OBSAH:
Vzdálenosti cefeid - laboratorní cvičení
Vzdálenosti cefeid - praxe
Pozoruje 49 Eri
Šavle
Opět vyznání otevřenkám
Zákryty dvojhvězd a vícehvězd Měsícem
Vliv vzdušného neklidu na jakost obrazu v dalekohledu
Obloha bez dalekohledu
Nová zajímavá pozorování

Vzdálenosti cefeid - laboratorní cvičení

Nejpřesnější metoda měření vzdáleností ve vesmíru je stejně jako na zemském povrchu založena na úhlovém posunu hvězdy vzhledem ke vzdáleným objektům pozadí, který pozorujeme při různých polohách Země na dráze kolem Slunce. Ovšem vzhledem k chybám měření a přístrojovým omezením je použitelná pouze do 200 parseků. Pro vzdálenosti větší se proto používá jiných metod. Tu nejznámější si vyzkoušíme v našem laboratorním cvičení. S využitím cefeid určíme vzdálenost Malého Magellanova mračna.

Na počátku tohoto století byla vzdálenost SMC (Malého Magellanova mračna) neznámá. Na fotografiích zhotovených v rámci Harvardské přehlídky oblohy objevila Henrietta S. Leavittová množství slabých cefeid a v roce 1912 v detailní studii ukázala, že existuje souvislost mezi pozorovanou jasností a periodou jejich světelných změn tak, že hvězdy s delší periodou jsou jasnější.

Krok první: Zde máme

reprodukovány světelné křivky čtyř cefeid z SMC, odvozené z fotografických pozorování H. C. Arpa (46cm refraktor). Z těchto křivek odečtěte pro každou hvězdu s přesností na jednu desetinu magnitudy její hvězdnou velikost v maximu a v minimu a spočítejte aritmetický průměr těchto dvou hodnot. Z okamžiků maxima potom najděte ke každé hvězdě i její periodu ve dnech.

Na milimetrový papír, jehož osy si vytvořte sami podle reprodukovaného vzoru (apparent magnitude - pozorovaná střední jasnost, absolute magnitude - absolutní hvězdná velikost), si do grafu vyneste průměrnou hvězdnou velikost jako funkci dekadického logaritmu periody (osa y). A abyste získali větší množství bodů, vyneste do grafu také další Arpova měření z tabulky č. 1.

Tabulka 1. 

HV	logP	mag	HV	logP	mag
2019	0.21	6 16.8	2060	1.01	14.3
2035	0.30	16.7	1873	1.11	14.7
844	0.35	16.3	1954	1.22	13.8
2046	0.41	16.0	847	1.44	13.8
1809	0.45	16.1	840	1.52	13.4
1987	0.50	16.0	11182	1.60	13.6
1825	0.63	15.6	1837	1.63	13.1
1903	0.71	15.6	1877	1.70	13.1

Potom jimi proložte přímku, která určí vztah mezi střední hvězdnou velikostí a periodou (tzv. P-L závislost), která platí pro cefeidy v SMC. Jelikož všechny tyto hvězdy jsou od nás přibližně stejně daleko, můžeme tuto závislost brát také jako vztah mezi periodou a svítivostí u cefeid.

Nyní je třeba tuto závislost okalibrovat. Jestliže mají dvě hvězdy stejnou svítivost, jejich pozorované hvězdné velikosti jsou nepřímo úměrné čtverci jejich vzdáleností od nás. Tento na první pohled zřejmý fakt zapíšeme vzorcem

M = m + 5 - 5 log d

(1)

kde m je pozorovaná hvězdná velikost hvězdy, d vzdálenost v parsecích a M její absolutní hvězdná velikost (definovaná jako hvězdná velikost, kterou by hvězda měla ve vzdálenosti 10 pc). Známe-li tedy absolutní i pozorovanou hvězdnou velikost nějaké hvězdy, můžeme si ze vztahu (1) spočítat její vzdálenost. A opačně. P-L závislost lze okalibrovat přes absolutní hvězdné velikosti (nebo přes pozorovanou hvězdnou velikost, jak to udělala slečna Leavittová v roce 1912), a ze znalosti periody cefeidy můžeme získat její vzdálenost. Jediná další veličina, kterou potřebujeme znát, je pozorovaná hvězdná velikost, a ta je snadno zjistitelná.

