dvě planety ve vzdálenostech 2,8 a 4,7 AU v periodách 16 a 26 let o hmotnostech 0,7 a 1,0 hmotnosti Jupitera. Pozorování této hvězdy se však věnovali i další astronomové, ale ti již Van den Kampův objev nezopakovali. Van den Kamp tedy pravděpodobně přecenil přesnost svých měření. Astrometrickou metodou byly objeveny planety například u 61 Cygni nebo HD 114762 ve Vlasech Bereniky.

    2. Změna radiálních rychlostí:
    Existence dalšího tělesa obíhajího kolem hvězdy způsobuje při vhodném sklonu oběžné dráhy její střídavé přibližování a vzdalování od Země. Při pohybu vybrané hvězdy prostorem se v jejím spektru projeví Dopplerův efekt. Když se hvězda pohybuje směrem k nám, posouvají se čáry spektra k modré oblasti, pakliže se zrovna pohybuje od nás, čáry "červenají". Posouvání čar ve spektrech se pak opakuje s určitou periodou, která vzniká složením period obíhajících těles. Tvar křivky závislosti červeného posuvu na čase zase prozrazuje důležité informace o excentricitě planetárních drah. Amplituda červeného nebo modrého posuvu pak závisí na rychlosti pohybující se hvězdy a souvisí také s hmotností obíhajících členů, pokud známe sklon oběžné dráhy, můžeme hmotnost vypočítat poměrně přesně. Výhodou této metody je, že ji můžeme použít na velmi velké vzdálenosti. Nevýhodou je, že aby byl tento jev pozorovatelný a dostatečně přesně proměřitelný, musí rovina oběžné dráhy protínat Zemi, nebo k ní být jen málo skloněna. Právě touto metodou byla objevena 51 Pegasi b.

    3. Gravitační mikročočky:
    Tento jev nastane v okamžiku, kdy se mezi pozorovatele a vzdálenou hvězdu dostane další těleso, které ani nemusíme vidět. V důsledku relativistických efektů se vytvoří nový obraz vzdálené stálice, přesněji prstýnek obrazů kolem skutečné polohy. Protože se však tělesa ve vesmíru pohybují, trvá taková situace jen několik týdnů. Mikročočka způsobí též pozvolný nárůst jasnosti vzdálené stálice a posléze i její pokles. Z průběhu jasu pak můžeme vypočítat nejen hmotnost tělesa, které efekt mikročočky způsobilo, ale i jeho vzdálenost. Podstatné je, že pokud je mikročočka násobným systémem, na průběhu jasu se projeví všechny jeho složky (tedy včetně případných planet). Drobnou vadou na kráse je fakt, že měření již nebudeme nikdy moci zopakovat a pro existenci exoplanety je potřebné nezávislé ověření. Díky tomu již planetu také nemůžeme nadále studovat. A tak nám tato metoda dává spíše orientační přehled vhodný do statistik.

    4. Zákryt hvězdy planetou:
    Podobně jako u zákrytových dvojhvězd, i některé planetární systémy jsou orientovány tak šikovně, že se obě nebo více složek navzájem zakrývají. V okamžiku, kdy se planeta dostane mezi Zemi a mateřskou hvězdu, dojde k poklesu jasnosti hvězdy. Z amplitudy poklesu pak můžeme určit alespoň přibližně průměr planety (a odhadnout tak i její hmotnost). Takto byla možná objevena planeta u bety Pictoris nebo u dvojhvězdy CM Draconis. V nedávné době byla však metoda vyzvednuta týmem Grega Henryho u hvězdy HD 209458, která se nachází v souhvězdí Pegase. U zmíněné hvězdy předpověděli na základě spektroskopických pozorování existenci exoplanety, která by mohla mít natolik šikovně skloněnou dráhu, že by mohla přejít přes disk hvězdy. Dokonce šel tým až tak daleko, že se odvážili předpovědět okamžik přechodu. V danou chvíli zaměřili na hvězdu automatický teleskop a skutečně se jim podařilo zpozorovat úbytek světla od hvězdy přicházejícího. Pokles byl natolik malý, že jej byl schopen zaznamenat pouze CCD čip. A tak byla poprvé skutečně přímo pozorována planeta u cizí hvězdy. Datum 7. listopadu 1999 vešlo do dějin jako první pozorování planety u cizí hvězdy.

    5. Přebytek infračerveného záření:
    Podobně jako prachoplynové disky i planety pohlcují záření hvězdy, ohřívají se a tepelnou energii vyzařují v infračervené oblasti, kde hvězda podobná Slunci příliš nesvítí. Při pohledu na naši Sluneční soustavy by Jupiter byl výraznějším zdrojem tepelného záření než Slunce. Avšak i infračervené záření je podobně jako viditelné světlo obtížně detekovatelné.

    6. Z rychlosti rotace hvězdy:
    Ze spektra hvězdy lze určit mimojiné i její rotační periodu. Předpokládá se, že hvězdy, okolo nichž krouží planetární soustava, předaly část svého rotačního momentu právě svým planetám. U pomalu rotujících hvězd lze tedy usuzovat na planety, ale nejde o metodu příliš průkaznou a kromě toho nám vůbec nic neřekne o struktuře planetárního systému.

    7. Hudbou budoucnosti je přímé pozorování:
    Již dnes se plánuje stavba obrovských dalekohledů obíhajících daleko v prostoru Sluneční soustavy, které by měly být schopny některé planety přímo pozorovat a dokonce snad rozeznávat detaily na jejich povrchu (např. projekt Planet Imager).

    8. Všechno lze ale i obrátit
    V současné době se provádí systematický výzkum, takže se postupuje i vylučovací metodou. V současné době je známo 21 hvězd, které s prakticky stoprocentní jistotou žádné planetární průvodce nemají.

    Planeta nebo hnědý trpaslík?

    Již z počátku objevované planety vědce šokovaly především svými zvláštními drahami. Astronomové očekávali, že planetární drahy a dokonce planety samotné budou podobné těm, co pozorujeme v naší Sluneční soustavě. Mnohokrát je zarazila velká výstřednost dráhy planety. Ve Sluneční soustavě jsou planetární dráhy téměř dokonalé kružnice. V několika případech (16 Cygni Bb, HD 168443) se excentricita pohybuje kolem hodnoty 0,6, což odpovídá spíše dráze kometární, u oběžnice hvězdy HD 89707 pak činí dokonce 0,95 (!), což je velmi protáhlá elipsa. Zřejmě ještě více šokovaly vědce planety samotné. Ve velké části případů byly příliš velké, jejich hmotnost dosahovala až osmdesát hmotností Jupitera. Takové těleso je přesně napůl cesty mezi hvězdou a planetou. Hvězda to není, protože v nitru takového tělesa neprobíhají termonukleární reakce, ale není to ani planeta, protože získává energii z jaderných reakcí (reakcí lithia s protony vzniká helium). Takový objekt řadíme mezi hnědé trpaslíky.

    Hnědý trpaslík je vlastně nepovedená hvězda o hmotnosti mezi 10 a 80 hmotnostmi Jupitera a o svítivosti mezi 6x10-5 a 5x10-4 svítivosti sluneční. Pokud je jeho hmotnost větší než 13 hmotností Jupiteru, proběhne v jeho mládí omezená termojaderná reakce, která spotřebuje veškeré deuterium. Avšak i nadále hnědí trpaslíci září vlastním světlem, získávají energii z gravitačního smršťování. V atmosférách hnědých trpaslíků se kromě vodíku a helia objevují i pásy prachu a metanu a někdy dokonce voda či oxid uhelnatý. Povrchová teplota takových těles je pod 2000 K. Podstatné je, že zatímco hnědí trpaslíci vznikají podobně jako hvězdy gravitačním kolapsem oblaku plynu, planety se formují z materiálu, který obíhá mateřskou hvězdu.

    Největším shromaždištěm dosud objevených hnědých trpaslíků je známá otevřená hvězdokupa M45 Plejády v Býku. Následující výčet známých hnědých trpaslíků rozhodně není úplný. Kromě zmíněných Plejád se jich několik známých nachází i v otevřené hvězdokupě M 44 Jesličky v Raku nebo v mračnu kolem hvězdy ro Ophiuchi - hlavně díky tomu, že se tam nejlépe hledají a v těchto oblastech se nachází nejvíce kandidátů.

    Hvězda Spektrální typ Vzdálenost (pc) Hmotnost Oběžnice (Jupiter=1) Velká poloosa (AU) Oběžná doba e
    HD 110833 K3V 17 17 0,8 240,04 d 0,69
    BD-04 782 K5V ? 21 0,7 240,92 0,28
    HD 112758 K0V 16,5 35 0,35 103,22 d 0,16
    HD 98230 F8,5V ? 37 0,06 3,98 d 0
    HD 18445 K2V ? 39 0,9 554,67 d 0,54
    HD 29587 G2V 45 40 2,5 3,17 let 0
    HD 140913 G0V ? 46 0,54 147,94 d 0,61
    HD 283750 K2 16,5 50 0,04 1,79 d 0,02
    HD 89707 G1V 25 54 ? 198,25 d 0,95
    HD 217580 K4V 18 60 1 454,66 d 0,52
    Gliese 229 M1/M2V 6,7 40 40 200 let ?

    K předchozí tabulce a i k tabulkám následujícím patří malá poznámka: sloupec udávající hmotnost planety není vyplněn přesnými čísly. Jedná se spíše o spodní odhad hmotnosti nebo hmotnost nejpravděpodobnější. Uvedenými metodami totiž nelze vždy zjistit všechny údaje, které k určení přesnější hodnoty hmoty exoplanety potřebujeme.

