OBSAH:
Globální síť je živým organismem a nikdo nemůže předpovědět, jaký to vezme konec.
Možná jste si to ještě neuvědomili, ale počítačové sítě
jsou bez nadsázky skutečným převratem v mezilidské komunikaci. Možná i něco
víc. Obyčejné PC s modemem, či zvláštní kartou, vám umožní, pokud to stav a
vytíženost telefonních kabelů dovolí, během několika sekund spojení s
jakýmkoli obdobně vybaveným člověk kdekoli na Zemi. Neexistují žádné
hranice, celní prohlídky ani cenzura. Cokoliv, co lze proměnit v jedničky a
nuly, lze kamkoli poslat.
Sítě však neslouží jen jako rychlá pošta. Pomocí
nich se můžete napojovat na jiné počítače, stát se jejich součástí a potom
používat databáze v nich uložené, nebo si z nich okopírovat jakýkoli soubor.
Například: dnes, když se rozhodnu napsat, řekněme o galaxii NGC 1023 v
Perseovi, se nejdřív podívám do extragalaktické databáze NASA, ve které jsou
kromě katalogových údajů uloženy i všechny odkazy jí týkajících se prácí (od
roku 1900) v hlavních vědeckých časopisech. Za poslední tři roky dokonce
včetně abstraktů. Nebo zajímají-li mne snímky z Hubble Space Telescope,
vyťukám ftp stsci.edu a několika dalšími povely si je zkopíruji. Když se
vše zadaří, mohu je mít k dispozici dvě, tři hodiny poté, co je
Hubble zhotovil! (V posledním Sky and Telescope je to příhodně nazváno
instatní vědou po Internetu. Vše samozřejmě, nepočítá-li se telefon,
zadarmo.
To ovšem nejsou všechny možnosti. Lidé se stejným zájmem se sdružují
do tzv. diskuzních skupin. Tam se jednoduše přihlásíte, a máte-li
potřebu ostatním něco sdělit, pošlete to na jakousi adresu. Všichni účastníci
vaši zprávu dostanou během několika minut. Když bude někdo chtít,
obdobným postupem pošle odpověď. Tu samozřejmě opět všichni dostanou.
Nevýhodou je, že vám potom chodí desítky, většinou naprosto nezajímavých,
zpráv denně. Po "drátech" také vychází několik stovek bulletinů (např.
IAU telegramy), zpravodajů a časopisů, mnohé z nich přitom už ani
nemají papírovou podobu (viz občas trpasličí příloha). Lze též hrát
počítačové hry - protivníkem může být Japonec, Haiťan či Jihoameričan. Atd.,
atd., ... způsobů využítí sítí je spousta a bude jich ještě víc.
Bill Clinton při své prezidentské kampani totiž vyhlásil projekt "International
Data Highway", Mezinárodní datová dálnice, pod kterým myslel propojení všech
amerických, později i světových firem a domácností velmi solidní sítí, která
by umožnila přenášet datové soubory libovolných velikostí, živý hlas a
televizní signál. Je otázka, kolik z toho byl volební trik, nicméně nemyslím
si, že by to i bez něj byla vzdálená budoucnost. Vždyť také u nás se už
"drátuje" o stošest. Stačí se jen podívat na e-mailovský adresář členů APO
vložený do tohoto čísla.
Někteří lidé jdou ještě dál a předvídají, že sítě
úplně změní strukturu lidské společnosti. Snad ještě víc než knihtisk. Brzy
uvidíme. Ovšem já bych už teď souhlasil.
Toto číslo Bílého trpaslíka vyšlo za finančního přispění Jana Janči a
Jiřího Duška. Vloženou přílohu sponzorovala Hvězdárna v Úpici. Děkujeme
FG Sagittae - proměnná hvězda v centru planetární mlhoviny
FG Sge je centrální hvězdou planetární mlhoviny PK $60-7°1 (též He 1-5).
Mlhovina se jeví jako disk o průměru zhruba 30$''$ s nepravidelným rozložením
jasu a celkovou jasností asi 13 mag. Její centrální hvězda přitom vykazuje v
posledních sto letech výrazné změny. V roce 1894 byla její velikost 13.6
mag(fot), ale nepřetržitě vzrůstala až na 9.6 mag(B), kterou dosáhla v roce
1965. V posledních letech byly pozorovány jen cyklické změny s amplitudou do
0.5 mag, perioda změn se prodlužovala od několika desítek až do stovek dní.
Variace téměř vymizely v letech 1991 a 1992.
V srpnu 1992 ovšem nastal
prudký pokles jasnosti FG Sge. Během 90 dní hvězda zeslábla o více než 4 mag
a vrátila se na úroveň, kterou měla na konci minulého století. Jak je vidět
na přiloženém grafu, vykazovala změny o několik desetin magnitudy i v čase
hlubokého minima. Světelná křivka byla přitom sestavena z vizuálních
pozorování autora (Newton 80/1000 mm, Sb 25x100, Maksutov 180/1000 mm) i z
CCD měření (Maksutov 180/1000 mm, kamera ST-6, V filtr). Aby co nejlépe
pokryla období minima, byly do ní přidány i měření publikovaná v zahraničí.
Změny FG Sge byly také doprovázeny výraznými změnami v jejím spektru.
První pozorování z roku 1955 ukázalo typ B4I - modrý veleobr. Avšak spekrum
se rychle měnilo a začátkem 80. let už odpovídalo veleobru pozdního typu G
nebo K a tak zůstalo až do roku 1992. Tyto rychlé změny spolu se
zjasněním o více než 4 magnitudy za několik desítek let se dnes vysvětlují
jako tzv. héliový záblesk v obálce hvězdy, která je v posledním stádiu svého
vývoje.
