OBSAH:
Nedávno jsem se byl podívat v Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně a jako
součást prohlídky mě zavedli do sálu pro řízení kosmických letů. Zajímavá
místnost. Tak jak to známe z televizních přenosů z Houstonu: posedávají zde
pánové v bílých košilých, usrkují z hrnků nahnědlou kapalinu, které se
v Americe říká káva, a sledují panely plné obrazovek a obrazovky plné
čísel, tu si něco zapíšou, tu stisknou nějakou klávesu.
Tito pánové jsou "cestovatelé" dnešních dnů. Pomocí neviditelných
provázků rádiových signálů jsou spojeni s několika vesmírnými sondami,
které se toulají mezi planetami, některé již vlastně mezi hvězdami.
Nejstarší z rodiny sond, Pioneer, je ve vesmíru již 25 let. Nejmladší
Ulysses byl vypuštěn v říjnu 1990. Nejprve se zhoupne v gravitačním poli
Jupitera a pak se vydá ke Slunci. Sonda Galileo se po několika obězích, při
nichž se dvakrát znovu přiblíží k Zemi, vydá k Jupiteru a jeho měsícům. Od
září 1990 ohmatává Magellan pomocí svého radaru zahalený povrch Venuše.
Zdalipak si tito pánové u obrazovek uvědomují, jak jsou při své nepatrnosti
mocní? Vždyť malým cvrnknutím provázku mohou změnit chování tělesa několik
světelných hodin daleko! Ale i pro mne je to zvláštní zážitek být
v místnosti, kde se tyto provázky sbíhají. A současně si uvědomuji, že my,
náhodní diváci, jsme zde bráni velmi vážně. Máme tu svou galerii
s pohodlnými křesly a na obrovská plátna na protější zdi nám ochotně
kdykoliv promítnou snímky nebo videozáznamy podle našich přání.
V jiných místnostech téže budovy mají své pracovny počítačoví experti,
kteří mají jeden hlavní úkol: z nesmírné záplavy dat, které sondy z vesmíru
nepřetržitě posílají na Zemi, vylovit něco zajímavého. Proud dat -
z některých sond až několik kilobitů za sekundu - se již mnoho let hromadí
na paměťových discích, aniž by je kdo mohl včas analyzovat. Kdoví, jaké
budoucí objevy jsou tam ukryty. Existuje však už i řešení: metodami
užívanými při vytváření virtuální skutečnosti se data přeměňují na
animované videofilmy, které vytvoří věrnou iluzi, že letíme těsně nad
krajinou vzdálené planety, vyhýbáme se pohoří, noříme se do kráterů, to vše
s proměnlivou rychlostí a výškou, podle toho, jak jsou nastaveny parametry.
Před osmdesáti lety velcí cestovatelé jako Peary, Amundsen či Scott
dobývali Severní a Jižní pól. Byli vedeni stejnou touhou po poznání, s jakou
současní vědci a inženýři konstruují a vysílají sondy do vesmíru. Byli to
však též dobrodruzi - neobešli se bez fyzické zdatnosti, odvahy,
vytrvalosti a pevné vůle. Počítali s náhodou a štěstím. Jejich soupeř byl
sníh, led, vítr a mráz. Odměnou byl osobní prožitek.
Dnešní poznávání planet a jejich měsíců je založeno na spolupráci institucí a velkých týmů
vědců, techniků a programátorů. Na náhodu se nevsází, odměnou je zájem
a potlesk veřejnosti.
Vesmír č. 8, 1991
"Konón, vzdelaný človek, čo preskúmal nebeské hviezdy,
Od doby Messierových, Méchainových a Herschelových objavov uplynuli ďalšie
dve stovky rokov. Na svete sú stovky pozorovateľov, ktorí sa venujú
pozorovaniu deep-sky objektov. To najkrajšie, čo môže obloha týmto
pozorovateľom poskytnúť, sú zrejme galaxie v súhvezdiach Vlasy Bereniky
a Panny. Práve vo Vlasoch Bereniky leží galaktický pól, takže v týchto
častiach oblohy je výskyt galaxií najvyšší (dôsledok medzihviezdnej
absorpcie). No, a tým pravým rajom pre pozorovateľov galaxií je najhustejšia
časť kopy galaxií v Panne, nachádzajúca sa medzi hviezdami Denebola
(b Leo) a Vindemiatrix (e Vir), zachytená na 193. a 194.
liste Uranometrie. 193. list Uranky je naozaj rekordný - v záplave viac než
dvoch stoviek galaxií na ňom vyznačených, je plných 62, ktoré nájdeme aj
v Atlase Coeli. Nuž, a traduje sa, že väčšina galaxií z Bečvářovho atlasu je
za dobrých podmienok viditeľná v Somete 25x100. Toto tvrdenie sa
pokúšam v posledných mesiacoch overiť.
Galaxie nachádzajúce sa medzi hviezdami Denebola a Vindemiatrix určite
mnohí z vás už dávno poznajú. Pre mňa však boli až donedávna neznáme.
Chýbal mi dobrý ďalekohľad. Somet binar však situáciu zmenil. Po marcovom
splne, v čase, keď sa mrazivé zimné noci už definitívne zmenili na
príjemnejšie jarné, pri zotmení sa nízko nad západným obzorom začala
objavovať Venuša a všetkých nás prekvapila kométa McNaught-Russell, ma
vidina týchto galaxií začala magicky priťahovať. Čakal som už len na peknú
noc. Tá prišla onedlho - 3./4. apríla.
V ten večer, po zotmení, som dal do batoha Somet, priložil trieder
a ostatné veci a s trojnožkou v ruke som sa pustil hore kopcom, ku starej
vodárni na kraji lesa, nechávajúc za sebou svetlá mesta...
Po odhade kométy 1993v a prezretí asi tucta galaxií v súhvezdí
Leva, som zamieril Somet na hviezdu 11 Com. Tým som sa ocitol na hornom
okraji 193. listu. Po niekoľkých slabých galaxiách nasledovala prvá lahôdka
- jasná a veľká galaxia M 100, takmer presne kruhová, priemer ktorej som
určil na 5.4'. Podľa NGC 2000.0 je jasnosť galaxie 9.4, priemer
6.9'. To som ešte netušil, že jasných galaxií uvidím tejto noci
(a nasledujúcich) viac než dosť! Jednou z nich bola M 99 - kruhová galaxia
s jadrom, slabšia než M 100, s veľkosťou odhadnutou na 2.6'. Pre
porovnanie údaje z NGC: jasnosť 9.8 mag, priemer 5.4'. No, a potom prišla
galaxia, ktorá svojou veľkosťou všetky tromfla. Ide o objekt v Messierovom
katalógu nesúci číslo 98. Na prvý pohľad som videl len jasné jadro. Pri
trochu pozornejšom pohľade sa javila pretiahlá, veľkosti až 7.5'. Na
Messierov objekt mi však pripadala slabá.
V tom čase som už dospel do stavu, keď som položil mapu na zem
a začal sa hrať na objaviteľa. Pocity z takejto "objavnej cesty" sa
len ťažko popisujú. Blúdil som Sometom, no najmä zrakom (hustota galaxií
bola tak vysoká, že v poli ich bolo vždy hneď niekoľko) a každú chvíľu som
narazil na galaxiu. Tak to bolo aj v prípade galaxií M 84 a M 86 a ich
najbližšieho okolia.
Hovorí sa, že okolie týchto dvoch messierovských objektov je tým
miestom na oblohe, kde možno vidieť najväčší počet galaxií v jednom zornom poli
Sometu. Napríklad Jirka Dušek (Kozmos 2, 1993, str.30) sa zmieňuje
o siedmych galaxiách, ktoré sú na ploche (alebo skôr plôške) menšej než
oblúkového stupňa. Ja som z nich videl šesť - dve "šťuky" - M 84,
M 86, od nich značne slabšie NGC 4435 a 4438, ešte slabšiu NGC 4388 (ani tá
však nerobila ťažkosti) a nakoniec už značne slabú NGC 4387. M 86 má bohaté
hmlisté okolie jadra a je aj väčšia, na druhej strane M 84 má zase väčšiu
jasnosť pri porovnávaní najjasnejších častí jadier. Galaxia M 84 je
zaujímavá aj tým, že v pôvodnom Messierovom katalógu pri nej nájdeme aj
aký-taký popis, čo je v tomto katalógu naozaj zriedkavé. Messier
píše: (citujem podľa prekladu prof.Ing. Emila Škrabala, viď Astro
9, 1990, str.28) Mlhovina bez hvězd, v Panně, střed je poněkud jasnější,
obklopený lehkou mlhovinou; svou jasností a svým vzhledem připomíná č. 59
a 60 tohoto katalogu.