Shapleyho kalibrace

V roce 1918 provedl Harlow Shapley kalibraci (později ji sám mírně upravil), která se pak mezi tehdejšími astronomy běžně užívala.Tabulka č. 2 ukazuje Shapleyho P-L závislost, jak je zadána hodnotou absolutní hvězdné velikosti M pro některé hodnoty logaritmu periody.
 

log P	M	log P	M	log P	M
0.0	- 0.4	+ 0.8	- 2.2	+ 1.4	- 4.4
+ 0.2	- 0.8	+ 1.0	- 2.9	+ 1.6	- 5.1
+ 0.4	- 1.2	+ 1.2	- 3.6	+ 1.8	- 5.8

Stojí za to podotknout, že získat takovou kalibraci je dost obtížné. Dokonce i nejbližší cefeida v naší Galaxii je příliš vzdálená na to, aby mohla být její vzdálenost změřena pomocí paralaxy. Ovšem statistická informace o vzdálenostech cefeid může být získána i z pozorovaných vlastních pohybů. Většina z těch, které použil Shapley, patřila do kulových hvězdokup naší Mléčné dráhy.

Krok druhý: Vyneste Shapleyho data do stejného grafu jako data Arpova, ovšem s použitím pravé stupnice, tedy jako absolutní magnitudy M. Podobně jako předtím proložte těmito body co nejlépe přímku. Tímto krokem okalibrujete závislost perioda-svítivost (P-L). Přímky proložené Shapleyho a Arpovými daty by měly být rovnoběžné.

Teď určete svislý rozdíl m-M mezi těmito křivkami, pokud možno na několika místech, aby se vyloučily drobné nepřesnosti, a vezměte střední hodnotu. Z m-M, tzv. modul vzdálenosti, použitím vztahu (1) spočtěte vzdálenost SMC.

Baadeho kalibrace

Revizi provedl roku 1952 Walter Baade na základě prvních fotografií galaxie M 31, zhotovených tehdy nedávno dokončeným 200 palcovým reflektorem na Mt.Palomaru Zjistil totiž, že hvězdy existují ve dvou tzv. populacích. Hvězdy I. populace jsou relativně mladé, horké, a nacházejí se především ve spirálních ramenech, na rozdíl od hvězd populace druhé, které se vyskytují ve starých kulových hvězdokupách a galaktických halech. Na fotografiích M 31 naše Baade pouze nejjasnější hvězdy II. populace, ačkoli zde měly být i první. Vysvětlení mohlo být jediné. Galaxie je mnohem dál, než se doposud soudilo. Zároveň, protože nenašel žádné cefeidy v kulových hvězdokupách M 31, ale jejich množství ve spirálních ramenech, bylo zřejmé, že cefeidy v kupách jsou druhé populace a první v ramenech. A tedy, že hvězdy, které použil Shapley ve své P-L kalibraci musí být přibližně o 1.5 mag slabší než ty, které pozorovala H. Leavittová v SMC.

Krok třetí: Spočítejte opravenou vzdálenost Malého Magellanova mračna tak, že použijete modul vzdálenosti pozměněný o -1.5 magnitudy.

Jiné kalibrace

Ovšem i po Baadeho opravě je třeba dalších korekcí P-L závislosti. Hlavní problém (již z Shapleyho dob) stále zůstává. Je jím určení nulového bodu P-L závislosti. Jelikož statistická metoda, kterou Shapley použil, je stále nejistá, současní astronomové to řeší jinak.

V roce 1961 Robert Kraft z Lickovy observatoře určil absolutní hvězdné velikosti šesti hvězd I. populace, které byly současně členy otevřených hvězdokup, jejichž vzdálenost si určil jinými metodami. Těchto šest hvězd postačuje k definici nulového bodu a sklonu kalibrační křivky. Pomocí spekter se potom Kraftovi podařilo rozšířit tabulku o dalších 26 cefeid, které nejsou členy žádné hvězdokupy. Výběr 20 hvězd obsahuje naše tabulka č. 3. (Hvězdičkou je označeno 6 hvězd náležících do otevřených hvězdokup).

Tabulka 3. 

Hvězda	log P	M	Hvězda	log P	M
SU Cas	0.29	- 1.7	U Sgr *	0.83	- 3.5
EV Sct *	O.49	- 2.4	Eta Aql	0.86	-3.5
SS Sct	0.56	- 2.4	RX Cam	0.90	- 3.7
SU Cyg	0.58	- 2.8	DL Cas *	0.90	- 3.7
Y Lac	0.64	- 2.8	S Nor *	0.99	- 3.7
FF Aql	0.65	- 3.1	Z Lac	1.04	- 4.1
CF Cas *	0.69	- 3.4	RW Cas	1.17	- 4.5
V 350 Sgr	0.71	- 3.0	Y Oph	1.23	- 5.3
CV Mon *	0.73	- 3.0	T Mon	1.34	- 5.6
RR Lac	0.81	- 3.4	SV Vul	1.66	- 6.4

Krok čtvrtý:

Do stejného grafu, který již obsahuje Arpovi a Shapleyho měření, vyneste také hodnoty M a log P z tabulky č. 3 a proložte jimi co nejlépe přímku. Stejně jako předtím určete modul vzdálenosti m-M a spočtěte vzdálenost SMC ze vztahu (1).