Během poklesu jasnosti před dvěma lety hvězda sice krátkodobě zmodrala z typu K na F nebo A, ale velmi rychle se zase vrátila k pozdnímu typu. Opětovné zčervenání tím vyvrátilo teorii, která se objevila v průběhu poklesu a vypadala slibně. Obé vysvětlovala tak, že došlo k odvržení vnějších chladných vrstev obálky a my nyní pozorujeme horké jádro hvězdy (budoucího bílého trpaslíka). Velkým přínosem byla pozorování Stoneho a kol., která ukázala, že během zeslabení nedošlo k změnám ve spektru FG Sge. To vedlo k vysvětlení, že bylo způsobeno zahalením hvězdy do prachové obálky, obdobně jako u hvězd R CrB. Tvar světelné křivky, tedy prudký pokles a pomalý nerovnoměrný vzestup, této myšlence zhruba odpovídá. Chování FG Sge je naprosto unikátní a zatím neznáme jiný srovnatelný objekt. Nesporně zajímavé je i to, že během krátké doby se u ní projevily výrazné změny jasnosti, které jsou charakteristické pro různé typy: dlouhodobý setrvalý vzestup , jaký bývá pozorován u pomalých symbiotických nov, pulsace v době, kdy hvězda na své cestě H-R diagramem dostala do oblasti nestability a potom pravděpodobné zahalení do prachové obálky, jako u hvězd typu R CrB. Pro úplnost dodejme, že dvojhvězdnost se u FG Sge nepotvrdila - o interagující dvojhvězdu (např. symbiotickou) se tedy zřejmě nejedná. Není jistě třeba podotýkat, že její další pozorování jsou velmi žádoucí. Avšak je tu jeden háček. FG Sge má slabého průvodce ve vzdálenosti 8$''$, který přispívá značnou částí světla, pokud je hvězda v okolí svého minima. O průvodci se mnoho neví, snad jen, že je jeho barva silně červená a fyzikálně s FG Sge nesouvisí. Vizuální jasnost je asi 12.8 mag(V). Pozorování hvězdy (pokud nebyly složky rozlišeny), která jsou na přiložených grafech, jsou proto opravena o hvězdnou velikost průvodce podle vztahu: m* = -2.5 log (10^(-0.4*mcelk) - 10^(-0.4*mpr)) m* je jasnost FG Sge, mcelk pozorovaná jasnost soustavy mpr průvodce (12.8 mag).
The Dark Side of the Moon
"Jsem šílený už řadu posraných let", těmito
slovy a tlukotem lidského srdce začíná fenomenální album skupiny Pink
Floyd, která nás unáší na odvrácenou stranu Měsíce. Na víc než nádherném
koncertu v Praze připoměla skupina toto album hned pěti skladbami.
My bychom si měli také připomenout jisté výročí. 4. října tomu totiž bude přesně
35 let, co mohli lidé poprvé spatřit tajemnou a do té doby
nepoznanou odvrácenou stranu Měsíce. Snímek byl pořízen sovětskou
automatickou sondou Luna 3. Byl to sice snímek dost nekvalitní, ale i z něj
bylo na první pohled zřejmé, že odvrácená strana obsahuje jen mizivé množství
tmavých mořských ploch.
K obrázku: Takto nějak vypadal první snímek
odvrácené strany Měsíce: 1. Mare Crisium, 2. Mare Humboldtianum, 3. Mare
Moscoviense, 4. Mare Australe, 5. kráter Ciolkovskij.
Lepší snímky přinesly až programy Lunar Orbiter a Apollo, ale i tak zůstaly některé
končiny neprozkoumané. I v poměrně nových mapách naleznete poblíž jižního
pólu bílý pruh - oblast nazývanou Luna Incognita.
Je to až k neuvěření, ale
opravdu kvalitní snímky odvrácené strany nám poskytla teprve sonda Galileo v
roce 1990. Byly na nich vidět podrobnosti a útvary dosud nevídané a tak není
divu, že došlo i k některým novým objevům. Jedním z nejsenzačnějších poznatků
je rozsáhlá tmavší oblast západně od Mare Orientale, největší impaktní kráter
na Měsíci s průměrem 2 200 km.
Je tedy vidět, že odvrácená strana nám
ještě zdaleka neodkryla všechny svá pozorování. "Žádná odvrácená strana
Měsíce neexistuje, opravdu, ve skutečnosti je všechno tmavé. Be-pamp,
be-pamp, be-pamp." Deska končí ...
"Při přeměně obrazu z negativního materiálu na elektrické signály bylo
využito analogické metody, jaké používají pozemské televisní stanice při
promítání filmů. Miniaturní obrazovka s vysokou rozlišovací
schopností vytvářela jasný svítící bod, který byl optickým systémem promítán
na obraz Měsíce na filmu. Světlo, které prošlo filmem, dopadalo na fotokatodu
násobiče elektronů, který měnil signál světelný na elektrický. Svítící bod
se pohyboval podle řídících elektrických signálů vyráběných
speciálními rozkladovými obvody. Jasný bod se rovnoměrně přemisťoval napříč
filmu od jednoho okraje ke druhému. Po jednom celém takovém přemístění se
rychle vrátil do počáteční polohy a pokračoval v pomalém rovnoměrném pohybu
napříč filmu. Tak byl obrázek rozložen řádkově. Plošný rozklad obrázku byl
získán prostým pomalým pohybem filmu před obrazovkou kolmo ke směru
pohybu svítícího bodu." Z knihy Měsíc neznámý - První fotografie
odvrácené strany Měsíce (ČSAV 1959).
Barvy hvězd v minulosti ...
V minulém století, kdy byla astrofyzika ještě v
plenkách, se mnozí pozorovatelé domnívali, že různě barevné odstíny hvězd
mohou odrážet některé jejich základní vlastnosti. (To byl samozřejmě velký
omyl. V zásadě ale přeci jenom lze něco z rozmístění naoranžovělých a
načervenalých hvězd zjistit. Zřetelně se koncentrují kolem
galaktického rovníku. Některé oblasti jich přitom obsahují tolik, že byly
nazývány Red Regions. Tato nehomogennost souvisí s rozmístěním mezihvězdné
hmoty v Galaxii.) Proto také roku 1890 vzniknuvší British Astronomical
Association měla jako jednu z prvních sekcí Section for the Observation of
the Colours of Stars. Pod vedením W. S. Frankse bylo jejím úkolem získat
barevný popis všech hvězd jasnějších 5 mag s pozdějším rozšířením na ještě
slabší. Pozorovatelé (na začátku jich bylo asi pětadvacet) k tomu účelu
dostali ručné kreslené barevné mapy a za čtyři následující roky provedli
kolem 32 000 odhadů asi 940 hvězd.
