| Číslo 65. | 1993 | Prosinec |
OBSAH:
Večer, kdy nám byl vesmír blíže
Hvězdy na papíře
O káčku trochu jinak
Hvězdokupy zimních večerů
Šavle po roce
Novoroční překvapení
Orionův pás
1. dodatek: Mlhovina u Merope
2. dodatek: NGC 281
Několik nej
Měsíční okénko
Zajímavá pozorování
Večer, kdy nám byl vesmír blíže
Nejmenším krajem v jižní Kalifornii je Pomerančový kraj -
Orange Country, skutečně kdysi podle rozsáhlých
pomerančovníkových hájů pojmenovaný. Háje však již dávno
neexistují - nahradil je průmysl. Přišlo mnoho nových lidí a mnozí
z nich dali vzniknout organizaci OCA - Orange Country
Astronomers , která patří v USA k velmi úspěšným i početným (má více než 600 členů).
Své pozorovací místo přitom vyhledali na náhorní plošině ve výšce přes
1 500 metrů nad mořem, asi 20 km severovýchodně od Mt. Palomarského
pětimetrového gigantu.
Na rozsáhlém pozemku stojí hvězdárna s 55-cm počítačem řízeným
Cassegrainem, stačí vyklepat číslo z NGC a po chvilce se v zorném poli
objeví žádaný objekt. V rohu hvězdárny pracuje se svým 35-cm
Schmidt-Cassegrain-Celestronem napojeným na CCD systém John Sanford.
Objekty přenesené tímto vybavením na obrazovku jsou neobyčejně
podrobné.
Několik velmi zapálených amatérů si sice postavilo vlastní
hvězdárničky, většina si však pořídila 'pads', což jsou betonové desky
3×3 metry s centrálním stativem a elektřinou, a mnozí jsou spokojeni
s plošinami upravenými do vodorovné polohy, kam se postaví dalekohledy
a kde také parkují auta. Při pozorování se přísně dodržuje používání
červeného světla. Pouze ti, co se v době od 23:30 do půlnoci rozhodnou,
že je čas odjet domů, mohou na svých autech rozsvítit světla a říct bye,
bye.
Před léty byla pro amatéra šedesátka nedosažitelným přáním. Dnes
můžeme obdivovat "zázraky" amatérů. Jim je pyšný na svoji šedesátku.
Zrcadlo f/4 zhotovila firma, všechno ostatní on sám. Dělené kruhy
o průměru 20 cm umožňují v minutě najít žádaný objekt.
Snad ještě větším "zázrakem" je gigantický triedr - jak jinak
pojmenovat dvojici půlmetrových zrcadel f/4.5. Jeho majitelem je
amatér Richard Livitski. 'A vod kud pocházíš,' otázal se mě
anglosasky Richard, zaznamenajíce můj poctivý přízvuk.' 'From
Czechoslovakia.' 'Oh, me too,' odpověděl. 'Tedy moji pra-pra předci,'
upřesnil. Asi nějaký můj polobratranec z 15. století, pomyslel jsem si
hned... Richard nevěděl, ze které části staré vlasti ti jeho
pra-pra pocházeli. Obyčejně potomci starousedlíků znají pár českých slov,
třeba koláčky nebo častějí hospodské výrazy jihomoravských karbaníků,
pronášené okolo půlnoci. Ríša si nepamatoval zhola nic.
Zastavili jsme se u Schmidtovy komory s korekční deskou téměř
30 cm. 'Místo na přichycení filmu má totéž zakřivení jako hlavní
zrcadlo,' řekl nám majitel a současně i zhotovitel. Nešetřil jsem
úpřimnou chválou. Umělec s čibukem se na mne překvapeně podíval:
'Vždyť to nic není,' řekl a vypustil velký oblak nikotinu.
Můj známý Bill je věrný své šestnáctce (míněno v inčích). V lepší
evropské soustavě jednotek je to rovných 40 cm. 'Tak na co se díváš tím
svým gigantem?' 'Už to není gigant,' odpověděl a smutně pohlédl
k šedesátce a "tupl" padesátce.
Bylo se na co dívat těmi giganty. M 13 byl úchvatný včelí roj nebo
sněhová koule s desítkami vloček. Jasnost Dumbbellu byla překvapující.
Jasně bylo vidět spirály v galaxii M 51, a snad nejpůsobivější byl
pohled dvojitou padesátkou na Řasovou mlhovinu v Labuti. Zbytek staré
supernovy - dalekohledem bylo možno lehce pohybovat a tedy prohlížet
oba řasové oblouky "vznášející se" uprostřed nesčetného množství
hvězd. Připadal jsem si jako budoucí hvězdný cestovatel, kdesi
daleko v hlubokém vesmíru, daleko od Sluneční soustavy, od domova.
V jižních šířkách zahlédneme chvíli omega Centauri.
Hvězdokupa se nám jeví jako obrovská mlhovina s několika jasnými
stálicemi. Kdybychom chtěli vychutnat celou její krásu, bylo by nutno
odcestovat více k jihu, alespoň na obratník Raka.
Na galaxii Sombrero bylo zřetelně vidět pás temné hmoty, tak jako na
NGC 4565 ve Vlasu královny Berenices. Tmavou hmotu bylo vidět i v Laguně,
stejně dobře jako trojité rozdělení v mlhovině Trifid. Mlhovina M 17 ve
Střelci někomu písmeno řecké abecedy nepřipomíná, proto není divu, že
dostala též název Koňská podkova. V plynné mlhovině Severní Amerika
se rýsoval "Mexický záliv s Floridou". Později v noci jsme se pokochali
ještě krásou Helixe ve Vodnáři.
Vesmír nám byl ten večer blízko.
| OBSAH | tisk | Lubomír Čížek Venice, U.S.A. |
Hvězdy na papíře
Už potřetí si budeme vykládat o historii hvězdných atlasů. O tom, na
zakládě jakých pozorování byly sestaveny, co se autorům při jejich tvorbě
přihodilo, jak vypadaly a k čemu se používaly. Dosud jsme se ale
nezmínili o nejdůležitější věci, a to, jak se vlastně sférická obloha
dařila astronomům dostat na rovinný papír - bezesporu se totiž nejednalo
o nic jednoduchého.
Matematicky reálnější, méně zkreslenou metodu, využil Flamsteed
- sinusoidální, někdy též nazývanou Flamsteed-Sansonovu.
V ní jsou obrazy rovnoběžek rovnoběžné s rovníkem, poledníky konvergují
k pólu s kosinem deklinace. Toto zobrazení bylo ve své době velmi
populární a často se používalo i v pozemské kartografii - např. při
jednom z prvních mapování Jižní Ameriky.
Další v pořadí, Johann Elert Bode, o němž bude dnes řeč, si ke
konstrukci Uranographie vybral kuželovou projekci, která má ještě menší
zkreslení. V jeho případě byly v mapách rovnoběžky částmi soustředných
kruhů a do jejich středu se sbíhaly i přímé poledníky.
V následujících obdobích, a vlastně až do dneška, se nakonec v různých
modifikacích a kombinacích používají tři základní projekce - do
roviny (polární), na kužel (konická) a na válec (cylindrická). Jejich
princip názorně ilustruje reprodukovaný obrázek z knihy Atlas of
Astronomy od R. Balleiho (1892).
Pozemská i hvězdná astronomie je vlastně věčný boj se
zkreslením - délek, úhlů a ploch, ani jedna zobrazovací metoda není
bez chyby a na každém atlasu se najde nějaká ta
chybička (např. náš Atlas Coeli má díky nevhodně zvolené kuželové
projekci na okrajích zbytečně velká zkreslení). Ale i v tom je krása.
My máme parní stroj
Od dob, kdy se v Evropě začaly kreslit hvězdné atlasy, by se stěží
našel astronom, který by mezi necelých pět desítek klasických
souhvězdí z Antiky nepřidal nějaké to své. Na obloze tak přibývala další
a další zvířata, mytologické postavy a často i osoby skutečně žijící,
které si chtěli hvězdní kartografové naklonit - i když většinou stáli
spíše o jejich peněženky. Na přelomu 18. a 19. století tato pojmenovávací
mánie vyvrcholila. A právě tehdy se začaly na obloze objevovat podivné
věci...
V druhém roce 19. století (tj. 1801) vyšla Uranographia, vrcholné dílo mezi atlasy "staré éry", kterou
sestavil Němec, královský astronom a ředitel berlínské
observatoře, Johann Elert Bode. Kromě toho, že obsahovala všechny hvězdy
viditelné bez dalekohledu a mnoho hvězd slabších - celkem asi 17 240
kousků, bylo v ní poprvé zaznamenáno kolem 2 500 mlhovin či hvězdokup
a několik stovek dvojhvězd objevených na obloze viditelné ze severní
polokoule Williamem Herschelem. A také pár tehdy známých proměnných,
resp. hvězd, u nichž se tehdy astronomové domnívali, že proměnné
jsou.
Jednalo se přitom o první atlas, v němž kromě ekliptikální
a rovníkové souřadnicové sítě byly zakresleny i hranice
definující souhvězdí jako uzavřené množiny hvězd. Prozatím sice jen
formou klikatících se křivek, ale přece; žádná hvězda už od této chvíle
nepatří do dvou souhvězdí zároveň, každá ale přitom v nějakém leží.
Uranographia však také, jak už bylo řečeno, reprezentuje dobu, kdy
byla obloha posázena velkým počtem souhvězdí, z nichž mnohá byla složena
pouze z hvězd nedostupných bez dalekohledu. Sám Bode jich má
v atlase bezpočet (Uranographia je asi na souhvězdí vůbec nejbohatší -
má jich rovnou 102), a pravděpodobně díky nadšení z vynálezů té doby,
často dosti kuriozních. A tak zde vedle těch klasických najdete Apparatus
Chemicus - Chemický aparát (dle vyobrazení asi destilační
souprava), Globus aerostaticus - Horkovzdušný balón (bratři
Montgolfiérové poprvé vzlétli roku 1783), Officina Typographica -
Sazečský stroj (tiskárna), Machina elektrica -
Elektrický stroj Aparatus Sculptoris - Sochařské náčiní (dnes už jen
Sculptor = Sochař) a další. Mnohá z nich však
měla jepičí život a jen několik málo z nich se dodnes nějakým způsobem
zachovala.
Ač byla Uranographie jedním z milníků v mapování hvězdného nebe,
vešel Bode ve známost především díky jiným pracem. Povězme si proto
o něm něco více.
Johann Elert Bode se narodil roku 1747 v Hamburku v rodině velmi
známého a slavného matematika J. E. Kruseho. Vystudoval astronomii
a matematiku a již jako devatenáctiletý vydal později velmi populární
příručku Anleitung zur Kenntnis des gestirnten Himmels. Od roku
1772 pracoval na astronomické observatoři Berlínské akademie coby
počtář, o dva roky později začal redigovat známé Astronomisches
Jahrbücher, u kterých vydržel 54 let. V nich kromě efemerid
publikoval i nejnovější astronomické novinky. (Přitom je zajímavé,
že například Ročenka pro rok 1829 vyšla již roku 1826!)
Od roku 1786 byl královským astronomem, ředitelem berlínské
observatoře a členem Akademie. Bohužel, vzhledem k nepříznivým poměrům
příliš nevynikl jako pozorovatel (ani observatoř umístěná na vrcholu
pětipatrové budovy Akademie nebyla nijak obzvlášť dobře vybavena),
většinu svých zásluh získal jako počtář a spisovatel.
