OBSAH:
Narazil jsem
Vzhůru ke dnu
23 nocí s dívkou
Prskavky a vánoční stromeček
chi a h Persei aneb Putování se Sometem za jednou skvělou hvězdokupou
Jasno až oblačno, místy zataženo
Zpravodajská síť Bílého trpaslíka

Narazil jsem
na toho starého fousatého frajera, když jsem stopoval," začal a vytáhl basketbalový míč, který pokrývaly podélné pásy a pruhy v odstínech rudé a oranžové. Bez míření hodil velký míč Jupiteru oběma rukama přes hlavu. Carol jej stále v úžasu pozorovala, jak se připojil ke dvěma koulím obíhajícím kolem prázdného ohniska uprostřed místnosti.

"Řídil starou dobitou otevřenou dodávku a kouřil cigaretu z marihuany. Zprvu jsme si trochu povídali. Něco se mě zeptal a já jsem začal odpovídat. Ale po jedné či dvou větách mě přerušil a řekl: ,nevíš ano hovno, člověče.' Tak reagoval na všechno."

Troy během vyprávění vyprázdnil postupně všech šest zásuvek. Všechny předměty, které našel, hodil do středu místnosti. Pár z nich jen tak mimochodem pozoroval, jako by byl svědkem každodenního výjevu. Všechny koule zopakovaly předešlé schéma. Ve výšce kolem půldruha metru nad podlahou se vytvářel téměř úplný fungující model Sluneční soustavy.

"Nakonec mě jeho hra unavila a držel jsem jazyk za zuby. Jeli jsme hodně kilometrů mlčky. Noc byla jasná a nádherná a on pořád vystrkoval hlavu z okna, aby se mohl dívat na hvězdy. Jednou, když zase vtáhl hlavu dovnitř, si zapálil další žváro, podal mi ho a ukázal zadním oknem na hvězdy. ,Ony vědí, člověče, ony vědí, prohlásil. Po dalších kilometrech, když mě vysazoval z dodávky, se ke mně naklonil a v očích mu divoce svítilo. ,Pamatuj si, člověče, ty nevíš ani hovno. Ale ony vědí,' zašeptal."

Kolébka

OBSAH

tisk

Artur C.Clarke

Vzhůru ke dnu

Napadlo vás někdy pozorovat hvězdy pod vodní hladinou? Vypadá to jako šílený nápad, je to šílený nápad, ale realizovat se dá. Stačí si vyhlédnout bazén s čistou vodou, sehnat potápěčské brýle, v noci se pořádně nadechnout a vyrazit ke dnu. Takové dva metry pod hladinou spatříte hvězdnou oblohu v poněkud netradičním vydání.

V čisté vodě jsou hvězdy i v takové hloubce poměrně málo zeslabené. Díky vlnkám na hladině ale budou mít krátce po ponoření poněkud větší úhlové rozměry - zkušenost ukazuje, že nejdříve kolem třiceti úhlových minut, rychle se ale "zmenší" na pět až deset minut. Samozřejmě nesmí foukat vítr.

Na rozhraní vody a vzduch přitom dochází k lomu paprsků. Zatímco světlo hvězdy nacházející se v zenitu projde do vody beze změny směru, paprsky přicházející téměř rovnoběžně s vodní hladinou (hvězdy u obzoru) změní směr až o 48,8 stupně. Pro úhel a₁, který paprsek svírá s kolmicí k vodní hladině při dopadu, a pro úhel a₂, který paprsek svírá s kolmicí po průchodu, platí vztah

(sina₁) / (sin a₂) = 1,33,

kde 1,33 je index lomu na rozhraní vody a vzduchu. Ostatně můžete se o tom přesvědčit za bílého dne, kdy vše, co bude nad hladinou, uvidíte v kruhu o průměru 98^o. V noci se potom do tak malé části "scvrkne" celá obloha.

Protože však úhel lomu závisí i na vlnové délce, budou objekty mimo zenit jevit barevnou vadu. Nízko nad obzorem pak budou vidět jako pěkná spektra.

Kromě toho také dojde k deformaci úhlových rozměrů, které se budou zmenšovat s klesající výškou nad obzorem. Objekt o průměru pět stupňů ve výšce asi osmdesát stupňů bude mít pod hladinou svislý průměr o stupeň menší. Ve výšce dvanáct stupňů se ale zmenší na pouhý jeden stupeň!