Další zpracování, poznámky a literatura

Ačkoli by se cefeidy mohly jevit jako velmi přesná metoda k měření vzdáleností ve vesmíru, astronomové dnes uvažují o tom, že by cefeidy z různých galaxií mohli mít trochu odlišné charakteristiky. Proto, i když je dnešní určování vzdáleností mnohem přesnější než v Shapleyho časech, musíme uvažovat i nová pozorování a teoretické modely a všechny naše představy případně upravit.

Více o určování P-L závislosti se můžete dočíst v následujících publikacích: Walter Baade: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 68, 5, 1956; O. Struve and V. Zebergs: Astronomy of the 20th Century (Macmillan, 1962); R. Berendzen, R. Hart and D. Seely: Man Discovers the Galaxies (Neale Watson, 1976); J. Pasachoff: Contemporary Astronomy (Saunders, 1977). Arpova data jsou citována z Astronomical Journal, 65, 404, 1960, data Kraftova z Astrophysical Journal, 133, 39, 1961. Pokud si chcete umocnit historické kouzlo tohoto cvičení, můžete vynést originální Shapleyho data z (7) Astrophysical Journal, 48, 107, 1918.

Současná vzdálenost Malého Magellanova oblaku je udávána kolem 53 000 až 60 000 parseků. Některé hodnoty se mohou mírně lišit, to proto, že různí autoři uvažují různě mezihvězdně zčervenání. (Podle posledních údajů je vzdálenost SMC ještě o 15 % větší.)

Podle Laboratory Excercises in Astronomy - Cepheid Variables and Cosmic Distance Scale, J. M. Pasacholf, R. W. Goebel, Sky and Telescope, March, 1979

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

O letošních prázdninách na přelomu července a srpna jsem se zabývala jednoduchou astronomickou úlohou - pokusila jsem se určit vzdálenost otevřené hvězdokupy M 25 v souhvězdí Střelce. Využila jsem skutečnosti, že jedním z jejich členů je cefeida U Sgr. Po několik nocí jsem dělala odhady její hvězdné velikosti otevřenou Argelanderovou metodou pomocí malého Sometu 12x60. Z nich jsem si potom nakreslila světelnou křivku (viz obrázek)

a určila střední hvězdnou velikost proměnné (6.75 mag) a periodu (6.33 dne). Z té jsem odvodila její absolutní hvězdnou velikost a ze známého vztahu M - m + 5 - 5 log d vzdálenost U Sgr a tedy i otevřené hvězdokupy M 25. Je to asi 2000 světelných let.

Pozn. Když mi Lucka donesla svůj článek a světelnou křivku, která by si mimochodem zasloužila více odhadů, chtěl jsem jí spočítanou vzdálenost M 25 porovnat a v literatuře uváděnou. Ve Sky Catalogue 2000.0 v prvním dílu, který obsahuje informace o hvězdách do 8. velikosti, jsem u U Sgr nalezl hodnotu 2 900 parseků, tedy asi 12 700 světelných let. Ovšem v druhém dílu téhož v oddílu Otevřené hvězdokupy je uvedena u M 25 s poznámkou, že U Sgr je členem kupy, vzdálenost jen 580 parseků (1 900 světelných let) ! Tedy téměř shodná s Lucčinou. V poněkud starším Bruntham's Celestial Handbooks se potom píše o pracích A. Sandage (1960) a A. U. Landolta (1963), ze kterých vyplývá vzdálenost 2000 světelných let. Je to tedy správná hodnota? Pokusím se to vypátrat. Vy si ji prozatím můžete sami spočítat. V GCVS je u U Sgr uvedena perioda 6.745226 dne a amplituda 6.28-7.15 mag. * Jirka Dušek *

OBSAH

tisk

Lucie Bulíčková

Možná jste v Expresních astronomických informacích nebo telegramech IAU zaregistrovali dvě krátké zprávičky o hvězdě 49 Eridani. Ta první oznamovala, že při justování Hubbleova dalekohledu byl u ní pozorován pokles hvězdné velikosti o šest desetin magnitudy. Náhoda tomu chtěla, že se tak stalo těsně před mým plánovaným odjezdem do Ondřejova, kam čas od času jezdím - do knihovny a za dr. Hudcem prohlížet desky z celooblohových komor. A tak jsem prohlédl 600 desek právě s hvězdou 49 Eri (HR 1469).

