OBSAH:
Stopařův průvodce po Galaxii o nich
říká hned několik věcí.
Ručník je skutečně kolosálně užitečná součást výbavy
hvězdného stopaře. Především má značnou praktickou cenu -
můžete se například do něj zabalit, aby vám nebylo zima, když
poskakujete napříč chladnými měsíci planety Jaglan Beta. Můžete
na něm ležet na zářivých, mramorovým pískem vystlaných plážích
Santraginu V a vdechovat opojné výpary z jeho moří. Můžete na něm
spát pod hvězdami, jež tak rudě září na planetě pouští,
Kakrafúnu. Můžete ho použít jako plachtu, až doplujete na
maličkém voru po proudu drsné řeky Moth, můžete ho namočit pro
boj z blízka, nebo si jím zahalit hlavu, abyste necítili jedovaté
pachy žravé obludy Blátolačky z Traalu a nestřetli se s jejím
pohledem (je to nepředstavitelně tupé zvíře, myslí si, že když ji
nevidíte, nevidí ani ona vás - blbá jak tágo, ale zato značně
žravá). Když jste v úzkých, můžete jím signalizovat o pomoc. No,
a samozřejmě se jím také můžete utřít, pokud vám po tom všem
ještě připadá dost čistý.
Co je však ještě důležitější, je obrovský psychologický význam
ručníku. Tak například když nějaký paďour (paďour = ten, kdo není
stopař) zjistí, že stopař má ručník, automaticky předpokládá, že
vlastní rovněž kartáček na zuby, žínku, mýdlo, krabici sušenek,
čutoru, kompas, mapu, klubko provázku, sprej proti mravencům,
výbavu do deště, skafandr atd. ap. A nejen to. Rád stopaři půjčí
kterýkoli ze jmenovaných předmětů nebo cokoli jiného, co stopař
nešťastnou náhodou "ztratil" .Onen paďour si totiž
pomyslí, že ten, kdo dokázal stopovat napříč a našíř celou
Galaxií, žít v drsných podmínkách a za pár šupů, porvat se
s osudem a přeprat ho, a kdo přesto vždycky ví, kde má ručník, je
zřejmě člověk, s nímž nutno počítat.
Tento obrat ostatně pronikl i do stopařského slangu. Lze
například říct: Hele, sasuješ toho húpyho Forda Prefecta?
To ti je teda frúd, kterej fakticky ví, kde má ručník.
(sasovat = znát, brát na vědomí, seznámit se s, poznat po
sexuální stránce; húpy = opravdu děsný frajer, frúd = opravdu
děsně správný frajer.)
Stopařův průvodce po Galaxii
V úvodu svého povídání (nebo spíše písání) se musím přiznat
k jedné věci. Název článku není
originální. Převzal jsem ho z knížky anglického
spisovatele Douglase Adamse. Popisuje v ní bláznivé cestování
jednoho pozemšťana a několika mimozemšťanů po Galaxii, která je
mnohem absurdnější, než by vás mohlo vůbec napadnout. Vřele
doporučuji.
Via Lactea
Mléčná dráha [Na úvod pár pojmů. Pod názvem
Mléčná dráha se vždy myslí onen světlý pás táhnoucí se
na hvězdné obloze. Galaxií, psáno s velkým G, bude
hvězdný ostrov, ve kterém
žijeme. Všechny ostatní galaxie jsou pak psány s malým
g.] je na tmavé obloze výrazný objekt, který nemá
obdoby. Není tedy divu, že si jí lidé všímali již v pravěku a že
ji považovali za ztělesnění bohů, duchů, smrti,
šamanů i lidských duší. Její proměnlivý vzhled během roku také
umožnil předvídat různé sezónní změny. Někde to byl
Sirius, někde východ Slunce, jinde (např. u jihoamerických
Indiánů) Mléčná dráha.
Názory starověkých národů na vznik a smysl Mléčné dráhy jsou
stejně pestré, jako celý lidský rod. Řekněme si proto jenom o několika
z nich:
Mléko: Řekové a Římané vysvětlovali nepravidelné kontury
Mléčné dráhy jako rozlité mateřské mléko bohyně Hery, ženy Zea.
(Stalo se tak, když kojila Hérakla.)
Proto se také pro ni používá označení Via Lactea, Mléčná
dráha. Současně si uvědomovali, že nebýt Země, jevila by se nám jako
kruh. Byla tedy také nazývána Galaxios kuklos. Zkrácením tohoto
názvu vzniklo dnešní označení Galaxie.
Je zajímavé, že podobnou legendu najdeme i u Jakutů ze
severovýchodní Sibiře. Jen se zde místo bohyně Hery vyskytuje
jejich bohyně zrození a života.
Oheň: Příslušníci kmene Pokomo z východní Afriky si
Mléčnou dráhu představovali jako kouř z táborových ohňů svých
předků. Pro obyvatele pouště Kalahari pak byla popelem rozsypaným
bájnou dívkou.
Jizva: Pro různé národy Sibiře byla Nebeskou
jizvou. Filozof Plato Mléčnou dráhu považoval za šev
rozdělující nebe na dvě poloviny.
Řeka: V jižní Austrálii ztotožňovali Mléčnou dráhu s nebeskou řekou.
(Temné zálivy byly mělké laguny.) Číňané ji nazývali
Tian Ho, Nebeský Ho, nebeské pokračování pozemské Ho,
která nebyla ničím jiným než Žlutou řekou.
Temné části Mléčné dráhy si pojmenovali například peruánští
Kečuánci: partridge = koroptev, llama = lama, baby llama = malá
lama, fox = liška, toad = ropucha, snake = had. Mléčnou dráhu
přitom považovali za nebeskou řeku, která hraje významnou roli
v koloběhu vody v přírodě. Své názvy měli i Májové. Tzv. Velké
trhlině říkali Cesta do Xibalba (Podsvětí). Podle
knihy At the Crossroads of the Earth and Sky.
Samozřejmě, že také vznikaly různé domněnky
o původu Mléčné dráhy. Ovšem ať už byly správné, či zcela zavádějící, vždy byly bez
rozumného základu, nepodloženy pozorováním. Bez optických pomůcek
totiž nebylo možné o Mléčné dráze a tak i o naší Galaxii
zjistit téměř nic.
První kroky
Významný krok kupředu učinil až Galileo Galilei (1564-1642),
který si jako první prohlédl Mléčnou dráhu dalekohledem.
Většinu svých pozorování a tedy i objevů provedl mezi
30. listopadem 1609 a 7. lednem 1610. Brzo poté publikoval útlou
knížečku Nuncius Siderius, Hvězdný posel. Zde najdeme
i následující řádky:
Třetím předmětem pozorování byla podstata a stavba Mléčné
dráhy. Za pomoci dalekohledu byla natolik citlivě pozorována, že
všechny dohady, které v průběhu věků trápily filozofy, jsou
vyřešeny zřejmým svědectvím a tím se zbavíme mnohočetných
disputací. Skutečně Galaxie se nám nejeví ničím jiným, než
souborem mnohočetných hvězd, rozložených do skupin. Namíříme-li
dalekohled do libovolného místa, hned se našim zrakům představí
ohromné množství hvězd, z nichž mnohé jsou dostatečně velké a
dobře pozorovatelné. Množství těch nejmenších ale pozorování
nepodléhá.
Galileo Galilei tak odhalil, že krémově bílý pás s mnoha
světlými i temnými zálivy není nic jiného než myriády slabých
hvězd, jednotlivě neviditelné, jako celek však vytvářející Mléčnou
dráhu.
Thomas Wright ve své "Originální teorii"
na obrázku vlevo vysvětluje, že kdyby se pozorovatel nacházel ve
hvězdném systému ohraničeném dvěmi rovnoběžnými rovinami,
pozoroval by kolem sebe něco podobného Mléčné dráze. Ve skutečném
vesmíru jsou přitom viditelné hvězdy uspořádány stejně.
Všechny hvězdy ale tvoří buď velkou dutou kouli, nebo systém podobný
Saturnovým prstenům. Druhá z možností je nakreslena na obrázku
vpravo. Viditelné hvězdy tvořící disk se nacházejí v místech
označených písmenem B nebo C, zatímco všechny hvězdy jsou
uspořádány do
prstence kolem "Božského středu" označeného písmenem
A.
Na první představy o stavbě Galaxie jsme si museli
počkat až do 18. století. Přesně v jeho polovině, roku 1750, totiž
publikoval Thomas Wright (1711-1786) knihu An Original
Theory or New Hypothesis of the Universe. Zde se můžete
například dočíst, že Slunce je jednou z mnoha hvězd, které
obíhají kolem "Božského středu " našeho hvězdného
systému. Ten je buď sférický, nebo plochý, vždy však dutý. Po
pravdě řečeno jednalo se spíše o prezentaci jeho náboženských
představ, než solidní teorii. Nepřekvapí tedy, že
nebyla brána vážně. Také sám Wright své názory časem změnil.
(Na mnohem kurióznější.) Jeho role je tudíž značně přeceňována.
Na druhou stranu ale tato teorie, i když poněkud nepochopená,
přivedla o pár let později Immanuela Kanta (1724-1804) na paralelu mezi Mléčnou dráhou a
rovinou Sluneční soustavy: hvězdy se všechny pohybují
stejným směrem, příliš nevybočují z roviny, stejně jako planety
při jejich heliocentrickém pohybu kolem slunečního tělesa.
Na scénu přichází William Herschel (1738-1822),
slavný astronom, který je "namočen" snad do všech významných
astronomických objevů. Roku 1781 objevil
planetu Uran. Svůj nález chytře připsal tehdejšímu anglickému králi
Jiřímu III., který ho za to stanovil svým královským
astronomem a stal se jeho mecenášem. Až na sporadické ukazování
krás hvězdné oblohy členům královské rodiny, případně významným
návštěvám, neměl Herschel vůbec žádné povinnosti! V klidu
a pohodě tak mohl bádat. Za svůj cíl si přitom nedal nic menšího
než důkladnou prohlídku celé oblohy a pokus určit tak
skutečné rozměry hvězdného systému.
Při výzkumu, který prováděl s pomocí svého 18 3/4 palcového
reflektoru (s délkou 20 stop), vycházel z následujících dvou
předpokladů:
Při studiu Galaxie postupoval tak, že počítal počet hvězd, které
viděl v zorném poli dalekohledu (průměr 15', mhv
kolem 15 mag), často v několika sousedních místech. Poté
vypočítal průměrnou hodnotu. Určil tak relativní vzdálenost
hranic hvězdného systému v několika stovkách míst (směrech) na
nebi.
Roku 1785 své výsledky shrnul v publikaci On the
Construction of the Heavens[Předcházela tomu ale
stejnojmenná přednáška 12. června 1784 před Royal Society
v Londýně.]. Podle Herschela je Mléčná dráha (resp. Galaxie) vrstvou nebo
oblakem hvězd, z nichž jednou je i Slunce ležící poblíž středu.
Sestavil také známý model Galaxie (viz obrázek). Její velikost
odhadl na $1000x 100 Sm, tj. siriometrů [Za
jednotku vzal vzdálenost Slunce-Sirius. Skutečnou
hodnotu však neznal. První paralaxy se podařilo u 61 Cygni
a Tolimanu určit až
koncem roku 1838.]. Podle dnešních měřítek tedy $9000x 900$
světelných roků.
Určitě je vám jasné, jakých chyb se Herschel dopustil.
Průřez čočkovitou Galaxií podle Williama Herschela. Slunce
se nachází poblíž středu. Výrazný zářez odpovídá tzv. Velké
trhlině.
Roku 1839 dokončil v Birr Castlu ve středním Irsku budoucí třetí
Lord of Rosse (později Lord Oxmantown) svůj třístopý reflektor.
Byl sice astronom amatér, ale velmi majetný astronom amatér. Mohl si tudíž
dovolit postavit v té době největší dalekohled světa o průměru
šest stop (1,8 metru), se kterým spolu se svými
asistenty začal od roku 1845 zkoumat mlhoviny.
Těchto objektů bylo totiž známo již několik stovek. Nebylo však
jasné, jaký je jejich původ. Podle jedné skupiny astronomů se
jednalo o velmi vzdálené hvězdné systémy, podle druhé o relativně
blízké mlhoviny, ve kterých se formují nové hvězdy a planety.
Šestistopý dalekohled byl dokončen roku 1845. Zřejmě jeden
z prvních objektů, který se mu dostal do zorného pole, byla mlhovina
M 51, později nazvaná Vírová. Spirální strukturu Messiera
č. 51 jsme detekovali na jaře roku 1851, napíše o pár let
později.
Brzo následují objevy spirální struktury u dalších mlhovin,
například M 99 ve Vlasech Bereniky, M 33 v trojúhelníku, NGC 2903
ve Lvovi... Čím více spirálních mlhovin přibývalo, tím více
astronomů začalo věřit, že se nacházíme v podobné soustavě.
Situaci však zkomplikovala hvězda, která se roku 1885 objevila
v blízkosti jádra M 31. V maximu dosáhla hvězdné velikosti asi šest
magnitud [Později označená S Andromedae, se tak stala
nejvzdálenější hvězdou viditelnou
bez dalekohledu.]. Když se tato jasnost porovnala s jinými
pozorovanými novami (za předpokladu, že všechny novy dosahují
přibližně stejné maximální jasnosti), bylo možné podle známého pravidla
slabší znamená vzdálenější odhadnout vzdálenost Mlhoviny
v Andromedě. Ta vycházela příliš malá. A. A. Common například
uvedl: Je těžké si představit, že tak podivuhodný objekt,
jakým je Mlhovina v Andromedě, k nám není blízko; pravděpodobně
je nejbližším hvězdným systémem ze všech. Díky supernově v M 31
se tak spirální mlhoviny na nějaký čas staly objekty naší Galaxie.
Slabší znamená vzdálenější
Příběh odkrývání podoby Galaxie má spoustu různých kliček, záhybů
a odboček. Bezesporu jeden z nejdůležitějších milníků byste potkali
počátkem tohoto století v Peru. Zde se totiž nacházela pobočka Harvardské
univerzitní observatoře, kde se mimo jiné prováděla pravidelná
fotografická patrola Velkého a Malého magellanova oblaka (tehdy
považované za rozsáhlé hvězdné kupy).
Fotografické desky Malého magellanova oblaku posloužily
Henrittě Levitt k nalezení 1777 nových proměnných hvězd(!),
jejichž seznam publikovala roku 1908. Bylo mezi nimi také
šestnáct proměnných (cefeid), u kterých se podařilo určit periody
světelných změn. Pohybovaly se mezi 1,25 a 127 dny a jak Levitt
poznamenala, čím byla perioda delší, tím byla hvězda jasnější. V roce 1912 publikovala další práci, ve které své výsledky
vyjádřila graficky. Poprvé se tak objevil P-L diagram
(závislost periody na svítivosti).
V dodatku článku pak poznamenala, že by bylo možné určit
vzdálenost Malého magellanova mračna, kdyby se podařilo určit
souvislost mezi její fotografickou škálu a absolutními hvězdnými
velikostmi.
Byly tak objeveny vynikající indikátory
vzdálenosti (tzv. standardní svíčky). U cefeid se stejnou periodou světelných
změn (a tedy i svítivostí) totiž musí pozorovaná hvězdná velikost
souviset se vzdáleností [Platí známý vztah m - M = 5 \ log
r -5, kde M je absolutní hvězdná velikost, m pozorovaná
hvězdná velikost a r je vzdálenost v parsecích.].
Problém byl jen jeden. Okalibrovat P-L diagram, tedy zjistit
alespoň u některých cefeid jejich absolutní hvězdné velikosti.
Všechny se ale nacházejí tak daleko, že se ani u jedné nepodařilo
dosud změřit paralaxu. Určování absolutních hvězdných velikostí
cefeid se
proto různě obchází, například přes cefeidy v otevřených
hvězdokupách.
Brzo po objevu Henrietty Levitt se vzdálenost Malého magellanova oblaka určit
podařilo. Roku 1913 napsal Norris Russel, že
zde pozorované cefeidy jsou přibližně stokrát slabší než
galaktické, tedy že je asi
80 000 světelných roků daleko. Taková velká vzdálenost ale
kupodivu nikoho příliš "nevzrušovala" .
Ve stejné době se o cefeidy začal zajímat Harlow Shapley
(1885-1972). S 60ti palcovým reflektorem na Mt. Wilsonu se
zabýval studiem proměnných hvězd u kulových hvězdokup. Brzo našel
také několik cefeid a určil jejich vzdálenosti, které se
pohybovaly kolem 50 000 světelných roků. Předpokládal přitom, že
kulové hvězdokupy jsou
symetricky rozloženy kolem středu Galaxie a tedy, že střed jejich
kostry, definuje střed našeho hvězdného systému. Z jejich
rozložení na nebi [Jedna třetina všech kulových hvězdokup
se nachází jen na pěti procentech nebe v souhvězdí Střelce.] a z jejich vzdáleností určil, že
neviditelné jádro Galaxie leží
několik desítek tisíc světelných let směrem do souhvězdí Střelce:
Rovníkový průměr systému [Galaxie - pozn.] je kolem 300 000 světelných let,
centrum je asi 60 000 sv. r. daleko. Naše místní skupina, velmi
volná a pravděpodobně špatně určená, je asi uprostřed cesty mezi
středem a okrajem.
To byl ale vážný problém. Vycházelo tak, že naše Galaxie je
mnohem větší, než Mlhovina v Andromedě. Nepřekvapí tedy, že
sám Shapley napsal: Spirální mlhoviny jsou pravděpodobně
objekty Galaxie na bázi mlhovin... jsou částí velkého systému,
než aby byly individuálními galaxiemi nebo jinými velikými
vesmíry [Shapleyho odhad ovlivnili dvě věci. Jednak
nepozoroval cefeidy, ale hvězdy typu RR Lyrae, jednak nevzal
v úvahu mezihvězdnou extinkci.]. Shapleyho závěry byly brzo potvrzeny. Zjistilo se totiž, že
hvězdy v okolí Slunce obíhají kolem vzdáleného středu.