Kromě toho má pozorování pod vodou ještě jednu nezanedbatelnou výhodu. Nebudou vás obtěžovat komáři!

Takže si rychle pořiďte bazén s čistou vodou, potápěčské brýle a trochu olověného závaží. A když se náhodou neutopíte, prosím, napište nám své zkušenosti.

Takto nějak se lámou světelné paprsky na rozhraní vzduchu a vody. Díky tomu vidíme celou oblohu v kruhu o průměru 98 . Úhly a₁ a a₂ mají stejný význam jako v textu.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Kometa Hyakutake na několik měsíců obsadila všechna astronomická média. Také v trpaslíku jste si mohli minule přečíst rozsáhlé povídání o této jasné vlasatici. Nezávisle na to, v den, kdy jsme šli s Trpaslíkem na poštu, nám svůj příspěvek, který mapuje setkání s Hyakutake den po dni, poslal i Honza Kyselý.

23 nocí s dívkou

noc první: 25./26. 2. ráno, 7,1 mag, koma 5'

Praha-Opatov. Nebe je i tady na pražském sídlišti neobyčejně čisté, vane příjemný větřík, teplota je kolem -2°C, což se mi v porovnání s mrazivými rány v lednu a začátkem února, kdy bylo pravidelně kolem -20°C, zdá být teplotou takřka tropickou; nazval bych dnešní noc první "jarní". Poprvé hledám kometu, která se má v následujících dvou měsících stát hitem: zatím se nachází daleko od Slunce i od Země a jen necelých 15° nad jihem (deklinace -24°), přesto je triedrem 7x50 bez obtíží vidět jako nápadná mlhavá skvrnka se značným zjasněním do středu a s dost ostře vyjádřeným okrajem. Jaká budeš až vyrosteš, kometko?

Noc druhá: 15./16. 3. po půlnoci, 3,6 mag, koma 20', chvost 30'

Praha-Opatov. Kometka během tří týdnů vyrostla na velkou difuzní kometu. Přestože se ještě stále nachází jen nevysoko nad jiho-jihovýchodním obzorem a obloha není kdovíjak čistá, skýtá už teď překrásný pohled: je jasná, velká a má výrazně protaženou komu, která přechází do slabého chvostu. Dá se už dokonce zahlédnout i pouhým okem, vypadá jako lehounký mlhavý obláček s malou centrální kondenzací.

Noc třetí: 16./17. 3. po půlnoci, 4,0 mag, koma 13', chvost 30'

Praha-Opatov. Dnes ji lovím mezi mraky, ale dočkal jsem se; chvílemi se ztrácí za hustší oblačností, při pohledu skrz řidší vrstvu mraků je však velmi nápadná, i když ne tak uchvacující jako včera.

Noc čtvrtá: 19./20. 3. po půlnoci, 2,4 mag, koma 25', chvost 40'

Praha-Opatov. Nádhera! Kometa má strašně nápadný ohon (dost široký vějíř), je nejnápadnějším objektem na obloze v okruhu plus minus 15° na všechny strany; není přitom nijak obrovská nebo plošně slabá: je naopak silně kondenzovaná a výrazná.

Noc pátá: 20./21. 3. po půlnoci, 1,8 mag, koma 30', chvost 40'

Praha-Opatov. Kometa už je bezkonkurenčně nejjasnější objekt ve své části oblohy. Září vysoko nad jihem a je velká jako Měsíc v úplňku. Právě se stává nejjasnější kometou od roku 1976.

Noc šestá: 21./22. 3. o půlnoci, 1,3 mag, koma 36', chvost 2°

Praha-Opatov. Úžasná, už se skoro nedá s ničím porovnat; nakonec ji srovnávám i s Arkturem, od něhož je asi 10° jihovýchodně. Budu mít ještě vůbec někdy příležitost použít Arktura jako srovnávačku pro kometu? Chvost je velmi jemný a slabý, ale užší a delší než minulé noci. Na tmavé obloze by určitě sahal do mnohem větší vzdálenosti než ony 2°. Kometa je jasností právě uprostřed mezi Arkturem a Izarem, je vidět (okem!) i přes lehčí oblačnost.