Výsledek? Docela dobrý. Potvrdila se proměnnost této hvězdy, kterou již předtím předpokládal dr. Hudec na základě odhadů Petra Štěpána (rovněž na deskách). Hvězda se mění zcela chaoticky, nahoru i dolů, a to přibližně s amplitudou jedné magnitudy. Občas zůstává na delší čas konstantní, kdesi uprostřed amplitudy na hvězdné velikosti 5.3 mag, která se také udává v katalozích. Ovšem když už se vám mění, tak to většinou stojí za to. Zatím ještě nemáme sestavenou světelnou křivku, protože získat časy expozic pro takovou spoustu desek chvilku trvá. Dohady o typu proměnnosti jsou stále jen dohady, víme jen, že asi není zcela pravidelná.

Chcete-li přispět svým vizuálním pozorováním, jste vítaní. Podle všeho má 49 Eri svou dobu, kdy se výrazně mění. (Což je ovšem jen moje soukromá a nevědecká předpověď). Odhadujte malým triedrem, nejlépe trpaslíkem 7x35. Na pouhé oči je hvězda přece jen příliš slabá. Ovšem pozor! V žádném případě nepoužívejte jako srovnávačku hvězdu 45 Eri. Je totiž nápadně červená, snad přímo rudá (B-V 1.3 mag).

Vaše pozorování očekává, zpracuje, podstoupí a předem děkuje a jasno všem přeje

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

Máte-li přístup k většímu dalekohledu, podívejte se asi 2° východně od hvězdy 22 Cygni, do míst, kde leží dvojhvězda h 1470. Budete překvapeni (nebo potěšeni) stejně jako Glenn F. Chaple (reflektor 76/760), který zde spatřil ne jednu, ale rovnou pět dvojhvězd tvořících oblouk (šavli, kynžál, srp) v půlstupňovém zorném poli. Pozdějším porovnání s katalogovými údaji se podařilo v A (viz kresba)

identifikovat SEI 825, B Aitken 1412, C onu h 1470 a E SEI 835. V prvních dvou případech jsou ale uváděni průvodci příliš slabí na to, aby to mohli být ti, které uvidíte. Jedná se tedy pravděpodobně jen o optické dvojice. Příslušnost D se zjistit nepodařila.

Na existenci šavle nás upozornil článek uveřejněný v časopisu Meteor a jak jsem se sám přesvědčil, všech pět dvojhvězd je při stonásobném zvětšení v brněnské patnáctce pěkně vidět. Podívejte se proto na ně i vy. Při nejbližší příležitosti nahlédneme do Washington Double Star Catalogue a pokusíme se zjistit více.

OBSAH

tisk

Jirí Dušek

Nevím, kolik z vás ještě patří mezi pamětníky, vlastnící BT č. 30, ale třeba se ještě najdete. Třeba je mezi vámi někdo, kdo si moc dobře pamatuje, jak jsem se tenkrát vyznával z lásky k otevřeným hvězdokupám, nejkrásnějším to objektům naší deep-oblohy. Dnes, o dobrých pár let později, kdy je sice spousta témat, o kterých se dá psát, dobře psát, se zachraňuji z chaosu právě návratem k otevřenkám. Proto, aby věděly, že jsem na ně nezapomněl.

Nejprve se před vámi veřejně zdiskredituji vlastní kresbou jasné a známé Messierovy kupy č. 39 v Labuti. Pořídil jsem ji brněnskou patnáctkou v noci z 27. na 28. června 1992 (mhv 5.3 mag), při zvětšení 96x. Fascinoval mě její proslulý trojúhelníkovitý tvar, a tak jsem se odvážil ho zachytit. Výsledek můžete posoudit sami, a už porovnáním s vlastní kresbou, či s fotografií v Kozmose 5/1988, str. 166. Mně se jednotlivé hvězdičky zidentifikovat podařilo. Jo, jestli o tom náhodou nevíte, tato skromně se tvářící kupa je pohodlně spatřitelná i pouhým okem; jde to již při mhv 5.5 mag:

"Při pozorném koukání se dá snadno najít a spatřit i pouhým okem, je slabší než mhv oblasti, ale i pouhým okem je vidět jako dost velká, ovšem slabounká skvrna, ležící na okraji pravoúhlého trojúhelníku, v nejostřejším vrcholu; ten trojúhelník je tvořen hvězdami 80 pí₁; Cyg a 81 pí₂ Cyg a hvězdou, co má v AC vyznačenou magnitudu 5.3. (3./4.VIII.1992)"

Za objevitele M 39 se často považuje francouzský astronom, asistent Jacquese Cassiniho, Jean Baptiste Le Gentil. Protože však neuvedl polohu jím pozorované kupy severně od Deneba, není to tak jisté. Jak ovšem upozornil P. Doig (1925), je možné, že ji zaznamenal jako kometu už Aristoteles 325 let před naším letopočtem. E. G. Ebbighausen (1960) určil vlastní pohyb M 39 na 0.024' za rok v pozičním úhlu 222°. Podle tohoto kritéria patří do kupy celkem třicet hvězd, jejichž celková jasnost je asi 4.6 mag.

No, ale dost již probírání se pozůstatky letní oblohy, a raději se přesuňme k zimějším souhvězdím. Nalistujete-li si doma ve svém archívu opět starší BT č. 35, najdete tam jako hlavní článek povídání Zdeno Grajcara o otevřenkách v Perseovi. Zdeno se tam spolu s Jirkou Duškem zmiňuje o NGC 957, NGC 1528, 1664, o asociaci okolo Alfy a Delty Per a o několika planetárkách (a výčet Perseových objektů v tomto BT je završen na obálce mapkou chí a h Per). Já jsem loňský podzim zažil jednu nádhernou noc se Sometem a právě s otevřenkami z Persea a blízkého Vozky. Mezi jedny z nejkrásnějších, co jsem kdy viděl, jsem si zařadil kousky NGC 1245, 1528 a 1513. Kupa NGC 1528 je snad tím největším skvostem, který na tomto kousku nebe máme, takže abych vás na něj navnadil, věnuji vám svůj loňský popis:

"NGC 1528 Per je naprosto unikátní otevřenka, nepamatuji se, že bych se na ni kdy díval; v Sometu naprosto dokonalá, uspořádáním a tvarem snad ještě učebnicovitější než chí a h Per, obsahuje hvězdy celé možné škály jasností (kromě těch úplně nejjasnějších) i difúzní podklad; v severozápadní části je pěkný oblouček hvězd; zpětně samozřejmě v binaru 10x50 i v db 10x80 do očí bijící. (4.X.1991, mhv 6.0 mag)"

Máte-li ještě zájem, nechte se pokochat i kupou NGC 1245, a pak se hned vrhněte k binarům ... Není to zrovna silná stránka našeho archívu.

"NGC 1245 - velice zajímavá, decentní kruhová otevřenka vepsaná do trojúhelníčku, ten trojúhelníček má na nejostřejším vrcholu další hvězdu (špičku), sama kupa je dokonalá, kruhová a homogenní, opravdu všude stejně zrnitá, jedna hvězda drobet jasnější, ale na první pohled (tedy přímým viděním) celá kupa vlastně "bez hvězdného rastru"; (Tatáž noc, totéž mhv, tentýž SB 25x100)."

Jo, málem bych zapomněl, když už budete v tom, poohlédněte se také po kupě NGC 1220, já po ní nenašel ani stopu, a poznačil si, že by bylo dobré se po ní znova kouknout. Jakoby totiž byla ztracená.

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

U každého úkazu se jedná o vstup do zákrytu. První kolonka udává datum, druhá přibližný čas v UT, třetí číslo dvojhvězdy v ADS katalogu, pátá a šestá hvězdné velikosti složek, předposlední interval mezi vstupy jednotlivých složek dvojhvězdy a poslední poznámky. K vybraným čtyřem zákrytům byly zhotoveny schematické obrázky uvedené na další stránce. Vyšrafovaná část představuje Měsíc tak, jak jej vidíme na obloze. Sever je přibližně nahoře, jih dole, Měsíc se pohybuje přesně zprava doleva (datum uvedeno). Více informací naleznete ve Hvězdářské ročence 1993 a Sky Catalogue 2000.0 (Sky publishing Co.). Z nich byly také brány veškeré údaje.

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

Dokonalá viditelnost nastává, jsou-li viditelné ohybové kruhy stálé. Více ohybových kruhů ukáží ovšem jen větší objektivy u jasných hvězd.