Najvýchodnejšími zo spomínanej šestice galaxií sú dva objekty Dreyerovho
katalógu, označené číslami 4438 a 4435. Ide o dve blízke galaxie, ležiace
len pár minút južne od hranice Com/Vir. Ich elipsy sa v Uranometrii
navzájom dotýkajú a pri prvom nepozornom pohľade možno uvidíte len jeden
obláčik. Týmto dvom galaxiám by som chcel venovať samostatný (dúfam, že nie
prehnane dlhý) odstavec. Stalo sa totiž toto:
Na poslednom Stretnutí pozorovateľov (teraz už vlastne členov) APO
som bol, podobne ako iní, očarený famóznym MegaStarom. Jeho možnosti som
vyskúšal prvýkrát práve na oblasti oblohy obsahujúcej tieto galaxie. Zistil
som tak, že NGC 4438 je značne pretiahlá, väčšia a jasnejšia než jej
susedka. To isté potvrdili aj reprodukcie fotografií v rôznej literatúre
a údaje v katalógoch. Ja som si však pamätal (a neskôr to overil pohľadom
do denníka), že 4435-ka sa mi javila jasnejšia, trochu väčšia a tiež
s väčšími náznakmi difúzneho okolia. Na fotografiách to bolo presne naopak:
NGC 4438 pekná pretiahlá galaxia, svojou veľkosťou asi 3x
prevyšujúca 4435-ku. Veľa hovoria aj údaje z NGC: NGC 4435, 3.0', 10.9
mag; NGC 4438, 9.3', 10.1 mag.
Čo teraz? Je moje pozorovanie chybné alebo je pes zakopaný niekde inde?
Vysvetlenie načrtla jedna kresba v knihe R. Clarka Visual Astronomy of the
Deep Sky. (jej recenziu od J. Duška nájdete v BT č.64, str. 6)
Kresba bola robená prístrojom značne väčším než je Somet binar (8''
Cassegrain, f/11.5, 115x), ale aj tak veľa povedala o vzhľade týchto
galaxií v menšom ďalekohľade. Čo som zistil z tejto kresby? NGC 4435 bola
bez diskusie jasnejšia, jej južná susedka bola len nepatrne väčšia,
a pokiaľ ide o nejaký náznak difúzneho okolia, možno o ňom hovoriť skôr
u 4435-ky než u 4438-ky. Ďalšie dôležité údaje som našiel v inej, nemenej
skvelej knihe, ktorá bola k prezretiu na Stretnutí. Ide o Observing
Handbook and Catalogue of Deep Sky Objects od B. Skiffa a Ch. B. Luginbuhla.(Cambridge University Press, 1990, recenzia v deep Sky, 32 (autumn 1990), str.42)
Medzi popismi 2050 objektov (radených podľa súhvezdí) a v katalógu 2828
objektov boli aj údaje o dotyčných galaxiách. No, a údajom, ktorý ma najviac
zaujal, bola ich plošná jasnosť (surface brightness):
Povrchová jasnosť je udaná v magnitúdach na štvorcovú oblúkovú minútu.
Vidno, že u NGC 4435 je značne vyššia než u NGC 4438 (potvrdzuje to aj
R. Clark - ním uvádzané hodnoty sú 20.7, resp. 21.6, v jednotkách magnitúda na
štvorcovú oblúkovú sekundu). Je teda jasné, že samotný údaj o pozorovanej
jasnosti ešte neposkytuje dostatočnú predstavu o nápadnosti objektu. Aby to
však nebolo také jednoduché, pripájam ešte dve pozorovania. Prvé je od Leoša
Ondry, (Astro, 1/2 1989, str. 27) ktorý spomínanú dvojicu videl
v Somete takto: NGC 4438 a 4435 - první z nich je po rozkoukání dobře
patrná, výraznější než předchozí (tj. NGC 4388), bezpochyby protáhlá,
zjasnění ne zcela ve středu; blízko ní další galaxie (NGC 4435), podstatně
menší - nejdřív jsem si myslel, že je to hvězda - prakticky stelární, mírně
mlhavá hvězda.
Druhé je moje vlastné: V noci 29./30. apríla som sa na ne pozrel znovu.
Mhv bolo rovnaké ako pri prvom pozorovaní (5.8 mag), podmienky však boli
o niečo lepšie, pretože sa mi neorosovali okuláre. Galaxie sa mi tentoraz
javili zhruba rovnako veľké a jasné, NGC 4438 mala stelárne jadro.
Čo k tomu dodať? Snáď len to, že galaxie sú veľmi "citlivé" na
zmeny pozorovacích podmienok a prinajmenšom z tohto hľadiska to nie sú až
také nezaujímavé objekty, ako by sa niekomu mohlo zdať (mám na mysli
pozorovanie v malých ďalekohľadoch).
Vráťme sa však naspäť k otázke najväčšieho počtu galaxií
pozorovateľných naraz v zornom poli Sometu 25x100. Ak si vezmete
kružidlo, zapichnete ho do mapy asi tak 5' východne od galaxie M 87
a urobíte kružnicu o priemere 3.6o (čo je priemer zorného poľa Somet
binaru), nájdete v jej vnútri 23 galaxií vyznačených v Atlase Coeli.
Z tohto počtu boli pozorovania troch galaxií negatívne, tri pozorovania
boli sporné, no videl som zas jednu galaxiu, ktorá nie je v AC, takže výsledkom
bolo prinajmenšom 18 galaxií viditeľných v 1 zornom poli
Sometu. (Teda 17 poz. + NGC 4387, tri neisté.) To je však
samozrejme len teoretická hodnota, v skutočnosti som galaxie vo väčších
vzdialenostiach od stredu zorného poľa nevidel.
Galaxie 193. a 194. listu Uranky som si prezeral počas 3 nocí. Pri
ich počte si bolo z čoho vyberať. Mnohé z nich boli pretiahnuté, s väčšou
či menšou excentricitou. Zistenie tvaru a vôbec aj samotné zjavenie sa
slabučkej galaxie, po niekoľkých sekundách upreného bočného pohľadu, a to
mnohokrát opakované, až kým som nezískal istotu že to, čo si myslím, že
vidím, naozaj vidím, to boli vyčerpávajúce výkony. Odmenou však boli
niektoré pekné kúsky.
NGC 4377, Com: "Galaxia pekného tvaru, žiaľ veľmi
slabá. Je pretiahlá v pomere 3:1 (prípadne 2.5:1). Natoľko slabá, že ju
potom nemôžem opäť vidieť. Nestrácam však čas, lebo som si bol absolútne
istý."
Sú galaxie, ktoré sú jasné a malé, a naopak iné sú slabé, ale
značne veľké. Jednou z nich je NGC 4535. Neodpustím si ešte jeden citát
z denníka: "Jasnešia slabá galaxia. Na svoju slabosť je až neuveriteľne
veľká. Chvíľami sa mi zdá, že je to až 0.7 zo vzdialenosti 2 hviezd nad ňou
(urobil som hrubý náčrtok, pozn.). No prinajmenšom 0.35. Tých 0.7 však
vidím častejšie, nie len 1 krát. Len nepatrné zjasnenie v strede, veľmi
neostré hranice." Tých 7 desatín predstavuje presne 7'.
Zo zaujímavých galaxií 193. listu Uranometrie, spomeniem ešte
niektoré: Jasnosťou všetky predčila M 49 - extrémne jasná galaxia,
pretiahlá v pomere 2:1. NGC 2000.0 udáva hodnotu 8.4 mag. Zaujímavá bola trebás
NGC 4526, rozmerov 0.5'x2.1', ležiaca uprostred 2 hviezd 7.
veľkosti. Pekná bola i NGC 4216 s jadrom veľkosti 0.5', ktoré vynikalo
v elipse dĺžky 4.5'. Nuž a pekné boli samozrejme všetky Messierovské
galaxie. Bolo ich tu neuveriteľne veľa: M 49, M 84, M 86, M 87, M 88, M 89,
M 91, M 98, M 99, M 100 a na susednom 194. liste ešte M 58, M 59, M 60
a M 90!!!
