OBSAH:
Pátek 2. dubna okolo 10:00 UT: Otvírám obálku s EAI č. 47.
Supernova v M 81. Před třemi dny měla 10 mag a dál se zjasňuje. Šok.
Okamžitě pohled na oblohu - velmi nadějné. Pohled do kalendáře -
nepříjemně zakulacující se Měsíc.
Pátek 2. dubna 18:40 UT: Stále čisto. Měsíc vysoko nad jihem. Vynáším
ven svůj 11-cm Newton. Napětí vrcholí. SN 1885 v M 31 měla 6.5 mag.
Kolik bude mít tahle? Nesměle pošilhávám po triedru.
Ne, pro ten se
mohu vždycky vrátit. Zůstávám realistou. Kéž by měla 10. velikost.
Rutinním pohybem se v hledáčku sklouznu po spojnici d a
aUMa až k 23 UMa a odsud zamířím kousek na sever k M 81.
Nasazuji okulár 32x ... pohled do něj ... a v prvním zlomku vteřiny je
to jasné. M 81 se i za měsíční noci (mhv 4.6) vykreslila slušně a u
ní... nic. Nic jasnějšího než 11. velikost. Zkouším větší zvětšení. Po
chvíli se skutečně 4' jižně od jádra galaxie ukazuje cosi stelárního.
Ještě to chce zvětšit. Při 96x už je M 81 sotva patrná, ale kousek od
ní se ukazuje trojice hvězdiček. Je stěží zahlédnutelná, ale reálná.
Kreslím skicu a letím najít nějaký slušný obrázek M 81. Otvírám Rüklovy
"Obrazy z hlubin vesmíru", M 81 je tam krásně. Z těch tří hvězd tam jsou jen dvě.
Mám ji!!! Ještě jednou ven. Ano, je tam, je to ona. Slaboučká, ale moje.
Zkouším si tipnout jasnosti: A... 11,3 mag, SN... 11,5 mag, C... 11.8 mag.
Světelná křivka SN 1993J nakreslená na základě pozorování Kamila
Hornocha, Honzy Kyselého, Denisy Dvořákové, Rudolfa Nováka, Jiřího
Duška, Jirky Krtičky a Martina Lehkého (plná kolečka)
a odhadů
publikovaných v cirkulářích IAU (prázdná kolečka). V době svého objevu
(březen 28.86) měla 12.0, dodatečně se ještě objevilo pozorování
z téhož dne ráno, kde v místech supernovy nebyl
žádný objekt jasnější
16 mag. SN 1993J se tedy během necelých 24 hodin zjasnila více než
stotisíckrát. Prvního maxima 10.5 až 10.6 mag přitom dosáhla záhy po
svém objevu 30. března. Poté její
jasnost klesala denně o 0.3 mag.
5. května nastalo minimum 11.7 mag a následně se opět zjasnila na
10.7 - 10.8 mag (od 16. do 21. dubna). Od této doby už pouze slábla.
Do konce dubna o 0.2
mag za den, potom o 0.2 mag za pět dní. 12.
velikost přitom měla cca 30. dubna, pod třináctku se dostala začátkem
června. Na větším rozptylu odhadů se jednak podepsaly nedostatečně
známé
jasnosti srovnávacích hvězd a GSC 4383.0384, jednak
několikadenní špatné počasí mezi 3. a 8. květnem. Brzo po objevu
byla také publikována identifikace předchůdce - progenitora supernovy.
Na
snímku v noci 1./2. května 1992 2.4 m dalekohledem na Kitt Peaku
byl nalezen mírně protažený světelný zdroj s jasností 20.8 mag
Sobota 3. dubna 03:20 UT: Viditelnost horší než večer, hvězda C už
vůbec nespatřena, rozdíl mezi A a SN by mohl být stejný.
Sobota 3. dubna 20:20 UT: Hrůza. Mhv 3.8 mag. No comment. Přesto jsem
jednou nebo dvakrát zahlédl hvězdu A. Supernovu už ne. Goodbye?
Úterý 6. dubna EAI 48: Maximum zřejmě už 30. března 10 mag. Teď už
klesá. Souhlasím. Také se dozvídám jasnosti srovnávaček. A... 11.2 mag,
C... 11.9 mag. Supernova měla opravdu 11.5 mag.
Sobota 10. dubna: Konečně znovu jasno. Nemohu uvěřit vlastním očím -
o poznání se zjasnila, teď má asi 11. velikost. To jsem ještě netušil,
že se nedaleko chystá další překvapení.
Pátek 16. dubna 19:15 UT: SN se ještě o pár desetinek magnitudy
zjasnila, na 10.7 mag. To je také maximum, kolik jsem jí odhadl.
Největší překvapení je ale asi 10' severně od středu
M 81. Jedna ze
srovnávacích hvězd, na mapce z EAI s jasností 10,7 mag, se zdá být o cosi slabší než při minulých pozorováních, ne o mnoho, asi o 2 až 3
odhadní stupně, což je něco okolo 0.4
mag. Zatímco 10. a 11. dubna
byla o dva stupně v mém odhadu jasnější než hvězda 11.2 mag (V = 10.9
mag), teď je o jeden stupeň slabší (V = 11.3 mag). Do pozorovacího
deníku píšu: "Zdá se, že
hvězda 10.7 je proměnná".
Neděle 18. dubna: Zprávu o možné proměnnosti odesílám faxem Daliborovi
Hanžlovi.
Úterý 20. dubna: Supernova je stále jasná - 10.8 mag, potenciální
proměnná ani tuto noc, ani sousední noci nejeví známky proměnnosti,
stále je okolo 11,2+/-0.1 mag, takže jí přestávám
věnovat pozornost.
Netuším, že její osud je už spečetěn.
Sobota 24. dubna: Přijíždím do Brna na setkání APO. Jelikož jsem se
dostavil jako jeden z posledních, jsem také skoro posledním, kdo se
dozvěděl, že blízko M 81 a supernovy je jedna
z nejjasnějších
srovnávaček proměnná. Všiml si jí stejný večer co já, téměř na minutu
stejně, i Kamil Hornoch a Dalibor Hanžl její proměnnost potvrdil
fotoelektricky už první noc z 16. na 17.
dubna.
Snímek M 81 zhotovený Petrem Pravcem, Tomášem Rezkem a Jiřím
Borovičkou pomocí CCD kamery ST-6 1. dubna v 19:34 UT expozicí 120
sekund (bez filtru). SN 1993J je na něm zřetelně vidět
zhruba 3'
jiho-jihovýchodně od středu galaxie. Dále jsou zde zachyceny dvě
dvojhvězdy ADS 7656 a 7566 rozlišitelné za dostatečného zvětšení
brněnskou patnáctkou a hvězda asi 10.5
mag, nová proměnná objevená
Kamilem Hornochem a Honzou Kyselým.
Pondělí 26. dubna: Zpráva
o objevu byla poprvé
publikována v IAUC č.
5775: "D. Hanzl, N.Copernicus Planetarium, Brno, communicates that
GSC 4383.0384 appears to be variable, first noted visually
on Apr. 16
by K. Hornoch at Lelekovice and J. Kysely at Vlasim, and confirmed
photoelectrically by Hanzl having a maximum at V = 10.98+/-0.05,
amplitude about 0.35 mag, and period of probably
less than 1 day."
Pátek 30. dubna: Jasnost supernovy poklesla na 11.9 mag.
Středa 12. května: Jasnost SN klesla na 12.4 mag. Stále je
pohodlně v dosahu 11 cm dalekohledu. Přichází také nová mapka z AAVSO s lepšími
jasnostmi. Proměnná už je tam označena "var".
Je to docela pěkný
pocit.
Pátek 14. května: Píši tyto řádky. V tuto chvíli mám 58 odhadů
jasnosti supernovy 1993J ve 14ti nocích.
Suma sumarum: Objevit vizuálně proměnnou s amplitudou 0.35 mag, která
navíc leží blízko tak sledovaných objektů, jakými jsou M 81 a od konce
března i SN 1993J (proč si ji nevšimli někde ve
světě dříve?), je
opravdu husarský kousek. Kamil i já jsme prostě měli štěstí. 16. dubna
byla totiž právě v minimu (jak potvrdila Daliborova měření), zatímco
při předchozích pozorování večer 10.
a 11. byla blízko maxima.
PS: Doufám, že můžu i za vás všechny, Kamilovi a Honzovi blahopřát k tomuto (v rámci APO už třetímu) významnému objevu. Ať je jich ještě více! Jirka Dušek Přiblížení planetek k deep-sky objektům
Ti z vás, kdož se zúčastnili semináře APO, si možná
pamatují na můj slib, že se v nejbližším Trpaslíku objeví
předpovědi přiblížení jasnějších planetek k deep-sky
objektům. Takže tímto svůj slib plním. V cyklostilové
příloze najdete seznam těchto úkazů, které nastávají do
konce prázdnin 1993. První kolonka obsahuje datum, druhá
identifikaci objektu, třetí úhlovou vzdálenost planetky od
středu objektu (ve stupních), čtvrtá a pátá polohu planetky
pro 0 UT a ekvinokcium 2000.0 a šestá její hvězdnou
velikost. Tu je však třeba brát jako orientační (viz dále).
Vše je přitom rozděleno na jednotlivé planetky. Co vám tyto
předpovědi mohou přinést?
Za prvé se může stát, že při pozorování nějakého deep-sky
objektu objevíte přebívající "hvězdu". A právě v této
chvíli, těsně před tím, než zavoláte Central Bureau for
Astronomical Telegrams (resp. Daliborovi Hanžlovi), že jste
objevili novou supernovu, můžete nahlédnout do předpovědí
a tím se možná uchránit zmatku. Další přínos je pro potěchu
duše a to zejména fotografické a kresličské. A nakonec ten,
že při se při koukání po planetkách zároveň budete koukat po
deep-sky objektech a určitě pro Jirku Duška uděláte nějaký
ten popis. A na druhou stranu se, doufám, pokusíte udělat
i pár odhadů hvězdné velikosti planetky a třeba se nám tak
možná společně podaří zjistit, že se planetka chová jinak,
než by měla.
Budete-li mít nějaké další nápady, či dokonce pozorování
těchto úkazů, pošlete mi je přes Jirku Duška. Moc se na ně
těším.
O fyzikální podstatě těchto mlhovin nemáme pochybností. Mezihvězdný prostor není totiž docela bez hmoty, je vyplněn jemným oblakem plynu, nade vší pochybnosti řídkým. Někde je tento oblak hustší než obvykle, jinde je snad osvětlován nebo přiveden k světélkování zářením jiných hvězd, jež jsou v něm uloženy. Na jiných místech může býti světlu nepropustný a pak se rozkládá po obloze jako tmavá záclona. Tyto rozdíly jsou příčinou všech těch fantastkních tvarů i rozličných odstínů světla a tmy, které pozorujeme v galaktických mlhovinách.