Ukázalo se však, že oko u bodových
zdrojů jen velmi těžko rozlišuje barvy. Že záleží na pozorovateli, podmínkách
(světlá, tmavá obloha) a dalekohledu (refraktor s barevnou vadou versus
reflektor). Většina hvězd i tak měla jen bledý odstín - nejčastěji žlutý.
Modrý a zelený (až na některé těsné dvojhvězdy díky kontrastu) se u
osamocených hvězd téměř nevyskytoval. Zdaleka nejnápadnější byl potom odstín
oranžový a červený.
Oranžové a červené hvězdy byly ostatně, jako časté
proměnné, ve středu pozornosti již mnohem dříve. Např. na počátku
devatenáctého století publikoval J. De Lalande Tables des Étoiles Rouges.
Nejznámějším katalogem tohoto druhu se potom stal Observations and Catalogue
of Red Stars Ira Johna Birminghama (1877), který obsahoval celkem 658
červených hvězd, a jeho revidované a rozšířené (766 hvězd) vydání
Angličanem T. E. Espinem z roku 1888.
Tabulka obsahuje výběr z více jak 45 000 hvězd Sky Catalogue 2000.0 s
rm B-V indexem větším než 3.5 mag. V první kolonce je uvedeno označení, v
dalších dvou poloha, následuje B-V index, jasnost (u proměnných maximum a
minimum) a spektrální typ. Většina jej má označen písmenem N, které je
artefaktem z dob, kdy se rozlišovaly spektrální třídy A až N. Dnes už
se místo něj dává přednost písmenu C (= chladné, uhlíkaté hvězdy).}
Komplikovaný a subjektivní se také ukázal verbální popis barev. Proto
už roku 1872 J. F. J. Schmidt zavedl numerickou klasifikaci. Začínala s
nulou u bílé barvy, světle žluté přiřazovala čtyřku, tmavě zlatožluté šestku
a nejčervenějším hvězdám devítku. Modifikovanou a dnes hojně užívanou
stupnici publikoval r. 1912 Němec, amatér H. Osthoff: 0 - bílá, 1 - mírně
nažloutlá bílá, 2 - bílá s žlutou ve stejném poměru, 3 - světle žlutá, 4 -
žlutá, 5 - tmavě žlutá, 6 - žlutá s příměsí červené, 7 - oranžová, 8 -
oranžovočervená, 9 - červená. Ve svém katalogu barev hvězd, který vydal roku
1900, také podrobně popsal postup své práce: "Pozorovatelna byla obvykle zcela
tmavá. Zakrýval jsem si hlavu a okulárový konec tmavou látkou. Pozorování
jsem zapisoval za tmy, barvy jsem zpravidla vyjadřoval jen v jednotkách, bez
desetin. Jen z velmi vážných důvodů a pouze k nahlédnutí do mapy, jsem
rozsvěcoval lampu. Obvykle jsem porovnával neznámou hvězdu vzhledem ke známé.
Po skončení pozorování, ještě během noci či nejpozději nad ránem, jsem vždy
zběžně prošel své poznámky a identifikoval hvězdy. Před začátkem, při
přípravě programu jsem naopak na dříve provedená pozorování nebral zřetel. Za
jasné měsíční noci, nestálého povětří a příliš oblačné obloze jsem
nepozoroval. Na každou hvězdu jsem se díval dlouho a nehybně, dokud delší
dobu neměnila barvu. Průměrná doba jednoho odhadu byla 2.21 minuty.
"Roku 1890 pod vedením Edwarda C. Pickeringa publikovala Williamina Fleming Draper
Catalog of Stellar Spectra. (Americký amatér Henry Draper jako první roku
1872 pořídil fotografii spektra.) Obsahoval 10 351 hvězd severní polokoule,
které byly dle vzhledu spektra (jednalo se o rozšířenou klasiikaci Angelo
Secchiho) rozděleny na třídy A až N. Spektroskopie a přesná fotometrie tak
fakticky zlikvidovala vizuální kolorimetrii. Ostatně o jedenáct let později
zanikla Section for the Observation of the Colours of Stars.
Dnes po této krásné, průkopnické době najdeme jen nenápadné zbytky. Např. v nortonově
atlasu je u některých hvězd uvedeno písmeno R, značící, že byly jako červené
či oranžové uvedeny v seznamu T. E. Espina z roku 1888.
... barvy hvězd v současnosti ...
Závislostí vnímaného barevného odstínu hvězd
na spektrální třídě a B-V Indexu (Pro jistotu připomínám: Dle výskytu a
intenzity absorpčních čar vodíku, hélia a kysličníků kovů ve spektru se
hvězdy dělí do tříd "Olda Bude Asi Fňukat, Gustave Kup Mrkev" (+ některé
další speciální případy jako třeba C - uhlíkaté hvězdy, WR- Wolf-Rayetovy
hvězdy). Posloupnost zároveň vyjadřuje klesající povrchovou teplotu. Hvězdy
třídy O, B jsou horké (desítky tisíc Kelvinů) a svítí tudíž převážně v modré a
ultrafialové oblasti spektra, M hvězdy jsou chladné (2 000 K) a svítí v červeném
a infračerveném oboru spektra. B-V index, resp. barevný index je roven
rozdílu hvězdné velikosti ve fotometrickém oboru V a krátkovlnějším B. Tedy,
hvězdy červeného mají kladný, hvězdy modré záporný.) jsem se už v trpaslíku
č. 48 zabýval. Hvězd však bylo málo a vše vycházelo podezřele pěkně. Proto jsem
si během prázdnin kolem posledních vánoc prohlédl Sometem binarem na Měsícem
osvětlené úpické obloze několik desítek dalších hvězd. Jejich barvy jsem
vyjadřoval v následující stupnici: -2 - modrobílá, -1 - bílomodrá, 0 - bílá, 1 -
žlutavě bílá, 2 - bíložlutá, 3 - světle žlutá, 4 - čistě žlutá, 5 - temně
žlutá, 6 - oranžově žlutá, 7 - oranžová, 8 - žlutavě oranžová, 9 - červená.
Ve všech případech se jednalo o hvězdy do 5.5 magnitudy, tj. s Flamsteedovým
nebo Bayerovým označením (to především kvůli pohodlnějšímu zpracování).