Noc sedmá: 23./24. 3. před půlnocí, 0,7 mag, koma 45', chvost 15°

Vlašim. Po obloze běhají mraky a ani mezi nimi není nebe příliš čisté (jsou to asi potrhané kumuly, nad nimiž je cirostratus nebo tenký altostratus), i přes mraky je ale kometa vidět okem jako velká zářící skvrna zjasňující se do středu. Při krátkodobém vyjasnění až na mhv kolem 5,0 (přesto je kometa schovaná za tenkou vrstvou mraků) sahá dosti úzký a přímý chvost přinejmenším 15° od hlavy! Kometo, pasuji Tě na vlasatici. Jak dlouhá může být Tvá kadeř na čistém a tmavém nebi? Odpověď jsem dnes nedostal, protože po pár minutách přicházejí opět mraky a zataženo zůstává až do rána.

Vývoj počtu návštěvníků brněnské hvězdárny během akce nazvané "14 dní s kometou". Celkově se na kometu přišlo podívat přes 3200 lidí.

Noc osmá: 25./26. 3. večer, (-0,3) mag, koma 65', chvost 30°

Újezd u Průhonic. Dobrodružná večerní cesta za Prahu stála za to. Kometa se nachází nad severo-severovýchodem a je po Měsíci a Venuši společně se Siriem, který je nízko nad jihem, třetím až čtvrtým nejnápadnějším a nejjasnějším objektem na nebi. V triedru se zdá být asi stejně jasná jako Prokyon, po rozostření pouhým okem jej však drtivě převyšuje a je také podstatně jasnější než Capella. Jsem si zcela jistý, že její celková hvězdná velikost má před sebou znaménko minus. Kometa samotná se nachází 5° JZ od b UMi, její ohon sahá přes Velký vůz (kde prochází mezi Aliothem a Mizarem) až k a CVn, měří asi 30° i na obloze přesvícené Prahou a pět dní starým Měsícem, který září vysoko nad jihozápadem. Chvost je velmi úzký, na konci zhruba 3° široký, a nerovnoměrně jasný: poměrně náhlý pokles jasu nastává mezi 15° a 20° vzdálenosti od hlavy, kde není skoro patrný, poté se však opět zjasňuje mezi dzétou UMa (Mizarem) a alfou Cvn, kolem nichž těsně prochází. Do 10° od hlavy je vidět i z osvětlené ulice na Újezdě... Koma má okem velikost jedné třetiny vzdálenosti b UMi a g UMi a je výrazně kondenzovaná. Kometko, volím Tě jednomyslně Miss mého astronomického života.

25./26. 3. ráno, 0,0 mag, koma 55', chvost 15°

Praha-Opatov. Od večera se kometa posunula zhruba o 5° směrem k polárce. V triedru vystupuje z jádra nádherná široká fontána, která se po obou stranách rychle obrací směrem od Slunce. Celkovou jasností je asi uprostřed mezi Vegou a Arkturem, evidentně už o cosi slabší než večer. Na přesvětlené sídlištní obloze sahá chvost jen asi 15° od hlavy.

Noc devátá: 27./28. 3. večer, 0,1 mag, koma 47', chvost 40°

Vlašim. Výrazná zářící mlhavá nápadně protažená skvrnka nad severním obzorem (asi 10° od Polárky), z níž vychází chvost patrný v délce 40°: sahá až za Velký vůz, přestože svítí Měsíc, a okem je vidět v celé své délce několik minut po příchodu z osvětlených místností ven. Poprvé mám příležitost se na kometu podívat větším přístrojem: v 11cm dalekohledu je při zvětšení 32x vidět strašně jasné jádro (ne zcela bodové), kolem něho rozsáhlá difúzní koma a počátek chvostu. U žádné komety jsem nikdy předtím neviděl to co tady: v jasu komy nastává šílená nespojitost, to co vidím jako jádro, může mít rozměr 0,5 až 1'. Překrásná je široká fontána vystupující z jádra a přecházející do chvostu, který jde přes celé zorné pole. Při zv. 54x jádro prokazatelně není bodové, je to spíš malá svítící ploška vyhlížející jako kotouček drobné planetární mlhoviny. V opačném směru proti chvostu, který vystupuje z jádra jako velmi úzký jasný paprsek (což je jen jeho nejjasnější středová část), je jádro jakoby nepatrně difuznější a "vytaženější".