J.Jeans, Vesmír kolem nás Obloha plná plynu a prachu
Temné mlhoviny jsou bezesporu amatéry nejméně pozorovaným typem
deep-sky objektů. Minimálně se o nich píše v průvodcích, často je
zapírají i hvězdné atlasy. Neuškodí proto, věnovat jim pár stránek
v Bílém Trpaslíku. Nejdříve trochu historie.
Synovec John
Naši cestu po řece času (na rozdíl od chlapců z Cesty do pravěku
se ale budeme blížit do současnosti) začneme v létě roku 1833, kdy
John Herschel prováděl závěrečné přípravy na svou cestu na Mys Dobré
Naděje, kde chtěl pokračovat ve famózní přehlídce oblohy započaté jeho
otcem Williamem (zemřel r. 1822). V jednom z dopisů od jeho neméně
slavné tety Karolíny bychom našli: "Drahý synovče,
jakmile bude tvůj dalekohled postaven, přeji si, aby ses podíval
zda není možné najít něco nápadného v jižní části Štíra. Pamatuji si
totiž, že se tvůj otec několik nocí a let vracet k oblasti v této
části oblohy a nemohl si vysvětlit její neobyčejný vzhled. Bylo to
něco více, doufám, než jen úplná absence hvězd."
Když o rok později John z jižní Afriky odpověděl, že se svým 18
a půl palcovým reflektorem objevil v okolí Antara množství překrásných
kulových hvězdokup, následoval další dopis:"Není to kupa hvězd, kterou chci aby jsi objevil v těle Štíra...
Pamatuji si na hlas tvého otce, který po dlouhém pozorném prohlížení
vykřikl "Hier ist wahrhafting ein Loch im Himmel!" (Zde je skutečná
díra v obloze!)" Karolína však asi pro Johna velkou autoritou nebyla. Ten se totiž
hledáním tohoto podivného objektu nijak zvlášť nezabýval. A tak jediný
zajímavý zápis v jeho deníku najdeme 24. května 1832, kdy popisuje
oblast s rektascenzí 16 h 14 m a deklinací -23stupňů 03' až
-24stupňů 11' (tedy poblíž r Oph) jako "žádné ani nejslabší
hvězdy". Mělo být zrovna tohle oním tajemným objektem? Odpověď
nalezneme přímo u nejstaršího z Herschelů.
William začal svoji ohromnou sérii objevů nových hvězdokup,
mlhovin a dvojhvězd roku 1783, kdy dokončil svůj 18.7 palcový
reflektor s 20-ti stopým ohniskem. Během svého systematického
prohledávání oblohy také často počítal množství všech spatřených hvězd
při 157 násobném zvětšení v zorném poli asi 15'. Mezní hvězdná
velikost se pohybovala kolem 15 mag, často dělal průměry z několika
vedle sebe položených oblastí a zjišťoval tak hustotu hvězd na
jednotku plochy (resp. prostorového úhlu) v mnoha místech oblohy
a obzvláště pak v Mléčné dráze. Tato pozorování se mu v roce 1785
stala základem přednášky "Konstrukce oblohy", kterou přednesl
Královské společnosti v Londýně. S využitím své hvězdné statistiky
stanovil přibližné rozměry a morfologii našeho hvězdného ostrova. (Viz
obrázek vystihující jím zjištěný průřez Mléčnou dráhou.)
O pár let později ve stejnojmenné monografii popsal objev oblastí,
jež nazval okny či dírami, a které neobsahují žádné hvězdy. Jako
příklad přitom uvedl část oblohy ve Štíru s deklinací mezi
-22stupňů a -24stupňů, kde se počet hvězd na jednotku prostorového
úhlu pohyboval mezi 1.8 a 0.5 zatímco na sever od ní mezi 9.7 až 17.1
a na jih stoupal až na 41.1. Jejich existenci přitom vysvětlil jako
jakési průhledy, kterými vidíme ven z Galaxie.
Otec Angelo
Secchi (1818-78), Ital, ředitel Římské univerzitní observatoře,
jako jeden z prvních o sto let později provedl rozsáhlé a exaktní
studium hvězd a mlhovin s pomocí spektroskopu. Zavedl přitom první
spektrální klasifikaci (rozdělil hvězdy na tři typy - barevné, bílé
a modré) a srovnával také spektra hvězd se spektry známých plynů.
Objevil přitom zásadní rozdíly mezi mlhovinami (tak se dříve nazývali
všechny na hvězdy nerozlišené objekty). Zatímco některé měli spektrum
podobné hvězdám, jiné naopak obsahovali množství či dokonce pouze
jednu jedinou nápadnou (emisní) čáru. Secchi, jenž byl jedním
z nejvýkonnějších pozorovatelů a psavců (byl autorem více než 500
článků), se též zajímal o nápadné temné oblasti v Mléčné dráze, které
pouze na základě své intuice vysvětlil jako ohromná temná plynná
mračna, které se promítají na světlé pozadí vzdálených hvězd.
Na konci osmdesátých let minulého století ale ještě mnoho dalších
astronomů na temné mlhoviny nevěřilo. Těch několik málo bezhvězdnatých
oblastí (jednu např. roku 1876 objevil Trouvelt těsně u NGC 6570) se
vysvětlovalo různě. Není se čemu divit. Přístrojová technika ještě moc
dokonalá nebyla, většinou se pozorovatelé museli spoléhat jen na své
oči a to, však to znáte z vlastní zkušenosti, není zrovna nejlepší.
A právě v této době začal se systematickým průzkumem Mléčné dráhy
pomocí fotografie jeden amatér samouk, který si zaslouží víc, než jen
letmou vzpomínku.
Edward Emerson Barnard
se narodil dva měsíce po smrti svého otce 16. prosince 1857
v Nashvillu, státě Tennessee. Jeho první kroky doprovázela
dělostřelecká střelba při bitvě o město v době občanské války
a cholera, kterou dostal při útěku spolu s rodinou na jih. Aby pomohl
rodině, byl nucen od svých devíti let pomáhat ve fotografickém studiu,
kde nakonec zůstal až do svých sedmnáctin. Díky tomu se mu také
dostalo minimálního základního vzdělání. Oficiálně do školy
"chodil" pouze dva měsíce. Dobrou učitelkou mu ale byla jeho matka.
Už v této době se zajímal o astronomii. Z prasklé brýlové čočky,
kterou prý našel na ulici, si zhotovil jednopalcový dalekohled
a s pomocí knihy T.Dicka Practical Astronomer se naučil znát oblohu.
Roku 1877 si za ušetřené peníze (2/3 jeho celoročního platu) koupil
5-ti palcový refraktor na ekvatoriální montáži s nímž ráno 12. května
1881 poblíž a Peg objevil dosud neznámou kometu. Jelikož ji
však nikdo jiný nespatřil, nebyl mu objev uznán, a tak se jeho první
oficiální kometou stala až ta, jež nalezl 17. září téhož roku. (V této
přehlídce potom pokračoval několik dalších let za něž zaznamenal 16
úspěchů. Roku 1886 dokonce nalezl hned tři komety.)
O rok později začal pracovat na Lickově observatoři, kde zůstal
osm let až do svého jmenování profesorem astronomie na Chicagské
univerzitě. Na Mt. Hamiltonu, kde byla Lickova hvězdárna postavena,
s tehdy největším dalekohledem světa, 36-ti palcovým refraktorem 6. září 1892 objevil pátý Jupiterův měsíc Amaltheu, poslední satelit
planety sluneční soustavy nalezený vizuálně. Barnard totiž patřil
k těm několika málo lidem s fenomenálně dobrým zrakem. Což dokumentuje
jeho pozorování kráterů na povrchu planety Mars. Jelikož ale byl
zároveň velmi kritický, nikdy tento nález nezveřejnil. (Jak dnes víme,
ani v tomto případě ho jeho oči nezklamaly.)
Celý následující život se sice zabýval studiem (ať už vizuálně či
fotograficky) snad všech objektů noční oblohy - planetami, jejich
satelity, kometami, proměnnými, dvojitými i osamocenými hvězdami -,
největší práci ale odvedl na poli temných mlhovin, kterých si všiml už
za svého pobytu v Nashvillu.
První článek na toto téma "Malá temná díra v Mléčné dráze",
v němž popsal tmavou skvrnu ve Střelci (dnes B 92), uveřejnil již roku
1884. O něco později potom poukázal na "spojení" světlých a temných
mlhovin, což demonstroval na r Ophiuchi. Začátkem tohoto století
nakonec započal jejich rozsáhlý výzkum pomocí fotografie. Od února do
září 1905 se spolu s 10-ti palcovým objektivem, jenž podle jeho návrhu
zhotovil John Brashear, zabydlel na observatoři Mt. Wilsonu. Během
této krátké doby zde získal asi 80% veškerého později používaného
a publikovaného materiálu (převážně snímků Mléčné dráhy). Byl tak
pracovně vytížen, že (jak napsal R.S.Richardson) pouze jednou
jedinkrát vyrazil na výlet. Navštívit notáře a holiče. Následně
v letech 1905 až 1916 uveřejnil sérii článků v Astrophysical Journal,
v nichž popsal ty nejznámější temné mlhoviny severní oblohy. (Viz
reprodukovaný snímek B 92 a 93 v M 24 naexponovaný (4h 30min) 31.
července 1905.) Během této doby se také čím dál tím více utvrzoval ve
svém názoru, že "dark nebulae" nejsou ničím jiným než stínicím
prachem a plynem, který leží někde mezi námi a vzdálenými hvězdami.
Jeden z největších důkazů bychom nalezli v Astronomical Journal z roku
1913, ve kterém popisuje své pozorování temné oblasti Střelce z 27.
června 1905 40-ti palcovým teleskopem na Mt. Wilsonu.
"Když
jsem namířil dalekohled tak, aby západní okraj skvrny procházel
středem zorného pole, které bylo asi 3 krát menší než skvrna, bylo
zcela zřetelně vidět, že východní polovina pole, v níž nebyly žádné
hvězdy, byla velmi mdle osvětlena, kdežto na západě bylo bohaté, temné
nebe. Toto pozorování ani na okamžik nepřipouštělo pochyb o tom, že
místo skvrny zaujímá skutečný objekt, který sice vypadá temný, ale
přesto je nepatrně jasnější než obloha. Skvrna není tedy prázdným
prostorem mezi hvězdami, ale více či méně neprůhledným tělesem."
Své celoživotní dílo završil Fotografickým atlasem vybraných částí
Mléčné dráhy (A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky
Way), na němž započali práce už za první světové války. Protože byl
v této době tisk fotografií ještě v plenkách, byl atlas sestaven
z originálních snímků zhotovených ze speciálně připravených negativů.