Z obou prezentovaných grafů, (Větší z nich vyjadřuje závislost vnímaného
barevného odstínu (svislá stupnice) na B-V indexu (vodorovná stupnice v
decimagnitudách). Menší obdobně závislost na spektrální třídě.) do nichž je
zahrnuto celkem 155 hvězd, je vidět, jak ošemetné a nejisté je určování
barevných odstínů. Hvězdy s B-V indexem mezi -0.2 mag a 0.1 mag se zdají
především bílé, mohou se však jevit i namodralé a nažloutlé, ve výjimečných
případech dokonce oranžovožluté, nikdy však červené. Obdobně i hvězdy sp. Třídy
B a A (hvězd sp. Třídy O je velmi málo). Zároveň je zřejmé, že všechny hvězdy
třídy G a K a s B-V indexem nad 0.6 mag jsou žluté a především oranžové a třídy
M, resp. s indexem nad 1 mag oranžové a občas i načervenalé. Slovo občas je zde
důležité. Označení "červená hvězda" totiž zpravidla znamená "oranžová hvězda",
protože skutečných červených hvězd je jen několik desítek a rudých či
karmínových jen pár (já jsem takových hvězd viděl v životě jen pár)- viz
tabulka v předcházejícím článku.
Červené zabarvení totiž není způsobeno ani
tak nízkou teplotou (chladné hvězdy spektrální třídy M mají světlo namícháno
jako 80% bílé a 20% oranžové), jako spíš okolohvězdnou obálkou či
mezihvězdnou látkou, která víc rozptyluje modré fotony než červené. Příkladem
mohou být třeba hvězdy třídy C zachumlané do husté, téměř neprůhledné obálky
bohaté na uhlíkaté struktury. Nebo v předcházejícím článku zmiňovaná HD
113842, která má spektrum M0 a extrémní B-V index 3.6 mag.
A kupodivu ze závislostí též vyplývá, že jen málo hvězd je čistě žlutých.
Vysvětluji si to tak, že buď jsem si všiml, že je hvězda naoranžovělá a přiřadil
je hodnotu nad 4, nebo jsem dával přednost bílé. Žlutý odstín je pro mne mnohem méně
postřehnutelný než oranžový nebo červený.
... a barvy hvězd v souvislosti
Při přípravě podkladů pro minulé dva články,
jsem si za přispění Karla Nováka zhotovil ještě jeden graf (viz další
strana). Závislost B-V indexu na spektrální třídě u hvězd uvedených v Yale
Bright Star Catalogue (obsahuje přes 9 000 hvězd do 6.5 mag). (Mezera u
třídy K8 a K9 za svůj vznik vděčí nejistému třídění u takto chladných hvězd,
které jsou bohaté na množství absorpčních pásů.) I přes značný rozptyl
(způsobený především různou okolohvězdnou a mezihvězdnou absorpcí) je vidět,
že barevný index zhruba odpovídá spektru - teplé B hvězdy ho mají kolem nuly,
trochu chladnější G kolem 0.5 mag a chladné M u 1.7 mag. Jen občas některá
z hvězd vybočuje. Např. proměnná V 915 Sco, G5 svítivý veleobr s B-V indexem
2.21 mag (změny jen o 0.15 mag). Bohužel mezi jasnými hvězdami, z nichž byl
kreslen obrázek, není ani jedna červená O nebo B hvězda. Přitom i takové
existují. Příkladem může být minule zmiňovaný hyperobr Cyg OB2 No. 12, který
má B-V index kolem 3.3 mag a spektrum pozdní Béčko.
Amatérská astronomie ve Spojených státech
III. Příslušenství k dalekohledům
Dlouho jsem nevěnoval pozornost tzv. stereoskopickému
okulárovému nástavci (stereoscope binocular viewer), který vyrábějí Němci a
Japonci. Výhodou tohoto zařízení je, že jsou obě oči stejně namáhány -
každé ovšem dostane jen 50% celkového množství světla. Lze jej tedy použít
jen u světelných SCT při pohledu na Měsíc a jasné planety. Objekty vzdáleného
vesmíru jsou až na malé výjimky ochuzeny.
Když jsem zařízení koupil,
překonal všechna moje očekávání. Na Měsíci bylo vidět více podrobností,
taktéž na Jupiteru, který byl též výrazně kontrastnější. I jasná M 42 byla
mnohem detailnější. Cena 500 USD (!) a nutno připomenout, že je třeba mít
ještě několik dvojic totožných okulárů. Tedy přijde to do peněz, ale nikdy
jsem nelitoval.
Na americkém trhu je dále celá řada barevných filtrů, označovaných čísly.
Hlavní jsou tyto:
Kromě těchto nejvíce používaných, jsou vyráběny ještě č. 8 - žlutý, č. 21
- oranžový, č. 23A - světle červený, č. 38A - tmavě modrý, č. 47 - fialový,
č. 56 - světle zelený, č. 58 - zelený a č. 82A - světle modrý. Mají podobné
vlastnosti jako jejich barevně blízké odstíny. Samozřejmě záleží i na očích
pozorovaele a jeho schopnosti vnímat různé části spektra.
Největším a stále vzrůstajícím nepřítelem astronoma je světlo ulic. Přes 50 kilometrů
vzdálené San Diego ohrožuje práci palomarského pětimetru. Já ve Venice
nevidím hvězdy Herkula. Proto byl vymyšlen filtr eliminující toto světlo.
Jsou nabízeny tzv. UHC (Ultra High Contrast) a Deep Sky Filter. Neuspokojily
mne.
Díky jiným filtrům mají pozorovatelé možnost vidět přímo sluneční
skvrny a granulaci povrchu. Umisťují se před objektiv a vyrábějí se ve
velikostech od 2.4 do 14$''$. Na trhu jsou tři druhy - první má tři vrstvy
NiCr slitiny (obraz je žlutooranžový), druhý má objímku z nerez oceli a
více odolné povrchové vrstvy, třetí je určen jen k fotografování. Propouští
více světla, aby mohl být použit film o nízké citlivosti.