27./28. 3. o cca hodinu později, 0,2 mag, koma 65', chvost 65°

Kousek za Vlašimí, směr letiště u Radošovic. Fascinující nebeská podívaná. Je mimořádně čisto, nacházíme se v severním proudění krátce po přechodu studené fronty, takže obloha je dokonale "vymetená". Světlo z Měsíce, který září v první čtvrti vysoko nad jiho-jihozápadem, se příliš "nenese", stejně jako světlo z nedaleké Vlašimi. Velká protažená koma (o rozměru jedné třetiny vzdálenosti Kochabu a Pherkadu) s velkým středovým zjasněním přechází do jasného přímého a pozoruhodně úzkého chvostu, který prochází přes prostředek Velkého vozu a podstatně slabší pokračuje až ke skupince hvězd ve Vlasech Bereniky. Odhadnutý konec chvostu má souřadnice 12 ^h 10 ^m, +28°, zatímco hlava komety se nachází v poloze 4 ^h 15 ^m, +80°! Skoro 70° chvost se za asistence Měsíce v první čtvrti vidí tak nejvýše jednou za život.

27./28. 3. k ránu, 0,2 mag, koma 65', chvost 100°

Letiště u Radošovic. Měsíc už zapadl, takže mhv po několikaminutové adaptaci na tmu stoupá vysoko nad 6,0 mag, snad někam k 6,5 mag. Kometa se nachází 12° skoro přímo "pod" Polárkou, tedy asi 38° nad severním obzorem. Po několika minutách adaptace na tmu je chvost patrný od hlavy až po skupinku hvězd ve Vlasech Bereniky, tak jako byl vidět večer, přičemž se stejně jako kometa posunul asi o 2°, takže nyní přechází přímo přes alfu UMa. Do 30° od jádra (k a UMa) je mimořádně jasný: jeho jas sice klesá se vzdáleností od hlavy, ale stále si udržuje nápadnost srovnatelnou (a do vzdálenosti 10° od komy neporovnatelně vyšší) než nejjasnější partie Mléčné dráhy, která vykukuje nad východním obzorem a oproti chvostu je mnohem nerovnoměrněji jasná - jaksi "rozbitá" na ostrovy stříbřitého světla vzdálených hvězd, mezi nimiž se proplétají tmavší zálivy, řeky i jezera. Chvost je nepoměrně jednolitější, i když ani ten není všude stejně nápadný a neslábne se vzdáleností od jádra zcela plynule. Po dosti prudkém poklesu jasu pod Velkým vozem se ve vzdálenosti kolem 45° a 55° od hlavy opět dají rozlišit nápadně jasnější místa, jakási "oblaka zjasnění", kde je chvost znovu velice nápadný. Při bočním pohledu je vidět při každém pokusu až ke skupině hvězd ve Vlasech Bereniky (65° od jádra) zcela bez přerušení, místy slabší nebo jasnější, nicméně v porovnání s Mléčnou drahou velmi souvislý a jen pomalu se rozšiřující se vzdáleností od jádra; vypadá jako velmi neochotně se ztrácející nádherná stuha táhnoucí se přes obrovskou část oblohy, úzká a zřejmě dosti přímá. Triedrem lze sledovat chvost do vzdálenosti 30°(!) od jádra, bezprostředně u hlavy je neskutečně jasný a vzniká dojem, že látka proudí v obrovských rychlostech z komy a je nadále urychlována. To vše je vidět po zhruba pěti minutách pobytu v ničím nerušené noční temnotě...

Po čtvrthodince sahá chvost zcela určitě až za Vlasy Bereniky (70-75° od hlavy). Desítky minut ubíhají a já nemohu odtrhnout oči od této úžasné podívané: od zářící komy, ale hlavně od krásného dlouhatánského chvostu. Ten se teprve po třičtvrtě hodině v naprosté tmě ukazuje v plné délce: lze vystopovat jeho pokračování z Vlasů Bereniky až do Panny, kde končí u hvězdy gama, asi 30° nad jiho-jihozápadním obzorem, zatímco kometa samotná září jako velká mlhavá hvězda 38° nad severem... Určit konec chvostu je skoro nemožné: posledních 20° je nesmírně jemných a postřehnutelných jen při pečlivém pohledu a díky výjimečně tmavé obloze. Měřením "podle ruky" odhaduji délku chvostu na 95°, výpočtem dokonce na 103°! Šířka je ve Velkém vozu (40° od jádra) jen kolem 2°, na konci v Panně nejvýše 4°. Během hodiny, kdy se nechávám při (-6)°C unášet jeho nádherou, prolétl jeden meteor (jasnost 4 mag, dráha 12°) přesně rovnoběžně s chvostem asi 5° nad ním, druhý (4-5 mag, 5°) jej přesně kolmo a navíc symetricky přeťal.