Barnard přitom každý snímek (celkem jich bylo více než 35 tisíc)
osobně prohlédl a zkontroloval. Součástí atlasu také byly mapy
identifikující všechny jasné hvězdy, temné a světlé mlhoviny a katalog
349 temných mlhovin, který až do roku 1960 zůstal jediný svého druhu.
Bez zajímavosti nejsou ani okolnosti jeho tisku. Ten byl proveden
v Chicagu a odtud byly již hotové publikace převezeny autem na
Yerkesovu observatoř. Jelikož však v této době zuřila nemilosrdná
válka gangů, i tento automobil dostal jeden zásah. Prostřelené
exempláře se potom na dlouhou dobu stali kuriózním exponátem výstavy
zmíněné hvězdárny.
Během svého života publikoval Barnard více než 840 prací. Vydání
svého Atlasu se však nedočkal. V nákladu pouhých 700 výtisků byl
dokončen až roku 1927. Edward Emerson Barnard, člověk jenž se stal
legendou, však zemřel 6. února 1923 ve věku 66 let.
Vápníková čára
Také spektroskopie měla na počátku 20. století své dětské krůčky
za sebou a mnohé observatoře již začínali provádět rutinní pozorování
všech jasnějších hvězd. Pravděpodobně při jednom takovém roku 1904
objevil J. Hartmann u spektroskopické dvojhvězdy d Orionis čáru
jednou ionizovaného vápníku CaII K, která jakoby žila zcela jiným
životem než dvojhvězda. Zatímco podle K čáry vycházela radiální
rychlost d na 16 km.s -1, podle ostatních především
vodíkových a héliových čar rychlost kolísala s amplitudou 200
km.s-1 a periodou 5.7 dne, tedy tak jak se na spektroskopickou
dvojhvězdu sluší. Hartmann tento nesoulad elegantně vyřešil
"pravděpodobnou existencí něčeho, co absorbuje světlo v této čáře
někde mezi námi a hvězdou".
Avšak, i když byly obdobné "netečné" K čáry záhy objeveny i u jiných spektroskopických dvojhvězd a o něco později obdobné
sodíkové D čáry u hvězd ranných spektrálních typů, nebyla tato
myšlenka všeobecně přijata. Mnozí předpokládali, že kolem dvojhvězdy
existují vápníková oblaka. Mezihvězdný původ byl proto všeobecně
akceptován, až když J.S.Plasket ukázal, že radiální rychlost odvozená
z vápníkových a sodíkových čar u asi 50 hvězd sp. tříd O a B, je nejen
různá, ale zpravidla menší než rychlost odvozená z čar jiných. A dále,
že se tyto absorpce vyskytují bez jakékoli souvislosti s případnou
podvojností. Na základě toho Eddington roku 1926 ve své přednášce
"Plynná látka v mezihvězdném prostoru" pro Královskou společnost
předpověděl, že by se absorpční oblaka měla více projevovat
u vzdálenějších hvězd. Tuto hypotézu otestoval O. Struve (třetí z rodu)
na Yerkesově observatoři. Podle vizuálních odhadech intenzity K čáry
nejdříve 321 O a B hvězd a později 1718 hvězd dalších typů nejen
Eddingtonovu myšlenku potvrdil, ale též zjistil, že mezihvězdná
absorpce je větší poblíž galaktického rovníku.
Nejmenší a nejslabší
Doufaje, že zpřesní znalosti o struktuře naší Galaxie, začal
Robert J. Trumpler od roku 1925 studovat rozložení otevřených
hvězdokup v prostoru. (Po vzoru Shapleyho, který použil hvězdokupy
kulové.) Z jejich H-R diagramů (tj. závislostí jasnosti na povrchové
teplotě či spektrálním typu) stanovil absolutní hvězdné velikosti
nejjasnějších členů kup a s pomocí pozorované hvězdné velikosti (resp.
z rozdílu obou hodnot) určil jejich vzdálenosti. Přesně podle pravidla
"nejslabší znamená nejvzdálenější".
Zároveň však k změření vzdálenosti použil pravidla "nejmenší
znamená nejvzdálenější". Tedy, že nejvzdálenější hvězdokupy jsou
zároveň úhlově nejmenší. (Toto pravidlo lze s úspěchem použít pouze za
předpokladu, že jsou všechny kupy na vlas stejné.) S využitím již
zmiňovaných H-R diagramů však najednou zjistil, že nejvzdálenější
otevřenky vycházejí rozměrově největší! Nepříjemný problém. Trumpler
ho však smetl ze stolu - světlo bylo zeslabeno mezihvězdnou absorpcí.
Další důkazy
už vezmeme letem světem. Na začátku století vzplála v Perseovi
jedna z nejjasnějších pozorovaných nov tohoto století. Ani ne půl roku
poté se v jejím těsném okolí nejdříve na fotografických deskách
a později i vizuálně objevila rychle se rozšiřující světlá mlhovinka
- světelná vlna šířící se látkou, která zde byla již dávno před
výbuchem a nyní měla možnost na čas "zazářit".
Všudypřítomný stínicí prach a plyn byl ve stejné době nalezen i na
pozadí dalších deep-sky objektů (Koňská hlava, M 8...) a dokonce
poblíž rovníků jiných galaxií (NGC 891, Sombrero...)
Rozptyl světla v mezihvězdném prostoru byl také odhalen na základě
nesrovnalostí mezi barvami hvězd a jejich spektrálními třídami.
Obzvláště u těch, které se nacházejí poblíž rovníku Mléčné dráhy, bylo
zjištěno nápadné zčervenání přicházejícího světa.
A tak bychom mohli pokračovat dál. Důkazů potvrzujících existenci
neosvětlených oblaků prachu a plynu, které rozptylují a tím tedy
zeslabují světlo hvězd nalézajích se za nimi, je ještě spousta.
Trpaslík však není nafukovací.
Měříme a vážíme
Roku 1932 holandský astronom Oort navrhl, že ať už mezihvězdná
látka existuje v jakékoli formě, musí se projevovat gravitací. Na
základě přesného pozorování pohybu hvězd v okolí Slunce, resp.
maximální výšky na kterou se hvězdy dostanou nad rovinu Galaxie,
stanovil sílu, kterou jsou k ní přitahovány. Z ní potom odvodil
rozložení hmoty a její hustotu 0.092 hmotnosti sluneční na krychlový
parsek. Po odečtení hmotnosti pozorovaných hvězd dostal hodnotu 0.053
MSpc-3 látky neprojevující se v optickém oboru spektra
(tedy nejen prachu a plynu, ale i slabých hvězd a dalších objektů).
Tento výsledek byl tak přesný, že jej dosud nebylo třeba měnit.
Hustotu bychom měli. Na stanovení rozměrů potom použijeme
odpozorované informace. Mezihvězdná látka se projevuje tím, že
zeslabuje světlo za ní ležících hvězd. Nikoli však pohlcením, ale
rozptylem. Proto například mohl Barnard vidět slabý svit "temné"
mlhoviny v M 24. Musí se tedy jednat o částice větší než atomy
a molekuly, které by světlo absorbovali jen v určitých vlnových
délkách, ale na druhou stranu ne příliš větších než je vlnová délka
světla, kdy rozptyl ustupuje ohybu. A doopravdy z prováděných měření
i modelů vychází, že jsou temné mlhoviny tvořeny ledovými zrnky
zkondenzovaného vodíku, kyslíku, uhlíku, železa a dalších látek
s rozměry kolem 0.1 nanometru. Při těchto rozměrech totiž rozptyl
závisí nepřímo úměrně i na vlnové délce světla - proto je světlo
některých hvězd více červenější (odmodralejší).
A kde se tento materiál bere? Různě. Něco uniklo z atmosfér
uhlíkatých hvězd, něco z nov a supernov, svým dílem přispěl i materiál
zbylý při tvorbě slunečních soustav. Zdaleka se však nejedná o nějaké
hvězdné hřbitovy či smetiště, kam by se ukládal nepotřebný a zbylý
materiál. Naopak. Z rádiových pozorování v oblasti mikrovln vychází,
že zmiňovaný prach tvoří pouhé jedno procento mezihvězdné látky.
"Zbytek" je neutrální vodík, základní stavební materiál hvězd.
V prostoru se pozorují ohromně komplikované struktury (fotografii
jedné takové najdete na obálce druhého letošního čísla Kozmosu),
v jejichž zhuštěninách se tvoří nové hvězdy. (Vždy jen několik kusů
v jednom mračnu.) A tak tedy temné mlhoviny, o něž nemají amatérští
pozorovatelé zájem, jsou favoritkami mnohých profesionálů. Proto
Vzhůru k obloze
Pozorování temných mlhovin je dost ošemetnou záležitostí.Fotografům stačí dlouhá expozice, ale jak chcete popsat oblast bez
hvězd mnohdy "zviditelněnou" jen díky světlejšímu okolnímu pozadí?
Pouhý slovní popis, obzvláště omezený jen na "velmi nápadná", často
nestačí. Měl by být doplněn buď orientační skicou, do které vyznačíte
vámi pozorované hranice mlhoviny (viz např. kresba B143, 144 od Lucky
Bulíčkové), nebo pečlivou a o to cennější kresbou, která by
zachycovala všechny v dalekohledu viditelné hvězdy včetně mlhavého
pozadí. Někdy také stačí použít Uranometrii 2000.0 a do ní mlhovinu
zakreslit, či je-li v ní nakreslena, poopravit. Další možností jak
"pozorovat" temné mlhoviny je podle vzoru Williama Herschela srovnat
počet hvězd viděných v mlhovině a jejím okolí, případně spočítat
hvězdnou hustotu (počet hvězd na např. 10x10 úhlových minut). K tomu
se obzvlášť dobře hodí větší dalekohled se zorným polem menším než
samotná mlhovina. Potom je potřeba pouze proscanovat okolí a temná
mlhovina se již menší hustotou prozradí sama. Temnost (tzv. opacitu)
je také možné vyjádřit ve stupnici od 1 do 6, přičemž 6 se dává
nejtemnějším mlhovinám a 1 nejsvětlejším. Pro představu B 92 má 6,
B 352 5 a LDN 935 4 (viz dále). V hranatých závorkách ji potom najdete
u většiny dále zmiňovaných mlhovin (zdrojem byl Sky Catalogue
2000.0). Moc tomu ale nevěřte!
O nic jednoduší není ani jejich hledání. Jediným dostupným
atlasem, ve kterém jsou hojně vyznačeny, je starý dobrý Atlas Coeli.