Na záver by som chcel urobiť malú bilanciu. Zo 62 galaxií Atlasu
Coeli, ktoré sa na 193. liste Uranometrie nachádzajú (ide o viac než 5%
z celkového počtu galaxií obsiahnutých v AC) som pozoroval 60. Z tohto
počtu bolo 38 pozorovaní pozitívnych, 17 negatívnych a pri 3 pozorovaniach
som to nevedel posúdiť. Na záver malá dedukcia: Pán Messier musel byť veľmi nešťastný
človek! Prečo? Pretože nemal Somet binar!
V titulku článku je reprodukována kresba souhvězdí Panny z díla Leopolda
d'Autricho z roku 1489, které se ve francouzštině nazývá Compilation
astronomique.
Tak je to tady. Po několikaměsíčním snažení se do Brna dostala CCD
kamera ST-4, kterou nám zapůjčila Ondřejovská observatoř. Zato patří
dík panu doktorovi René Hudcovi, který nám při půjčce vyšel maximálně vstříc.
Jeho počáteční podmínka však byla ukrutná. Kameru bylo možno ponechat
v Brně pouze měsíc a ještě k tomu se v té době začala opravovat naše
stařičká střecha, na které se skrývá fotometr, jenž jsme měli v plánu
k pozorování se CCD použít. A jelikož tuto střechu mohl otevřít jen
některý vyvolený pracovník, byly naše začátky velmi obtížné.
Představte si situaci, kdy se vám do rukou dostane zařízení, které
jste už někdy v provozu viděli, ale jen párkrát a už hodně dávno,
a máte měsíc na to, aby se z něj dostala ta nejcennější data, která
mohla případně pobyt tohoto zařízení prodloužit. Tak takhle nějak to
vypadalo v Brně.
Přípravné práce se odehrávaly v hvězdárenské klubovně, kde se většina
potenciálních pozorovatelů vyskytuje, a to na mé fotografii
z občanského průkazu. Po té co se kameru povedlo přinutit k tomu, aby
vůbec něco zobrazovala, se s nemalým nadšení začalo snímkovat vše co
šlo. Od cigarety po fotografii Pavly Musilové. Plni elánu jsme
vyhlíželi na krásně modrou oblohu, která se však (znáte ty
"blbý" zákony, že?) k večeru nemilosrdně pokryla dekou.
Nikdy však nezapomenu na noc, kdy jsme se já, Jirka Dušek a Honza Janča
pustili do snímkování skutečných objektů hvězdného nebe. Samozřejmě se
začalo s deep-sky evergreeny. Hádejte který byl první. Vzhledem
k roční době jím nebylo nic jiného než proslulá kulová
hvězdokupa M 13. Než se však podařilo tento snímek uložit na již
přeplněný hard disk našeho počítače, bylo zapotřebí asi 3 (slovy tři)
hodiny kameru ostřit. Nic totiž není tak jednoduché jak vypadá.
Jelikož jsme ještě nevěděli, že existuje způsob jak zaostřit kameru
během dvou minut, "potili" jsme se s tím asi devadesátkrát déle. Za
tu dobu jsme se dostali do stavu, kdy už nám bylo celkem jedno "co
z toho vyleze", ale už z principu jsme se mučili s ostřením téměř do
jedné do rána. Nakonec se hvězdy staly poměrně kulaté a ostré a my se
tedy pokusili kameru namířit do míst kde se nachází jedna
z "nej" hvězdokup. První pohled na vzniknuvší digitální obraz nám však vzal
poslední zbytek naděje, že s kamerou bude v Brně něco solidního
podnikat.
Jakmile se podařilo kameru přesvědčit, že snímek musí vypadat jako
hvězdokupa jsme se pustili do pořizování tzv. dark frame snímku. Tato
operace vyžaduje jednu věc. Po stejnou dobu jako se exponuje daný
snímek, je potřeba exponovat zcela zakrytý čip kamery. My jsme to
řešili opravdu vědecky. Jiří se vysvlékl z kabátu, kterým se chránil
před přicházejícím chladem, a přehodil jej přes tubus dalekohledu.
Věřte nebo ne na potřetí se to povedlo. Sice jsme touto operací opět
rozostřili nezajištěnou kameru, ale snímek byl tu. Pak už to šlo
(téměř) v pohodě. Vznikl asi 2 MB "pytel" méně či více zdařilých
snímků, z nichž použitelné jsou asi čtyři, kde jsou hvězda FY Aql
a proměnná, kterou objevil před několika lety Leoš. Jinak je hard disk
plný úplně nanicovatých obrázků. Někdo se může sice ohradit tím, že
jsou pěkné, ale to je asi tak všechno. Jinak jsou úplně na nic. Ale my
jsme se na nich naučili, jak s kamerou nakládat, co a jak mačkat
(a kdy), a hlavně co s ní lze pozorovat.
Jestli si někdo z vás bude chtít v budoucnu podobnou hračku opatřit
(není to až takový problém, v dnešní době kamera stojí okolo
dvaceti tisíc korun) neměl by zapomenout na spoustu důležitých věcí, co
jsou ke kameře potřeba. V první řadě je to dobrý dalekohled
s hodinovým strojem, potom tmavá obloha (ale i naše stačí) a pak
počítač s velkým diskem a VGA kartou. Na jiných (horších) grafických
kartách nemá žádný smysl kameru používat. A v poslední řadě to chce
hodně trpělivosti. Je sice možno pořídit krásný snímek galaxie NGC
6205 v Herkulu během tří minut, ale než se podaří jej zpracovat
a nějak solidně uložit, je zapotřebí času mnohem více. Takže kdo by
měl zájem a nebylo mu líto pár korun za cestu a stravu u nás utratit,
ať neváhá a do Brna se vydá. Pokud bude jasno, možná si nějaký snímek
na disketě odnese a ukojí tak své touhy vidět někdy hvězdu slabší 16.
velikosti na snímku pořízeném během několika sekund až minut.
Cyg OB2 No. 12 - O budulínkovi
Nejzářivějšími a nejmasivnějšími hvězdami vesmíru jsou obří veleobři,
občas přezdívaní hyperobři. Hmotností až stokrát, svítivostí až milionkrát
předčí naše Slunce, jsou vidět na ohromné vzdálenosti (třeba S Doradus je
ze vzdálenosti 170 000 světelných let hvězdou 9. velikosti) a mnohdy se
také nečekaně zjasní, či naopak zeslabí (h Carinae měla v minulém
století - 1 magnitudu, r Cassiopeiae v polovině tohoto století na dva
roky poklesla o 1.5 mag). (Hyperobři tedy mají dvě typické vlastnosti:
extrémní svítivost a silný hvězdný vítr.) Na druhou stranu
ale příliš rychle spalují své zásoby vodíku a hlavně hélia (nejzářivější se
stávají po opuštění hlavní posloupnosti) než aby se mohli dožít požehnaného
věku. Zpravidla nepřežijí víc jak několik desítek milionů let. Také proto
jich je jako šafránu. Většinu hvězd Galaxie totiž tvoří chladní, na větší
vzdálenosti nepozorovatelní, červení trpaslíci, jen deset ze sta hvězd je
slunci podobných, méně než jedna z milionu se řadí mezi veleobry (co do
rozměrů a tedy i svítivosti) a ještě méně z nich mezi hyperobry.
V současnosti se rozdělují do tří skupin: (viz James B. Kaler:
Hypergiants, Astronomy 3/94)
I když někteří astronomové tvrdí, že No. 12 není členem asociace
(vysvětlilo by se tak její příliš velké zčervenání a trochu odlišný typ
spektra), většina se přiklání k opaku. Leží tak ve vzdálenosti 1.7 kpc (viz
obrázek) a má absolutní hvězdnou velikost Mv ~ -10 mag, svítivostí
tedy skoro dvoumilionkrát a rozměrově 240x předčí naše Slunce.