Jestli chcete vidět protuberance, je nutné použít H-alfa filtr. Nejsou červené jako při
úplném slunečním zatmění, ale stejně jako Slunce žlutooranžové. Je to
překrásný pohled.
V prvním díle seriálu při popisu dalekohledů jsem se
zmínil, že firma Meade zhotovuje SCT o světelnosti 1:10 a 1:6.3. Zvýšení
světelnosti u 1:10 lze též dosáhnout s tzv. reducer-corrector f6.3. Tato
čočková soustava navíc koriguje komu, která se projevuje na okrajích
světelných SCT.
Barlowův systém prodloužení ohniskové vzdálenosti je v
podstatě achromatická rozptylka. Novější mají tříčočkový systém redukující
na minimum sekundární chromatickou vadu. Nejrozšířenější je Barlow 2x, tj.
dvojnásobné prodloužení ohniskové vzdálenosti. Dále jsou prodávány 1.8x a
2.5x.
V části o okulárech jsem psal o antireflexních vrstvách. V literatuře
nebo nabídkách najdete různé názvy způsobu povlaků MgF. Vyjadřují nebo
označují určitý stupeň antiref. vrstev:
(pokračování příště)
Malé, milé obrázky III.
Milí trpaslíčci,
léto je už šťastně za námi -
doufám, že jste se v jeho výhni neuškvařili, když jste hledali chyby a
chybičky prvních dvou dílů tohoto seriálu, a doufám, že se v nich také
žádné větší nedostatky nenacházejí. (Pokud se nějakou nešťastnou náhodou
mýlím - a v textu seriálu je hrubých astrofyzikálních chyb jako máku, pak
nechť mi je nedostačující omluvou název všech tří dílů, znící Malé,
milé obrázky. Kdysi úplně na počátku jsem totiž měl v plánu vyrobit
"pouze" obrázky ilustrující rozložení jednotlivých typů NGC-objektů na obloze
- tento úkol jsem, při vší skromnosti, splnil beze zbytku.) Dnes,
bezmála celý měsíc po prázdninách, před vámi leží poslední část tohoto
obrázkového seriálu, část pohříchu nezajímavá a zejména neastrofyzikální.
Ano, vím, že by mělo platit známé úsloví "To nejlepší na konec", ale ne
pokaždé se zadaří a ne všichni býváme dokonalí ...
V minulých číslech Bílého trpaslíka jsme na tomto místě postupně rozebrali
rozložení otevřených a kulových hvězdokup, planetárních mlhovin a mlhovin všech
ostatních typů. Když nyní zavzpomínáte, jaké další objekty lze na hvězdné obloze spatřit,
vytanou vám k tomu všemu ještě hvězdy a galaxie, těm přemýšlivějším snad také
planety, Slunce a Měsíc, relativistickým šťouralům, nedej Bože, i pulsary,
kvasary a gravitační šošovky. Je tedy zřejmo, že první obrázek se bude
věnovat galaxiím, zatímco ten poslední, závěrečný, bude
zasvěcen "hvězdám". (Uspořádání obrázků již netřeba připomínat, snad jen
pro úplnost: 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))
Zahledíte-li se pozorně na
dnešní první obrázek, kde každičký puntík reprezentuje jednu galaxii NGC či
IC katalogu (jasnější než 12. velikost - to proto, že galaxií je mnoho a
základní charakteristiky jejich rozložení vyniknou nejlépe právě při této
kombinaci limitu, velikosti puntíku a plochy obrázku), musejí vám být důvody
pro vznik takto roztodivného uspořádání zřejmé. Příčiny totiž nejsou ani
tak astrofyzikální, jako spíše pozorovací. Srovnáte-li tvar a rozložení
plochy, kde se téměř žádné galaxie nevyskytují, s tvarem a položením plochy,
kde se nacházejí otevřené hvězdokupy a mlhoviny a kde je hvězdné
nebe nejsvětlejší, zjistíte, že jde o tutéž oblast mezi hvězdami - jak
jsme již několikrát napsali, osou této plochy (pásu) je galaktický rovník. A
nyní je to již opravdu nad Slunce jasné: rovina Mléčné dráhy a objekty v ní
rozložené nám výhled do vesmíru skrze tuto část oblohy přesvětlují a
zaclánějí, takže slabé a vzdálené galaxie prostě nevidíme. Ony tam určitě
jsou; vzpomeneme-li si na učení o homogenitě a izotropii vesmíru, tak tak být
dokonce musí. (Místo ve středu obrázku, kde je největší
hustota bodů-galaxií, není nic jiného, než severní galaktický pól.)
V tomto případě by se více než kdy jindy vyplatilo transformovat obrázky do galaktických souřadnic - v nich by potom krásně vyniklo jak uspořádání otevřených hvězdokup a mlhovin, tak uspořádání "dnešních" galaxií. Pak by totiž náš obrázek vypadal jako plocha zaplněná množstvím bodů tak, že uprostřed, právě na galaktickém rovníku, je prázdný pás. S obrázkem v tomto tvaru by se totiž dala provádět nejrůznější kouzla. Tak bychom třeba mohli měnit "limitní hvězdnou velikost galaxií" a sledovat, jak se obrázek mění. Kdybychom v něm postupně vynechávali nejslabší galaxie, obě jeho poloviny zaplněné body by se od sebe vzdalovaly a pás okolo galaktického rovníku by byl stále širší, a naopak. Na dnešním obrázku číslo dvě je znázorněno rozložení jednoho trochu zvláštního druhu objektů NGC katalogu. Já jej v soukromí nazývám "hvězdami" (uvozovky zde platí za část názvu); to proto, že samotný katalog objekty pojmenovává jako * či ** nebo ***. Jde o objekty, které jsou dnes klasifikované coby blízká seskupení několika málo hvězd či dokonce jako hvězda jediná. Na základě obrázku, který máte právě před sebou, jsem si k tomu sám vyvinul teorii, vysvětlující, jak se tyto hvězdy a vícehvězdy do NGC katalogu dostaly. Podle mě totiž jde, soudě z nápadné koncentrace těchto objektů ke galaktickému pólu a také z homogenního rozložení v oblastech mimo Mléčnou dráhu, o slabé opravdové hvězdy, které byly (nejen) na fotografických deskách považovány zpočátku za jádra vzdálených galaxií (objekty typu *), nebo o obyčejné dvojhvězdy a trojhvězdy, ať už optické, nebo fyzické, které snad byly původně řazeny mezi otevřené hvězdokupy či asterismy (objekty typu ** a ***). Avšak co z toho jsem si vymyslel a co je pravda, to ať posoudí čas a někteří povolanější. Zatím se s vámi a s naším malým, milým seriálem loučí Post scriptum: Až se mi v rámci studování všech věcí, co se týkají otevřených hvězdokup, podaří rozřešit záhadu prezentovanou v závěru druhého dílu seriálu, dám vám vědět dalším článečkem v trpaslíku. Slibnou stopu snad už mám - můžete si ji i vy najít ve Vanýskově Přehledu astronomie a astrofyziky.