V roce 1917 nalezl G. W. Ritchey na deskách pořízených na Mt. Wilsonu
několik nov v různých spirálních mlhovinách (NGC 6946,
NGC 4527). Na základě jejich světelných křivek spolu
s H. D.Curtisem odhadl, že jsou více něž stokrát vzdálenější než
průměrné galaktické novy.
Výsadní postavení Galaxie jako velkého hvězdného ostrovu, který
je obklopen spoustou menších, bylo trnem v oku mnoha
astronomům. Proto se v dubnu 1921 uskutečnila ve
Washingtonu tzv. Velká debata mezi H. Shapleym a
H. D. Curtisem, na které každý z nich obhajoval protichůdné
představy o velikosti Galaxie a původu spirálních mlhovin.
Podle prvního byly spirální mlhoviny pravděpodobně skutečnými
mlhovinami. A jestliže by se přeci jenom jednalo o hvězdné
systémy, pak byly nesrovnatelné s Galaxií, co do velikosti i
stavby. Curtis naopak tvrdil, že se jedná o hvězdné systémy,
které se nacházejí ve vzdálenostech 500 000 až 10 000 000
světelných roků. Jejich rozměry jsou tudíž srovnatelné z Galaxií,
která je pravděpodobně také spirálou.
Problém se spirálními mlhovinami byl brzo vyřešen. Počátkem
třicátých let se totiž staly předmětem studia Edwina Hubbla
(1889-1953). Jelikož šedesátipalcovým reflektorem u některých z nich
rozlišil jednotlivé hvězdy, mohl od roku 1923 používat k výzkumu
právě dostavěný 100palcový reflektor na témže kopci. V poměrně
málo známé mlhovině NGC 6822 (nazývané Barnardova galaxie) nalezl
několik proměnných hvězd. Ovšem ještě než je podrobně prozkoumal,
obrátil svou pozornost na podzim téhož roku k Mlhovině
v Andromedě, kde jiní astronomové nalezli několik nov, mnohem
slabších než ta z roku 1885.
První dobrá deska programu... dovolila objevit dvě
normální novy a jeden slabý objekt, který může být na první pohled
považován za novu, řekl později o snímku z 5. října 1923.
Srovnáním se staršími deskami ale vzápětí zjistil, že se jedná
o cefeidu. V dopise zaslaném v únoru roku 1924 Shapleymu pak
najdete: Přikládám kopii světelné křivky, která nadevše
pochybnosti patří cefeidě... Perioda 31,45 dne odpovídá
absolutní hvězdné velikosti -5 mag... střední sg jasnost je
18,5 mag a vyžaduje korekci vzhledem na barevný index...
vzdálenost tedy vychází na 300 000 parseků. Brzo poté Hubble
identifikoval cefeidy i u NGC 6822. Vzdálenost zde vycházela
podobná. Mlhoviny tedy leží daleko za hranicemi Galaxie a jsou
podobně veliké [Hvězda
S Andromedae pak nemohla být obyčejnou novou, ale něčím jiným,
supernovou.].
Je naše Galaxie galaxií spirální?
Studovat Galaxii je značně obtížné. Nacházíme se totiž uvnitř a
nemůžeme se podívat z venku. Ve viditelném oboru spektra přitom
dohlédneme do vzdáleností maximálně deset tisíc světelných let,
v rádiovém oboru pak asi třikrát dál. První úvahy o vzhledu Galaxie
si ovšem musely vystačit právě s vizuálním pozorováním.
Jednu z nejlepších studií vzhledu Mléčné dráhy tak, jak je vidět
bez dalekohledu, provedl v letech 1956 a 1957 Sergej Gapoškin.
Krátil si tak dlouhé chvíle při spektroskopických pozorováních
v jižní Austrálii. Mimo jiné pořídil kresbu celé Mléčné dráhy.
Mléčná dráha rozdělena podél galaktického
rovníku na dvě části byla pro Herberta D. Curtise
(1872-1942) roku 1918 důkazem, že naše Galaxie je galaxií
spirální. Spirální mlhoviny viditelné z boku
totiž mají podobný temný pás stínící hmoty.
Pravděpodobný vzhled Galaxie při pohledu z boku z místa
daleko za Sluncem. Většina temných
mlhovin bude uspořádána do charakteristického pásu, viditelné by
mohly být jen nejjasnější hvězdy s absolutní hvězdnou velikostí
nad -7 magnitud. (Autor Sergej Gapoškin)
Definitivní důkaz o existenci mezihvězdné hmoty, která zeslabuje
procházející záření, podal ve třicátých letech tohoto století
Robert Trumpler (1886-1956). Na Lickově observatoři
studoval otevřené hvězdokupy. Jejich vzdálenosti odhadoval dvěma
způsoby: jedna podle pravidla slabší znamená vzdálenější},
jednak úhlově menší znamená vzdálenější (za předpokladu
srovnatelných velikostí otevřených hvězdokup). Výsledky obou
metod se ale diametrálně rozcházely. Důvodem byla existence
mezihvězdné hmoty. Ta sice neovlivní úhlové rozměry, ale
vzdálenější hvězdokupy jsou díky ní slabší, než by byly ve
skutečnosti, a tudíž i "mnohem vzdálenější" .
Díky jeho objevu se Slunce přiblížilo ke středu Galaxie ze
vzdálenosti odhadované Shapleym na asi polovinu. Galaxie
se stala stejně velká jako ostatní. Co to vlastně jsou spirální ramena? Na snímcích jiných galaxií
mají podobu pásů zářící hmoty, mezi kterými se nachází jen velmi
málo hvězd. Chyba! Spirální ramena obsahují přibližně stejné
množství hvězd, jako okolí. Jeví se však jasnější díky extrémně
svítivým hvězdám populace I, které zprostředkovávají většinu
zářivého výkonu galaxie.
Jako indikátory spirálních ramen tedy můžeme u naší Galaxie
použít:
svítivé hvězdy spektrální třídy O a B Jejich výhodou je,
že je můžeme vidět na velmi velké vzdálenosti. Bohužel právě
vzdálenost se u nich odhaduje značně špatně (všechny leží příliš
daleko).
oblasti ionizovaného vodíku HII Oblaka ionizovaného
vodíku najdete především v okolí hvězd spektrální třídy O a B.
Pouze ony totiž produkují dostatek ultrafialových fotonů.
Oblaka jsou ale viditelná i v jiných oborech spektra a tudíž na větší
vzdálenosti.
oblasti neutrálního vodíku HI Ty je možné pozorovat
v radiovém oboru. Vyskytují se však i mimo spirální ramena a tudíž
nejsou příliš vhodná.
rozsáhlá molekulová oblaka Drtivou většinu zářivých hvězd
spektrální třídy O a B najdete ve spirálních ramenech. Takové
hvězdy ale nemají dlouhou dobu života, nestačí se tedy příliš
vzdálit od místa svého zrodu. Vznikají ve spirálních ramenech
v rozsáhlých molekulových oblacích. Všechna velká molekulová oblaka
leží právě tady. Jsou tudíž velmi dobrými indikátory spirální
struktury. Pozorují se v radiovém oboru.
Jako první posloužily hvězdy spektrální třídy O a B. Za druhé
světové války se podařilo Walteru Baademu rozlišit
jednotlivé hvězdy ve vnitřních oblastech galaxií M 31, M 32 a
M 110. Zjistil přitom, že existují dva typy hvězd: I. svítivé hvězdy
spektrální třídy O, B a členky otevřených hvězdokup (tzv.
populace I), II. členky kulových hvězdokup a krátkoperiodické
cefeidy (tzv. populace II). Hvězdy typu I. se přitom vyskytovaly
především ve spirálních ramenech. Roku 1950 napsal. Máme,
alespoň se tak domnívám, jasné důkazy, že Galaxie je Sb spirálou,
protože má podobné jádro jako Mlhovina
v Andromedě[W. Baade nalezl několik průzorů,
kterými je možné vidět až do těsné blízkosti středu Galaxie.
Jeden z nich se nachází v okolí kulové hvězdokupy NGC 6522 jejíž
vzdálenost odhadujeme na asi 20 000 sv. r. Toto Baadeho
okno je
dnes jedním z mála míst, kde můžeme v optickém oboru studovat
hvězdy v blízkosti jádra. Podrobně se o něm
psalo v loňském zářijovém Trpaslíku.][Sb je
označení zavedené Edwinem Hubblem (časem značně modernizované a
doplněné). Extragalaktické mlhoviny (tedy
galaxie) rozdělil do tří základních skupin: spirální,
eliptické a nepravidelné. Galaxie s výrazným jádrem a
nevýraznými rameny mají označení Sa. Galaxie typu
Sc mají jádro
malé, ale krásná, otevřená ramena. Typ Sb je přechodem mezi
Sa a Sc.
Jestliže má galaxie příčku, přidává se písmeno B, tedy SB.
Eliptické galaxie se značí písmenem E, následováno číslem od
0 do
7 (0 pro kulové galaxie, 7 pro ty nejprotaženější). Nepravidelné
galaxie se značí Irr. Pro naší Galaxii zavedl v sedmdesátých
letech Gerard de Vaucouleurs modernizované označení SAB(rs)bc
II.
SAB znamená, že má nevýraznou příčku (přechod mezi kruhovým
jádrem SA a jádrem s příčkou SB), rs znamená, že je přítomný
nevýrazný centrální prstenec hvězd a plynu, bc charakterizuje
vzhled ramen, II pak říká něco o celkové svítivosti.].
V srpnu 1950 prezentoval výzkum asi devíti stovek hvězd spektrální třídy
O a B. Jejich vzdálenosti sice byly většinou značně nejisté, ale
u některých se přeci jenom podařilo určit jejich polohy v prostoru.
Bylo zřejmé, že se Slunce nachází na okraji spirálního ramene,
které probíhá ze souhvězdí Lodního kýlu až do Labutě.
O rok později publikovala trojice autorů Morgan, Sharpless a Osterbrock
první model okolí Slunce, na kterém jsou tři spirální ramena.
Jedno prochází Sluncem, druhé leží ve vzdálenosti asi 6000 sv. r.
směrem od středu Galaxie (rameno Persea) [Spirální
rameno Persea vděčí za svůj objev dvojici hvězdokup
chi a h Persei. Morgan si totiž všiml, že mají, stejně jako
velký počet hvězd ze souhvězdí Persea, Kasiopeji a Kephea, obdobný
modul vzdálenosti mezi 11 a 12 mag. Musí se tedy nacházet ve
vzdálenosti asi dva kiloparseky.], třetí se pak nachází
směrem ke středu.
Jejich závěry byly brzo potvrzeny na základě pozorování
neutrálního vodíku. Jeho radiová emise na vlně 21 cm byla
objevena roku 1951 [Ze změřeného Dopplerova posuvu a
předpokladu o rotaci Galaxie je totiž možné určit vzdálenost
zdroje záření (viz loňské číslo Bílého trpaslíka).]. O rok později pak vznikla pod vedením B. Boka
a J. H. Oorta první mapa rozložení neutrálního vodíku v Galaxii,
na které byly vidět nejen tři, ale i další spirální ramena:
Slunce je na vnitřní straně ramene později nazvaného Orionovo.
Směrem do souhvězdí Vozka a Persea hledíme na rameno Persea
vzdálené od středu Galaxie asi 10 kpc. Jeden až dva kiloparseky
od nás, směrem do souhvězdí Střelce leží další rameno Střelce.
Roku 1976 publikovali manželé Georgelin
mapu, která byla dlouhou dobu brána za standardní
mapu Galaxie. Na základě rozložení rozložení mlhovin pozorovaných
v optickém i radiovém oboru spektra určili rozložení čtyř
základních spirálních ramen, včetně tzv. ramene Pravítka, které
je dnes považování za hlavní rameno Galaxie. Dnešní představy o vzhledu Galaxie
Na základě pozorování ve všech oborech spektra elektromagnetického
záření si dnes Galaxii představujeme takto:
U Galaxie rozlišujeme následující části:
Halo je symetrická kulová složka, s rostoucí koncentrací
směrem ke středu Galaxie. Tvoří ji
červení trpaslíci, staré hvězdy populace II (s malým obsahem
těžších prvků), kulové hvězdokupy (jejich celkový počet se
odhaduje na 200).
Stáří je kolem patnácti miliard let. Hvězdy se pohybují po
koncentrických drahách, tzv. banánových křivkách. Tedy
neperiodicky. Zástupce
těchto hvězd najdeme i v okolí Slunce (náhodně zde prolétají
rovinou Galaxie). Např. Arkturus, Barnardova hvězda apod.
Naopak zřejmě jednu z nejvzdálenějších hvězd najdete v souhvězdí
Panny. Promítá se na okraj galaxie M 49 (proto byla také
objevena) a jedná se o proměnnou typu RR Lyrae s periodou
0,6661 dne a amplitudou 0,4 mag. Její střední hvězdná velikost je
19,2 magnitudy, vzdálenost se odhaduje na 155 až 180 tisíc
světelných roků.
Disk obsahuje nejvíce hvězd, jeho tloušťka je asi 1200
sv. r.. Hvězdy se zde účastní rotace kolem středu, sklon jejich
drah k rovině Galaxie je pouze několik stupňů. Jejich stáří se
odhaduje na dvě až deset miliard let. Patří sem i Slunce.
Disk Galaxie je obklopen širším diskem plynu, který končí ve
vzdálenosti asi 80 000 světelných let od středu.
Plochá složka je tvořena nejmladšími hvězdami populace I,
které zde dodnes vznikají. Pochází od ní převážná část
zářivého výkonu Galaxie, tlustá je asi 500 sv. r. Její podmnožinou jsou
hvězdy extrémní populace I a mezihvězdná látka, které tvoří
spirální ramena. Tedy hvězdy spektrální třídy O a B, mladé
otevřené hvězdokupy, supernovy druhého typu, oblasti ionizovaného
vodíku, molekulová oblaka. Do ploché složky patří například Rigel
či Deneb.
Jádro je ohromná kulová hvězdokupa o velikosti
5 x 3 kpc. Je složeno z méně hmotných hvězd,
nejsvítivějších červených obrů, hvězd populace II s vyšším
zastoupením těžších prvků. Jejich věk se odhaduje na 11 až 14
miliard let. Je oválné, Galaxie má tedy
nevýraznou příčku, na jejíchž koncích začínají spirální
ramena [Na příčku poprvé upozornila družice IRAS.
Zjistila, že na jedné straně jádra Galaxie jsou hvězdy v průměru
blíže než na druhé.]. Poměry stran příčky jsou přibližně jedna ku
dvěma.
Jádro může být příbuzné s tzv. tlustým diskem -
oblastí, která zabírá několik tisíc světelných let nad a pod
viditelným diskem Galaxie. Obsahuje hvězdy tvořící přechod mezi
populací I a II, které jsou ponořené do řídkého, ale horkého
oblaku plynu. O této složce víme velmi málo.
Na hvězdné obloze je možné nalézt několik více či méně podařených
"dvojníků" Galaxie. Patří sem například M 83
v souhvězdí Hydry. Také NGC 3344 v Malém lvovi se považuje za
velmi podobnou. U té naší rozlišujeme následující spirální ramena:
Rameno Vnější nebo také rameno Pravítka či "tři
kiloparseky" .Je hlavním spirálním ramenem. Začíná u středu
Galaxie 12 000 sv. r. od Slunce (jako rameno Pravítka),
obtáčí se kolem, mizí za
středem a objevuje se za ramenem Persea (proto označení Vnější).
Víme o něm pouze díky radiovému pozorováním molekulových oblaků a
mlhovin.
Rameno Střelce je druhé hlavní rameno, obtáčí téměř celou
Galaxii. Jeho součástí je rozsáhlý molekulový oblak na jehož
okrajích pozorujeme mlhoviny M 8, 16, 17, 20 a asociaci kolem
NGC 6231. Patří do něj i eta Carinae.
Všechna ostatní ramena jsou jen krátká, nevýrazná.
Rameno Štít-Kříž má délku jen několik tisíc světelných
roků, je podobné ramenu Persea a pro vizuální pozorování zcela
ukryto.
Rameno Místní (Orionovo) na jehož vnitřní straně se
nachází Slunce. Táhne se ze souhvězdí Labutě až do Lodní zádě.
Jeho součástí je rozsáhlá asociace Orion OB1, kam patří většina
jasných hvězd souhvězdí Oriona, hvězdokupa Vánoční stromek
(NGC 2264), množství asociací v souhvězdí Labutě. Jedná
se ale spíše o spojnici dvou ramen Střelce a Persea. Okolí Slunce
je přitom naprosto fádní částí Galaxie. Najdete zde hvězdy všech typů i
stáří. Je nutné si ale uvědomit, že 99 procent z nich zde
nevzniklo. Rameno Oriona je kolébkou jen pro hvězdy mladší
30 milionů let.
Součástí ramene Oriona je i komplex temných mlhovin, který se nám
na oblohu promítá jako tzv. Velká trhlina. Jejich vzdálenost se
pohybuje mezi 1500 a 9000 světelnými roky a mají celkovou
hmotnost několik milionů Sluncí. Nejvzdálenější část se nachází
v Labuti, nejbližší v Hadonoši. Proto je také severní konec užší a
ostřeji ohraničený.
Rameno Persea obsahuje výrazný hvězdný komplex jehož
součástí je i dvojice hvězdokup chi a h Persei. Patří sem
tři známé zbytky po supernovách Krabí mlhovina (SN 1054),
Cassiopeiae A (SN 1680) a Tychonova supernova (SN 1572),
hvězdokupa NGC 2244 s mlhovinou Rosetta. Při pohledu z dálky by
zřejmě mělo podobu nevýrazného ramene s mnoha zhustky tvořenými
mladými hvězdami a mlhovinami. Na rozdíl od ramene Střelce a
Pravítka ale nemá zásadní vliv na vzhled Galaxie.
Galaxii doprovází několik menších satelitů. Dva z nich jsou známy
již od starověku. Velké magellanovo mračno je asi 170 tisíc
světelných let daleko a představuje spirální galaxii
s příčkou [Tento typ galaxií má specifické označení Sm, Magellanic spirals.]
a zřejmě tvoří přechod mezi typem Sc a Irr.