Bohužel však bez identifikací. V prvním díle atlasu Uranometria
2000.0 jsou zase z neznámých důvodů zakresleny jen v okolí některých
světlých mlhovin (Severní Amerika, IC 1396). Pro jižní díl to už
neplatí, ale "to je nám skoro stejně platný, jako zmrzlýmu zimník".
Proto vám i letos nejlépe poslouží přiložené hledací mapky nakreslené
mnou a Leošem podle fotografií Mléčné dráhy zhotovených ve Flagstaffu
a Mt. Wilsonu v letech 1931 až 1933. Upozorňujeme však, že skutečnost
může být jiná. Část či dokonce celá mlhovina, i když nápadná na
fotografii, nemusí být vidět vůbec, když například nebudou vidět
dostatečně slabé hvězdy, mnohdy jsou (LDN 889) pozorovatelné jen
zářezy či vykousnutí do svítícího pozadí. Další možností, jak si
pomoci při identifikaci, je použít zmiňovaný Atlas Coeli ve spojení
s mapkami, který vyšly jako příloha loňského prázdninového Trpaslíka,
v nichž jsou mlhoviny označeny soustavou písmen a čísel.
Jednodušší je to s dalekohledy. V Roztokách, kde byla udělána
většina dále zmiňovaných pozorování, se nám nejvíce osvědčili triedry,
obzvláště 20x60 a obří binary 10x80 (dělostřelecký) a především
25x100 (Somet). Podle zahraničních pozorovatelů (námi neověřeno, ale
souhlasil bych) jsou použitelné i větší přístroje. Ať už k počítání
hvězd, k pozorování úhlově malých mlhovinek, či ke spatření temné hmoty
v jiných galaxiích. Na tu bychom totiž také zapomínat neměli.
Stockmayerův teorém:
Když něco vypadá jako snadné, je to ve skutečnosti obtížné.
Bezkonkurenčně nejbohatší oblastí oblohy je Štír, Hadonoš
a Střelec. Galaktické centrum nedaleko, stínicího prachu a plynu
dostatek. V našem archívu jsem ale marně hledal jakékoli pozorování té
nejznámější, nejcitovanější a nejfotografovanější temné mlhoviny
(B 44 a 45) východně od r Ophiuchi. Přitom je tento ohromný
komplex zabírající kolem 1000 čtverečných stupňů jeden z nejtemnějších.
Procházející světlo na některých místech zeslabí až o 30 magnitud!
Takže jestli to ještě stihnete, určitě se na něj podívejte.
To stejné platí i pro Dýmku asi 3o jižně od q
Ophiuchi za jiskřivých nocí snad spatřitelnou i z našich šířek bez
dalekohledu. V Barnardově katalogu byste ji našli pod čísly 77, 78,
59, 65, 66 a 67, v katalogu B.T. Lynds "Catalogue of Dark Nebulae"
pod 1773. Na severozápadním okraji je zakončena mlhovinkou B 72
nazývanou podle vzhledu Had. (viz snímek na předcházející straně převzatý z Sky and Telescope
8/1991 zhotovený M.Steckerem expozicí 30 min na senzibilizovaný Kodak
Technical Pan 2415 osmi palcovým astrografem). Mapku identifikující
nejen tuto, ale i další okolní fleky najdete v minulém Trpaslíku.
Ve Střelci je situace o trochu lepší, i když ne o moc. Na
severovýchodním okraji hvězdného oblaku M 24 leží známá dvojice B 93
(východněji položená) a B 92. O tom, jak vypadají, píše Jano Mušinský
(Sb 25x100, mhv 6.4 mag): "B 92 je o mnoho menší a oválnější než
B 93, která je zase tmavší a nápadnější a ke všemu má tři nenápadné
výběžky, nejnápadnější na východ, nejmenší na západ a největší na
jih." Jeho popis souhlasí s mým vlastním a Leošovým pozorováním. Ten
si je také prohlédl v děláku 10x80 v němž vytušil B 93 (slabě výrazná,
ale po chvíli dívání je tady, mírně oválná, neostře ohraničená), Jano
si potom ještě všiml, že méně nápadně, ale přesto, je také vidět
v (přiložené) mapce neoznačená (jinak B 307) mlhovina východně od
M 24.
Další nápadnou a známou skvrnu, B 87 nazvanou podle svého vzhledu
Barnardem Hlava papouška, byste našli zhruba uprostřed mezi M 7
a g Sgr. Díky malé výšce nad obzorem však pravděpodobně bude
i za dobrých podmínek nedostupnou. To ovšem neplatí pro M 8 nazývanou
Laguna, která je pěkným příkladem spojení temné a světlé mlhoviny.
V deníku Williama Herschela byste o ní našli: "jasná, světlá mlhovina
rozdělená na dvě části", syna Johna:"uskupení mlhavých zámotků... obsahující několik temných, oválných oblastí" a Jirky Duška:" Sb
25x100, mhv 6.5 mag, fantastická, temné rozdělení na tři části nadmíru
nápadné (viz kresba), okraje napravo položené části těžko
definovatelné, u levé naopak v okolí kupy NGC 6530 ostře ohraničené.
Cass 25 cm, v centru maximální jasnosti západně položené části
(západně od hvězdy 7 Sgr) oválné zhuštění, u jehož okraje leží slabší
hvězda (v Sometu zanikající)". Na snímcích s dlouhou expozicí je
potom možné nalézt množství dalších vykousnutí, z nichž Barnard
zakatalogizoval tři (nikoli však pozorované rozdělení, kde se na
fotografiích objevuje slabší mlhovina) - B 88, 89 a 296 podle
P.Harringtona viditelné v 13.1 palcovém reflektoru s nebulárním
filtrem. Tedy nic pro nás.
Mnohem více šancí ale budete mít s temným předělem Trifidu
(M 20), který leží opodál. B 85 je prý za ideálních podmínek viditelný
už v binaru 10x80, a jinak většinou bez problémů v 3 až 4 palcovém
dalekohledu. Získá někdo z vás kresbu?
Vydáme-li se po Mléčné dráze dál od obzoru, brzy dojdeme k dalšímu
zaprášenému místu v okolí překrásné M 11. Předně je zde několik
menších mlhovin - B 112 a B 115 (ne příliš nápadné, ale nedají se
přehlédnout; nápadnější B 115 je výrazně protáhlá ve směru sever-jih;
méně nápadná, ale větší je elipsovitá B 112), B 114 a B 116 (B 114 je
dost podobná B 112, obsahuje dvě jasnější hvězdy a je méně protáhlá;
její jižní konec se spojuje s B 116, která je nejméně ze všech
předcházejících tří nápadná), na sever od 12 Aql B 130, 129 a 127,
které hledal v Roztokách Jano Mušinských (autor předcházejích
a následujících dvou popisů) s negativním výsledkem a zhruba uprostřed
mezi 12 a 20 Aql B 134, 135 (B 134 téměř neviditelná, B 133 nápadná,
ale žádná šunka jako např. B 92, 93). Dále zde naleznete B 103, kterou
vloni o prázdninách během Expedice v Úpici (db 10x80) spatřila Dana
Korčáková (na první pohled, je rozdělena jakoby na dvě části;
severnější je nápadnější; vypadá vlastně jako tmavý prak ve směru
východ-západ dlouhý 1 stupeň a 20' široký) a také si všimla další,
v Uranometrii 2000.0 nevyznačené rozsáhlé mlhoviny asi stupeň
jihovýchodně od předešlé (viz BT č. 57). Bezkonkurenčně největší flek
této oblasti je však B 111 - Jiří Dušek (Sb, mhv 6.5): B 320 velmi
nápadná, též B 111 a to především její jižní, velmi ostře definované
okraje; nápadný je i hvězdný ostrov (viz mapka) nad M 11. B 111 je
také viditelná i bez dalekohledu jako ztemnění Mléčné dráhy
vejcovitého tvaru ohraničené na jihu a východě hvězdami l, 14
a 15 Aql. Kupodivu Sky Catalogue 2000.0 uvádí opacitu B 111 pouze 3.
Mně osobně se ale zdála mnohem temnější.
Další zastávkou nám bude oblast západně od
d Aquilae,
nikoli však kvůli nově, která zde vzplála v druhé polovině letošního
května, ale rozsáhlého temného pásu, na fotografiích o délce cca
3 stupně, B 137 & 138 [3]. Binar 10x80: téměř nic; i když obloha je
tady světlá (nebo právě proto); tušit je nejsevernější část, z ostatku
se rýsuje východní okraj jižní části, jihozápadně od 24 Aql - nevidím
tady ale temnou mlhovinu, nýbrž zvýrazněný okraj světlého oblaku (Leoš
Ondra, Roztoky). Naopak dvojice B 142 & 143 2.5 stupňě od g
tohoto souhvězdí, patří mezi ty nejnápadnější [6]. Prohlédlo si ji
hned několik pozorovatelů, proto si srovnejme jejich pozorování:
Jano Mušinský, Sb 25x100 (mhv 6.4):jsem z toho úplně překvapený,
jak krásně je to vidět. Po chvíli jsem zpozoroval i zářezy a výběžky,
které jsou v Leově mapce. Skutečně tenhle prostor je takřka úplně bez
hvězd. Tohle je moje první temná mlhovina a nezklamala.
Jiří Dušek, Sb 25x100 (mhv 6.5): B 142 velmi nápadná, mapka tvary
vystihuje pěkně, jen je snad směrem k g Aql ještě větší; B 143
totéž, možná se spojuje s B 142.
Lucie Bulíčková, Sb 25x100 (mhv 6.6):nikdy jsem temné mlhoviny
nepozorovala, až dnes; je to nádhera, ale nejsem schopná vše věrohodně
zakreslit (viz skica).
Leoš Ondra, 10x80: severní je vidět mnohem výrazněji tehdy,
dívám-li se těsně pod ni - dolní vidění; samozřejmě nejsou vidět žádné
složité detaily, zálivy či výběžky; je oválem s osou zhruba
severovýchod-jihozápad; Sb 25x100: velice zřetelná, severní má tvar
písmene U (objevil se totiž výběžek, vpravo dole, na západ); spodní má
asi poloviční plochu, také výrazná.
V Labuti narazíte na první flek (jako temný ovál nápadný v triedru i bez něj) v okolí hvězdy
h. Podle svého fotografického vzhledu
přezdívaný Ryba na míse. Další jsou potom v komplexu mlhoviny IC 1318
u g Cygni jejíž některé části, obzvláště severní, jsou snadno
viditelné v Sometu. LDN 889 [4] je nenápadným zářezem v severozápadní
a LDN 880 [5] v západní části IC 1318. U té druhé se však popisy
pozorovatelů rozcházejí. Zatímco Jano Mušinský básní o její
nápadnosti, já a Jirka Krtička jsme ji neviděli.