    Vyhledávací projekty

    Ve světě v současné době pracuje přibližně dvacet vyhledávacích programů pozemských a jeden ve vesmíru (HST). Každý projekt se specializuje na jednu z metod vyhledávání planet, nejvíce pak na metodu radiálních rychlostí. Využívány jsou nejmodernější astronomické přístroje (např. Keck I a II, HST), po prvních úspěšných nálezech pátrání pokračuje ve zvýšené míře. Ještě mnohem více jich je v plánu, především pak ty vesmírné, které počítají s vypouštěním velkých dalekohledů až na dráhy mezi Marsem a Jupiterem. Takové dalekohledy by už byly teoreticky schopny vybrané planety zobrazit a zachytit snad i větší podrobnosti na jejich povrchu nebo v jejich atmosféře. S těmito projekty se ale počítá až do doby kolem roku 2010 (např. Planet Imager, Terrestrial Planet Finder nebo NGST).

    Přehled exoplanet

    Hvězda Označení obežnice Spektrální typ
    Teplota
    Vzdálenost (sv. roky) Svítivost
    Hmotnost
    (Slunce=1)
    Hmotnost planety (Jupiter=1) Perioda  Velká poloosa (AU) e Rok objevu
    HD 114762 b F9V
    5950 K
    132 1,68
    0,75
    11,02 84,0 d 0,35 0,33 1989
    51 Pegasi b G5V
    5750 K
    50 1,32
    1,05
    0,44 4,223 d 0,05 0,01 1995
    PSR B1257+12 A
    B
    C
    D
    Pulsar ~1000 ? 3,5 Zeme
    2,8 Zeme
    0,015 Zeme
    0,3 Zeme
    66,54 d
    98,21 d
    25,34 d
    170 let
    0,36
    0,47
    0,19
    40
    0,02
    0,024
    0
    ?
    1994
    1991
    1991
    1996
    Tau Bootis b F9V
    6550 K
    51 3,01
    1,37
    3,66 3,313 d 0,04 0 1996
    Ro Cancri b G8V
    5250 K
    41 0,61
    0,95
    0,85 14,66 d 0,11 0,04 1996
    47 Ursae Majoris b G1V
    5800 K
    46 1,82
    1,03
    2,45 1086 d 2,09 0,11 1996
    16 Cygni B b G3V
    5700 K
    70 1,33
    1,00
    1,67 803 d 1,61 0,69 1996
    70 Virginis b G4V
    5500 K
    59 2,86
    1,10
    7,42 116,7 d 0,48 0,4 1996
    Ro Coronae Borealis b G1,5Vb
    5750 K
    57 1,8
    0,89
    1,1 39,6 d 0,23 0,11 1997
    HD 187123 b G3V
    5830 K
    156 1,35
    1,0
    0,57 3,097 d 0,04 0,03 1998
    HD 217107 b G7V
    5360 K
    64 1,32
    0,96
    1,3 7,1 d 0,07 0,14 1998
    HD 195019 b G3IV-V
    5600 K
    121 2,35
    0,98
    3,43 18,3 d 0,14 0,05 1998
    Ross 780 b M4V
    3200 K
    15 0,016
    0,32
    2,1 60,9 d 0,21 0,27 1998
    HD210277 b G7V
    5570 K
    69 0,93
    0,92
    1,28 437 d 1,15 0,45 1998
    HD 168443 b G8IV
    5430 K
    123 2,1
    0,95
    5,04 57,9 d 0,28 0,55 1998
    14 Herculis b K0V
    5100 K
    59 0,75
    0,79
    3,35 1654 d 2,5 0,32 1998
    HD 75289 b G0V
    5970 K
    94 1,99
    1,05
    0,42 3,510 d 0,05 0,05 1999
    HD 130322 b K0V
    5350 K
    97 0,5
    0,79
    1,08 10,7 d 0,08 0,06 1999
    Gliese 86 b K0V
    5250 K
    36 0,45
    0,79
    4,9 15,84 d 0,11 0,04 1999
    Iota Horologii b G0V
    6000 K
    56 ?
    1,03
    2,26 320 d 0,93 0,38 1999
    50 Andromedae b
    c
    d
    F6IV
    6250 K
    44 3,33
    1,34
    0,71
    2,11
    4,61
    4,617 d
    241,2 d
    1269 d
    0,059
    0,83
    2,50
    0,03
    0,18
    0,41
    1996
    1999
    1999
    PSR B1620-26 B Pulsar 12388 ?
    ?
    1,2-6,7 61,8-389 let 10-64 0-0,5 1999
    PSR 0329+54 B
    C
    Pulsar 4700 ? 0,3 Zeme
    2,0 Zeme
    1100 d
    6140 d
    2,3
    7,3
    ?
    ?
    ?
    HD 209458 b G0V 170 ? 0,63 3,5238 d 0,045 0,0 1999
    HD 192263 b K2V 72 ? 0,76 23,87 d 0,15 0,03 1999
    HD 37124 b G4IV-V 119 ? 1,04 155 d 0,585 0,19 1999
    HD 177830 b K0 213 ? 1,28 391 d 1 0,43 1999
    HR 810 b G0V 56 ? 2,26 320,1 d 0,925 0,161 1999
    HD 222582 b G5 152 ? 5,4 576 d 1,35 0 1999
    HD 10697 b G5IV 108 ? 6,59 1083 d 2,0 0,12 1999

    Hvězda Spektrální typ Vzdálenost (pc) Hmotnost planety (Jupiter=1) Velká poloosa (AU) Perioda e
    HR 7875 F8V 25 0,69 ? 42,5 d 0,43
    PSR 1828-11 Pulsar 3600 3 Zeme
    12 Zeme
    8 Zeme
    0,93
    1,32
    2,1
    0,68 let
    1,35 let
    2,71 let
    ?
    ?
    ?
    Q0957+561 Pulsar 2,4 Gpc několik ? ? ?
    Lalande 21185 0,9
    1,6
    ?
    ?
    5,8 let
    30 let
    ?
    ?
    ?
    ?
    ?
    ?
    CM Draconis ? ? ? ? ? ?
    Aldebaran K5III 20 11 1,3 653,8 d 0,18
    98-BLG-35 Pulsar ~5000 ~1 Zeme ? ? ?
    95-BLG-3 Pulsar ~5000 ~2 >5-10 ? ?
    94-BLG-4 Pulsar ~5000 ~5 ~1 ? ?
    Beta Pictoris A5V 18 ? >6 2000 d ?
    W 3 (OH) O8 3000 10-4 Zeme * 2000? ? ?

    Pohledem na oběžné vzdálenosti si můžeme všimnout, že většina planet obíhá ve vzdálenostech velmi blízkých své mateřské hvězdy (pod 1 astronomickou jednotku). Důvod je jednoduchý - cloumavý pohyb, kterým se planeta projevuje na hvězdě a který potřebujeme dokázat ať už při použití astrometrické metody nebo metody radiálních rychlostí, závisí nejen na hmotnostech obou těles, ale ještě více na vzdálenosti obou těles; gravitační vliv klesá s druhou mocninou vzdálenosti. Není tedy v možnostech dnešní techniky zaregistrovat planetu terestrického typu obíhající ve vzdálenosti například 40 AU, byť by se tato planeta sebevíce snažila.

    Něco bližšího o vybraných zástupcích

    51 Pegasi b
    První planeta Jupiterova typu, která byla objevena a potvrzena u hvězdy podobné Slunci. Byla objevena dvěma švýcarskými astronomy (Mayor a Queloz) metodou radiálních rychlostí. Tento objev potvrdil myšlenku, že se ve vesmíru mohou nacházet planety Jupiterova typu. Rychlé výpočty ukázaly, že planeta může mít atmosféru, její povrchová teplota musí však vzhledem k parametrům oběžné dráhy (vzdálenost 0,05 AU, oběžná doba 4,2293+/-0,0011 dne - je svému slunci osmkrát krát blíže, než Merkur) být kolem 1200 K.
    S objevem této planety byl zpočátku trochu problémy. Dr. Gray v roce 1997 publikoval práci, v níž vysvětloval změny radiálních rychlostí u 51 Pegasi pomocí oscilací povrchu hvězdy. Ale další pozorování a nové výpočty ukázaly (a nakonec i Gray svoji práci sám popřel), že jde skutečně o oběžnici.

    PSR B1257+12 A,B,C,D
    Alexander Wolszczan a Dale Frail objevili první planetární systém, který obíhá kolem milisekundového pulsaru. Pulsar byl objeven v roce 1990 Wolszczanem pomocí radioteleskopu Arecibo na Portoriku. První dvě planety terestrického typu tohoto systému byly objeveny v roce 1991, třetí velikosti Měsíce pak v roce 1994 a nakonec planeta čtyřikrát hmotnější než Saturn v roce 1996. Pokaždé díky zpožďování nebo zrychlování signálů pulsaru. Ale jak mohou přežít planety v tak nehostinném prostředí?

    Existence planety měsíčního typu je tak trochu sporná. Její vypočítaná oběžná doba totiž téměř souhlasí s rotační dobou našeho vlastního Slunce, takže je zde malá možnost, že poruchy signálu mohou být způsobeny právě naším Sluncem.

    50 Andromedae b,c,d
    Tato hvězda má přinejmenším tři planety Jupiterova typu. Vlastní hvězda je bohatá na kovy, vzdálená 16,5 pc od Slunce a povrchovou teplotou kolem 6100 K a hmotností asi 1,3 hmotnosti Slunce. Nejvnitřnější planeta vážící 0,6 hmotností Jupitera je svou drahou velmi podobná 51 Pegasi b, obíhá s periodou 4,61 dne ve vzdálenosti 0,059 AU od své hvězdy. Druhá planeta je dvakrát hmotnější než Jupiter a oběhne ypsilon Andromedae za 242 dní ve vzdálenosti 0,83 AU, což zhruba odpovídá dráze Venuše v naší soustavě. Třetí těleso je 4,1krát hmotnější než největší planeta naší Sluneční soustavy a oběhne svou hvězdu za 1269 dní (3,47 roku) ve vzdálenosti 2,5 AU.