Kromě Uranographie vydal ještě atlas Vorstellung der
Gestirne (v něm bylo zaneseno 5 000 hvězd
viditelných bez dalekohledu) a dále uvedl ve známost "zákon"
popisující rozmístění planet sluneční soustavy (objevil
wittenbergský profesor Johann Daniel Titius roku 1772), tedy číselnou posloupnost
vyjadřující vzdálenost
planet od Slunce v astronomických jednotkách ve tvaru an = 0.4 + 0.3×2n,
kam se pro Merkur dosazovalo za n -Ą, Venuši
n = 0, Zemi n = 1, Mars n = 2, pás planetek n = 3 (Ceres
byla objevena r. 1801) a tak dál. (Jak ale dnes víme, jedná
se o podobnost čistě náhodnou.)
Hvězdná kartografie se samozřejmě vyvíjela v závislosti na
kartografii pozemské, která byla "tlačena" nutností zaznamenávat
stále větší a větší územní celky. Proto Johann Bayer ve své Uranometrii
(stejně jako později Hevelius), použil jen velmi jednoduché
přímočaré, nazývané též trapezoidální, zobrazení. Ekliptika
a všechny ostatní souřadnicové čáry byly přímé (šířkové byly
rovnoběžné s ekliptikou, délkové se sbíhaly), což umožňovalo pomocí
pravítka jednoduše odečíst polohu libovolné hvězdy v mapě vyznačené.
I přes svoji vytíženost se Bode také stačil třikráte oženit. Nejdříve vystřídal dvě sestry berlínského astronoma Christine Kircha, pak si vzal neteř chemika Andreasa Merggrafa. Byl členem Královské společnosti v Londýně a dále akademií v Berlíně, St. Petěrburrgu, Stockholmu, Copenhagenu a Göttingenu
Jak byl zhotoven bonnský atlas
Potřebuje-li současný astronom vytvořit nový hvězdný atlas, například atlas všech hvězd do osmé velikosti, stačí, když použije vhodný počítačový program a vhodný katalog hvězd uložený na nějakém paměťovém médiu (dnes nejspíše CD-ROM). Jak však takové atlasy vytvářeli astronomové před půl druhým stoletím?
Před tento problém byl v polovině minulého století postaven německý astronom F. W. A. Argelander, ředitel bonnské observatoře (v letech 1837 až 1852). Pan Argelander měl vynikající schopnost zorganizovat a do zdárného konce dovést jakkoli velký a odvážný pozorovací projekt; v tomto případě byl výsledkem jeho snažení a snažení jeho kolegů známý atlas Bonner Durchmusterung - soubor 37 velkých map a třídílného katalogu, který obsahuje polohy asi 324 198 hvězd alespoň do deváté hvězdné velikosti, ležících mezi deklinacemi +90 a -2 stupně.
BD, jak se mu většinou zkráceně přezdívá, se stal na celých sto let nejdůležitějším hvězdným atlasem, a byl používán astronomy na celém světě. Dokonce ještě dnes bývají hvězdy označovány svými BD-čísly. Katalog, který je součástí atlasu, uvádí hvězdné velikosti s přesností na jednu desetinu magnitudy a polohy na jednu desetinu časové a desetinu úhlové sekundy. Velká výhoda - skutečnost, že každičká hvězda má v katalogu své číslo, je ještě znásobena velmi malou četností chyb.
Samotný Argelander přišel v roce 1817 na Univerzitu v Königsberku (jako osmnáctiletý) studovat finančnictví. Brzy se však pod vlivem přednášek Friedricha Wilhelma Bessela obrátil k matematice a zejména k astronomii. Ještě jako student se uplatnil při různých výpočtech prováděných pro profesora Bessela, a v roce 1820 se stal jeho asistentem.
Hvězdná astronomie byla Besselovým hlavním oborem - s velkým nadšením vyvíjel metody pro určování poloh a vlastních pohybů hvězd. A i on cítil potřebu vykonat novou přehlídku slabších hvězd - začal sestavovat katalog na základě pozorování s Königsberským meridiánovým kruhem. Potřeba nových a podrobnějších map se ještě výrazněji ukázala kolem roku 1850. Tehdy bylo objeveno již několik asteroidů, a jejich počet stále vzrůstal, takže pozorování a objevování malých těles Sluneční soustavy začalo při používání stávajících atlasů selhávat.
Ještě před zahájením práce na bonnském atlasu vznikl projekt Berlínské akademie, jehož duchovním otcem se stal právě F. W. Bessel. Jeho první část byla publikována v roce 1830, ale pozorování tehdy ještě nebyla kompletně dokončena. Celý projekt předpokládal pokrytí oblohy v pásu deklinací -15 až +15 stupňů, přičemž každá hodina rektascenze byla přidělena jinému pozorovateli. Postup práce byl asi takový, že se na papír vynesly ty hvězdy, jejichž poloha byla tehdy přesně známa, a u dalekohledu se pak doplňovaly hvězdy slabší, asi do 9. velikosti, a to buď "od oka", nebo pomocí měření, prováděných mikrometrem. (Při jejich tvorbě mimo jiné spolupracoval i významný brněnský astronom a rektor Karlovy univerzity Ignác Kassián Hallaška.)
Jako jeden z mladých astronomů se tohoto projektu zúčastnil i Argelander, a svůj díl - mapy pro 22. hodinu rektascenze - publikoval v roce 1832. Byl se svou prací spokojen, neboť jeho část byla ze všech čtyřiadvaceti nejlepší - ukázalo se tak, že je skutečně dobrým pozorovatelem. Práce totiž nebyla vůbec snadná, bylo třeba neustále srovnávat oblohu s mapou (měření pomocí mikrometru byla časově velmi náročná a prováděla se většinou jen v oblastech velmi chudých na hvězdy) a snažit se o co největší přesnost.
Zcela nový atlas, který chtěl Argelander vytvořit, měl obsahovat úplně všechny hvězdy do 9. velikosti a většinu hvězd až do velikosti desáté. Přitom chtěl proměřit všechny polohy změřit s přesností na jednu úhlovou minutu, což byl úkol, který vyžadoval enormní pozorovací nasazení, zvláště měl-li být dokončen již za několik let. Znamenalo to, že hvězdy budou muset být proměřovány raději po celých skupinách, než samostatně.
Po několika experimentech se Argelander rozhodl použít následující
metodu: hvězdy budou pozorovány 78-mm hledačem komet, umístěným na
stabilní ekvatoreální montáži v jižní kopuli bonnské observatoře.
Dalekohled s Fraunhoferovou optikou, který byl použit, byl vybaven
10× zvětšujícím orthoskopickým okulárem, dávajícím zorné pole
o průměru 6 stupňů. V ohniskové rovině přístroje byla umístěna tenká
polokruhová skleněná destička, jejíž rovná hrana byla orientována ve
směru sever-jih a byla přes dalekohled na obloze vidět jako úzká tenká
čára, kterou Argelander nazval 'hodinová čára'. Kolmo k ní byla
vyryta 'střední čára', která byla protažena přes celou
"skleněnou" polovinu zorného pole. Po obou stranách od 'střední
čáry' bylo
nakresleno ještě 10 krátkých deklinačních čar, vzdálených od sebe vždy
7 úhlových minut, a to tak, že každá třetí deklinační "čárka" byla
o něco delší než obě sousední (viz obrázek). Deklinační čáry byly
na sklo namalovány tmavou olejovou barvou, to proto, aby se zabránilo
zbytečnému a rušivému rozptylu světla. I přes to, že tyto čárky byly asi
půl druhé úhlové minuty silné, přesnost metody byla zcela vyhovující.
K samotnému pozorování bylo zapotřebí dvou osob: A seděl v temné kopuli za okulárem výše popsaného dalekohledu, zatímco B , jeho zapisovatel, sídlil v osvětlené místnosti pod kopulí, kde byly umístěny přesné hodiny. Před zahájením každého pozorování určené deklinační zóny hvězd byl teleskop nastaven na zónu a zaaretován v obou osách. Přitom byly většinou hvězdy pozorovány v zónách dva stupně širokých. Jak se jedna hvězda po druhé postupně dostávala do zorného pole stacionárního dalekohledu, A odhadl její hvězdnou velikost a zahlásil ji dolů právě v okamžiku, kdy hvězda procházela 'hodinovou čárou'. B pak zaznamenal přesný čas a hvězdnou velikost do pozorovacího deníku (zřejmě nebyl z nejtenších), který byl nalinkován do sloupečků a ve kterém každé hvězdě patřil jeden řádek. A dále zaznamenal deklinaci hvězdy a snažil se ji odhadnout na desetinu dělení deklinačních čar. Pak, aniž by vzdálil oko od okuláru, si zapsal deklinaci (sám) na speciální podložku. Konec každého svého listu A zahlásil dolů, kde si B udělal v deníku silnou čáru, aby se jejich společné záznamy lépe udržovaly v dokonalém souladu.
Takové pozorování bylo samozřejmě velice únavné, a nikdy se nepozorovalo déle než hodinu a čtvrt. Na konci tohoto intervalu vždy B zazvonil na další, ještě neunavené pozorovatele, kteří poté, co A odečetl ještě jednou nastavení dělených kruhů dalekohledu, začali ihned s pozorováním další zóny. Původní dva pozorovatelé pak okamžitě zkonfrontovali své záznamy, dokud si ještě pamatovali případné problémy či nesrovnalosti, a nejpozději druhý den ráno přepsal (či připsal) A do pozorovacího deníku také svoje údaje o deklinaci jednotlivých hvězd.
Redukce naměřených poloh na ekvinokcium přibližně 1855 pak byla vcelku snadná, neboť odpozorované zóny byly vždy dostatečně malé na to, aby stačilo z každé zóny vybrat 16 až 20 již dříve zkatalogizovaných hvězd, čímž se získaly dvě konstanty, které pak určily správné souřadnice jednotlivých odpozorovaných hvězd.
Argelander učinil spoustu pečlivých opatření, aby se zajistilo, že atlas bude v podstatě bez chyb. Každá část oblohy se odpozorovala dvakrát, regiony Mléčné dráhy pak třikrát. To bylo důležité, protože za minutu se stačilo zaznamenat "jen" (!) 30 hvězd, takže nějaké ty hvězdičky mohly snadno uniknout. Do atlasu později nebyla zahrnuta ani jediná hvězda, pro kterou by nebyla dvě nerozporuplná pozorování. Dokonce ani hvězda, která už byla zkatalogizována dříve, avšak pozorovatelé ji spatřili jen jedenkrát, nebyla do atlasu "připuštěna". Pokud byla z nějakého důvodu některá zóna odpozorována nedokonale, byla s větším přístrojem proměřena ještě jednou.
Všechny originální záznamy, pozorovací deníky a výpočty jsou dodnes uchovány na bonnské hvězdárně, takže ještě dnes lze snadno zjistit, jak to s případnou nesrovnalostí v Bonnském atlase (mnoho jich tam opravdu není) vypadá a čím byla pravděpodobně způsobena.
