| Číslo 41. | 1991 | 15. Leden |
OBSAH:
Umřela družice .... a umře další !!
Planetárky zaváté sněhem
Vajíčka v řece Eridanus
Ze zpravodajské sítě Bílého Trpaslíka
Zákryty dvojhvězd
Umřela družice .... a umře další !!
V pondělí 4. listopadu večer, v 19h 5 min, bylo u nás mnoho lidí svědky nezvyklého úkazu. Přes celou oblohu přeletěl během jediné minuty velmi jasný světelný bod, který se postupně rozpadal na více než deset bodů. Úkaz viděli lidé v řadě zemí od Francie až k nám a všude vzbudil značnou pozornost.
Příčinou takového úkazu bývá zánik velké družice nebo nosné rakety v řídkém ovzduší. Při rychlosti osmi kilometrů za sekundu se družice ve výšce asi osmdesát kilometrů zahřeje natolik, že její povrch začne prudce vřít. Vzniklé páry pak svítí. Družice se přitom zpravidla rozpadne na řadu úlomků, které se pohybují rovnoběžně. Často mají různé složení, a proto jejich páry svítí poněkud různými barvami.
Podobný jev nastává, když do atmosféry vlétne tělísko, které předtím obíhalo samo kolem Slunce. To se pohybuje mnohem rychleji než družice a vypaří se výše než osmdesát kilometrů nad Zemí. Světelnému úkazu, který rychlým vypařením tělísko vzniká, se říká meteor, či lidově padající hvězda. Jde-li o těleso ("kámen") větší než asi deset centimetrů, může jeho zánik trvat i řadu sekund, a jeho páry mohou zasvítit i jasněji než Měsíc. Je-li však dost pevné a ne moc rychlé, nemusí se vypařit celé a jeho zbytku spadlému na zem se pak říká meteorit.
V případě tohoto úkazu však o takový případ nešlo - dlouhé trvání a množství úlomků odpovídající spíše "umělému meteoru", tedy zániku lidského výtvoru. Skutečně, jak zjistil Leoš Ondra z Úřadu zbraňových systémů ve Farnborough, jednalo se o poslední nosnou raketu sondy Gorizont 21. Před svým zánikem kroužilo ono těleso kolem Země, a postupně se brzdilo v řiďoučké atmosféře ve výšce nad sto kilometrů - tím se jeho výška postupně zmenšovala. Jak poklesla zhruba pod sto, začalo být brždění tak silné, že další oblet již nedokončilo a "shořelo" (přesněji, rozlámalo se a vypařilo).
Opakují se takové události často? U nás lze vidět přinejmenším každých pár let. Naději máme tentokrát už ve čtvrtek 20. února. Není sice veliká, neboť konec trajektorie nelze zatím předpovědět přesněji, než na několik oběhů, takže zánik tělesa může nastat ve dne, nad mraky, či nad úplně jinou oblastí Země, ale kdyby štěstí přálo zrovna nám, byla by to věru podívaná! Svoji pouť totiž skončí velkolepým ohňostrojem kolos Saljut 7 s připojenou další velkou "lodí", Kozmosem 1686 !!! Tak buďte ve střehu, ať to nepropásnete.
Úlomky jsou ovzduším silně brzděny, ale zpravidla se vypaří dříve, než jejich rychlost poklesne natolik, že se přestanou odpařovat. Jen pevné a velké úlomky mohou let (či pád) přežít a dopadnout až na zem - to se však naštěstí stává jen zřídka.
| OBSAH | tisk | Jeník Hollan |
Planetárky zaváté sněhem
Takže název tohoto skromného seriálu je už i u nás v Podkrkonoší jenom básnickou licencí. Sotva jsme vydali novoroční dvojčíslo, přišlo k nám deštivé, skoro jarní počasí a sníh vystřídala zelená tráva. Což o to, na roční běh souhvězdí to nemá vliv a u dalekohledu je alespoň tepleji. Horší je to, že se na ústup nedaly taky mraky, tím spíš, že máme zase nov.
