OBSAH:
Soukromý svátek lidstva
Žijeme na okraji otevřené hvězdokupy?
Vzdálenost hvězdokupy Hyády
Hvězdy na papíře
Návštěvou u mladých hvězdokup
Malá poznámka
Stručná zpráva o zátahu na bílé trpaslíky
Čočky a zrcadla před Galileem
Prstencová není jen M57
Dvojhvězdy opět ožívají
Jak jsem viděl Chévremontovu proměnnou
Měsíční okénko
Zajímavá pozorování

Soukromý svátek lidstva

Přes silnici lampióny. Z decentně přitlumených reproduktorů hudba konce šedesátých let. Na stolcích pod širým nebem chlazené nápoje. Taky spousta lahůdek na zub. V působivém osvětlení fotografie měsíčňanů: Armstronga, Aldrina, Collinse. Ode dneška za rok to už bude čtvrt století, co dobyli Měsíc.

Mnozí jejich jména za tu dobu pozapomněli. Kolik jich vlastně bylo, jimž se splnil sen Cyrana kráčet po Luně? Joe Barrios ví, že jich bylo dvanáct a každoročně slaví 21. červenec, den přistání prvních pozemšťanů na Měsíci, jako svůj "svátek lidstva". Ale soukromě slavený. Barrios hostí každého, kdo jde či jede kolem a zastaví se u jeho motelu.

Těm, kteří se podiví, proč je tu i fotografie laureáta Nobelovy ceny Linuse Paulinga - s nápisem Génius, který neměl pravdu - rád vysvětlí svůj životní příběh. Díky rozvoji kosmonautiky se mohl narodit podruhé. Když prezident J. F. Kennedy vyhlásil (psal se tehdy rok 1961), že do konce desetiletí Američan stane na Měsíci, geniální přírodovědec Pauling se hrozně rozčílil a proklel celou americkou vládu jako bandu hlupáků, kteří "vyhazují miliardy z veřejných prostředků na kosmické dobrodružství, což nezachrání ani jeden lidský život".

"Neměl pravdu," prohlašuje Joe Barrios. Joe šel jednou po ulici v Los Angeles kolem banky, kde se loupilo. A taky střílelo. Jedna odražená a rozpůlená střela ho trefila do hlavy. Uvázla v naprosto nevhodném místě. Kdyby se doktoři snažili ji operativně vyjmout, zabili by ho. Kdyby ji nevyjmuli, zemřel by za pár dní pro blokádu mozkomíšní cesty života. Doktora Kerra napadlo posadit umírajícího (a bezvědomého) Barriose na centrifugu pro výcvik astronautů a roztočit ho. Podle přesného propočtu času a přetížení. A přesného natočení hlavy. Úlomek střely, poslušen zákonů odstředivé síly, se prodral z choulostivého místa v mozku do oblasti, odkud se dal relativně snadno odstranit. Joe Barrios byl zachráněn. Zásluhou astronautiky, která stimulovala rozvoj (jak dneska už víme) asi stopadesáti mezivědních disciplín, počal proces, který si vynutil vznik obrovského množství nových skvělých přístrojů. Včetně tomografů a biestereometrie. Včetně nápadů na zázraky dálkové diagnostiky. Někoho možná rozesměje, že přístroj hlídající správný okamžik zážehu raketového motoru se posléze v malém uplatnil jako pípátko, upozorňující, že dítě potřebuje vyměnit plenky. Ale jen trochu pozměněný princip slouží jako startér poplachu u srdce, které začne vynechávat. Astronautika se stala jednou z rozhodujících sudiček u kolébky počítačové techniky, globální komunikační revoluce, mikrominiaturizace technologických zázraků. A pro svůj dobový strategický význam popohnala vývoj, na který bychom jinak ještě dlouho čekali.

Cesta na Měsíc otevřela dálnici pozemského pokroku, který se nedá úzkoprse omezovat. Naplnění velkých snů, k nimž přistání na Měsíci nesporně patří, je i klíčem k zítřku, který se bez těchto snů ani nedá najít. V záplavě všedních starostí mohou mnozí nad měsíčním výročím mávnou rukou. Ale já budu, třeba jako Joe Barrios, vždycky na ten den vzpomínat s povznášejícím pocitem. A slavit to. Třeba jako soukromý svátek lidstva.

OBSAH

tisk

Jan Petránek, Lidové noviny, 21. 7. 1993

Žijeme na kraji otevřené hvězdokupy?

Asociace, hvězdokupy - stejně jako všechny ostatní vesmírné objekty - mají svoji historii, vývoj. Vznikají z obrovských molekulárních mračen, prožívají období poklidné existence, pod vlivem vnějších sil se rozpadají. Jejích trvání je však relativně krátké, žijí většinou pouhých 200 milionů let. A zatímco jejich kolébky - molekulární mračna - můžeme pozorovat bez problémů, pohřebiště nikoli. Hvězdokupy rozpadlé na jednotlivé hvězdy, které se časem od sebe vzdálily na ohromné vzdálenosti, totiž není jak identifikovat. Výjimkou jsou oblasti v blízkosti Slunce, ve kterých se nacházejí hvězdy jevící shodný pohyb prostorem - pohybové hvězdokupy, možný článek spojující fyzické hvězdokupy s vesmírem osamocených hvězd (Jinými zbytky po rozpadlých hvězdokupách by moly být široké dvojhvězdy, které jsou sice od sebe tak daleko, že se fyzicky takřka neovlivňují, pohybují se však stejným směrem a rychlostmi spolu prostorem.)

Roku 1718 objevil Edmund Halley srovnáním poloh stálic uvedených v dílech Hipparcha, Ptolemaia, Tycha Brahe a Johna Flamsteeda, i když vzal v úvahu různě velké nepřesnosti, že se některé jasné hvězdy - Sírius, Arkturus, Aldebaran, Prokyon - za více než tisíc pět set let sledování zřetelně na hvězdném nebi posunuly. O pár desítek let později začal jiný slavný Angličan, John Bradley (a někteří další, nikoli však v takové míře), měřit přesné pozice hvězd. Chtěl tak alespoň u některých stanovit paralaxy. Nepodařilo se mu to. Objevil však aberaci světla a jeho pozorování posloužila později, v první půli minulého století, W. Besselovi pro srovnání s jeho měřeními. Určil tak velikost vlastních pohybů (tj. změny poloh v rektascenzi a deklinaci způsobené pohybem v prostoru) mnoha jasnějších hvězd oblohy. Mimo jiné i jedenácti Plejád, u nichž zároveň poukázal na nápadnou shodu těchto pohybů. V jeho stopách, s již dokonalejším pozorovacím vybavením, pokračoval Meadler, který mimo jiné roku 1846 nalezl, že shodný pohyb jedním směrem jeví i většina hvězd Hyád. (Plejády si to pro změnu šinou rychlostí 5,5 úhlové vteřiny za sto let jihojihovýchodním směrem.)

Tak byly objeveny pohybové hvězdokupy - skupiny hvězd, které se pohybují společně prostorem, lhostejno přitom, zda jsou či ne gravitačně vázány, a jejichž pohyby vůči vzdáleným hvězdám můžeme díky malé vzdálenosti s odstupem času sledovat.

Roku 1896 Richard A. Proctor (1837 - 1888; byl ve své době známým britským spisovatelem, učitelem a popularizátorem astronomie. Jeho největším zájmem byla "konstrukce" vesmíru (uspořádání a tvar nebeských objektů). V rámci svého studia rozmístění hvězd na obloze například ručně vykreslil do jediné mapy polohy 324 198 hvězd Bonnského atlasu. Napsal dvě významné knihy Other Stars than ours (1871) a The Universe of Stars (1878), ve které předpokládal, že by se naše Galaxie mohla podobat rozlehlému prstenci, který obklopuje Slunce. Zabýval se též výzkumem měsíčních útvarů.) objevil vykreslením všech tehdy známých vlastních pohybů 1600 hvězd do mapy ve stereografické projekci, že na obloze existuje mnoho dalších skupin, které mají shodné velikosti a směry pohybu. A i když se u mnohých z nich projevil pohyb Slunce směrem k apexu, několik skupinek takto vysvětlit nešlo. Nejnápadnějších bylo pět jasných hvězd Velké medvědice - Mirak, Phecda, Megrez, Alioth a Mizar. Ostatně viz obrázek podobný tomu, který Proctor publikoval v knize Other Stars than ours. Šipkami jsou v něm vyznačeny polohy, kam se hvězdy Velkého vozu přesunou za 100 000 let (s měřítkem v pravé horní části obrázku pak zároveň změny poloh za jeden rok).

Pohybovou spřízněnost této konkrétní skupiny hvězd nezávisle záhy potvrdil W. Huggins (1872), který jako jeden z průkopníků spektrální analýzy vizuálně zjistil, že všechny (kromě stejného spektrálního typu) jeví stejné radiální rychlosti (30 anglických mílí za sekundu), tj. že se stejnou rychlostí od nás vzdalují. S odstupem času je třeba říci, že jeho pozorování byla zatížena značnou chybou, avšak novější, fotografická pozorování potvrdila shodu jednotlivých radiálních rychlostí.

Astronomové se záhy pokusili z prostorových pohybů určit vzdálenost kupy Velké medvědice (popis metody najdete za tímto článkem). Vzhledem k nepřesnostem změřených radiálních rychlostí i vlastních pohybů se to ale podařilo až roku 1909 H. Ludendorffovi - 28 parseků (pro srovnání Hyády mají vzdálenosti asi 40 pc, Plejády 130 pc). V témže roce upozornil Hertzsprung na to, že by ke skupině UMa (nadále ji budeme označovat UMaG - z angl. Uma Group), soudě podle prostorových pohybů, mohly patřit i 37 Uma a a CrB (i když je jejich vzájemná úhlová vzdálenost větší než 60 stupňů) a navrhl také, že by se k ní mohly přiřadit i další hvězdy ležící v různých směrech od Slunce (např. b Aur a a Cma), ale jevící stejný prostorový pohyb jako našich pět hvězd Velkého vozu. Tato myšlenka byla přijata a mezi členy Síriovy skupiny, jak je též často nazývána, se zařadily i další hvězdy - například u, g, F₁ Uma, 110 Herc a b Ser. Začalo se přitom rozlišovat kompaktní jádro, elipsoid 10×6×4 pc vzdálený přes 20 parseků, složené především z hvězd Velkého vozu, které mají naprosto shodné prostorové rychlosti, a jej obklopující proud mnoha dalších cca 150 hvězd zabírající oblast o průměru větším než 100 pc, které mají přibližně stejné rychlosti jako hvězdy jádra.

Příslušnost některých hvězd k této skupině, která zabírá notný kus oblohy a obsahuje mnoho nápadných členů, však byla víc než sporná. Jednu z posledních studií, s využitím nejnovějších astrometrických a spektroskopických měření, provedli před dvěma lety D. Soderblom a M. Mayor. Díky Leoši Ondrovi se mi jejich práce Stellar Kinematic Groups, I. The Ursa Major Group dostala do rukou a nebude proto na škodu si o ní říci něco více.

David a Michel s novými moderními měřeními, za předpokladu, že hvězdy mají stejné složení jako Slunce a že je UmaG stará přibližně 300 milionů let, postupovali zhruba následovně. Nejdříve z různých zdrojů vybrali všechny možné kandidáty členství, ze kterých vytřídili osamocené hvězdy slunečního typu. Z nich potom podle jistých spektroskopických kritérií, intenzit vybraných emisních čas, vybrali ty, jejichž stáří odpovídalo stáří kupy (tj. vybrali hvězdy s aktivní chromosférou, u kterých předpokládaly, že jsou mladé). Dále provedli kinematickou studii 13 hvězd jádra UmaG - tj. hvězd Velkého vozu a několik a dalších. Za předpokladu, že jsou všechny vzdálené od nás 22 parseků (a z toho také vyplývá, že v prostoru jádro zabírá 7 parseků), je vykreslili do rychlostního diagramu, kde na každou z os vynášeli rychlost pohybů hvězd v nějakém význačném směru (např. ve směru rotace Galaxie). Poté spočítali střední hodnoty rychlostí hvězd jádra v těchto směrech a jejich standardní odchylky. Do stejného diagramu nakonec vynesli i všechny věkově odpovídající hvězdy slunečního typu a ostatní "pohybové" kandidáty. Pro hvězdy vybrané spektroskopicky se přitom ukázalo, že rozptyl jejich rychlostí je obdobně malý jako u hvězd jádra. Za členy kupy Velké medvědice nakonec prohlásili hvězdy jádra (v níže uvedené tabulce jsou vyznačeny hvězdičkou), hvězdy slunečního typu vybrané spektroskopicky a ostatní hvězdy, jako například Sírius, jejichž prostorové rychlosti se v rámci trojnásobku standardní odchylky shodovaly s prostorovými rychlostmi jádra (viz obrázek).

K obrázku: Ukázka jednoho z rychlostních diagramů. Plnými kolečky jsou zakresleni členové kupy, prázdnými pravděpodobní členové a hvězdičkami zjevní nečlenové. Elipsou je vyznačena chybová oblast (odpovídající trojnásobku s) určená z prostorových rychlostí jádra UmaG. Na svislé ose je vynášena rychlost pohybu hvězd ve směru galaktické rotace, na vodorovné v jednom ze směrů na něj kolmém.