    Ro Coronae Borealis b
    Ro CrB je asi 10 miliard let starý protějšek našeho Slunce (hmotností a spektrálním typem) vzdálený 55 světelných let. Jeho planetární průvodce váží 1,13krát více než Jupiter a obkrouží svou mateřskou hvězdu jednou za 40 dní ve vzdálenosti 0,25 astronomické jednotky; v naší Sluneční soustavě by obíhal uzavřen v dráze Merkura.

    Ross 780 b
    Ross 780 (Gliese 876) je 15 světelných let vzdálená proměnná hvězda v souhvězdí Vodnáře (IL Aqr), řadící se do skupiny červených trpaslíků. Tato planeta byla objevena nezávisle švýcarsko-francouzskou skupinou a skupino SFSU, která používá teleskopy Keck I a II na Havajských ostrovech. Planeta je větší než Jupiter (2,1 hmotnosti Jupitera), obíhá kolem své mateřské hvězdy po velmi eliptické dráze (excentricita 0,27) jednou za 61 dní ve vzdálenosti 0,21 AU.

    70 Virginis b
    70 Virginis b je "prototypem" hnědého trpaslíka vážícího 6,6krát více než Jupiter obíhajícího hvězdu slunečního typu po velmi excentrické dráze (e=0,40) jednou za 116,6 dní ve vzdálenosti 0,43 AU.

    Gliese 86 c
    Gliese 86 je poněkud chladnější hvězda o hmotnosti 0,79 našeho Slunce ležící 35 světelných let od Země. Gliese 86 je dvojhvězdou, Gliese 86 b se nachází přibližně 15 AU od Gliese 86 a. Objevená planeta pak obíhá kolem větší z hvězd téměř po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,11 AU s periodou 15,84 dne. Těleso planety je 4,9krát hmotnější než Jupiter a teplota na povrchu planety se musí podle výpočtů pohybovat ve stejných hodnotách jako na našem Merkuru - kolem 400°C.

    Nová naděje pro mimozemšťany?

    Po letech tedy radioastronomové pátrající po mimozemských depeších dostali nový impuls pro zesílení svého úsilí. Přestože na planetách, které byly dosud objeveny, nelze život očekávat, alespoň ne takový, jak si jej představujeme. Pro ten nejsou na planetách příhodné podmínky - vzhledem ke svým drahovým elementům a velikosti jsou příliš horké a jejich gravitační zrychlení také není zrovna ideální. Život můžeme prakticky vyloučit u planet obíhajících pulsary. Pulsary jsou tělesa velmi chladná, která navíc vysílají do svého okolí intenzívní nepřátelské rentgenové paprsky. Podle Davida W. Lathana je klíčem k nalezení druhé Země odhalení druhého Jupiteru. "Jestliže najdeme velké těleso, pak předpokládáme, že tam budou i tělesa menší."Cizí pozorovatelé by také první viděli z naší Sluneční soustavy Jupiter a ten, jak víme, nositelem inteligentního života také není. Planetologové a biologové si totiž dokáží představit život jen na planetě, která obsahuje tekoucí vodu. Tedy na planetě podobné Zemi.

    Budoucnost? Hledání exoplanet patří mezi jedno z nejperspektivnějších odvětví současné astronomie. Proto se počítá ve zvýšené míře s vypouštěním nových družic do vesmíru, jejichž jedinou náplní bude právě pátrání po exoplanetách. A třeba se nám v brzké době podaří objevil planetu podobnou Zemi, na níž se podaří zjistit existenci tekuté vody a dýchatelné atmosféry. A to už je jen krůček od objevení civilizace tak, jak si ji dovedeme představit.

    Poznámky

    Vzhledem ke zvýšené aktivitě při pátrání po exoplanetách jejich počet neustále přibývá a údaje o známých se zpřesňují. Proto berte uvedené údaje tak trochu s rezervou a vězte, že publikovaná data byla aktuální 20. listopadu 1999.

    Zdroje a poděkování

    Všechny zdroje této práce pocházejí z Internetu. Odkud jinud. Bohužel všechny jsou v angličtině. Nejvíce informací bylo převzato z oficiální The Extrasolar Planets Encyclopeadia Jeana Schneidera (http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html). Poděkování patří především Jiřímu Duškovi, který provedl revizi celého díla, pak Janě Čápové, která měla tu trpělivost, že to musela číst a donekonečna opravovala pravopisné i jiné chyby a jakožto astronom-laik dospěla k názoru, že je to dostatečně srozumitelné i pro někoho jiného než mě.

    OBSAHtiskMichal Švanda


    Všechno je jinak

    V oblasti exoplanet se toho v poslední době děje skutečně až nezdravě mnoho. Ještě jsme se tak zcela nevzpamatovali z pozorování ze 7. listopadu, kdy se podařilo pozorovat předpovězený přechod planety přes disk cizího slunce a je tu objev další. Můžeme dokonce prohlásit, že jde o ještě větší skok, dalším krokem snad již může být jedině fotografie planetárního povrchu.

    Zpráva z 22. listopadu říká, že astronomům pracujícím v Astronomickém ústavu St. Andrews University ve Skotsku se podařilo přímo pozorovat světlo pocházející z planety mimo naši sluneční soustavu. Přesněji ne světlo planety, ale světlo mateřské hvězdy od planety odražené. Jinými slovy směrem k nám cizí planeta hodila takové nenápadné "prasátko".

    Jde o hvězdu Tau Bootes vzdálenou 15,6 parseku. Již od roku 1996 se ví, že kolem této stálice obíhá oběžnice s hmotností asi čtyřikrát větší, než je hmotnost Jupiteru. Dokonce již tehdy byla známa oběžná doba, mírně přesahující hodnotu 3,3 dne. Planeta byla objevena na základě spektroskopického pozorování posunu spektrálních čar.

    Astronomové si však uvědomili, že hvězda je poměrně blízko a planeta obíhá také velmi blízko svou hvězdu (asi 0,04 AU), takže by se světlo od ní odražené v prostoru nemuselo úplně ztratit. A nenapadlo je nic prozaičtějšího, než pečlivě proměřovat světlo od hvězdy k nám přicházející a hledat v něm změny opakující se právě s periodou 3,3 dne. A uspěli.

    Světlo se při své cestě vesmírem tak trochu mění. Každý nový chemický prvek, s nímž přijde do styku, na něm nechá svůj "podpis" ve formě nové spektrální čáry. Pokud by tedy exoplaneta byla složena i z jiných prvků, než její mateřská hvězda, muselo by se to projevit. Samozřejmě, že i tato úvaha je správná.

    Ve světlo hvězdy se totiž podařilo detekovat stopy po složitějších prvcích, jako je kyslík, hořčík nebo křemík (ty by se v hvězdách podobných tau Bootes neměly vyskytovat) a změny na těchto čarách probíhají v periodě 3,3 dne. Shoda okolností nebo opravdové pozorování? čekáme na potvrzení zprávy.

    Takže se těšme na přímý snímek. Odhady udávají časový horizont 10 let. Co si o tom myslíte vy?


    MacPhersonova teorie entropie:
    Něco odněkud vyndat vyžaduje méně energie než to vrátit zase na původní místo.

    OBSAHtiskMichal Švanda


    Přechod Merkuru přes Slunce

    Přestože se o tom v našich končinách příliš nemluví, nastal v pondělí 15. listopadu jeden z nejpozoruhodnějších astronomických úkazů tohoto roku - přechod planety Merkur přes sluneční kotouč. Nemluvilo se o něm nejspíš proto, že jsme ho od nás bohužel neuviděli - planeta přelézala Slunce mezi 22:10 a 23:10 SEČ, tedy v době, kdy je u nás už noc. Na Tahiti byl úkaz pozorovatelný asi nejlíp. Zde si můžete prohlédnout mapku pozorovatelnosti úkazu z různých míst zeměkoule.

    Samotný přechod Merkura přes Slunce není zas tak vzácný, nastává průměrně v intervalu několika let. Poslední aspoň trochu od nás pozorovatelný nastal 13. listopadu 1986. Tenhle letošní byl však naprosto unikátní tím, že Merkur prošel velice těsně kolem okraje slunečního kotouče, a to tak těsně, že pro některá místa na denní polokouli Země úkaz vůbec nenastal! Od dob vynálezu dalekohledu nebylo něco takového ještě pozorováno! Navíc má tahle náhoda i velký astrometrický význam - měřením začátku a konce přechodu z různých míst na Zemi lze přesně určit rozměr Slunce, což se jinými metodami dělá dost těžko, a tudíž s menší přesností. Není třeba zdůrazňovat, jak je znalost přesného poloměru Slunce důležitá - hovoří se totiž o jeho periodickém kolísání. Kdyby se tato teorie potvrdila, mohlo by to např. pomoci vysvětlit periodické změny klimatu Země, neboť se změnou poloměru hvězdy se mění i její zářivý výkon. Letos jsme tedy onu černou tečku na oslnivém disku Slunce neviděli. A kdy tedy ano? 7. května 2003. O rok později, 8. června 2004, se pak můžeme těšit na ještě daleko krásnější a vzácnější úkaz - přes Slunce se bude šinout sama Venuše.

    OBSAHtiskLukáš Král


    Stručná historie výzkumu hvězd (pokračování z minulého čísla)

    Počátek hvězdné spektroskopie

    Už od roku 1862 začal soustavný výzkum hvězdných spekter. Výzkumy brzy začaly přinášet kva-litativně nové informace o hvězdách. Platí zásada, že po každém zavedení nového typu pozorovací techniky se začnou hrnout objevy, které mění náš pohled na vesmír.