OBSAH

tisk

Ing. Vilém Gajdušek, Říše Hvězd 3/1957,str 57-62

Když jsem sestavil v minulém Trpaslíku uveřejněný seznam objektů pozorovatelných bez dalekohledu a následně prošel spolu s Tomášem Rezkem celý archív vašich pozorování, zjistil jsem, že pozorování jen tak, pouhýma očima, je doopravdy pole neorané. Prostě většina z vás takovýto pohled na hvězdnou oblohu ignoruje a radši ji zkoumá ve velkém zvětšení dalekohledem. A tak jsme si vybrali známé a nyní pozorovatelné souhvězdí Oriona, abychom si na něm ukázali, že i tak je na co se dívat.

Obloha počátku ledna je díky tomu, že se díváme na nejbližší rameno Mléčné dráhy nazvané Orionovo, bohatá na jasné hvězdy. Patří sem Capella (alfa Aur), Castor (alfa Gem), Pollux (beta Gem), Prokyon (alfa Cmi), Sirius (alfa Cma), Betelgeuze (alfa Ori) a Rigel (beta Ori) tvořící ohromné nebeské písmeno G. Nalezneme zde i vůbec nejjasnější a jednu z nejbližších hvězd noční oblohy (2.7 pc) - Sirius (-1.46 mag) a zřejmě jedinou pro nás významnou proměnnou hvězdu mezi hvězdami první velikosti - Betelgeuze, o jehož nápadné naoranžovělé barvě se zmiňuje už Almagest ve vydání Ulugh Begha (B - V 1.9 mag).

Jeho světelných změn si zřejmě první všiml Sir John Herschel roku 1836. Ve svých náčrtech astronomie publikovaných v roce 1846 napsal: "Proměny alfy Orionis, které byly nejvíce patrné a zcela nepochybné v letech 1836-40 se v následujících letech staly mnohem méně výrazné". Roku 1849 se amplituda změn začala zvyšovat a v prosinci 1852 ji Herschel považoval za "momentálně nejjasnější hvězdu severní polokoule". Roku 1894 byla opět téměř na vrcholu své jasnosti, během našeho století potom vykazovala zvláš významná maxima v letech 1925, 1930, 1933, 1942 a 1947, zatím co v období 1957 až 1967 byly zaznamenány jenom slabé a neurčité variace. Zdá se, že hlavní perioda trvá 5.7 roku, ale snad existují i kratší simultánní periody od 150 do 300 dní. V maximu někdy dosáhne její hvězdná velikost 0.4 mag a je téměř shodná s Rigelem, ale v letech 1939 a 1952 byla některými pozorovateli považována za téměř rovnou Capelle. Z pozorování AAVSO (viz obr.) vyplývá, že se její jasnost může pohybovat v rozmezí 1.2 až 0.2 mag. V případě, že byste se i vy chtěli připojit k pozorovatelům této proměnné (stačí jeden odhad týdně), uvádíme některé srovnávací hvězdy - alfa Aur (0.08 mag), beta Ori (0.12 mag, je však mírně proměnná), alfa Cmi (0.38 mag), alfa Tau (0.85 mag) a beta Gem (1.14 mag).

V Orionovi, jenž dostal jméno podle bájného lovce a jehož nejnápadnější hvězdy připomínají svým tvarem letícího motýla, také nalezneme hned dvě mlhoviny. Kupodivu tou starší známou je "Orionova hlava" tvořená hvězdami lambdou, fí_1,2 Ori a několika dalšími Al-Sufi popisuje "první hvězdu Oriona jako mlhavou a složenou ze tří hvězd", ale jak teleskopicky zjistil Galileo Galilei zde" ... se nachází mlhovinná hvězda nazývaná hlavou Oriona, ve které jsme napočítali dvacet jedna hvězd". Vzhled této skupinky hvězd dokonce zachytil kresbou (viz obrázek), kterou později uveřejnil ve svém Hvězdném poslu z roku 1610.

Druhá, známá mlhoviny M 42, se nachází v Meči v okolí thety Ori. V tomto případě však ale za prozkoumání stojí celý Meč. Už od Ptolemaia se v něm uvádějí tři hvězdy iota, theta a c Orionis, ovšem jak se můžete sami přesvědčit, je toho vidět více. Nejjasnější je nejjižnější hvězda iota Ori, u které na jihozápadě leží průvodce asi 4 velikosti 8' vzdálený. Obě severněji položené hvězdy jsou mlhavé. Theta Orionis díky M 42 a 43, c Orionis tvořená ve skutečnosti dvěma hvězdami 42 a 45 Orionis u níž přispívá i mlhovina NGC 1977 (mimochodem velmi nápadná v triedru). Nad nimi byste pak ještě mohli spatřit otevřenou hvězdokupu NGC 1981 (není uvedena v Atlasu Coeli), jejíž celková hvězdná velikost je 4.6 mag.