To ale neplatí pro případ Severní Ameriky (NGC 7000). Předně si
všimněte temného pásu, který ji odděluje od Pelikána (NGC 5067) a jež
se podle fotografických snímků a Atlasu Coeli (nikoli však
Uranometrie) táhne po obou "pobřežích". Přitom kupodivu nemá
označení v Barnardově katalogu, pouze LDN 935. Nejnápadnější (opacita
4) je v oblasti Mexického zálivu (na tom se shoduje většina
pozorovatelů). Přitom si také všimněte, že v oblasti Ameriky je mnohem
větší hvězdná hustota (pokuste se ji určit na několika místech v temné
i světlé mlhovině) a tedy z toho plynoucí poučení, že ač světlá, tak
mnohem průhlednější než temná.
Další dvě skvrnky potom najdete přímo v NGC 7000, přesněji v její
severní části. Jednu bezejmennou jižněji položenou (viz mapka), jejíž
tvar Lucce Bulíčkové připomínal podkovu a B 352 východně od hvězdokupy
Bar 1 coby nápadné vykousnutí Severní Ameriky. Phill Harringtom se
v článku An Observer Guide to Dark Nebulae v srpnovém Sky and
Telescope z předloňska ještě zmiňuje o dalším severně položeném
ztemnění, které sice není vyznačeno v Uranometrii a Sky Catalogue, ale
které najdete na mapce naší. Mléčná dráha této části se ale vůbec
prachem a plynem hemží. Viz například toto pozorování. Leoš Ondra, Sb
25x100: Děsivě temná díra (B 361 [4]) v nebi je v poloze přibližně
21 h 12 m, +47stupňů 30' (2000) - velikost asi dvě desetiny
průměru pole Sometu, v ní jen ojedinělé slaboulinké hvězdičky;
výběžkem pokračuje na západ jižně od OSS 215 (ta je
i v Sometu hodně širokou dvojicí, jižní hvězdička je červená, severní,
o něco jasnější, bílá). Po hvězdokupě IC 1369, která by měla být za
krajem této temné mlhoviny, v Sometu ani stopy. Na jejich identifikaci
doporučuji Atlas Coeli a naši loni vydanou mapku.
Obdobně nápadná je
i B 168 [5] ležící asi 4 stupně jihovýchodně
od M39, o níž jsme se již zmiňovali minule. Tak snad jen, že u jejího
jihovýchodního okraje leží světlá difúzní mlhovina IC 5146 nazvaná
Cocoon, česky Zámotek (neplést si!). A dále přidávám popis Paľa
Jablonického (triedr 10x50) a kresbu Leoše Ondry (Sb 25x100), ve které
jsou vyznačeny hranice východní části B 168: Fantastické, nádherné!
Vůbec jsem ji nehledal, jen náhodou jsem ji našel při pozorování NGC
7209. Nachází se mezi ní a M 39, takže ji najde každý amatér; úplně
bije do očí. Tvarem mi chvílemi připomíná temnou palmu na jasném
pozadí Mléčné dráhy, jindy slona se svítícíma očima, řítícího se přímo
na mě. Má ostré okraje, kontrastuje s jasným pozadím. Hvězdy v ní jsou
jasnější. Zabírá téměř celé zorné pole (mhv 6.4).
Poslední oblastí našeho dnešního procházení, resp. listování bude
okolí Granátové hvězdy m Cephei. Nejdříve opět nahlédněme do
deníku Leoše Ondry: "IC 1396 - těžko říci, jestli to světlé, co vidím,
je difúzní pozadí nerozlišených hvězd kupy nebo mlhovina; je to
posypané spoustou hvězd a hvězdiček, v okolí S2816, které jsou
spolu s difúzním podkladem rozloženy tak, že vybíhají třemi dlouhými
jazyky k jihu, západu a severovýchodu; S2816 je rozlišena na
složky; z temných mlhovin vidím jenom LDN 1088 (B 160), pozoruhodný je
ale případ LDN 1095 (B 162) - přesně v těchto místech není temná
mlhovina, ale naopak výrazná mlhovina světlá, s hvězdičkama, i tvar
odpovídá." Jeho pozorování světlých jazyků mnoho potvrdit. Jako důkaz
přikládám skicu jejich rozložení (potvrdil to i Jano Mušinský).
I nápadnost LDN 1088 [4] souhlasí. Nikoli však negativní (nebo spíš
pozitivní?) popis LDN 1095 [4]. Stejně jako Jano Mušinský jsem ji sice
s obtížemi, ale přece, viděli. A nakonec tady máme ještě LDN 1164 (B 173 a 174), slabší mlhovinku
[6] ve tvaru písmene S (je vyznačená i v Uranometrii) s nápadnější
jižní částí.
To je všechno. Teda, ne že bych se zmínil o všech temných
mlhovinách, které jsou amatérům dostupné, ale o těch ostatních nic
nevím. Ale protože je léto, kdy je prachu a plynu na obloze dostatek
a noci jsou teplé, vezměte dalekohled, vyrazte někam, kde se mezní
hvězdná velikost pohybuje nad šestkou a několik nocí jim věnujte.
Temné mlhoviny potřebují pořádně prohlédnout.
Tento Bílý Trpaslík vyšel za finančního přispění Hvězdárny a planetária Mikuláše Koperníka v Brně. Děkujeme! Spektra na vlastní oči...
Někteří z vás, zejména ti, co se kdysi v minulosti zúčastnili jedné
z brněnských pozorovacích akcí (nebo přímo veřejného pozorování na
Kraví hoře), si asi dobře vzpomínají na četné pokusy Jeníka Hollana
s ukazováním spekter.
Kdysi úplně na počátku jsme v Brně disponovali pouze starým
pěticentimetrovým dalekohledem značky ETA, kterému Jeník přepevnil
před objektiv šest centimetrů veliký rozkladný hranol. Rázem se z této
optiky stal skvělý přístroj, hlavně proto, že barvičky se líbily nejen
nám, ale i návštěvníkům naší hvězdárny, kterým jsme spektra různých,
převážně pozemských, zdrojů ukazovali za méně příznivého počasí.
Výbojky byly rtuťové a vysokotlaké sodíkové, žárovky, neony a červená
výstřažná světla komínů a jeřábů se našly také, občas tramwaye
přivezly i nezajímavá svítidla zářivková.
Povídali jsme o spojitém a emisním a čárovém spektru a o planetárních
mlhovinách, které svítí na zakázané zelené čáře dvakráte ionizovaného
kyslíku 495.9 nm a které by byly zmíněným přístrojem k mání jako
"tečky mezi čárkami". Pokud ale vím, nikdy nikdo takovou věc lidem
neukázal; nevím ani o tom, že by někdo spektroskopem ETA nějakou
planetární mlhovinu (třeba NGC 6210 Her) našel a její bodovost na
vlastní oko spatřil a potvrdil. Vím jen, že já jsem zcela výjimečně
ukázal spektrum Vegy a Arktura s tím, aby si lidé všimli a srovnali
délku a jasnost modrých a červených částí, že jim pak něco málo povím
o hvězdách teplých a méně teplých. To bylo asi vše.
Pak jsem v létě 1989 na akci v račicích zvědavě sledoval Jeníka, jak
se rozradostňuje hrou s pochromovanou kuličkou, skleněnou tyčinkou,
lesklou kovovou klikou, ETA-spektroskopem a černou hadrou. To jsem
totiž ještě netušil, že poprvé v životě uvidím na vlastní oči spektrum
opravdové hvězdy - totiž našeho Slunce, a v něm pak i několik skvělých
absorpčních čar. Byla to celkem krása, klika a hadr fungovaly ze všeho
nejlépe, takže nějaký čas jsme toto spektrum s úspěchem realizovávali
i při veřejném pozorování Slunce.
O rok později pak vzniklo, opět Jeníkovou zásluhou, přídavné
spektrum-promítající zařízení, které využívá světla ze starého dobrého
brněnského heliostatu. To už bylo a je jinačí kafe, na sluneční čáry
se může koukat v sedě a současně i několik desítek lidí, a lze
předvádět i další kousky, třeba umístit štěrbinu na větší skupinu
skvrn, nebo se dívat přímo do rozloženého slunečního světla.
Od té doby jakoby se zdálo, že co se spekter týče, už všechno máme
a všechno jsme viděli. Aspoň já jsem to tak vždy cítil. Začaly se však
dít různé zajímavé věci, a jednoho krásného květnového dne se na
hvězdárně objevil spektroskop, do té doby využívaný jen na jistém
gymnáziu v jistém kabinetu fyziky. Jirka Dušek ho provizorně připevnil
na okulár H 16 a už se hrnul k naší patnáctce, aby vše odzkoušel. Jaké
bylo naše překvapení, když jsme namířili na Vegu a ve spektroskopu
spatřili pět temných čar, dokonce i s vysvětlivkami, resp. se stupnicí
vlnových délek! Spektrum vzdálené hvězdy, sice jasné a relativně
blízké, ale co na tom! Vega - spektrální typ A0: Balmerovské čáry
v absorpci, pravděpodobně Ha, Hb, Hg a Hd,
a Fraunhoferova A čára o vlnové délce okolo 759.4 nm, taktéž tmavá,
vznikající díky molekulám kyslíku při průchodu světla zemskou
atmosférou. Prostě skvělý vjem, opravdu potěší. Jirkovi se podařilo
vyrobit jedno ještě lepší uspořádání, a dokonce se odhodlal celou věc
nakreslit. Jak se mu to podařilo, můžete posoudit z jeho obrázku
- troufl si dokonce na několik hvězd a jednu planetárku.
... a spektra v teorii a historii...
Lidstvo se začalo barevnou hrou světla zvanou spektrum zabývat v roce
1666. Isaac Newton (1643-1727) tehdy nebyl spokojen s kvalitou
zobrazení, jakou poskytovaly tehdejší objektivy, a snažil se zkreslení
a barevnou vadu čočkové optiky vysvětlit a případně i napravit. Začal
si tedy pohrávat s trojbokými skleněnými hranoly a denním světlem.
Z roku 1666 pochází jeho první důkladný popis rozkladu světla
skleněným hranolem, a v roce pak 1672 podává Královské akademii také
důkaz a vysvětlení - přesně takové, jaké známe z dnešních škol. Newton
zjistil a dokázal, že bílé světlo je složené z jednotlivých barev,
z těch, které vycházejí z prizmatu, a že když vybereme ze spektra
jednu libovolnou barvu, tak se nám již nepodaří ji pozměnit (tento
fakt sám označil jako klíčový). (A vlastně jakoby mimochodem při tom
Newton zkonstruuje svůj zrcadlový
dalekohled, který je v zásadě prostý chromatických vad. Nové a lepší
- zrcadlové - dalekohledy si udrží svou nadvládu ještě 70 let, než
Chester Moor Hall (1704-1770) objeví achromát - objektiv ze dvou druhů
skla, odstraňující barevnou vadu, dnes běžný - a než jej v roce 1757
zdokonalí John Dolland (1706-1761) do podoby, které dnes říkáme
apochromát).