    Angelo Secchi (1818-78) v Římě s malým přístrojem a nízkou disperzi pracoval na statistice (1868 katalog s 4000 hvězdným spektry. Ta rozdělil do čtyř skupin:

    I - bílé hvězdy pouze s čarami H (Sirius, Vega, Altair, Regulus)
    II - nažloutlé hvězdy slunečního typu (Arkturus, Kapela) s spoustou čar tzv. kovů
    III - oranžové hvězdy s absorpčními pásy (Betelgeuze, Mira), zpravidla proměnné
    IV - červené hvězdy absorpční pásy, ostré u červeného okraje, rozmyté u modrého - dnes víme že se jedná o projev uhlíku a jeho molekul.

    Secchi, zakladatel soudobé spektrální klasifikace, úzce spolupracoval s Williamem Hugginsem (1824-1910) v Londýně, jenž je naopak zakladatelem detailní spektrální analýzy. Ten porovnával spektra různých prvků ve spektrech hvězd s laboratorními, u Siria našel H, Na, Fe, Mg, u Aldebaranu a Betelgeuze prokázal přítomnost železa, sodíku, vápníku, vizmutu a vodíku. Usoudil, že atmosféry hvězd musejí být velmi teplé, vždyť i železo je tu v podobě par. Pozoroval i některé mlhoviny. Ty dávaly odlišné spektrum s emisemi, takže bylo zřejmé, že jsou složeny ze zředěných plynů.

    V roce 1842 Johann Christian Doppler (1803-53) na základě analogie se zvukem upozornil na to, že při radiálním vzájemném pohybu zdroje světla a pozorovatele o radiální rychlosti Vr se musí frekvence f (či vlnová délka) světla vzhledem k laboratorní frekvenci f0 měnit. Chtěl takto mj. vysvětlit i rozdílnou barvu složek dvojhvězdy.

    Z omylu jej už roku 1848 vyvedl Francouz Hippolytea Fizeau (1819-96). Ten ukázal, že při reálném pohybu hvězd ve dvojicích je rozdíl jejich radiálních rychlostí malý na to, aby to bylo v jejich světle barevně postřeh-nutelné. Nicméně upozornil, že Dopplerem předpovězený posun by byl měřitelný v případě dostatečně ostrých absorpčních čar.

    Měření radiálních rychlostí hvězd, spolu se znalostí jejich vlastního pohybu a paralaxy znamená převrat v kinematice hvězd v principu je teď možné určovat prostorovou rychlost hvězd a jejich skupin vzhledem ke Slunci. První úspěšné pokusy měření radiální rychlosti uskutečnil 1868 Willam Huggins (1824-1910) (měl k tomu spektrograf s dostatečnou disperzí). Zjištěné radiální rychlosti hvězd vzhledem ke Slunci dosahují až stovky kilometrů za sekundu.

    Měření radiální rychlosti umožňují i absolutně stanovit rychlost, jíž se Slunce vzhledem k vztažnému systému okolních hvězd pohybuje směrem do Herkula. Zpočátku byly výsledky nejisté, první solidní hodnotu relativní rychlosti Slunce vůči okolním hvězdám obdržel až Campbell 20 km/s.

    Fotometrie a fotografie

    Zpočátku byl údaj o jasnosti hvězdy v podstatě jen jedním z jejich identifikačních znaků při vyhledávání objektu na obloze. Zde zcela vystačil systém hvězdných velikostí zavedený Ptolemaiem, které byl protažen i do oblasti slabých hvězd viditelných pouze dalekohledem. Zajímámeli se o vlastnosti hvězd samotných, je nutné pojem jasnosti a hvězdné velikosti je nutno striktně definovat.

    První primitivní fotometr sestrojil John Herschel ten zjistil, že poměr jasností hvězd s jednotkovým rozdílem ptolemiovských hvězdných velikostí je 2,5. V roce 1857 tento poměr upřesnil Norman Pogson, a to na 100,2 = 2,512. Rozdíl 5 magnitud pak odpovídá poměru jasností 1:100.

    1861 německý fyziolog Gustav Fechner z fotometrického zákona vyvodil důležitý psychofyzický zákon (někdy též Weberův-Fechnerův) týkající se většiny našich smyslových počitků: smysly nevnímají přímo veličinu (jasnost, intenzitu), ale její logaritmus. Je to výsledek zpracování informace v mozku.

    První prakticky využitelný fotometr zkonstruoval F. Zöllner měřená hvězda srovnávaná s uměle vytvořenou hvězdou. Osvětlení referenčního zdroje měnil polarizačním hranolem, C. Pritchard z Oxfordu to zkoušel s absorpčním klínem.

    Až Edward C. Pickering přistoupil na relativní fotometrii hvězdy srovnával s Polárkou, čímž eliminoval vliv proměnné extinkce a neadekvátního spektrálního složení světla zdroje a jeho nestabilitu. Pickering publikoval první fotometrický katalog hvězd.

    Až doposud se všechna astronomická měření prováděla očima. Jakkoli jde o vysoce výkonný a citlivý detektor a analyzátor světla, není s to skutečnost zachycovat objektivně (reprodukovatelně) a dodávat kvantifikované výstupy. Nové astrofyzikální metody však takový detektor přímo vyžadovaly

    1833 Louis-Jacquesmandé Daguerre (1789-1851) se zasloužil o první zachycení obrazu na desce, vynalezl tzv. daguerrotypii. Již 23. března 1840 získal John Willam Draper (181-182) první daguerrotypie Měsíce. V r. 1857 Georg P. Bond použil první mokré kolódiové fotografické desky s vyšší citlivostí k fotografování Alkoru a Mizaru. Ukázal, že proměřením negativu lze dosáhnout srovnatelné přesnosti jako při měření vizuálním s mikrometrickým šroubem.Plně se začala fotografie využívat od r. 1879, kdy se zvládla technologie přípravy suchých fotografických desek

    Výhody fotografie:
    a) kumulace světla během dlouhých expozicí (i několik hodin), možnost odhalení velmi slabých hvězd a mlhovin (objeveny mlhoviny kolem Plejád s řasovitou strukturou, bratři Henryové 1885),
    b) řád přesnější poziční měření (určování paralax Besselova přesnost 0,3", fotografická (Gill) 0,03"),
    c) obrovské množství informací v ploše desky možnost zachytit skutečnost a pak libovolně dlouho zpracovávat důležité zejména pro spektrální analýzu.

    Těžiště práce astronoma se přeneslo od dalekohledu ke stolu astronom se z nočního tvora změnil na denního. Vznikly první kvalitní fotografie hvězdné oblohy i přehlídky hvězdného nebe (Cordoba B. A. Gould od roku 1875, D. Gill v Kapském Městě od roku 1882, od roku 1885 bratři Henryové v Paříži). Výsledky byly natolik slibné, že na kongresu 1887 v Paříži se astronomové dohodli na společném projektu pořízení mapy celé oblohy Carte du Ciel + katalogu asi 3 milionů hvězd. Projekt sice zůstal nedokončen, ale i to, co v jeho rámci vzniklo, bylo vědecky velmi cenné.

    1888 vydal J. E. Dreyer na základě fotografické přehlídky soupis 7840 mlhovin New General Catalogue (zkráceně NGC), jehož označení se ještě nyní všeobecně využívá.

    První použitelné spektrogramy se datují z roku 1876, kdy W. Huggins zkonstruoval spektrograf s křemennou optikou, která tolik nepohlcoval modré a UV záření, na něž byly tehdejší emulze citlivé.

    1882 získal W. Huggins první spektrogram mlhoviny v Orionu s pěti emisními čarami a usoudil tak, že mlhovina je tvořena zředěným plynem. Pozorovanou spojitou složku vysvětlil tím, že tam již začala mlhovina kondenzovat ve hvězdy. Výklad zjevně vycházel a podporoval tzv. nebulární domněnku vzniku hvězd.

    Mimořádná role měla fotografie při spektrální klasifikaci hvězd, neboť umožňovala na jedné desce zachytit spektra řady objektů. Dělo se tak zejména při použití tzv. objektivového hranolu zařazeného před objektiv dalekohledu. První pokusy v tomto směru učinili Secchi (1879), Henry Draper (1882), nicméně skutečně úspěšný byl až E. C. Pickering v roce 1886 na Harvardu.

    Pickering začal přístrojem snímkovat celou hvězdnou oblohu. Z prostředku odkazu Henryho Drapera byl pak financován rozsáhlý projekt vedoucí později k vydání mnohasvazkového katalogu spekter hvězd jasnějších než 8 až 9 mag, který se označuje HD. Vycházet začal 1918, kdy už byla spektrální klasifikace zdokonalena a zpřesněna.

    Hvězdárny a dalekohledy

    Stále populární zůstávají refraktory, přístroje vhodné pro astrometrické výzkumy, mezi nimiž kralují dalekohledy německé výroby. (38 cm 1839 Pulkovo, 1847 Harvard).

    Objevil se konkurent A. Clark, který kvality svého 45 cm objektivu osvědčil 1862 objevem Siria B. Překonal je další samouk T. Cooke v Anglii objektivem 63 cm (1868). Clark a synové zvedli hozenou rukavici a zhotovili postupně: 1883 objektiv 76 cm pro Pulkovo, 1888 91 cm pro Lickovu hvězdárnu na Mt. Hamiltonu v Kalifornii a konečně 1897 pro největší refraktor na světě 102 cm dalekohled Yerkesovy hvězdárny u Chicaga.

    Tím vrcholí a zároveň končí období obřích refraktorů, pro něž se nyní jen těžko hledá uplatnění. Souvisí to se zásadním obratem v pracovních metodách astronomie. Ta teď potřebuje světelné přístroje bez barevné vady, aby bylo možno využít fotografie a spektroskopie v co nejširším rozmezí. Znamená to přechod k reflektorům.