Celý tento (téměř geniální) plán se začal realizovat až po dlouhém
experimentování a jisté zkušební době. V únoru 1852 Argelanderův
dvacetiletý asistent Fiedrich Thormann začal proměřovat jednotlivé zóny,
podporován při tom J. F. J. Schmidtem. Sám Argelander zatím pozoroval
jen velmi málo, protože byl stále ještě zaměstnán svým velkým
programem měření s meridiánovým kruhem. Původně měl bonnský atlas
pokrýt celou oblohu až do -23 stupňů deklinace, ale práce šla zatím
velmi pomalu, a za první rok projektu se podařilo odpozorovat jen asi
100 zón. Počátkem jara 1853 zklamaný Thormann rezignoval, vzdal se
kariéry astronoma a odešel do Francie dělat důlního inženýra. Schmidt,
který byl vážněji nemocen, opustil bonnskou hvězdárnu také - odešel na
jinou observatoř, kde se mohl věnovat svému oblíbenému studiu
Měsíce. (V letech 1853 až 1858 působil na malé
observatoři v Olomouci, pak se přesunul do Athén.)
V této době navštívil Bonn Wilhelm Struve, známý to dvojhvězdný expert, kterého určitě nemusíme představovat. Na jeho radu omezil Argelander plánovanou přehlídku nebe a tedy i výsledný atlas hranicí -2 stupně deklinace, ačkoli to znamenalo vypuštění asi třetiny již provedených pozorování. Pak spolu se Struvem odjel na čtyřměsíční cestu po evropských hvězdárnách. V září se pak Argelander do Bonnu vrátil se spoustou elánu a nové energie. Mezitím zahájili dva velmi zanícení a nadějní asistenti další sérii pozorování. Prvním z nich byl Eduard Schönfeld, který později převzal po Argelanderovi ředitelování na bonnské hvězdárně, druhým byl Adalbert Krüger, který se oženil s Argelanderovou dcerou a postupně pak řediteloval na observatořích v Helsinkách, Gothě a Kielu.
Pracovní nadšení začalo rychle růst. Argelander brzy zjistil, že jeho asistenti mají lepší zrak a tak mohou spatřit i podstatně slabší hvězdy, než on sám. Aby nedocházelo k nehomogenitám v limitní hvězdné velikosti, Argelander se běžného pozorování vzdal a začal se pečlivě věnovat revizním pozorováním větším přístrojem a objasňování různých nepřesností pomocí jeho tolik oblíbeného meridiánového kruhu.
Počátkem roku 1857 byly vytištěny a zveřejněny první čtyři mapy z celkových 37, a počet odpozorovaných zón mezitím vzrostl na 1 100. Argelander podporoval Schönfelda a Krügera, jak nejvíce to šlo, jen aby byl projekt brzy dokončen. Konečně, v březnu 1859, byla pozorování dokončena až po horní deklinační limit +81 stupňů. Další poziční měření již byla zbytečná, neboť severní oblast byla velmi dobře zpracována v katalogu R. C. Carringtona a F. M. Schwerda; stačilo tedy používaným Fraunhoferovým hledačem komet odhadnout jasnosti těchto hvězd. Některá kontrolní pozorování na různých místech hvězdné oblohy se prováděla až do roku 1861. Publikování BD-katalogu a atlasu pak bylo úspěšně završeno v roce 1863.
Úspěšné dokončení tohoto velice rozsáhlého projektu nebylo jen zásluhou Argelanderova organizačního talentu a jeho velikého nadšení, ale také zásluhou jeho úpřimné a vřelé povahy, která výborně stimulovala nadšení a dobrou spolupráci v celém týmu. Co se užitečnosti a velkoleposti Bonnského atlasu týče, byl pro astronomii minulého století alespoň tak důležitý, jak byla pro astronomii 20.století důležitá Palomarská přehlídka oblohy, a jak snad bude na sklonku tisíciletí užitečný též Guide Star Catalogue, vyvinutý speciálně (ale nejen) pro Hubbleův teleskop.
Po Argelanderově smrti v roce 1875 se Schönfeld ujal nového pozorování v jižnějších oblastech hvězdného nebe. Obdobnou technikou, jen o trošku větším dalekohledem, pak získal potřebná data, a v roce 1886 publikoval katalog a atlas ve stejné formě, jako je Bonner Durchmusterung, který je dnes znám jako SBD a obsahuje zóny od -2 do -23 stupňů deklinace.
Obdobná přehlídka na jižní hvězdné obloze byla prováděna na Argentine National Observatory pod názvem Cordoba Durchmusterung - CoD. Práci na ní zahájil J. Thome, a v pozorováních pokračoval C. D. Perrine. Tento taktéž ohromný úkol, který znamenal asi dva a půl miliónu pozorování asi 600 000 hvězd, byl úplně dokončen až někdy koncem třicátých let našeho století.
Ale o tom, co a jak se dělo v tom našem století, dvacátém, si snad popovídáme až někdy příště. Prozradit však můžeme, že velkou roli začne hrát fotografie.
Použitá literatura:
Dictionary of Scientific Biography, Ch.C.Gillispie, vol.2, New
York 1969
Předmluva k atlasu Uranometria a Uranographia
Seriál K.G.Jonese The Search for the Nebulae vycházející
v časopisu Journal of Britisch astronomical Association
J.Ashbrook, The Astronomical Scrapbook, Sky Publishing Co., 1984
| OBSAH | tisk | Jiří Dušek, Tomáš Rezek |
O káčku trochu jinak
Je zajímavé, že největší a nejbouřlivější ohlas mají články,
do kterých byste to při psaní nikdy neřekli. Příkladem může být
rubrika Nočná obloha v Kozmose, kde jsem se jednou zmínil
o zákrytové dvojhvězdě brněnského programu v otevřené hvězdokupě
M 44 - Jesličky. Na pár mých slovíček tehdy reagovalo hned
několik nejen českých a slovenských pozorovatelů (i v Kozmose
o několik čísel později). Na druhou stranu, když jsem vyhlašoval
soutěž o kresbu kupy galaxií ve Vlasech Bereniky s cenou - kopií
atlasu Uranometria, neozval se nikdo. Pro příklady však nemusíme
chodit až do Bratislavy, jeden takový článek vyšel i v minulém
čísle Bílého Trpaslíka.
Hned v úvodu bych chtěl opravit dvě chyby, které se vyskytly
v obdobně pojmenovaném článku Lucky Bulíčkové:
Při mých pozorováních byly použity hvězdy s B a V jasnostmi
s chybou 0.02 mag, AS = 0.016 mag, chyba odhadů několik málo
setin magnitudy, několik desítek odhadů a ne příliš dokonalá
metoda zpracování (bez počítače).
Má ale vůbec význam pokoušet se hodnotu členů k dále
zpřesňovat? Myslím si, že spíše ne: vedou mě k tomu dvě příčiny.
Jednak je to velká obtížnost pozorování, jednak to, že je, alespoň já si
to myslím, potvrzena správnost používané hodnoty 0.16 či 0.18,
kterou lze dále zpřesňovat už jen stěží. Uvědomíme-li si, že při
vizuální fotometrii se jen zcela ojediněle vyskytnou srovnávací
hvězdy se vzájemným rozdílem B-V větším než 1 mag, je vliv
toho, zda použijeme k = 0.16 nebo např. k = 0.2 velmi malý -
menší než 0.04 magnitudy. V praxi je tato chyba většinou ještě
menší a ve srovnání s běžnou chybou odhadů jasností je výrazně
nižší.
Zajímavé by bylo zjistit, jak se hodnota k snižuje vlivem
vzrůstajícího rozdílu Dm = mhv - m pozorovaného objektu.
Z výsledků mých pozorování vyplývá, že při rozdílu Dm = 0
až 3 mag je hodnota k konstantní. Jelikož v drtivé většině se
určují jasnosti objektů právě z tohoto rozsahu Dm, ani
tento problém nehraje podstatnou roli.
Výsledky jsou zatíženy jistou chybou, která je však výrazně
nižší, než hodnota členu k. Velikost chyby je přitom limitována
velikostí odhadního stupně, přesností odhadů, přesností
B a V fotometrických jasností a metodou zpracování. Jak se při
zpracování ukázalo, je nutné použít hvězdy, které mají změřeny
B a V jasnosti s chybou 0.01 mag, počítačové zpracování (tj.
postupné zpřesňování výsledků), velikost AS musí být několik
setin magnitudy a chyba odhadů ve stejném řádu. Teprve při
splnění těchto podmínek a získání značného množství odhadů se
můžeme snažit dospět k přesným výsledům.
m = V+0.2(B-V) pro Dm = 0.7 až 3.4 mag
m = V+0.06(B-V) pro Dm = 5.8 mag
Dm = mhv - m
| OBSAH | tisk | Kamil Hornoch |
Hvězdokupy zimních večerů
Nejprve vzdejme patřičnou úctu Hyádám. To asi každého
správného Apače urazí, protože v honbě za nepatrnými
obláčky vzdálených galaxií zajisté ohrnuje nos nad
hvězdokupou, která stojí za pohled leda v kukátku. Jenže
bez Hyád by astronomové hezky dlouho tápali nad povahou těch
vzdálených obláčků.
Pro naše oči je hvězdné nebe dvojrozměrné, prostě
vnitřní
povrch koule. Udělat z něj třírozměrný vesmír dá
fušku, a ještě dnes jsou vzdálenosti většiny objektů
ukrutně nejisté. Jediné přímé měření
vzdálenosti je založeno na
zeměměřičském přístupu
(geometrická hvězdná paralaxa), ale ta
funguje spolehlivě do vzdálenosti
jen asi 25 parseků. Disk naší
Galaxie má průměr asi 30 kpc, takže vidíte ten
nehorázný rozdíl. Přitom spolehlivé změření
vzdálenosti 25 pc je velice náročná práce: měří se
přitom úhel 0.04" - pod stejným úhlem byste viděli korunovou
minci ze vzdálenosti 130 km.
Satelit Hipparcos to všechno zlepší, měl měřit
paralaxy až do 0.001" - pod tím úhlem byste viděli kosmonauta
na okraji Měsíce! Ale na tyhle výsledky si ještě
počkáme. Zatím je tu mez těch 25 pc, a pro naprostou
většinu hvězd (i těch viditelných pouhým okem!) musíme
vzdálenost v podstatě odhadovat na podkladě kalibrace, to jest
předpokládáme, že studovaná hvězda má stejnou
absolutní hvězdnou velikost jako dobře změřená
hvězda stejného spektrálního typu a luminositní třídy.
Jenže soubor hvězd z okruhu 25 pc na to nestačí: není tu
ani jediná horká hvězda (B nebo O), ani jediný supergigant.
Hyády jsou ale dosti blízko na to, aby se daly bezpečně
odvodit vektory vlastních pohybů jednotlivých hvězd.
Krásně se protínají právě nad Betelgeuze. Tam je
úběžník jejich společného prostorového pohybu. A
odtud se dá určit vzdálenost Hyád na 46 pc. Je to ale
průlom do prostoru mnohem větší než jen posuv
z 25 na 46 pc. Hertzsprungův - Russelovův diagram
pro pozorované jasnosti hvězd ve vzdálenějších
hvězdokupách, pokud dobře definuje jejich hlavní
posloupnost, se dá posunout tak, aby se kryl s hlavní
posloupností Hyád, a z velikosti posuvu plyne, o kolik je
zkoumaná hvězdokupa dále. Tak se např.
pro Plejády odvodí vzdálenost kolem 125 pc.
Posunování se zpravidla nejspolehlivěji provede pro hvězdy
spektrálních typů F a G, které se vyvíjejí
velmi pomalu. Ranější a tedy hmotnější hvězdy
jsou u starších hvězdokup posunuty doprava od hlavní
posloupnosti, nehodí se tedy pro určování vzdálenosti,
ale zato nám prozradí stáří hvězdokupy. Hyády mají
čtyři červené obry kolem typu K0 III. To však nejsou příliš svítivé hvězdy - vizuálně tak 70 Sluncí, v celkové
svítivosti asi 90 Sluncí (svítí více v červeném
a infračerveném oboru). Ostatně Slunce to dotáhne zhruba do
téže svítivosti až se stane červeným obrem.