Ráno v 5:10 SEČ, 35 minut před východem Slunce, je kometa ještě bez problémů viditelná okem jako mlhavá hvězda. Končí nejbáječnější noc s nejbáječnější nebeskou dívkou, jakou si dovedete představit. Ostatně co Vám budu povídat... Snad jste to prožili taky. Jestli ne, tak mi to stejně nebudete věřit. Byl jsem svědkem něčeho, na co se nadosmrti nezapomíná, co se vryje tak hluboko do paměti, že to nelze přepsat ničím jiným. Viděl jsem kometu, co kometu, opravdovou vlasatici, o jaké jsem dosud jenom čítával v kronikách nebo v katalozích a jakou jsem se ani neodvažoval si představit, s chvostem táhnoucím se přes celé nebe. Nic na tom nemění skutečnost, že z prostých fyzikálních a geometrických důvodů nemohl měřit oněch odhadnutých 100°, ale v době tohoto pozorování "jen" asi 93°. (V dalších nocích se pak mohl protáhnout až na 110°, ale to už svítil Měsíc až do rána, takže chvost delší než 100° asi nikdo neviděl.) Pokud je mi známo, tak se z minulosti dochovaly záznamy jen o sedmi kometách, které měly prokazatelně alespoň 90° dlouhý ohon; osmou je tedy Hyakutake 1996 B2. Za posledních 200 let je však teprve třetí.

 1910        P/Halley      150°
 1861        Tebbutt       120°
 1618                      104°
 1264                      100°
 1769        Messier        98°
 1996        Hyakutake      95°
 1680        Kirch          90°
 1744        De Chéseaux    90°

Odhady jasnosti, průměru komy a délky chvostu pořídil a své zážitky z nocí plných něžných dotyků (krásy), žhavých pohledů (na nebe) a vášnivého rozostřování zaznamenal

OBSAH

tisk

Jan Kyselý

Motto: Půjdeme zkratkou. Je to sice dál, zato je tam horší cesta.

Tuto krátkou, avšak velmi výstižnou větičku, jsem si dovolil na stránkách Bílého Trpaslíka použít již podruhé. Vzhledem k tomu, o čem budu psát, mi totiž připadá nadmíru výstižná a trefná.

Pozice astronoma-amatéra dnes není vůbec záviděníhodná. Je toho jen velmi málo, kde může pozorovatel bez špičkové techniky, získat data, která mají určitou hodnotu. A tak se mnozí uchýlí k tomu, že se na oblohu dívají jen pro potěšení a dočasný pocit uspokojení. To však nikomu nemůže vydržet navždy a mnozí dřív nebo později ztratí o pozorování "všehomíra" zájem. Vše se může změnit v okamžiku, kdy získáte pocit, že to, co děláte, může být prospěšné i jiným. Pak se můžete klidně smířit s pocitem, že i váš receptor, který byl původně určen k obdivování krás zcela jiných, může být pro svou pohotovost a pružnost považován za citlivý a důležitý element v cestě za poznáním. Nechci vyjmenovat všechny části astronomie, kde může vizuální pozorovatel zastávat důležitou výzkumnou roli, ale zaměřím se na jednu z nich, na pozorování kataklyzmických proměnných hvězd.

Kataklyzmické proměnné hvězdy jsou těsné páry tvořené horkým bílým trpaslíkem a chladnější trpasličí hvězdou (obrem, podobrem). Vlivem gravitačního působení přitom dochází k přetoku hmoty z chladnější hvězdy na bílého trpaslíka. Látka se však na trpaslíkovi neusazuje přímo - vytváří kolem tzv. akreční disk. V místě, kde se k disku připojuje látka, která přichází od druhé hvězdy, vzniká tzv. horká skvrna. Jak přesně akreční disk vypadá, ale říci nejde. Jeho tvar ovlivňuje několik faktorů.

