Číslo 79. 1996 Květen

OBSAH:
Pokud jde o ručníky
Stopařův průvodce po Galaxii
Všechno je jinak
Neviditelné galaxie
Než Zora v obzors skryje
Skvrnitý srpek planety Venuše
Zkáza přichází z kosmu
Navštívila nás kometa
Navštívila nás kometa (2)
Co ukazuje StarClock?
Bílý trpaslík na Internetu
Zajímavá pozorování

Pokud jde o ručníky,

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.)

OBSAH tisk Douglas Adams


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:

  • S dalekohledem dohlédnu až na hranice hvězdné soustavy (Galaxie).
  • Hvězdy mají podobnou svítivost a jsou v soustavě rozmístěny přibližně rovnoměrně. Tedy, čím více hvězd vidím, tím dál se nacházejí hranice systému.[Toto pravidlo, se kterým se ještě několikrát setkáme, je možné krátce charakterizovat jako slabší znamená vzdálenější. ]

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.

  • V dalekohledu samozřejmě neviděl všechny hvězdy. Na to přišel Herschel sám, když roku 1789 dokončil dvakrát tak velký dalekohled jako jeho dvacetistopý.
  • Všechny hvězdy nejsou stejně svítivé. Na to přišel objevem fyzických dvojhvězd. (Dvojice hvězd byly stejně daleko, ale měly rozdílné jasnosti.)
  • Galaxie nekončí náhle a hvězdy v ní nejsou rozloženy rovnoměrně. Druhou chybu odhalil díky kulovým hvězdokupám (velká koncentrace hvězd v malém objemu).
  • Nevysvětlil také existenci množství temných mlhovin, které byly interpretovány jako průzory (tunely) Galaxií, kde se nachází jen málo hvězd, a které jen náhodou míří směrem ke Slunci. Bylo jich příliš mnoho na to, aby to mohla být náhoda.
Není tedy divu, že Herschel ke sklonku života tento model sám opustil.

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.
Kresba galaxie M 101 v podání jednoho z asistentů Lorda Rosseho. Vypadá sice poněkud extravagantně, ale je na ní cosi skutečného.



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.

Diagram vytvořený slečnou Henrietou Levitt v roce 1912 ukazuje, že nejjasnější cefeidy Malého magellanova mračna mají nejdelší periody. Na svislé ose je pozorovaná fotografická jasnost v modrém oboru viditelného spektra, na vodorovné logaritmus periody. Každá hvězda je v diagramu vyznačena dvakrát, jednou v maximu, jednou v minimu. Ukazuje se tak, že cefeidy mění svoji hvězdnou velikost s amplitudou 1,2 magnitudy.

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.

  • Nejjasnější část Mléčné dráhy podle Gapoškina leží v okolí hvězdy eta Carinae (-3,5 mag), druhá ve Střelci (-3,2 mag).
  • Temný pás rozděluje celou Mléčnou dráhu na dvě podobné části. Na několika místech je přerušen, velmi nevýrazný je ve Vozkovi, Jednorožci a Lodní zádi.
  • Pouze jedno místo je možné považovat za přirozený střed - souhvězdí Střelce (nejjasnější část leží poblíž nejtmavší části u hvězdy theta Ophiuchi). Poblíž středu "výdutě" najdete několik tmavých skvrn a temný pás.
  • Celková hvězdná velikost Mléčné dráhy se pohybuje mezi -5 a -6 magnitudami.
  • Magellanova oblaka mají podobu odtrhnuté části Mléčné dráhy. Velké magellanovo oblako má podobu písmene S, Malé pak nemá žádný výrazný tvar.


Schematický obrázek Mléčné dráhy podle Sergeje Gapoškina. Jednotlivé temné části označil následovně: holes = díry, bulge = výduť, lakes = jezera, sweep = tok, ditch = průliv, coaltin = plechovka na uhlí, coalsack = pytel uhlí, backyard = pozadí, tail = ohon. V Lodnímu kýlu a Plachtám pak vévodí výrazný tmavý pás ve tvaru písmene S.