Ty nejjasnější hvězdy Hyád mají
hmotnost sotva větší než dvě Slunce. Aby dosáhly stádia
červených obrů, potřebovaly několik
set miliónů let. Hvězdy Hyád se začínají
odchylovat od nulové hlavní posloupnosti nad typem A7, což odpovídá stáří hvězdokupy asi 630 miliónů
let, s nejistotou nějakých 20%, jako ostatně u všech
hvězdokup.
Plejády mají hmotnější hvězdy: Alcyone má asi 6
slunečních hmotností, ty ostatní,
které snadno vidíme prostým okem, kolem pěti. Všechny
jsou mírně pokročilé ve vývoji, zrovna tak asi
opouštějí hlavní posloupnost (tj. prakticky všechen
vodík v jádru hvězdy už se proměnil na hélium a
hvězda se chystá "zapálit" vodík ve slupce kolem toho
héliového jádra - nebo už to možná učinila).
Spektrální klasifikace těch nejjasnějších Plejád
je B6 III - B8 V. Plejády nemají ani jednoho červeného
obra, nejsou na to dost staré (ani dost hmotné). Hvězdy
chladnější a méně hmotné než A0 se ještě
znatelně ve vývoji neposunuly od "startovní čáry"
(nulové hlavní posloupnosti), což naznačuje věk asi
60 miliónů let.
To v slavné dvojité hvězdokupě h Persei = NGC 869 a
c Persei = NGC 884 a kolem nich vidíme i červené
veleobry. Tedy, přesně vzato, ve vlastní hvězdokupě
NGC 884 je jeden, M4 Iab. Přesto je to mladá hvězdokupa,
protože tenhle supergigant je dosti hmotný, asi 15 Sluncí,
a tak mu stačilo asi 11 - 12 milónů let; to je asi
tak skutečně stáří hvězdokupy c Persei (té
východnější z dvojice). Ta západnější kupa
má dokonce hmotnější hvězdy, nejjasnější
má hmotnost asi 24 Sluncí a nejbližší po ní asi
19. Obě hvězdy jsou veleobři, ale raného typu: B3Ia a B2Ia.
Obě asi nedávno opustily hlavní posloupnost a teď se
budou rychle vyvíjet k červeným veleobrům (to by
jim mělo trvat jen asi čtvrt miliónu let). Současný
jejich věk - a celé hvězdokupy - je jen kolem 6 - 7
milónů let. I s ohledem na 20% nejistotu je to definitivně
méně než pro NGC 884. Ty dvě hvězdokupy tedy nejsou
dvojčata. Ale patrně ani ne sourozenci! Zdá se, že NGC 884
je vzdálena 2.5 kpc, kdežto NGC 869 "jen" 2.15 kpc. Obě jsou
obklopeny asociacemi, které mají větší rozměry a asi
i stáří, ale ani ty patrně nejsou propojeny. Pouze patří
k rozsáhlé společné oblasti mladých hvězd v Perseově
spirálním rameni Galaxie. Dvojitá hvězdokupa v Perseu je asi
analogie optické dvojhvězdy!
To spíše Hyády v Býku a Praesepe (M 44) v Raku mohou být
sourozenci, ano i dvojčata! Mají velmi podobný H-R diagram,
stejné stáří, a skoro shodný prostorový pohyb. I tak to
zní prapodivně, když uvážíte, že je vidíme úhlově vzdálené o 62
stupňů. Ale to je proto, že jsme oběma blízko,
zejména Hyádám; vzdálenost k Praesepe je asi 180 pc. Když si to ale propočtete, je mezi nimi prostorovívzdálenost 163 pc.
Věřili byste, že stačilo, aby Praesepe odstartovala ze
společného hnízda rychlostí jen o 250 m/s větší,
aby se takhle vzdálila od Hyád za těch 630 miliónů
let?
Když už jsme navštívili Praesepe, podívejme se na její
blízkou sousedku v Raku, M 67. Stále ještě to není
pravý apačský objekt, ale za podívání stojí. Ač je
podstatně dále než Praesepe - vzdálená nějakých 700 -
800 pc - je ještě dosti jasná, celková jasnost asi 6.9,
a je dosti velká, se zdánlivým průměrem 25' -
30'.
To proto, že
na otevřenou hvězdokupu je mimořádně velká a hmotná,
patrně dvakrát hmotnější než Plejády a dvakrát
hustší; obsahuje nejméně 500 hvězd mezi 9 a 16
magnitudami.
Ale nejzajímavější je její velké
stáří. Už i hvězdy spektrálního typu F7 se posunuly
od nulové hlavní posloupnosti. 11 hvězd to dotáhlo
dokonce na
červené obry spektrálního typu až K4. Patří
určitě mezi nejstarší známé otevřené hvězdokupy.
Její věk se odhaduje na 4 miliardy let nebo i trochu více.
Chcete-li vidět ještě starší otevřenou hvězdokupu,
dostanete se už do apačské kategorie objektů.
Kupa sice zrovna nepatří mezi zimní objekty, ale můžete ji
vidět v kteroukoliv roční dobu za stejných podmínek
-
NGC 188 formálně v Cepheovi, totiž leží
jen 4° od Polárky, blízko hvězdy, kterou Flamsteed nazval
2 UMi. Není to nápadný objekt; ačkoliv celková jasnost
se udává na 8 mag, je rozprostřena na plošce v průměru
13' a nejjasnější hvězdy jsou 10. velikosti. I toto je
ale
bohatá hvězdokupa, vzdálená však asi 1.5 kpc. Jelikož i hvězdy
spektrálního typu G1 - G2 jeví stopy vývoje,
stáří hvězdokupy se odhaduje na 6 až 8 miliard
let.
NGC 188 je vůbec dost neobvyklá. Typické otevřené
hvězdokupy nacházíme v pásu Mléčné dráhy, ty mladé
dokonce velice blízko galaktické roviny (pokud ovšem nejsou
blízko k nám, jako třeba Plejády, které se jen promítají
dost daleko od Mléčné dráhy). NGC 188 je ale 22° od
galaktické roviny, a to znamená skoro 600 pc. Buďto v době
jejího vzniku bylo ještě dost hmoty pro tvoření
hvězdokup v galaktickém halu, nebo tam odputovala během svého
dlouhého života. Ostatně naše Slunce také nemá co
pohledávat blízko roviny Galaxie. Typické hvězdy G2 V jsou
vesměs mnohem dále od ní; k naší smůle jsme tak
blízko, že spousty zajímavých objektů v galaktickém
disku nevidíme, protože je zaclánějí prachová mračna
soustředěná v úzkém pruhu podél galaktické roviny.
Nejhorší je to ovšem ve směru ke galaktickému středu,
odkud k nám pronikne jen asi každý biliontý foton viditelného
světla. V zimě se díváme právě opačným směrem
a vidíme přece jen mnohem dále. Směr k anticentru, tedy
galaktická délka 180°, leží na rozhraní Vozky,
Býka a Blíženců; dokonce i Orion tam zasahuje svým
kyjem. Ten bod je asi 5° na východ od b Tauri. Hned
v blízkosti jsou tři zajímavé otevřené hvězdokupy
vskutku Apačského typu.
Abyste našli tu první, navštivte nejdříve snadnou ale
krásnou M 35 v Blížencích. To je hvězdokupa
středního
věku, s několika žlutými a oranžovými obry (pozdní G
a rané K spektrální typy). Až se potěšíte touhle
kupou, sjeďte dalekohledem asi půl stupně k jihozápadu.
Odhaduji, že tam nejspíše uvidíte neurčitý obláček,
ale bystré apačské oko možná rozpozná hvězdokupu. To je
NGC 2158. Celková jasnost je ale jen 11 mag a měří jen
4'
v průměru! Navzdory zdání je to jedna z nejhustších
a nejbohatších otevřených hvězdokup; hustotou hvězd se
blíží méně kompaktním kulovým hvězdokupám.
Nepatří mezi staré hvězdokupy, její věk se odhaduje na
800 miliónů let, ale její H-R diagram se už nápadně
podobá kulovkám; skutečně také její nejjasnější
hvězdy jsou červení obři - tak slabá je jen
proto, že je vzdálená 4 - 5 kpc.
Druhá hvězdokupa vhodná pro bystré oko Apače je NGC 2141
v Orionu, kousek nad m Orionis, a ta je zase kousek nad
Betelgeuze.
Tahle slabá hvězdokupička, podle katalogu NGC 2000.0 o celkové
jasnosti 9.4 mag, s průměrem 10', je vlastně bohatá
hvězdokupa, ale nevyniká výrazně nad dosti jasné pozadí.
Pozoruhodná je její
vzdálenost: od nás 4.4 kpc, od galaktického středu 13 kpc!
No a teď závěrečná lahůdka: Be(rkeley) 21, maličká
kupa (3.5'), která musí být docela slabá, ale nikde jsem nenašel
údaj o její celkové jasnosti - jenom to, že nejjasnější
hvězdy jsou 16 mag, což rozhodně nezní nijak slibně. Našel
jsem ji zakreslenou jen v atlase Uranometria 2000.0 v místě
RA = 5h 52m, DE = + 21.8°; taktak tedy patří do
Orionova kyje, na hranici s Býkem. To je patrně rekordman v galaktické
vzdálenosti mezi známými otevřenými hvězdokupami: Christian a
Janes (AJ 84, 1979) odhadují vzdálenost od nás na 10 - 15 kpc,
což by tedy bylo 20 - 25 kpc od galaktického středu, protože
tahle kupa leží velmi blízko ke směru anticentra. Moc by
mne zajímalo, zda ji někdo uvidí.
Můžete mne obvinit z rasové diskriminace vůči
kulovým hvězdokupám; to je dnes móda. Ale ono je velmi těžké
najít kulovku ve směru k anticentru Galaxie; většina z nich
dává přednost teplým letním večerům. Jediný
dobrý reprezentant je M 79 v Zajíci, hluboko pod
Rigelem. Nenašel
jsem ale nic, co by ji udělalo zvlášť zajímavou, až na to,
že pro vás není nikdy moc dlouho nad obzorem, takže přece jen
stojí za jeden večer podívání.
V BT č.59 jsem narazil na článek, který podle maďarského časopisu
Meteor sděloval, že kousek od g Cyg leží docela pěkná skupinka
hvězd nápadně připomínající šavli, srp či kynžál.
Autor článku, Jirka Dušek, sice na konci slíbil, že se koukne do Washington Double Star Catalogue
a zjistí něco víc, ale v návalu práce na to asi zapomněl. Jelikož jsem
se nedávno stal vlastníkem WDS,
rozhodl jsem se tento slib vyplnit sám.
OBSAH tisk Mirek Plavec
Šavle po roce
Jak je z obrázku patrno, celá Šavle se skládá z pěti dvojhvězd (tu nejjasnější se mi v brněnské patnáctce rozdvojit nepodařilo, ale podle literatury to dvojhvězda je). Začněme podle abecedy. A - jasnější 10 mag složka je nažloutlá a slabší 10.8 mag je bílá. Úhlová vzdálenost dvojice je asi 68'. Pár B je tvořen bílými hvězdami, kde jasnější má asi 10.5 mag, slabší 11.0 mag a úhlovou vzdálenost asi 30". C je v Šavli druhá nejjasnější a také nejčervenější - 7.6 mag je mírně naoranžovělá a slabší 9.7 mag je trochu oranžovo-červená. D se mi v katalogu nepodařilo identifikovat; i tak však nutno podotknout, že je docela zajímavá - rozdíl v jasnostech obou složek, které ji tvoří, je totiž největší. Stejně tak jako i vzdálenosti mezi nimi.