Malé magellanovo oblako je zástupcem nepravidelných galaxií. Jeho
nejbližší hvězdy leží ve vzdálenosti 160 tisíc, nejvzdálenější ve
vzdálenosti 220 tisíc světelných roků. V prostoru se tedy jedná
o elipsoid šedesát tisíc světelných roků dlouhý a patnáct tisíc
roků široký. Obsahuje řetěz nápadných mlhovin, které jsou
výsledkem překotné tvorby nových hvězd spuštěné před stovkou milionů let
při největším přiblížení ke Galaxii.
Suitu doplňuje desítka dalších, podstatně slabších
trpasličích galaxií. Jedna z nich se například nachází
v souhvězdí Sextantu, ve vzdálenosti 280 tisíc světelných let. Její
průměr se odhaduje na pouhých několik tisíc roků.
Tak tedy vypadá naše Galaxie.
Tento článek vznikl na základě stejnojmenné přednášky, kterou
jsem měl na Stelárním semináři ve Valašském Meziříčí koncem
března tohoto roku.
PS: Příště Stíny vakua.
Všechno je jinak
Jak už bylo dvakrát naznačeno v předcházejícím článku, drtivou
většinu naší Galaxie tvoří tzv. skrytá hmota. Vychází to
především z pohybu hvězd kolem jejího středu, resp. ze závislosti
oběžné rychlosti
na vzdálenosti (viz obrázek). Pomineme-li oblast
kolem jádra, měla by oběžná rychlost vzrůstat až do vzdálenosti
kolem osmi kiloparseků, kde se nachází drtivá většina hvězd a
pozorovaných objektů. Za
touto hranicí by potom měla převládnout keplerovská rotace, t.j.
jakoby všechna hmota bližší ke středu byla soustředěna v centru.
Přitom platí vztah:
kde a je velká poloosa, P perioda oběhu, M hmotnost jádra, v rychlost oběhu a r vzdálenost od jádra. Kdyby se tedy většina látky v Galaxii nacházela do vzdálenosti osmi kiloparseků, měla by rychlost vnějších částí klesat úměrně převrácené hodnotě druhé odmocniny vzdálenosti (na obrázku čárkovaně). Jak ovšem ukazují měření, rychlost rotace roste (plná čára). Musí tedy růst i hmotnost Galaxie, nejméně úměrně se vzdáleností od středu M(r) ~ r. Většina galaktické hmoty, kterou nazýváme temnou, tedy leží až za osmi kiloparseky (a tedy i za Sluncem). Neviditelná složka je desetkrát hmotnější než ta viditelná. Pravděpodobně tvoří kulové halo, které by mohlo být složeno z hnědých trpaslíků, těles velikosti Jupiteru či jinými, mnohem bizarnějšími objekty. Každopádně je nutné předcházející článek brát s rezervou. Nejedná se totiž o průvodce po Galaxii. O devadesáti procentech její hmoty totiž nevíme téměř nic.
Neviditelné galaxie
Roku 1937 se Shapleymu a jeho asistentka Eric Lindsay podařil
zajímavý objev. Při testování nových fotografických emulzí na
24palcovém refraktoru v jižní Africe nalezli
v souhvězdí Sochaře zvláštní objekt, jaký nikdy předtím
nespatřili. Na žádných předcházejících snímcích se přitom
nevyskytoval. Po delším hledání v archivech se ale přeci jenom druhou
desku, na které by objekt byl, nalézt podařilo. Kuriózní je, že
byla pořízena o třicet let dříve s fotografickou kamerou
o průměru pouze tři palce. Jednalo se o celkem 72 hodinovou
expozici pořízenou během jednoho týdne na jižní observatoři
Harvardské univerzity v Peru. Na objevitelském snímku měl
zvláštní objekt podobu nevýrazné, přibližně kruhové,
skupinky neobvykle slabých hvězd. Na druhé z nich (s mnohem
větším měřítkem) byl pouze nerozlišenou skvrnkou.
Spolu s oznámením objevu Shapley předložil několik možných původů
tohoto Systému v Sochaři. Mohlo se jednat o blízkou kupu
málo svítivých hvězd, nebo naopak velmi vzdálenou kupu či
neobyčejně malou galaxii normálních hvězd, resp. velmi vzdálenou
kupu malých galaxií. On sám dával přednost druhé z možností a
považoval Systém v Sochaři za nový druh vesmírných objektů.
"Pečlivé počítání ukazuje, že skupina na nebi zabírá asi dva
čtvereční stupně, na kterých bylo fotograficky zachyceno asi
deset tisíc hvězd. O kolik víc slabších zaznamenáno
nebylo, ale říci nemůžeme.", dočtete se v časopise
Telescope [Spojením časopisů Sky a Telescope vznikl před
druhou světovou válkou dnešní Sky and Telescope.] z roku 1938.
Studiem tohoto systému se na Mt. Wilsonu začal zabývat E. Hubble
a W. Baade. Jejich asistenti brzo objevili podobný objekt
v blízkém
souhvězdí Pece, který byl složen z ještě slabších hvězd. Po
získání množství snímků 100palcovým reflektorem bylo v Systému
v Sochaři objeveno asi čtyřicet proměnných hvězd se střední hvězdnou
velikostí 19,5 magnitudy. Bylo tak možné odhadnout jeho
vzdálenost na 80 kiloparseků a průměr na pouhé dva
kiloparseky. Nacházel se tudíž za hranicemi
Galaxie a s největší pravděpodobností byl blízkou, malou
galaxií. Vznikla tak nová kategorie trpasličí eliptické nebo
sférické galaxie.
Celková jasnost Galaxie v Sochaři se odhaduje na 9 mag, díky svým
úhlovým rozměrům má ale značně malý jas a je amatérskými
dalekohledy prakticky nepozorovatelná (nepodařilo se mi
získat jediné pozorování). Její svítivost se odhaduje na pouze
1/10 000 svítivosti Galaxie a je desetkrát až patnáckrát menší.
Obdobně je na tom i Galaxie v Peci. Její vzdálenost se
dnes odhaduje na 140 kiloparseků.
Jsou tedy tyto galaxie zcela mimo váš dosah? Ne tak úplně.
Obdobně jako jiné, i ony jsou obklopeny kulovými hvězdokupami.
Nejjasnější z těch, které patří ke Galaxii v Peci, později označená
NGC 1049, byla objevena už v minulém století Johnem Herschelem.
V New General Catalogue je popsána jako středně jasná, malá,
kruhová, téměř stelární. Měla by být jako objekt třinácté
velikosti pozorovatelná v patnácticentimetrovém dalekohledu.
V 30cm reflektoru je potom středně slabou a koncentrovanou skvrnou
o průměru 20'' s nápadným stelárním jádrem.
Bohužel pro naše zeměpisné šířky je příliš na jihu (deklinace
-34,3°). Kdysi dávno (v září 1991) jsem se o ni pokusil
se Sometem binarem 25x100 na roztocké obloze: Velmi
šarlatánský objekt, těsně nad obzorem; malá, kruhová skvrnka
viditelná jen bočním viděním a to ještě s obtížemi. Mezní
hvězdnou velikost v Sometu odhaduji na 9 mag. Je tedy zřejmé, že
jsem ji neviděl. S přiloženou hledací mapkou byste se ale
o ni mohli letos pokusit vy. Darwinův zákon:
Než Zora v obzors skryje
Třpytná Venuše byla dojista první pozoruhodnou planetou starších,
jak pro svůj lesk, tak pro svůj rychlý pohyb.
Sotva Slunce zapadne, už svítí za soumraku. Večer co večer
vzdaluje se od západu a její lesk roste, po několik
měsíců kraluje jako panovnice nebes, pak se ponoří do plamenů
Slunce a zmizí. Bývala po výtce hvězdou
pastýřů, hvězdou sladkých tajemství. Byla to první z nebeských
krásek a jména, kterými ji zdobívali, odpovídají
přímému dojmu, který působí na pozorovatele. Homér ji nazýval
"Kallistos" , (Nejkrásnější krasopaní), Cicero
"Vesper" , (Večernice) a Lucifer "Jitřenka"
(Světlonoš), jméno, které také Bible a staré mythologie dávají
náčelnici nebeské armády.
Camille Flammarion
Asi jste si již všimli "čehosi, co příšerně září na
obloze po západu Slunce" .Jedni tomu říkají "jasná
hvězda" , jiní
zase "jé, hele ufo" a mě maminka naučila, že se tomu říká Venuše.
A právě ona má v tomto období, co ukázat, a to jak při pohledu
dalekohledem, tak i holým okem.
Venuše, nyní již po maximální východní elongaci, která nastala
4. dubna, je
po Měsíci tím nejjasnějším objektem oblohy.
Málokdo ovšem ví, kdy má planeta při pohledu z naší "rodné
hroudy" největší jasnost. Logicky by se nabízelo období
maximální elongace, ve fázi okolo 0,25 a úhlovém
průměr mezi 30 až 35''. To však není vůbec pravda. Venuše není
nejjasnější ani v období dolní konjunkce, kdy má
úhlový průměr přes 60''. A už vůbec v období horní konjunkce se
Sluncem, kdy je Zora přesně
v úplňku. Tehdy je totiž úhlově nejmenší (10''). Dobrá, dobrá
nebudu vás déle napínat (stejně byste na to nepřišli).
Je to vždy v období 30 až 35 dnů před a po dolní konjunkci se
Sluncem (stačí se podívat do ročenky a vynést si
graf závislosti fáze nebo času na celkové jasnosti). Otázka by
mohla znít: Proč právě v této poloze? Vždyť není
ničím výjimečná (je to mezi dolní konjunkcí a maximální elongací)!
Venuše je ovšem těleso, jež má tvar koule
a chová se tedy podle toho. V době maximální elongace tečna
dráhy Venuše míří přesně ve směru naší modré
planety a tudíž se k nám rychle přibližuje. Výrazně tím roste
její průměr a jasnost. Po 30 dnech dosáhne
největší jasnosti a tečna se od Země počne odklánět a jasnost
klesat.
Teď mě napadá, jak by to vypadalo, když by Venuše neměla
atmosféru a měla povrch podobný měsíčnímu.
Jisté fyzikální pravidlo (jehož znění neznám a ani znát nechci)
hovoří cosi o osvětlování hladkých a drsných
kulových těles (záměrně neříkám koulí). Kdy změna celkové
jasnosti hladké koule (Venuše) a drsné koule
(Měsíce) v závislosti na fázi je jiná (i přesto, že obě koule
budou mít stejné albedo). Měsíc má krátery a různé
jiné povrchové nerovnosti, které všechny dohromady vrhají stíny
na osvětlené části tělesa. Tím samozřejmý ubírají
celkovému jasu a to až o sedm procent (záleží na místě
kudy prochází terminátor). Jestliže by tedy
Venuše měla "měsíční tvář" , nárůst celkové jasnosti by
probíhal pomaleji díky stínům v okolí terminátoru.
Často se v souvislosti s Venuší hovoří o viditelnosti jejích fází
volným okem v období
dolní konjunkce, kdy úhlový průměr Venuše dosahuje až 64''.
Je tedy na pokraji rozlišovací schopnosti oka. Není
to však až tak jednoduché, jak se zdá. Venuše je příliš
jasná na to, aby se dala pozorovat přímo. Proto
se musí sledovat ještě na nepříliš temné obloze.
Naštěstí největší úhlový průměr má právě
v blízkosti Slunce, takže pozorovat ji na světlém pozadí by neměl
být žádný problém. V těchto
chvílích by měla být vidět, nebo spíše nevidět, jako velmi úzký
srpeček s fází asi 0,018. Zajímavý je pohled do
Hvězdářské ročenky, která uvádí fázi v dolní konjunkci 0,00. To je
jaksi v rozporu se sklonem dráhy planety
k ekliptice 3,4°.
Bylo podniknuto mnoho různých zkoušek s viditelností Venušiny
fáze. Většina byla negativních. Jednu
z nejzajímavějších provedl P. Moore roku 1957, kdy si pro test
přizval osm dobrovolníků, kterým nejdříve
ukázal srpeček v dalekohledu. Potom je vyzval, aby to, co vidí bez
dalekohledu, zobrazili na papír. Dva
pozorovatelé si nebyli jistí a nenakreslil nic.
Dalších šest však naprosto suverénně vykreslilo srpek
tak, jak jej viděli v dalekohledu. Poté jim Moore sdělil, že
dalekohled obraz převrací. Jestli by tedy viděli
skutečně Venušin srpek, museli by jej nakreslit obráceně.
Druhým zajímavým, ale běžným jevem je stín, jenž vrhají předměty ozářené
planetou.
(Předpokládá se, že stín by mohl vytvářet i dost slabší Jupiter.)
Všimli si toho již Plinius, který poznamenává, že
Venuše je jedinou hvězdou, která vytváří stíny. Camille
Flammarion píše, že když se dne 23. března 1873
v devět hodin večer procházel se dvěma přáteli ve francouzském
městečku Vintmillu, byl překvapen, když
pojednou zpozoroval, kterak ho doprovázejí docela ostré stíny
pohybující se po šedě zbarvené zdi vedle cesty. V pozdějších letech pozoroval Flammarion tento úkaz
ještě několikrát, nejzřetelněji roku 1876.
Téhož roku pozoroval stíny i I. Plummer a srovnával je se stíny
svíčky umístěné v různý vzdálenostech od
osvětlovaných předmětů. První "venušiny" stíny
vyfotografoval A. Touchet koncem minulého století. Ve dvacátém století, se stíny
zabýval roku 1956 W. Steavenson, který konstatoval, že jsou slabé
a nejeví polostíny jako je tomu u stínů
slunečních či měsíčních, neboť Venuše je pro pozorovatele jen
bodovým zdrojem světla.
Pod volnou oblohou jsou stíny jen velmi málo zřetelné, neboť
rozptýlené světlo oblohy, byť jen malého jasu,
osvětluje stínítko a tím zmenšuje kontrast pozorovaných stínů.
V dnešní době světelného znečištění, je proto nutné
vyhledat raději odlehlejší oblasti. Mnohem lépe lze spatřit stíny
v místnostech, kam dopadá světlo
oknem nebo jiným úzkým otvorem. Případně si můžete vytvořit tzv.
"Tomášův Venušin stan" .To znamená umělou místnost na
volném prostranství, kterou postavíte třeba z několika
prostěradel nebo celty:
25. červenec 1993, 3:30 SELČ:
Když se tak dívám na Venuši, divil bych se, kdyby neházela stín
- zkusil jsem to jako kdysi Herschel.
Na světlé pozadí sešitu (i tmavé pozadí celty)
vrhám stín dlaně a ono to jde. Až moc výrazně. To je asi
osvětleným obzorem (již notně svítá). Tak zkouším zastínit Venuši
a rozdíl tady skutečně je. Otázka je, jestli to
způsobila samotná planeta nebo je to autosugesce. Při úvahách
opět pohlédnu k obloze - ano stín háže Venuše,
není možné, aby taková lucerna netvořila stíny. Je to však pouze
mé přesvědčení.
Velmi vhodným místem pro pozorování venušina stínu jsou
také kopule hvězdáren. Roku 1959 P. Morre
pozoroval na vnitřní bíle natřené stěně kopule velké množství
tmavých linií, v nichž po bedlivějším zkoumání
rozpoznal větve okolních stromů. Mezi větvemi přitom
zářila 15 stupňů nad obzorem jasná Venuše. Souvislost mezi ní
a stíny byla více než zřejmá. Stíny větví byly natolik zřetelné,
že se na nich daly rozpoznat i právě rašící pupeny.
Většina nevěřících Tomášů (mnoho takových jsem potkal) by si mohla myslet, že stíny
spatřit lze, ale určitě ne z velkých měst. Jenže velká města mají
hvězdárny a ty, jak známo, mají kopule. Právě
v nich se můžete pokusit o spatření "Venušiných stínů" .
Stačí si počkat na dobré pozorovací podmínky a trochu
přivřít kopuli.
28. únor 1996, 18:05 SELČ:
Opět zkouším starý problém se stínem.
Venuše se nalézá asi dvacet stupňů nad západním obzorem a do
maximální východní
elongace ji zbývá ještě více než třicet dní.
Již teď má ale natolik vysoký lesk, že
doslova oslňuje.
Zkouším na bílý list papíru vrhat stín tužky, ale nevidím nic.
Snad jen slabý pohyblivý stín, ale ten připisuji jasu
pozadí. Zkouším i jiné předměty, jako třeba sebe, ale je to
přibližně stejné. Přivírám kopuli a opět zkouším.
Teď je již stín výraznější, i když ještě nic moc. Skeptici okolo
jej buď nevidí, nebo jevy připisují jasu oblohy.
Přivírám kopuli až na šířku štěrbiny 10 cm. Teď již není pochyb,
stín je zřetelnější. Výraznost nabírá při ještě
větším přivření: čím má kopule menší štěrbinu, tím je stín
výraznější, až v jednom okamžiku zmizí úplně.
Dokonce lze pozorovat stín pohybující se po stěně při velmi
pomalém přivírání "vrat" .Jde to vidět jako
naprosto ostré linie, zobrazující levý a pravý okraj štěrbiny
kopule. Skeptici ještě pořád nevěří, ale zkusil jsem
dát do světlého proužku štěrbiny oko a pohyboval hlavou. Venuše
mi zmizela vždy když mě oko došlo na hranici
stínu. Nádherně výrazný a naprosto ostrý. Nenapadá mne jiný
bodový zdroj světla, jenž by šel pozorovat
podobným způsobem.
Je nepochybné, že lze takto pozorovat "Venušiny stíny"
i na přezářené obloze. Chce to jen trochu snahy a
trochu experimentovat s vraty kopule.
Tedy až vás bude Venuše zase "otravovat svým světlem" ,
zkuste chytit její stín. Je to zvláštní pocit pozorovat
svojí siluetu na stěně kopule, kterou vykouzlila jedna jasná
planeta.