Poslední chvíle Geographovy aneb : "Pane, co vy tady s tím Sometem?"
Mezi některé z vás již určitě pronikly zvěsti o tom, že se letos planetka 1620
Geographos dostala dost blízko Zemi, následkem čehož vzrostla její hvězdná
velikost, takže téměř "vypalovala" (no, ona měla nejvíc, nebo spíš nejmíň,
jenom devítku, ale i tak je to na šutr o velikosti nějakých pár kilometrů
výkon). Samozřejmě, že jsem neodolal a slíbil si, že se na ni určitě podívám,
hned jak to bude možné. Jenže řeči se mluví a voda ...
V době, kdy byl Geographos v období největší jasnosti, se pohyboval příliš jižně,
než aby bylo možné kouknout se na něj z našich zeměpisných šířek. To u nás bylo
celkem jasno. No, a jakmile se dostal nad deklinaci -20 °, tak se zatáhlo.
Geographos slábnul a slábnul, až měl jenom jedenáctku a to ještě navíc v
maximu (amplituda světelných změn je u této planetky 1.1-2.03 mag), což je
pro Somet v brněnských podmínkách celkem málo. Večer z 4. na 5. září 1994 se
příroda přeci jenom umilosrdnila a rozjasnila svoji zachmuřenou tvář. S
napětím jsem spočítal efemeridu. Sice z elementů trošku staršího data, ale
efemerida to byla. Vše jsem si vynesl do Uranky a popřemýšlel, jak budu asi
planetku hledat, když má hvězdnou velikost 11 mag a atlas jde do devětapůlky
(na udělání podrobných mapek jsem neměl čas). Vše rozhodl fakt, že
se Geographos bude po obloze poměrně rychle pohybovat, takže již asi po
půl hodině bude možné rozeznat změnu polohy. Optimisticky jsem tedy
vyrazil po setmění na POBS (tedy Privat Observatory Brno-Slatina, tj.
vyšel na terasu) a jal se hledat pole, přes které měla planetka proběhnout
(její pohyb byl asi polovina zorného pole Sometu za noc). Pole jsem našel,
ale na místě planetky byly asi 4 slabé hvězdy a každá z nich mohla být
Geographos. Takže jsem nakreslil mapku, všechny hvězdy, které připadaly v
úvahu jsem porovnal vzájemně mezi sebou a šel relaxovat, tj. číst si nějakou
brakovou literaturu o počítačích.
Asi po čtvrt hodině mi to nedalo a vrátil
jsem se zpět k dalekohledu. Jak jsem předpokládal, na místě jedné z dříve
namalovaných hvězd nic nebylo, ale ono nebylo nic nového ani v blízkém okolí!
Naštěstí, před tím, než mě mohl skolit srdeční záchvat, jsem si stačil
zvyknout na tmu (tzv. poddekoidní adaptace) a zjistil, že se ona hvězdička
posunula o pár minut, ale hlavně zeslábla skoro o půl magnitudy! Potom už
následovalo rutinní fotometrování vizuálním okometrem a výsledek získaný
tímto detektorem můžete vidět v grafu (svislá osa odhadní stupně, vodorovná
čas v SEČ). Bohužel jsem musel skončit asi o 3 hodiny dříve,
než Geographos zapadl, ale pouliční osvětlení z protější ulice
bylo nemilosrdné, i když jsem drsňáckým žárovkám hlasitě nadával a sliboval
ten nejstrašnější konec.
Každopádně - byl to zážitek. Když si představíte,
že hvězdná velikost planetky Geographos se za normálních okolností pohybuje
mezi 16 až 20 mag, tak už jen kouknutí na takovýto objekt stojí za to. A když
se vám navíc podaří napozorovat i část světelné křivky, i když uznávám - dost
zbastleně, tak máte na chvíli pocit, jako kdyby jste se právě vrátili z
dovolené na Jupiteru, kde jste se byli koukat na dopadající kometu (nebo jste
byli na kometě, koukat se na dopadajícího Jupitera). Ovšem o tomhle se už v
Blesku nepíše (doufám, že to není neplacená reklama).
A na závěr několik
dat o planetce Geographos, které jsem převzal z Asteroids II Machine-Readable
Database - March 1988 Version:
1620 Geographos byl objeven 14. září 1951 pány G. Wilsonem a R. Minkowskim
na Palomaru. Planetka typu S, dle dráhy patří k typu Apollo. Rotační perioda
tohoto asteroidu je 5.223 h (jen tak mimochodem, zkusil jsem z těch pár bodů
určit periodu a vyšla mi 5.379+-$0.19 h), amplituda světelných změn
($1.10-2.03$) mag. Absolutní hvězdná velikost (planetka je 1 AU od Slunce i
Země a má fázi 0 stupňů) je 14.97 mag, rm U-B=0.5 mag$, rm B-V=0.89 mag$.
Pozorování proměnných hvězd I.
Já osobně si myslím, že
Návod na pozorování proměných hvězd I. je jednou z nejlepších publikací, co
kdy naše hvězdárna vydala. Je sice smutné, že vyšel až za třináct let od
posledního vydaného, který vzhledem ke svému obsahu mohl poskytnout pouze
ty nejnutnější informace, které pozorovatel může potřebovat, ale
při pohledu na něj si říkám, že je dobře, že to tak dlouho trvalo. (Delší
větu už nevymyslím.)