Také všem pozorovatelům důvěrně známý Willam Herschell (1738-1822)
prováděl v roce 1800 pokusy s rozkladem slunečního světla. Zkoušel
měřit teplotu jednotlivých barev a k velkému překvapení zjistil, že
nejtepleji je tam, kde nic není, totiž těsně za červeným okrajem.
Objevil tak první neviditelnou složku elektromagnetického spektra
- infračervené záření.
O rok později prokázali nezávisle na sobě další neviditelnou složku
slunečního záření Johann Wilhelm Ritter (1776-1810) a Willam Hyde
Wollaston (1766-1828). Šlo samozřejmě o záření ultrafialové, které se
prozradilo pro změnu svými účinky chemickými.
V roce 1802 učinil W.H.Wollaston další velký objev, ten však upadl
v zapomnění. Wollaston byl první, kdo spatřil tmavé čáry ve slunečním
světle. (Když už jsme u těch objevů : ohyb světla na tyči a na mřížce objevil
a popsal už Francesco Maria Grimaldi (1618-1663). Jeho pokusy pak
zopakoval Newton, ale žádné závěry z nich nevyvodil. Barevné kroužky
na tenkých vrstvách, známé dnes pod Newtonovým jménem, objevil v roce
1663 Robert Boyle (1627-1691); Newton jako první vyjádřil vztah mezi
barvou a tloušťkou vrstvy. O vlnové teorii poprvé uvažoval už
Grimaldi, později a důkladněji pak Robert Hooke (1635-1703)
a samozřejmě Christian Huygens (1629-1695). S interferencí přišel
poprvé na trh Thomas Young (1773-1829). Polarizaci objevil v roce
1809 Etienne Louis Malus (1775-1812). Ledy se pak prolomily
definitivně, když svoji krátkou, ale závratnou kariéru zahájil
Augustin Jean Fresnel (1788-1827). Mimochodem, difrakcí se v letech
1821-22 zabýval i Fraunhofer).Hlavní práce však čekala na Josepha von Fraunhofera (1787-1826), který
v letech 1814-15 postavil před spektrografický dalekohled kolimátor,
a tmavé čáry, kterých takto ve slunečním spektru rozlišil prý až
stovky, chtěl využít jako značky pro přesné měření indexu lomu. (Tato
metoda se používá v technické praxi i v současnosti.) V moderní době
nazýváme tyto absorpční čáry slunečního spektra Fraunhoferovými
a označujeme je velkými arabskými písmeny směrem od červeného konce
k fialovému. Samozřejmě ne všechna písmena se ještě používají, většina
čar byla později zidentifikována s čarami vodíku, vápníku, sodíku
a dalších prvků, a z těch nejznámějších Fraunhoferových nám jich dnes
zbývá málo - např. známá čára A o vlnové délce 759.4 nm, příslušející
molekulárnímu kyslíku zemské atmosféry.
Fraunhofer se však nespokojil jen se zakreslením spektra Slunce.
Pomocí spektroskopu připojeného k dalekohledu si začal v roce 1817
prohlížet i spektra jasnějších hvězd, přičemž zjistil, že spektra se
od sebe v některých případech značně odlišují (a tento závěr
publikoval v roce 1823).
V polovině 19. století se fyzikové začali zabývat studiem spekter
chemických prvků v laboratořích. Zjistili, že každý prvek má svoje
specifické spektrum, v roce 1859 pak Gustav Robert Kirchhof
(1824-1887) a Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) objevili
a zformulovali tzv. Kirchhofův zákon spektrální analýzy. Tak bylo
možno vysvětlit vznik absorpčních čar a některé čáry ve slunečním
spektru ztotožnit s čarami známých pozemských prvků.
Spektrální analýzu začal v astrofyzice uplatňovat Willam Huggins
(1824-1910). V roce 1860 sestrojil zdokonalený spektroskop a objevil
řadu čar, která se vyskytuje jak ve spektru Slunce, tak i u některých
hvězd, zidentifikoval výrazné čáry Vegy a Síria s čarami vodíku,
zjistil, že spektra galaxií (složená ze spekter hvězd) se diametrálně
liší od emisních spekter plynných mlhovin, a prokázal existenci
sloučenin uhlíku v kometách.
První návrh na rozdělení spekter jasných hvězd na tři typy podal roku
1862 americký astronom L. H. Rutherford (1816-1892). Proslulý Ital
Angelo Secchi (1818-1878) vypracoval na základě studia 300 spekter
klasifikaci do čtyř základních typů. První typ byly bílé hvězdy
s výraznými absorpčními čarami (Vega), druhý hvězdy s úzkými tmavými
čarami kovů (Slunce), třetí typ zahrnoval hvězdy s pásovými spektry
(Antares) a typ čtvrtý široké pásy sloučenin uhlíku.
Německý astronom Hermann Carl Vogel (1841-1907) zavedl roku 1874
třídění hvězd na teplotním základě do tří tříd. Do první zařadil
hvězdy s vysokou teplotou bez absorpčních čar kovů, do druhé
hvězdy s nižší teplotou, kde jsou již výrazné čáry kovů a třetí
chladné červené hvězdy s absorpčními pásy a sloučeninami.
V roce 1883 Vogel publikoval první spektroskopický katalog hvězd do
7.5 mag pod názvem 'Spektroskopická pozorování hvězd.' Sám vizuálně
prohlédl a prostudoval přes 4000 spekter.
V roce 1872 získal Henry Draper (1837-1882) první fotografii spektra
hvězdy, kde byly zachyceny absorpční čáry (Vega). Od roku 1879 začal
Draper systematicky získávat spektra jasných hvězd (již na suchou
emulzi). Na Harvardské observatoři pak základní práce spektroskopie
(a fotometrie) vedl Edward Charles Pickering (1846-1919), který v roce
1889 objevil podvojnost Mizara, tedy první spektroskopickou
dvojhvězdu. V osmdesátých letech začal spektra získávat hromadně přes
objektivní hranol. Roku 1890 byl vydán na paměť H. Drapera tzv. HD
katalog hvězdných spekter (10 351 hvězd severní oblohy). Základem
katalogu byla Secchiho klasifikace, která byla dále rozvedena na
celkem 16 tříd, označených A až Q (vyjma J).
Počátkem našeho století, v roce 1901, došlo k omezení počtu tříd.
Některá písmena byla přehozena, jiná vynechána, a spektrální
klasifikace se ustálila tak, jak ji známe dnes - (Q, P, W,) O, B, A,
F, G, K, M, (S, R, N). Tyto třídy byly zjemněny ještě na podtřídy
označované číslicemi 0 až 9. Jde o tzv. Harvardskou klasifikaci
spektrálních tříd, která se opírá o přítomnost, resp. nepřítomnost
důležitých (většinou absorpčních) čar ve spektru a o jejich intenzitu.
Jsou to hlavně Balmerovské čáry vodíku, čáry vápníku, kovů
a u chladných hvězd i molekulární pásy. Třídy v závorkách jsou méně
časté. Třída P je rezervována pro plynné mlhoviny, Q patří novám,
W Wolfovým-Rayetovým hvězdám s emisními čarami. S jsou chladné hvězdy
s množstvím molekulárních pásů, hvězdy R a N se často společně
označují jako C, neboť obsahují výrazné pásy sloučenin uhlíku. Do tříd
O až M patří 99.8 % všech hvězd jasnějších 8 mag. Ve starší literatuře
se používají i předpony a přípony, upozorňující na různé zvláštnosti.
Předpony 'c', 'g', 'd' charakterizují svítivost. Hvězdy 'c' jsou
nadobři, 'g' obři, 'd' trpaslíci. Z přípon 'n' označuje široké
a difúzní čáry, 's' čáry s ostrým profilem, 'e' přítomnost neobvyklých
emisních čar. Z dalších přípon 'ev' značí proměnné emisní čáry, 'v'
proměnné spektrum, 'k' mluví o přítomnosti mezihvězdných absorpčních
čar Ca II. Přípona 'p' nebo 'pec' pak značí další neobvyklosti.
E.Ch. Pickering společně s Williamine Flemingovou (1857-1911),
Antoniou Caetanou Mauryovou (1866-1952) a zejména Annie Jump
Cannonovou (1863-1941) připravil fundamentální katalog spekter 225
300 hvězd celé oblohy, který vyšel v definitivní podobě v roce 1924,
opět s názvem Henry Draper Catalogue.
V polovině našeho století pak vytvořili W.W.Morgan, P.C.Keenan
a E.Kellmanová dvourozměrnou spektrální klasifikaci Yerkesské
observatoře značenou MK. Jejím prvním parametrem je spektrální typ,
shodující se s harvardským spektrálním typem, druhým je třída
svítivosti. Třídy svítivosti jsou označeny římskou číslicí podle
tohoto schematu: Ia - nejjasnější veleobři, Ib - méně jasní veleobři,
II - jasní obři, III - normální obři, IV - podobři, V - hvězdy hlavní
posloupnosti, VI - podtrpasličí hvězdy. Z těch dalších, ještě
šílenějších - trojrozměrných - klasifikací je známá klasifikace
pařížská, jež je založena na měření průběhu intenzit spojitého spektra
v okolí Balmerova skoku. Tato metoda je sice o něco objektivnější, ale
také podstatně pracnější.
Se spektrální klasifikací souvisí spousta dalších věcí, třeba Zeemanův
jev (štěpení čar v magnetickém poli), který prokázal přítomnost
magnetického pole v okolí slunečních skvrn, Sahova rovnice a teorie
hvězdných atmosfér, H-R diagram a stadia vývoje hvězd. Ale o tom až
někdy příště.
Hvězda za železnou oponou
Potkalo to nás, proč by to nemohlo potkat hvězdu? Postižená se
jmenuje XX Ophiuchi (a taky HD 161114, SAO 141834 či BD -6.4638).
Ve středověku by jí dali jméno "hvězda v brnění".
Paul W. Merrill ji nazval "železná hvězda" ("iron star"),
ale neprávem. Hvězda určitě železná není; ostatně
vlastně nevíme, jaká je; proto o ní píšu.
Mohl bych také o ní psát pod záhlavím "Hvězda, která
nikam nepatří".
Při prohlídce přehlídkových spekter pořízených
harvardským dalekohledem s objektivním hranolem si r. 1907 paní
Flemingová (Harv. Circ. 143, 1908) všimla, že tato hvězda má čáru H b
v emisi. Slečna Annie Cannon, neúnavná klasifikátorka spekter
(prohlédla a vyhodnotila "ručně" přes čtvrt miliónu
spekter) rozpoznala několik dalších emisních čar a popsala
spektrum jako Bep(Harv. Circ. 292, 1926).