I přes množství různých nejistot v měřených hodnotách, především ve vzdálenostech, s kterými David a Michel pracovali, určili, že by ke kupě Velké medvědice měly patřit hvězdy obsažené v tabulce uvedené za článkem. Ta zahrnuje všechny vybrané členy jasnější než 6,5 mag s údaji z Bright Star Catalogue. V prvních dvou kolonkách je uvedena poloha hvězdy, ve třetí označení, následuje jasnost, spektrální typ, vlastní pohyby v rektascenzi a deklinaci v úhlových milisekundách za rok a nakonec radiální rychlost (v kilometrech za sekundu).

Skutečnost, že pět hvězd Velkého vozu spektrální třídy A spolu s ostatními vytváří poměrně kompaktní jádro, přitom naznačuje, že leží poblíž nebo přímo ve středu kupy. Malý počet členů (i když o mnoha slabších dosud nevíme) potom svědčí o tom, že se jedná buď o chudou, rozptýlenou otevřenou hvězdokupu nebo právě se rozpadající hvězdokupu, což je běžný osud mnoha řídkých kup, které pozorujeme.

UmaG přitom obsahuje: Dvě "těžké" hvězdy - bílé trpaslíky, které provázejí hvězdy hlavní posloupnosti. Jedním je známý Sírius B o hmotnosti 1 M_sl, druhým průvodcem je HD 157513 (0,65 M_sl). Několik spektroskopických dvojhvězd (např. c₁ Ori) a několik vizuálních dvojic (se společným prostorovým pohybem), jako třeba l_A, l_B Cetus. Z diagramu T_eff - M_V (kosočtverci jsou vyznačeny hvězdy jádra, plnými kolečky pravděpodobní členové, prázdnými možní členové, čáry jsou isochromy odpovídající stáří 300, 400 a 500 × 10⁶ let) se odhaduje věk kupy mezi 300 a 400 miliony lety. Síriova skupina je tedy starší než Plejády a mladší než Hyády.

Odpověď na naší otázku v nadpise tedy zní ano. Naše Slunce prolétá okrajem řídké otevřené hvězdokupy, do které patří množství jasných hvězd naší oblohy.

Williamsův a Hollandův zákon: Když shromáždíte dostatek údajů, můžete věc dokázat statisticky.

a   (2000.0)   d		označení	mag	spek.	ma	md	RV
1 49,6	-10 41,2	c Cet	4,8	F3III	-146	-93	-01
2 14,0	47 29,1		6,1	F4V	-63	-59	-08
3 49,5	-36 12,0		4,2	G9II-III	-46	-51	+02
4 15,5	6 12,0	V891 Tau		G5IV	-106	-107	-08
4 15,5	6 11,2	V774 Tau		G0IV	-60	-116	-08
5 7,8	-5 5,2	b Eri	2,8	A3III	-95	-81	-09
5 54,4	20 16,6	c1 Ori	4,4	G0V	-189	-84	-14
6 22,1	-33 26,2	d Col	3,9	G7II	-24	-55	-03
6 45,2	-16 43,0	a Cma	-1,5	A1Vm	-553	-1205	-08
8 39,2	65 1,3	p1 Uma	5,6	G1,5Vb	-24	88	-12
9 51,2	-4 14,6	6 Sex	6,0	A8III	13	-28	-10
10 16,7	23 25,0	z Leo	3,4	F0III	18	-4	-16
*10 35,2	57,1 58	37 Uma	5,2	F1V	67	39	-10
*11 1,8	56,4 57	b Uma	2,4	A1V	95	12	-13
*11 53,8	53,7 41	g Uma	2,4	A0Ve	95	12	-13
*12 15,4	57,0 57	d Uma	3,3	A3V	104	9	-13
12 37,7	-27 8,3		5,5	F1IV	76	-91	-01
*12 48,7	60,3 12		5,9	F5V	105	1	-12
*12 54,0	55,9 35	e Uma	1,8	A0pCr	112	-6	-09
*13 0,7	56,3 59	78 Uma	4,9	F2V	114	-9	-10
*13 23,9	54,8 31	z Uma	2,3	A1VpSr	112	-20	-06
*13 23,9	54,8 18	z Uma	4,0	A1m	119	-28	-09
*13 25,2	55,0 17	80 Uma	4,0	A5V	118	-16	-09
15 34,7	26 42,8	a CrB	2,2	A0V	121	-89	+02
15 46,2	15 25,3	b Ser	3,7	A2IV	67	-45	-01
16 24,0	-39 11,6		5,4	G5V	75	1	+10
18 6,4	-39 1,2		6,0	G5V	110	15	+13
19 9,2	46 33,6	59 Dra	5,1	A9V	47	-123	-04

Poznámky: c Cet A, B - pohybová dvojhvězda; HD 13594 - fyzická dvojhvězda s periodou 147 let; V891 Tau a V 774 Tau- pohybová dvojhvězda, V 891 mění jasnost v rozmezí 6,92 - 7,0 mag, V774 6,28 - 6,37 mag; c₁ Ori - jednočarová spektroskopická (P=14,2 let) a zároveň i astrometrická dvojhvězda; d Col - spektroskopická dvojhvězda (P=870 dní); Sírius - fyzická i spektroskopická dvojhvězda (P=50 let) s bílým trpaslíkem; 78 Uma - fyzická dvojhvězda (P=110 let) s proměnným průvodcem 7,5 - 10,5 mag; z Uma a 80 Uma - Mizar s Alkorem, a CrB - spektroskopická a zároveň i zákrytová dvojhvězda (P=17,4 dne, Dm=0,11 mag); b Ser - vizuální dvojhvězda.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Hyády jsou jednou z nejbližších a také jednou z mála pohybových hvězdokup - tedy, jak už bylo popsáno dříve, hvězdy patřící ke kupě se pohybují zhruba stejným směrem a rychlostí. U Hyád je to více než 200 hvězd, převážně o jasnostech mezi 5. a 6. velikostí. Zakreslíte-li vlastní pohyby Hyád (poprvé se tuto úlohu podařilo úspěšně vyřešit Bossovi roku 1908) do mapy, uvidíte, že směřují k jednomu bodu - úběžníku. Z polohy úběžníku a ze změřených radiálních rychlostí, postupem, na který poprvé přišel W. Klinkerfues roku 1878, budete moci vypočítat vzdálenost celé kupy.

Odvoďme si nejdříve potřebné vztahy. Na reprodukovaném obrázku písmeno S označuje Slunce, H Hyády. Směr pohybu kupy je přitom odchýlen od přímky Slunce-Hyády (SH) o úhel q. Z pozorování známe radiální rychlost hvězdy v_r (změříme ji na základě Dopplerova jevu) a vlastní pohyb hvězdy za rok m (zjistíme jej z přesných měření poloh). Velikost tečné složky v_t (kolmé na složku v_r) je rovna v_t=v_rtanq. Vlastní pohyb hvězdy za rok je roven m, je to zorný úhel, pod kterým se nám jeví úsečka o délce dané součinem rychlosti v_t a doby jednoho roku ve vzdálenosti Hyád. Paralaxu p potom spočítáme z úměry:

p a --- = ------- m vt × t

a je přitom délka astronomická jednotka a t čas. Dosadíte-li za a a čas (složky rychlostí v_r, v_t jsou obvykle uvedeny v jednotkách km.s^-1, proto a dosazujeme v kilometrech a čas v sekundách) a po úpravě předchozího vztahu dostaneme

4.74 × m 4.74 × m p = ---------- = ----------- vt vr × tan q

A nyní vlastní postup:

• V tabulce jsou uvedeny polohy (rektascenze a a deklinace d) a složky vlastních pohybů za rok v rektascenzi (15m_acosd) a deklinaci (m_d) pro osm Hyád (jednotkou je v obou případech "/rok). Z nich si vypočítejte hodnotu celkového vlastního pohybu m za rok. Za předpokladu, že jsou složky vlastního pohybu malé, přejde sférický trojúhelník v rovinný, kde m tvoří přeponu, platí vztah:
  

• Na milimetrový papír vykreslete polohy všech osmi hvězd a úsečkami znázorněte vlastní pohyby (viz příklad). Aby byl obrázek správný, dbejte následujích pokynů:
  
  • uvažte, ve kterém směru narůstá deklinace a rektascenze
  • stupnici pro rektascenzi zvolte od 3h 50m do 7h 0m, pro deklinaci od 0° do 30°. Měřítka na obou osách volte stejná
  • úsečky znázorňující vlastní pohyb musí mít jiné měřítko než to, které používáte pro vynášení poloh hvězd (jinak by je nešlo kreslit). Nejvhodnější je zvolit 0,1"=20 mm.
• Úsečky znázorňující vlastní pohyby hvězd prodlužte a snažte se najít polohu úběžníku. Z obrázku můžete též odečíst přibližnou hodnotu úhlu q. Chcete-li pracovat přesněji, musíte ale vzít v úvahu, že nejde o případ v rovině, ale na sféře. Aby jste si ušetřili další nutné výpočty, použijte hodnot q, které jsou uvedené v tabulce.
• poněvadž už nyní znáte hodnoty veličin m, v_r a q, vypočítejte pomocí uvedeného vztahu paralaxu p pro všech osm hvězd a výsledky zprůměrujte. Vzdálenost r=1/p v parsecích již zjistíte více než snadno (mělo by to být kolem 50 pc).

Tato úloha vznikla na základě Astronomického praktika zhotoveného RNDr. Zdeňkem Pokorným, Csc. a s využitím kapitoly B25 knihy M. G. J. Minnearta Practical work in elementary astronomy (vyšlo ve českém překladu). Nové hodnoty vlastních pohybů a rad. rychlostí byly převzaty z práce H. Schwana (Ast. Astrophysics, 1991, 243, 386).

OBSAH

tisk

Ne, nelekejte se, nepodařilo se nám prohodit obrázky s rublikou Pavla Gabzdyla. Schematická skica Měsíce, převzatá z knihy W. T. Olcotta In Starland with a Three-Inch Telescope (1909), má na tomto místě své opodstatnění. Rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie jsou totiž jednotlivé měsíční útvary (až na vyjímky) pojmenovány podle osobností, které se mimořádně zasloužily o rozvoj světové vědy. Do roku 1988 tak bylo označeno 6231 kráterů, 801 vlastními jmény, 5430 písmeny ke jménům blízkých kráterů, mezi kterými nechybějí ani slavní nebeští kartografové.

Alessandro Piccolomini (1508-1578) byl prvním z řady, o kterých jsme se v našem seriálu zmiňovali. Jeho kráter (A) je shodou okolností také nejhezčím a nejvzácnějším, z těch onichž bude řeč. Má průměr 88 kilometrů, je odzoben výrazným středovým pahorkem a najdete ho jižně od Moře nektaru. Pomník autora Uranometrie Johanna Bayer (1572-1625) zase leží na jihozápadním okraji Měsíce (B), poblíž kráteru pojmenovaném po Julie Schillerovi (? -- 1627), autorovi Křesťanského atlasu nebe (Coelum Stellarum Christianum, Augšpurk 1627), ve kterém se pokusil nahradit tradiční souhvězdí biblickými postavam i a objekty.

Kráter Jana Hevelia (1611-1687), ve skutečnosti valovou rovinou se soustavou brázd, můžete spatřit u západního okraje Oceánu bouří (C), jeho vrstevníka Johna Flamsteeda (1646-1719) v jižní části (D) téže "vodní" plochy a diplomata uklidňujícího jejich spor -- Edmunda Halleyho (1656-1761) téměř uprostřed měsíčního disku (E). Největší z nich je přitom autor Uranographie se 106 km, následuje s 36 km astronom, který dokázal periodičnost návratů komety (později po něm nazvané) a nejmenší (21 km) je člověk, který jako první použil k měření poloh hvězd dalekohled.

Johann E. Bode (1747-1826) si zase za své celoživotní dílo vysloužil v pevninské části, obklopené tmavými plochami Mare Vaporum a zálivů Sinus Medii, Sinus Aestuum, devatenáctikilometrový kráter se soustavou jemných brázd (F). A slavný autor Bonner Durchmusterung -- Friedrich W. A. A. Argelander (1799 -- 1875)? Jeho "ďolík" v měsíční tváři (G) najdete v pevninské části, poblíž kráteru zasvěcenému Al-Sufimu.

Carte du Ciel

V jihozápadní části Měsíce můžete spatřit 42 kilometrový krátek pojemnovaný Henry Fréres -- bratři Henryové. Toto neobvyklé označení v neměnné tváři našeho vesmírného souseda nám tak má na věkdy připomínat dílo francouzů Paula a Prospera, bratrů, kteří ve své vědecké práci vystupovali "jako jedna osoba". Coby průkopníci fotografie však měli takový úspěch, až -- paradoxně -- na několik desítek let značně zbrzdili rozvoj francouzské astronomie.

Oba se narodili v Nancy -- Paul revolučního roku 1848, Prosper o jedno léto později -- a oba byli ve svých 16 letech přijati do meteorologického oddělení Pařížské observatoře. Jejich hlavním koníčkem však byla astronomie, které se ale mohli začít věnovat až po francouzsko-pruské válce (1870-1871). Speciálně chtěli vyhledávat nové planetky (nakonec jich objevili 14, počínaje (175) Liberatrix).