    Zrcadla barevnou vadu nemají z principu. Větší zrcadla se brousí snadněji než čočky, navíc je lze vyztužovat, podpírat. 1857 zavedl fyzik J. B. Léon Foucault (181968) novou technologii výroby astronomických zrcadel - plocha vybroušená ve skleněném bloku potažená kovovou vrstvičkou (ta se dá obnovovat). První velký objektiv toho druhu zhotovil Grubb v Dublinu průměr 120 cm, refraktory rázem překonány.

    Začaly růst nároky na umístění hvězdárny s velkým dalekohledem. Dosud byly hlavně v blízkosti větších center, v univerzitních městech apod. Nyní byl důležitý hlavně klid ovzduší a jeho průzračnost. Hvězdárny se proto stěhují do hor, daleko od zakouřených měst. V roce 1881 byla v nadmořské výšce 2930 m n. m. založena první vysokohorská hvězdárna - observatoř na Pic du Midi v Pyrenejích.

    S rozměry dalekohledů a odlehlostí hvězdáren rostla cena. Ke slovu se dostala astronomická klimatologie, systematicky začala být vyhledávána místa s průzračnou oblohou a s velkým počtem jasných nocí během roku. Optimální se v tomto ohledu ukázala být americká Kalifornie. 1879 začala stavba Lickovy hvězdárny na Mt. Hamiltonu. Americké hvězdárny postupně získávají ve hvězdné fyzice prvenství.

    První poznatky o fyzice Slunce

    Nové astrofyzikální metody rozpracované od poloviny 19. století dávaly možnost studovat hvězdy. Slunce je přitom hvězda nejbližší, navíc i objektem poskytujícím dostatek světla. Není proto divu, že se nové přístupy a fyzikální náhledy na povahu hvězd testovaly nejprve právě na Slunci. Pozorováním Slunce se jednak obohacovala fyzika, jednak se zlepšovaly naše náhledy na hvězdy.

    Názory na sluneční skvrny, běžně pozorované od dob Galileiho, nejlépe odhalovaly skutečné názory učenců na povahu hvězdy Slunce. Nejdříve byly považovány za tělesa promítající se na sluneční kotouč. Po zdokonalení dalekohledu toto vysvětlení již neobstálo (nepravidelný tvar skvrn, jejich vývoj, penumbra). V polovině 18. století byly skvrny interpretovány jako vrcholky hor vyčnívající ze světelného oceánu, jindy jako sopky chrlící saze a škváru. 1769 pozorování A. Wilsona dokázala perspektivní zkrácení penumbry na okraji rotujícího Slunce, které ukazuje, že skvrny leží pod úrovní zářícího slunečního povrchu - jsou to tedy prolákliny v zářivém povrchu hvězdy (1774).

    Představu podporoval i W. Herschel. Ten Slunce považoval za tmavou hornatou kouli, asi i obydlenou, jež je obklopena hustou vrstvou mraků chránících zrak obyvatel před nesnesitelném jasem a žárem z vnějšku. Průrvami v mracích, slunečními skvrnami, vidíme až na dno. Díky Herschelově autoritě byl tento kuriózní názor akceptován většinou tehdejších vědců. Slunce podle nich nebylo víc, než velká planeta podobná Zemi, nepříjemný rozdíl mezi hvězdou a planetou se tak smazal. (Planety byly stvořeny k tomu, aby nesly život. Bůh jistě netvořil žádná tělesa bez účelu.)

    J. Herschel otcovu domněnku poopravil předpokladem, že sluneční skvrny jsou obrovské víry se sluneční atmosféře - soudil podle analogie s meteorologickými úkazy v rovníkových oblastech Země. Všiml si totiž, že většina skvrn leží poblíž slunečního rovníku.

    H. Schwabe 1843 po 20 letech pozorování odhalil zhruba desetiletou periodicitu výskytu slunečních skvrn, což doložil statistikou roku 1851. Objev potvrdil švýcarský astronom R.Wolf, jenž periodu zpřesnil na 11,1 roku na základě rozboru zpráv o výskytu skvrn až do dob Galileiho. Ukázal, že nejde o přesnou periodicit - vrcholy některých cyklů jsou do sebe vzdáleny o 6 let, některé o 16 let.

    R. C. Carrigton na základě pozorování 185361 potvrdil, že Slunce nerotuje jako tuhé těleso, nýbrž že úhlová rychlost rotace klesá s absolutní hodnotou heliografické šířky. Dále zjistil, že na začátku slunečního cyklu se objevují skvrny dále od slunečního rovníku a postupně se stěhují k rovníku.

    Objevena nečekaná souvislost mezi výskytem skvrn a některými pozemskými jevy: variace intenzity zemského magnetického pole, četnost magnetických bouří, výskyt polárních září (Rudolf Wolf na základě curyšských kronik 10001800). Tato zjištění nabourávala jednoduchý mechanistický způsob nazírání světa, ve vesmíru působí i jiné interakce než gravitační.

    1. 9. 1859 objevil Carrington náhlé prudké zjasnění ve skupině slunečních skvrn, po němž následovaly silné magnetické bouře a polární záře. Je to první záznam o pozorování tzv. bílé erupce. Jde ovšem o mimořádně vzácný úkaz, který už pak dlouho nebyl znovu pozorován.

    V pol. 19. století se skvrnám připisovala mimořádná důležitost a na jejich vysvětlení se soustřeďovala většina úvah o Slunci. Herschelova domněnka padla po publikaci Kirchhoffových zákonů o tvorbě spektra. 1861 se Kirchhoff přímo vyslovil, že vlastní těleso Slunce je tvořeno rozžhavenou pevnou nebo kapalnou látkou (spojité sluneční spektru), přičemž toto těleso je obaleno chladnější atmosférou (čárové spektrum).

    V rozporu s tím byla zjevná "velká vnitřní pohyblivost" fotosféry, pozorovaná zejména v oblasti skvrn, která se neslučovala s představou tuhé či kapalné sluneční materie. Brzy se však přišlo na to, že jeli žhavý plyn dostatečně hustý, pak může i on zářit ve všech vlnových délkách. Všeobecně se pak soudilo, že Slunce je složeno ze žhavých plynů. Ostrý okraj Slunce vysvětlil 1865 H. Faye (1814-1902) tím, že jde o svítící mraky kondenzovaných par vápníku, sodíku a uhlíku. Ty vystupují tak vysoko, že začnou kapalnět a prší pak dolů jako déšť, jenž se pak znovu vypařuje.

    Jakkoli je toto vysvětlení mylné, ukazuje na celkový obrat v nazírání na Slunce, které (na rozdíl od Herschelova mínění) musí být žhavé celé! Obrat je důsledkem toho, že se začal i pro dění ve vesmíru aplikovat zákon zachování energie, který ve 40. letech 18. stol. formulovali německý lékař R. Mayer (1814-87) a anglický sládek J. P. Joule (1818-89). Na jeho základě pak H. Faye již tvrdil, že teplo vzniká v nitru Slunce a k jeho povrchu je přenášeno výstupnými proudy (konvekcí), které létě dávají vznik kumulům.

    Povaha slunečních skvrn dlouho záhadou, systematická pozorování Carringtova a Spörerova ukázala, že to nejsou to ani pasáty či antipasáty (J. Herschel) - pohyby v nich víceméně náhodné, ani usazující se saze. Že jsou skvrny tvořeny plynem, dokázal spektroskopicky americký astrofyzik C. A. Young (1834-1908) roku 1883. Příčiny vzniku skvrn se nepodařilo odhalit, všeobecně se jen soudilo, že jde o projev jakési cirkulace ve sluneční fotosféře.

    Naprostá většina slunečního záření pochází z fotosféry. O existenci vyšších atmosférických vrstev Slunce jsme se dozvěděli jen díky spektroskopii a pozorování úplného zatmění Slunce. Ta sledována dávno, svědectví např. o koróně jsou jen sporadická (Halley), protože astronomové se soustřeďovali především na vzájemný pohyb obu těles.

    Pozorování úplných zatmění Slunce nabyla na popularitě, když anglický astronom amatér F. Baily (1774-1844) při prstencovém zatmění Slunce objevil 1836 tzv. Bailyho perly svítící body na obvodu Měsíce. 1842 si řada astronomů z jižní Evropy při úplném zatmění Slunce povšimla koróny. Ta byla doposud považována za optický klam (proti svědčily spousty fotografií) nebo za zezadu Sluncem nasvětlenou měsíční atmosféru. 1851 při zatmění ve Skandinávii se podařilo prokázat, že se jedná o svrchní část sluneční atmosféry.

    Pozorování z 70. a 80. let dokázala, že existuje spojitost mezi tvarem sluneční koróny a počtem slunečních skvrn při vyšší sluneční aktivitě je koróna rozcuchanější. Důležitý závěr na utváření koróny se neuplatňuje jen gravitace (ta je neměnná). Spektroskopie poskytovala nesrozumitelné výsledky nalezeny byly výrazné emisní čáry neznámého původu. Nejintenzivnější, zelená byla připsána novému prvku "koróniu". Výzkum vázl, protože korónu nebylo možné pozorovat mimo úplná zatmění.

    Při zatmění 1842 objeveny sluneční protuberance, 1851 byla spatřena při okraji Slunce spousta nízkých plamínků pasovány na nízké protuberance, z nichž občas vystupují protuberance vysoké. Navíc se ukázalo, že protuberance se objevují především v oblasti výskytu velkých slunečních skvrn.

    Zatmění 1860 ve Španělsku sledováno již fotograficky, zatmění v Indii a Malajsii 1868 i spektroskopicky. Největší záhada protuberance "vysmívající se gravitačnímu zákonu" zkoumána spektroskopicky vedoucím francouzské výpravy J. Janssenem (1824-1907), který z výskytu ojedinělých výrazných emisních čar, usoudil, že se tu jedná o velice zředěný plyn.