Část druhá
Planetární mlhovina NGC 2392 v Blížencích, nedaleko jasné hvězdy Wasat ( Delta Geminorum) je ale jasná natolik, že jí nemůže uškodit ani trocha měsíčního světla. Po drobounkých a slabých mlžinkách z minulého čísla je pohled na ni osvěžením pro unavené oči. V patnácticentimetrovém refraktoru a patřičném zvětšení je přímo požitkem kontrast plošného zelenavého kotoučku a ostře bodové hvězdy, která mlhovinu těsně provází. Při veřejném pozorování je tento pár přímo školní demonstrací zvětšení dalekohledu.
"Velkolepý a nádherný objekt, jasná hvězda ne zcela uprostřed jasného prstence, který je oválného tvaru, a téměř přerušený v jižní části. Tento prstenec, jenž je dobře ohraničen vně i dovnitř, je obklopen prázdnotou, a ta pak téměř kruhovým širokým prstencem světla slabšího než prstenec vnitřní, s výraznou mezerou na severozápadě. Tento prstenec není stejnorodý, je spíš tvořen jednotlivými chomáči, dosti nepravidelný na vnitřním okraji, ale pravidelně kruhový na okraji vnějším.
Vnitřní prstenec je zaplněn mlhavým světlem, s tmavou skvrnou jihozápadně od jádra. Ve vnitřním prstenci, jižně od jasné hvězdy, jsem našel druhou, neobyčejně obtížnou. Tato je zaostřená společně s mlhovinou, nikoli zároveň s centrální hvězdou. Není proto pochyb, že jde o drobný zhustek mlhoviny, který není hvězdné podstaty."
Vraťme se ale na pevnou zem, nikdo z nás nemá dalekohledy s průměry měřenými v desítkách palců jako Yerkesův refraktor. Tím nejnápadnějším rysem NGC 2392 je v čemkoliv jasná hvězda osmé velikosti, která s mlhovinou tvoří okouzlující dvojici (podle měření Sherburne W. Burnhama z roku 1891 leží rovných 100" od jádra planetárky, v pozičním úhlu 3o). Admirál Smyth dokonce Eskymáka do svého průvodce zařadil ne jako mlhovinu, ale jako hvězdu s průvodcem, i když obklopenou "atmosférou". Hlavní složku (jádro mlhoviny, 7.5 mag) viděl šedivě bílou (greyish white), průvodce (8 mag) matně modrého (dusky blue). Pro jejich vzájemnou polohu uvádí hodnoty trochu odlišné od Burnhamových: 95.0", 355o (rok 1836).
Díky její přítomnosti je možné lehce a poměrně přesně určit průměr NGC 2392 v dalekohledu i jen tak od oka. Vidíme v malém zvětšení jen vnitřní část, nebo s ní splývá i vnější prstenec? V prvním případě by průměr kotoučku byl asi 19" (ve směru k průvodci), v druhém zhruba 45". Pozorovací deníky svědčí jasně pro druhou možnost. Palo Jablonický, který Eskymáka pozoroval teď o Štědrém večeru monarem 25 x 70, odhadl, že jeho průměr je jednou pětinou vzdálenosti od průvodce.
Tento jev, kdy přechod od přímého k bočnímu vidění zjasní planetárku (její plynnou část) nápadněji než hvězdy, využívá už dávno Petr Hlous k nalezení úhlově malých planetárek v bohatém hvězdném poli. Boční vidění tedy, jak se zdá, pracuje podobně (i když ne tak účinně) jako nebulární filtr. Ale proč?
Když používáme přímé vidění, dopadá světlo do centrální jamky, na část sítnice, kde jsou jen čípky zajišťující denní vidění. Stačí ale jít jen kousek mimo centrální jamku a hustota čípků rychle klesá a rozhodující většinu získávají buňky nočního vidění, tyčinky. Denní a noční vidění však jsou, alespoň v případě planetárek, úplně rozdílné. V grafu je vynesena jednak relativní citlivost obou způsobů vnímání světla, jednak poměrné intenzity spektrálních čar ve světle tuctové planetární mlhoviny. Obojí v závislosti na vlnové délce a podle příručky C. W. Allena (Astrophysical Quantities, 3rd ed., London, 1973). Vůbec nejsilnější čára je ve skutečnosti těsnou dvojicí čar kyslíku. Ostatní čáry nehrají ani druhé housle a nemusí nás teď zajímat. Vzájemný poměr intenzit čar ve spektru planetárek se případ od případu liší, podle (fyzikálních podmínek (například u NGC 40 v Cepheu leží téměř celá tíha záření mlhoviny na červených čarách dusíku), a to v obrázku jsou průměrné hodnoty.