Nejdříve si však museli zhotovit dobré mapy, které by v pásu podél ekliptiky obsahovaly co možná největší počet slabých hvězd. Začali je sestavovat, obdobně jako Argelanderův tým, vizuální metodou, když však došli do oblasti, kde protíná ekliptika Mléčnou dráhu, tuto již lidským sílám vymykající se metodu, opustili. Shodou okolností se jim ale v této době dostala do rukou fotografie -- záhy si zkonstruovali vlastní objektiv určený speciálně proto astrografii a zhotovili s ním několik snímků. Například na 44 minut expozice dvojice otevřených hvězdokup c, h v Perseovi získali přesné kruhové obrazy hvězd 12. velikosti.

Jejich pokusy velmi zaujaly tehdejšího ředitele observatoře Admirála E. Moucheze, pod jehož vlivem bratři do května 1885 postavili další, 13,5-palcový astrograf (f~11 stop). V podstatě se ale jednalo o dalekohledy dva (viz obrázek z vatikánské hvězdárny) -- v hranolovitém těle byla umístěna jednak komora a jednak refraktor stejných parametrů sloužící k pointaci. Mouchez zároveň vypracoval rozsáhlý mezinárodní program, jehož cílem byla katalogizace a zmapování celé oblohy fotografickou cestou. V dubnu 1887 se potom v Paříži sešlo 57 astronomů 19-ti národností na konferenci, která si stanovila následující cíle:

• zhotovit v duplikátech fotografické mapy s hvězdami jasnějšími 14 mag (celkem se mělo jednat o více jak 25 milionů hvězd)
• získat kratšími expozicemi snímky obsahující hvězdy 11. Velikosti (více než milion) pro katalog a k určení přesných pozic hvězd v první sadě fotografií

Použitá literatura:
Atlas der Himmelskunde, Leipzig 1898
J. Ashbrook, The Astronomical Scrapbook, Sky publishing Co., 1984
G.F.Chambers, A Handbook of Descriptive and Practical Astronomy II., Instrumente and Practical Astronomy, Oxford 1890
Říše hvězd, ročník 29., 1948, str. 170-175

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Kukaččí mládě v hnízdě střízlíčků

Dvojitá hvězdokupa x a h v Perseu -- vlastně ty dvě hvězdokupy za sebou -- jsou nepochybně mladé, protože i hmotné hvězdy (kromě těch nejhmotnějších) ještě sedí na hlavní posloupnosti. Ale obě hvězdokupy se už definitivně vyklubaly z rodinných hnízd, protože nepozorujeme ani svítící mlhoviny kolme horkých hvězd, ani znatelné stopy prachových mračen. Zřejmě za tech 6 -- 11 milionů let života stačily důkladně rozfoukat a rozprášit zbytky molekulárních mračen, z nichž se vylíhly.

Než zmizí poslední sníh pod nohama pozorovatele, doporučuji navštívit ještě jednu podobnou hvězdokupu, NGC 2362 hluboko dole ve Velkém psu. Je to legračně malá, ale kompatkní kupa, která má v průměru víc než 5 -- 8 obloukových minut. Ten malý průměr je ovšem zčásti důsledkem dosti velké vzdálenosti, který byla určena na 1380 pc (4500 světelných let). Skutečný průměr hvězdokupy je tedy asi 10 světelných roků.

Je vlastně dosti povážlivé zrovna u téhle hvězdokupy mluvit o průměru. Ona má totiž nápadně trojúhelníkovitý tvar. A skoro uprostřed sedí neobyčetjně jasná hvězda, 4.4 mag, tak jasná, že nese označení t CMa. Druhá nejjasnější hvězda kupy má 6.8 mag, je tedy o 2.4 mag slabší -- takže to vypadá jako kukačční mládě v hnízdě střízlíků. V takovém případě je dobré pečlivě uvážit, jestli to není prostě jen nějaká daleko bližší hvězda, která se náhodou promítá na hvězdokupu. Tady je to prakticky vyloučeno: t Cma je svítivý obr spektrální třídy O9 a hvězdy typu O se nikdy nelíhnou osamoceně. Mnohé z těch okolních hvězd v NGC 2362 jsou docela svítivé rané B hvězdy. Velmi hmotné hvězdy jsou všude vzácné, protože se na ně spotřebuje příliš mnoho materiálu; není tedy divu, že tady vznikla jen jedna. Ostatně procházka dalšími hvězdokupami ukáže, že tohle není ojedinělý případ.

A zase tu není ani stopy po rodném hnízdě. Podle polohy hvězd typu B v H-R diagramu je hvězdokupa NGC 2362 stará asi 7 milionů let. Podívejme se proto na něco mladšího.

K obrázku: Kresba NGC 2362 v podání Leoše Ondry (6./7. Ledna 1993) a úpického 16 cm Mertze (zv. 80×: Nevýslovně nádherný skvost; na první, ale jen zběžný pohled, kdy jsem se ze světla ještě úplně nerozkoukal, je kolm bílé t Cma vidět nezvykle jasná difuzní zář, vzápětí v ní vidím asi tucet drobounkách hvězdiček; je to hluboké a skvostné; celku vévodí t Cma, hvězdičky jsou kolem ní rozházené tak, že to tvoří trojúhelník o straně zhruba 0.1 průměru pole, kromě toho je bočním viděním vidět difúzní podklad (v kresbě pro přehlednost vynechán -- pozn. J.D.) soustřeďující se kolem t CMA -- tohle zjasňování k jasné hvězdě ale může souviset s její vlastní září; teď se dívám pozorněji na t Cma, zdá se být světle žlutá.). Čárkou je vyznačena poloha blízké zákrytové dvojhvězdy UW Cma (leží severně od kupy), která se ale k vizuálnímu pozorování nehodí (alespoň pro většinu z nás). Světelné změny se totiž pohybují s periodou 4.3934 dne v rozmezí 4.5 až 4.8 magnitudy.

Největší vánoční stromek

je NGC 2264 v Jednorožci. Existují krásné snímky této oblasti, ale dávají úplně jiný obraz, než uvidí oko v dalekohledu. Na fotografii se hvězdokupa ztrácí v krásné mlhovině. Ve skutečnosti je ale mnohem slabší, než slavná M42 v Orionu, a při pohledu dalekohledem stačí jen zcela mírná dávka fantazie, abyste rozpoznali obrysy vánočního stromečku. Od paty ke špičce měří asi tak 26'. Na vzdálenost 950 pc (3 100 sv.l.) je to stromek o výšce 7.2 pc, tedy 2.2×10¹⁴ km. Pěkná 4m jedlička stála v Los Angeles o posledních vánocích $ 100. Takže NGC 2264 by přišla bratru na 5.5×10¹⁸ dolarů.

Ten vánoční stromek stojí na obloze vzhůru nohama, což většina majitelů dalekohledů přivítá. Nejjasnější hvězda představuje tlustý kmen na spodku stromku; je to 15 Monocerotis, také zvaná S Monocerotis, protože je mírně proměnná, ale pořád zůstává blízko 4.7 mag. Druhá nejjasnější hvězda, 7.1 mag, je, jak se sluší, tou hvězdou, která tradičně zdobí vršek vánočního stromku. Vida, zas tu máme rozdíl 2.4 magnitudy, a zase ta nejjasnější hvězda je typu O, dokonce O7, a ta druhá je B1.5V.

K obrázku: Jedna z mála kreseb Vánočního stromku, kterou máme v archívu. A po pravdě řečeno, není zrovna příliš povedená. Udělal ji Michal Schořík 23. Února 1990 dalekohledem 25×65. Nejjasnější hvězda obrázku je 15 Mon.

O těchhle spektrálních typech je dobře vědět, když se začneme zabývat svítícími mlhovinami v NGC 2264. Myslím, že je dost nesnadné je vůbec vidět, ale může to být omyl nezkušeného amatéra. Podle fotografií je nejjasnější obláček poblíže S Mon na severním konci hvězdokupy vlastně soustředěn kolem slabší hvězdy, velikosti 8.4 mag, která je asi 8' na jihozápad od S Mon. Druhý, slabší obláček dělá aureolu hvězda na vrcholku stromku. Slavná temná Mlhovina Conus (Cone nebula, česky Kuželová mlhovina) se do tohoto obláčku zakusuje od jihu. Při lednové Star Party jsem si udělal mírnou ostudu před kalifornskými amatéry, když jsme s majitelem přepychového 60 cm reflektoru Jimen Hannumem (on je v civilu hasič a postavil si jej sám!) tenhle tmavý kuželík nejen hledali, ale i domněle našli na opačné straně stromku u S Mon. Možná, že nás mírně omlouvá fotografie na str. 1213 v Burnhamovi, kde je nepravidelná temná mlhovina zkousnutá i do toho jasnějšího obláčku u S Mon, a jedna její hlana má dosti výrazný kontrast, právě tak jako ta správná Kuželová mlhovina - a právě to se nám zdálo, že vidíme. Člověk ovšem často vidí to, co vidět chce, takže s úsudkem musím počkat.

Astrofyzikálně vzato, oba mlhovinné mráčky skýtají zajímavý problém. Jsou to skutečné plynné mlhoviny, oblastmi nesprávně zvané H II regions, mračna převážně ionizovaného vodíku. Pouze hvězdy s efektivní teplotou nad 28 000 K (spektrální typ B0.5V) však vyzařují dostatek fotonů s vlnovou délkou pod 91,2 nm, které ionizují vodík. Ta B1.5V hvězda na vrcholku stromku patrně nestačí: ten malý skok o jednu spektrální podtřídu totiž znamená efektivní telotu nižší o 40000 KI. Daleko horší je případ hvězdy 8.4 maag, kolem které je soustředena jasnější mlhovinná oblast. Je to hvězda B3V, s efektivní teplotou jenom 19000 K. Tady je ovšem vysvětlení snazší. S Monocerotis má efektivní teplotu 38000 K a vysílá do prostoru každou vteřinu přibližně 10⁴⁹ ionizujících fotonů. Předpokládejme, že je obklopena plynnou koulí o stejné hustotě vodíkových atomů, že všechny fotony schopné ionizace vodíku se v této tzv. Strömgrenově kouli skutečně spotřebují. Z rovnosti mezi počtem ionizací a počtem rekombinací (která musí v rovnovážném stavu existovat) můžeme pak snadno vypočítat poloměr Strömgrenovy koule pro nejrůznější hustoty okolního plnyu. Kdyby hustota vodíkových atomů byla všude, řekněme, 50 cm^-3, byl by poloměr Strömgrenovy koule asi 5 pc. Vysvětlit jasnější mlhovinu vzdálenou od S Moon asi 2 pc tedy není žádný problém. Záření S Mon ale může patrně vysvětlit i obláček na vrcholku stromku. Zdá se totiž, že hvězdokupa je dosti průhledná podél "kmene", a tak mohou ionizující fotony snadno proniknout i do vzdálenosti 7 pc.

Existuje ale jiná zajímavá možnost. David A. Allen ohlásil r. 1972 objev poměrně intenzivního infračerveného zdroje, který leží necelé 2' na sever od vrcholové hvězdy. Jedná se partně o horkou hvězdu, probouzející se k životu uvnitř zámotku plynu a prachu. Prach nám ji zabraňuje vidět, ale je možné, že v jiném směru už její záření prorazilo skořápku. Nasvědčoval by tomu objev slabé kometární mlhoviny na místě Allenova infračerveného zdroje.

Tento infračervený objekt je také nejlepší známkou, že tvoření hvězd v NGC 2264 ještě neustalo (na aktivní hnízdo je to však málo). Vidíme ovšem ještě místní obláčky plynu a prachu; některé ještě z části zahalují jednotlivé hvězdy, takže hvězdokupa musí být mladá: většína hvězd není patrně starší než 5 milionů let.

Růže mezi hvězdami

O Růžicové mlhovině jsem nedávno psal do Říše hvězd. Myslím, že to je nejkrásnější objekt oblohy, ovšem jen na fotografii. Za příznivých podmínek vidíte jen šedobílé zjasnění pozadí a patrně ani neuvidíte Růžici celou, protože její průměr je 2.2°. To je veliký objekt! Uvažte, že je vzdálena patrně 1670 pc (5400 sv.l.), takže měří napříč asi 200 světelných let! Kdyby byla na místě Orionovy mlhoviny M42, zabírala by celou spodní půlku souhvězdí pod pásem. K ionizaci tak velikého mračna o hmotnosti asi 11000 Sluncí je zapotřebí více než jedna O hvězda.

A skutečně, centrální hvězdokupa NGC 2244, která energii obstarává, je daleko bohatší než NGC 2264. Uspořádání nejjasnějších hvězd mi silně připomíná miniaturní souhvězdí Blíženců, tvořené 6 -- 9 hvězdami vesměs jasnějšími, než 9.5 mag. Ale to je jen špička ledovce. Ogura a Ishida (1981) přezkoumali 400 hvězd jasnějších než 14.1 mag v kruhu o průměru 1.3° a našli 170 pravděpodobných členů hvězdokupy. Většina z nich přispívá pouze svojí hmotou k celkové hmotnosti asi 5000 sluncí -- prakticky všechno záření obstarává 17 hvězd spektrálního typu mezi O4 až B3. Ty se ale činí, protože celkový zářivý vákon je 2.2 milionů sluncí. Samotnou ionizaci pak obstarává jen 7 hvězd, ačkoliv v tomto ohledu skoro všechnu práci zastanou pouhé dvě hvězdy O4 a O5.