Jestliže máte k dispozici nebulární filtr propouštějící světlo jen v úzkém oboru spektra (zpravidla hlavně v čarách kyslíku 401 a 496 nm), tedy zvyšující kontrast mezi mlhovinou a oblohou, dle zahraničních pozorovatelů budete bez problému moci spatřit i impozantní Barnardův oblouk, objevený tímto velkým pozorovatelem roku 1895. Ten je částí ohromného kruhu o průměru 12° se středem někde v místech mezi Pásem a Mečem. Z rádiových pozorování mezihvězdného plynu lze zjistit, že z centrálního místa se začal rozpínat někdy před 2 400 000 lety. Z mnoha fotografií, na kterých je množství dalších mlhovin, je vidět, že se jedná o místo, kde se bouřlivě rodí nové hvězdy, které pak své kolébky opouštějí. Lambda, dzeta, eta, iota, kappa, sigma, ný, theta, beta, gama, delta, epsilon spolu s mnoha jinými jasnými hvězdami patří do asociace Ori OB 1, která je také zdrojem hvězdných poutníků, které z místa svého vzniku během 3 200 000 let, doputovaly až do jiných, sousedních souhvězdí. Jedná se o AE Aur, mí Col a 53 Arietis.

Na závěr ještě malou poznámku. Všimněte si na západní straně souhvězdí, v místech, kde mívá Orion zobrazován svůj štít, řádky hvězd majících označení pí₁ až pí₆ Orionis. Proč? Důvodem je nedostatek písmen malé řecké abecedy, kterých je pouze čtyřiadvacet. Ovšem hvězd viditelných bez dalekohledu je ve většině souhvězdí více. A tak Johan Bayer, který toto značení zavedl, použil u ostatních hvězd písmen latinky a později byly možnosti rozšířeny pomocí číselných indexů u řeckých písmen.

Tak, co? Odhodíte své dalekohledy? To po vás nechci. Pro začátek bych co nejdříve potřeboval kresbou zachytit vzhled některých objektů viditelných neozbrojenými očima. Hlavně Jesliček, Orionovy hlavy, okolí alfy Persea, Hyád, kupy Melete 111 ve Vlasech Bereniky a dvojice M 46, 47 v Lodní zádi. Pomůžete mi tak obohatit spisek o pozorování oblohy bez dalekohledu, na kterém právě pracuji. Moc díky!

OBSAH

tisk

Jirka Dušek

Říjnové, listopadové i prosincové nepříznivé počasí se odrazilo i ve vašich zásilkách. Moc pozorování nedošlo. Ale i tak se mezi tím málem objevily perličky.

Velmi pěkná pozorování jasných proměnných hvězd viditelných bez dalekohledu nám poslal Petr Hlous. Na ukázku jsem vybral světelnou křivku bety Lyrae. Díváte se na dva roky práce, kdy Petr zřejmě každou jasnou noc vyhlédl z okna a udělal odhad. Není to tedy žádná sranda a chce to trpělivost. Sheliak patří mezi velmi známé zákrytové dvojhvězdy, a tak každých 12.93568 dne mohl pozorovat pokles jasnosti z 3.4 na 4.1 mag. Jako srovnávací hvězdy použil gamu, etu Lyr a iotu Her.

V Lyře leží i jedna ze známých kulových hvězdokup M 56 (NGC 6779). Tu z 19/20 září 1992 svým Newtonem 15 cm, zv. 48x pozoroval Mirek Janata:

Poměrně málo známá kulová hvězdokupa v hustém hvězdném poli na rozhraní Labutě a Lyry. Hledá se však dosti snadno. Leží nedaleko hvězdy 2 Cygni. V triedru 7x50 jsem ji neviděl, přestože jsem přesně věděl, kde bych ji měl vidět. V Newtonu je ale vidět na první pohled i při rychlém přejíždění dalekohledem. Má vzhled mlhavé pravidelné, okrouhlé skvrnky průměru přibližně 4', poměrně malé plošné jasnosti s nevýraznou koncentrací do středu. Není rozložená na hvězdičky.

Pro srovnání uvádím popis vzhledu kupy uvedený v Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects (Skiff, Luginbuhl): Viditelná v 6 cm dalekohledu v bohatém hvězdném poli východně od hvězdy 10. velikosti. Kupa má asi 2' a mírně se zjasňuje směrem do středu. V 15 cm je při 50-ti násobném zvětšení zrnitá, při větších za dobrého seeingu částečně rozlišitelná. 2.7' severovýchodně od kupy hvězda 11.5 mag přibližně stejně daleko jako jasná hvězda na západě. Jasná a jiskřivá v 50x25 cm, rozlišena při 200x. Spousta jasných hvězd, ale kupa má průměr jen 3', 30 cm ukáže o trochu více než 5' v průměru s nepravidelným jádrem 1.75'.