Nakonec ještě pár poznámek k podobě spektrálních čar. Nevím, jak si je představujete, ale v případě planetárních mlhovin jsou všelijak pokroucené (v elegantním případě v křivce gotické sochy), se zajímavou vnitřní strukturou a co nejzajímavější, jsou rozštěpené. Toto je jedna z dvojice zelených čar dvakrát ionizovaného kyslíku ze spektra NGC 2392, vymalovaná na začátku století Moorem. Je to vlastně spektrální řez Eskymákem ve východo-západním směru. Ve svislém směru se odečítá úhlová vzdálenost, vodorovně vlnová délka. Kdyby byl plyn mlhoviny vůči nám v klidu, zářil by opravdu na vlnové délce uváděné v tabulkách. Protože se však mlhovina od nás vzdaluje, každou sekundu o 77 kilometrů, je čára jako celek posunutá o nějakou tu desetinu nanometru k delším vlnovým délkám. Rozpínání vede k tomu, že přední část mlhoviny se vzdaluje pomaleji a zadní rychleji (uvnitř je víceméně prázdno, v prostoru má základní struktura planetárky tvar dutého válce), což vede k rozštěpení čáry. U Eskymáka je zvlášť dobře patrné, protože se rozpíná ze všech planetárek nejrychleji - rychlostí asi 54 kilometrů za sekundu, to je asi dvakrát víc, než je u slušných planetárních mlhovin zvykem.
Jedna z nejkrásnějších a nejpoučnějších planetárek nebe má dvě rozšířené přezdívky, které ale vyjadřují skoro totéž - Eskymák (Eskimo nebula) a Klaunova tvář (Clown face nebula). Osobně si myslím, že ta první je výstižnější. Odráží nejenom strukturu vlastního disku (vnitřního prstence) mlhoviny, jež připomíná usmívající se tvář, ale je v ní navíc zakomponván i slabý prstenec vnější, představující kožešinový lem Eskymákovy kapuce (alespoň já si to tak představuju). Obě jména dala mlhovině NGC 2392 až fotografie (ta vlevo je z Perkova a Kohoutkova katalogu a zachycuje mlhovinu v zeleném světle kyslíku, v čarách 495.9 a 500.7 nm). Ve velkých přístrojích je sice i vizuálně patrná zajímavá struktura, obličej si v ní ale nikdo nepředstaví. Popis Emersona E. Barnarda (Monthly Notices 60, 256, 1900) shrnuje prakticky všechny viditelné detaily:
Angličan William Lassell (který v Anglii a na Maltě objevil šest stovek mlhovin) v minulém století tvrdil, že mlhavou hvězdou je i průvodce. Pozdější pozorování to nepotvrdila, průvodce s planetárkou ostatně nesouvisí (i když představte si to - fyzická vizuální dvojvhězda, kde by jedna složka byla planetární mlhovinou, nádhera co?). Přesto je nejen krásným doplňkem, ale je i užitečná.
Stejně jsem ho viděl i 15 cm refraktorem (zv. 56 x) v noci, kdy se vzácně spojila průzračnost oblohy a výjimečně klidný obraz, a při prohlídce Eskymáka jsem viděl podivné věci: "Zvětšení 56x: při přímém vidění je vidět, a to zcela zřetelně, jen ostrá centrální hvězda, nějak podivná, ale bez jakékoli mlhoviny - když se však dívám bokem (třeba na tu hvězdu, co ji provází), je obklopená kruhovou výraznou mlhovinou a jádro je míň výrazné .... průvodce je světle a čistě žlutý."
Pro denní vidění leží čáry kyslíku až na okraji křivky citlivosti, u nočního vidění se ale ocitají skoro v jejím maximu. Pokud bychom chtěli vymyslet objekt, aby byl nejlíp vidět nočním viděním, byla by to skoro přesně planetární mlhovina. Jasnost planetárky se proto při přechodu na boční vidění mění dramaticky, nápadnost hvězd (ať už jader mlhovin nebo hvězd pole) vzroste však poměrně málo. U hvězd se množství záření mění s vlnovou délkou jen pomalu a nevelký posuv křivky citlivosti oka se tolik neprojeví. Čárkovaná křivka v grafu platí pro záření hvězdy (přesněji absolutně černého tělesa) o teplotě 50 tisíc K, u jader planetárek běžné.