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.

Morganův model struktury spirálních ramen v okolí Slunce. Zřetelně je vidět rameno Persea a Orionovo. Rameno Střelce není vyznačeno.

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.].
Roku 1958 publikovali Oort, Kerr a Westerhout tuto mapu rozložení neutrálního vodíku. Nejtmavší útvary odpovídají největšímu zastoupení vodíku. Směrem ke středu a od středu Galaxie ale není možné měřit radiální rychlosti, proto zde chybí data. Na okrajích jsou vyznačeny galaktické souřadnice. Soustředné kruhy mají odstup dva kiloparseky.

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.

Standardní mapa Galaxie publikovaná Yvonem a Yvonne Georgelin roku 1976, která je sestavena na základě rozložení oblastí ionizovaného vodíku. Vyznačena jsou ramena: 1..Střelce, 1'..Pravítka, 2..Štít-Kříž, 2'..Persea. Polohu Slunce udává písmeno S, středu Galaxie GC. Chybí místní rameno Oriona. Ve struktuře Galaxie totiž hraje pouze zanedbatelnou roli.

Necelý roku předtím byla objevena emise molekuly CO na vlnové délce 2,6 mm [Kuriózní je, že se to podařilo P. Thaddeusovi s radioteleskopem o průměru 1,2 metru umístěným na střeše budovy Columbia University v new Yorku.]. Bylo tak možné začít pozorovat molekulová oblaka a upřesnit vzhled Galaxie. Spirální strukturu tvoří dvě hlavní mohutná ramena: Pravítka a Střelce. Všechna ostatní jsou v porovnání s nimi jen nevýrazná a krátká.

Dnešní představy o vzhledu Galaxie

Na základě pozorování ve všech oborech spektra elektromagnetického záření si dnes Galaxii představujeme takto:

  • Svítící hmota je uspořádána do plochého disku. Jeho průměr je asi 100 000 sv. r., šířka 2000 sv. r., středová výduť je asi třikrát širší. Proporce tohoto disku si můžete představit tak, že na sebe přiložíte dva CD disky.
  • Hmotnost všech hvězd se odhaduje na 2.10na11 M Slunce, počet hvězd na 5.10na11. Průměrná hvězda má tedy hmotnost 0,4 M Slunce.
  • Průměrná hustota hvězd je 0,2 hvězdy na krychlový parsek. Na okrajích je menší, naopak ve středu mnohonásobně větší.
  • Mezihvězdná látka představuje asi deset procent hmoty Galaxie.
  • Z rotace Galaxie a z pohybu kulových hvězdokup vyplývá celková hmotnost asi 10na12 M Slunce. Rozdíl jde na vrub skryté hmoty. Galaxie tak sahá snad až do vzdálenosti Magellanových mračen.
  • Slunce je starou hvězdou populace I (4,7 miliardy let). Leží 7 až 7,5 kiloparseku od středu, 20 pc nad rovinou Galaxie. Jeden oběh vykoná za 230 milionů let.
V porovnání s jinými je Galaxie větší, svítivější a mnohem hmotnější. Většina galaxií ve vesmíru je totiž tak slabá a nevýrazná, že je můžeme sledovat jen s pomocí největších dalekohledů. Příkladem může být Místní skupina. Jedná se asi o třicet členů. Pouze dva z nich patří mezi velmi svítivé: M 31 a Galaxie. Všechny ostatní jsou spíše mnohem slabší. Příkladem je Galaxie v Sochaři, která má průměr asi osm tisíc světelných let a obsahuje pouze několik milionů hvězd. Tak vypadá typická galaxie.

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.
Májové zobrazovali Mléčnou dráhu jako "Strom světa" s kořeny v podsvětí a větvemi na nebi, který zprostředkovával spojení mezi různými světy bytí. Takto zobrazena je například na pohřební váze ze severní Guatemaly.

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.

OBSAH tisk Jiří Dušek


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:

a3/P2 ~ M ~ v2a  =>  v ~ 1/ r1/2

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.