Já jsem se krásou Šavle v brněnské patnáctce neopomněl pokochat hned několikrát, a tomu, kdo se na ni ještě letos nestačil kouknout, ji vřele doporučuji. Ale pozor vy, co si myslíte, že se Sometem je vidět vše - asi pohoříte, ale zkusit to můžete. Nezapomeňte nám napsat, jak to dopadlo a zkuste to ještě teď!
| OBSAH | tisk | Rudolf Novák |
Novoroční překvapení
To, že přímo v srdci nádherné Mlhoviny v Orionu, tj. v Trapezu, leží jasná zákrytová hvězda, netřeba připomínat. Na co ale upozornit musíme je, že v noci ze 7. na 8. ledna příštího roku budeme moci, dá-li počasí, pozorovat její pokles jasnosti, který vzhledem k její velké periodě - 65 dní, pravděpodobně bude jediný možný v tomto období viditelnosti Orionova meče.
Něco si ale přece jenom připomeňme. Trapez - velmi známá vícehvězda v srdci M 42 má označení q1 Ori. Její nejzápadněji položená složka, v přiloženém obrázku je označená písmenem A, má obvykle jasnost 6.5 mag - přibližně stejně jako nejvýchodnější D-éčko. Při zákrytu však Áčko poklesne až na 8.0 magnitudy a je obdobně jasné jak složka B.
K následujícímu minimu dojde kolem 4 hodin světového času 8. ledna - již před tím bude q1 Ori - A sedm hodin klesat, "na dně" se udrží asi 2.5 hodiny a pak bude zase 7 hodin stoupat. Orion sice u nás zapadá již o půl třetí, ale alespoň část křivky by jste chytnout mohli. Takže zbývá popřát jen pěkné počasí a vůbec všechno pěkné v novém roce.
| OBSAH | tisk | *jd* |
Orionův pás
Z chrámu v předměstí Říma, hle, hodovník zpitý se vrací, přitom k zářícím hvězdám pronáší takovouto řeč:"Pás tvůj nyní je skryt,
skryt patrně bude i zítra: potom však Óríóne, jistě už budu jej
zřít." Kdyby však opilý nebyl, pak býval by řekl ten člověk, že
zas slunovrat letní nastává tohoto dne.
Tento malý úryvek z rozsáhlé epické básně Kalendář se
sice váže k době, kdy je Slunce na obloze nejvýše a my se
povalujeme na plovárnách, a nikoli k dnešním dnům, kdy
"klepeme kosu" a padáme na ledem pokrytých chodnících, je však
vhodným úvodem k následujícímu povídání. Povídání o kousku
oblohy, který se zove Orionův pás . A jak se sluší a patří, začneme
od toho nejnápadnějšího - od trojlístku hvězd druhé velikosti
d, e, z Orionis.
Při východu první viditelná Mintaka (Al Mintakah znamená
v arabštině pás) je milou širokou dvojhvězdou S I 14,
snadno rozlišitelnou, jak kdysi zjistil Petr Kučera, už v hledáčku 8×50 20 cm refraktoru hvězdárny ve Ždánicích.
Její jasná složka 2.2 mag má
totiž ve vzdálenosti necelé jedné úhlové minuty průvodce 6.3 magnitudy.
Teda nic moc. Ovšem rozkladem světla jasnější složky
byste zjistili, že se jedná o spektroskopickou dvojhvězdu s periodou oběhu 5.732476 dne (ve stejném časovém intervalu kolísá
její jasnost mezi 1.94 a 2.13 mag - jedná se tedy zároveň o
zákrytovou dvojhvězdu), a dost možná i to, že její spektrum
obsahuje nehybnou absorpční čáru vápníku, která byla poprvé objevena
právě u této hvězdy (1904, Potsdam) a jež pak vedla k potvrzení
existence mezihvězdné látky. A to už zajímavé určitě je.
Nejjižněji položenou hvězdou pásu je Alnitak (Al Nitak=opasek). V její blízkosti už někdy kolem roku 1781 objevil William Herschel ve vzdálenosti asi 1' hvězdu desáté velikosti, o pár roků později (1819) pak Kunowski odhalil i podvojnost jasné složky - ve vzdálenosti 2.6" nalezl 4.0 mag jasného průvodce. Nejslabší hvězda je přitom pouze optickým členem, v případě bližších složek se jedná o fyzický systém s oběžnou dobou větší než jeden a půl tisíce let - poziční úhel a úhlová vzdálenost se u nich mění jen velmi pozvolna. No, a barvy? Admirál Smyth uvádí u nejjasnější topasově žlutou, u prostřední purpurovou a u nejslabší hvězdy šedou. R. H. Allen u těsnější dvojice topasově žlutou a světle purpurovou, W. T. Olcott kombinaci žlutá - modrá, E. J. Hartung redukuje popis na bílý pár a O. Struve (1836) uvádí u slabší hvězdy kuriozní zabarvení olivacea subrubicunda (slabě červeno-olivová).
Pokud mluvíme o dvoj a vícehvězdách, nelze opomenout ani
nádhernou s Ori, která leží asi stupeň jihozápadně od
předešlé. Nejlépe se na ni hodí refraktor o průměru nad 10 cm, v jehož zorném poli (při malém zvětšení) spatříte skvostnou skupinu
- čtyřhvězdu b 1032, S 762 a 3.5' od ní vzdálenou
trojici S 761 (viz kresba Leoše Ondry 15 cm refraktorem
brněnské hvězdárny při zvětšení 141× a zorném poli 17').
Ona čtyřhvězda - s Orionis je však ve skutečnosti
pětihvězda. Nejjasnější zářivě bílou složku se totiž roku 1888
podařilo S. W. Burnhamovi 'rozštípnout' na dvojici 4.0 a 6.0 mag,
která (jak je to s ostatními, nevím) je skutečným systémem s oběžnou dobou 170 let a jež je bohužel mimo dosah našich
dalekohledů. Hvězdy se od sebe nevzdálí na více než 0.2 úhlové
vteřiny. (Popis celého systému v číslech najdete v následující tabulce. Její první kolonka udává označení složek,
druhá a třetí jejich jasnosti, čtvrtá úhlovou vzdálenost, pátá
poziční úhel, šestá rok měření, a poslední barvy složek dle Admirála
Smythe.)
| ozn. | složky | m1 | m2 | r | q | měřeno | barva |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| b 1032 | A - B | 4.0 | 6.0 | (P = 170 let) | čistě bílá | ||
| S 762 | AB - C | 10.3 | 11.1" | 237° | 1831 | popelavá | |
| 11.4" | 238° | 1973 | |||||
| AB - D | 7.5 | 12.8" | 84° | 1831 | modravá | ||
| AB - E | 6.5 | 41.6" | 61° | 1869 | vínově červená | ||
| 42.6" | 61° | 1870 | |||||
| S 761 | A - B | 9.1 | 9.6 | 68.2" | 202° | 1830 | A - sivá |
| 1931 | B - světle šedá | ||||||
Neméně zajímavým uskupením je však i h Orionis, nazývaná Saip , což je dosti zkomolené arabské pojmenování Saif al Jabb, kteréžto znamená Pás Giganta. Z toho je vidět, že Opasek (Pás) nebylo v dřívejších dobách pojmenování jen tří nejjasnějších hvězd, ale v podstatě celé rozsáhlé oblasti této části oblohy (Saip leží asi 3° od d Ori). Podvojnost eta (3.5 & 4.5 mag, 20°, 1.5") objevil svým 4.5-palcovým dalekohledem roku 1848 Dawes (Wiliam Herschel ji sice viděl jedinou, popsal však dvojici v pozičním úhlu 35° od h), a jak dnes víme, jedná se o fyzickou dvojhvězdu s oběžnou dobou stovky let, která má ještě optického průvodce (H VI 67 - o tom tedy už Herschel věděl) 9.4 mag přes 2' vzdáleného. Nejjasnější složka je zároveň spektroskopickou dvojhvězdou se zákryty (P = 7.984 dne, Dm = 0.2 mag v oboru B), z rozborů radiálních rychlostí pak vyplývá i čtvrtá hvězda systému s oběžnou dobou 9.2 roku.
Orionův pás však nejsou jen dvojhvězdy. Tento kousek nebe je také nadmíru bohatý na mlhoviny všech druhů. Tu úplně nejnápadnější, emisní NGC 2024 , najdete severovýchodně od z Orionis. Její vzhled v Sometu 25×100 nejvýstižnějí popsal (na roztocké obloze) Leoš Ondra: "Myslel jsem si původně, že je k z Ori mnohem blíže a navíc ztracená v její záři, ale není to vůbec tak špatný; nejdříve jsem si tohohle velkého chomáče asi na půl cesty k jasné hvězdě severovýchodně, snad trochu blíže k z Ori, velikosti 1/5 vzdálenosti, všiml jakožto mlhoviny, která se neúčastní scintilace z Ori a její záře; pak jsem si všiml i toho, že zář z Ori na ostatních stranách nesahá tak daleko, aby se mohla splést s NGC 2024." Pozorování většími přístroji sice v naší kartotéce chybí, Roger N. Clark v Visual Astronomy of the Deep Sky ale píše, že v 8-mi palcovém přístroji lze spatřit i temnou oblast (v 13-ti palcovém pak několik dalších) procházející mlhovinou přibližně ze severu na jih.
Obdobně velké přístroje v kombinaci s tmavou oblohou budete podle něj potřebovat i na IC 434 - slabě svítící pás o délce asi 1° táhnoucí se od Alnitaku na jih, v jehož přibližném středu leží temný záliv - známá Koňská hlava (Při hledání vám trochu pomůže dvojice slabých dvojhvězd ležící na jejích okrajích. Jedna na jihozápadě a druhá na severovýchodě.) (objevil ji fotograficky roku 1889 Pickering). Clark však na druhou stranu ale uvádí, že spatřit IC 434 je těžší než uvidět mlhovinu v okolí hvězdy Merope (viz 1. dodatek). Vzhledem k tomu, že v archívu nemáme ani jedno její pozorování, jsou veškeré aktivity v tomto směru (ostatně jako u všech ostatních mlžinek) velmi žádoucí.
NGC 2023 v okolí hvězdy HD 37 903 (V = 7.8 mag, spektr. třída B1.5) vám pro změnu tolik problémů dělat nebude. Jako slabší mlhavou zář (obdobně jako při zaroseném dalekohledu, to by ale musela být hvězda mnohem jasnější) ji v její těsné blízkosti bez problémů najdete i v Sometu 25×100 (např. Leoš Ondra se ve svém deníku zmiňuje, že ji nejdříve našel a teprve pak zidentifikoval). Stejně nápadná je i ve větších přístrojích, avšak až 30 cm Newton, jak uvádí Brian Skiff, vám ukáže nějaké detaily - různé různě temné a světlé oblasti.
O zbývajících, vlastně už samých IC-éčkových mlhovinách pak máme jen kusé a často rozporuplné informace (šanci na spatření máte snad u IC 435 a 426 ), a ani zahraniční literatura jejich vzhled a dostupnost neuvádí. K jejich nalezení budete ale každopádně potřebovat kvalitní (spíše větší) přístroj s čistou optikou a samozřejmě i dobré pozorovací podmínky. Zkusit také můžete, po vzoru Johna Herschela, před pozorováním 20 až 30 minut setrvat v úplné tmě - pak byste měli vidět doopravdy ty úplně nejslabší objekty.