| OBSAH | tisk | Leoš Ondra |
Tudy asi poleze stín planetky Athamantis při zákrytu 21. ledna
Dominantou zimní oblohy je bezesporu souhvězdí Oriona, které skrývá mnoho krásných objektů. Je zcela zbytečné je jmenovat, vždyť Orionův meč s mlhovinou M 42, s Trapezem a s otevřenou hvězdokupou NGC 1981 zná každý. A pokud jste si prohlédli už i mlhovinu M 78 a otevřené hvězdokupy NGC 2112, 2141, 2169, 2186, 2194 a hvězdokupu s mlhovinou NGC 2174-5 (všechny tyto objekty jsou vidět za průměrných podmínek dělostřeleckým binarem), netrapte při špatném seeingu své oko pohledem na Rigela a radši namiřte na jednu hodně zajímavou trojhvězdu.
Jihozápadně od Oriona leží Eridanus, jedno z největších a nejpokroucenějších souhvězdí, které představuje bájnou řeku Eridanus z řecké mytologie. Souhvězdí je to dvakrát větší než Orion; malých Koníčků (Equuleus) by se do Eridanu vešlo skoro 16. Eridanus se na obloze rozprostírá od rovníku až po šedesátý stupeň jižní šířky, kde září Achernar, devátá nejjasnější hvězda oblohy. Pro nás však prohlídka nebeské řeky Eridanus začíná na opačném konci. Od západní hranice Oriona postupujeme kaskádou stedně jasných hvězd do klesajíací části, kde leží dvojice hvězd čtvrté velikosti.
Ty hvězdičky se jmenují Beid a Keid, říká se jim též 38 - o1 a 40 - o2 Eri a druhá z nich je trojhvězda, která nás zjímá. Beid a Keid jsou arabská jména, která v překladu znamenají Vajíčko a Vaječná skořápka. Beid (o1) je od nás vzdálena 116 světelných let, má zdánlivou hvězdnou velikost 4.14 magnitudy a absolutní hvězdnou velikost l.4 magnitudy. Je to obr spektrálního typu F2; má podobné spektrum jako Polárka či Prokyon. Též hvězdu o2 Eridani zná lidstvo odedávna. Neozbrojenému oku se jeví jako hvězda o velikosti 4.48 magnitudy, která je od nás vzdálena 16.1 světelného roku. Je to osmá nejbližší hvězda viditelná pouhým okem. Pro nás je však důležité, že jde o trojhvězdu S 518.
Díky velmi malé vzdálenosti systému 40 Eridani pozorujeme jeho velký vlastní pohyb. Soustava se na obloze pohybuje rychlostí 4.08" za rok v pozičním úhlu 213o. Na obrázku, kterým vlastní pohyb dokumentuje R. Burnham, můžeme spatřit, že čas od času dochází na obloze dokonce k zákrytu hvězdy hvězdou (viz označená hvězda).
Druhý obrázek znázorňuje zdánlivou dráhu složky C okolo B; složka C oběhne jednou za 248 let. A do třetice jsou na obrázku vynesena měření pana Winneckeho, která znázorňují stav v první polovině roku 1885. Tehdy byly v okolí trojnásobného systému vidět další dvě hvězdy o velikostech 11.4 a 12.0 magnitudy.
Známe tedy již všechny tři složky a můžeme si o nich povědět mnoho zajímavého. Složka A je běžná hvězda spektrálního typu Kl, s hmotností 0.75 MSl. a se svítivostí 0.3 LSl. Má absolutní hvězdnou velikost + 6.0 mag.
Složka B je z celé trojice nejzajímavější. Je to první bílý trpaslík, jehož podstatu lidstvo odhalilo. Není ovšem nejznámější, svou popularitou ho předčí Sirius B a možná i Prokyon B. Stalo se tak v roce 1910 a Keid B vděčí za své prvenství jedině obtížnosti získávání spekter průvodců jasných hvězd. (Spektrum Siria B bylo získáno až v roce 1915). Tento trpaslík předčí hustotou 65 000 x naše Slunce, jeho průměr však činí 0.02 průměru Slunce a ve vzdálenosti 10 parseků by měl hvězdnou velikost jen 11.2 mag.