Podivuhodná věc je, že hvězdokupa je dobře vidět, vždyť Růžice musí být ve skutečnosti kulová. Tady nám nahrávají dvě spřízněné okolnosti. Předně ve směru k Jednorožci je naší místní mezihvězdné prostředí daleko průhlednější než na opačnou stranu (k souhvězdí Orla a okolí). A snad ještě důležitější je, že si hvězdy hvězdokupy vybudovaly kolem sebe rozsáhlou dutinu o průměru asi 20', což je 30 světelných let. Což je pravděpodobně důsledek silného hvězdného větru, který odfoukává ionizovaný plyn rychlostí asi 20 km/s. To by ovšem znamenalo, že dutina není starší než 200 000 let, a že tedy hvězdy v NGC 2244 musí být zcela neobyčejně mladé.

Zde ostatně vznikání hvězd pokračuje v podstatě ve větším rozsahu než u NGC 2264. Růžice leží na okraji molekulového mračna, které se táhne k jihovýchodu, a je daleko bohatší na infračervené zdroje než Vánoční stromek. Tvoření hvězd zde probíhá mnohem aktivněji a bude nepochybně v budoucnu pokračovat.

Sluší se navštívit taky Orion...

Přejít k němu lze dost nenápadně. Na fotografii ze známého Palomarského atlasu oblohy je veliká část Jednorožce zahalena lehounkou mlhovinnou rouškou, takže se vyskytly dohady, že dvě význačné hvězdokupy NGC 2264 a NGC 2244 jsou vlastně sourozenci a patří k jedinné velké oblasti. Mario Perez (1991) to však rozhodně popírá. Růžice je podle něho značně dále než Vánoční stromek, a patří do skutečného spirálního ramene Galaxie, které nejlépe vidíme v Perseu a je podle něho také pojmenováno. Naproti tomu NGC 2264 leží v pásmu mlhovin a hvězdokup, které pokračuje směrem k Orionu a říká se mu Orionova ostruha. Je to jakýsi fragment spirálního ramene, jakých vidíme na snímcích spirálních galaxií dostatek. Někdy se mi zdá, že dojem krásného souvislého spirálního ramene je pouze snaha našeho oka spojovat roztroušené obláčky -- právě tak jako kdysi vznikal optickým pozorovatelům dojem souvislé sítě kanálů na Marsu.

Orion sám je možná jediná ohromná hvězdná asociace, v niž hvězdy vznikaly postupně ve skupinách. A jestliže se nedají všechny jasné hvězdy Oriona zahrnout do asociace Orion OB1, pak je to aspoň soubor několika skupin přibližně stejně starých (vlastně spíš mladých). Napsal jsem o tom do Říše hvězd, ale nevím, zda-li článek vyjde a bude-li v tu dobu ještě (nebo uz zase) Orion na obloze. Ono je totiž z Los Angeles mnohem, mnohem dál do Prahy, než do Brna. Tak bych zdě chtěl říci alespoň pár slov o tom nejmladším hvězdném seskupení v Orionu.

Všichni asi znáte a milujete Lichoběžník (rozuměj Trapez) v srdci M42. On samotný je ale jen špičičkou ledovce. Baade a Minkowski r. 1937 objevili, že je obklopen pozoruhodnou hvězdokupou, kterou potom r. 1986 důkladně prostudovali Herbig a Terndrup na Lickově hvězdárně. V nepatrné oblasti 3'×5' (to je asi tak rozměr té nejjasnější části mlhoviny M42) napočítali 142 hvězd. Všechny jsou mnohem slabší než hvězdy Trapezu. Nejslabší hvězdou je, BM Orionis -- asi 8.0 mag, pokud není v zákrytu, nejjasnější hvězda v okolní kupe je -- zase!!! -- o 2.5 mag slabší (V=10.47). Tyhle hvězdy ale nejsou nijak nesvítivé. Na jejich místě by mělo Slunce hvězdnou velikost 13.06 mag, či patrně ještě méně, protože zde je každá hvězda mírně nebo více zacloněna trochou prachu, který přežívá v mlhovině. V Hergigově a Terndrupově seznamu jsem napočítal 45 hvězd svítivějších než Slunce.

Mám podezření, že neexistuje žádná dobrá fotografie téhle Lichoběžníkové hvězdokupy. Za to může závojování mlhovinou. To je jakokdybystě chtěli vidět a vyfotografovat hvězdy 6. Velikosti ze středu velkoměsta. Zmíněné studie byly dělány převážně v infračerveném světle, ale tam už většina hvězd -- kromě těch nejchladnějších -- vydává jen zlomek svého záření. Hvězdy také nejsou příliš zabaleny v prachových kuklách, jsou jen přezářeny mlhovinou. Daly by se tedy dobře vyfotografovat v optickém oboru, ale jen s použitím filtru, který by byl pravým opakem těch filtrů, kterými se normálně díváme na mlhovinu: musel by totiž odžíznou nejjasnější emisní čáry mlhoviny: Balmerovy série vodíku a zakázané čáry kyslíku.

Tohle by skutečně stálo za pokus. Hvězdokupa je to totiž jedinečná. Tolik hvězd je vměstnáno v objemu jen asi 0.065 kubického parseku, že přepočteno na 1 pc³ by to byla hmotnost 1800 Sluncí na kubický parsek, počítáme-li jen s těmi slabými hvězdami, a hustova vyleze na 3000 sluncí na kupický parsek, když přidáme čtyři hvězdy Lichoběžníku, které mají hmotnost asi 80 hmotností slunečních. Pro srovnání uvažme, že prostorová hustota hvězd v našem okolí je asi 0.06 slunečních hmostností na kubický parsek.

Lichoběžníková kupa je také mnohem kompaktnější, než kterákolik otevřená vhězdkoupa. Herbig a Terndrup to vyjadřují takhle: Počet hvězd svítivějších než naše Slunce vyjde asi na 200 na kubický parsek, kdežto v Plejádách je to jen 0.5 a ve značně kompaktní kupě M67 je jedna taková hvězda na kubický parsek. Prostě Lichběžníková hvězdokupa je něco výjimečného, až to působí rozpaky. Předně se musí předpokládat velmi vysoká hustota původního molekulárního a prachového mračna, z něhož se hvězdokupa vytvořila. Vychází nejméně 6×10⁴ molekul vodíku na kubický centimetr. To je mnoho na mezihvězdné mračno, ale takhle husté zámotky byly pozorovány. Poukazuje se na to, že ty hvězdy jsou velmi mladé, pod milion let. Velice svítivé hvězdy Trapezu však usilovně rozhánějí zbytky rodného hnízda hvězdným větrem. Až je úplně rozfoukají a rozpráší, klesne hustota hmoty, hvězdy z kupy budou k sobě méně silně gravitačně vázány, mnohé z nich uniknou nebo budou vyhozeny, a celá hvězdokupa se rozepne a její hustota klesne. Zmizí tak překrásná mlhovina. Nicméně by stálo za to tu Lichoběžníkovou kupu vidět...

OBSAH

tisk

Mirek Plavec

OBSAH

tisk

-jd-

(Rozhodující zásluhu na úspěchu celé akce mají Pierre Bergeron (David Dunlap Observatory), Kyle Cudworth (Yerkes Observatory), Guenther Eichhorn (Smithsonian Astrophysical Observatory), Matt Cheselka (University of Arizona), Arnold Klemola (Lick Observatory) a Neill Reid (Caltech)).

Stručná bude hlavně proto, že na mě vlezla jakási choroba. Asi jsem chytil chřipku od Mirka Plavce, jak jsme spolu debatovali, před o po zemětřesení, o tom, jestli se v Plejádách vyskytují bílí trpaslíci. Viděl bych to tak, že záludné choroboplodné něco se na cestu elektronickou poštou vetřelo do společnosti michelangelů a helloweenů, a na konci drátů se zase proměnilo zpátky na obyčejný virus.

K debatě a rozsáhlé pátrací akci mě vyprovokovala jediná věta v Mirkově posledním článku o otevřených hvězdokupách: "Plejády nemají ani jednoho červeného obra, nejsou na to dost staré (ani dost hmotné)". To se jaksi nesrovnávalo s mým světovým názorem. Myslel jsem si totiž, že nepřítomnost červených obrů v kupě je jenom přechodnou záležitostí, že v minulostí už Plejády takové hvězdy měly a že po nich zbyli bílí trpaslíci. O tech ostatně kdysi psal Zdeněk Mikulášek (viz antikvariátní BT č. 36). Rozhodil jsem proto počítačové sítě a pokusil se zjistit, jestli v nekrásnější zimní hvězdokupě bílí trpaslíci jsou a nebo ne. Výsledek vám zlomyslně prozradím předem. V Plejádách mé trvalé bydliště pouze jeden jediný, označované LB 1497. Je to hvězda šestnácté velikosti, která leží asi 1.4° severovýchodně od středu hvězdokupy. Nejpřesnější polohu (s chybou "několika vteřin") uvádějí Zuckerman a Becklin (1987) - v ekvinokciu 2000.0 má trpaslík rektascenzi 3h 52m 11.4s a deklinaci +24° 55' 51".

Je zajímavé, že bílý trpaslík BT 1497 je známý už více než třicet let. Objevil jej Luyten v roce 1960, když se na fotografických deskách ze slavné palomarské Schmidtovy komory díval po slabých modrých hvězdách, které by sdílely pohyb Plejád prostorem (Luyten & Herbig 1960). Měření nebyla zrovna nejpřesnější, protože časové rozpětí mezi jednotlivými expozicemi (celkem použil 14 desek) nebylo velké, ale vlastní pohyb trpaslíka (+0,034"/rok v rektascenzi a --0,049"/rok v deklinaci) členství v kupě přinejmenším nevylučoval. Protože není nad názornost, vynesl jsem trpaslíka (prázdný kroužek) podle těch Luytenových údajů do moderního diagramu vlastních pohybů hvězd v Plejádách a okolí (viz. Obr.), nakresleného na základě dat z katalogu PPM. Jak vidět, octil se nedaleko shluku bodů, které představují fyzické členy kupy. Odpověď na otázku, jestli ke kupě patří také on, je však složitá. Předně není docela fér srovnávat tak slabou hvězdu s hvězdami katalogu PPM, z nichž nejslabší mívají kolem devítky. Dá se totiž čekat, že slabé hvězdy jsou k nám v průměru blíž, než ty jasnější a rozptyl jejich vlastních pohybů je pak nutně větší. Dál je tady potíž v tom, že Luyten neuvádí chybu měření. Pokud vezmeme jeho hodnotu za bernou minci, pak můžeme z rychlosti úhlového pohybu LB 1497 vůči Plejádám a jeho úhlové rychlosti od středu kupy určit, jakou minimální hmotnost by hvězdokupa musela mít, aby se trpaslík od ní vzdaloval rychlostí menší, než rychlostí únikovou. Vychází značně nepravděpodobných 160 000 hmotností slunečních. Když to shrnu, Luytenova měření sama o sobě nejsou nijak přesvědčivá. Příslušnost bílého trpaslíka k Plejádám však pouději potvrdil Burt Jones, který na Lickově hvězdárně měřil relativní vlastní pohyb slabých hvězd vůči nepochybným členům kupy (jakými jsou třebas Alcyone nebo Merope). Konkrétně pro LB 1497 mu vyšlo sympatických - /0,0024+/-0,0064)"/rok v rektascenzi a --(0,0014+/-0,0063)"/rok v deklinaci.

K obrázku: Diagram vlastních pohybů pro hvězdy v Plejádách a okolí vybrané z katalogu PPM. Každá tečka představuje jednu hvězdu, prázdný kroužek bílého trpaslíka LB 1497 (původní Luytenova data). Počátek souřadnic je vyznačen čárkami na okrajích grafu, měřítko odpovídá vlastnímu pohybu 0,020"/rok.

Právoplatné členství bílého trpaslíka je navíc v souladu jak s jeho pozorovanými vlastnostmi, tak s teoretickými závislostmi pro tento druh hvězd. Krásně je to vidět na grafu poloměr -- hmotnost (viz následující strana). První experimentální křivku (3) nám dává hodnota gravitačního červeného posuvu. (+84+/-9 km.s^-1), odvozená z polohy absorpčních čar vodíku Gary Wegnerem a jeho kolegy (Wegner et al. 1991) za předpokladu, že LB 1497 má stejnou radiální rychlost, jako členové Plejád (tedy +7,6+/-2,3 km.s^-1). Druhou závislost (2) poskytuje hodnota gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy, určená skupinou Pierre Bergerona (Bergeron et al. 1992) porovnáním profilu spektrálních čar vodíku a modelů hvězdných atmosfér. Logaritmus zrychlení (vyjádřeného v cm.s^-2 - jsme v astronomii...) má hodnotu 8.60. Stejní autoři odvodili stejným způsobem i efektivní hodnotu bílého trpaslíka (32920 K s chybou několika set stupňů), což spolu s hvězdnou velikostí v oboru V (16,52 mag), příslušnou bolometrickou korekcí a modulem vzdálenosti m-M Plejád (5,54+/-0,10 mag) umožňuje vypočítat jeho poloměr. Ten vychází 0,074 poloměru slunečního a v našem obrázku představuje třetí závislost určenou z pozorování (1). Je pěkné, že všechny tři experimentální čáry (z nich dvě, 1 a 3, v sobě skrývají předpoklad, že LB 1497 je fyzickám členem Plejád) se protínají v optimisticky malé oblasti. Dovídáme se tak, že tento bílý trpaslík je nadprůměrně hmotné, kolem 1,0 hmotnosti Slunce. To je mimochodem skoro přesně hmotnost Siria B, který má ostatně i podobnou teplotu a spektrum. A jako by harmonie a souladu nebylo ještě dost, souhlasí křivky experimentální s křivkami teoretickými. Čárkovaně je v grafu vyznačena Hamadova a Salpeterova závislost poloměru chladných bílých trpaslíků na jejich hmotnosti pro dvě různá chemická složení (uhlík -- křivka B a hořčík -- C), a jako historická zajímavost také závislost Chandrasekharova (A).