Skvrnitý srpek planety Venuše
krátká poznámka pozorovatele
Každý z nás se v posledních několika měsících určitě alespoň jednou
podíval na planetu Venuši nějakým větším dalekohledem. Vždyť na co
jiného se v dubnový podvečer zadívat, když čip svého CCD již máte
vychlazen, flat-fieldy jsou také dávno hotové, a nautický (natož pak
astronomický) soumrak se ne a ne dostavit... Také já jsem několikrát
podlehl vábení Večernice, protože ne vždy byla kometa Hyakutake
viditelná na světlém, bledě modrém nebi. Vybaven však asi metrovým
ohniskem 18centimetrového Maksutova, navíc opravdu jen ohniskem,
t.j. nemaje okuláru, jsem zjistil, že podkladem pro tento článek se
mohou stát jen dvě čísla Irish Astronomical Journal z roku 1957,
objevená v prachu ondřejovské knihovny, a pár mých vlastních
kreseb, pořízených kdysi dávno. Důkladnější pozorovatelé si při sledování Venuše všímají nejen tvaru,
orientace a velikosti jejího srpku, ale snaží se samozřejmě spatřit
i nějaké jemnější detaily. Vzpomínám si velmi dobře na večery, kdy
jsem pořídil jednu ze série několika kreseb, nyní mírně počítačově
upravenou a reprodukovanou na prvním obrázku. (Hvězdárna Brno,
R 150 mm, zv. $225\x, 22. dubna 1991, 19:28 - 36 SEČ. Sever je
směrem dolů, západ vlevo.)
Tehdy jsem přímo u dalekohledu zkoušel použít různě barevných
a hustých filtrů, které měly zvětšit kontrast mezi případnými detaily
na kotoučku planety. Jak asi z vaší zkušenosti i ze všech zde i jinde
reprodukovaných obrázků vyplývá, nejde samozřejmě o opravdové detaily
na oblačném příkrovu Venuše, ale pouze o jemné variace intenzit
a odstínů. K dispozici jsem měl žlutý, oranžový, zelený a temně
červený, velice hustý filtr. Z nich se jako vyhovující ukázal poslední
- temně červený, neřku-li rudý: původně sklo brýlí, používaných
v dřívějších dobách u rentgenu. Jedině s použitím tohoto filtru se mi
podařilo sledovat alespoň nějaké detaily. S žádným jiným filtrem ani
bez něj nebyly detaily viditelné. Jak již bylo uvedeno, rozdíly jasů
a kontrast v kresbě je třeba brát s rezervou - ve skutečnosti byly
na hranici viditelnosti.
Kdykoli jsem se zajímal o reprodukovatelnost takového pozorování,
jediné informace, které jsem získal, se týkaly určování doby rotace
planety z pozorování právě takovýchto detailů v atmosféře. Starší
pozorovatelé totiž udávali rotační periody nejčastěji buď kolem
jednoho, nebo 225 pozemských dní, s tím, že občas se vyskytly
i hodnoty blízké středu tohoto intervalu. Což na rozdíl od Marta či
Jupiteru svědčí o tom, že detaily na kotoučku Venuše jsou opravdu
nepříliš zřetelné.[O nic úspěšnější nebyly ani dokonalejší
metody spektroskopické, využívající Dopplerova efektu vznikajícího na
přibližující se a vzdalující se části planetárního disku. Rotace
Venuše byla patrně příliš pomalá. Až v roce 1962 se podařilo naměřit
Dopplerův jev u rádiového signálu, vyslaného a odraženého od povrchu
planety: Venuše rotuje zpětně (retrográdně) s periodou 243 dní.]
Jedinou mě dostupnou prací, která se zabývá nápadností a stálostí
detailů na kotoučku planety Venuše, je právě práce Jamese O'Connora
z Dublinské observatoře v Irsku, o kterou se chci podělit. Autor
článku [I. A. J. Vol. 4, p. 140-143] pozoroval Venuši pravidelně v době
od 25. února do 10. června 1956 pomocí 15centimetrového
dalekohledu, většinou za denního světla či alespoň za soumraku, bez
použití filtrů. V článku publikuje sérii devíti kreseb, z nichž tři
otiskujeme zde v Trpaslíku.
Článek rozebírá viditelnost, stálost a nápadnost dvou druhů detailů,
které lze na kresbách nalézt. Dva dlouhé, ve směru poledníků
protažené, tmavé pruhy byly až na výjimky, způsobené většinou velice
špatným seeingem, viditelné přes celé pozorovací období, a změny
jejich polohy odpovídají v té době nejčastěji uváděné rotační periodě
225 dní. Tyto tmavé útvary, které byly pozorovatelné jen ze dobrých
podmínek, tedy pokud možno za denního světla, nejsou podle autora
článku na Venušině kotoučku obvyklé; většina pozorovatelů se o nich
údajně nezmiňuje a jejich původ tehdy nebyl vysvětlen.
Oproti tomu bílé skvrny, jasnější než okolí, byly pozorovány spíše
nepravidelně, většinou se jejich pohyb nedal přesně sledovat, zato
však byly viditelné i po soumraku a později během večera, kdy se temné
pásy již ztrácely za velkou vzdušnou hmotou při malé úhlové výšce
planety nad obzorem. Tento druh detailů O'Connor považuje za běžný,
v literatuře popsaný a daleko méně zajímavý. Jeho článek však obsahuje
jen několik zcela obecných úvah o případném objasnění původu všech
pozorovaných detailů, většinou autor, pravděpodobně spíše ryzí
pozorovatel, přenechává případné další teorie či spekulace na
příslušných specialistech. [Článek neobsahuje žádné citace
nebo reference, které by mohly pomoci v pátrání po mechanismu, jakým
tyto útvary vznikají.]
Jak je to s pozorovatelností a reálností detailů na kotoučku planety
Venuše, však i mě zůstává stále záhadou. Většina pozorování, která
jsem kdy pořídil, by se klidně dala zařadit do kategorie
"duchařina" , protože zůstala nepotvrzena a nevyvrácena jiným,
nezávislým pozorovatelem. Pokud máte právě vy nějakou zkušenost
s pozorováním útvarů na Venuši, a ať již se slučuje či neslučuje
s tím, co popisujeme v tomto článku, dejte nám o ní vědět. Nemusíme se
totiž dopátrat reálného mechanismu, který viditelné skvrny způsobuje
- s největší pravděpodobností půjde o nějakou analogii albedových
jevů. [Pozor, atmosféra Venuše rotuje mnohem rychleji než
její povrch - asi jedna otáčka během čtyř pozemských dnů.] Stačí,
když budeme vědět, co, jak a kdy lze na kotoučku této planety
pozorovat.
Zkáza přichází z kosmu
je nová kniha dr. Zdeňka Pokorného, kterou před několika dny vydalo
brněnské nakladatelství Rovnost za poměrně lidovou cenu 89 korun.
Když si tuto novinku vezmete a zběžně si v ní zalistujete, budete možná
stejně jako já, zklamáni její grafickou podobou. Stalo se snad zvykem, že
všechny publikace známého tandemu Zdeňků, trpí tímto neduhem.
(Sešity Záludných otázek, Příběh nesmrtelných poutníků, 220 záludných
otázek z astronomie... )
To je naštěstí snad jediný nedostatek jinak kvalitní astronomické
literatury. Na obranu autorů chci říct tolik, že na pěkný vzhled
tiskovin
je nutné uvolnit mnohem větší finanční částky, a to je u nás
pořád ještě velký problém. Abych však byl co
nejvíce objektivní, obálky zmíněných knih jsou naopak velmi pěkné.
Obsah knihy je poněkud netradiční. Vy, co čekáte suché vyprávění
o nebezpečích, která nám Vesmír připravuje, se nedočkáte. Příběh se odehrává
v americkém Tucsonu na astronomické konferenci, kde se jedná o impaktních
dopadech menších těles Sluneční soustavy na naší planetu. Zatímco jedna
skupina lidí se snaží katastrofy v dějinách Země vysvětlit geologickými
pochody uvnitř tělesa, jiná poukazuje na důkazy a varovná čísla vyplývající
z dosavadních výzkumů. V průběhu konference se však stane něco, co nikdo
nečekal... Víc vám neprozradím, mohl bych tím ohrozit prodej knihy a to by bylo věru
škoda.
Samotný příběh je asi na devadesáti stránkách a dá se přečíst během
několika hodin. Já jsem četl knihu asi dva dny a nemohu říci, že jedním
dechem. Jako astronom však předvedl dr. Pokorný velmi dobře propracovaný
sloh a nikterak nudný děj. Literárně je kniha něco mezi
Součkem, Grygarem a Danikenem.
Na rozdíl od prvního a posledního ze jmenovaných není pustým
blábolem, ale velmi pěkně napsanou populárně vědeckou fikcí, která je
založena na celkem reálné možnosti globální katastrofy.
K dokonalosti dr. Grygara už dílku chybí jen velmi malý krůček.
Možná, že nedobytný post popularizátora astronomie u nás, brzo změní
majitele.
Moc se mi líbí způsob sdělení astronomických informací v této knize. Veškerá
fakta vyplývají buď z dialogů hlavních hrdinů, nebo z jejich příspěvků na
konferenci. Tímto nevtíravým způsobem jsem se já, ještě jako malé dítko,
dozvídal o světě nejraději. Všem, kdo si knihu přečtou, bych chtěl také
doporučit návštěvu našeho planetária, kde se čas od času promítá
stejnojmenný audiovizuální pořad. Laik může mít v planetáriu pocit, že je
účastníkem podobné konference a je nedílnou součástí celého příběhu.
Moc jsem však nepochopil dodatky o kometách Hyakuatake a Halle-Bopp na konci
celé knihy. Působí v ní rušivě a vzbuzují pocit, že se je autor pokusil do
knihy
dostat za každou cenu. Zajímavé jsou naopak obrázky, které jsou snad na každé
druhé straně. Dobrý nápad byl umístit "suché" grafy
na umělecké portréty
Vesmíru v pozadí a drobně je okomentovat. Tak se v knize střídají důležité
diagramy s pěknými astronomickými motivy. Je také pěkné, že v době, kdy
všichni používají pouze grafické výstupy HST, zpestří knihu milý obrázek
Měsíce, prehistorické škeble, autentické fotografie, výjevy z kronik
či mapka hvězdné oblohy s polohami komety.
Jako malý bonbónek na konec je snímek autora na předposlední straně obálky.
Tuto momentku s naší patnáctkou (dalekohled) a podivným výrazem ve tváři
jsem však neviděl poprvé.
Pokud se k této knize náhodou dostanete, vřele vám ji doporučuji. Nečekejte
žádnou vědu a vzorečky, ale zajímavé, poutavé a hlavně originální povídání
o tom, co by se mohlo stát, kdyby zkáza přišla opravdu z kosmu.
Navštívila nás kometa
Stelární, mírně nažloutlé jádro. Chvost dlouhý přes
padesát stupňů. Stovky návštěvníků
hvězdáren. Stejný počet telefonátů. To všechno nám přinesla
kometa Hyakutake, která se pro miliardy lidí celého světa stala
"tou skutečnou kometou" .Nalézt ji na tmavé obloze nebyl koncem
března žádný problém. S kometou ale také přišlo nejedno
poselství.
Hyakutake byla příliš nečekaná a rychlá. Tím mi, osobně řečeno,
trochu zkomplikovala život. Pro brněnské planetárium spolu s dr.
Zdeňkem Mikuláškem totiž chystáme audiovizuální pořad o kometách,
především pak o kometě Hale-Bopp, která se měla po dlouhé době
stát jasnou kometou. Hyakutake byla objevena 30. ledna tohoto
roku a o dva měsíce později poněkud odsunula kometu Hale-Bopp
"na
druhou kolej" .Přípravy nového pořadu samozřejmě nebylo možné
urychlit natolik, aby se premiéra stihla do poloviny března.
Budeme tedy muset přepracovat scénář.
Hyakutake (nebo Hjakutake?) se stala generální zkouškou na show,
kterou přinese kometa Hale-Bopp. Ta bude viditelná přibližně ve
stejné době, jen s ročním zpožděním. Můžeme se tedy lépe
připravit. Hyakutake prověřila především pracovníky hvězdáren,
kam proudily nezvyklé davy. Tou brněnskou prošlo přes tři a půl
tisíce lidí. Během akce nazvané 14 dni s kometou Hyakutake nebylo
ničím zvláštním i několik stovek návštěvníků za jediný večer. Ve
čtvrtek 28. března to dokonce bylo více než sedm set lidí.
Dokonce i městští strážníci se postupně jezdili během své služby
na kometu dívat! Stejný nápor zažily i telefonní linky vedoucí na
hvězdárnu. Lidé se ptali, kde kometu najdou, jak vypadá. Jednou,
dvakrát, desetkrát, padesátkrát jste to museli opakovat!
Hyakutake většině z nás ukázala, jak ve skutečnosti kometa
vypadá. Fotografie, na kterých je vždy nějaká část přeexponována,
nám totiž ukazují jen deformovanou skutečnost. Není nad pohled
vlastníma očima: Stelární "jádro" , nejtěsnější okolí kometárního
jádra. Z něj směrem ke Slunci dva výtrysky a velká prachová
hlava, kterou obtéká sluneční vítr. Opačným směrem tenký, možná
plazmový,
chvost a kolem se rozprostírající slabší, ale rozsáhlejší chvost
z prachu i plynu. Celé okolí hlavy tak mělo v triedru, ve kterém byla
kometa nejlépe pozorovatelná, podobu ohromného mlhavého deštníku.
Hyakutake se díky těsnému průletu kolem Země stala výjimečným
kosmickým tělesem, u kterého jste mohli na vlastní oči sledovat,
jak mění polohu vůči vzdáleným hvězdám. Vždyť v době největšího
přiblížení urazila jednu úhlovou minutu za jednu minutu časovou.
Díky stelárnímu jádru tak bylo v Sometu binaru 25x100 krásně
vidět, jak se pozvolna přesouvá.
Hyakutake nám ukázala, jak moc máme ve městech světlou oblohu.
Jak plýtváme zbytečně předimenzovaným svícením směrem nahoru.
Opět si neodpustím jeden osobní zážitek. Předposlední březnový
týden jsem se snažil dostat z nepříjemné chřipky. V neděli
24. března mi pořád nebylo nejlépe, a protože bylo beznadějně
zataženo, zůstal jsem jsem raději v teple a léčil se. Kolem
desáté hodiny večer mi zavolali z hvězdárny, že kometa je vidět
v občasných dírách mezi mraky a že je neobyčejně jasná. Pod
vlivem této zprávy jsem potom s horečkou asi 38,5 °C vybíhal
každých čtvrt hodiny na balkón, abych ji také spatřil. Bohužel
štěstí mi nepřálo. Vše jsem si vynahradil o den později,
v pondělí 25. března, kdy se nečekaně udělalo jasno. Kometu jsme
našli brzo po západu Slunce. Byla doopravdy jasná s ohonem
o délce několik stupňů. Něco takového jsem v životě neviděl!
O pár hodin později jsem ale spolu se svými kolegy zažil mnohem
větší šok. Když jsme na hvězdárně "odbavili" asi čtyři stovky
návštěvníků, vyrazili jsme po půlnoci asi deset kilometrů za
Brno. Na tmavší obloze zážitky z "městské" komety ihned
vyprchaly. Hlava Hyakutake se nacházela několik stupňů od hvězdy
Kochab z Malé medvědice. Její postupně se rozšiřující chvost byl
ale zřetelně vidět až do souhvězdí Vlasy Bereniky. Byl tedy přes
padesát stupňů dlouhý! Něco takového nikdo z nás nečekal. Tak
krutého rozdílu mezi světlou městskou oblohou a oblohou jen
kousek za městem si musel všimnout každý.
Hyakutake ale přinesla ještě jedno poselství. O pomíjivosti
světské slávy. Po několika tisíciletích od svého posledního
návratu zazářila na naší obloze. Několik dní ji obdivovaly
miliardy lidí celého světa. Pak prolétla kolem Slunce a zmizela
na téměř dvacet tisíc let. Až přiletí podruhé, budou se na ni
dívat jiní lidé. Možná si ani nevzpomenou, že už tady jednou byla
a že jsme ji viděli. Nám tak zbývá jen spousta pěkných zážitků
a naděje na brzké opakování tohoto grandiózního vesmírného
představení.
Napsáno pro třetí číslo časopisu Kozmos.
Navštívila nás kometa (2)
Brian Skiff je pracovníkem Lowellovy observatoře v Arizoně.
Tedy tak říkajíc "u pramene všeho dění" .Každý den
přitom posílal do internetovské diskuzní skupiny sci.astro
obsáhlé články, ve kterých popisoval svá vzrušující pozorování
komety Hyakutake. V originálu si je teď můžete přečíst i vy.
March 15:
Had our first semi-clear evening in many days here in Flagstaff, so B2
was at the top of the viewing agenda. I observed from the Lowell
53 cm
telescope on Mars Hill above downtown Flagstaff. Conditions were: zenith sky
brightness 20.5 mag/square arcsec (measured), naked-eye limit at zenith
V=6.5 mag,
determined by HD 113865 (V=6.52 mag) being visible about 10% of the time (the
limit was around 5.5 mag near the comet; brighter sky there, too). On 1996 March
15.3 UT, I compared the comet visually with mu Vir
(V=3.9 mag), iota Vir (V=4.1 mag),
and 109 Vir (V=3.7 mag). I used a pair of eyeglasses that are about 1.5 diopters
less strong than necessary for me to see at infinity, so stars and comet were
all similarly fuzzy (20' diameter for stars). I estimated the comet to be
mv=3.8 mag.
At the same time I observed also with a TeleVue Pronto (old-style, 450 mm
focal length) using a vintage Meade 15.5 mm Erfle for 30x. The tail extended
to two degrees length despite it's low altitude. When the comet first rose
above the trees, I also compared views with and without a Lumicon
Deep-Sky
filter. This clearly made the tail (but not the coma) distinctly more
contrasty, so our earlier suspicion that the filter would help is confirmed
(as others have already noted). Flagstaff's street-lighting system is
currently a mix of HPS, LPS, and some remnant mercury fixtures, so probably
representative of the "color" of typical skyglow elsewhere.