    Janssen též okamžitě navrhl jak protuberance sledovat i mimo zatmění - pozorováním Slunce v monochromatickém světle čar, v nichž protuberance září. Svůj protuberanční spektroskop také do 24 hodin sestrojil a dále jím pozoroval vývoj protuberancí nalezených při zatmění. Téměř současně zkonstruoval obdobný přístroj anglický astronom J. N. Lockyer (1836-1920). Prokázalo se, že protuberance se rychle vyvíjejí, jejich životní doba je jen několik dní.

    Při zatmění si Janssen ve spektru kromě šarlatové čáry vodíku všiml i oranžové emise, kterou zprvu připsal Na, pak ale shledal, že tato čára nepatří žádnému ze známých prvků. Připsal ji proto dosud neznámému prvku, typickému pro Slunce: heliu. Tento plyn nalezl i na Zemi objevitel většiny vzácných plynů: fyzik a chemik Sir William Ramsey (1852-1916), roku 1895 v nerostu cleveitu. Tím byla znovu doložena materiální jednota Slunce (hvězd) a Země.

    Při zatmění 1870 pozoroval C. A. Young spektroskopem se štěrbinou orientovanou tečně k okraji Měsíce. Před začátkem úplného zatmění ze spektra náhle zmizely tmavé Fraunhofferovy čáry a na 2 s se objevily tisíce emisních čar - tzv. bleskové spektrum. Spektrum bylo inverzní podobou běžného spektra slunečního. To bylo ve shodě s očekáváním - v Kirchhoffově modelu chladné a řídké atmosféry (obracející vrstva) při pohledu z boku by něco podobného mělo nastat.

    1882 Trépied ukázal, že bleskové spektrum není inverzní kopií sluneční spektra, 1882 J. N. Lockyer a 1886 Turner pozorovali, jak se toto spektrum v čase mění.

    pokračování příště

    OBSAHtiskZdeněk Mikulášek


    Jak se daří SETI@home

    O co jde?

    Největší kompaktní radioteleskop na světě Arecibo, nalézající se na ostrově Portoriko, (patří ke Spojeným státům) snímá rádiové signály přicházející z vesmíru. Kromě klasického pozorování na tomto teleskopu, současně probíhá projekt SETI, který se věnuje hledaním podezřelých signálů v pozadí kosmického šumu. Toto pozorování nijak nezdržuje ani neomezuje ostatní pozorovací projekty a může tím pádem fungovat vlastně nepřetržitě. Vlnová délka sledovaných signálů se pohybuje okolo 21 centimetrů (záření neutrálního vodíku).

    Nelehkým úkolem je však zpracování nepřetržitého přílivu údajů. Stejně jako se přístrojový čas na velkých dalekohledech vysoce cení, také se cení práce na velmi výkonných počítačích. Nemůžeme se proto divit, že tento projekt - seriózní hledání projevů mimozemských civilizací, byť ho dnes podporuje i Mezinárodní astronomická unie, je odkázán především na skromné dary sponzorů. Před několika roky se ale v jedné chytré hlavě narodil velice dobrý nápad. Když si nemůžeme pořídit jeden velký počítač, proč nevyužít třeba sto tisíc obyčejných domacích počítačů, které mají dohromady podobný výkon? Lidé z Kalifornské univerzity v Berkeley totiž zjistili, že nejčastěji na osobních počítačích, běží obyčejné šetřiče obrazovek nebo obrazovky svítí nazdařbůh. Nezbylo tedy nic jednoduchšího než naprogramovat speciální šetřič obrazovky, jenž by místo otáčejícího se hrníčku či zmateně pobíhajícího nelušného nápisu, analyzoval radiové signály. Poté stačí rozjet odpovídající reklamní kampaň ve které požádáte lidi připojené k internetu z celého světa, aby si jej nainstalovali a pomohli hledat na svém počítači podezřelé signály zachycené Arecibským teleskopem.

    Jak to funguje?

    V době, kdy zrovna nejste u svého počítače nebo spíte na klávesnicii, váš šetřič analyzuje kousek záznamu mezihvězdného šumu. Až práci dokončí, odešle na centrální počítač výsledek a vezme si k rozboru nový balíček dat. Úkolem programu SETI@home je všimnout podezřelého signálu a upozornit na něj profesionály.

    Co k tomu potřebuji?

    Pro připojení k projektu SETI@home potřebujete počítač s operační pamětí (RAM) alespoň 32 MB, 10 MB volného diskového prostoru a připojení na Internet. Nemusíte mít pouze obyčejné PC, ale můžete využít svého milovaného Maca nebo nějakou Unixovou stanici. Na adrese http://setiathome.ssl.berkeley.edu/ si stáhnete šetřič a podle jednoduchých instrukcí ho nainstalujte. Instalaci zvládne i začátečník. Od této chvíle začne počítač analyzovat datový balíček o velikosti zhruba třistatřiceti kilobajtů z teleskopu v Arecibu. Po zanalyzování aktuálního balíčku vás počítač upozorní na potřebu připojení nebo sám balíčky vymění. Pokud objeví podezřelý signál, dá to vědět vám i mateřskému počítači.

    Co když nejsem připojen k internetu?

    Když chcete šetřič provozovat i na jiných (nepřipojených) počítačích a nechce se vám modem neustále přenášet nebo tuto možnost nemáte, lze si pomoci vcelku jednoduchou metodou. Každý šetřič si data a informace o zpracovávaném balíku ukládá na disk do složky (SETI@HOME data), když celý soubor dat spočítá sám upozorní na potřebu odeslání. Proto stačí vždy tento soubor dat nakopírovat na disketu a odnést na počítač připojený na internet. Tam vyměníte soubory za vaše a necháte je zaktualizovat. Nové soubory si pak opět přenesete na svůj počítač a anylyzujete nový balík. Tento způsob úspěšně používám na počítačích typu Macintosh. U PC-ka to bude fungovat obdobně.

    Jaký je současný stav?

    V současné době (29. 11. 1999 14 h 05 minut 57 sekund - UTC) je do projektu přihlášeno 1 467 321 uživatelů. Ti projektu SETI "obětovali" 118593,52 let strojového času. Nejvíce spočítaných balíčků mají USA, Česká republika je na třináctém místě. Nejvíce uživatelů používá platformu Pentium - Windows na druhém místě je to Macintosh a na třetím Sun Sparc - Solaris

    Na stránkách projektu si také můžete zjistit na kterém místě se nacházíte vy či vaši známí. Já zpracovávám čtrnáctý balíček, můj počítač tomu obětoval 294 hodin 35 minut 25.4 sekund strojového času a zaujímám 402 653 místo.


    Finaglova zásada:
    Nejprve nakresli křivku a pak teprve vynášej hodnoty.

    OBSAHtiskMarek Kolasa


    Trpasličí tipy aneb to nejzajímavější na noční obloze v prosinci, lednu a únoru

    Co nás tedy čeká a nemine na přelomu roku, století a tisíciletí? Doufejme, že kromě několikanásobného konce světa uvidíme při dobré vůli počasí také něco z toho, o čem se zde zmíním.

    Nejprve se už tradičně zaměříme na planety. Merkur máte šanci spatřit hned dvakrát - ráno v první polovině prosince na JV a večer v půlce února nad západním obzorem. Během ranní cesty do práce nebo do školy vás bude provázet oslnivá Venuše. Postupně se vzdaluje od Země, takže pokud si na ni vezmete dalekohled, neuvidíte srpek, nýbrž dorůstající měsíček s fází rostoucí od 0,7 do 0,9. Jupiter i Saturn budou zdobit oblohu zpočátku ještě téměř celou noc, koncem února pak už jen zvečera. Uran a Neptun zmizí během prosince v nesmělé záři zimního Slunce a na Pluto si budete muset počkat do dubna.

    Pokud nejste zmlsaní anebo naopak zhnusení Leonidami (já sám zatím jen tuším, jak dopadnu, neboť tohle píšu v předvečer maxima a vypadá to, že bude sněžit...), můžete se zkusit podívat na několik dalších meteorických rojů. Mohly by už konečně jednou vyjít Geminidy, jejichž maximum ovšem letos připadá na poledne 14. prosince. Rozhodně se také pokuste o Ursaminoridy, u kterých je letos předpovězena zvýšená frekvence, snad až 100 met./h, bohužel je v době jejich maxima 23. prosince Měsíc den po úplňku. Hned po novém roce nás samozřejmě čekají Kvadrantidy s maximem ráno 4. ledna a předpovídanou ZHR 130 meteorů za hodinu.

    Zajímají-li vás planetky, pak vězte, že nejjasnější budou v daném období Ceres (v Panně, zjasňuje z 7,5 na 6,5 mag), Pallas (7 mag, ovšem s deklinací -29 stupňů se šine po Lodní zádi), Hebe (9,3 -> 10 mag, po celou dobu v Orionu, 16. února projde jen 2` SZ od hvězdy pí 1 Orionis), Iris (v Raku, kolem opozice 31. ledna dosáhne 8,1 mag a najdete ji dva stupně jižně od otevřenky M 67) a Amphitrite (ve Vozkovi, 8,9 -> 10 mag). Nedaleko také prolétne vcelku jasná blízkozemní planetka č. 1685 s vyzývavým jménem Toro, nejblíže bude 27. ledna (0,243 AU), 5. února dosáhne 13,9 mag.

    Během prosince, ledna a února zmizí za okrajem Měsíce spousta hvězd okolo čtvrté velikosti. Posuďte sami: 13.12., 17:03, 3,0 mag, 23.12., 5:03, 4,1 mag, 11.1., 19:10, 4,5 mag, 15.1., 23:02, 4,4 mag, 16.1., 17:04, 4,3 mag, 11.2., 21:24, 4,3 mag a 26.2., 1:54, 4,0 mag (časové údaje jsou v SEČ a platí pro Prahu). Nic jasnějšího tentokrát bohužel Měsíc nezakryje. Tomuto údělu jen těsně ujde Aldebaran (pokolikáté už?), který 17. ledna večer projde jen 30` od okraje Měsíce.