Tím však s mlhovinami nekončíme. Pokusme se ještě zodpovědět otázku, proč vlastně tyto objekty, obzvláště NGC 2024, 2023 a IC 434, svítí. Jako názornou pomůcku si k tomu sežeňte nějakou z četných fotografií této oblasti (jednu coby plakát před lety vydala Petřínská hvězdárna). Nepodaří-li se vám to, nezoufejte, snad vám postačí i reprodukovaná perokresba zhotovená na základě jedné podobné fotografie.
Nejnižší energie potřebná k ionizaci v mezihvězdném prostoru
hojně se vyskytujícího atomu neutrálního vodíku (tedy k odtržení
jeho jediného elektronu) je 13.6 eV, což odpovídá absorpci kvanta
záření o vlnové délce 91.2 nm, tj. z ultrafialové oblasti
spektra. Při dostatečné hustotě iontů v prostoru pak vzápětí
dochází ke zpětné rekombinaci a opětovnému vyzáření energie,
tentokráte však na různých vlnových délkách (podle toho, z jaké
energiové hladiny a na kterou elektron přejde), mimo jiných i ve
viditelné oblasti spektra. Máme-li tedy k dispozici mračno
neutrálního vodíku, jediné, co k jeho 'rozsvícení' potřebujeme, je
dostatečně silný zdroj UV-záření - což jsou především horké
hvězdy spektrální třídy B či ještě lépe O.
I když se můžete často dočíst, že IC 434 a NGC 2024 ke svícení excituje z Ori - Alnitak, není to, dle rozsáhlého výzkumu prováděného na 3.9-metrovém teleskopu Anglo-Australské observatoře v New South Walesu v Austrálii, úplná pravda. Zdrojem záření NGC 2024 je totiž jedna (či několik) do mlhoviny zanořených a tudíž neviditelných horkých hvězd, které také mohou za její rozháraný zjev. Alnitak, ačkoli leží v popředí, má pouze malý efekt (snad jen v případě nejslabších okrajových partií). Tento veleobr je totiž od nás vzdálen jen 1 000 světelných let a nemůže dostatečně zásobovat mlhovinu energií. Původcem světla IC 434 je sice méně svítivější, ale stejně horká hvězda hlavní posloupnosti, nejjasnější člen, a teď se podržte, naší známé soustavy s Ori, která je o celých 400 l.y. dále, tj. v obdobné vzdálenosti jako mlhovina. A vskutku, na snímcích s velkou dobou expozice, se s nalézá téměř uprostřed rozsáhlé emisní mlhoviny mající tvar řeckého písmene J, která zabírá na obloze 3.5×4°.
Sigma taktéž může za učesanost IC 434 - destruktivně působící hvězdný vítr zformoval mlhovinu do zřetelných dlouhých vláken. Trochu složitější je to ale u severního okraje, kde dochází ke "střetu zájmů" - tato oblast je totiž pod vlivem v NGC 2024 ukrytého energetického zdroje ze strany jedné, a hvězdného větru či tlaku záření s Ori ze strany druhé. Proto je struktura v této části IC 434 tak neobyčejně složitá.
A Koňská hlava? Je pěkným příkladem, jak může mezihvězdná látka dopadnout, když nemá ve své blízkosti žádnou excitující hvězdu - stíní. To vyplývá z toho, že v místech B 33 je vidět mnohem méně slabých hvězd než skrz svítící IC 434 (včetně jedné kupy galaxií) a také z toho, že ztemnění není omezeno jen na ono vykousnutí, ale zřetelně pokračuje dál na východ a částečně je vidět i na jižním konci mlhoviny. Co se týká rozměrů, má B 33 (v Barnardově katalogu popsaná jako temná hmota, průměr 4', v pásu mlhoviny táhnoucí se jižně od z Orionis ) průměr asi jeden parsek, leží ve vzdálenosti cca 400 pc a k dobru lze jí přičíst i to, že je oblastí tvorby nových hvězd.
Nakonec nám zbývá ještě NGC 2023, rozprostírající se v okolí HD 37 903, což je jasná B hvězda (při pohledu ze vzdálenosti 10 pc by měla -3 mag), která však neprodukuje dostatečné množství ultrafialového záření. Reflexní NGC 2023 tedy vidíme především díky rozptylující prachové složce mlhoviny.
Tak: dost bylo mlhovin, vraťme se zpět ke hvězdným párům, resp. ke dvěma z té spousty, co jich v okolí Orionova pásu je.
1.5° severovýchodně od e Ori snadno v Sometu 25×100 najdete bíložlutou hvězdu, jež má ve své blízkosti bílého průvodce, který, jak si doufám všimnete, je také dvojhvězdou, pro změnu velmi těsnou, se složkami popelavě bílými, stejně jasnými a v dotyku (tak to alespoň popsala Lucka Bulíčková). Větší přístroj (a Leoš Ondra) ve vhodném (nijak velkém) zvětšení snadno vyjeví krásnou skutečnost - třetí jasná složka se totiž rozštípne na dvě bílé jasné hvězdy blizoučko u sebe a s jen velmi úzkou mezerou. Dvojice S 757, 758 tedy opravdy stojí za pohled.
Už několikrát jsem se na různých místech zmiňoval o nápadně červené hvězdě W Orionis , kterou najdete asi 5° západně od d Ori. Když jsem si prohlédl vaše pozorovací záznamy, objevil jsem jedno zajímavé pozorování Petra Kučery (20 cm refraktor, zv. 150×): "pod d Ori velice červená hvězda - výrazně oranžovo-červená; je také dvojhvězda, asi 10 až 15" západně velmi slabá hvězda". 31 - CI Ori (S 725) je vskutku pěkně barevně kontrastující dvojice (4.7 & 9.9 mag, 87°, 12.7"; B-V index u jasné složky 1.6 mag). Nejméně to potvrzuje Leoš Ondra, kterému se v nejmenším (56×) zvětšení brněnské patnáctky jevila jasná hvězda žlutooranžová a mnohem slabší průvodce modrofialový. Takže i na ni se koukněte. A při té příležitosti i na další dvě hvězdy, které jsou ve výřezu z atlasu Uranometria označené písmenem R. I ony by totiž měly mít, dle Nortonova atlasu, barvu zrajících (nebo taky už uzrálých) třešní.
Hvězdy s barvou naší "pokrokové" strany jsou také koncem našeho povídání. Přesto, že jsme ani zdaleka nevyčerpali všechny zajímavosti tohoto plácku oblohy (úplně jsme zamlčeli existenci zajímavé proměnné BH Ori (schválně se podívejte, jestli ji spatříte), M 78 a okolních mlžinek (pokuste se je všechny nakreslit), Barnardovy smyčky a dalších), budeme raději končit. To se prostě nedá nic dělat.
PS: Snad ještě jednu perličku. Na návrh Univerzity v Lipsku se
měl od roku 1807 jmenovat Orionův pás Napoleon!
| OBSAH | tisk | Jiří Dušek |
1. dodatek: Mlhovina u Merope
Roku 1859 objevil Ernst W. Tempel (německý astronom, nálezce šesti
planetek a
mnoha komet) v okolí čtvrté nejjasnější hvězdy Plejád Merope
svým čtyři stopy dlouhým refraktorem jasnou mlhovinu, kterou o patnáct let
později spatřil američan
Lewis Swift i dvoupalcovým teleskopem (1 cm = 0.3937 palce, 1 palec = 2.54 cm).
Vzhledem k tomu,
že dnes je viditelnost NGC 1435 často porovnávána s viditelností
a nápadností
jiných mlhovin, neuškodí povědět si o možnosti jejího spatření trochu
více.
Nejdříve čísla. Jas
mlhoviny u Merope je asi
10-4 cd.m-2.
Porovnáme-li to s ostatními mlhovinami (Přitom
0 magnitud na čtvereční vteřinu je 105 cd.m-2, 20 mag
na čtvereční vteřinu je 10-3.) - M 1
10-3.6 cd.m-2,
M 42 v těsné blízkosti
Trapezu cca 10-2.2 cd.m-2, průměrně však jen
10-4 cd.m-2, IC 434 10-4.2 cd.m-2 či
ještě méně, není to nic světoborného, ale také ne nedostupného. Jas
pozadí má totiž na venkovské obloze někdy pouhých
10-4.8 cd.m-2.
Když tedy budete dobře adaptováni na tmu (viz fígl Johna
Herschela), měli byste NGC 1425, obdobně jako všechny ostatní
jasnější mlhoviny, s mírnými problémy spatřit.
O něco horší to bude s IC 434, ale i tady máte s čistou optikou
a širokoúhlým okulárem šanci.
A jaké jsou praktické výsledky? V Sometu 25×100 NGC 1425
těžko, ale přece, jako delikátní mlhovinku vidělo na lepší obloze
(mhv více než 6 mag) hned několik
pozorovatelů. Táhla se směrem od Merope na jihovýchod a zatáčela
mírně k jihu. Šlo ji přitom sledovat až do vzdálenosti
rovné dvojnásobku Pleione - Atlas. Žádnou kresbu ani skicu však
neuveřejňujeme - to už necháme na vás.
| OBSAH | tisk | - jd - |
2. dodatek: NGC 281
Ji a její okolí během roku 1989 s využitím radioteleskopu
Dominion Radio Astrophysical Observatory v Kanadě intenzivně
studovali R. Roger a A. Pedlar (Viz Sky and Telescope,
August, 1981). Z údajů o rozložení intenzity a radiálnich
rychlostí měřených jednak na vlně 21 cm, a jednak z měření
kontinua, pak sestavili trojrozměrné modely rozmístění neutrálního
HI a ionizovaného HII vodíku v jejím těsné blízkosti.
Jeden a půl stupně východně od nejjasnější hvězdy Kasiopeji bez
problémů v Sometu 25×100 najdete NGC 281 (ostatně
viz kresba zhotovená na úpické obloze právě Sometem, sever
nahoře, západ vpravo, pole 1.5°), známou též jako
Sharpless 184, která není nic jiného než jasná emisní mlhovina
ležící ve vzdálenosti 2 200 parseků, jejíž excitačním zdrojem je
HD 5005, hvězda spektrální třídy O6, dominantní člen trojhvězdy
ADS 719 (b 1).
Z těchto modelů vyplývá (viz též obrázek představující pohled na soustavu "shora"), že námi viditelná emisní mlhovina je ve skutečnosti jen okrajem velkého oblaku převážně neutrálního vodíku, který obklopuje vydatný zdroj ultrafialových fotonů - HD 5005. Asi do vzdálenosti 9 parseků od hvězdy přitom leží nehomogenní mračno neutrálního vodíku, kde energetické fotony disociují molekulární vodík a jednotlivé atomy. Jím oblopený plyn je pak ionizován. Oblast HII má přitom hmotnost asi 2 000 a oblast neutrálního vodíku asi 3 500 hmotností Sluncí.
V okolí HD 5005 se ale nachází několik dalších menších útvarů, včetně malého, hustého mračna jihozápadně od hvězdy, které obsahuje směs HI, H II i H2, oxidu uhelnatého i H2O maser. HD 5005 přitom směřuje rychlostí 10 km.s-1 pryč právě od tohoto oblaku. Je tedy pravděpodobné, že právě v něm zhruba před milionem let vznikla.