It is perhaps worth noting that the motion over two hours was easy to
follow in 7x35 binoculars, since the comet was passing near a
mag. 8 star.
In coming days, I hope to be able to make observations from our
"true-dark" site on Anderson Mesa to look for maximum extent, etc.
The comet is already nearly as bright and as large as
IRAS-Araki-Alcock
got at max, and we've still got ten days before the peak - I think we're in
for quite a show!
Comparing to stars (alfa1,2 and beta Lib, alfa Ser [all
about V=2.6 mag])
and with the Beehive cluster (integrated V mag. 3.1) using eyeglasses
1.5 diopters too weak for infinity focus (stars about 20' diameter),
I made the
comet mv=2.5 mag. Specifically, it was about three-quarters of a magnitude
brighter than the Beehive when the two were at the same altitude. In
7x35
binoculars, the tail extended as far as 104/106 Vir, i.e. 5-6 degrees by
12h UT (18th).
In the binoculars and with my 7 cm Pronto at various powers I could see a
fair bit of relatively subtle structure in the coma and tail, but I'll let the
real comet observers supply accurate descriptions. The tail obviously has a
couple of rays in any case. Can anybody see stuff on the sunward side of the
coma?
In the 53 cm telescope, the nuclear condensation (this is not the nucleus
itself) is about 4 arcsec across, and quite well defined. I measured this
using a 12 arcsec diaphragm on the telescope's photometer. The magnitude
within this tiny area is about V=8.2 mag, but visually should be brighter, since
the filter passband does not include the strong C2 band near
5100 AA.
Let's hope that by the weekend we'll be comparing the comet's brightness
to Arcturus!
Also, the nuclear condensation has become a conspicuous star-like
naked-eye object. It still looks to be about 4 arcsec across at high power
(530x) in the Lowell 53 cm telescope.
I again measured this using a 12-arcsec
diaphragm on the telescope's photometer and Stromgren y filter. This yielded
V 7.4 mag, compared to V 8.2 mag a few days ago. Again, this filter excludes the
prominent C2 band near 5100 AA, so the "visual" magnitude is perhaps a magnitude
brighter.
The comet is simply stunning! The tail goes right to the zodiacal band
where it merges with the gegenschein, passing between gamma and
delta Vir
-
check those charts, boys and girls, that's 30 degrees! The glow in this area
was quite remarkable and took some time to sort out. The gegenschein was a
big blob, now well east of the hind legs of Leo toward gamma Vir, and the
zodiacal band appeared to extend in two directions from it toward the east.
The southern branch is the zodiacal band heading toward Scorpius; the northern
one leads right to the head of the comet. Notably, the tail this far out was
fainter than the zodiacal band, so obviously is something that will require
"true-dark" skies to pick up.
I can confirm the descriptions by Rusty Lederman and Dave Knisely that
there is a nice spur on the northern side of the main tail; I made it about
3 degrees long in 7x35 and 10x50 binoculars. The main tail itself seemed
to have a brightness gradient laterally across it, giving at first glance the
impression that it is bifurcated, too. (Maybe it is!) There also seemed to
be some structure on the south side of the main tail within a few degrees of
the coma, but several stars in this region may have caused this. The
binoculars showed the narrow main tail to about 15 degrees or a bit more,
becoming very difficult to discern beyond that. I also looked for but did not
see anything unexpected on the sunward side of the coma.
Without glasses (MyopiaVision [tm] version -8.5 diopters), I made the
coma to be about 0.6 to 0.8 mag. fainter than Spica (V=1.0 mag), thus
mv 1.7 mag for
the comet. Since the percentage distance change each night is now fairly
small, this presumably accounts for the slowdown in night-to-night brightness
increase. As an aside, I "calibrate my eyeball" for delta-mags from pairs of
stars (either naked-eye or telescopic) with reliable photometry; e.g. Castor
and Pollux have delta-mags of 0.45 mag, gamma and 40 Leonis about
2.5 mag, etc.
A good exercise for learning to see small differences in brightness is trying to
order the Big Dipper stars by brightness and then comparing with photoelectric
photometry in a list such as the RASC Handbook, Sky Catalogue 2000, or the
Yale "Bright Star Catalogue".
Again with glasses, the core of the coma appeared substellar (i.e. not
quite stellar), and seemed comparable with direct vision to stars as bright
as 109 Vir or zeta Boo (both around V=3.7 mag) or possibly brighter. This was
fiendishly difficult to do, mainly from the difficulty of really getting a
zero-angle direct-vision look (as compared to very slightly averted, which at
least my eyes seem to prefer). Anyway, the point is this impression is
subject to large errors.
I think it will be interesting to watch the nuclear condensation (the one
that's just a few arcseconds across, not the naked eye one of the previous
paragraph) as many of us have described in the last few days. At closest
approach the "image scale" will be about 75 km/arcsec, so we're getting into
the county-sized region of the comet's core. Is there anyone with one of
those 25 or 36-inchers out there who can give us some verbiage from high
power views?
The comet was moving at about 17.5' per hour tonight, so the motion was
easy to pick up in a few minutes with binoculars. It was interesting watching
stars drift through the field on successive frames of the CCD camera on our
1.1-m telescope, which was being autoguided on the comet.
Finally, the comet group at Lowell are busy studying this object. We'll
probably have some images somewhere on the Lowell Web page in a few days,
which I'll send a note out about if/when.
With the unaided eye I could detect the tail out past the zodiacal band
and gegenschein south of the ecliptic, for a total length near 40 degrees.
Specifically, the tail has rotated around to the southwest quite dramatically
since last night, and was pointed through gamma Virginis. (The head of the
comet is more than 10 degrees farther north than last night, but the tail at
gamma Vir is actually slightly farther south!) The gegenschein is centered
presently near eta Vir, which is the first naked-eye star west of
gamma Vir.
The zodiacal band extends along the Regulus-Spica line and southeast to
alfa Librae. I saw an additional "nebula" past gamma Vir,
reaching roughly to the
lip of the cup of Crater, i.e. between theta and eta Crt, at about
11h 50m and
and -12°. I played around with convincing myself of this by viewing with
the telescope dome blocking the comet east of gamma Vir, with my head
upside-down, and by sweeping my head left-right fairly rapidly -
a technique
that helps show large, subtle structures in the sky during twilight.
The southern extension of the tail below the ecliptic persisted with
sidereal motion for about an hour, so this was not a cloud. Thus I'm pretty
convinced it's there. Observers should be careful to isolate and identify the
various night-sky stuff in order to differentiate them from faint extensions
of the tail. As last night, the tail this far from the comet is fainter than
the zodiacal band, so the latter should be identifiable separately from the
comet.
The "easy" part of the tail is about 20 degrees long.
With 7x35 and 10x50 binoculars, the tail structure in the first 5
degrees has changed markedly since last night. The "spur" on the north side
has now elongated and broadened, nearly merging with the long main tail. The
tail generally is stronger (higher surface brightness) than last night. The
inner coma is now strongly elongated, noticeable even with the 7x35s
- it was
circular last night. CCD frames being taken with the 1.1-m telescope showed
that this change extends right to the nuclear condensation.
High-magnification
visual observations with significant aperture are desired!
Total magnitude: without glasses (-8.5 diopters out of focus, so all
stars look like 1.5° comets!) it was very similar to Spica
(V=1.0 mag) or
slightly fainter. I'll be conservative tonight and call the comet
mv=1.2 mag.
A delta-mag estimate against Arcturus (V=0.0 mag) gave a value of
0.8 mag, however.
Definitely brighter than any of the Big Dipper stars.
Let's see, did any superlatives creep in?
The same situation applied tonight (Mar 23.3 UT), especially since the
tail is aimed more centrally into the gegenschein. So still a good 35 degrees
what with the motion of the comet northward. The ion tail-disconnection kink
was visible naked-eye just north of Arcturus on the west-facing side of the
tail, and quite easy in 7x35 binoculars.
Without glasses, the coma is definitely brighter than Spica, and I get
delta-mag of about 0.6 wrt Arcturus, so I estimate +0.7 mag for the comet.
To attempt an answer to Todd Gross' post about the Deep Sky filter upping
contrast on the coma but not the tail: about all I can suggest is that the
tail now includes a lot of the dust tail component, which won't get enhanced
by anything.
By the way, the numerous reports about the comet's color are not
imaginary, but are completely consistent with the gas/dust structure, in that
the inner coma now is greatly dominated by dust and thus appears yellow. The
bluish or greenish color of the coma comes from the gas, specifically the
strong C2 emission around 5100 AA. Variations in color sensitivity among
individual observers accounts for whether one sees a blue or green hue. Alas,
I am pretty blind to pale colors at low light levels, so haven't seen much of
anything color-wise. (Rigel and Betelguese look nearly the same to me.)
Lowell's Anderson Mesa observing site was a busy place tonight both with
professional and amateur observers. The 78 cm telescope was being used by
David Osip (Univ. of Florida, and familiar Lowell colleague since his MIT
student days) and a grad student I know only as Sue. They're doing filter
photometry with a conventional single-channel photometer to get production
rates for the various gas species (OH, NH, CN, C2, C3) and for dust, and
hoping to do some mapping of this across the coma and down the tail.
At the 1.1-m telescope were Bob Millis (the observatory director), Larry
Wasserman, and Marc Buie. A CCD is attached at the f/8 Cassegrain focus,
again mapping the coma in different filters and perhaps to get some data on
variability of the nucleus. Marc Buie piggybacked on the telescope another
CCD with a 50mm lens (about a 10x15 degree field) with various filters, which
was producing some of the best images I've seen anywhere yet. We hope to be
able to post these on the Lowell Web page (http://www.lowell.edu}\/, look under
the "current research" area) in coming days. These show the ion and dust tail
structures marvelously - the details Dave Knisley described (excellent stuff!)
are just the beginning... Later in the weekend, it is planned to move one
CCD over to a 20cm Takahashi "epsilon" astrocamera mounted on the
1.1-m to
get medium-field images (1° field).
The CCD spectrograph is on the 1.8-m telescope, being run by Laura
Woodney (ABD at the Univ. of Maryland, and also familiar from previous visits
as a student), along with Mark Wagner, and Dave Schleicher, who was acting as
maestro of the observing strategy among the three telescopes. Laura is fresh
from observing with the 12 m millimeter-wave dish at Kitt Peak, where she and
colleagues discovered a new molecular species (OCS) in the comet at the
beginning of the week (see IAU Circular 6344 for details). The spectra of the
comet were excellent, thanks to the high signal-to-noise. Those of the
nucleus (totally fried on the TV guider!) are exactly solar, i.e. pure dust,
while those farther out showed the characteristic "textbook" emission bands
from C2, etc.
The comet was cookin' along tonight at over half a degree per hour.
Luckily, this is not a problem tracking the telescopes thanks to Larry's nifty
telescope control software. This allows us to simply read in an ephemeris
file, and the program automatically sets the tracking rates in RA and Dec to
follow. The autoguiders select a star in the field from the GSC and lock on
this for precise guiding during exposures, moving the guide-head at the
correct rate to match the ephemeris motion of the comet. This is now so
effortless, it is easy to forget the 1983 apparition of
IRAS-Araki-Alcock,
which strained the much more primitive telescope controls not only at Lowell,
but for telescopes everywhere. I remember seeing the RA "set"
(fast-motion)
button at the 1.8-m being taped down one night before I-A-A's closest approach.
Anyway, there's how some of your (American) tax dollars are being spent
studying Hyakutake while you slept.
After helping with the crowd at the Saturday evening public-viewing
sessions held by the observatory (150 people), I did photometry at the
53 cm
telescope, waiting for the Moon to set. The telescope is in a
roll-off roof
housing, allowing a full view of the sky. When working here, the normal
operating pose is facing to the northeast, with the sky framed by the pine
forest below and by the polar axle of the telescope's cross-axis mount
directly above your head. About two weeks ago I knew that the comet would be
sitting in the middle of this scene in the evening, and tried to imagine a
mag. 0 comet looking like a bright version of IRAS-Araki-Alcock. Imagine no
more! Not only was it really there at mag. 0, but also with a gorgeous tail
stretching into Virgo.
By midnight (Mar 24.3 UT) I had stopped photometry and was out at
Anderson Mesa. The sky was way better sky than last night (23rd UT), notably
much less scattered light from aerosols (nominal muV=21.8 mag/square arcsec,
limiting naked-eye magnitude V 7.2 mag). Without glasses, as described before,
the comet coma is now significantly larger than stars (i.e. about 2 degrees
diameter), and difficult to compare accurately with Arcturus
(V=0.0 mag) - which
was the only comparison bright enough. Alternately I decided it was either
slightly brighter or slightly fainter than the star - let's just call it
zero}-point-zero}! The tail again stretched 40-some degrees back into Virgo,
and was aimed almost directly into - and lost in - the gegenschein. (Of
course, by the end of the night, the comet had moved north several more
degrees, so the tail was that much longer!).
In 7x35 binoculars, the tail now has a clear three-part structure: the
narrow inner ion tail flanked by broader diffuse dust features. And tonight
even I could make out (faintly) the bluish color of the coma. This is a
high-surface-brightness event! Two wide-field CCD images showing this can be
viewed at the Lowell Web page (http://www.lowell.edu, look under the "current
events" area), which were posted by Marc Buie of the observatory staff.
The inner "jet", described so well by Dave Knisely and others, was
resolved in the binoculars. The local experts are uncertain whether this is
a dust or emission feature: because it is bright, it should be dust, and any
gas shouldn't be so bright so close to the nucleus, and any emission in
spectra of the spike itself is swamped by the dust. On the other hand, since
we're dealing with very small physical scales at the distance of the comet
(only a few hundred kilometers), what is making the dust come out in such a
strongly collimated way? In other words, morphologically the spike appears
like an ion feature, but is too bright to be one. (Stay tuned for more on
this.) The overall dust production rate in the comet has jumped in the past
week, so the the object has become much more dusty overall than previously.
As the comet approaches the Sun in coming weeks, this spike could well grow
to dominate the tail, producing a brilliant tail like we remember from Comet
West post-perihelion.
Back at work on Mars Hill later (Mar 24.4 UT), I measured the nuclear
condensation again with a 12-arcsec aperture on the photometer. The three
measurements so far are listed below, along with my total magnitude visual
estimate from each night (m1=total, m2=nuclearmag.):
UT m1(vis) m2(12'')
Mar 18.4 2.5 mag 8.2 mag
Mar 20.5 1.7 mag 7.4 mag
Mar 24.4 0.0 mag 7.15 mag
... so the nuclear condensation is not increasing in brightness so rapidly as
the comet overall, but then again the 12-arcsec aperture is looking at a much
smaller piece of the comet, since it is so much closer now. By the way, since
the nuclear light is so strongly dominated by dust, and thus shows a strictly
reflected solar spectrum, the photometry through the Stromgren y filter does
accurately indicate the "visual" magnitude. I'd previously said that the gas
emission would make the value brighter - but not so, since there is hardly any
effect from the gas in this region. (The things you learn when one of these
goes by.)
When I first measured the nucleus in the photometer I had trouble keeping
it centered in the tiny diaphragm. Initially I thought the mount (somewhat
springy) was playing it's usual tricks. But I remembered the motion of the
comet, which was about 2500 arcsec/hour at the time... or about 0.7'' arcsec
per time-sec! The comet was drifting out of the 12-arcsec diaphragm in just
a few seconds! This real-time motion was quite easy to see in the telescope
whenever the comet passed near a field star bright enough to penetrate the
blazing bright coma.
In the 53 cm photometer viewing eyepieces (160x and 530x), the inner coma
appears as the Daves Nash and Knisely have described so well. For folks who
haven't seen yet, the rough image is that of a feather duster: the "feathers"
are on the sunward side, and the "handle" is the jet heading out the tail.
The sunward side of the nucleus has a broad (135 deg) fan extending from it
about 2' radius. Last night I thought the fan-edge pointing nearly due N
(the direction of motion) had a bright edge to it. The downstream side is a
very conspicuous spike or jet extending several arcminutes southwest (at the
time) with surface brightness that seems (but isn't) nearly as high as that
of the nuclear condensation. As Knisely described earlier, the wedges of the
coma between the fan and the spike seem distinctly dimmer than the coma
farther out. I saw this even at high power, so this seems to be real and not
a contrast effect. (The same was apparent on images being taken at the
Lowell 1.1-m telescope and on the TV guider on the 1.8-m that was imaging the
spectrograph slit.)
The comet's head is still not reaching the meridian until about 3am local
time, so the spectacle from Mars Hill kept getting better until dawn (5:15am).
As I worked on my regular photometry program, I would be startled by this
bright "thing" in the corner of my eye, as though it were a bright meteor
flashing by, and look around to see this simply wonderful apparition.
In response to Jay Freeman's suggestion that amateurs try to image the
rapid changes in the structure of the near-nucleus region, I would say,
yes},
go for it. The plumes on the sunward side are changing distinctly on the
time-scale of a fraction of an hour, and the rotation is clearly visible in
CCD frames taken with the Lowell 1.1-m telescope. The arcs are spinning
clockwise on the sky, i.e. from north through west. The tailward spike of
(probably) dust also shows a lot of subtle knotty structure, indicative of
activity in the nucleus. (It looks at times a bit like the jet in M 87!) For
CCDers, if you can use filters, that will help considerably; taking frames in
the V and R photometric bands will be enough. Large image scale will help,
too: 1 arcsec/pixel isn't too large. Be sure to get good flats, darks,
and/or bias frame sequences.
A comet like this deserves study at all spatial scales from the full
length of the tail down to near-nucleus stuff, so everything from the unaided
eye and fisheye lenses up to the largest apertures and focal lengths, with
everything in between, are useful in observing.
The comet tail ran down nearly N-S to the Equator through the Coma
Berenices star cluster. The tail continues to merge with the gegenschein,
(the tail seems to have been pivoting exactly from the gegenschein for the
last week!), which sets a lower limit to the length. Since the head was at
about +75°, this implies a tail length of about 75 degrees. South of Coma,
a string of mag. 6-7 stars curves off on the east side, which appeared faintly
nebulous to me, but the even fainter tail could be seen passing due south from
the cluster. Tres dificile!