    Nakonec však Měsíc bude zakryt sám, a to Zemí! 21. ledna 2000 totiž nastane asi nejzajímavější úkaz tohoto období - ÚPLNÉ ZATMĚNÍ MĚSÍCE, které od nás naštěstí máme šanci vidět téměř v celém svém průběhu. Částečné zatmění totiž začne ve 4:02 SEČ, maxima úplné fáze se dočkáme v 5:44 SEČ a částečné zatmění skončí už za denního světla v 7:25 SEČ. Severní okraj Měsíce projde během maximální fáze těsně pod středem kruhu zemského stínu, takže právě severní okraj Měsíce by měl být při zatmění nejtemnější.

    Když už jsme u těch zákrytů, můžete se podívat také na jeden dobře pozorovatelný zákryt hvězdy planetkou (tedy pokud vůbec nastane, což u těchto úkazů není vůbec pravidlem vzhledem k málo přesné znalosti drah planetek). Dočkáme se ho 20. ledna 2000, kdy mezi 18:36 a 18:54 SEČ planetka (1000) Piazzia (Piazzi byl italský astronom, který objevil první planetku Ceres) možná zakryje jednu hvězdu deváté velikosti ze souhvězdí Persea. Planetka sama má asi 16 mag, takže hvězda by vám měla úplně zmizet před očima, a to na dobu maximálně pěti sekund. Najít ji můžete podle přiložené mapky z Internetu.

    Pokud vyrazíte pozorovat do chladné zimní noci, určitě si neodpustíte podívat se na Velkou mlhovinu pod pásem statného Oriona. Když už se nabažíte její zářivé nádhery, zkuste přesunout dalekohled do jiné části Orionovy postavy - vlevo nad jeho opasek. Najdete tam sice podstatně slabší a méně okázalou, zato však určitě zajímavou mlhovinu M 78 (NGC 2068). Je pozorovatelsky přitažlivá především tím, že je nejjasnější reflexní mlhovinou na obloze.

    Reflexní mlhoviny, na rozdíl od svých výraznějších emisních kolegyň, jsou chladné, a nesvítí proto vlastním světlem, ale pouze rozptylují a odrážejí světlo blízkých hvězd. Mohou to být prachoplynná oblaka, z nichž ještě hvězdy nevznikly, nebo naopak zbytky mateřské mlhoviny, obklopující v ní narozené stálice. Jiné známé příklady takovýchto objektů najdete třeba kolem jasných hvězd v Plejádách (jsou to ony modré závoje vlající kolem Plejád na fotografiích) nebo kolem hvězd otevřené hvězdokupy NGC 1977, což je skupina hvězd jen půl stupně severně od zářivé M 42. Modrá barva reflexních mlhovin má příčinu ve fyzikálních vlastnostech rozptylu světla na jemných částicích mlhoviny - nejvíce se rozptyluje světlo s krátkou vlnovou délkou, tedy modré. Naopak červené světlo se prodere mlhovinou daleko snáz a důsledkem je zčervenání hvězd ležících za mlhovinou (stejný efekt předvádí rudé zapadající Slunce, mlhovinou je v tomto případě naše atmosféra).

    Mlhovina M 78 je zhruba osmé hvězdné velikosti a opravdu jde bez problémů vidět v triedru. Nápadně připomíná slabou vzdálenou kometu s komou rozplývající se do prázdna kolem slabého stelárního jádra - hvězdy HD 38563 (10 mag), která je nejjasnější ze skupiny "mladých a neklidných" proměnných hvězd typu T Tauri, nacházejících se v mlhovině a dodávajících jí své světlo. Mlhovina náleží k rozsáhlému mezihvězdnému oblaku Oriona, je tedy vzdálená příbuzná slavné M 42
    a tedy i v podobné vzdálenosti nějakých 1600 světelných let. Při jejím pozorovaném průměru asi 8' tedy činí její skutečný rozměr asi čtyři světelné roky. Autorem přiloženého snímku je Tim Puckett.

    Na závěr ještě "přikládám" pár zajímavějších konjunkcí: 14. prosince se na večerním nebi setká Mars s Uranem, 3. ledna ráno projde Měsíc poblíž Venuše, stejně jako 2. února.

    Chcete-li dostávat aktuální upozornění na všechno zajímavé dění na obloze, sledujte internetové stránky APO na adrese http://www.ian.cz/apo. Najdete tam občas i přehled pozorovatelných komet (těžko se dělá nadlouho dopředu), vzplanuvší supernovy, hledací mapky a podobně.

    Mnoho nezapomenutelných nocí s dalekohledem přeje

    OBSAHtiskLukáš Král


    Zajímavá pozorování

    Vzhledem k tomu, že v listopadu se na nás řítily částečky meteorického roje Leonid a všude nebylo zataženo tak jako v Ostravě, v dnešní Zajímavých pozorování bude několik popisů tohoto úkazu. Začneme však jedním starším, ale pěkným pozorováním

    M 17 - letní mlhovina 7./8. srpna 1997, Úpice, podmínky - úplně jasno, kolem obzoru světlo jako vždy. MHV=6,2 mag. Mlhovina M 17 (Sgr) - "Omega" SB 25x100, 23:45-24:45 UT Je nádherná, jako ostatně většina objektů ve Střelci. Nejjasnější klínovitá část mlhoviny je nepřehlédnutelná, opravdu velice jasná. Ostatní partie jsou slabé a objevují se až při bočním pohledu. Některé z nich budou možná falešné, vzniklé světlem pozadí nebo možným zamlžením dalekohledu. M 17 už je totiž dost nízko, asi 20 stupňů nad obzorem. Mezi přiloženými obrázky si můžete prohlédnout moji kresbu Omegy (které se také občas bůhvíproč říká Labuť, podle anglických zdrojů prý také Podkova a Račí mlhovina...), kterou jsem tehdy pořídil klasickým způsobem
    - tužkou jako negativ. Později, když ve škole náhodou fungoval scanner, jsem ji prohnal počítačem, čímž vznikla její podoba. Pod ní je přiložen snímek mlhoviny natočený a oříznutý tak, aby odpovídal svou velikostí a orientací mé kresbě, takže to můžete snadno porovnat . Je vidět, že některé nakreslené slabší části mlhoviny jsou nejspíš opravdu falešné, vzniklé snahou "vykoukat co nejvíc", jiné zase vcelku věrně odpovídají realitě. Je ovšem možné, že to, co na fotografii oproti kresbě chybí, by se tam objevilo až při delší expozici... Inu, právě v rozdílech oproti fotografiím jsou vizuální pozorování zajímavá. Jak vypadá mlhovina ve skutečnosti si každopádně můžete ověřit na vlastní oči sami, jen musíte počkat do léta, neboť se nachází v souhvězdí Střelce. Na závěr vám ještě prozradím některé "míry" M - sedmnáctky: vzdálenost pět až šest tisíc světelných let (je tedy o něco málo blíž než sousední Orlí mlhovina M 16), hmotnost 800 Sluncí, skutečný rozměr až 40 světelných let.

    Lukáš Král


    A má tady ještě jeden velmi pěkný neleonidovský popis, který mi přišel do mailové schránky: (Pavel Gabzdyl si mě určitě podá.)

    Subject: pozorovani
    Date: Mon, 18 Oct 1999 13:32:36 +0200
    From: algol@post.cz
    To: ozlik@atlas.cz

    Zdar Marku, tak se nam ted pres vikend jako zazrakem vyjasnilo. Nevahal jsem a vyuzil sance. Slunce pomalu zapadalo, noc stridal den a nad jiznim obzorem zaril srpek Mesice dva dny pred prvni ctvrti. Vytahl jsem tedy Newtona (114/900) a dal se do pozorovani. Obloha byla jako vymetena a diky tomu se hned ze zacatku noci ochladilo na pouhe 2 stupne nad nulou. Ani to me ale neodradilo. Ted, pres skolni rok, nema clovek moc prilezitosti pozorovat a tak by bylo velkou chybou sanci promarnit. Jak se stalo mym dobrym zvykem, zahajil jsem pozorovani prohlidkou terminatoru. Zajimavych oblasti bylo hodne. Nejvice me ale zaujalo okoli krateru Aristoteles. Napadlo me, ze by nebylo na skodu scenerii vychazejiciho Slunce nad timto kraterem zvecnit graficky. V 20:30 LSEC jsem se tedy dal do kresleni. Vzduch byl na pocatku pozorovani pomerne klidny. Zacal jsem tedy zaznamenavat i velmi jemné detaily, ktere jsem byl schopen pri 125 nasobnem zvetseni rozlisit. Okoli krateru bylo poseto spoustou nerovnosti a tak mi kresba trvala zhruba hodinu. Diky skutecnosti, ze se Mesic v ten den, tj. v noci z 15./16. 10. 1999, nachazel v nejjiznejsim bode sve nebeske drahy, zacal byt v posledni ctvrthodince pozorovani vzduch jiz neklidny a dalo mi dost prace v tech nekolika okamzicich relativniho klidu zaznamenat vsechny podrobnosti. S pocitem viteze jsem ukoncil pozorovani. Mel jsem ten den jeste neco domluveno s kamarady a tak jsem se presunul do tepla sveho podkrovniho pokoje. Jake bylo me zdeseni, kdyz jsem pohledl na kresbu. Smouhy, neostre linie, nezretelne detaily. Presne tak vypadala hodina me prace...

    Pak jsem si to uvedomil. Gumu, kterou pri kresleni pouzivam asi zmohl prilisny chlad a tak oproti letnim pozorovacim nocim, kdy odvadi vynikajici sluzbu, zacala dnes, snad kvuli nelidskym podminkam, stavkovat. Pokusil jsem se obrazek prekreslit, coz mi vzalo dalsi trictvrte hodinu prace. Nakonec jsem ale musel uznat, ze by me pozorovani v teto podobe nemelo valneho vyznamu. Omezim se proto na slovni popis cele oblasti.