Jelikož je NGC 281 právě v těchto dnech pohodlně pozorovatelná na večerní obloze určitě se na ni podívejte. I ona totiž patří do klenotnice podzimně-zimní oblohy.
| OBSAH | tisk | - jd - |
Několik nej
Moje nejbizarnější pozorování
(odpusťte, nemohu
najít vhodné české slovo) bylo na Havaji. 24. dubna 1986 byla
doba Halleyovy komety, která ovšem zklamala každého, kromě
snad pozorovatelů hluboko na jižní polokouli, kteří
mohli vidět její krátkou slávu kolem průchodu perihelem
v zimě 1986. V dubnu pak měla procházet přízemím, bohužel
už dost daleko od Slunce, ale přece jen byla naděje vidět ji
lépe než před perihelem. Háček byl však v tom, že v době
největšího přiblížení byl Měsíc v úplňku. Naštěstí ale pro Havajany a přivandrovalce prošel
úplným zatměním. A tak jsem viděl úplné
zatmění Měsíce, kometu v Sextantu,
ale musím říci,
že nejpůsobivější ze všeho byla kulová
hvězdokupa w Centauri;
ta tedy skutečně na dosti tmavém
nebi dominovala. Ale proč tímto pozorováním mávám jako
něčím senzačním? Inu proto, že jsem přitom
důkladně promokl. Rozumějte, ne předtím nebo
potom: přitom, když jsem všechny tři objekty obdivoval. On byl
totiž jih krásně jasný, ale na severu a nad hlavou jsme měli
hustý mrak, a lilo jako z konve. To se v tropech stává běžně.
Loni jsem tamtéž jednu chvíli hleděl rozložit 5-palcovým
dalekohledem Acrux, čili a Crucis, a za chvíli
jsem s ním utíkal
pod střechu. Tuhle se někdo u vás
divil, proč Clarkovy kresby v jeho Visual Astronomy of the Deep
Sky zrovna nevynikají v detailech. Na Havaji je nebe velice
proměnné a nikdy nevíte, jak moc je právě průzračná
pozorovaná oblast.
Ještě jedno pozorování úplného zatmění Měsíce,
tentokráte z Los Angeles, 30. prosince 1982. Vyjasnilo se až v době
totality.
Věděl jsem přesně,
kde má Měsíc být, poblíž h Geminorum. Přesto
jsem potřeboval triedr, abych jej našel, tak byl v totalitě
temný. Teď už nevím, která sopka to způsobila,
myslím El Chichón v Mexiku; to jméno z důvodů
zcela mírně mravnostních nebudu překládat.
Nejnapínavější pozorování.
2.-3.
července 1989
přecházel Saturn před jasnou hvězdou 28 Sagittarii. Bylo
kouzelné vidět, jak hvězda mizí za hustými oblastmi
prstenů a pak prokukuje jednotlivými děleními. Ale
nejsenzačnější chvíle přišla, když ji konečně
začal zakrývat sám Saturn. Ona totiž byla ještě hezkou
dobu jakoby přilepena k jeho kotoučku a byla stále zřetelně
vidět. Zřejmě rozsáhlé vnější vrstvy Saturnovy
atmosféry jsou opticky tenké a asi navíc sehrála roli refrakce.
Druhé nejnapínavěší pozorování, a to bez dalekohledu
-
Máme tady poměrně hodně jasných nocí, a tak při
večerních procházkách okukuju souhvězdí a často si
přeju, aby se něco taky jednou změnilo. Občas skutečně
vidím hvězdu tak 3. - 4. velikosti, která tam nepatří, jenže
po několika minutách změní polohu a je to satelit nebo snad
vzdálené letadlo. Takže i večer 29. srpna 1975 jsem byl
skeptický, když jsem uviděl nadbytečnou hvězdu asi 2.5 mag
nějakých 5° nad Denebem. Ale ona se nehýbala a za chvíli
jsem už utíkal domů tak rychle, že mi náš zdatný vlčák Vlk sotva stačil. Vejda do dveří zvonil
telefon (to abyste viděli, že jsem nezapomněl jak nesprávně
používat přechodníků) a kolega Abell (slavný
svými kupami galaxií a planetárkami, které našel když Schmidtkou dělal na Palomaru ten slavný fotografický atlas) volal,
že byla objevena Nova Cygni (V1500 Cyg). Nezávislých objevitelů
byly jen v Kalifornii desítky, což je potěšující, že
se tolik lidí dívá na oblohu a zná hvězdy nejméně do
třetí velikosti. Všechny nás předběhl Japonec Osada,
který uviděl novu v 11:30 UT 29. srpna, tedy asi o 17 hodin
dříve. V té době bylo v Kalifornii 3:30 ráno, ale nikdo mi
neřekl, že bych měl vstát a podívat se na Labuť...
Nejrychlejší Nova
byla právě tahle V1500 Cygni.
Dotáhla to vizuálně na 1.8 mag, byla tedy jasností mezi
Polárkou a Denebem. Datum maxima bylo srpen 30.88. Ale pak už za 1.5
dne zvadla o 2 magnitudy, za 4.0 dne byla už o 3 magnitudy slabší.
Stejně rychlý byl vzestup. Před maximem zjasnila o magnitudu za 6
hodin. Na snímku z 12. srpna by 16. velikosti. Žádná jiná
nova nevzplanula tak rychle, tak rychle žádná
nepohasla, ale ani neměla tak velkou amplitudu jasnosti.
Jestli ten bílý trpaslík má skutečně hmotnost 1.4 Slunce, pak jsme vlastně měli smůlu! Kdyby totiž měl ten bílý trpaslík jen o něco delší trpělivost (asi jako má Trpaslík Duškův s přispěvateli) a nechal na sebe nakapat jen o 5% sluneční hmoty více, pak by překročil Chandrasekharovu mez, musel by se zhroutit, a měli bychom galaktickou supernovu typu Ia. Ty mají mít dosti jednoznačně maximální absolutní vizuální hvězdnou velikost asi -19.2 mag, zatímco Nova Cygni 1975 měla patrně Mv = -10.2. čili kdyby to byla supernova, měla by pozorovanou maximální jasnost ne +1.8, ale -7.2, daleko jasnější než Venuše a blízko Měsíci v první čtvrti! A to na vzdálenost asi 1.2 kpc...
Nejpomalejší Nova
je AG Pegasi (HD 207757). Pomalu se vyvíjela a pomalu jsme chápali, že máme co činit s novou. To, co Nově Cygni trvalo několik dní, trvalo AG Pegasi několik desítek let. Spektroskopický příběh začíná r. 1894, kdy slečna Flemingová při prohlídce spekter pro slavný katalog HD zapsala, že HD 207757 je Be hvězda, protože jevila silné emisní čáry Balmerovy série vodíku. Paul Merrill to r. 1916 jen trochu poopravil, protože jeho kvalitnější spektra ukazovala, že ty emisní čáry soustavně mají absorpční složky na krátkovlnné straně. To svědčí o výtoku hmoty z hvězdy, dnes řekneme o hvězdném větru. Prototypem je hvězda P Cygni, a do této skupiny Merrill zařadil hvězdu HD 207757. Pak se na ni podíval znovu r. 1922 a musel být pěkně překvapen. Be hvězdy a hvězdy P Cygni jsou značně horké hvězdy spektrálního typu B, ale tahle hvězda začala ukazovat molekulové pásy TiO, které se vyskytují pouze u nejchladnějších hvězd typu M. Ale současně byly vidět silné emise nejen vodíku, ale i ionizovaných prvků, vyžadující zdroj o vyšší teplotě než je Be hvězda.
Přibližně v téže době se bezpečně poznalo, že HD 207757 je proměnná i v jasnosti, dostala jméno AG Pegasi, a začala se prozrazovat její minulost. Z ojedinělých odhadů jasnosti před r. 1850 se zdá, že byla celkem stálá a asi 9. velikosti. Od r. 1850 se začala rozjasňovat a dotáhla to r. 1871 na 6.3. Od té doby její vizuální magnituda pomalu slábla, a dnes je asi tam, kde byla před r. 1850.
Paul Merrill je otcem pojmu symbiotická hvězda s kombinačním spektrem, a tak ochotně zařadil HD 207757 nezi symbiotičky, jak jim s Ivanem Hubeným říkáme. Dost dlouhou dobu byly spory, zda se takové kombinované spektrum dá pořídit v jedné hvězdě (s horkým jádrem a rozsáhlým chladným obalem nebo se studenou fotosférou a horkou koronou), či zda to vyžaduje dvojhvězdu. V tomto případě byl spor dost jasně rozhodnut brzy, protože posuvy některých emisních čar naznačovaly dráhový pohyb s periodou kolem 800 dní. Konečné rozhodnutí u této symbiotičky a prakticky u všech ostatních přinesla družice IUE (International Ultraviolet Explorer), vypuštěná r. 1978. Mezi prvními jsme se na AG Pegasi podívali se studentem Tony Keyesem, a bylo zcela jasné, že v ultrafialovém oboru spektra, mezi 120 - 320 nm, dominuje nějaká horká hvězda. Ostatně po dlouhou dobu se podílela i na optickém spektru, ale její příspěvek postupně slábnul, ačkoliv - trochu paradoxně - její efektivní teplota stále stoupala. Tak kolem roku 1900 se podobala veleobru typu A, s efektivní teplotou blízko 10 000 K. Kolem r. 1920 to byla hvězda B3, tedy Teff<<18 000 K. Kolem r. 1960 Bojarčuk odhadl spektrum na O5, což odpovídá asi 40 000 K. V té době ta horká složka už zřetelně projevovala známky typu Wolfových - Rayetových (WN 5) hvězd - horké hvězdné jádro obalené špatně průhlednou atmosférou, vytvořenou silným a rychlým (1 000 km/s) hvězdným větrem. V šedesátých létech, podle Bojarčukova odhadu, tahle horká hvězda přispívala ještě asi 16% k celkovému toku měřenému V filtrem. Od té doby její podíl na optickém spektru dále klesal, a dnešní vizuální jasnost, kolem 9 mag, je prakticky určena tou červenou složkou, což je normální červený obr M3 III. Ten si patrně zachovává zhruba stejnou průměrnou jasnost po celou dobu, kdy byla hvězda pozorována, až na malé periodické kolísání způsobené zřejmě tím, že při dráhovém oběhu (s periodou kolem 816 dní) k nám natáčí různě velkou plochu povrchu, navíc nestejně osvětlenou a ohřívanou tou horkou složkou.
Jestliže hvězda zvyšuje svoji efektivní teplotu a přitom její jasnost klesá, musíme usuzovat, že se rychle zmenšuje její poloměr. Nezapomeňme ale, že většina informací dlouho přicházela jen z odhadů vizuální magnitudy, která se měří v tom oboru spektra, kde už horké hvězdy svítí relativně velmi málo: maximum jejich toku se s rostoucí efektivní teplotou posunuje stále více do ultrafialového oboru. Takže ve skutečnosti celkový tok záření od horké složky (její bolometrická magnituda) byl patrně aspoň přibližně konstantní v období 1870 - 1985. Její svítivost byla patrně kolem 3000 Sluncí, ale od r. 1985 dodnes poklesla asi na čtvrtinu. Takové chování je typické pro novy. Nova sice vydrží v maximu jen krátce - několik dní nebo týdnů - a pak začne vizuálně slábnout, jenže nějakých 100 dní je to jen proto, že maximum záření se posunuje stále více ke krátkým vlnovým délkám. Teprve potom začne doopravdy ztrácet na zářivém výkonu.