K obrázku: Graf zachycující experimentální a teoretické závislosti poloměru bílého trpaslíka LB 1497 na jeho hmotnosti. Bližší komentář v článku samotném. Nakonec ještě krátkou poznámku o tom, jak bílý trpaslík přišel na svět. Nepochybně se vyloupnul jako jádro z červeného obra, který musel mít na hlavní posloupnosti větší hmotnost než asi 5 hmotností slunečních. Právě tak jsou těžké nejjasnější hvězdy Plejád, které se už odklánějí od hlavní posloupnosti (viz poslední obrázek). Tato hodnota je o něco menší, než se běžně traduje, protože v nových evolučních modelech jsou hvězdy lehčí a starší (Plejády za několik posledních let zestárly ze 60 na rovných 100 milionů let). Bylo by zajímavé vědět, jak těžký ten předchůdce LB 1497 vlastně byl, zpřesnilo by to naše velice chudičké představy o tom, jak hvězdy na stará kolena ztrácejí látku.

Literatura:

Bergeron, P. et al. 1992, Astrophys. J. 394, 228
Jones, B.F. 1973, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 9, 313
Luyten, W.J. & Herbig, G.H. 1960, IAU Circ. NO. 1474
Meynet, G. Et al. 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98, 477
Schaller, G. Et al. 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 96, 269
Wegner, G et. Al 1991, Astrophys. J. 376, 186
Zuckerman, B. & Becklin, E. E. 1987, Astrophys. J. 319, L99

Hanggiho zákon: Čím jsou vaše výzkumy primitivnější, tím více lidí si je přečte a bude s nimi souhlasit.

K obrázku: Obdoba HR diagramu pro Plejády, z nedávné práce nazvané "New dating of galactic open clusters" (Meynet G. Et al. 1993). Dvě křivky v něm jsou izochrony, tedy čáry spojující místa, kde leží (nebo by ležely, kdyby v kupě byly) hvězdy stejného stáří -- jednak pro stáří nula (počátek hlavním posloupnosti), jednak pro odvozený věk Plejád, tedy 100 milionů let (na základě evolučních modelů spočtených Schallerem et al. (1992)). Stáří se dá určit nejlépe z polohy takzvaného "blue turn-off poihnt", tedy nejmodřejšího bodu izochrony (spodní šipka). V Plejádách mu odpovídá hmotnost asi 4.3 hmotnosti sluneční. U otevřených hvězdokup, které jsou podstatně mladší nebo starší, se na izochroně o něco výš objevuje ještě dvojitá zatáčka (první vlevo), jejíž začátek je totožný s tím, čemu se říká "red turn-off point". Tento detail je k datování kupy ještě vhodnější, u Plejád je však velice nevýrazný (horní šipka, hmotnost asi 4.8 Sluncí).

OBSAH

tisk

Leoš Ondra

Určitě to znáte: někdy se vám dostane do rukou věc, která vás potěší a spraví vám náladu, takže po celý zbytek dne nestačíte hýřit optimismem a radostí. Nevím, jak u vás, ale u mě to bývá většinou kniha a občas i nějaký ten kompaktní disk. Naposledy se to stalo u učebnice Mechanika pro gymnázia, kterou vřele doporučuji všem, co by snad chtěli studovat fyziku, poslední CD Hudby Praha Maelström a nejčerstvější přírůstek knihovny APO -- Henry C King The History Of The Telescope. A právě z této skvělé, objevné a obsažné knihy vám všem teď nabízím jednu z kapitol.

Ve srovnání s jejich dovednostmi, při zhotovování a výrobě skla měly staré národy velice omezené znalosti optiky. Zdánlivé zalomení hůlky ponořené ve vodě sice muselo být známo již pračlověku, tento však, podobně jako zbytek lidstva až do 12. Století našeho letopočtu, přisuzoval jako charakteristickou vlastnost všem kapalinám.

Ještě před tím, než se začalo vyrábět sklo, byly drahokamy a především transparentní krystaly upravovány do různých konvexních tvarů, takže ti, kteří je brousili, museli být seznámeni s jejich zvětšovacími či deformačními vlastnostmi. Čočky ze zaručeně přírodního materiálu, které archeologové našli na Krétě a podél poloostrova Malé Asie, pocházejí až z roku 2000 před Kristem. Jsou zhotoveny z velkých průhledných krystalů a mají na sobě stopy, které naznačují, že byly vyleštěny na kamenoryteckém kole. Jestli byly však používány jako ornamenty, předměty náboženských obřadů, či jako pomocné prostředky pro pozorování drobných předmětů, rozhodnout nelze. Křemenné čočky, které objevil Sir John Layerd v ruinách Nimroudu mají opravdový čočkový tvar, ale jejich povrch je zase nekvalitní, takže skla nemohla mít pro pozorování drobných předmětů praktický žádný význam.

Čočky, o kterých se zmiňují staří Řekové, mívají většinou spíše kulový, než čočkovitý tvar. Kupříkladu ta, o níž referuje v roce 424 před Kristem Aristofanés, byla pouhou koulí, která se plnila vodou. Stejně jako dutá zrcadla se tyto "vodní koule" používaly většinou jen jako lupy k rozdělávání ohně. Seneca sice poznamenává, že koule, které popisuje Aristofanés, mohou být použity ke čtení písma "jakkoli nejasného a drobného", ale jinak se zpravidla píše spíše o čočkách jako o předmětech schopných rozdělat oheň. V tomto duchu o nich referuje Eucleidus; o Archimédovi se pak říká, že použil veliká zrcadla ke spálení a tedy zneškodnění nepřátelského římského loďstva.

Je zvláštní, že i po výše zmíněné Senecově poznámce uplynulo ještě tolik staletí, než si skláři vzali příklad z těchto "vodních koulí" a začali zhotovovat skleněné čočky stejného či obdobného tvaru. Jako jedno z možných vysvětlení se jeví skutečnost, že "zvětšování" bylo vysvětlováno spíše jako vlastnost dané látky než jako důsledek zakřiveného tvaru. A navíc velká aberace prvních "čoček" tak silně zakrývala jejich zvětšovací schopnosti, že jejich zhotovitelé dlouho dospívali k závěru, že mohou vidět lépe bez nich než s jejich pomocí.

O původu skla víme s určitostí jen málo, a sice, že se poprvé objevilo v Egyptě kolem roku 3500 před n.l., a že se jak první jeho výrobě ve velkém začali věnovat Féničané. Říká se (píše o tom Plinius starší), že si nějací féničtí kupci, kteří se vylodili na břehu řeky Belus, připravovali jídlo, a když nemohli najít vhodné kameny, aby si jimi podepřeli pánve, použili k tomuto účelu hroudy natronu (uhličitanu sodného -- dnešní měkké, tzv. sodnovápenaté (tabulové a lahvové) sklo se vyrábí tavením směsi křemenného písku, uhličitanu sodného a vápence při teplotě asi 1200°C a má složení Na₂O.CaO.6SiO₂), které převáželi v lodním nákladovém prostoru. Natron byl vystaven prudkému ohni, roztavil se do písku ležícího na břehu řeky a kupci mohli místo oběda pozorovat proud neznámé tekuté hmoty. Tak prý tedy bylo objeveno sklo.

Eukleidés (3. Století před n.l.) je první, kdo popisuje refrakci i odraz světla a zmiňuje, že se světlo šíří vždy přímočaře. Ptolemaiovy znalosti byly vcelku omezené a v podstatě jde jen o souhrn poznatků známých již jeho předchůdcům. Alhazen, arabský vědec a spisovatel 10. A 11. Století našeho letopočtu, poprvé v dějinách vědy experimentoval s opticky různými látkami s nadějí, že se mu podaří nalézt použitelnou teorii odrazu a lomu. Správně objasnil zdánlivou změnu tvaru Slunce a Měsíce nízko nad obzorem a poukázal i na nezbytnosti započtení atmosférické refrakce do astronomických pozorování. Byl si samozřejmě vědom i zvětšovacích efektů kulových kusů skla, ovšem nezmiňuje se o jejich možném použití jako pomůcek pro pozorování drobných předmětů. Ve svém spise o optice, který byl roku 1572 přeložen do latiny pod názvem Opticae Thesaurus Alhazeni Aribis, referuje podrobně také o rovinných, sférických a parabolických zrcadlech.

Alhazenův žák Vitello, Polák, který většinu svého života strávil v Itálii, napsal další knihu o optice (titulní list tohoto díla viz obrázek na následující straně; toto vydání pochází z Norinberka, kde vyšlo v roce 1535) a snažil se vypracovat pravidla či zákony pro lom světla. Ukázal, že scintilace hvězd je způsobena pohybem vzduchu a tvrdil, že by se tento efekt stal ještě výraznějším, kdybychom pozorovali hvězdy skrz proudící vodu.

V Oxfordu mezi tím usilovně studoval vlastnosti zrcadel a plankonvexních čoček Vitellův současník Roger Bacon (1210-1294), svého času poslulý to fantiškánský mnich. Bylo mu známo, že se experimenty mohou stát dobrým základem teorie, a tak trávil mnoho času výzkumy v různých oborech. Zavedl v Anglii střelný prach, věnoval se možnosti vzlétnutí strojů těžších než vzduch a zkoumal i čočkové a zrcadlové jevy.

V díle Opus Majus, tak se totiž jmenuje Baconova nejznámější kniha, jsou pasáže, ve kterých se popisují zvětšovací vlastnosti konvexních čoček a kde zmiňuje i jejich možné využití: Je-li písmo knihy či jakýkoli jiný drobný předmět pozorován skrze menší segment sférického skla nebo krystalu, bude se jevit znatelně lepší a větší. Je to v novověku vlastně první zmínka o tom, že čočku je možno použít také jako pomůcku k lepšímu spatření různých drobností a detailů.

Jak asi víte, zvětšovací efekt jednoduché konvexní čočky závisí na její ohniskové vzdálenosti, její vzdálenosti od oka a na kvalitě zraku pozorovatele. O velkém Baconově zájmu o zvětšovací skla svědčí, že se mu podařilo objevit první dva faktory. V Opus Majus píše:

...we can give such figures to transparent bodies, and dispose tme in such order with respect to the eye and the objects, that rays shall be refracted and bent towards any place we please; so that we shall see the object near at hand or at a distance, udner any angle we please. And thus from an incredible distance we may read the smallest letters, and may number the smallest particles of dust and sand, by reason of the greatness of the angle under which we may see them;
... the Sun, Moon, and the stars may be made to descend hither in apearance, and to be visible over the heads of our enemies, and many things of the like sort, which person unacquainted with such trihng would refuse to believe.

V této zatím stále ještě nevědecké a pověrčivé době nás asi moc nepřekvapí, že se tato a podobná tvrzení, společně s pověstmi o mnoha dalších Baconových vědeckých aktivitách, začal podávat velmi zkreslená a nadsazená a že se jejich neustálé opakování záhy stalo předmětem závisti jeho kolegů, což nakonec skončilo tím, že byl Bacon prohlášen za nebezpečného kouzelníka a čaroděje.

Ačkoli Bacon konečně pochopil hlavní význam optických skel a čoček, nemůžeme ho ještě považovat za vynálezce brýlí, tedy brýlí v tom pravém slova smyslu -- brýlí se dvěma čočkami, namontovanými v ručních obroučkách. Jestliže se budeme snažit vysledovat, kdy byly brýle vynalezeny, zjistíme, že většinou jsou v literatuře uváděni dva Italové -- Alexandro della Spina (dominikánský mnich z Pisy) a jeho přítel Salvino d'Armati z Florencie. O Spinovi se podařilo zjistit, že zemřel roku 1313, a na Armatiho náhrobku je často citovaný nápis: Here lies Salvino degli Armato of the Armati of Florence. Investor of Spectacles. God pardon his sins (A.D. 1317).

Další a v podstatě stejný důkaz poskytuje Giordano de Rivalto, mnich u Pisy. V kázání, které podal v roce 1305, se Rivalto zmiňuje, že je tomu právě dvacet let, co byly vynalezeny brýle, a dodává, že měl tu čest osobně oba muže, kteří je vynalezli, spatřit a promluvit s nimi. Jiný rukopis, datovaný rokem 1299 a citovaný W. Molyneuxem v díle Dioptrica Nova (1692), obsahuje tento odkaz: I find myself so pressed by age, that I can neither read nor write without those glasses they call spaclacles, lately invented, to the great advantage of poor old men when their sight grows weak. Pozdjěší rukopis, uložený v knihovně Svaté Kateřiny v Pise, připisuje tento vynález della Spinovi a tvrdí, že se brýle poprvé objevily v Itálii někdy mezi rokem 1285 a koncem třináctého století.

První italští výrobci brýlí měli štěstí v tom, že měli přístup k zavedeným sklářským dílnám okolo Benátek. Jak se výroba konvexních brýlových čoček rozrůstala, dostávaly se zprávy o jejich zázračných účincích do ostatních zemí, až počátkem šestnáctého století, kdy se poprvé objevily také konkávní brýle, byla velká centra zhotovující brýle i v Holandsku a Německu.