Když jsem minulý rok na setkání proměnářů slyšel, že se
něco takového chystá (tehdy jsem ještě netušil, že už je téměř hotovo),
myslel jsem si, že s tempem jakým se v Brně věci dějí, se tohoto návodu
dočkají při troše štěstí až moje děti. Mýlil jsem se.
První co mě zaujalo, když jsem jej poprvé uviděl, byla samozřejmě obálka. Nikdy jsem
nevěřil v různé reklamní triky, že obal dělá hodně, ale teď už ano. Celkem vkusně
barevně laděný pozorovatel u svého dalekohledu se musí zalíbit snad
každému. Když pak nahlédnete dovnitř, všimnete si, že sazbu textu
nedělal žádný amatér. I zde je zásadní rozdíl od většiny
hvězdárenských tiskovin. Úhledné odstavce a příjemný font dokáží udělat
své. Hned se vám chce lehnout si a číst. Dalším příjemným překvapením pro
mě byla cena. Vzhledem k tomu, jak obsáhlá je to kniha s přiloženou disketou
s programem Filipa Hrocha, se mi zdá, že asi hvězdárna nezbohatne.
I po stránce obsahové je na tom návod celkem dobře. Hned ze začátku je jmenný
seznam autorského kolektivu a samá zvučná jména nesou také záruky kvality.
Celá kompozice knihy je také celkem dobrá. Jediná moje výhrada je snad ke
kapitole o dalekohledech a optických přístrojích. Myslím si, že celkem
podrobně rozepsaná kapitola by se spíše hodila do jiné knihy, pojednávající o
obecné astronomii. Místo ní by dalo více napsat o jednotlivých
typech proměnných hvězd a dalších pozorovacích metodách (výhody, nevýhody,
srovnání). Snad až přístě.
I když si dost dobře nedovedu představit, co
vlastně v druhém díle vyjde. Bylo by hloupé pojednat jej jako doplněk k
dílu prvnímu, ale jiná náplň mě nenapadá. Ten první mi připadá už tak dost
vyčerpávající. Takže se nechme překvapit. Mně se nejvíc líbila kapitola o
základním zpracování pozorování. Jestli jsem v tom měl dříve trochu zmatek,
tak teď je mi to úplně jasné.
Nakonec bych se chtěl zmínit o tom poslední,
co tento návod nabízí. Jedná se program KWZPR. Tomu bych vytkl jednu
zásadní věc. Má otřesný název. Jinak je perfektní. Velmi často
jsem potkával Filipa na hvězdárně, kde většinou tento program vytvářel a
viděl jsem, co to bylo za práci. A tak bych jemu a Daliboru Hanžlovi, který
mu pomáhal, chtěl vyjádřit svůj hluboký obdiv.
Tradiční závěr, v kterém bych
ještě jednou vychválil Návod na pozorování proměnných hvězd I., jak nejlépe
dovedu, se nekoná. Nemám na to náladu. A hlavně už jsem viděl v životě
spoustu lepších knih. Spíš vám doporučím si ho koupit. Určitě stojí
za těch padesát korun.
Zajímavá pozorování
Tak co je s váma? Prázdniny jsou už pro většinu z vás
pryč a pořád se ještě neobjevila očekávaná lavina pozorování. Sice trochu
přeháním, ale skoro tomu tak je. Proto bude i dnešní výběr trochu
chudší.
Z xeroxovaného deníku Marka Kolasy je vidět, že hodně a rád pozoruje
Jupitera. Jako ukázku jeho práce jsem ale vybral kresbu hvězdokupy NGC 752:
4./5. srpna 1994 Sb 25x100 mhv 6.1 mag NGC 752 And- Viditelná i volným
okem, nelze přehlédnout. Je vidět asi 60 hvězd, má kruhový tvar. V její
východní části je větší koncentrace hvězd. Vcelku pěkná a dosti rozsáhlá (v
kresbě je sever nahoře, západ vpravo, na výšku má jeden stupeň).
NGC 752 je vskutku výrazná otevřená hvězdokupa, která leží asi 5
stupňů jižně od gamma And. Odhaduje se, že k ní patří kolem 60 členů a že
je vzdálena asi 1 300 světelných let. Vzhledem k tomu, že má 50' v
průměru, je proto její skutečný lineární rozměr asi 20 světelných let. Má
však i několik "špecifík": Ač je od nás daleko, je poměrně dost
vzdálena od roviny Galaxie. V prostoru to činí asi 600 světelných let. Patří
také mezi staré otevřenky. Její věk se odhaduje na 1 100 000 000+-100 000
000 let. Proto také neobsahuje příliš velké množství slabých hvězd. Za tak
velkou dobu se stihly rozprchnout. Je však bohatá na dvojhvězdy -
vizuální i spektroskopické (ostatně viz Uranometrie 2000.0).
Letos to tuším bylo již potřetí, kdy Tomáš Rezek v trpaslíku
uveřejnil předpovědi zákrytů dvojhvězd Měsícem. Ovšem až o uplynulých
prázdninách se mi do rukou dostalo pěkné vylíčení pozorování Pavla Gabzdyla z
9. července 1991, kdy byla zakryta hvězda Sigma 534:
Měsíc se objevil nad východním obzorem v takovém místě oblohy, které při
pohledu z mého pozorovacího balkónu zakrývá sousední panelák. Musel jsem se
tedy se svým 11 cm Newtonem přemístit na své východnější stanoviště - do
kuchyně. Odtud jsem si začal prohlížet srpek naoranžovělého Měsíce a i přes
pokročilé svítání (šla vidět je Capella a Letní trojúhleník) jsem sledoval
zbylou neosvětlenou část - popelavý svit, který byl velmi dobře zřetelný.
Mezitím se po celé obloze rozprostřel jemný závoj cirrů a obraz už byl v
dalekohledu mizerný. Netrpělivě jsem očekával výstup sekundární složky (8.6
mag), která podle předpovědi měla opustit disk již za minutu. Minuta uběhla a
já pořád nic neviděl, ale pak jsem si všiml slabé hězdičky kousek od
neosvětlené strany Měsíce - propásl jsem to! Asi po dvou sekundách se jeho
okraj rozjiskřil a probleskla i primární složka (6.2 mag).