Svědčí o tom její spektrum. Nezávislé potvrzení dávají i rádiová pozorování
(je jednou z mála B hvězd detekovaných v tomto oboru spekra), z nichž
také vyplývá velký hvězdný vítr o rychlosti kolem 1 400 kms-1
odnášející 4.10-5 M© za rok. Hmotnost má přitom
"pouhých" 85 hmotností Slunce. Tato hvězda (indikuje to i možná
proměnnost jasnosti a spektra) tedy s největší pravděpodobností je spící
modrou svítivou proměnnou. Na snímcích z kolekce Harvardské
observatoře byly totiž nalezeny změny v jasnosti v rozmezí několika desetin
magnitudy, roku 1940 bylo dokonce zaznamenáno zjasnění o několik desetin, které bylo
následováno menším poklesem pod normální úroveň. Taktéž spektrum se časem
zřejmě měnilo - v tomto století hvězdě různí autoři přiřadili třídy od B3 do B8
(Astron. J., 101 (4), April 1991). A podle Humphreyse se modré
svítivé proměnné projevují fotometrickými a spektroskopickými změnami,
s nepředvídatelnými erupcemi většími jak 3 magnitudy během stovek až tisíců
let, menšími variacemi o 1 až 2 magnitudy během desítek let a ještě menšími
fluktuacemi během měsíců až let. Jejich spektra pak vykazují emisní čáry H,
He I, Fe II a jsou proměnná.
Ač ve vizuálním oboru nejjasnější, (Její bolometrická jasnost ale
rekordní není. Dle Humphreyse (Astr. J suppl., 38, 309 - 350, 1978)
je ve všech oborech spektra nejjasnější HD 93 129A z asociace Tr 14
s -12.0 mag. Tento rozdíl je způsoben tím, že hvězdy sp. třídy O i B září především
v ultrafialovém oboru.) neuvidíte tohoto rekordmana ani bez dalekohledu,
ani v triedru, ba zřejmě ani v Sometu. Má totiž pouhých 11.8 mag. On sám za
to nemůže. (I když se někdy příliš velké zčervenání vysvětluje absorpcí
světla materiálem, který při některém ze vzplanutí vyvrhl do okolí kolem sebe.)
Máme smůlu, že se na něj díváme přes silnou vrstvu mezihvězdného materiálu,
která jej zeslabuje o více než 10 magnitud.
K obrázku: Megastarová mapka, v níž jsou označeny některé členky asociace Cyg OB2,
zachycuje hvězdy do 12.5 mag #12 je náš budulínek, #5 je zákrytovou
dvojhvězdou V 729 Cygni, #9 je s bolometrickou hvězdnou velikostí -11.6 mag
jednou z nejjasnějších hvězd Galaxie, #8 je jasnou čtyřhvězdou, #7 je
jedinou O3 hvězdou známou na severní polokouli. Prostě Cygnus OB2 je
asociací nadmíru zajímavou. A to jsme ještě zamlčeli, že se v jejich
místech nalézá zdroj rentgenova záření.
Kdyby se tato pracho-plynná opona zvedla, objevila by se
hvězda první velikosti (!). Ostatně pomohlo by to i ostatním členům pouze
3 miliony let staré asociace. Hvězdy by pak měly kolem šestky a sedmičky,
druhá nejjasnější by byla #5 (též BD +40o4220), zákrytová
dvojhvězda O7If+O6If jejíž primární složka má 60 M©,
s 2.8 mag.(V 729 Cygni má v GCVS následující hodnoty: amplituda 9.05 až
9.37 mag, perioda 6.598 dne.)
Nyní si představte, že bychom se mohli na našeho budulínka dívat z různých
vzdáleností a samozřejmě bez onoho potemňujícího hávu. Jen o kousek
severněji leží Deneb, a Cygni, hvězda z první dvacítky nejjasnějších
hvězd. Má spektrum A2, jasnost 1.25 mag a leží ve vzdálenosti 500 parseků.
Svítivostí proto nejméně 65 000 tisíckrát předčí Slunce. Kdyby v jeho místě
byla No. 12, byla by druhým Síriem! Uvědomte si přitom, že pravý Sirius je
od nás vzdálen jen 2.7 parseku. Kdyby byl budulínek na jeho místě, měli
bychom dost nepříjemné problémy s nočním pozorováním. Na nebi by nám totiž
zářila hvězda - 13. velikosti. Místo ní bychom ale spíše viděli snad mírně
načervenalou jasnou mlhovinu, s No. 12 pečlivě ukrytou uvnitř.
A opačně? Od Cygnus OB2 No. 12 bychom museli odletět až do vzdálenosti cca
16 kpc, aby se stala hvězdou na pokraji viditelnosti bez dalekohledu. Aby
byla bez mezihvězdné extinkce stejně slabá, jako ji pozorujeme nyní,
museli bychom se odstěhovat až někam za Magellanova oblaka, do 230 000
parseků. Dokonce i z takové M 31 by byla v dosahu naší dvacítky (teda
kdybychom na své putování vzali i hvězdárnu). Čtrnáctky lze totiž vidět
i v Brně.
K obrázku: Asociace Cyg OB2 (vyznačena kolečkem) leží ve stejném rameni jako Slunce a má i obdobnou vzdálenost od středu Galaxie (při zadaném měřítku vyznačen ve spodní části stránky). Kromě ní je v obrázku od Fenkarta a Bineggeliho (1979) zakreslena poloha asociace Sco 0B1 a hvězdokupy NGC 6242, 6268 (hvězdičky) o nichž se mluvilo v minulém Trpaslíku v článku Hlášení druhého šílence. Ty leží v rameni Sagittarius-Carina. Je přitom zřetelně vidět, že ač jsou na obloze poměrně úhlově blízko k NGC 6231, v prostoru tomu tak není. Ostatní plná kolečka v diagramu představují polohy dalších OB asociací.
Léto budiž pochváleno. Zdá se to sice neuvěřitelné, ale už je to osm let,
co jsem se rozhodl napsat průvodce nebeskou krajinou. Za tu dobu se mnohé
změnilo. Zlatovláska má roztomilou holčičku, která po mamince zdědila
krásu a po obou rodičích touhu po vědění. O neuronech ani akrečních discích
sice zatím neví nic, zkoumá spíš mravence, ale Měsíc už je její kamarád
a když slyší mluvit o hvězdičkách, ukáže na oblohu a tázavě se podívá na
mámu.
Já jsem za tu dobu zjistil, že tam nahoře je zajímavých věcí mnohem, mnohem
víc, než jsem si představoval. Proto jsem původní záměr trošku upravil.
Začínám sice (konečně) psát první kapitoly své životní knihy, ale v té bude
řeč jenom o těch nejnápadnějších objektech hvězdné oblohy, které nejvíc
přispěly k poznání vesmíru (jejich seznam najdete v příloze, pokud Jirka
bude v dobrém rozmaru). Bylo by pěkné, kdyby byla na světě do desátého
výročí APO. Počítám ovšem s tím, že ji sepíšu nejdřív anglicky, protože
mi připadá mnohem jednodušší najít vydavatele ve Spojených státech, než
v českých luzích a hájích. V nejhorším případě sám sebe přeložím.
Přestal jsem se taky dávno bát toho, že jakékoli další psaní o Mizaru,
Čince nebo Mlhovině v Orionu bude jenom nošením příslovečných klacků do
lesa. Zkušenosti z prohledávání knihoven a počítačových sítí spíš ukazují,
že tady platí jiné pořekadlo, v němž je řeč o nedostatečném osvětlení.
Nejnovější ukázkou je M 31. Už kdysi se v Bílém Trpaslíku
psalo o tom, že v této galaxii jsou i amatérskými dalekohledy
k vidění kulové hvězdokupy (sešla se tenkrát i cenná pozorování, i když
s odstupem času nevím, co si o nich mám myslet).
Hledací mapka pro ty nejnápadnější pocházela ze Sky & Telescope
(November 1979, str. 490). Další podrobné informace o kulovkách
v jednatřicítce můžete najít v článku Davida Higginse (Deep Sky #32, Autumn
1990, str. 24), nebo v průvodci Observing Handbook and Catalogue of
Deep-Sky Objects od Luginbuhla a Skiffa.