Zajímavá pozorování slabších galaxií nám poslal Martin Lehký, jinak také aktivní pozorovatel komet a proměnných hvězd. Namátkou jsem vybral následující:

27./28. srpna 1992 refr. 200/3500, okulár H 40, mhv 5,7 mag
NGC 520 Psc - Velká velmi difúzní mlhovina s nepatrnou centrální kondenzací. Okraje jsou těžko definovatelné - přecházejí velmi pozvolna na pozadí. Jinak je galaxie perfektní.

Už zmiňovaný Skiff uvádí popis v 25 cm reflektoru: "Tento interagující pár galaxií je nepravidelnou mlžinkou 1.2' x 0.5' orientovanou v pozičním úhlu 135°. V hlavních obrysech čtvercová, složena ze dvou jasnějších částí oddělených nenápadným zeslabením; Severozápadní lalok je jasnější než jihovýchodní a má několik slabých zjasnění. 30 cm ukáže 3' x 0.8' s temnou skvrnu v jádru oddělující dvě, tři zjasnění severozápadní části. Několik slabých hvězd je viditelných poblíž, dvě jasné leží 3.5' - 4' jihozápadně."

Nakonec jsem si nechal jedno starší pozorování Michala Schoříka, o kterém jsem se zmínil v minulem cisle Trpaslíka v článečku o Místní skupině galaxií.

21. července 1990 Binar 25x65 bez udání mhv!
M 31, 32, 110 (NGC 224, 221, 205) And - M 31 Jádro je fantasticky jasné a velké (asi 8'), kolem něj se rozkládá oblast slabší, ale oproti ramenům stále velmi jasná, o rozměrech 21' x 10'. Kolem ní je další ještě slabší oblast s rozměry 45' x 23', ale stále o trochu jasnější než ramena. Okraje této oblasti už splývají s rameny, které se rozprostírají na obě strany od jádra do vzdálenosti kolem 60' . Pravé je méně výrazné než levé a hlavně je slabá jeho spodní část. Východně od jádra jsem spatřil jasnější pruh o délce 50' a šířce kolem 7' - 10' . Jde zřejmě o další rameno této ohromné spirální galaxie. Hvězdy kolem jádra a v oblasti ramen ležely ve slabé mlhovině, která pokrývala celou oblast a dotvářela tak eliptický tvar galaxie. Na M 31 se nedá dívat bočním viděním, jádro s přilehlými oblastmi tak ruší, že nejsem schopen soustředit se na okolí. Galaxie byla samozřejmě vidět pouhým okem jako velký, mlhavý oblak protáhlého tvaru. M 32 - malý mlhavý obláček 45' jihovýchodně od jádra M 31. Je velice nápadný. Vypadá jako více rozmazaná hvězda, protože má malé, ale jasné centrální zjasnění. NGC 205 (M 110) - ne moc jasná mlhovinka difúzního vzhledu bez centrálního zjasnění vzdálená 65' západoseverozápadně od jádra M 31. při bočním vidění má difúzní, ale rozsáhlé slabší oblasti (zřejmě mnohem větší - pozn. JD). Myslím si, že má větší velikost než katalogových 7.6' . Odhaduji to tak na 11' - 12' , přinejmenším.

P.S.: V Michalově pozorovacím deníku jsem našel i níže uvedený skvost, dokumentující jak tento vynikající pozorovatel kdysi začínal s astronomií.

OBSAH

tisk

Jirka Dušek

Johnsonův - Lairdův zákon:
Zub rozbolí zásadně v sobotu večer.

Thomův zákon o svátosti manželství:
Životnost manželství je nepřímo úměrná nákladům na svatbu.

Harvardův zákon:
Za přísně kontrolovaných tlakových, tepelných a dalších fyzikálních podmínek se pozorovaný organismus chová, jak ho to zrovna napadne.

První pravidlo provozu životních cest:
Většina prošlapaných cest nikam nevede.

Zlaté pravidlo umění a vědy:
Ten kdo má zlato, určuje pravidla.

Princip pro pacienty:
Jestliže lékař pojmenuje tvou nemoc, neznamená to, že ví o co jde.

Tento Trpaslík vyšel za přispění Pavla Rapavého a Václava Říkala. Děkujeme.