Závislost rychlosti rotace vodíkových mračen na vzdálenosti od středu Galaxie podle Leo Blitze (University of Maryland). Na vodorovné ose je vynesena vzdálenost v tisících světelných rocích, na svislé rychlost rotace v kilometrech za sekundu. Kdyby Galaxii tvořila pouze viditelná hmota, měla by průběh závislosti odpovídat čárkované křivce. Její skutečný vzhled ale ukazuje na existenci temné hmoty.

OBSAH tisk Jiří Dušek


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.

Pomocí této mapky z MegaStaru se vám možná podaří spatřit NGC 1049. Obsahuje hvězdy do přibližně 14 mag. Na západním okraji se nachází hvězda l2 Scl. Poloha kulové hvězdokupy je vyznačena prázdným kolečkem.

Darwinův zákon:
Má-li možnost, bude vám příroda lhát přímo do očí.

Blochův doplněk:
A darwinisté jakbysmet.

Princip celkového obrazu:
Vědečtí výzkumní pracovníci jsou natolik ponořeni do svých specifických problémů, že jim uniká nejen celkový obraz života, ale i jejich vlastní výzkumné práce.

OBSAH tisk Jiří Dušek


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.

OBSAH tisk Tomáš Havlík


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.


Mannův zákon:
Když vědec vypátrá něco, co se dá publikovat, stane se to jádrem jeho teorie.

Z čehož vyplývá:
Načež se tato teorie stane základem veškerého vědeckého myšlení.

Robertsonův zákon:
Záruka kvality za nic neručí.

OBSAH tisk Tomáš Rezek


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.


Maynův zákon:
Zásadních omylů si nikdo nevšimne.

Rossův zákon:
Nikdy předem nezdůrazňujte, že se chystáte říci něco významného.

OBSAH tisk Rudolf Novák


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.

OBSAH tisk Jiří Dušek


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!


A fine second-half of the night, 17/18 March. I observed between 6h and 12h UT (11pm-5am) at the Lowell 53 cm telescope doing photometry (your American tax dollars at work), but was severely distracted by the comet. The thing just kept getting better as it rose and moved to the darker part of the Mars Hill sky! Zenith sky brightness V=20.5 mag per square arcsec, limiting naked-eye mag. at zenith V 6.5 mag (HD 113865 in Coma).

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!


The comet continues getting better and better as it rises higher for us northern hemisphere observers. This morning (Mar 20.5 UT) I estimated mv=1.7 mag by comparing against alfa UMa without glasses (-8.5 diopters nearsighted, so the stars are about 1.5 degrees across!). It's getting hard to find suitable comps stars anywhere near the comet! The big change in the last two days has been the increase in tail length, which I estimated at 20 degrees, specifically from the comet's head between 109 and 110 Vir all the way to zeta Vir.

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.


Had my first views of Hyakutake from Lowell Observatory's Anderson Mesa "dark sky" site tonight (Mar 21.3-21.4 UT). The sky had just gone from being photometric, and a few thin cirrus were discernable. The naked-eye mag. limit was still V 7.2 mag (typical for the site and my eyes); sky brightness up a bit from scattered starlight by the aerosols: I'll estimate muV 21.5 mag per square arcsec at the zenith (normal is 21.8).

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.


Not quite clear this morning (Mar 22.4 UT) observing from the catwalk at the Lowell Observatory 1.1-m telescope on Anderson Mesa as a weak trough receded. Cloudy until about 1am/8h UT. By 2am/9h UT, stars beyond mag. 7 were visible naked-eye near the zenith about 20 degrees from the head of the comet. My check stars are HD 113865 (V=6.5 mag), HD 112734 (V=7.0 mag), HD 112887 (V=7.2 mag), and HD 113493 (V=7.3 mag), all in Coma around the triangle of bright stars that encloses the Coma galaxy cluster.

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?