Nikde se však kupodivu nedočtete o kulovce G 1 alias Mayall II,
která má 13.74 magnitudy (V) a je nejsvítivějším objektem tohoto typu
v celé Místní skupině galaxií! Dozvěděl jsem se o ní před pár týdny,
z docela čerstvé práce Integrated BVR Photometry Of Halo Globular
Clusters In M31 (L. G. Reed et al., Astron. J. 107, 555, 1994).
Důvodem, proč je deep-sky prameny opomíjená, by mohla být její velká úhlová
vzdálenost od středu mateřské galaxie, asi 2.5o. To však není na
závadu, naopak - není nutné ji lovit na jasném pozadí disku M 31 a navíc
není zeslabená prachem, který se tam hojně vyskytuje. Prach v naší Galaxii
má na svědomí extinkci 0,33 mag, takže pro vzdálenost M 31 rovnou 725
kiloparsekům vychází absolutní hvězdná velikost G 1 asi -10.9 magnitudy.
Pro srovnání, Omega Centauri má -10,1 mag. Za domácí úlohu jsem si
spočítal a nakreslil rozložení našich domácích kulových hvězdokup při
pohledu z M 31. Ukázalo se, že pro extragalaktické apače je nejsnadnějším
objektem kulovka NGC 2419 v rysu (14.7 mag), pokud však o ní vůbec vědí -
je totiž vidět celých 7o od středu Galaxie! Omega Centauri, ač
formálně svítivější, je pro ně obtížným objektem, protože je příliš blízko
jasného středu a její světlo navíc musí projít zaprášeným galaktickým diskem.
Kulovou hvězdokupu G 1 objevili před čtyřiceti Mayall a Eggen
(Publ. Astron. Soc. Pacific 65, 24, 1953) a později se dočkala
velkého zájmu astronomů. Mezi několika
desítkami prací, které se o ní zmiňují, najdeme také jednu, jejímž autorem
je profesor Vetešník z Masarykovy univerzity (Bull. Astron. Inst. Czech.
13, 180, 1962). Přesná poloha kulové kupy, která koluje v literatuře, je
výsledkem jeho měření. Přepočítáno na epochu J2000.0 je to 0h32m46.9s, +39o 34' 41.6''. Podle těchto souřadnic
jsem G 1 zakreslil do Uranky, podrobnější mapka pochází z Megastaru (hvězda
uvnitř hvězdokupy je kulovka samotná).
Kulová kupa byla v 80. letech studována pomocí kanadsko-francouzského 3.6 m dalekohledu (CFHT) na Havaji, který je proslulý vynikajícím rozlišením. V roce 1984 ji tady portrétovali Van den Bergh a Pritchet (Publ. Astron. Soc. Pacific 96, 804, 1984). CCD snímky ukázaly, že hvězdokupa je výrazně zploštělá (poměr malé a velké osy 0.8). Úhlová velikost je závislá na přesné definici, pokud ale máte na mysli poloměr oblasti, jejíž jasnost je polovinou celkové jasnosti kupy, pak podle těchto autorů vychází asi 1''. Rozlišení nejjasnějších kulových hvězdokup v galaxii M 31 bylo jedním z hlavních cílů Hubbleova kosmického dalekohledu. Minimální neklid vzduchu na vrcholu Mauna Kea to však umožnil ještě předtím ze Země. Obrázek na začátku tohoto článku není ničím jiným než HR diagramem hvězdokupy G 1, jak jej na základě snímků z CFHT sestrojil J. N. Heasley se svými kolegy (Astron. J. 96 1312, 1987). Od běžných diagramů se liší tím, že na svislé ose jsou magnitudy v oboru I a místo klasického barevného indexu je uveden V-I. To kvůli tomu, že měřené hvězdy jsou na rozhraní viditelné a infračervené části spektra přece jen mnohem jasnější než v modré barvě odpovídající filtru B. I tak je na grafu vidět jenom horní část větve obrů, a to zhruba ve stejných místech, jako u galaktické kulové hvězdokupy 47 Tucanae (NGC 104). Podle posledních zpráv od Carla Grillmaira z Lickovy observatoře však na nedávném setkání Americké astronomické společnosti v Minneapolis předváděl Ed Ajhar (Kitt Peak) poster s HR diagramy kulovek v M 31, na nichž byly k vidění i horizontální větve. To už je ovšem práce opravené kamery na HST.
O prvním prázdninovém víkendu se již po osmnácté uskutečnil Stelární
seminář, letos překřtěný na konferenci, českých a slovenských
astronomických pracovišť. Jako částečný zaměstnanec brněnské hvězdárny jsem
se jej také zúčastnil a zde jsou mé dojmy:
Na první pohled dost nabitý program, který se však díky neúčasti některých
klíčových osobností proměnil na volný, čímž zbylo dost času na prohlídku
pěkné Opavy i mladičké Slezské univerzity, byl rozdělen do pěti půldenních
bloků. V sobotu dopoledne proběhly pro mne těžko srozumitelné přednášky
o černých dírách a akrečních discích, odpoledne se
mluvilo hlavně o symbiotických hvězdách. Tehdy mne především zaujal
příspěvek Augustina Skopala, který (což je výjimečné) ve
své práci používá pozorování amatérů (jinak viz světelná křivka
"nejpomalejší novy" AG Peg sestavená z fotometrických pozorování
jím sesbíraných). V tomto bloku také promluvil Dalibor
Hanžl o proměnné u M 81 a Vojta Šimon o spektroskopických
pozorováních CX Dra. Den zakončil Jiří Grygar
astrofyzikálními novinkami - v podstatě zkrácenou Žní objevů.
V neděli dopoledne se mluvilo o všem možném (fullereny, přesná geometrie
světelných křivek, modelování hvězdných atmosfér), po obědě byl vyhrazen
čas pekuliárním hvězdám - J. Budaj O difúzii a iných fenoménoch v chemicky
pekuliarných hviezdach; M. Zboril Stúdium vertikálnej stratifikácie prvkov
u CP hviezd; J. Žižňovský Spektrum CP dvojhviezdy AR Aurigae; M. Zboril
Spektroskopický a fotometrický výskum HD 34452; V. Štefl Spektroskopie
K-obrů. Závěrečné pondělní ráno se nakonec neslo v duchu ryze observačním
- Petr Hadrava a ondřejovský dvoumetr, Zdeněk Mikulášek a extinkce v Brně
a na Skalnatém plese a Miloš Zejda a B.R.N.O.
Na první pohled byl tedy seminář dost zajímavý. Osobně mi ale připadal
příliš vlažný. Nejsem profesionálním astronomem, ale představoval jsem si
takovouto akci, obzvlášť konanou pod
záštitou Astronomického ústavu, na mnohem vyšší úrovni. Vždyť
většina z přednášek by klidně mohla být odvykládána na akcích mnohem
"nižší" úrovně - třeba u proměnnářů. Takže buď jsou
u nás amatéři tak vyspělí, že mohou v lecčems konkurovat profesionálům,
nebo na tom nejsou čeští a slovenští profesionálové tak dobře, resp. buď
jsem se nezúčastnil té pravé konference, na které jsou prezentovány
nejzajímavější výsledky získané od té poslední, nebo na většinu z příspěvků
nebylo dost času a ještě ke všemu jsem neobjektivním pozorovatelem.
Vyberte si sami.