Dodnes jsme nedokázali nic lepšího, než to
upravit na Beqp!
Zajímalo by mne, proč se Annie rozhodla pro spektrální typ B,
když absorpční čáry byly "sotva viditelné". Myslím,
že ten nejdůležitější klasifikační
znak, čáry neutrálního hélia, vůbec neviděla.
Patrně usuzovala z analogie: má-li hvězda několik
Balmerových čar v emisi, je to B hvězda. Speciální význam
označení Be dal r. 1931 Otto Struve, když
rozpoznal, že Balmerovské emise se typicky vyskytují u B hvězd
s neobyčejně širokými a rozmytými absorpčními čarami,
které svědčí o rychlé rotaci hvězd. Usoudil tedy, že
následkem rychlé rotace budou rovníkové oblasti hvězdné
atmosféry nestabilní a snadno se oddělí, čímž vznikne
prsten, z něhož pak přichází emisní záření,
nejnápadnější v Balmerovských čarách vodíku. Toto
vysvětlení Be hvězd kralovalo až do 70. let.
Termín "Be hvězda" pro tuto kategorii hvězd byl zaveden r. 1922
a zdálo by se, že XX Ophiuchi tak našla svoji domovskou
příslušnost. Jenže už tehdy měla titul Bep, protože
se od normálních Be hvězd lišila velikým počtem emisních
čar jednou ionizovaného železa (Fe II) a i několika dalších
podobných kovů. Tato vyjímečná
vlastnost vyšla najevo, když hvězdu začal soustavně
pozorovat Paul W. Merrill na Mt. Wilsonu (první práce vyšla
v PASP 36,225, 1924).
Podle zprávy z r. 1951 (ApJ 114,37, 1951) napočítal
ve spektrální oblasti 3600 - 6600 Å
577 emisních čar,
převážně Fe II. Některé multiplety našel ve spektru
hvězdy zastoupeny kompletněji než v laboratorních spektrech
ionizovaného železa!
R. 1924 Beljawski (Beobachtungs-Zirkular der AN, No. 24) objevil, že
XX Ophiuchi mění jasnost.
Většinu doby však jen nepatrně kolísá kolem 9. velikosti:
fotometrická měření z pozdější doby ukazují,
že průměrná vizuální magnituda je V = 9.01
a mění se mezi 8.87 a 9.09 (Kilkenny, South Afr. Astr. Obs. Circ.
9, 55, 1985}).
Ale když Shapley a Woods (Harv. Circ. 292, 1926;
868, 1929) prohlédli harvardské přehlídkové fotografické
desky z let 1890 - 1929, objevili pozoruhodnou věc: čas od času
se objeví hluboká a široká minima jasnosti, kdy hvězda
klesne o víc než jednu magnitudu. Prager (Harv. Bull. 912,
1940) a později Beljakina, Erleksova a Zaiceva (Perem. Zvezdy 21, 183,
1979) potvrdili, že to je dlouhodobé chování XX Ophiuchi.
Světelná křivka se nápadně podobá proměnným
hvězdám typu R Coronae Borealis, které rovněž vykazují
neperiodická minima (obvykle hlubší než XX Oph), ale
nikdy nezvýší jasnost nad svůj normál. A tak ve
třicátých létech našla XX Oph nový domov a byla zařazena
do rodiny R CrB. Už tehdy zneklidňoval fakt, že její
spektrum se úplně liší od prototypu. Ludendorff to
zachraňoval domněnkou, že za svoji proměnnost hvězda
nemůže; přecházejí před ní mraky
mezihvězdného prachu a způsobují občasný
zdánlivý a nepravidelný pokles jasnosti, případně,
usuzoval Ludendorff, se hvězda octne přímo v mračnu.
S tím zahalováním měl Ludendorff zrnko pravdy. Jenže
u typu R Coronae borealis
se zahaluje hvězda sama. Jak poukázal už r. 1939 O'Keefe, typická
hvězda typu R CrB je pozdní obr nebo veleobr, v jehož rozsáhlé
atmosféře je přebytek uhlíku, který občas kondenzuje
na něco, co se podobá sazím. Než se přehřátá
spodní atmosféra propálí těmito mraky, vidíme
hvězdu slabší. Dnes se hvězdy typu R CrB řadí mezi
uhlíkové hvězdy spektrální ho typu C, a železná hvězda
XX Oph byla zase z jejich rodiny vyhozena.
Spektrální proměnnost XX Oph si nic nezadá s její
světelnou proměnností. Nejpozoruhodnější změna
nastala r. 1925, kdy se objevily široké absorpční čáry
zejména Fe II a Ti II. Původně jsem si myslel, že tehdy byla
možnost dovědět se něco o fotosféře hvězdy a konečně
určit její spektrální typ. Ale podrobnější studium
Merrillova popisu (ASP 36,225,1926; ApJ 75,133,1932) to prakticky vylučuje.
Předně hvězda je pravděpodobně skutečně raná B
hvězda, ale čáry Fe II a Ti II jsou spíše typické pro
pokročilejší A hvězdu. Dále Merrill popisuje absorpční
čáry jako silně proměnné v profilu i poloze, což hvězdná
fotosféra nečiní . Patrně se r. 1925 vytvořila další
obálka kolem hvězdy, dokonce asi ještě výše nad jejím
povrchem než ta obvyklá "železná opona".
Záhadný je úplný nedostatek přímé souvislosti mezi
spektrálními změnami a změnami jasnosti. R. 1921-22 prodělala
hvězda hluboké a dlouhé minimum, ale její spektrum se nezměnilo.
Naopak, když se r. 1925 přechodně vyvinuly ony nápadné absorpce,
byla jasnost hvězdy stálá! Jak je možné, že jasnost klesne
o 1.5 magnitudy a spektrum se nezmění? To dělají jen
zákrytové dvojhvězdy, ale pravidelně. Ledaže pokles jasnosti
způsobil postupné změny v obálce, které se ale projevily
až o několik let později. Je zřejmé, že potřebujeme
soustavná fotometrická a spektroskopická pozorování.
Příběh XX Ophiuchi dostal nový charakter v 70. létech, kdy
k optickým pozorováním přibyla infračervená a
ultrafialová. Allen (MN 161, 145, 1972) zjistil, že skoro všechny
Be hvězdy mají přebytek infračerveného záření, což
se vysvětluje hlavně spojitým zářením vodíku
v obálkách těchto hvězd. Ale v XX Ophiuchi měl tento
infračervený exces jiný charakter, a Swings a Allen (PASP 84, 523,
1972) upozornili, že se podobá záření nějaké M hvězdy.
Lockwood, Dyck, a Ridgeway (ApJ 195, 385, 1975) prokázali nade vší
pochybnost, že XX Ophiuchi má partnera, a určili spektrální
typ na M6 III. Celkové rozdělení zářivé energie se podle
nich dá nejlépe popsat kombinací B0 III + M6 III, s tí m, že
ve vizuálním oboru je červená hvězda o 4.3 mag slabší.
Musím ale zdůraznit, že klasifikaci horké složky
založili čistě na fotometrickém určení U a B magnitudy.
Moje spektrofotometrické "skany" z Lickovy observatoře v podstatě
potvrzují jejich závěry, ale CCD spektra o vysoké dispersi
ukazují absorpční čáry pouze v kombinaci s emisními
čarami v tzv. profilu typu P Cygni, který svědčí o
hvězdném větru, proudícím od hvězdy. Jediná samostatná
absorpční čára je slavná čára D3 neutrálního
hélia - ale ta jen potvrzuje spektrální typ B, nic
přesnějšího neříká.
Objev podvojnosti XX Ophiuchi ovšem silně naznačuje, že máme
co činit s dvojhvězdou, ve které probíhá přenos hmoty
z červeného obra na ranější hvězdu. Dokud se ale
neprokáže dráhový pohyb v systému a nepodaří se aspoň
odhadnout hmotnosti složek, nemůžeme si být jisti.
K obrázku: Ze světelné křivky z let 1920 až 1950 převzaté z Burnham's
Celestial Handbook je vidět, že se pro monitorování aktivity XX Oph budou stačit dva až tři odhady týdně. Ty nám posílejte průběžně, pouze v případě, že by docházelo k dramatickým změnám, ozvěte se ihned. Aktuální informace také najdete v Expresních astronomických informacích, které vydává Dalibor Hanžl.
Veškeré odhady budou předány Mirkovi Plavcovi.
* JD *
V sedmdesátých letech byl také objeven hvězdný vítr.
Projevuje se zejména v ultrafialovém spektru těmi profily typu
P Cygni. Je nejsilnější u horkých svítivých hvězd.
Spektra některých veleobrů typu O nebo B v Magellanových
mračnech se nápadně podobají XX Ophiuchi v tom, že také
nevykazují žádné čisté absorpční čáry.
Vysvětlujeme si to tím, že hmota proudící z povrchu
hvězdy má takovou hustotu (přesněji řečeno optickou
tlouštku), že vlastní fotosféru hvězdy nevidíme.
Zdálo by se tedy, že bychom měli XX Ophiuchi umístit mezi
tyto "svítivé modré proměnné" (Luminous Blue Variables).
Ale kolegové, kteří se jimi zabývají, odmítají
XX Oph přijmout s odůvodněním, že není
dostatečně svítivá. Jejich objekty jsou vesměs veleobři,
kdežto XX Oph se zdá být "jen" obr, neměla by tedy vyrábět
dosti zářivého tlaku, aby poháněl silný vítr.
Kdybych měl shrnout, řeknu, že XX Oph je asi dvojvězda, kde
červený obr posílá k B hvězdě množství plynu,
který vytváří neobyčejnou obálku kolem hvězdy -
neobyčejnou proto, že v ní jsou zcela vzácné podmínky
pro vytváření spousty emisních čar Fe II. Bylo by
zajímavé, tento mechanismus pochopit. K tomu potřebujeme určit
hmotnosti obou složek, jejich vzdálenost, jak mnoho hmoty se
přenáší, a potom se pustit do modelování té
obálky.
Co nám v tom mohou pomoci amatérské vizuální odhady
jasnosti? Na oněch "svítivých modrých proměnných"
je zajímavé, že čas od času si jakoby oddechnou,
hvězdný vítr se patrně zeslabí, a je možná vidět
do atmosféry hvězdy. XX Oph se patrně chová podobně.
Navzdory dosti nepřesným a neúplným pozorováním
z 20. let jsem přesvědčen, že velký pokles jasnosti se
musí projevit ve spektru, a že možná tehdy budeme mít
naději vidět skrz železnou oponu. Stojí to za pokus.