Oxfordská tradice Baconových čočkových experimentů trvala velmi dlouho, dokonce až do poloviny 16. Století, kdy se Robert Recorde (takto krásně) odvolává na Baconovy pokusy ve své knize o aplikované geometrii:
...many thynges seme impossible to bee doen, which by arte maie verie well bee wrought. And when thei bee wrought, and the reason thereof not understande, then saie the vulgare people, that those thynges are dooen by Negromancie. And hereof came it that Frier Bacon was accompted so greate a Negromancier, whiche never used that arte (by any coniecture that I can finde) but was in Geometrie, and other Mathemaricall sciences so experte, that he could doe by them suche thynges, as were wonderfull ih the sight of moste people. Grat talke there is of a glasse that he made in Oxforde, in whiche men might se theinges that wer doen in other places, and that was iudged to bee doen by power of evill spirites. But I knowe the reason of it to bee good and natural, and to be wrought by Geometrie (sith perspective is a parte off it) and to stande as well with reason, as to see your face in common glase.

Leonard Digges z Oxfordu, Recordův současník, také profitoval z četby Baconových spisů. Jeho syn Tomáš ve své předmluvě k otcově Pantometrii (1571) píše:
My father by his continual paynfull practises, assisted with demonstrations Mathematicall, was albe, and sundrie times hath, by proportional Glasses duely situate in convenient angles, not onely discovered thing farre off, read letters, nimbered peexes of money with the very coyne and superscirption thereof, část by some of his friends of purpose uppon Downes in the open fields, but also sever myles off declared what hath been doon at thet instante in privace places.

I když je možné, že Digges používal k těmto výjimečným pozorování zrcadlového dalekohledu, přece jen je podstatně pravděpodobnější, že jen kopíroval Bacona a používal před očima pouze jednu konvexní čočku. V celém textu totiž není žádná zmínka o kombinaci dvou čoček, a termín "perspective glasses", který se v textu používá, vyjadřuje většinou také jen jednu čočku či zrcadlo. Je možné, že Digges stejně jako Bacon trpěl mírnou hypermetropií (dalekozrakostí), takže přiložil-li si k oku v jisté vzdálenosti spojnou čočku, mohl spatřit vzdálené objekty silně zvětšené. Navíc se nikdo z jeho současníků nezmiňuje o trubici (dnes bychom samozřejmě řekli tubus) pro držení čoček. Pro pozorování hvězd je dalekohled bez tubusu "postačující", ale během dne by jeho absence umožňovala vstup do obrazu i nežádoucím bočním světelným paprskům, které by výsledný obraz silně rozmazaly.

Leonard Digges však byl obeznámen s primitivním zrcadlovým přístrojem, který sestával patrně ze zrcadla (zrcadel) a několika čoček. Zmiňuje se o tom ve své Pantometrii:
Pomocí konkávních a konvexních zrcadel sférických a parabolických tvarů, nebo pomocí jejich párů, umístěných vzájemně v patřičných úhlech a s použitím dalších průhledných skel, která mohou lámat či spojovat obrazy vytvářené odrazem od zrcadel, může být zobrazena celá větší oblast; dále její libovolná část může být zvětšena tak, že i velmi drobný objekt může být dobře rozpoznán, jako by byl velmi blízko pozorovateli, ačkoli může být od jeho oka i značně vzdálen.

Zde tedy poprvé nacházíme náznaky přístroje, kterému budeme později říkat zrcadlový dalekohled. Poprvé tu také autor téměř prozrazuje, jakým způsobem to zařídit, že uviděl vzdálené předměty zvětšené.

Daleko nejlepší vylíčení účinků konvexních čoček však podává William Bourne, který v roce 1585 napsal na radu Lorda Burghleyho spis o optice. Bourne popisuje použití čoček ke zlepšení jak blízkého, tak i vzdáleného vidění a zmiňuje se o tom, že některé čočky zvané "perspective glasses" mohou být zhotoveny až o velikosti dvacet palců v průměru. Stejně jako menší čočky, kterým se tehdy říkalo "spactacle glasses", mohou zvětšovat vzdálené objekty v závislosti na tom, jaká je jejich vzdálenost od oka a jaká je "mocnost čočky" -- což byla vlastně jakási veličina charakterizující čočku na základě jejího průměru a tloušťky v jejím středu a na okrajích. Bourneho oči byly nepochybně dalekozraké, neboť s rostoucí vzdáleností čočky od oka nabývaly vzdálené předměty, jak sám píše, enormních rozměrů. Měl-li pak oko přesně v ohnisku čočky, nebyl schopen rozlišit vůbec nic, snad jen něco jako rozmazanou vodu. Naopak měl-li oko až za ohniskem, spatřil vzdálený objekt stranově i výškově převrácený.

V tomtéž pojednání Bourne tvrdí, že two glasses will shew the thinge of marvellous largeness, in a manner uncredable to bee beleeved of the common people. So that those things that Mr. Thomas Digges hathe written that his father Leonad hathe done, may be accomplished very well, wthowte any dowbyte of the matter: But hat the greatest impediment ys, that yow can not beholde, and see, but the smaller quantity at a tyme.

Bourne se však věnoval i zrcadlům. Pokryl svá konvexní a konkávní zrcadla odraznou fólií. Konvexní zrcadla ukazovala předměty stále menší a menší, jak postupně zvětšoval jejich zakřivení; konkávní dávala obrazy vzdálených předmětů a mohla být používána jak samostatně, tak v kombinaci s další čočkou.

Ve stejné době, kdy psal Bourne svá pojednání, zveřejnil svou príci i Giambattista Della Porta z Naples. Dílo se jmenovalo Magia Naturalis, vyšlo v roce 1589 a v jeho textu se objevil následující odstavec:
Pomocí vyduté čočky spatříte vzdálené objekty sice malé, ale jasné a ostré; přes vypuklou čočku blízké objekty zvětšené, ovšem neostré. Jestliže však přesně víte, jak je kombinovat, uvidíte jak vzdálené, tak blízké předměty větší než obvykle a vždy velmi zřetelné.

První dojem po přečtení asi bude, že Porta se nějakou náhodou strefil do kombinace, jejímž výsledkem je známý Galileiho dalekohled. Skutečnost je však taková, že Porta je všeobecně nespolehlivým zdrojem, a že v tomto případě se zřejmě snažil zapůsobit na své čtenáře. Už jeho dřívější poznámky týkající se jednotlivých čoček jsou nejasné a mnohdy dokonce nadsazené. Kepler je prý o dvacet později shledal natolik zahalené nejasnostmi, že se mu zdály i neinteligentní až hloupé. Porta si zde evidentně vypůjčil některé myšlenky jiných filosofů: protože byl vice-prezidentem Lynxejské akademie, nebyl to problém -- jeho dům v Naples byl místem, kde se scházelo mnoho tamních vědců.

Většina historiků pokládá ze zeni, kde se dalekohled objevil poprvé, Holandsko a za rok jeho objevu rok 1608. Zde je totiž poprvé zcela jasná a kompletní dokumentace: v roce 1820 se Van Swinden pustil s notnou dávkou elánu do vyhledání dat v oficiálním archívu v Haagu; výsledky jeho práce publikoval G. Moll v roce 1831 v Journal Royal Institution a později je ještě rozšířila celá řada novějších badatelů. Jsou zde však ještě pochybnosti ohledně jména vynálezce, protože stejná myšlenka se zřejmě objevila v několika hlavách současně. Mnoho autorů se i ze drží tradice a připisuje tuto zásluhu nepodmíněné Hansovi Lippersheymu, tajemnému výrobci zrcadel z Middleburku ve státě Zéland. Celý příběh se podává ve více verzích, podle kterých si údajně dvě děti hrály v Lippersheyho obchodě s několika čočkami a přitom zjistily, že když drží dvě z nich v určité pozici, jeví se jim korouhvička nedalekého kostela podstatně větší. Lippershey si to prý jedou vyzkoušel sám pro sebe, a poté usadil obě čočky do trubice. Některé verze tvrdí, že čočky do trubice usadil jeho učeň, další zase, že Lippershey k tomuto uspořádání dospěl úplně sám, jiné, že pouze zopakoval myšlenku jistého optika. Některé verze navíc tvrdí, že jedna čočka byla konvexní a druhá konkávní, jiné, že konvexní byly obě čočky a že obraz tedy byl vzhůru nohama... Což by se dalo uzavřít asi tak, že Lippershey objevil dalekohled a nechtěl ztrácet čas, neboť se ze svého objevu snažil získat finanční prospěch. Nejprve napsal hlavám státu Zéland, a od nich pak obdržel dopis s doporučením k princi Maurici.

Tou dobou bylo totiž Holandsko zaměstnáno divokým bojem za nezávislost proti armádám španělského krále Filipa II. A nikdo se tehdy nemohl o tento nový vynález zajímat více než princ Maurice, patron vědy a hlava belgické armády. Holandská vláda a princ Maurice ihned navrhli, že nový instrument se musí ještě vylepšit: bylo třeba uzpůsobit ho pro pozorování oběma očima, a jeho objektivy se měly ze strategických a kvalitativních důvodů zhotovit z kamenných krystalů; až poté byla holandská vláda ochotna jednat s Lippersheyem, jak vysoká odměna by jej uspokojila.

Zatím však James Metius, rodák z Alkmaaru, poslal vládě petici, ve které píše, že se mu podařilo zhotovit dalekohled stejné síly, jako je Lippersheyho, ale z odlišného materiálu. Napsal, že již proniknul do tajů výroby skla, studoval jevy způsobované čočkami -- že by při troše podpory dokázal zhotovit instrument lepší, než je Lippersheyho. Ovšem vláda, která mezitím pokročila v jednáních s Lippersheym, neměla náladu vyřizovat Metiovu petici s tak malými nadějemi na úspěch. Jen velmi neurčitě slíbila připustit jeho požadavek, pokud by ovšem dokázal ještě podstatně vylepšit celkové provedení dalekohledu. Tuto nabídku Metius zjevně pojal jako odvržení (byl výstřední a žárlivé povahy) a tak se už nikdy nepokusil svůj cíl splnit. Odmítl předvést dalekohled dokonce svým nejbližším přátelům a před svou smrtí zničil veškeré vybavení a nástroje, aby měl jistotu, že jeho následníci tak nemohou získat nějaké podstatně ínformace.

Třetím objevitelem byl Zachariáš Janses, další middleburgský výrobce optiky a zrcadel, jehož syn Hans Jansen si v dětství často hárval s Williamem Boreelem. Boreel se později stal francouzským velvyslancem a v roce 1655 navštívil své rodné město, aby zjistil, kdo vlastně vynalezl dalekohled jako první. Začal pátrat po všech, kdo znali Lippersheyho a Jansena a byli by schopni podat nějaké důkazy. Protože však nešlo o soudní při, bylo mnoho informací takříkajíc "z druhé ruky". Hans Janse tvrdil, že jeho otec vynalezl dalekohled v roce 1590 a s jeho pomocí se díval na Měsíc a hvězdy, zatímco jeho sestra uváděla rok 1611 až 1619. Boreel své šetření uzavřel s tím, že Jansenův teleskop se objevil v roce 1611 a že prvenství zřejmě patří Lippesheymu. Ukázalo se však také, že je velmi pravděpodobné, že Zachariáš Jansen sestrojil první mikroskop, o kterém se Boreel taktéž zmiňuje.

Stejné stanovisko k celému problému pak po dlouhém pátrání zaujal i Christian Huygens. Také holandská vláda se nakonec rozhodla přidělit patent na dalekohled Lippersheymu. Toto rozhodnutí bylo vlastně velmi šťastné, neboť zpráva o novém přístroji se rychle dostala z Holandska před hranice do Německa, Francie a Itálie. Proto se také dalekohledy dostaly na pařížský trh již v roce 1609; na podzim pak belgický cestující nabízel na frankfurtském trhu dalekohled "zvětšující několikrát" jednomu z přátel německého astronoma Simona Mariuse. Do konce roku se dalekohledy dostaly i do Milána, Benátek a do Londýna.

Galileo Galilei si však svůj dalekohled vymyslel sám. Ale o tom až někdy příště, možná ústně na dubnovém Setkání pozorovatelů Amatérské prohlídky oblohy.

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

Somet binar 25×100 -- Na jejím místě je slabá hvězda asi 11.5 -- 12 mag. Víc se o tom nedá říct. Chtělo by to aspoň patnáctku (nebo nějakou starší) dlouhou kolem dvou metrů a s druhým koncem okolo 16 mm, Somet na to evidentně nestačí.

Úvodní šok, který obstaral Tomáš Hudeček, máte za sebou, a proto můžeme přejít rovnou k věci. Začněme odpovědí na to, co že to vlastně Tomáš Hudeček viděl. Byla to planetární mlhovina NGC 2022 v Orionu.

Pro ty, co se na tuto planetárku chtějí podívat, nechť ji hledají dle přiložené mapky a ne Atlasu Coeli. Uvnitř mlhoviny je hvězda 14 mag, což je výzva pro ty, kterří mají dalekohledy velkých rozměrů. Nakonec snad jen obligátní: pozorujte, kreslete a napište.

OBSAH

tisk

Jan Janča

Pro pozorovatele věnující se zkoumání deep-sky objektů čas většinou nehraje žádno významnější roli. Klasické mlhavé skvrnky jsou (až na několik výjimek -- některé se zmiňují v tomto čísle BT) totiž stále stejné, nepodléhají žádným změnám a za pár staletí budou vypadat úplně stejně jako dnes. Oproti nim si zase pozorovatelé proměnných hvězd, Slunce či planet Sluneční soustavy musejí dát na přesném čase dosti záležet: bez hodinek s přesným časem by jejich pozorování nemělo valného smyslu.