O hvězdě, která vybledla
Na nebi jsou známy desítky tisíc hvězd, které mění jasnost. Některé z nich
mění i své zabarvení. Existují ale hvězdy, které mění barvu aniž by zároveň
změnily svou jasnost? Možná ano. Naznačuje to krátká zpráva Johna
Russella Hinda (John Russell Hind (1823 - 95) pracoval nejdříve na
Royal Greenwich Observatory, od roku 1844 vedl soukromou observatoř George
Bishopa v Londýně a od roku 1853 i Nautical Almanac Office. Zajímal se
hlavně o planetky, kterých objevil celkem deset (např. Iris a Floru). Pro
jejich hledání zhotovil ekliptikální mapy obsahující hvězdy do 10.
velikosti. Při jejich přípravě objevil dvě komety, famózní mlhovinu v okolí
T Tauri a množství dalších proměnných hvězd včetně S, T a U Geminorum. Ke
všem pozorováním používal 7-palcový refraktor.) zaslaná roku 1851 anglické
Královské astronomické společnosti:
S jedinou výjimkou, kterou jsou nepotvrzené změny vzhledu Síria, si nejsem
vědom žádného záznamu evidentní změny v barvě stálice. Mohu však doložit
svá vlastní pozorování hvězdy ležící poblíž ekliptiky, které jsem vykonal
během posledních dvou let. 3. září 1848 byla jako "velmi červená" zanesena
do mapy s rektascenzí 5h 34.8m a pólovou vzdáleností
68o 54' pro rok 1800. V jejím sousedství přitom byly i jiné hvězdy
s narudlým zabarvením. Jelikož jsem se opakovaně setkal s červenými
proměnnými hvězdami, často jsem si ji prohlížel, avšak bez povšimnutí
jakýchkoliv změn až do večera 14. listopadu tohoto roku, kdy jsem hvězdu
shledal čistě modrou - rudé zabarvení zcela zmizelo. Asi nejpřesněji by
nyní mohla být popsána jako modrobílá. Nemohu ovšem poskytnout přesnou
polohu hvězdy, ale přibližné místo uvedené výše je dostatečně blízko
skutečné poloze, aby umožnilo pozorování této hvězdy.
K obrázku: Hindova tajemná hvězda leží poblíž M 1, asi 2o východně od z Tauri
a 2o severozápadně od c1 Ori. V její těsné blízkosti najdete
nápadně červenou polopravidelnou proměnnou (6.8 - 9.2 mag) Y Tauri.
Vyznačené srovnávací hvězdy dle AAVSO jsou uvedeny v decimagnitudách.
Pozorování bylo na dalších 130 let zapomenuto, až Brian Warner
z Univerzity v Cape Townu a Christopher Sneden z Texaské univerzity
v Austinu s přesností na jednu úhlovou minutu ztotožnili Hindovu hvězdu
s HD 38 451, uvedenou v Henry Draper katalogu s jasností 9.0 mag ve
vizuálním oboru a spektrálním typem A3, který (stejně jako B - V index)
koresponduje s modrobílým odstínem. Hvězda byla také pod číslem
+21o 981 z BD katalogu (mv = 8.8 mag) uvedena v General Catalogue
of Variable Stars jako podezřelá z proměnnosti v rozsahu 8.9 až 9.3 mag,
což je založeno na fotografických pozorováních z 50. let.
Na jejich žádost bylo následně provedeno několik spektroskopických
prohlídek, (Je-li rotační rychlost hvězdy v, pak pozorovaná složka
je v sin i, kde i je úhel, který svírá rotační osa se zorným paprskem.)
z nichž se HD 38 451 vyklubala jako hvězda A2IV s obálkou, resp.
se závojem (tzv. shell star) tvořeným průhledným plynem, s velkou rychlostí
rotace v sin i 170-200 km s-1.
Tedy druh, který je obzvláště
v případě spektrální třídy A dost vzácný - z přibližně 2000 A hvězd
v Bright Star Catalogue jich je takových jen kolem desítky. Na druhou
stranu to je ale také jeden z mála typů hvězd, které se mohou začervenat.
K obrázku: Část spektra HD 38 451 z oblasti poblíž vodíkové Hg. Je na něm
patrné nápadné rozšíření všech čar způsobené rychlou rotací hvězdy -
profil jedné z čar je naznačen tečkovaně. Ve středu některých jsou pak
zřetelné ostré absorpční čáry způsobené prvky z atmosféry hvězdy (u jednou
ionizováného železa a chromu viz šipka).
Ostatně existuje ještě jedno nezávislé pozorování změn Hindovy hvězdy
z konce minulého století. V Birminghamově a Espinově katalogu červených
hvězd (J. Birmingham, T. E. Espin, 1890, The Red Stars (Cunningham Memoirs, No. 5.), Royal Irish Academy) je u ní uvedeno: 1876 1. ledna: 8.5,
bledě žlutá; 5. února: bledě oranžová; 1879 8. ledna: 8.5,
červená; 11. ledna: 8.7, oranžová; 1888 10. ledna: 9.2, bílá.
Dnes je ovšem HD 38 451 normální hvězdou bez jakýchkoliv změn v zabarvení
- současný rozdíl B - V 0.19 mag je způsoben spíše mezihvězdnou látkou
než plynem v obálce, i v jasnosti - pod 0.02 magnitudy a v rozmezí
jednoho roku. Je ale také jisté že je kolem ní obálka
(obálky?) průledného plynu. Tu by mohla hvězda odvrhnout a expandující,
ochlazující se plyn by pak mohl zkondenzovat do větších částic, které by
způsobily odmodrání, tj. zčervenání, světla hvězdy.
Potíž je ale v tom, že není jisté jak rychle tento děj probíhá - dny,
týdny, měsíce... pozorování Hinda, Birminghama i Espina jsou
nedostačující - a zda přeci jenom není doprovázen změnou jasnosti. Je
totiž známa A7IV hvězda se závojem HR 5900 (V 856 Ori) objevená Bessellem
a Eggem roku 1972, která také mění barvu. Změna B - V indexu o 0.35
v rozmezí asi desíti dní je však u ní doprovázena poklesem jasnosti v oboru
V o 1.1 magnitudy. U HD 38 451 musel být v době, kdy ji roku 1848 pozoroval
Hind, B - V rozdíl kolem jedné magnitudy či spíše ještě větší, a tedy
i pokles jasnosti by měl být analogicky větší.
Je však třeba říci, že ač Hind objevil spoustu proměnných, soustavně je
nepozoroval a všechny měly velkou amplitudu změn jasnosti. Stejně jako
asteroidy byly pouze výsledkem porovnání se záznamy v jeho mapách - v nich
hvězda či "hvězda" buď chyběla nebo přebývala. Tudíž si kolísání
v jasnosti hvězdy všimnout nemusel. Bylo by tedy dobré se na
ni občas podívat. Přistižení HD 38 451 při
začervenání by totiž mohlo poodhalit její tajemství. Kdy se tak stane ale
nikdo neví. Třeba už zítra, nebo za týden, měsíc, rok či až v příštím
století...
Amatérská astronomie ve Spojených státech
Nejdříve bych vám chtěl říci, že v mém článku o astronomických
dalekohledech zařádil tiskařský šotek. V BT je napsáno na 13. a 14. řádku
o SCT 11 in, který je lehký a je možno jej vést jako příruční zavazadlo
třebas do Austrálie. To slovo lehký se vztahovalo na 5 in Celestron, nově
vyráběný, s kterým se Mirek Plavec vydal v letadle na cestu k jihu na
Virgin Islands, jak skvěle popisuje ve svém článku. Ten řádek o 5 in SCT
Celestron tedy nějak vypadl. S jedenáctipalcovým jsem totiž trochu více
obeznámen, neboť jsem měl na něj převeliký zálusk a téměř jsem ho koupil.
Ale zjistil jsem, že je tak těžký, že ho jen tak tak zvedne jeden
chlap-atlet nebo dva ženatí. Proto jej není možné vzít jako příruční
zavazadlo do letadla. Důvodem tedy byla únosnost, ne finanční, ale váhová, že
jsem šel jako ženatý chlap s požadavky dolů a koupil jsem únosného Meada
10 in.
II. Okuláry pro astronomické dalekohledy (Průměry okulárů jsou
uváděny v anglických palcích = inch = in = '' = 2.54 cm.
Ohniskové vzdálenosti jsou vždy v milimetrech. Pokud jsou uvedeny ceny,
jsou v amerických dolarech. SCT = Schmidt-Cassegrain Telescope.)
Podle průměru jsou vyráběny tři druhy okulárů. Nejmenší 0.965'' je používán
pro Celestron 90 mm, Maksutov nebo Meade 4'' SCT. Nejrozšířenějším typem je
1.25'', který byl používán na SCT 5'' až 14''. 16'' Meade Newton f4.5 měl
rovněž zaostřovací zařízení na okuláry 1.25''. V posledních několika letech
se na SCT 10'' a větším průměru užívají 2''.