Without glasses, the total magnitude of the region near the coma is
slightly fainter than Arcturus, mv=+0.2 mag. Since the tail is now picking up
surface brightness, it is difficult to get a really decent estimate of the
the brightness including it also.
Farther up toward the Big Dipper, specifically between the arc of the
handle and alfa CVn, the tail was as much as 5 degrees wide (about the
separation of the "pointer stars" [alfa and beta UMa] of the bowl of the
Dipper). Looking at this region with 7x35 binoculars showed a very large
and bright chunk of tail peeling off to the east side of the main tail.
CCD frames with the 1.1-m telescope (about a 4' field) are truly
remarkable. The near-nucleus region continues to evolve rapidly (changes in
a fraction of an hour). The "feather duster" scheme of two nights ago is now
much more complex, with plumes or fountains coming out from the sunward side
(the "feathers"), and this hood now spans more than 180 degrees. The plumes
are moving fast, rotating around the front of the nucleus with a cycle time
of something like 6 or 7 hours. (You heard it first here, but Caveat Observor:
this is merely speculation at this point about the rotation of the nucleus!)
Behind this, dark wedges cut in from the rear-quarter, separating
additional plumes angling off the knotted rearward spike, which now seems to
have breaks in it as the knots propagate down the tail. Although these knots
have been called "fragmentation of the nucleus", real fragments of the nuclear
mantle would not be pushed down the collimated tail by solar wind in just a
few hours. Instead they would go off in their own orbits, and so would appear
close to the nuclear condensation for some days. (See the shots of Comet West's
nucleus breaking up, which progressed over several days.) These knots in the
spike merely reflect strong variations in the dust production as the comet
nucleus rotates.
Again, I'd like to recommend observations at all scales from
near-nucleus
up to "all-sky". Imagers/photographers should not ignore the tail even
50 degrees away from the coma. Telescopic CCD images of the nucleus should
be done about every 15 minutes to shown motion of the plumes. Have fun with it!
I should mention that my report about the tail for the 26th includes a
comment about a kink following a string of faint stars on the east side of the
Coma star cluster. Having misled myself previously about faint glows near the
comet tail, I assumed this glow was caused by the stars themselves. But Mel
Bartels' excellent fisheye image...
... from the same time shows that indeed this glow was the disconnection event from a few nights prior now propagated to the end of the tail... having misinterpreted what I had seen earlier, this time I mistrusted my observation of a real phenomenon! On Mar 27.4 UT I estimated the total magnitude without eyeglasses ($-$8.5 diopters out-of-focus) to be about mv=+0.6 mag, using Polaris (nearly constant at V=2.0 mag), Arcturus (V=0.0 mag), and Vega ( V=0.0 mag) as comparisons. For the first time since last week, the tail did not reach the gegenschein. I could follow it past the west side of the Coma star cluster only as far as 6 Comae at about 12h 15m/+15°, for a length of about 70 degeres. Scanning the tail with 7x35 binoculars showed no strong features, although these have evidently been evolving rapidly, as per visual reports and CCD image sequences. Dave Knisely's detailed visual observations describe the features better than I could ever do. By dawn, the comet was simply beautiful lying low in the northwest in dark sky. Last night we continued our monitoring of the near-nucleus region with the 1.1-m telescope + CCD. Since the cycle-length of the patterns in the sunward plumes seems to be something like 6 hours, we obtained frames two or three times each hour. A standard R filter was enough to bring out plenty of details in the plumes. Over the last week, we've obtained several hundred such images in several filters, so analyzing them properly will take quite awhile (donations of Cray computers are welcome!). The constantly-changing structural details of the tailward spike, sunward plumes, and dark bands are truly fascinating, and I'm sure we'll be seeing the best images published both on the Net and in regular print magazines. Today's report on an IAU Circular of a possible real break in the nucleus (as opposed to minor condensations in the dust spike) suggests the show is not over. Since it can be difficult for observatory telescopes to point very low in the sky, continued visual telescopic observations, and photographic and CCD imaging at large-image scale (1''/pixel or better for CCDs) is encouraged as the comet approches the Sun. Back on Mars Hill tonight (Mar 30.1 UT) doing photometry. The comet is still looking nice despite the 79%-illuminated Moon. I measured the sky brightness to be about V 19.3 mag/square arcsec in the region of the comet, with a limiting naked-eye magnitude of about V=5.5 mag. The tail is faintly visible for about 25-30 degrees, now almost completely rotated to the east, after being pointed due west two weeks ago. Comparing against alfa Persei (V=1.8 mag), I estimate a total magnitude of about mv=1.3 mag. I again measured the nuclear condensation with the photometer on the 53 cm telescope and a 12-arcsec diaphragm. I get V=7.2 mag, very similar to previous measurements since Mar. 18, so evidently the activity level is fairly consistent. The elongated condensation is quite a bit smaller than 12 arcsec, so the magnitude value includes a bit of the innermost coma. The morphology of the near-nucleus region continues to change, mainly evidently simply from the changing geometry of our viewing angle. At least three bright plumes extend from the sunward side of the nucleus, arcing around to form a hood in front of the comet. Another photometric night (March 31.1 UT) on Mars Hill. I was able to pick up the coma of the comet pretty easily only ten minutes after the end of local civil twilight (about 2:20 UT), the sky still bright blue. Hooray for transparent air. Obviously without the Moon (86% illuminated tonight), this would still be an impressive object! Upon full darkness, the sky near the comet was measured at V 19.2 mag per square arcsec, and the naked-eye limit in the area V 5.5 mag (nearby HR 1046, at V=5.1 mag, was bit above the threshold). Comparing to alfa Persei ( V=1.8 mag), I estimate a total magnitude for the comet of mv=1.5 mag. The tail extended as far as the star-group including pi_1$, pi_2$, and 2 UMa, near 8h 40m and +64°, for a length of 37 degrees (phase angle=45.5°, so this is reasonable). Using the photometer on the 53 cm telescope with a 12-arcsec diaphragm and Stromgren y filter, the elongated nuclear condensation was V=7.3 mag, consistent with previous measurements. Still hangin' in there tonight (Apr 2.13 UT) even with a 97%-illuminated Moon. The coma became visible about halfway into nautical twilight at 2:25 UT with the sky still deep blue. Later I estiamted the comet to have a total magnitude of mv=2.0 mag - a bit fainter than alfa Persei and brighter than Algol (rm V=2.1 mag outside of eclipse, as tonight). I measured the sky brightness near the comet to be V=18.7 mag per square arcsec, with a naked-eye limit in the area of V=5.1 mag (HR 1046 a marginal object). With the sky so bright, essentially at the Full Moon value, the tail extended a mere 5 degrees. In the 53 cm telescope I again made a photoelectric measurement of the nuclear condensation, which now appears distinctly elongated, about 8''x 4'' in extent. In a 12-arcsec aperture the brightness is V=7.3 mag, very similar to previous values. What with the Full Moon, the comet wasn't so impressive tonight, at least in comparison to ten days ago. It is still brighter than anything we've had since Halley, however! I estimated a total magnitude of mv=2.4 mag tonight (April 3.15 UT). Not much of the tail was visible naked-eye, but I could see about 5 degrees in 7x35 binoculars. By the time it cleared (following a rapid frontal passage during the day) and I got the 53 cm telescope up and running, the comet was too low to observe conveniently, so no near-nucleus observations tonight. Youngův zákon: Všechny velké objevy přišly na svět omylem. Z čehož vyplývá: Čím větší finanční zajištění, tím déle trvá dopustit se omylu.
Co ukazuje StarClock?
StarClock, česky Hvězdné hodiny, je skutečně velice zajímavý program. Je to první vážný pokus, který znám, jak
vizualizovat hvězdný vývoj a jak uvést názorně souvislost mezi
vnitřní stavbou a vnějším vzhledem hvězdy.
Základní informace najdete v popisu programu.
Pokud si tam sami opravíte několik malých
nedopatření, bude vám velmi dobrým vodítkem. V podstatě lze říci,
že StarClock ukazuje vývoj reprezentativního vzorku
hvězd v rozmezí hmotností od 0,8 do 25
hmotností slunečních. Začátek
vývoje ovšem není od samotného začátku, kdy se hvězda vyloupne
z pramlhoviny, ale až od hlavní posloupnosti nulového
stáří. A vývoj končí, jak kdy. Někdy ve fázi
asymptotické větve obrů, někdy ještě stačí hvězda zapálit helium
v jádru. Hvězdy, které mají nejmenší hmotnost kolem 0,8 Msl,
se potom nedostanou ani z hlavní posloupnosti.
Nicméně pro většinu modelů pokrývá StarClock z časového hlediska
podstatnou
část hvězdného života. Nejdříve však několik poznámek, které jsou
trochu mimo rámec vlastního programu.
Vizualizace hvězdného vývoje probíhá v pravé části obrazovky, kde
vidíme H-R diagram. Resp. jsou zde naneseny osy, které
Hertzsprungův-Russelův diagram slibují. Na jedné ose je uveden
log L, na druhé log T.
V dokumentaci se uvádí, že L
je svítivost, ale raději bych tomu říkal zářivý výkon nebo
zářivost. Je to výkon, který hvězda vyzařuje do prostoru.
Jednotkou je jeden watt, většinou se ovšem používá jednotka jeden
zářivý výkon Slunce Lsl (3,86.10 {26} W).
T je efektivní teplota, která se udává v kelvinech a která se
zavádí tehdy, když chceme popsat
těleso zářící do prostoru. Pro kulový tvar přitom platí
kde 4*Pi*R2 je povrch tělesa a sigma Steffanova konstanta. L je vyjádřen ve wattech, R v metrech, Te v kelvinech. Efektivní teplotu lze rozumně získat pouze z tohoto vztahu, nikdo nikdy ji přímo nezměřil! Mimo jiné i proto, že hvězdy nejsou v termodynamické rovnováze, tudíž pojem teploty jako základního parametru termodynamické soustavy lze na ně aplikovat jen jako jisté přiblížení ke skutečné situaci. Vodorovná osa, logaritmus efektivní teploty, nám tedy dává informaci o zářivém výkonu a poloměru. Znamená to, že do diagramu, který má osy log T a log L, lze velice dobře zakreslit místa hvězd se stejným poloměrem. Pro jeden poloměr budou uloženy na jedné přímce směrem doleva nahoru. Směrem doprava nahoru se přitom bude zvyšovat poloměr. V návodu ke StarClocku se ještě upozorňuje na to, že teplota v diagramu neroste směrem doprava, jak jsme všichni zvyklí, ale na opačnou stranu. To má historické důvody. Tento diagram je tedy čistě teoretický H-R diagram. Neobsahuje žádnou z veličin, kterou lze přímo měřit. Zářivý výkon nezměříte přímo. Závisí na spoustě věcí, např. jak je hvězda daleko. Realizuje se ve všech vlnových délkách, od těch nejkratších až po ty nejdelší, a nelze ho tedy měřit jedním přístrojem. Můžeme se k němu dopracovat na základě velice komplikovaných pozorování. Rovněž efektivní teplotu nemůžete přímo měřit. Lze ji odhadnout podle spektra nebo barevného indexu příslušné hvězdy. Samozřejmě jen s jistou přesností. Tím chci upozornit na to, že to, co se odehrává v diagramu, nemá přímou analogii s publikovanými H-R diagramy, na které jste zvyklí.Obecně v případě, že na osy nanášíme měřitelné veličiny, nemá hlavní posloupnost nulového stáří podobu přímky, ale je zahnutou křivkou. Jako přímo měřitelnou veličinou může přitom být absolutní hvězdná velikost Mv na svislé ose, spektrum na ose vodorovné, příp. barevný index. S čím vlastně souvisí zářivý výkon? Odpovídá výkonu ve všech oblastech spektra, vztahuje se tedy k absolutní bolometrické hvězdné velikosti Mbol. Platí [4,7 magnitudy je bolometrická velikost Slunce.] log L=-0,4(Mbol-4,7). K Mbol se dostanete tak, že např. vezmete vizuální absolutní hvězdnou velikost a podle tabulek k ní přičtete bolometrickou korekci BC: Pokud jde o termín svítivost, nic proti němu nemám, ale vzhledem k dění na obrazovce má jiný význam. Svítivost S by mohla být veličina, která souvisí s absolutní vizuální hvězdnou velikostí Mv podobným způsobem jako L s Mbol
kde S je svítivost vyjádřená v jednotkách svítivosti Slunce. Odpovídá množství viditelného záření (světla), které dotyčné těleso vysílá do prostoru. Pojem svítivost je tedy možné používat s tím omezením, že se týká světla, nikoli záření. Další poznámku si zaslouží chemické složení hvězdných modelů. Vývoj zobrazovaný StarClockem není vývoj skutečných hvězd, nýbrž hvězdného modelu, který idealizuje skutečnost a který je samozřejmě co možná nejjednodušší. Počáteční chemické složení zde se vyvíjejících hvězd odpovídá chemickému složení povrchových vrstev Slunce. Ty se během svého vývoje příliš nepromíchávaly (od povrchu až k jádru, kde probíhají termonukleární reakce) a je tudíž stejné jako počáteční chemické složení pramlhoviny, ze které před 4,7 miliardami let vzniklo. Ve hmotnostních poměrech byla pramlhovina složena z 68 procent vodíku, 30 procent helia a ze dvou procent všech ostatních prvků. Třetí složka, označovaná Z, se poněkud legračně nazývá kovy, i když to z větší části kovy nejsou. Naprostou většinu "ostatních prvků" totiž tvoří pouze uhlík, dusík a kyslík. Tyto prvky ale mají nepříjemnou vlastnost: ve spektru se velice málo projevují. Zpravidla tedy pozorujeme čáry jiných prvků, především kovů jako vápníku, železa, titanu, chromu... , i když v celkové směsi představují menší část. Co do hmotnosti jsou nejvíce zastoupeny právě ty tři: uhlík, dusík a kyslík, které také hrají roli v tom, co StarClock zobrazuje. [Předpokládá se také, že se uhlík, dusík a kyslík objevují ve stabilních izotopech. Tedy 12C, 14N, 16O.] Takový soubor modelů byl vybrán z pochopitelných důvodů. Je možné ho otestovat na našem Slunci. Modelová hvězda s hmotností 1 Msl musí ve stáří cca 4,7 miliardy let dojít k zářivému výkonu 1 Lsl, k poloměru 1 Rsl a k povrchové teplotě 5700 kelvinů. A jestliže nedojde, je něco špatně. Například síť modelů. Samozřejmě, že hvězdy, které mají obsah prvků Z=0,02, jsou vzácností. Dvě procenta mají jen zvláštní hvězdy patřící mezi staré hvězdy populace jedna. Například naše Slunce. Valná většina hvězd v Galaxii má ale Z menší než 0,01 a má tedy podstatně menší obsah těžších prvků, protože vznikla jako hvězdy první generace, kdy byl zárodečný materiál obohacen těžkými prvky jen velice málo. Na druhou stranu známe hvězdy, které obsahují až pět procent kovů. Co by se stalo, kdybychom měli model hvězdy s jiným obsahem kovů? Třeba menším? Materiál, ze kterého je hvězda složena, by byl neprůhlednější a hvězda by se do fáze spalování vodíku dostala o maličko menší a o maličko žhavější než hvězda téže hmotnosti s Z=0,02. Rozdíly jsou ale natolik nepatrné, že se projevují jen v některých fázích hvězdného vývoje. Nyní si řekněme několik poznámek o vývoji jedné hvězdy zvolené hmotnosti. StarClock sice nejdříve nabízí funkci evolve, bude ale lepší, když se nejdříve podíváte do druhé části programu explore, čili "prozkoumej" .Zde se můžete podrobněji podívat na to, co se děje s hvězdou jedné hmotnosti během jejího vývoje. Pokud nebudete rozumět této části, je zbytečné si pouštět předcházející, kde probíhá vývoj všech pětadvaceti hvězd. Nejdříve tedy případ jedné hvězdy a to o hmotnosti 5 Msl. Což nabízí i předvolba. Spusťte run a nechte hvězdu vyvíjet. Mezitím si povězme, co znamenají jednotlivé fáze. Jak v teoretickém H-R diagramu, tak i uvnitř hvězdy samotné. Ještě předtím než se hvězda objeví ve StarClocku, musí se dostat na hlavní posloupnost nulového stáří. Co tedy předchází? Nejdříve se hvězda vydělí, osamostatní z protohvězdného oblaku a vytvoří gravitačně vázaný celek, který se začne vyvíjet relativně samostatně. V první, velmi rychlé fázi, se jedná v podstatě o volný pád materiálu směrem do centra (těžiště) budoucí hvězdy. Při něm se vnitřek zahřívá a houstne. Po určité době se zhroutí natolik, že o sobě začnou jednotlivé části hvězdy vědět. A ustaví se takový chod tlaku, který