Pozorování se tedy vlastně nepovedlo, protože výstup sekundární
složky jsem zaspal (především kvůli malé jasnosti). Přesto to byla velice
zajímavá a napínavá podívaná, na kterou rád vzpomínám. (pozn. Třetí hvězda na
kresbě je SAO 76582 jejíž výstup se odehrál o více než deset minut dřív.)
No a nakonec i já trochu přispěji do mlýna. V minulém BT Leoš Ondra psal o
jasné kulové hvězdokupě G1 z M 31. Během Expedice v Úpici mi nedalo, abych se
na ni nepodíval. Jak se dál dočtete, nebylo to vůbec nic jednoduchého. Přesto
se mi podařilo spatřit i nějaké detaily. Ovšem existence mnou pozorované
slabé hvězdy, která by měla ležet na západním okraji kupy, je silně nejistá a
chtělo by to prověřit.
1./2. srpna 1994 Cass 250/3500 mhv 6.1 mag G1 M31 And - páni, já ji viděl!
Bylo to sice s Kasíkem a práce pro chirurga, ale zdařilo se. V 88x jsem podle
BT snadno našel pozici a v 140x jsem ji bočním, ani ne s velkou námahou,
uviděl. Byla na první pohled mlhavou skvrnou, zhruba o průměru té blízké
těsné dvojice [20'']. To jsem si potvrdil i v 350x - v něm se mi dokonce
chvílemi zdála ještě větší. Každopádně bez výrazného středového zjasnění, ale
přesto s ním.
3./4. srpna 1994 Cass 250/3500 mhv 6.2 mag G1 M31 And - zv. 140x: naprosto
extrémní pozorování. Zhluboka jsem dýchal, šíleně mne oslňovala LEDka a
obloha. Po chvilkách expozice se mi zdálo, že ji vidím mírně se zjasňující do
středu a se slabou hvězdou na západním okraji; chvílemi mi naopak
připadala bez zjasnění a těsné hvězdy. Každopádně není stelární.
Toť pro dnešek fše. Pozorujete, kreslete, popisujte a pište!
4./5. srpna 1994: ...dále jsem během noci viděl nádherný bolid (tak
-4 až -5 mag) s 12-ti sekundovou stopou, na kterou pohotově Pepa Ďurech a
Peťa Begeni namířili Somety. Já jsem tak spolu s pár dalšími šťastlivci
poprvé v životě viděl vlivem silných větrů ve stratosféře pozvolna
rozplývající se, kroutící se a pomalu se pohybující stopu. Nádherný
zážitek.
Měsíční okénko
Yerkes - Letící orel
V roce 1897 byla otevřena
Yerkesova observatoř, která dnes náleží Chicagské univerzitě ve Wiliams Bay,
stát Wisconsin. V nádherných kopulích hvězdárny se skrývají 100 a 104
centimetrové reflektory a především 102 cm refraktor, největší čočkový
dalekohled světa.
K obrázku: Východ Slunce nad kráterem Yerkes. Kresba je vylepšenou verzí
kresby K. Moseleyho z 4. dubna 1984 16 cm refraktorem při zvětšení 204x.
Východní val (dole) jsem záměrně zvýraznil, aby nezanikl při kopírování.
Západ vpravo, sever dole.
Vybudování této observatoře financoval chicagský
milionář Charles T. Yerkes (1837 - 1905), a protože mezi její pozorovací
programy patřila I selenografie, není divu, že se "chlebodárce" ocitl i na
povrchu Měsíce. Jméno Yerkes dnes tedy nese kráter o průměru 36 km na
západním okraji oválného Mare Crisium.
Časné ráno
Uzoučký, tři dny starý srpek Měsíce se pohupuje nízko nad
západním obzorem a pokud to kvalita obrazu dovolí, můžeme shlédnout krásnou
scenérii, která se u západního břehu "krizového" moře právě nyní
vytváří. Nespojená, obloukovitá hradba moře má podobu jakýchsi klepet,
zasahujících do hluboké tmy za terminátorem. Konce klepet tvoří dva proti
sobě stojící mysy - lat. Promotorium - Olivium a Lavinium. Mezi nima se
nachází řetízek drobných kráterů, který v roce 1953 považoval J. O'Neill za
most zv. Lunar bridge nebo O'Neill's bridge.
Východně od Promotorium Lavinium objevíte na moři "letícího orla"s široce
roztaženými křídly. Ano, přesně tak totiž vypadají západní hradby kráteru
Yerkes, které v tuto chvíli září na potemnělém povrchu moře. Kráter sice
obvykle neukazuje východní zatopený val, ale vycházející Slunce nutí i ty
nejjemnější detaily, aby ukázaly svou skrytou tvář. A tak se i Yerkes může
nyní pyšnit svým celistvým tvarem.
Zapadající Slunce
Patnáct dní trvající lunární den končí, a jak se Slunce
pomalu sklání k měsíčnímu obzoru, začínají se stíny západních hradeb moře
protahovat a jejich špičaté konce postupně zalévají tmou zbytky hladkého
povrchu. Yerkes sevřený mezi fantastické stíny se opět může pyšnit svým
nesmělým východním valem a také drobným středovým vrcholkem, který jsem
pozoroval 24. října 11 cm Newtonem. Vrcholek jsem později našel i na
fotografii z Lunar Orbiteru.
Velice těsně u východního okraje kráteru
ještě prochází úzký hřbet (Dorsum Oppel), který vás zavede až ke kráteru
Lick. O něm ale až příště.
J. Sadil, Cíl Měsíc, Orbis, Praha 1960, str. 254-5.$ Peter H. Schultz,
Moon morphology, University of Texas Press 1976.
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
Přejeme rychlé spojení a dostatek trpělivosti Bílý Trpaslík je dvouměsíčním zpravodajem sdružení Amatérská prohlídka oblohy (IČO 49467905). Adresa redakce: Jiří Dušek, Kubešova 8, 612 00 Brno, tel. 05-75 32 23, E-mail: dusek@elanor.sci.muni.cz. Sazba LaTeX (textová část 47 861 bytů). Zdrojové texty a některé další materiály vydávané sdružením jsou též k dispozici na anonymním ftp serveru psycho.fme.vutbr.cz (147.229.32.10). nbsp; Copyright APO 1994
|