Okuláry našeho mládí, doby poválečné, se zde v prodeji téměř nevyskytují.
Myslím tím Huygense a Ramsdena. To slovo téměř znamená nabídku
"achromatického" Huygense ohniskové vzdálenosti 40 mm. Co je
myšleno pod názvem achromatický se mně nepodařilo zjistit. V knize
Telescope Optics Ruttena a Venrooije je uvedeno, že očnice má poloviční
vzdálenost vzdálenější čočky v novém typu Huygense.
Zdejší trh ovládly achromatické okuláry. Typ Hastingsův a Steinheilův
mající malé zorné pole nejsou pro širší amatérskou veřejnost vyráběny.
Nejjednodušší a též nejlevnější je Kellner - 30 až 40 USD. Tento
tříčočkový okulár je používán na malé a střední zvětšení. Čtyřčočkový
orthoskopický, též Mittenzwey - Abbe, má lepší ostrost než Kellner a je
o 15 dolarů dražší. Je rovněž doporučován pro menší a střední zvětšení.
Čtyřčočkový Plössl, nazývaný symetrický, je pravděpodobně
nejrozšířenějším okulárem. Vyniká ostrostí a zorné pole je větší než
u orthoskopického okuláru. Velmi dobrý kontrast a dokonalá korekce barevné
vady umožňují kratší ohniskové vzdálenosti - je výborný na pozorování
planet, Měsíce a ovšem i deep-sky objektů.
Před druhou světovou válkou byla dávána přednost dvoučočkovým okulárům
z důvodu jejich menší vnitřní odrazivosti. Nové antireflekční povlaky
podstatně snížily odrazivost a tedy několikanásobně zvýšily kontrast.
Započalo se s konstrukcí mnohočočkových okulárů.
Firma Orion dala do prodeje sadu okulárů, které mají pět až sedm členů.
Koupil jsem na malé zvětšení 35 mm a jsem nadšen jeho ostrostí
a kontrastem. Jednalo se o symetrický anastigmat jehož pátý člen je
dvojvypuklá symetrická čočka uprostřed. Vyrábí se v ohniskových
vzdálenostech 7.5 až 35 mm. Okuláry 5 a 3.8 mm jsou sedmičlené, mají totiž
navíc achromatickou rozptylku.
Za zmínku stojí i série lanthanových okulárů, 6 - 8 čočkových. Prvek
vzácných zemin lanthan snižuje aberaci na minimum. Jsou vyráběny
v ohniskové vzdálenosti 2.5 až 30 mm.
Hlavním důvodem stavby mnohočočkových okulárů bylo rozšíření zorného pole.
Šestičlenný Bertele byl jedním z prvních pokusů. Taktéž jednodušší
pětičočkový Erfle má široké zorné pole, které je ovšem dosti zakřivené,
a je proto používán na malé a střední zvětšení. Cenově je dražší
a v prodeji často není vidět. Nové typy mnohočočkových okulárů mají zcela
nové konstrukční uspořádání optické části. Běžně jsou na trh uváděny šesti
až osmičlenné širokoúhlé i ultraširokoúhlé.
Vyjímkou je Nagler. Vynikající optik Al Nagler, pracující pro NASA, si dal
patentovat a uvedl do prodeje své okuláry s neuvěřitelně širokým polem
82o. Starší série 4.8, 7, 9, 11 a 13 mm je sedmičlenná. Pole je
neobyčejně ostré, ale okuláry mají tzv. ledvinový efekt. Nová série Nagler
type 2 je osmičlenná a efekt je značně potlačen. Jsou vyráběny
v ohniskových dálkách 12, 16 a 20 mm. Zatímco 4.8 a 7 mm okuláry mají
průměr 1.25'', 20 mm je určen jen na 2'' zaostřovací zařízení. Všechny
ostatní Naglery mají dvojité průměry 1.25'' a 2.0''. Cena se pohybuje od 150
do 300 USD. Delší ohnisko je dražší. Podle současných zkušeností je
považuji za nejzdařilejší na současném trhu.
Na závěr je třeba se zmínit o dvou okulárových specialitách. Sedmičlený
Orion zoom 7 - 21 mm 1.25'' stojí 170 USD. Celestron dal na trh zoom
6.5 - 18 mm, cena 160 USD.
Druhou specialitou jsou okuláry s neosvětleným, ale častěji s osvětlenými
kříži. Ohnisková vzdálenost se pohybuje mezi 9 - 25 milimetry.
Nejjednodušší je dvojitý kříž, jiné mají jednoduchý kříž se soustřednými
kruhy. Nejdražší jsou s mikrometrickým měřítkem s možností měření úhlů,
vzdáleností dvojhvězd a měření periodických chyb pohybového systému.
Na začátku července jsem navštívil Tomáše Havlíka, Marka Kolasu a Pavla
Gabzdyla a strávil s nimi několik večerů. Jeden, kdy bylo jakž takž pěkně,
jsem se díval 30 cm Newtonem, který mají k dispozici na jedné ze dvou
ostravských hvězdáren. Samozřejmě myslím tím tu soukromou v Hrabůvce, ta
druhá "státní"v Porubě je prý pro pozorovatele nepřístupná...
Tak pěkně, i když nad námi byla čepice kouřových zplodin z Vítkovic a Nové
huti, jsem tedy ještě M 13 neviděl - vypadla přesně tak, jak ji kdysi
nakreslil Lord Rosse - spousta slabých drobných hvězd, s nápadným
ztemněním ve středu (kdysi jsme jeho kresbu otiskli v BT) ve tvaru
firemního znaku Mercedesu. Nebo ten Jupiter, Saturn či Měsíc...
No, nebudeme se už dál rozplývat a hned se vrhneme
na jejich pozorování. Oba ostraváci (Pavel je z Havířova) si v první půli,
inspirováni moji poznámkou o chybějící hvězdě, prohlédli pěknou
vícenásobnou hvězdu s Ori. Na místě pohřešované (v mapce z Megastaru
v níž jsou všechny hvězdy GSC je označena X-kem), stejně jak už si kdysi do deníku zapsal
Leoš Ondra, hvězdu skutečně viděli, avšak dost slabou (Tomáš odhaduje na
13.5 mag, GSC na 12.4 mag). Takže je tedy pravděpodobné, že se Petr Kučera
ze Ždánic tenkrát před lety při kreslení sekl. Nebo se jedná
o nějaký divoký typ proměnné.
Tím ale tuto dvojici vícehvězd S 761 a S 762 ještě
neopustíme. Guide Star Catalougue, jak známo, vznikal scanováním
fotografických desek. Při tom vzniklo dost chyb (někdy jsou v něm
i difrakční kříže u jasných hvězd, jádra jasných galaxií a mnohé další
artefakty) a některé z nich se objevily i v této oblasti. Předně zde není
uvedena u s Ori složka C, která je podle měření (je uvedeno
ve Washington Double Star Catalogue) z roku 1973 s jasností 10.3 mag 11.4''
daleko. Řekněme, že byla jako blízká těsné dvojici AB (0.3'') na
deskách přeexponována. Je ale podivné, že u S 761 je v Megastaru
jasná H (WDS 9.1 mag, GSC 7.9 mag) dvojitá a F bez průvodce, když pozorovatelé i WDS shodně
tvrdí opak. H je sice nejjasnější ale osamocená a na jihozápad od ní leží F
(WDS 9.6 mag) a G (WDS 10.3 mag). Jak je vidět, je třeba i tak skvělý atlas
brát s rezervou a důvěřovat spíš vlastním pozorováním.
K tomuto zátiší bych už jen dodal popisy barev jednotlivých hvězd:
Kromě toho tuzemského mne zaujal popis a hlavně kresba otevřené
hvězdokupy M 6, kterou pořídil Tomáš na naší cestě po Maroku. Pro srovnání
jak moc je pěkná jsem k ní, ve stejném měřítku i orientaci, přidal mapku
z Megastaru v níž jsou vyznačeny všechny hvězdy GSC.
8./9. května 1994 Sb 25x100 mhv 6.1 - 3.0 mag svítá
Tak a to už bude pro dnešek pomalu všechno. Zajímavá pozorování,
i když by tentokrát mohla naplnit celé číslo Trpaslíka, nejsou neomezená.