Existují však i mezistupně. Tím nejkrásnějším a občas i nejbizarnějším jsou vizuální dvojhvězdy. Už v roce 1803 se Williamu Herschelovi podařilo odhalit, že se s časem mění. My nyní máme v nejbližším desetiletí hned několik šancí přesvědčit se o tom, stejně jako před 190-ti lety William Herschel, na vlastní oči. A co víc, máme přímo jedinečnou možnost zapozorovat si jen tak -- podle kalendáře.

Snad úplně nejbláznivější události se budou odehrávat ve známém, jarním souhvězdí Panny. Nejznámější dvojhvězda Panny - g Virginis -- Porrima (ADS 8630, S 1670) se totiž pomalu a jistě blíží do periastra. Možná jste si již sami všimli, že se nám s každým novým jarem objevuje užší a užší... Periastrem má sice projít až v březnu roku 2008, ale její pohyb se postupně zrychluje, a není tomu již tak daleko, co se nám jako dvojhvězda z těch nejmenších dalekohledů na pár roků úplně vytratí.

Jak asi sami z níže uvedené efemeridy vidíte, Porrima se nám už skutečně dává do pohybu. Je tedy nejvyšší čas začít se na ni několikrát do roka dívat. Jde o ideální šanci, jak si v praxi ověřit rozlišovací schopnost své vlastní kombinace oko-dalekohled. Z kvalitních 10-ti centimetrových čočkových objektivů se Porrima ztratí už v roce 2003! V roce 2005 se pak vytratí i z brněnské patnáctky, a při průchodu složky B periastrem na jaře roku 2008 bude zapotřebí alespoň 40-ti centimetrového refraktoru, aby se ozounkou dvojici podařilo rozlišit. A to se říká kdoví jestli!

Nejblíže k sobě se složky dvojhvězdy dostanou 1. Prosince 2007, kdy bude jejich vzájemná vzdálenost činit pouhých 0.37". A že půjde skutečně o hodně rychlý průlet periastrem, o tom svědčí jak přiložený obrázek, tak fakt, že během července 2007 se poziční úhel složek změní dokonce o 6.2°.

A jelikož se g Virginis dostane do periastra až za necelých 14 let, máme na programu obdobnou událost v souhvězdí Velkého psa letos už koncem března. Přesně v den jarní rovnodennosti zde totiž prochází periastrem první a nejznámější bílý trpaslík -- Sirius B. Nejblíže primární složce této astrometrické dvojhvězdy (ADS 5423) byl letos v lednu, a od tohoto okamžiku se od ní zase vzdaluje a bude se vzdalovat až do roku 2023. Šance na spatření Siria B tedy opět rostou. Já jsem sice tu čest již měl, ale přesto se těším, až opět nastanou časy, kdy se Sírius B bude běžně demonstrovat v naší patnáctce...

T/rok	r/"	q/°	T/rok	r/"	q/°
Porrima -- Wolf, 1949			Sírius -- Boss, 1960
1990	3,03	287,2	1995	3,1	231,3
1995	2,49	279,6	2000	4,6	149,7
2000	1,84	267,2	2005	6,7	111,1
2002	1,53	259,0	2010	8,8	91,4
2004	1,18	246,3	2015	10,3	78,5
2006	0,77	221,2	2020	11,1	68,3
2008	0,38	125,9	2025	11,2	59,0
2010	0,86	44,1
2012	1,35	24,6
Castor -- Muller, 1956			Castor -- Rabe, 1958
1990	3,1	78,6	1990	3,0	73,5
1995	3,5	72,2	1995	3,4	66,7
2000	4,0	67,3	2000	3,8	61,4
2005	4,4	63,3	2005	4,2	57,1
2010	4,8	60,1	2010	4,6	53,5
2015	5,2	57,3	2015	4,9	50,4
2020	5,6	54,9	2020	5,2	47,6
44 Boo -- Heintz, 1963			70 Oph -- Strandt, 1952
1990	1,7	47,2	1990	1,5	223,9
1995	2,0	50,5	1995	2,5	168,1
2000	2,2	53,0	2000	3,8	147,9
2005	2,4	55,1	2005	4,9	137,9
2010	2,3	57,1	2010	5,7	131,2
			2015	6,3	126,1

Další jarní dvojhvězdu najdete v souhvězdí Lva. Jmenuje se Algieba (g Leonis, ADS 7724, S 1424) a patří taktéž mezi notoricky známé skvosty. Ale ne, o Algiebu se bát nemusíte, ta se vám z jarního nebe jen tak neztratí. Právě se totiž blíží do apastra (vzhledem k její periodě 618,56 let jí to ještě chvíli potrvá), které je "naplánováno" na rok 2052; maximální vzdálenosti dvojhvězda dosáhne až roku 2061 -- bude to 4,55". Už dnes však vzdálenost složek činí 4,38", k žádné podstatnější změně již tedy nedojde, a Algieba tak bude vcelku širokou dvojicí jarního nebe ještě něco přes dvě století.

Také na ryze zimní části oblohy máme na nejbližší století jeden skvost jistý. Je jím opět notorická dvojhvězda, tentokráte ze souhvězdí Blíženců -- Castor (a Geminorum, ADS 1675, S 1110), který se od roku 1980 opět rozšiřuje, takže bude postupně dostupný menším a menším dalekohledům. Periastrem prošla složka B kolem roku 1960, takže i přes to, že v přesných elementech dráhy zatím nemáme jasno (uvádím obě efemeridy -- nejprve Mullerovu, pak Rabeho; té pravé se dočkáme už brzo), máme se na co těšit.

Na počátek ledna roku 1995 máme naplánovaný jeden průchod periastrem v souhvězdí Velké medvědice. Je to dvojhvězda s vlastním jménem Alula Australis, známá spíš jako x UMa (ADS 8119, S 1523). O jejím úprku se už asi před rokem zmiňoval Jirka Dušek v BT i v Kozmose (kde také byla publikována její orbita), takže zde se omezíme jen na konstatování, že okamžik minimální vzdálenosti mezi složkami nastal v listopadu roku 1992, kdy byl na rozštípnutí dvojhvězdy zapotřebí refraktor o průměru alespoň 170 mm, a že právě v průběhu tohoto jara by se měly složky od sebe vzdálit tak, aby dvojhvězdu rozlišilo ostré očko ve spojení s brněnskou patnáctkou.

Vydáte-li se letos na výlet na jižní polokouli, máte šanci spatřit známou a Centrauri krátce po průchodu maximální možnou šíří a krátce před průchodem apastrem (tam by se měla složka B dostat v červenci roku 1995). Je někdo z vás tak šílený, že pojede až do Afriky, aby se tam podíval divadelním kukátkem na jednu prachobyčejnou dvojhvězdu?

Pro pozorovatele, kteří si oblíbili první teplo jarních nocí a nemají k dispozici zrovna největší dalekohled, tu máme bonbónek v podobě dvojvhězdy x Bootis (ADS 9413, S 1888). Moc pěkná dvojhvězda v barvě žluté a oranžové je vděčným objektem pro menší dalekohledy. Apastrem prošla v polovině roku 1984, a nyní se velmi pomalu blíží do periastra, kam se ovšem dostane až v roce 2059. A úkol pro vás: Jakým nejmenším dalekohledem se vám ji podaří rozlišit?

Z dalších dvojhvězd, jejichž složky se právě pohybují daleko od sebe, bude patřit na jarní oblohu 44 Bootis (ADS 9494, S 1909). Její zdánlivou dráhu vidíte na obrázku, přesto však i několik čísel: tato dvojhvězda se v současné době postupně rozšiřuje a bude se rozšiřovat až do lokálního maxima v roce 2007, kdy by měla být rozlišitelná už i v Zeissovském 63-mm objektivu. Oproti tomu periastrem dvojhvězda projde v roce 2038 a k jejímu rozlišení bude zapotřebí alespoň 66-cm objektiv.

Známá vizuální dvojhvězda 70 Ophiuchi (ADS 11046, S 2272), jedna z dvojic s nepřesněji určenými elementy, se postupně rozšiřuje a měla by se stát binarovou (či alespoň sometovou) dvojhvězdou. Své menší přístroje na ni můžete začít mířit už od letošního léta. Na obrázku je její orbita (svým tvarem velmi dobře známá), v tabulce ještě několik vzdáleností a pozičních úhlů.

Poslední dvojhvězdou, na které by mohlo být něco zajímavého, je 61 Cygni (ADS 14636, S 2758). V současnosti se pohybuje kolem apastra, a vzhledem k tomu, že vzdálenost jejích složek je rovných 30" (jejich velikosti jsou 5.5 a 6.3 magnitudy), musí být nádherně rozlišitelná v sebemrňavějším triedru. Vyčkáte-li do léta -- kvůli 61 Cygni spěchat nemusíte, má oběžnou dobu 653 let -- můžete se na ni svým "divadelním kukátkem" podívat a pak mi tom napsat. Na vaše zážitky z pozorování podle kalendáře se bude těšit (nejen)

Courtoisovo pravidlo: Kdyby lidé více naslouchali tomu, co říkají, mluvili by méně. Murphyho zákon výzkumu: Podepřete-li svou teorii dostatečným výzkumem, nakonec ji stejně prosadíte.

OBSAH

tisk

Tomáš Rezek

Už někdy v průběhu května letošního roku jsem se častěji než kdy dříve díval na proměnnou V42, která leží v kulové hvězdokupě M5 a již pomocí devíti odhadů jsem získal docela slušnou světelnou křivku.

Povzbuzen tímto úspěchem, pustil jsem se během října do odhadování další, jedné z nejjasnějších proměnných hvězd v kulových hvězdokupách, známé Chérvemontovy proměnné v M2. Ale zatímco na V42 povětšinou stačil Somet binar 25×100, na tuhle hvězdu jsem se musel vyzbrojit větším přístrojem. K dispozici jsem měl 15 cm refraktor a 30 cm Newton, v němž, jak jsem se správně domníval, by měla být vidět i v minimu. Nemusel jsem se tak obávat, že je pro malou jasnost neuvidím.

K obrázku: Kresba M2, vlevo dole i detailu jejího centrálního zjasnění. Byla zhotovena autorem článku pomocí N300/2100, zv. 210× v noci 14. Na 15. Října 1993 (mhv 5.9 mag). Popis viz rubrika Zajímavá pozorování.

První odhad jsem získal 6. Října 1993, a během následujících čtrnácti dnů další tři -- přitom už z těchto čtyř hodnot se vyvinula část klesající křivky. Ke konci měsíce jsem ji nakonec viděl ještě dvakrát, to však bylo na delší dobu všechno, jelikož se vcelku pěkné počasí náhle a na několik týdnů změnilo ve sníh a déšť. Když se ke konci listopadu příroda umoudřila, bylo "aquarium" s M2 už dosti nízko nad přezářeným obzorem, kde, ač jsem se o to několikrát pokoušel, nemělo cenu ani 30 cm Newtonem cokoli hledat. Až konenčně, 4. Prosince, za výjimečných podmínek, jsem získal další bod který potvrdil mé úvahy týkající se světelné křivky.

I když pomocí 7 odhadů nelze stvořit nějaké zázraky, pokusil jsem se o její sestrojení. Vše se sice pohybuje v oblasti úvah, náhoda však napomohla, že mám dva odhady téměř stejné hodnoty, což umožnilo stanovit periodu 35 dní (pro ni byla nakreslena světelná křivka; prázdnými kolečky jsou vyznačeny "nejisté" odhady, kdy rušilo počasí).

Samozřejmě, že budu i nadále pokračovat ve zpřesňování křivky V11, ale až po průchodu Slunce Vodnářem, kdy se M2 objeví na ranní obloze. V souvislosti s ní bych také rád zjistil, jak výrazná jsou její minima. V průběhu letošního roku bych se také rád pokusil o další proměnné v kulových hvězdokupách, jako například v M4 a M80.

Pozorování tohoto typu mě zaujala nejen díky zajímavým polohám (či přímou fyzickou spřízněností) poblíž jasných deep-sky objektů, ale taky protože jde o jedny z nejvzdálenějších hvězd, které ještě můžeme v našem vesmíru a našimi přístroji sledovat. A co je nějakým způsobem extrémní, je přece vždy nejzajímavější.

OBSAH

tisk

Tomáš Havlík

Už jste si někdy prohlíželi měsíční terminátor krátce po první čtvrti? Jestli ano, museli jste si určitě všimnout nápadné skupinky na okraji ještě neosvětleného Moře oblaků, tvořené velkými krátery Albaternius, Ptolemaeus, Alphonsus a Arzachel.

Alphonsus

Je typické kruhové pohoří s průměrem 118 kilometrů a mezi pozorovali je známé útvary, se kterým se setkávají na jeho dně. Co je tam tak zajímavého? Především je to 1160 metrů vysoký osamocený středový vrcholek, který není nijak zvláštní, do chvíle, než si s ním začne pohrávat sluneční svit. Nádherná podívaná nastává zvlášť tehdy, je-li celé dno zalito tmou a vrcholek vyčnívá jako zářivý ostrov. Tak mě napadá, jak úžasný to musí být pohled přímo ze dna kráteru -- na zářivý masiv pyšně se tyčící nad okolní temnou krajinou!