A kinda crummy sky tonight over Flagstaff, so only a few comet-comments. First, a retraction from last night's tail observation: the glow south of the ecliptic in Crater persists tonight, whereas the comet tail is definitely no longer pointed there. So this must be due to some mag. 7 stars down there giving a nebulous impression, and just happened to be lined up last night. Thus I'll only claim the tail extended last night (22nd UT) to the region of the zodiacal band/gegenschein.

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.


This was one of those nights that ended too soon. We were expecting (and got) a fast-moving winterstorm with snow in the afternoon, but after 9pm it was photometric for the rest of the night, and a brisk -7 °C (19F) by dawn.

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.


Cloudy tonight (Mar 25.3 UT) over Flagstaff, so no proper views of the comet. However, at Anderson Mesa during a minor and not fully transparent break in the cirrus, I was able to see the tail still extending all the way to epsilon$/eta Vir and the gegenschein, i.e. 60 degrees tail length! It's a thing of beauty. The total brightness is still about zero, changed very little from last night, as expected. However, the tail near the coma is of significantly higher surface brightness. Dramatic changes are still occurring!

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.


We had a couple of hours of photometric weather after Moonset in Flagstaff last night (Mar 26.4 UT). I was on my first night at Anderson Mesa observing with the 1.1-m telescope doing lightcurves of asteroids and Pluto, but also distracted by the comet.

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!


Two more semi-clear nights of comet viewing on March 27th and 28th UT, although both with increasing Moonlight. I was working on both nights at the Lowell 1.1-m telescope on Anderson Mesa outside Flagstaff, Arizona.

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...

http://zebu.uoregon.edu/~mbartels/astropho/cometh.jpg

... 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.

Poněkud "dábelská" kresba hlavy komety Hyakutake pořízená Kamilem Hornochem 27. března. Průměr kresby je 0,6 stupně, k pozorování použil 35cm reflektor. Sever vlevo, západ nahoře. Zřetelně je vidět zvláštní výtrysk, který trochu zamotal hlavy profesionálním astronomům. Také je na zachyceno ztemnění pod "křidélky" u bodového jádra komety.



Youngův zákon:
Všechny velké objevy přišly na svět omylem.

Z čehož vyplývá:
Čím větší finanční zajištění, tím déle trvá dopustit se omylu.

OBSAH tisk Brian Skiff (bas@lowell.edu)


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

L=4*Pi*R2*sigma*Te4

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:

Mbol=Mv+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

log S=-0,4(Mv-4,85),

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.

Li, Be, B --> He

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.

H --> He

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.

4H --> He

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.

3He --> C

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.

He --> C + He --> O

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.

L ~ M3.5

Zásoba energie je ale úměrná zhruba hmotnosti hvězdy. Tempo vývoje tau je tudíž úměrné hmotnosti na 2,5.

tau ~ M/L ~ M-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.
H-R diagram hvězd kulové hvězdokupy M 13. Zkratkami jsou vyznačeny jednotlivé vývojové fáze. MS je main sequence, hlavní posloupnost, TO je turnoff, bod obratu, podle kterého se určuje stáří hvězdokup. SGB je subgiant branch, větev podobrů (slupkové hoření vodíku), RGB red-giant branch, větech červených obrů, HB horizontal branch, tedy horizontální větev. Konečně AGB je asymptotic giant branch (asymptotická větev obrů) a P-AGB post asymptotic giant branch, kam se hvězdy (zárodky bílých trpaslíků) dostanou po AGB fázi.

OBSAH tisk Zdeněk Mikulášek


Bílý trpaslík na Internetu

Zdrojové texty (bez obrázků) najdete na anonymním ftp serveru

ftp://psycho.fme.vutbr.cz

Vybrané články z posledních čísel si můžete prohlédnout na WWW stránkách

http://www.ta3.sk/hvezdarne/roztoky

http://ww2.fce.vutbr.cz/bt

Instantního Bílého trpaslíka (i pro nečleny) si můžete objednat na adrese

bilytrp@physics.muni.cz

OBSAH tisk redakce


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.

OBSAH tisk Jiří Dušek