odpovídá hydrostatické rovnováze. Tedy, že se gradient tlaku vyrovná gravitaci. Hvězda by tedy měla být statická (stabilní), nebude se ani zmenšovat, ani zvětšovat. Vnitřní síly, které se snaží hvězdu smrštit, budou vyrovnány tím, že směrem od centra k povrchu hvězdy klesá tlak. Samozřejmě hvězda není statická úplně. Statická být vlastně ani nemůže. Při smršťování se totiž vnitřní části zahřívaly více než vnější. Vznikl zde teplotní gradient, teplo proudí od středu na povrch. A nezastavuje se na hranici hvězdy, ale postupuje dál ve formě záření, opouští ji a směřuje do kosmického prostoru. Hvězda je tedy otevřený systém, který ztrácí zásoby své vnitřní energie. Fakt, že hvězdu opouští záření, je hlavní příčinou jejího vývoje. Energie uniká do prostoru. Vnitřek je poloprůhledný a dochází k toku energie. Odkud se hradí úbytek energie? V počáteční fázi vývoje je to jednoznačně na úkor potenciální energie. Ta klesá, hvězda se smršťuje a stává se pevněji vázaným gravitačním útvarem. Každý vázaný systém má potenciální, někdy se říká konfigurační, energii menší než nula. Pro gravitačně vázané objekty přitom platí, že při procesu smršťování jde vždy polovina energie na export (vyzáří se do prostoru), polovina zůstává uvnitř. Znamená to, že vyzařováním hvězda nechládne, ale zahřívá se! Jak na povrchu, tak zejména uprostřed. To je jeden z velice příjemných paradoxů, který je vlastně motorem celého hvězdného vývoje. Hvězdy, které jsou v hydrostatické rovnováze a které berou energii z potenciální energie, jsou běžné. Jedná se o proměnné typu T Tauri. Ty odpovídají stadiu hvězd před vstupem na hlavní posloupnost. Hvězda se nadále smršťuje, vnitřek se zahřívá, má stále vyšší teplotu a tlak. V materiálu začnou probíhat termonukleární reakce uvolňující energii. Ty sice probíhaly už předtím, jenže pomalu. Jejich energiová vydatnost je totiž úměrná teplotě materiálu T umocněné nějakým vysokým číslem T na n, kde n může být podle typu reakce 4, 6, 12, 25. V této chvíli už tedy není zapotřebí brát tolik energie potenciální. Nejdříve se termonukleární reakce projeví u lehkých prvků lithia, berylia a bóru, které se mění na helium. Tyto prvky jsou ovšem málo četné, navíc reakce samotné jsou málo vydatné. Ve vývoji hvězdy se projeví tak, že se smršťování jen trochu zpomalí. Tím se ale odlišují hvězdy od planet. Ve hvězdách alespoň někdy hořely významným způsobem termonukleární reakce. Atomů prvků je však málo a velice brzo vyhoří. Smršťování pokračuje dál, dokud se uprostřed hvězdy nevytvoří teplota nejméně deset milionů kelvinů. Tehdy se začne vodík přeměňovat na helium. Alespoň z počátku se tak uvolňuje dostatek energie, která uhradí únik zářením a smršťování se zastaví. V té chvíli, kdy máme hvězdu téměř chemicky homogenní, ale už v těsném okolí jádra probíhají jaderné reakce, v té chvíli se dostane na hlavní posloupnost nulového stářía objeví se ve StarClocku. Je nejmladší hvězdou, která patří do kategorie hvězd hlavní posloupnosti. Hvězda hlavní posloupnosti zůstává hvězdou hlavní posloupnosti dokud v jejím středu hoří vodík na helium. A to už si můžeme demonstrovat na StarClocku. Když si pustíme run, vykreslí se nám v H-R diagramu vývojová stopa pro hvězdu s hmotností 5 Msl. Různými barvami jsou přitom znázorněny různé fáze hvězdného vývoje. Vlevo je začátek, vpravo konec. Kurzor ukazuje, kde začíná vývoj, tedy okamžik, kdy hvězda vstoupí na hlavní posloupnost. V té chvíli jsou tedy veškeré energiové ztráty hvězdy hrazeny na účet termonukleárních reakcí, při kterých se vodík v centru mění na helium (core hydrogen burning). Po celou dobu, kdy je stopa červená, se hvězda nachází na hlavní posloupnosti. Vy si přitom můžete prohlédnout, jakým způsobem se hvězda v této době mění. Pravým a levým kurzorem se lze pohybovat v čase. Stáří hvězdy se udává v levém dolní části diagramu (age:) v milionech letech. Hlavní posloupnost je tedy pro naši hvězdu od stáří 1 do 94,5 milionů let. Celý vývoj hvězdy ovšem trvá jen o trochu déle. Stačí zmáčknout tlačítko end}. Dostanete se na konec vývojové větve a vidíte stáří 108,5 milionů let. To znamená, že se hvězda během svého vývoje nejdéle pohybuje po hlavní posloupnosti. Většinu času tedy ve svém centru přeměňuje vodík na helium. Jakým způsobem se mění jiné charakteristiky? Stačí zmáčknout tlačítko page down(ještě předtím i home). Hned uvidíte, jak se mění zářivý výkon. Je vidět, že hvězda začíná s poměrně velkým zářivým výkonem (asi 700 Lsl), který se s časem stále zvedá. StarClockumožňuje svislou čarou putovat pomocí kurzorů v čase. Poloha této čáry odpovídá poloze kurzoru na H-R diagramu. Čas 0 na vodorovné ose koresponduje s první hodnotou na vývojové stopě, čas 1 s poslední. Absolutní čas si můžete přečíst v H-R diagramu, zmáčknutím klávesy M, resp. m.) Zastavme se tedy v okamžiku, kdy je hvězda na konci období pobytu na hlavní posloupnosti. Lépe než na zářivém výkonu, se toto stádium zjišťuje na vývoji chemického složení látky v samotném středu hvězdy. Doskáčete tam pomocí klávesy page down. Zde totiž probíhají termonukleární reakce, které přeměňují vodík na helium. Dle očekávání se obsah vodíku, který je vyznačen modře, z počátečních 68 procent stále zmenšuje, až v jádru žádný není. Je vidět, že o kolik ubylo vodíku, o tolik přibylo bílého helia. Je ho procentuálně stále více a více, až nakonec v jádru převládne zcela. Je nutné si přitom uvědomit, že vodík v jádru hvězdy o hmotnosti 5 Msl hoří prakticky pouze v centru hvězdy. Všude jinde probíhají jaderné reakce mnohem pomaleji. To by ale vodík brzo došel! Naštěstí existuje kolem centra hoření oblast (jádro), kde dochází k velice rychlému promíchávání materiálu (jádro je v tzv. konvektivní rovnováze), které nahrazuje spotřebovaný vodík. V rámci něj je tedy chemické složení podobné jako v centru. Vodíku tedy ubývá, nikoli však tak rychle, jako kdyby k promíchávání nedocházelo. To ovšem ve StarClocku vidět není. V rezervoáru, který má hvězda k dispozici, tedy klesá obsah vodíku. Když se ovšem podíváte, jakým způsobem vodíku ubývá, zjistíte, že nejdříve pomalu,pak stále a stále rychleji. To znamená, že hvězda při vývoji k tomu, aby byla stabilní, potřebuje uvolňovat více energie. Stavba hvězdy se tedy musí měnit. Co je příčinou vývoje na hlavní posloupnosti? V určité části hvězdy se mění chemické složení, které má přímo mechanickou příčinu. Při termonukleárních reakcí se totiž čtyři atomy vodíku (protony) přemění v jednu částici helia. Hmotnostně je to sice v pořádku, ovšem tlak, který závisí na teplotě a počtu částic v objemové jednotce, klesá. Vrchní vrstvy tedy začnou jádro stlačovat, tím ovšem roste i teplota. Je to vidět na průběhu centrální teploty. Stačí jednou zmáčknout page downa uvidíte, že se během pobytu na hlavní posloupnosti teplota zpočátku pomalu, pak stále rychleji zvětšuje. Navíc se totéž týká centrální hustoty. (Opět page down.) Můžeme se také podívat, co se děje se zářivým výkonem, který je zobrazen na prvním z diagramů (dostanete se na něj pomocí klávesy page up). Zvětšuje se. Zároveň se ale snižuje povrchová teplota a zvyšuje poloměr hvězdy (viz následující dva diagramy). Proč? Je třeba si uvědomit, že vnitřek hvězdy je mnohonásobně hustší než okrajové části. Proto je tlak (hustota) v jádře určen spíše jádrem samotným než vnějšími vrstvami. Ty jsou sice mohutné, ale vliv mají malý. Jejich tíha je ve srovnání s tíhou materiálu, který je v blízkosti středu, téměř zanedbatelná. Postupem vývoje hvězdy se rozdíl mezi jádrem a okolím stále zvětšuje. Centrum se tak stává nezávislé na svém okolí. Jestliže se ze začátku musel stav jádra podřídit stavu hvězdy, nyní je tomu naopak. Jestliže jádro zvýší díky smršťování svoji teplotu a tedy i výkon, začne "topit" více než hvězda potřebuje, než jsou ztráty energie. Všechny gravitačně vázané objekty složené z plynu na přebytek energie ve svém nitru odpovídají zvětšením svého objemu a celkovým ochlazením. Kdyby se naopak přívod energie zmenšil (při vyčerpání zásob termonukleárního paliva), začala by se hvězda smršťovat a zahřívat. Při nárůstu výkonu jádra se polovina energie postupující z nitra využije na expanzi obalu, polovina se vyzáří. Povrch hvězdy je tedy větší, teplota se zmenší, celkově však výkon hvězdy roste. Během pobytu na hlavní posloupnosti se tedy poloměr hvězdy a její zářivý výkon zvětšují. Naopak povrchová teplota se zmenšuje. To vše probíhá až do vyčerpání vodíku v jádru. Mění se také poměry těžších prvků, které jsou základem pro ono Z. Když se pozorně podíváte na vývoj chemického složení, zjistíte, že vám při pobytu na hlavní posloupnosti stále přibývá fialového dusíku, zatímco zeleného kyslíku vám ubývá. To je dost podivná věc! Jakou termonukleární reakcí se vám může prvek 16O měnit na 14N? Obzvlášť když tam hoří vodík? Odpověď najdete, když se uvědomíte, jak se vodík mění na helium. Způsobů je mnoho, nejvíce energie ale u hvězd pěti hmotností slunečních dává tzv. CNO cyklus: [13N a 15O jsou nestabilní.] 12C + 1H -> 13N -> 13C + 1H -> 14N + 1H -> 15O -> 15N + 1H -> 12C + 4He Do kruhu vstupují čtyři vodíky a vystupuje jedno helium. Je vidět, že kterýkoli z těžkých prvků vstupuje do cyklu jako katalyzátor, tedy, že se po ukončení cyklu zase vrátí "do hry" .Obsah každého z prvků v jádře je dán dobou účasti v cyklu. Ukazuje se, že nejdéle zde pobývá 14N, který musí nejdéle čekat, než se sejde s vhodným vodíkem. Tedy všude, kde probíhá CNO cyklus, přibývá dusíku a ubývá kyslíku. U méně hmotných hvězd probíhá CNO cyklus mnohem pomaleji. Když si vykreslíte vývoj hvězdy s hmotností 0,8 Msl, uvidíte, že je to podobné. Pravděpodobnost tohoto cyklu je sice v tomto případě málo pravděpodobná, ale hvězda se vyvíjí pomalu, takže se to stejně projeví. Vraťme se k naší hvězdě o hmotnosti 5 Msl. Co se stane, když se v jádru vyčerpá vodík? Pak zde nemá co hořet. "Zapálí se helium," by mohla znít odpověď. Když se pomocí funkce zoom podíváte na chemický vývoj, uvidíte, že se v jádru začne uhlík vzniklý přeměnou helia objevovat až chvíli poté, co vyhoří vodík. Je zde jakási prodleva, kdy nehoří ani vodík, ani helium. Znamená to, že je hvězda bez termonukleárních zdrojů energie? To vám StarClock neřekne. Program totiž ukazuje jen to, co se děje v samotném centru hvězdy. O bezprostřední blízkosti centra už mlčí. V jádru se díky promíchávání všechen vodík přeměnil na helium, podmínky k zapálení helia na uhlík zde ale ještě nejsou. Termonukleární reakce se ovšem přemístili do slupky obalující jádro, kde je dostatečná teplota i tlak. Reakce zde probíhají nesmírně rychle. Výsledkem je, že se popel zdejšího hoření neustále přihazuje k jádru, které je tak stlačováno a zahříváno. Prudce roste centrální hustota a teplota, uvolňuje se velké množství energie. Vše je nezávislé na obalu. Vnitřek se hodně zahřívá a houstne. Každým okamžikem se zvyšuje výkon. V období slupkového zdroje energie se obal zvětšuje a chladne. Zářivý výkon hvězdy se ale příliš nemění, protože většina ven postupující energie se použije na expanzi. To všechno je vidět na diagramech. Když se podíváte na H-R diagram, uvidíte, že této situaci odpovídá několik bodů ve stáří 94,5 až 95,7 milionů let. Barvou jsou označeny jako other phase}, správně by mělo být slupkové hoření vodíku}. Jedná se o důležitou fázi, která z hvězdy hlavní posloupnosti udělá červeného obra. Tedy \clqq odjede" směrem doprava a dojede až na vrcholek větve obrů. Tomu odpovídá lokální maximum zářivého výkonu, lokální minimum teploty a značně velký poloměr (z původních asi 5 se zvětší na 100 Rsl. Tehdy, když centrální teplota přesáhne sto milionů kelvinů, dojde k zapálení reakce přeměňující tři jádra helia na jádro uhlíku. Od té doby centrální teplota roste jen pomalu. Co do času jsme ale urazili jen velmi malý kousíček. Ve stáří 94,5 milionů let jsme vyčerpali vodík v jádru, ve stáří asi 95,2 milionů let jsme zapálili helium. Z hvězdy se stal červený obr a v této oblasti už také zůstane. Jeho jasnost se už nebude příliš zmenšovat a poloměr bude vždy o řád vyšší než jaký měl na hlavní posloupnosti. Co se děje dál? Na diagramu chemického složení je vidět, že ubývá helia a přibývá uhlíku. To bylo možné předpokládat. Podívejte se však pozorně. Zpočátku nám vzniká především uhlík, ale s nárůstem teploty v jádru se zvyšuje se i pravděpodobnost reakce, kdy částice uhlíku s částicí helia vytvoří kyslík. Vzniká tak kyslíkouhlíkové jádro. Jedná se přitom o poměrně dlouhou dobu (deset milionů let), rozhodně delší než období vodíkového slupkového hoření. Říkáme, že se hvězda nachází na horizontální větvi obrů. Jak hvězda vypadá v této chvíli? Pomocí klávesy M se podívejme na H-R diagram. Hvězda patří do zelené části vývojové stopy, která značí core helium burning}. Hvězda ale není skutečným červeným obrem, spíše je obrem oranžovým nebo žlutým (jako třeba Capella, Arcturus) spektrální třídy K a G. Podíváte-li se zase zpět na diagramy, můžete si všimnout, že se hvězda od stáří 107,6 milionů let opět začne rychle zvětšovat. Došlo k vyčerpání helia v jádru, poměr kyslíku a uhlíku se už nemění (kyslíku je více než uhlíku), v centru už neprobíhají termonukleární reakce. Až do konce vývoje hvězdy se chemické složení jádra nemění. K zapálení uhlíku je totiž třeba hvězdu ještě více stlačit a zahřát. K tomu ale u hvězd páté hmotnosti vůbec nedojde. Na to musí mít alespoň osm hmotností slunečních. Ještě předtím se totiž nafoukne na hvězdu s vysokým zářivým výkonem, nízkou teplotou a velkým poloměrem, která přestane být soudržná. Její vnější vrstvy se rozplynou do okolního prostoru a zbyde jen kyslíkouhlíkové jádro, budoucí bílý trpaslík. V okamžiku, kdy v centru zmizí helium, dojde opět k zapálení heliových slupek kolem povrchu kyslíkouhlíkového jádra. Nad slupkou, kde se mění helium, je přitom slupka neaktivního helia a nad ní slupka, kde stále hoří vodík. Takové je v tomto okamžiku vnitřní uspořádání hvězdy. K chemickým změnám tedy nedochází v jádru (to by StarClock ukázal), ale kolem něj (to už neukazuje). Tehdy má hvězda velmi složitou strukturu, na H-R diagramu se opět nachází vpravo, kde "šplhá" podruhé po stejné stopě jako ve fázi červeného obra, tentokrát ale dojede až na samotný konec vývojové větve. Druhé "šplhání" je důkladnější a nevratné. Hvězda je ještě větší, červenější a rozměrnější. Této vývojové fázi se říká asymptotická větev obrů. Tak vypadá vývoj hvězdy o hmotnosti 5 Msl. Podobným způsobem je možné rozebrat vývoj hvězd i jiných hmotností. Obecně lze říci, že existují jisté shodné rysy pro celkový vývojový trend. Zářivý výkon a poloměr v průměru s časem roste, povrchová teplota naopak klesá. Chemické složení se mění ze směsi vodíku a helia na směs uhlíku a kyslíku. Centrální teplota a hustota rostou. Tempo vývoje v závislosti na hmotnosti pěkně ukazuje H-R diagram v režimu evolve}, který umožňuje sledovat vývoj mnoha hvězd různých hmotností. Je tím rychlejší, čím je hvězda hmotnější. To proto, že i když mají hmotné hvězdy větší zásoby paliva, jsou pro záření průhlednější a rychleji ztrácejí svoji energii, mají vyšší výkon. Zhruba platí, že průměrný zářivý výkon je úměrný hmotnosti umocněné na 3,5. Zásoba energie je ale úměrná zhruba hmotnosti hvězdy. Tempo vývoje tau je tudíž úměrné hmotnosti na 2,5. To je ostatně vidět ve StarClocku. Co se týká Slunce, zdá se, že jsme v 38% stáří modelu, který nás dovede do stavu asi 12 miliard let, kdy se zapálí helium v jádru. Jak bude vypadat potom, StarClock neukáže. V každém případě je jasné, že ten, kdo si probere hvězdy podle jednotlivých hmotností a podívá se krok po kroku, co znamenají jednotlivé změny v rámci vnitřní stavby hvězdy, jaký to má vliv navenek i na H-R diagram, musí pochopit vývoj hvězd v takové míře, že je třeba u mě schopen udělat zkoušku z bakalářské astrofyziky. Děkuji za pozornost. Přepsáno podle přednášky na jarním Setkání členů APO. Program
StarClock vyšel jako příloha Bílého trpaslíka č. 76. Můžete ho také získat na anonymním ftp serveru
psycho.fme.vutbr.cz.
Bílý trpaslík na Internetu Zdrojové texty (bez obrázků) najdete na anonymním ftp serveru Vybrané články z posledních čísel si můžete prohlédnout na WWW stránkách Instantního Bílého trpaslíka (i pro nečleny) si můžete objednat na adrese
Zajímavá pozorování
Nuže. Kometa Hyakutake už zmizela a my se zase můžeme věnovat deep-sky.
V předposledním Bílém trpaslíku jsem slíbil, že se ještě někdy
vrátím k zimním pozorováním. Činím tak právě teď.