Proto by bylo užitečné, na XX Ophiuchi dohlížet.
I na nebi je XX Ophiuchi do jisté míry bezdomovcem.
V nejbližším okolí není žádná jasná hvězda.
Proměnná leží ve slabším pásmu Mléčné dráhy
poblíže klikaté hranice mezi Hadonošem a ocasem Hada (Serpens
cauda). Nejbližší jasnější hvězda je m Oph,
4.6 mag, ale v triedru se pozná dobře, má totiž tři velmi
blízké sousedky.
11° na sever od ní je bohatá krajina kolem b
Ophiuchi, 15° k jihovýchodu ještě bohatší oblast
Mléčné dráhy kolem mlhoviny Omega. Ale i bezprostřední
okolí XX Ophiuchi by mělo pro Apače být dosti zajímavé.
Asi 4° SSV od ní je kulová hvězdokupa M14,
asi 9.4 velikosti, zajisté dostatečně známá, ačkoliv nijak
vynikající. Ještě blíže, asi 4° na VSV, je
slabší hvězdokupa NGC 6366, asi 12.1 mag, tedy pěkně
slabá a nenápadná. V hledání by měla pomoci těsná
blí zkost k hvězdě 47 Oph (4.54 mag); hvězdokupa je asi
čtvrt stupně přímo na východ od ní. Na fotografii ve
Vehrenbergově knize "Atlas of Deep Sky Splendors" nevypadá moc
jako kulovka, ale má zřetelné jádro. Podle Alciana leží
ve stejné vzdálenosti jako střed Galaxie. A konečně
celooblohové atlasy, Bečvářův i Tirionův
(ale ne Uranometria) zaznamenávají hvězdokupu IC 1257 asi
2.3° JJV pod NGC 6366. A to téhle hvězdokupě říká
katalog NGC 2000.0 pouze tolik, že je slabá, dosti velká, a
mírně jasnější ve středu; Tirionův atlas
má poznámku "glob?" a nikdo neudává její jasnost.
Ale vraťme se k naší proměnné.
Srovnávací hvězdy, podle Beljakiny, Erleksovy a Zajcevy (Perem.
Zvezdy 21, č. 2, 183, 1979) jsou zakresleny v mapce (viz předcházející
stránka) založené na
Palomar Sky Survey. Jsou to: a - BD -6.4651 - SAO 141878 - 8.95 mag;
b - BD -6.4643 - SAO 141842 - 9.31 mag;
c - BD -6.4641 - SAO 141840 - 9.52 mag;
d - BD -6.4634 - 10.13 mag.
Jaký byl seminář APO 23. až 25. dubna 1993
Zcela v duchu několikaleté tradice jsme se začali scházet již v pátek
odpoledne - nejdříve přijeli naši kolegové slovenští, pak nás
překvapil z dálnice čerstvě opálený Tomáš Marek a večer nám úplně
vyrazila dech Marcela Macková. Nějakým zázrakem bylo jasno, a tak se
už první noc pozorovalo. Ti mimo brněnští byli sice
trochu znechuceni naší oblohou, ale i tak to šlo.
V sobotu přišlo oficiální zahájení, které zprostředkoval Jirka Dušek,
zatímco já se stačil důkladně polít čerstvou kávou... A přesto mi
nezbylo nic než se ujmout svého povídání o dvojhvězdné historii. Po
malém překvapení - prvním experimentu v historii astronomie - všechno
uteklo tak rychle, že jsem ani nechápal. Dva měsíce usilovné
přípravy... a najednou byl konec...
Jak se mi ulevilo, když slovo dostal Petr Pravec a rozpovídal se
o svých CCD kamerách a jiných astronomických a vědeckých láskách. Po
jeho digitálních snímcích deep sky jsme se mohli pokochat také měsíční
animací od Davida Fariniče - kdo tohle neviděl, asi o hodně přišel.
Po přestávce na oběd jsme se dozvěděli, jak se dají ne-objevovat
a taky ne-objevují komety; pro mne bylo povídání Martina Lehkého
o těchto poletuchách nejzajímavějším tématem celého semináře. Tomáš
Hudeček několik dní
před seminářem trápil chudinky počítače, aby nám mohl popovídat
o programu počítajícím přiblížení vybraných planetek k vybraným
deep-sky objektům. Vojta Šimon
nám potom popletl hlavy několika
neobyčejnými a zvláštními proměnnými hvězdami. O kometách
povídal Vladimír Znojil, navázal na něj i Dalibor Hanžl se svými
expresními službami.
Večer jsme se zabednili do starého planetária, opět se již tradičně
jeden druhému popředstavovali, a nakonec jsme začali jednat. Jednat
o budoucnosti projektu APO. A co dál?
Nejlépe udělali všichni, co se vrhli na střechu a do kopulí a začali
pozorovat. Noc ze soboty na neděli byla jedna z těch brněnských
pěkných, a spojení s velkými dalekohledy se pozorovatelům skutečně
líbilo.
No, a pak už nadcházelo ráno. Snídaně se skoro nekonala, a tak jsme se raději
přemístili do sálu a poslouchali Leoše Ondru.
Taky se šťáral v historii, hlavně v té předdalekohledové,
v supernovách, v Krabí mlhovině a dalších ostatcích. A to bylo vše.
Někdy příště,
a doufám, že v ještě hojnějším počtu, nashledanou.
Nová zajímavá pozorování
"A mohla by následovat další a další pěkná pozorování. Ovšem, co
kdyby žádná do příštího Trpaslíka nedošla? Musím si něco schovat na
příště." Moje minulá poslední slova se vyplnila. Nevím, zda to
způsobily maturity, blížící se zkouškové období, či jarní únava, ale
pozorování tentokrát moc nedošlo. Avšak i tak, bych jimi mohli opět
vyplnit celé jedno trpasličí číslo.
Nejtučnější zásilku jsem dostal od Tomáše Marušky, který se stal
majitelem Newtona 168/717.
9./10. května 1993 N168/177 mhv 13.8 mag
M 104, NGC 4594 Vir - zv. 44x: Hľadal som ju postupom od Spicy.
Už na prvý pohľad vidno eliptický tvar. Jasnosť je výrazne vyššia na
južnej strane. Zdá sa mi akoby tam bola useknutá. Je to dosť
kontrastný prechod svetla a tmy. NW smerom sa nachádza skupinka hviezd
pomerne jasných. Akoby ukazovali na M 104. (viz též obrázek - jih dole, západ
vpravo, zorné pole cca 20')
Tuto nápadnou galaxii, doufám, netřeba představovat. Obzvláště
poté, když na ni prozradím, že se jí podle nápadného temného pásu (tj.
neprůhledného prachu a plynu v galaktického rovníku), říká Sombrero
nebo Temný pás. Této "neobvyklosti" si pravděpodobně první všiml ve
svém velkém reflektoru William Herschel, ale protože dnešní
dalekohledy jsou mnohem dokonalejší, lze ho prý bez problémů spatřit
už v asi 25 cm dalekohledu. V knize A Visual Astronomy of the
Deep-Sky od R.N.Clarka bychom o ní našli: "M 104 má jasnost 8.2 mag.
úhlové rozměry 7.0 a 1.5'. Má tedy velkou plošnou jasnost, 19.4 mag
na čtverec úhlové sekundy, a je snadným objektem i pro špatnou oblohu.
Temný pás je snadno viditelný za dobrých podmínek v 8-palcovém
teleskopu ve velkém zvětšení. M 104 je přitom velmi podobná svým
fotografiím. To je však iluze. Je mnohem menší, vizuálně lze spatřit
jen nejjasnější centrální část. Totéž platí i pro kulové hvězdokupy
v jejím okolí, které jsou také neviditelné.
Dalším pozorováním přispěla moje maličkost. Po celý duben
a květen, téměř pokaždé když bylo jasno, jsem chodil na brněnskou
hvězdárnu a odhadoval supernovu v M 81. Jednou, když byly podmínky na
Brno obzvlášť příznivé (mhv 5.5 mag), jsem se podíval i na její
sousedku M 82.
Zkuste se na ní podívat i vy!
26./27. dubna 1993 refraktor R200/3000
M 82 NGC 3034 - zv. 120x: Nikdy v životě by mě nenapadlo, že
z Brna uvidím dva temné zářezy v M 82! Uprostřed mlhoviny se nachází
nápadné, jasné oválné jádro (viz kresba - sever nahoře, západ vlevo,
průměr pole asi 15'), na západ od něj je potom temný předěl a za ním
jasnější rameno jdoucí do ztracena. Východně od jádra je druhá néně
nápadnější temná (spíše světlá) mezera, za kterou pokračuje méně
výrazné rameno.
Podívali jste se kolem 13. května na Jesličky? Že ne? Tak litujte.
Právě touhle dobou totiž kolem nich v těsné blízkosti procházel Mars.
Nejtěsněji byl u kupy 12., z 13. potom máme kresbu zátiší M 44 +planety od Honzy Janči. Byla udělána Sometem 25x100 od 20:45 do 21:05
UT na brněnské hvězdárně. Mars leží přibližně na východ od kupy.
V posledním Trpaslíku jsme vyhlašovali novou rozostřovací
a odhadovací kampaň. V tomto čísle ti z vás, kteří již nějaká pozorování
poslali, dostanou mapky další.
(Platí stejné instrukce jako minule.) Vy ostatní si
o ně můžete napsat. Jako návnadu tu pro vás mám několik předběžně
zpracovaných odhadů Jupiterova přízraku (viz tabulka) z nichž vyplývá,
že zase není tak příliš jasný (m = 7.9+/-0.3 mag), jak to podle literatury vypadalo. Ale
i tak byl bez problémů viditelný v dělostřeleckém binaru i z Brna.
Newton 65/502 mhv 4.3 mag
M 68, NGC 4590 - zv. 33x: bočním viděním rovnoměrně jasná, poměrně
mlhavá skvrnka s nízkým plošným jasem, chvílemi je vidět i centrálně,
ale dost obtížně. Její vzhled a poloha zachyceny kresbou. V pravém
dolním rohu je dvojhvězda vyznačená v Uranometrii.
Toť vše. Loučím se s přáním pěkného počasí o prázdninách
(třeba se někde potkáme) a pozorováním Tomáše Marušky:
24./25. dubna 1993 Telementor 50/540 mhv 5.2 mag
M 107, NGC 6171 Oph - zv. 33x: Hviezdne pole
a polohu som presne
identifikoval. Po kôpe však ani smradu. (Snad tu akýsi je, ale 10
metrov od mojho pozorovacieho fliačku sa nachádza našich 6 oviec.) Po
dlhšej chvíli sa mi zdalo, že pri pohybe ďalekohľadom sa na
inkriminovanom mieste nachádza akási škvrnka, Krk by som však za to
nedal.
|