    Colognitudo v dobe pozorovani bylo asi 343,5 stupne (dle HR). Zde je tedy popis z pozorovaciho deniku : "Cela oblast je pomerne clenita. Neni zde ani prilis mnoho mensich krateru. Sam Aristoteles pusobi majestatnim dojmem. Je mirne protazen v severo-jiznim smeru. Zapadni val je jeste za terminatorem, presto jiz jasne zari. Jeho obrys je na nekolika mistech prerusen. Cast nejzapadnejsiho cipu je dosud ponorena v temnote. Zrejme je v tomto miste val o neco nizsi a neni dosud osvicen paprsky vychazejiciho Slunce. Cely zapadni okraj ma pomerne clenitou strukturu, ale diky neklidu vzduchu jiz vetsina podrobnosti zmizela. Dno krateru je jeste ukryto ve stinu vychodniho valu, ktery je pomerne siroky. Oba valy dodavaji krateru dimenzi hloubky. Majestatni dojem Aristotelovi dodava tez struktura povrchu v jeho tesne blizkosti. Je tvorena spoustou drobnych vyvysenin, ktere se od krateru rozbihaji vsemi smery. Zaujal me symetricky utvar u paty vychodniho valu. Teprve pohledem do Rukla jsem zjistil, ze se zrejme jedna o pozustatek starsiho krateru Mitchell. Okoli jihozapadniho okraje Aristotela je asi trochu vyssi, nez je tomu v severozapadni casti, coz se projevuje zretelnou deformaci terminatoru. Severovychodne, hloubeji do Mare Frigoris se na tmavem povrchu nachazi nekolik mensich krateru. S vyjimkou krateru Galle maji vsechny pouze pisemne oznaceni. Dalsi veci, ktera narusuje pravidelnou linii terminatoru je puloblouk patrici krateru Eudoxus. Jiznejsi z koncu tohoto puloblouku zasahuje nepatrne za terminator. Prostor, mezi obema kratery, vyplnuje slozita struktura vyvysenin, podobna morskym hrbetum. Mel jsem co delat, aby se mi ji podarilo kreslenim zachytit." Tot pro tentokrat vse.

    Michal Prorok


    A teď se vrhněme na ty Leonidy, těm co to neviděli přeji pevne nervy...
    (Pozorování dochazely mailem a byly aktuálně uveřejňovány na www strankách APO)

    Zdravim vsechny pozorovatele a prikladam dalsi kratky zaznam z pozorovani letosnich leonid.
    Az do 22:00 17/11/99 bylo v Praze uplne zatazeno, a proto jsem sel spat. Ale vnitrni hodinky fungovaly a vzbudil jsem se v 2:45, akorat abych stihl to nejhezci divadlo. Pozoroval jsem z okna s vyhledem tak na 1/12 oblohy, azimut cca 150. Takze obcas v mracich vykoukl Orion, Blizenci, Velky a Maly pes, Rak a Lev. Za celou dobu pozorovani jsem videl 54 kousku, dle meho nazoru vse leonidy. Z toho takovych 10 jasnejsich 0mag. V pozorovacich intervalech byly asi nasledujici podminky a cetnosti: 2:50-3:15: 33 kousku, mhv=2mag., oblacnost=6/10; 3:15-3:30: 12 kousku, mhv=3,5, oblacnost=4/10; 3:30-3:45 9 kousku, mhv=2,5, oblacnost=8/10. Celkove zhodnoceno - vynikajici zazitek a jeste z tepla domova.

    Vit Sigmund


    Hezke brzke rano.
    Nad Budejovicemi bylo az na par okamziku jasno, tak jsem zkusil z balkonu opet pozorovat Leonidy. Znamenalo to prehled asi na 40% oblohy (JV-J-JZ). Nadhlavnik mel asi 5.5 MHV. V case 1:00 az 2:00 SEC pozorovano 10 Leonid, z toho 2 jasne se stopou, jez se ztratila asi po sekunde. V case 1:34 praskly dve behem 2 sekund - pobliz Castora a Hyad. Soucasnou aktivitu roje vidim na 40-50 za hodinu.
    Zatim je to odsud vse, mozna se jeste ozvu...

    Martin Gembec


    Vazeni,
    nevim jak u vas, ale tady v Havirove litaly Leonidy! Napadlo jich tady asi tak 2 cm. Padaly mi taky na kabat pri me ceste do prace. V teple ale zmizely. Skoda, chtel jsem je vam vsem ukazat. Akorat nechapu proc psali, ze letaji rychlosti nekolik desitek km/s. Zrejme tam meli chybu, protoze padaly uplne pomalu.
    No proste, museli byste to videt sami!!

    Zdarec! David Koval


    Ja jsem pozoroval asi 50 km od Prahy od 1.30 do 3.30 u Mšena (za Mělníkem). První hodinu bylo zamračeno, takže byly vidět jen největší za mraky asi 1 za minutu. Okolo 3. hodiny se obloha najednou rozjasnila a začlo to fakt lítat. Minimálne 1 za 2 vteřiny, někdy i 4 najednou, takže bylo skutečně na co se dívat. Kromě toho proletěly za 2 hodiny 4 velké meteory (bolidy?), při kterých se dokonce osvítila okolní krajina. Jeden se ještě nádherně rozprsknul. Výlet stál zato a můžu to srovnat s pozorovaním zatmění Slunce, které jsem viděl také celé bez mraků.

    Jan Šimsa,Praha


    Ceske Budejovice 2:15 - 3:45 - Jak jsme jiz upozornovali v predchozich vstupech, C.Budejovice nemely uplne tragicke pocasi, proto jsme se rozhodli ve 2:00 vyrazit kousek ven z mesta. Sli jsme ja, Jana Vancurova, Jana Freibergova a jeji kamaradka Eva. S vydatnou pomoci vyse uvedenych jsem zaznamenal toto. Jeste cestou jsem ve 2:15 zaznamenal jasnou leonidu. Na misto jsme dorazili ve 2:20 a hned se zdalo, ze od zapadu to bude dobre, nebot tam svitil Jupiter. Ale zdani klamalo. Nicmene ve 2:40 se karty zacaly obracet a nasledovalo neuveritelne. Protoze jsem ve svem zivote mel na Perseidy vzdy smulu, nevidel jsem nikdy moc meteoru.. Prvni vetsi dira se objevila v souhvezdi Byka a nasledne se zvetsila i na Orion a Blizence. Leonidy padaly takto: 2:46 prvni, 2:47 vlevo od polu, 2:49 vlevo od Kuratek, 2:50 tamtez dve s odstupem 10 sekund. 2:51 tri behem 12 sekund u Hyad. 2:52,5 dve - u pasu Oriona a u Aldebarana, 2:54 slabsi u Aldebaranu a 2:58 jedna pres slabsi mrak na SZ. 3:00 dalsi v dire u alfy Tau a sotva jsem ji zapsal, tak dalsi tamtez. 3:02 u Plejad dve behem asi tri sekund, druha z nich velmi jasna! 3:03 opet u Kuratek, 3:05,5 mezi Capellou a Plejadami, 3:06 nad SZ dve i se stopou. Pote se zase zatahlo a cekali jsme dal. Akorat jsem rekl peknou blbost .. "Doporucuji podeprit krk hlavou .." :-) Ve 3.23 se opet objevil Jupiter, ve 3.32 jsme videli jednu leonidu (moc oblak) a vyrazime zpet. Cestou ve 3:49 se protrhava zenit a my spatrujeme behem 2 minut tri velmi krasne a jasne bolidy - 3:50, 3:52 asi -6 az -8 mag dle Iridii .. Nyni je 4:32, ve 4:25 stale dost zatazeno a ja jdu zas koukat co bude, ostatni spi. Vzhledem k tomu, ze jsme vzdy meli jen velmi male dirky, maximalne pred treti i jednu vetsi, troufam si odhadnout, ze padal meteoricky dest!!!

    Nashle Martin Gembec


    P. S. Prominte Vy co mate smulu, ja to zazil loni 17.11., rvalo to dusi ty bolidy...

    Tak to nakonec jakž takž dopadlo...
    Od 1:24 do 4:00 jsem sám a od 3:00 za pomoci ženy a dvou dítek nachytal dírami v mracích celkem 176 meťasů, z nichž dva nebyly Leonidy. Jsem napjat, zda vyjde něco na fotkách. Teď (4:07) se nad původní rychle letící oblačností objevily nějaké řasy a mezní velikost je tak +2m a vidět není prakticky nic.

    Leoš Suchánek-Praha, Košíře


    Praha 3:27 SEC
    Po pulhodinovem pozorovani (2:43-3:16 SEC) v presvetlene casti Prahy 8 (kousek od koleje!) v dirach mezi mraky(!) napocitano 181(!) platnych Leonid. Pak jsem utekli, protoze jinak bychom zmrzli. Leonidy byly vetsinou extremne jasne (nejjasnejsi blesknula pres mraky - stridmy odhad -6 magnitud, ale pravdepodobne jasnejsi) a nechavaly za sebou vetsinou stopu (a to dost dlouhou a dlouho viditelnou). Proste super, nezklamaly. Tak zase nekdy...

    Michal Švanda


    Tak co, nezaslintali jste si košile? Já jsem z toho úplně mimo. Samozřejmě, že jsem neviděl vůbec nic. Po minuloročních Drakonidách, Leonidách a letošním úplným zatmění, kdy jsem neviděl nic, jsem to mohl snad i očekávat. Štestí se ale dostaví...
    Veselé Vánoce a šťastný Nový rok přeje

    OBSAHtiskMarek Kolasa