Hluboko na jižní obloze, s deklinací kolem -30°, najdete
poblíž hranic Lodní zádě s Kompasem
skupinku čtyř otevřených hvězdokup NGC 2567, 2571, 2580 a 2587.
Poprvé jsem je spolu s Tomášem Havlíkem spatřil za našeho pobytu
v Egyptě:
11./12. listopadu 1995 Egypt, triedr 7x50, mhv kolem
5,5 mag, trochu ruší Měsíc
NGC 2567 - Téměř neviditelná kruhová skvrnka, ze
které snad vystupuje několik slabých hvězd. Lehce přehlédnutelná.
NGC 2571 - V jednom zorném poli s předcházející.
Přibližně poloviční velikost, jasnější, nápadnější, zřetelně se
zjasňuje směrem do středu.
NGC 2580 - Snad také viditelná jako velmi nezřetelná
skvrna.
Tolik můj pozorovací deník. Tomáš Havlík se na ně podíval tutéž
noc. Rozdíl byl pouze v tom, že měl k dispozici triedr 10x50:
NGC 2567, 2580 - Asi nic. Jen směrem na západ od
se kolem hvězdy 7 mag rozkládá shluk sedmi, osmi hvězdiček.
NGC 2571 - Velmi malá, jasná, kruhová. Vzhledem spíše
kulová hvězdokupa se stelárním jádrem. Průměr asi pět úhlových
minut.
NGC 2587 - Nic konkrétního, je tam snad zrnitá větší
čmouha.
Jak je vidět, jedná se o slabé otevřené hvězdokupy vhodné spíše
pro větší dalekohledy. Zajímavé přitom je, že zatímco já jsem
viděl NGC 2567, Tomáš nikoli. Naštěstí čistý obzor umožnil
prohlédnout si tuto čtveřici i z Úpice (rozdíl v zeměpisné šířce
23 stupňů). [Za mnohými jižními objekty tedy
nemusíte nikam jezdit. Stačí si jenom počkat na tmavou
oblohu a čistý obzor.] Tentokráte jsem měl k dispozici Somet
binar, pozorovací podmínky byly přibližně stejné.
28./29. prosince 1995 Úpice, Sb 25x100, mhv kolem 5
mag
NGC 2567 - Bočním pohledem kruhová skvrnka, na
jihovýchodním okraji dvě, tři slabé hvězdy; úhlový průměr tak
patnáct minut. Při bedlivém pohledu se zdá, že z ní vystupují
slabé hvězdy - nezdá se být zrnitá, vystupují z ní skutečné
hvězdy.
NGC 2571 - Jasná. Vévodí ji dvojhvězda složená ze
skoro stejně jasných hvězd těsně u sebe. Bočním je vidět množství
slabých hvězd. Průměr asi 30 úhlových minut.
NGC 2580 - Jestliže se nachází jižně od hvězdy asi
osmé velikosti, tak je špatně vidět. Přibližně stejně velká jako
NGC 2567, ale slabší.
NGC 2587 - Velmi slabá, průměr asi 25',
jihovýchodně od ní leží slabší hvězda.
Brian Skiff a Christian Luginbuhl v Observing Handbook and
Catalogue od Deep-Sky Objects se podrobně rozepisují o všech
čtyřech kupách. Podle nich je NGC 2567 s celkovou jasností
7,4 mag v malém dalekohledu skupinou slabých hvězd pět úhlových
minut severovýchodně od hvězdy 9 mag. Nejjasnější členka kupy
leží na jihozápadní straně. O něco jasnější (7,0 mag) je
NGC 2571. Vypadá jako skupinka slabých hvězd kolem širokého páru
asi deváté velikosti. Naopak NGC 2580 a NGC 2587 patří mezi slabé
objekty. První z nich by mohla být vidět jako slabá skvrnka,
taktéž druhá. V jejím případě by ale mohlo být patrných i několik
slabých hvězd západně od hvězdy asi 9 mag.
Jednu z blízkých kup galaxií, nazvanou Kupa jižního pólu,
najdete v souhvězdí Sochaře (Sculptor). Patří sem několik
jasných galaxií, většina se ale nachází na jižní, od nás
nepozorovatelné, obloze. Výjimkou potvrzující pravidlo je
NGC 253, kterou například takto viděl Pavol Jablonický a Honza
Kyselý.
4./5. října 1991, monar 25x70, mhv kolem 5 mag
NGC 253 - Vcelku jasná. Slabo ju vidím aj priamym
videním. Má oválny tvar, difúzny vzhľad; je pomerně veľká (1/15
zorného poľa). Dost výrazně sa zjasňuje do stredu.
29./30. prosince 1991, triedr 7x50, mhv 5,9 mag
NGC 253 - Mlhavá skvrnka, zcela zřetelná i přímým viděním,
ačkoli je velice nízko a za chvíli zmizí za stromy,
bezproblémová. Velká, protáhlá, na první pohled.
18./19. listopadu 1992, newton 110/805, zv. 32x, mhv
3,5 mag
NGC 253 - Sice jsem ji musel chvilku hledat,
ale je vidět pohodlně, i na světlé obloze dost velká a velmi
protažená, nemá výrazné jádro, spíš rovnoměrně jasná, i
Středoevropanovi skýtá nevysoko nad špinavým obzorem pěkný
pohled.
NGC 253 a další tři jasné galaxie Kupy jižního pólu (hádejte,
proč se jí tak asi říká) [Hlavními členy Kupy jižního
pólu jsou NGC 45, 55, 247, 253, 300 a 7793.]
jsem měl možnost spatřit v Egyptě, když
jsme přespávali na Mojžíšově hoře. Pro porovnání přikládám
u NGC 55 a 300 popis Tomáše Havlíka. Ten si také
prohlédl NGC 7793. Já jsem měl k dispozici triedr 7x50, on
10x50.
11./12. listopadu 1995, Mojžíšova hora, Sinaj
NGC 55, Scl - Protáhlá skvrna (1:3), s pomocí Atlasu Coeli
snadno naleznutelná. Míří na ni řetízek tří hvězd sedmé
velikosti. (Jiří Dušek)
NGC 55, Scl - Fakticky je vidět bez jakýchkoli problémů.
Jasná, podlouhlá (1:3) ve směru severozápad-jihovýchod. Je jasnější
u severozápadního okraje. Snad vidím i temno u středu (něco jako
M 82). (Tomáš Havlík)
NGC 247, Cet - Nápadná, protáhlá (1:2). Na jihozápadním okraji
leží slabá hvězda (asi 9 mag), další ještě slabší (ta už je ale nejistá) se
snad nachází mezi jasnější a středem. Délka tak 2/3 NGC 253. Mhv
asi 6,3 mag. (Jiří Dušek)
NGC 253, Scl - Výrazná, protáhlá skvrna, která je vidět na
první pohled. Její délka je asi 30'. V okolí leží několik
slabších hvězd, které tak vytváří velmi pěkné zákoutí. Galaxie je
protáhlá v poměru 1:5, nápadně se zjasňuje do středu. V její
blízkosti je vidět poněkud méně jasná, ale přesto nápadná, kulová
hvězdokupa NGC 288. (Jiří Dušek)
NGC 300, Scl - Kruhová skvrna, stejně nápadná jako NGC 55,
přibližně o velikosti 8/10 vzdálenosti hvězd lambda1 a
lambda2 Scl. Mírně se zjasňuje směrem do středu. Na
jihozápadě snad leží slabá hvězda. Možná je tam i pár slabších
hvězd, ale to je nejisté. (Jiří Dušek)
NGC 300, Scl - Taky krásně jasná, kruhová, s hvězdou asi
8,5 mag poblíž (1,5 průměru galaxie na severovýchod). Její průměr
je deset úhlových minut či více. (Tomáš Havlík)
NGC 7793, Scl - Jasná, podlouhlá (2:1) směrem na východ (není
tak výrazná jako předchozí, ale patří do skupiny jasné). Se
slabou hvězdou 10 mag těsně nad severním okrajem. Pěkná. (Tomáš
Havlík)
První z galaxií NGC 55 najdete na hranicích se souhvězdím Fénixe,
tři a půl stupně severně od alfa Phoenicis. Je spirální
galaxií typu Sc, na kterou se díváme téměř z boku. Její rovina je
k zornému paprsku skloněna pod úhlem asi osmdesát stupňů. Západní
část NGC 55 je jasnější než jižní, východně od jádra se nachází rozsáhlý
temný oblak. Slabší jižní část má označení IC 1537.
Podle zkušeností zahraničních pozorovatelů by ale tak detailně
měla být vidět až ve větších dalekohledech.
Modul vzdálenosti 26,4 magnitudy umisťuje NGC 55 na přední okraj
Kupy jižního pólu. [Odhady vzdálenosti NGC 55 v dostupné
literatuře kolísají mezi 1,3 a 1,9 Mpc.] Spolu s ní se zde
nachází i NGC 247 a NGC 300.
Naopak nejvzdálenější jsou galaxie NGC 253 a NGC 7793 (m-M=27,5
mag). Nejjasnější hvězdy NGC 55 mají ve fotometrickém oboru B
hvězdnou velikost kolem 18 magnitud. Její celková svítivost je
asi dvakrát větší než M 33, celková hmotnost se odhaduje na
2.10na10} Msl.
Nejjasnější veleobři galaxie NGC 247 mají absolutní
hvězdnou velikost -9,5 mag. Opět se jedná o spirální galaxii
typu Sc(s)III. I ona je nakloněna. Dvacetipěticentimetrový
reflektor ji ukáže jako nápadně protáhlou 15'x3',
s malým jasem, nevýraznými detaily a bez středového zjasnění. Na
jižní straně se bude nacházet hvězda 8,5 mag.
Nejznámější a jedna z mála z našich
zeměpisných šířek pozorovatelná je galaxie NGC 253. Její celková hvězdná
velikost se ve fotometrickém oboru V odhaduje na 7,4 mag. Patří
mezi spirální galaxie (má dvě hlavní ramena a nevýraznou příčku)
s vysokým obsahem
mezihvězdné látky. Proto nikoho nepřekvapí, že obsahuje množství
oblastí, kde se rodí nové hvězdy. Nejbouřlivěji přitom vznikají
v oblasti jádra galaxie do vzdálenosti asi 0,8 kiloparseku.
Svou velkou aktivitou, doprovázenou tzv.
"supervětrem" , který vzniká díky neustále explodujícím
supernovám, je NGC 253 podobná např. M 82. Většina ze supernov
je ale skryta
za
neprůhlednou mezihvězdnou látkou - galaxie je totiž skloněna
pod úhlem asi osmdesát stupňů.
Jediná pozorovatelná supernova SN 1940E byla fotograficky
nalezena 22. listopadu 1940 51'' západně a 17'' jižně od
jádra. V maximu dosáhla nejméně 14 mag.
NGC 253 nalezl během systematického hledání komety roku 1783
Caroline Herschel. U ostatních se mi objevitele zjistit
nepodařilo, je však pravděpodobné, že se jedná o někoho ze stejné
dynastie.
Galaxie NGC 300 tvoří rovnoramenný trojúhelník s hvězdami xi a
lambda1,2 Scl. Na rozdíl od předcházejících se na ni díváme
téměř shora. Dominují ji dvě spirální ramena, která ji tak řadí
mezi typ Sc. Její modul vzdálenosti se na základě pozorování
cefeid odhaduje na 26,7 mag, vzdálenost tedy vychází na 2,1 Mpc.
Posledním jasnějším zástupcem Kupy jižního pólu je NGC 7793. Vůči
zornému paprsku je skloněna pod úhlem asi padesát stupňů a opět
patří mezi spirální galaxie. Její nejjasnější hvězdy mají ve
fotometrickém oboru B 18 magnitud.
Tolik tedy Kupa jižního pólu, která je s kupou kolem M 81 a
skupinou IC 342/Maffei (vzdálenost 3,6 Mpc)
nejbližší k Místní skupině galaxií. Nyní se pro změnu podívejme
na jasnou kulovou hvězdokupu M 13 v souhvězdí Herkula.
Průvodcem nám bude Vladislav Batka ze Senic:
15./16. srpna 1995, Somet binar 25x100, mhv
neuvedeno
M 13 (NGC 6205), Her - Je jasná, zaberá asi 1/12 pola.
Žiari žltobielym svetlom. V jej okolí sa nachádza nádherné a
husté pole. Počet hviezd v ňom odhadujem asi na 20-30 všetkých
jasností. Sú prevážne biele až žlté, nanajvýš bielo modré. V jej
tesnej blízkosti sa nachádza 10-15 hviezd, ktoré patria do
okrajových vrstiev hviezdokopy. Tieto hviezdičky zasahujú do 1/5
poľa. Nádhera. V cassegraine 150/2250 zv. 140x je ešte
krajšia a väčšia.
Čtyřicet úhlových minut
severoseverovýchodním směrem od M 13 spatříte oválnou skvrnku
- galaxii NGC 6207. Ta má podle Honzy
Kyselého následující vzhled:
17./18. září 1992, newton 110/805, zv. 32x,
54x, mhv 5,5 mag
NGC 6207, Her - Asi po pěti minutách hledání
bezpečně vidět, nalezena při 54x, kdy je zřetelnější. Je vidět jako
středně velká kruhová nebo mírně eliptická skvrnka při bočním
vidění; 11,5 mag, 0,5° od M 13. Leží na spojnici dvou hvězd
7. a 8. velikosti, nepatrně blíže k té slabší. Výše uvedený graf, který zachycuje změny pozorované v letech 1982
až 1996 členy francouzské společnosti AFOEV, prozrazuje, o čem
bude dále řeč. O nejjasnější a Slunci pravděpodobně nejbližší
proměnné hvězdě typu Mira, samotné Miře (o Ceti). Letos
13. srpna totiž uplynulo čtyři sta let od jejího objevu. Pakliže za
jejího objevitele považujeme Davida Fabricia
(1564-1617). [Fabricius byl průkopníkem v používání
dalekohledu především pro sledování Slunce. Byl jedním ze
spoluobjevitelů slunečních skvrn. Bohužel roku 1617 byl zavražděn
jedním z členů kláštera, ve kterém byl knězem.]
Tento holandský duchovní a amatérský astronom si totiž 13. srpna
1596 všiml nové hvězdy na hřbetu Velryby jasnější než
alfa Arietis. Nebyla přitom zaznamenána v žádném katalogu,
atlasu ani hvězdném globu, který měl k dispozici. Opět ji
pozoroval na začátku září a sledoval její pokles jasnosti až do
poloviny října. [Korejští a čínští astronomové ovšem
zaznamenali "hvězdu hosta" ve Velrybě 28. listopadu
1592, která byla viditelná patnáct měsíců. Pravděpodobně ne po
celou dobu. Je tedy možné, že Mira byla známa již před objevem
D. Fabricia.]
Podle nové hvězdy pozorované Tycho de Brahem
roku 1572 v souhvězdí Kasiopeji, nevěnoval Fabricius této hvězdě
další pozornost. Teprve roku 1609 si všiml, že se opět zjasnila.
Ještě předtím, roku 1603, ji Johann Bayer zakreslil do atlasu
Uranometria a dal ji označení omikron. Jiný
holandský pozorovatel J. P. Holwarda, který tuto proměnnou přistihl
v zimě na přelomu let 1638 a 1639, potom odhalil, že
se zjasnění hvězdy opakují. Od této doby už nebylo ignorováno jediné
maximum hvězdné velikosti. [Mira je ale od dubna do poloviny
června příliš blízko Slunci na to, aby byla pozorovatelná.]
K nalezení periody světelných změn chyběl už jen krůček. Ten
učinil roku 1667 Ismael Boulliau (1605-1694), který oznámil, že
se Mira mění s periodou 333 dní (dnes 332 dní). O pár let dříve
přitom Johann Hevelius vydal knihu Historiola Mirae
Stellae, které vděčí o Ceti za rozšíření svého jména Mira - Podivuhodná.
Takto ji ovšem jako první nazval už Fabricius.
Mira svoji hvězdnou velikost mění v rozmezí tří až devíti
magnitud. Maximální hvězdné velikosti dosahuje v některých
cyklech až dvě magnitudy, v jiných naopak pouze pět magnitud.
Rekord drží pozorování W. Herschela z listopadu 1779, kdy
překonala alfa Arietis a soupeřila s Aldebaranem a takto
zůstala po dobu celého měsíce.
Maxima pozorovaná od roku 1920 členy AAVSO kolísají mezi 2,4 a
4,9 magnitudami, minima pak mezi 8,4 a 9,7 magnitudami. Stejně
tak i délka jednotlivých cyklů, která se může od průměrné periody
odchýlit až o několik týdnů. Všechny tyto nepravidelnosti jsou
ale čistě náhodné, bez jakýchkoli trendů. Omikron Ceti patří mezi hvězdy tzv. asymptotické větve obrů.
Změny její jasnosti jsou způsobeny pulzacemi povrchu. Vzdálenost
se odhaduje na asi sto parseků. Vzhledem
k interferometricky změřenému úhlovému průměru kolem 0,04''
se její průměrná velikost pohybuje kolem 400 průměrů
Slunce. V maximu má Mira
povrchovou teplotu kolem 2500 kelvinů a jejímu spektru dominují
jasné čáry vodíku a temné pásy TiO (měly by být vidět i
jednoduchým spektroskopem). Při cestě do minima, kdy se také
mění její zabarvení z oranžové na temně rudou, klesá povrchová
teplota na 1900 kelvinů a ve spektru mizí emisní čáry. V této
době se zde objeví jiný systém čar, jehož původcem je
horký, slabý průvodce - tzv. Mira B. Úhlová vzdálenost obou
hvězd
je ale příliš nízká na to, aby mohly být rozštípnuty normálními
amatérskými dalekohledy.
V současnosti má Mira po svém 440. maximu jasnosti a míří si to
do minima. K jejímu vyhledání vám pomůže přiložená mapka, ve
které jsou hvězdné velikosti potenciálních srovnávacích hvězd
vyznačeny v decimagnitudách.
PS: A na závěr jeden Murphyho zákon pro postgraduální studenty (a
vůbec všechny studenty), kteří chtějí přežít: Váš profesor
se nikdy nesmí dozvědět o tom, že existujete.
|