Poslední hvězda, složka C, je také trpaslík, jenže tentokráte červený. Hmotnost této nejslabší složky činí pouhých 0.2 MSl., svítivost dokonce 0.0008 LSl., tedy ještě třikrát méně než svítivost bílého trpaslíka, kolem kterého obíhá.
Ostatně, můžete se přesvědčit sami - na obloze určitě nenajdete jiné místo, kde těsně vedle sebe leží tak výrazní trpaslíci.
Objevitelé této trojhvězdy jsou v literatuře uváděni různě. Robert Burnham ve svém průvodci po obloze / (c) 1966, 1978) píše: "Vzdálenost složek AB, objevených Williamem Herschelem v roce 1783, činí 82.8". Průvodce je sám o sobě vizuální dvojhvězdou pro větší zvětšení, objevil ji Otto Struve v roce 1851." Když však nahlédneme do knihy A. Handbook of Double stars (E. Clossley, J. Cledhill, J. M. Wilson, London 1879), dozvíme se, že "W.Herschel objevil složku C v roce 1783.13. Viděl ji též W. Struve v roce 1825, ale jen s velkými obtížemi, v roce 1835 a 1836 po ní nenašel ani stopy. V roce 1851 začal Otto Struve pozorovat tento systém a vždy viděl složku C bez obtíží." Literatura se tedy rozchází a zatím jsem se nedostal k další autoritě, která by rozhodla. Mohu jen dodat, že druhá citace (z knihy A Handbook...) je z roku 1877 a pochází přímo od O. Struveho.
V malém dalekohledu se o2 Eri jeví jen jako hodně široká dvojhvězda se složkami 4.5 a 9.4 mag, vzdálenými 82.8". Pěticentimetrový dalekohled by nám měl za dobrých podmínek ukázat hvězdy tři - vzdálenou složku rozloží na dvě o velikostech 9.7 a 10.8 mag. Rozlišení dvojice BC by mělo být v současné době snažší, koncem roku 1990 byla vzdálenost těchto hvězd maximální - činila téměř 9".
| OBSAH | tisk | Tomáš Rezek |
Ze zpravodajské sítě Bílého Trpaslíka
v minulém BT jsme se krátce zmiňovali o vzájemných zákrytech a zatměních měsíců Jupitera. Jedná se doopravdy o velice pěkné úkazy. Jedno takové nastává 23. ledna (viz též Kalendář úkazů), kdy zakryje Europa měsíc Ganymed (viz obrázek). Čísla u jednotlivých bodů představují polohu Europy v různých světových časech. Bohužel tento zákryt nebude od nás pozorovatelný (Jupiter bude pod obzorem), vy však můžete pozorovat následné zatmění, které začíná ve 20:15 UT. (Podrobněji se o tom dočtete ve zpravodaji ASTRO 1/91)
| OBSAH | tisk | Jiří Dušek |
Měsíc se na obloze pohybuje mezi hvězdami a občas je zakrývá. Někdy dochází dokonce k zákrytu dvojhvězdy, což je úkaz velmi zajímavý a naštěstí ne příliš vzácný. Např. v lednu 9l dochází k šesti zákrytům dvojhvězd jasnějších než 8 mag.
Pro pozorovatele dvojhvězd jde o velmi zajímavý jev. Měsíc pomalu postupuje po nebi a zakryje napřed jednu a potom druhou hvězdu, což lze využít pro spatření průvodců velmi jasných hvězd. Klasickým příkladem je Antares, k jehož zákrytu u nás dochází 4. dubna ráno.
My Vám zatím předkládáme nejbližší dva zákryty, a sice na l9. a 24. ledna. Na obrázku je vynesen vzhled dvojhvězdy ve velkém dalekohledu; šrafovaná část značí disk Měsíce v okamžiku, kdy zakrývá první hvězdu. Je vyznačen též směr pohybu Měsíce.
K pozorování bude možné stačit i menší dalekohled, kde by mohlo být pozorováno zmizení hvězdy "nadvakrát", s časovým rozdílem Dt, uvedeným na obrázku.
Další informace o zákrytech dvojhvězd přinese časopis ASTRO. Své pozorování obratem zašlete na adresu redakce Bílého trpaslíka.
Vážené pozorovatelky, vážení pozorovatelé!
| OBSAH | tisk | Tomáš Rezek |