Takže snad ještě jedno od Tomáše Marušky a Jakuba Halody ze
Štefánikovy hvězdárny (!) v Praze:
14. 5. 1994 Newt. 170/717 mhv 4.9
9./10. července 1994 Meniskus-Cassegrain 370/3300, zenit. hranol, mhv 5.0 mag
Minule jsme si pomocí otevřených a kulových hvězdokup, resp.
prostřednictvím jejich rozložení na hvězdné obloze, ukázali
ramena a halo naší Galaxie.
Dnešní první obrázek - má stejné uspořádání jako obrázky
minulé (Na x-ové ose je rektascenze, rostoucí
směrem doprava, tedy opačně než na obloze, na y-ové ose pak
rovnoměrně roste deklinace (severní pól by byl úsečkou na
horním okraji obrázku)) - ilustruje rozložení planetárních
mlhovin. Již na první pohled je zřejmé, že také planetární
mlhoviny se řadí, podobně jako mladé hvězdy otevřených
hvězdokup, k populaci I.
My ovšem můžeme i na obrázku kresleném v rovníkových
souřadnicích spatřit nejen "stín Mléčné dráhy",
ale můžeme si všimnout rovněž toho, že planetární mlhoviny
výrazně tíhnou k rovině Galaxie, ale také k jejímu
středu - právě proto je "Mléčná dráha" v pravé
části obrázku, tedy v oblasti letních souhvězdí, o poznání
silnější. Celý tento jev by byl ještě nápadnější, kdybychom
měli k dispozici obrázek podobný, jen vynesený
v galaktických souřadnicích. (Někteří z vás si
mohou takový obrázek nalistovat v Perkově-Kohoutkově
katalogu planetárních mlhovin (Academia, 1967), konkrétně na
straně 18.)
Druhý obrázek, který máme dnes na programu, se týká mlhovin
všech zbývajících druhů - tedy jasných, tmavých
i reflexních. Ty jsou, jak je obecně známo, pouhopouhým
projevem existence mezihvězdné látky: oblaka mezihvězdného
prachu a plynu můžeme spatřit díky záření (až na výjimky
blízkých) hvězd. U emisních mlhovin je plyn mlhoviny
ionizován zářením hvězdy a následnou rekombinací jejích
atomů dochází k vyzařování fotonů, u mlhovin reflexních
nastává rozptyl světla hvězdy na prachových částečkách,
jejichž velikost je srovnatelná s vlnovou délkou světla.
V okolí temných mlhovin nebývá většinou žádná blízká hvězda -
takovou mlhovinu spatříme proto, že nám "zakrývá" vzdálenější hvězdy. A protože již na první pohled je
z obrázku patrné, že také galaktické mlhoviny se
soustřeďují k rovině Galaxie, vysvětlení je takříkajíc
"po ruce": tam, kde je více hvězd - v Mléčné
dráze, musí být i více mlhovin.
Ale pozor! Po hlubší úvaze či po nahlédnutí do moudrých knih
zjistíte, že tato jednoduchá úvaha téměř nic nevysvětluje.
Skutečnost je totiž jiná. Veškerá mezihvězdná hmota
v Galaxii se koncentruje v rovině Galaxie, a to do poměrně
velmi tenké vrstvy o síle kolem 200 pc. Mlhoviny prostě
existují jen v ramenech Galaxie; jedině zde je dosud
dostatek látky k tomu, aby z ní případně mohla vzniknout
nová hvězda či menší hvězdokupa. To, že v Mléčné dráze je
podstatně vyšší koncentrace hvězd i mlhovin, spolu
samozřejmě souvisí: hvězdy vznikají právě z oblaků prachu
a plynu, kterým říkáme mlhoviny.
Úplně na závěr zde máme ještě jednu malou a nerozřešenou
záhadu. Mezi čtyřmi obrázky, které jsme dosud v našem malém,
milém seriálu zveřejnili, jsou dva, znázorňující rozložení
typických objektů galaktického disku: otevřené hvězdokupy
minule a (neplanetární) mlhoviny dnes. Na obou si můžeme
všimnout také nepatrného zhuštění (vyšší koncentrace
objektů) přibližně uprostřed - v místě o souřadnicích kolem
12 hod, +20o. Proč se tam ta zhuštěnina nachází,
nevíme. Je však přinejmenším trochu podezřelé, že se
vyskytuje jak v rozložení otevřených kup, tak v rozložení
mlhovin. Třeba se nám (vám) to podaří brzy vypátrat.
Ahoj Jiro,
Doufam, ze jste meli (mate) jasno, tady v Ondrejove ted je. Pred chvili jsem videl Jupa 30 cm (asi) cockacem (ve skutecnosti hledacek ke dvoumetru), a bylo to fantasticke! Videli jsme tri mista po dopadu, z toho dve mela kolem sebe skoro ze tri stran ten srpek znamy z HST snimku. Peta ted pracuje na identifikaci tech mist. Kdokoli kdo ma zkusenosti s kreslenim Jupitera by urcite videl mnohem vic, ja sam malokdy rozeznam Rudou skvrnu. V asi 10cm refraktoru (ten je vlastne hledackem toho hledacku), kterym jsme se divali nejdriv, byla zretelne videt krome dvou pasu jedna temna skvrna, vyraznejsi, nez kdyz prechazi stin mesice... Mimochodem, to pozorovani tricitkou se odehravalo na zvedaci plosine vysoko, prevysoko nad podlahou kopule, az u sameho vrsku, pod nama ve tme propast, nahore pruh oblohy ve sterbine. Wonderful! Mas kresby?
Nevím, co se vám na Měsíci při pohledu dalekohledem nejvíc líbí (i když
bych to rád věděl), ale pro mě jsou tím nejúžasnějším jevem dlouhé špičaté
nebo různě pokřivené stíny osamocených vrcholků či různých kráterů vržené
na hladký povrch moří. Temné stíny občas působí až strašidelným dojmem,
občas to i vypadá jakoby byly odrazem jakéhosi měsíčního města s desítkami věží.
Plato
Právě takovéto fantastické výjevy při šikmém osvětlení nabízí velký kráter
(valová rovina) Plato. Jeho dno je vyplněno utuhlým magmatem a najdete ho
na severním okraji velkého Moře dešťů. Za vhodného osvětlení můžete
sledovat, jak se v průběhu času plazí stíny jeho valů po téměř hladkém dně.
Tato nádherná podívaná může být i vhodným námětem pro sérii kreseb
pořízených v zhruba půlhodinových intervalech...
Ve středně velkých dalekohledech (např. AD 800) můžete za vhodných podmínek vidět i velice zajímavý, sesutý skalní blok trojúhelníkovitého tvaru, který je obrovskou měsíční raritou (viz obrázek - západ nahoře, sever vpravo). A na závěr jede tip pro pozorovatele s orlím zrakem. Podle knihy Exploring the Moon through Binoculars and small Telescopes od E. H. Cherringtona je prý Plato někdy vidět i bez dalekohledu! Zdá se mi to dost přehnané, až neuvěřitelné, ale za pokus by to stálo. Jestli se to někomu z vás povede, určitě mi dejte vědět. Byl by to totiž výkon opravdu úžasný!
Pozn. Uživatele počítačových sítí upozorňujeme na možnost získat veškeré zdrojové texty Trpaslíků, počínaje číslem 61 a ovšem bez obrázků, vysázených v LaTeXu, případně i dalších materiálů, na anonymním ftp serveru, který obhospodařuje Tomáš Hudeček. Zde je návod:
zadáte příkaz ftp psycho.fme.vutbr.cz nebo ftp 147.229.32.10 jako jméno (login:) uvedete anonymous místo hesla (password:) zadáte své příjmení napíšete cd astronomy/APO, čímž se přepnete do adresáře naší společnosti chcete-li stáhnout soubor s extenzí.arj, musíte ještě zadat binary chcete-li stáhnout soubor s extenzí.txt, nemusíte zadávat nic vybraný soubor přetáhnete povelem get jméno souboru odhlásíte se povelem quitPřejeme rychlé spojení a dostatek trpělivosti
|