K obrázku: Hledací mapka na AG Pegasi. Srovnávací hvězdy dle
Burnham Celestial Handbook mají jasnosti 20 Peg - 5.6 mag,
17 Peg 5.6 mag, A - 6.1 mag, B - 6.6 mag,
C - 6.7 mag, D - 6.8 mag, E - 7.6 mag, F - 7.8 mag, G - 7.9 mag,
H - 8.1 mag, J - 8.5 mag.
Takže dnes si představujeme vývoj AG Pegasi asi takto: Je to dvojice hvězd: horká hvězda má asi 0.65 sluneční hmotnosti, chladná asi 2.6. Obíhají kolem společného těžiště v periodě asi 816 dní v kruhových drahách, vzdálenost jejich středů je asi 2.5 astronomické jednotky. červený obr je veliký, má poloměr asi 85 sluncí, ale není vysloveně nestabilní (nevyplňuje kritickou Rocheovu mez). Nicméně je viníkem všeho, protože svým pomalým (35 km/s) a ne moc silným hvězdným větrem vytrvale předával chladný vodík na povrch té teplejší složky. Byla to asi jen jedna miliardtina (10-9) sluneční hmoty za rok, která se pomalu akumulovala na povrchu bílého trpaslíka. V té době, před r. 1850, patrně tenhle přísun vyráběl jen asi 3 sluneční svítivosti z akrečního disku kolem trpaslíka, což nebylo nic v porovnání se svítivostí červeného obra, která je patrně kolem 1 100 slunečních svítivostí.
Ale kolem r. 1850 tak říkajíc došla trpaslíkovi trpělivost (kdypak se to stane Duškovu Trpaslíku?). Nahromadilo se dost vodíku na povrchu, který byl silnou gravitační přítažlivostí stlačen tak, že začala povrchová termonukleární reakce (hydrogen flash). Svítivost trpaslíka stoupla, což se projevilo na celkovém zvýšení vizuální jasnosti, vyvinul se také hvězdný vítr s jeho povrchu, vytvořil se postupně plynný obal se stále sílícími a "teplejšími" emisními čarami. Opět, v podstatě, typický vývoj novy, jenže pozoruhodně pomalý.
Toto povídání jsem sepsal zčásti na podkladě vlastního studia této hvězdy z let kolem r. 1980; také ji nedávno studovali Drahoš Chochol a Z. Komárek; navíc taky jeden Američan jménem Slovak, který opravdu původem Slovák je. Ale ucelený obraz je sepsán podle článku Scotta Kenyona a dalších, který brzy vyjde v časopise Astronomical Journal. Ale ani jejich rozsáhlou prací příběh AG Pegasi nekončí. Povaha té horké hvězdy stále není jasná. Proto prošel náš návrh na pozorování tří symbiotiček kosmickým dalekohledem (HST), a ten právě v polovině listopadu získal detailnější ultrafialová spektra. Na nich samozřejmě dominují emisní čáry. Ale s Ivanem Hubeným a Tony Keyesem budeme hlavně studovat nenápadné absorpční čáry, protože ty nám povědí ne o plynném obalu, ale o vlastní horké hvězdě.
A Apačům doporučuji, aby se občas na AG Pegasi aspoň jedním očkem koukli. Ona sice má pomalu slábnout s malými periodickými výkyvy, ale čert tomu věř. Mnohé symbiotičky se občas náhle rozjasní a pak je dobře honem avízovat prrofesionály u velkých dalekohledů.
"Vesmír je velký. Fakticky velký. To byste nevěřili, jak je hrozivě obrovitánsky velký, že z toho zůstává rozum stát. Myslíte si třeba, že drogerie ve vaší ulici je daleko, ale oproti vesmíru je to úplný houby. Tak poslouchejte..", atakdále.
Abychom však byli spravdliví, je třeba uznat, že i daleko lepší hlavy, než ta, která zplodila předmluvu ke Stopařovu průvodci po Galaxii , poněkud zaváhaly při pomyšlení na dech beroucí vzdálenosti mezi hvězdami. Někteří autoři nabízejí představu burského oříšku v Readingu a menšího vlašské ořechu v Johannesburgu a jiné podobně závratné koncepce.
Pravda je prostá: mezihvězdné vzdálenosti jsou lidskou představivostí neuchopitelné. Dokonce i světlu, které se pohybuje tak rychle, že většině civilizací trvá tisíciletí, než si vůbec uvědomí, že se pohybuje, trvá dost dlouho, než urazí vzdálenost mezi jednotlivými hvězdami. Doletět z hvězdy Sol na místo, kde kdysi bývala Země, mu trvá osm minut a k nejbližšímu vesmírnému sousedu hvězdy Sol, Alfě Centauri, dorazíza dalšíčtyři roky.
Doletět na druhou stranu Galaxie, na příklad na Damogram, trvá světlu trochu déle: sto tisíc let.
Rekord ve stopování na tuto vzdálenost je něco pod pět let, ale fakt je, že toho po cestě moc neuvidíte.
| OBSAH | tisk | Mirek Plavec UCLA, Los Angeles |
Měsíční okénko
I laik, který zná měsíční povrch pouze z letmých pohledů na
fotografie, ví, že jeho nejtypičtějšími útvary jsou všem velmi
dobře známé krátery. Tyhle "ďoury"' doopravdy najdete
roztroušeny po celém Měsíci v nesmírných množstvích - vždyť jen
na přivrácené straně jich je větších jednoho kilometru na třista
tisíc! Přitom je každý kráter originál, a i když mají všechny
určité společné rysy, lze říci, že s vhodným dalekohledem je pro
nás každý z nich něčím zajímavý.
Protože je škoda, že se o měsíčních kráterech jako
o zajímavých námětech k prohlížení dalekohledem píše a mluví jen
velmi málo, myslím si, že neuškodí, když si několik těch skutečně
nejzajímavějších v tomto "okénku", probereme. Snad vás některé
z nich přilákají k soustavnějším prohlídkám Měsíce.
S procházkou začneme u jedné z největších kuriozit měsíční
krajiny - u kráteru, který je v selenografické literatuře často
pro svou zvláštnost opěvován; švédský astronom Pehr Vilhelm
Wargentin tak může být opravdu pyšný, že nese právě jeho jméno.
Než si však povíme o tom, proč je tak zajímavý, proberme si trochu
stavbu měsíčních kráterů obecně.
U jihozápadního okraje Měsíce, poblíž velkého kráteru
Schickard , se však nachází výjimka - Wargentin. Ten se vám jako
"díra" jevit nebude ani při sebelepším osvětlení. Je totiž
zalit lávou až po okraj a vytváří tak kruhovitou, 84 kilometrů
velkou náhorní plošinu (viz schematický průřez ve spodní části
obrázku).
Jeho podivný tvar je nejnápadnější dva až tři dny před
úplňkem nebo novem. Na jeho povrchu pak naleznete soustavu
jemných mořských hřbetů, které najdete také na jiných "zalitých"
plochách. Hodně štěstí při jejich prohlížení!
Wargentin
Jak asi víte, jedním ze společných rysů všech těchto útvarů
je to, že se jejich dno nachází pod úrovní okolního terénu, má
tvar nálevky (schematický průřez typickým kráterem najdete
v horní části přiloženého obrázku) a je obklopeno nevysokými
valy, které při šikmém osvětlení vrhají dlouhé stíny, jež tak
vytvářejí dojem hluboké díry. Známe však i případy (Plato,
Archimedes apod.), kdy je kráter vyplněn vrstvou utuhlé lávy.
Přesto i ony vyvolávají při šikmém osvětlení obdobný dojem - valy
těchto kráterů totiž stále převyšují jejich dna.
| OBSAH | tisk | Pavel Gabzdyl |
Pokuste se zjistit (a pozorováním zkontrolovat) jaký objekt je
zachycen na kresbě, kterou v lednu minulého roku Sometem
25×100 pořídila Lucie Bulíčková (mhv 6.4 mag, sever
nahoře, západ vpravo, délka asi 1°). Napovím vám jen tak,
že se jedná o mlhovinu, která leží v souhvězdí Oriona. Za
správnou odpověď, kromě toho že o ní chystá Lucie do příštího
Trpaslíka článek, jeden ze šťastně vylosovaných řešitelů dostane
právě chystaný nový sešit Knihovničky APO věnovaný vizuální
fotometrii.
V ranních hodinách 29. listopadu jsme mohli sledovat zatmění
Měsíce. Mohli, kdyby ale nad Evropou a obzvláště nad oběma našema
republikama hustě nepadal sníh (jestli i přesto bylo někde jasno,
douvám, že se případný pozorovatel ozve). Jednalo se přitom o
jedno z barevně nejefektnějších zatmění za poslední roky. Tak to
alespoň vypadá na základě zpráv, které mi prostřednictvím
elektronické pošty došly. Ale co, zaslintejte si i vy:
From: lkinton@uoguelph.ca
From: plavec@uclastro.bitnet
From: jsexton@unca.edu
From: labbey%gitvm1.bitnet
Toť vše. Doufám, že neumrznete při vašich zimních toulkách noční
oblohou (k tomu snad ještě dvě poznámky - vydržte to; zimní
obloha, ač mnohem pěknější, je na rozdíl od té letní o dost méně
prozkoumaná - do smrti nezapomenu, jak jsme, tuším v prosinci
1989, spolu s Leošem Ondrou pozorovali asi 20 kilometrů za Brnem
při -20°C, kdy nám k Sometům přimrzaly nosy) a že brzo
něco pošlete. Abych příště zase mohl probrat vaše pozorování
PS: Ale abych nekřivdil, pokud si vzpomínám, pěkná pozorování mi
došla od Toma Marušky, Kamila Hornocha a Petra Kolasy.
Ať už to způsobilo dlouhodobě nepříznivé počasí, nedostatek
vašeho času či nechuť přepisovat pozorovací deníky, od posledního
Trpaslíka nám toho do Brna moc nepřišlo. Proto jesem si tentokrát
přichystal pouze (až na povídání o zatmění Měsíce) jednu hádanku.
That was my impression too, though through binoculars, I detected a slight
reddish tinge also. I'd never seen an eclipse through binoculars before,
and I must say that it took me by surprise; it looked more like the NASA
photos of Mercury than the moon. Really breathtaking. I don't know how it
was in other parts of the world, but here in Southern Ontario, at totality,
there was still a thin "white" area at the bottom; it almost looked like
a diamond ring.
My tu meli vcera prekrasne zatmeni Mesice. Malo lidi v Kalifornii melo
stesti, protoze bylo plno mraku, ale nad nami se to protrhlo dvakrat -
jednou pro prvni pulku castecneho zatmeni, podruhe pro celou 48 min.
totalitu. Mesic delal perfektni dojem prstenu s diamantem - byl cely
dost cervenohnedy, ale okraj blizsi okraji zemskeho stinu zustal dost
jasny, a navic cely obvod byl zretelne viditelny jako cerveny krouzek.
Nikdy jsem nic takoveho nevidel, doufam, ze lednovy S&T prinese pekne
snimky.
Besides seeing the Lunar Eclipse last night,I also witnessed the
descent of a large,green fireball headed in a North Westerly direction
before it disappeared in some trees. I assume it fell in the
Asheville,N.C. area.at approximately 8:35 PM .
This is the darkest lunar eclipse I have ever seen. To the eye there
is a slight reddish tinge, but through binoculars the dominant color
is slate gray.
| OBSAH | tisk | Jirka Dušek |