Také při odlišném osvětlení vytváří vrcholek překrásné obrazce. Zvláště pak v době, kdy vrchol vrhá dlouhý špičatý stín, táhnoucí se napříč celého dna. Kráter pak vypadá jako hodiny, stín na vrcholu totiž připomíná hodinovou ručičku.

Největší zajímavostí Alphonse jsou ovšem tmavá hala (v přiložené skice zakreslena jako černé skvrny) okolo některých kráterových jamek. Zvlášť dobře jsou pozorovatelná za úplňku, kdy je zbytek kráteru prakticky nerozpoznatelný. Tyto útvary se staly v selénologii pojmeme, protože díky své spojitosti s jamkami, byly často označovány za příklad měsíčních sopek, což také potvrzovalo dřívější vulkanologickou teorii o původu kráterů. (Do problému těchto skvrn jsem zatím dostatečně nezašťoural, takže mi jejich podstata není známa.)

Když už jsem se o tomhle kráteru rozepsal, nesmím opomenout ani soustavu brázd Rimae Alphonsus, které v něm najdete. Bez zajímavosti není ani fakt, že dne 21. Března 1965 do těcho míst (viz šipka) tvrdě dopadla sonda Ranger 9, která stačila pořídit 5814 snímků měsíční krajiny, z nichž ty poslední umožňovaly rozeznat až 25-ti centimetrové detaily. A na závěr už jenom připomínám, že právě v tomto kráteru viděl ráno 3. Listopadu 1958 N. A. Kozyrev jedno z nejznámějších LTE. Myslím tedy, že u Alfonse stojí za to, občas se na něj kouknout.

OBSAH

tisk

Pavel Gabzdyl

Počasí vypadá hrozivě, neprší, ale má. Už ani počítač nemáme. No, ale velkou návštěvu stejně nečekáme (má však přijít jedna soukromá). Nakonec přišel jeden návštěvník a tak koukáme do oken okolo. Dokonce jsme vytáhli i Alcora a to je co říct. Něco před dvaadvacátou hodinou se začíná oblačnost trhat a od západu jde nádherná obloha. Během 10 minut je mhv 5,8 mag, soukromá návštěva odchází a já začínám kreslit...

Tak, to byl úvodní zápis Tomáše Havlíka (působí jako demonstrátor na hvězdárně v Ostravě-Hrabůvce) z jedné loňské noci, z jehož několika tlustých zásilek jsem vybral následující pozorování.

14./15. Říjen 1993, Newton 300/21000 mhv 5.9 mag
M2, NCG 7089 Aqr -- zv. 210×; fantazie, nádherný pohled (pozn. Kresbu najdete u Tomova článku o proměnné v M2), opravdu rozdíl oproti 15 cm refraktoru, v němž není vidět jediná hvězda (kromě Var 11); tady na první pohled vystupují desítky jasnějších hvězdiček; když je člověk spočítá, tak jich je něco přes 20 kusů (těch jasnějších); z toho ještě čtyři ty úplně nejjasnější (Var 11, ty dvě blízko u sebe na severním a jedna na západním okraji) -- mají tak 13 mag; jinak se M2 skládá ze dvou vrstev, středová je tak hustá, že snad ani není zrnitá a má tvar jak zobrazuje výřez; u jihozápadního okraje středového zjasnění je ještě nějaká zrnitá skupinka bez jasnějších hvězd, která však zaujme; na jižní straně hvězdokupy je přitom výrazně méně hvězd.

26./27. Říjen Newton 300/21000 mhv 4,6 mag
M103, NGC 581 Cas -- zv. 84×; moc pěkná skupina hvězdiček, které vévodí nejjasnější žlutozelený člen u severního okraje (S 131); jsou v ní obsaženy hvězdy různých jasností, v samotné kupě se dá napočítat tak 25 kousků, o dalších se dá pohybovat, zda k M103 patří; nejhustší se zdá v severovýchodním směru od nejjasnější hvězdy; u čtyř nejjasnějších členů jde krásně vidět barva (a -- bíložlutá, b -- bleděmodrá, c -- krvavě červená, d -- žlutozelená); jinak má rozměr asi 7'×5' (co se týče celkové jasnosti, tipoval bych ji na 7,5 mag). Poznámka: Kresba je dost přesná, snažil jsem se.

Co ještě dodat k M103? Bylo o ní napsáno víc než dost (např. dosti známý je problém s její případnou záměnou s NGC 663, která je o dost nápadnější). Neodpustím si ale jednu poznámku. Nejjasnější člen je katalogizovaná vícehvězda -- ADS 1209. Admirál Smyth se v Bedford Catalogue zmiňuje o neat double star u severozápadního okraje kupy, která je tvořena jasnou složkou barvy slámy (7 mag) a slabším šedomodrým průvodcem (9 mag) ve vzdálenosti cca 14". Sky Catalogue pak přidává složku 10.8 magnitudy asi ve dvojnásobné vzdálenosti a stejném pozičním úhlu a dále ještě dvě další, poprvé změřené J. O. Fleckensteinem -- avšak bez uvední hvězdných velikostí. Ve všech případech ale s největší pravděpodobností hvězdy neobíhají kolem společného těžiště.

Již tradičně zajímavé pozorování poslal i Petr Fabián, který momentálně (s brněnským Sometem binarem) působí ve Zvolenu a Prievidzi. Tady je jedno vážící se k článku Mirka Plavce Hvězdokupy zimních večerů, který vyšel v minulém BT a druhé "mírně problematické" z oblasti mezi rohy Býka.

19./20. listopad u 1993 Sb 25×100 mhv 5,5 mag
NGC 2168 Gem -- nápadná, veľkos't je 0,95 z 2 najjasnejších hviezd (tj. 6,5'), v blízkosti ktorej sa nachádza. Na východnom okraji je hviezda 10. Veľkosti. Ináč, pekný podklad nerozlíšených hviezd => musí byť bohatá.

24./25. Září 1993 binar 10×50 mhv 5,5 mag NGC 1746 Tau -- tucet hviezd na ploche 1°, najjasnejšie sú 8. veľkosti. Hmla v dolnej (S, SE) časti. Je tu zjavne vyššia hustota hviezd než v okolí, no všetky zrejme nepatria do kopy; triedrom to nemožno posúdiť. Pozn. Mal som len Atlas Coeli -- NGC 1746: v Uranke sú vo vnútri kopy vyznačené dve dalšie (NGC 1750, 1758).

Ano, když se podíváte do Uranometrie 2000.0 nebo Megastaru, uvidíte, že jsou zde v těsné blízkosti (resp. Se téměř překrývají) tři otevřené hvězdokupy -- NGC 1746, 1750 a 1758. O nich se v New General Catalogue v ekv. 2000.0 uvádějí následující polohy a popisy.

NGC 1746	5h 03,6m	+23°49'	Cl, P
NGC 1750	5h 03,9m	+23°39'	Cl, pL, Ri, C, iF
NGC 1758	5h 04,4m	+23°46'	Cl, pC, stL and S

Hvězdná velikost a úhlový průměr jsou však uvedeny jen u NGC 1746 (42', 6 mag fotograficky). Zkratkovité popisy u jednotlivých objektů přitom znamenají: NGC 1746 -- kupa, chudá na hvězdy, NGC 1750 -- kupa, pěkně velká, bohatá na hvězdy, koncentrovaná, nepravidelného tvaru, NGC 1758 -- kupa, pěkně koncentrovaná, obsahuje jasné i slabé hvězdy. Z těchto a i v jiné literatuře uvedených údajů (viz též reprodukovaný výřez z Wehrenbergova atlasu, který obsahuje hvězdy jasnější 12. Velikosti -- jasná hvězda u spodního okraje je i Tau, vlevo nahoře 103 Tau) se domnívám, že se ve všech třech případe zcela jistě jedná o pozorování téže kupy, resp. Jejích jednotlivých částí. Podle tradice by se potom měla hvězdokupa označovat jako NGC 1746 (i když by se pro ni hodilo i NGC 1758).

V poprázdninovém čísle Trpaslíka (č. 63) psal Tomáš Hudeček o své účasti na International Astronomical Youth Camp, tradiční akci, která se loni uskutečnila na jihu Francie. Teprve před několika dny mi ale dodal svá pozorování. Nebyla špatná a tak jsem z nich vybral popisy tří kulových hvězdokup, z oblastí od nás jen těžko dostupných:

16./17. Srpna 1993 triedr 10×50 mhv 6,1 mag
M69, NGC 6637 Sgr -- kulová hvězdokupa, je vidět celkem dobře; je malá asi 8 mag jasná; hodně blízko hvězdy asi 7,5 mag.
M70, NGC 6781 Sgr -- nic moc, žádná sláva se nekoná; má sice větší průměr, díky němu se ale dost ztrácí.
NGC 6723 Sgr -- hezká, kdyby byla jen o trošku výš, byla by adeptem na M-číslo; asi poloviční průměr jako M4 a asi 8 mag jasná.

Prozradit na Tomáše musím i to, že se mu o pár nocí později (20./21. Srpna) podařilo v triedru spatřit 0,05° nad obzorem d₂ Grusus, která má deklinaci --44°. Trumfl tak Michala Schoříka (viz BT č. 33), který kdysi (avšak z našich zemí) viděl již zmiňovanou NGC 6723 (d=-36,5°), a zapsal se tak na post nejjižnějšího pozorování.

Určitě jste už někdy zažili něco zajímavého, co jste si jen stěží uměli vysvětlit.Teda myslím tím při pozorování. Jednu takovou záhadu mi před několika dny poslal Martin Lehký:

Kutná Hora (Kasárna VÚ 2483, 1. Pluk civilní obrany) 19. Listopadu 1993 18:45 -- 21:40 UT
Večer jsem náhodně pohlédl na oblohu, když jsem šel do "army". Na první pohled nic zajímavého, ale když jsem se pořádně rozhlédl, upoutal mě velmi podivný difúzní objekt v souhvězdí Andromedy. Vypadal jako mohutná stopa po bolidu a zároveň připomínal kometu. Prostě něco mezi tím. Na délku měřil asi 15° a na šířku (v nejtlustším místě) 3 až 4°. Jasnost jsem odhadl na 1 magnitudu. Velmi zajímavé, že? Pozorovací podmínky nebyly nejlepší, bylo napůl zataženo cirry a ty se rychle blížily. Byl jsem velmi zklamán, že objekt zmizí pod mrakem a už ho nikdy neuvidím a nedovím se, co byl zač. Šel jsem tedy naštvaný podívat se na televizi; dal jsem si dvě piva a čekal jsem. Po půlhodince jsem vylezl ven a opravdu, všude samý cirrus, prosvítaly pouze hvězdy jasnější 3. Velikosti, Měsíc a také objekt! Nechtěl jsem tomu pořádně věřit. Byl sice kratší a velmi rozmazaný mraky (více difúzní), ale byl tam. To, že byl rozpatlaný, znamenalo, že je zajisté nad mraky, nad cirry, nad 10 kilometrů vysoko. Nebylo již tedy pochyb, že se jedná o úkaz astronomicko (?) -- kosmounautický (?) a ne meteorologický. Což ještě více podpořilo moji chuť do pozorování a přemohlo sílící spánek. Navíc se kolem 21:00 UT umoudřilo počasí, mraky definitivně ustoupily a mohl jsem nerušeně sledovat objekt až do jeho zmizení. S časem se totiž zmenšoval (rozplýval?, vzdaloval?) a jeho jasnost slábla. Pohyboval se rychlostí něco přes 10° za hodinu směrem na východ.

Bohužel, pravděpodobně se nejednalo o nic mimořádného. Martinovo pozorování kriticky zhodnotil Jeník Hollan, který spočítal, že se během pozorování poloha objektu v prostoru neměnila (na hvězdné obloze však putoval díky otáčení Země). Pravděpodobně se jednalo o silný reflektor.

Jinak vám mohu s potěšením oznámit, že je Martin (a brzo to čeká i Pavla Gabzdyla) už v civilu. Může se tak, spolu s ostatníma hradečákama, o to více věnovat pozorování noční oblohy. No, a když uz jsme u "hradecké" kliky, tady je jedno pozorování od Pepy Kujala:

19. září 1993 db 10×80 mhv 5,0 mag
M16, M17, M18, NGC 6645 -- namířit dalekohled do souhvězdí Střelce je vždy krásná věc. Je to přehlídka hvězdokup, mlhovin a dalších objektů, ale zároveň i trest. Je totiž dosti složité je všechny odhalit a identifikovat. Já jsem namířil dělák do oblasti známé Omegy (M17), kde s ní byly v poli vidět i další čtyři otevřené hvězdokupy -- M16, M18, M25 a NGC 6645.

Je to opravdová podívaná, neboť je dobré počasí. V pravém horním kraji pole mizí M16 (objekt s největším jasem), vpravo od středu jsou pod sebou (zhruba 3°) M17 a M18, u levého dolního okraje M25 (hlouček poměrně jasných hvězd bez mlhavého závoje) a směrem nahoru od ní je bočním viděním vidět NGC 6645 (mlhavý obláček bez centrální kondenzace), M17 a M18 se přitom jeví jako stejně jasné obláčky, přičemž M17 je o polovinu větší. M18 je za to více ke středu zhuštěnější, má větší kondenzaci.

Toť vše. Na závěr už jen zápis Petra Fabiána: Prvá jasná noc, keď nerušil Mesiac, odkedy mám v Prievidzi Somet. Keď som išiel na stanoviště (pri malom jazierku, ale prakticky eště v meste), spadol som do 2-metrovej jamy. Pekny začiatok!

OBSAH

tisk

Jirka Dušek