Čtenáři tohoto plátku asi ví, že v Brně je CCD kamera SBIG ST-7 určená převážně k pozorování proměnných hvězd. Minulost naší hvězdárny je totiž z velké části zaplněna "zběsilým" lovem minim zákrytových proměnných a jejich mohutné archivaci. Archiv jsem viděl a je tam toho skutečně obrovské množství. Nashromážděná data slouží k dlouhodobému studiu dané hvězdy. Zjistí-li se nesrovnalost, nastupuje přesné fotometrické sledování, které změny buď potvrdí, nebo vyvrátí. Jak známo, zatím je víc očí než fotometrů a CCD kamer, a tak je místo vizuálního pozorovatele nezastupitelné. Větší váhu však těmto pozorováním nelze přikládat. Jde o dlouhodobé sledování zákrytových dvojhvězd, jehož výsledkem by měla být podrobná analýza celého systému jako kombinace fotometrických a spektroskopických pozorování. Ovšem bohužel takto podrobně provedené pozorování je vidět jen výjimečně - většinou se zůstane u pouhého uložení protokolu do archivu.

Vzhledem k tomu, že si v Brně zkouší někteří lidé s kamerou hrát a že jako objekt zábavy slouží právě proměnné hvězdy, odebíráme časopis příznačně pojmenovaný CCD Astronomy, který je podobný známějšímu Sky and Telescope. Na rozdíl od něj se však věnuje výhradně problematice CCD kamer všech druhů a rozebírá problémy s touto technikou související. Příspěvky jsou většinou docela zajímavé (věnují se převážně moderní fotometrii a astrometrii), ale také jen povrchní a obecné. Časopis slouží spíše k upozornění a poskytování základních rad, seznamuje s programy na zpracování dat, způsoby archivace a možnosti využití kamer mezi astronomy amatéry i profesionály.

V jednom z jeho čísel jsem narazil na krátký příspěvek Steva Howella, který psal o pozorování (přesněji řečeno "monitoringu") vybraných kataklyzmických proměnných hvězd, kde se CCD ukazuje jako skvělá pomůcka pro svoji ohromnou citlivost a pružnost ve zpracování. Snad všechny CVs (jak si dovolím kataklyzmické proměnné nadále nazývat) jsou totiž v klidové fázi velmi slabé a k jejich spatření je nutný buď obrovský přístroj, nebo CCD kamera. Ovšem dnes má již mnoho amatérů k CCD technice přístup a tak se začíná rozvíjet spolupráce mezi profesionálními pracovišti a amatérskými pozorovatelnami, obzvláště pak pomocí Internetu. (I ten je dnes velmi výkonným pomocníkem na poli amatérské astronomie.)

Pod článkem o CVs byla i e-mailová adresa autora a tak jsem se s tímto člověkem bez nejmenšího studu spojil a požádal ho, zda by mi nemohl o pozorování poskytnout více informací. Slovo dalo slovo a původně nesmělá korespondence se ukázala býti zábavnou a hlavně velmi zajímavou. Jak jsem se víc a víc zaplétal do informačních sítí, ze kterých se denně valí tisíce bajtů informací, upravil jsem svůj pozorovací program z mnoha různých aktivit, které jsem měl původně v plánu, na sledování CVs a to nejen na monitorování. Dá se totiž dělat i spousta jiných zajímavých "observací", máte-li vhodný detektor světla. Místo vysvětlení předchozí věty se teď přesuneme docela jinam. Stejně jako název článku, má i tato malá odbočka své logické opodstatnění.

Trocha teorie

Vzhledem k tomu, že mi při vytváření indexu prošlo rukou každé číslo Bílého Trpaslíka, vím určitě, že ještě v žádném souhrnný popis jednotlivých typů CVs nevyšel. Ani dnes nechci nic podobného vytvářet já, chtěl bych spíše vzpomenout ty podtřídy, které by mohly být pro vizuálního pozorovatele zajímavé a jejichž sledování by mohlo přinést nejen ovoce. Dříve se jednotlivé typy CVs dělily převážně podle vzhledu světelné křivky, dnes se stala ještě důležitější klasifikace spektroskopická. Respektive jejich vzájemná kombinace. Nutno však připomenout, že jako jinde, také v této oblasti je i dnes spousta otazníků a jednotlivá dělení se mohou zdát komicky křečovitá v případech, kdy třída obsahuje jednu až dvě hvězdy. Je však otázkou času a množství získaných dat, kdy tato absurdnost pomine.

Klasické novy (Classical Novae)¹ Do této škatulky se podle definice řadí hvězdy, jejichž zjasnění jsme pozorovali právě jednou. Amplitudy změn jasnosti jsou velké a rozmanité, v rozmezí 6 až 19 magnitud a někdy i více. Amplituda je velmi závislá na síle výbuchu a trvání celého jevu. Ukazuje se, že hvězdy, které mají při zjasnění amplitudu bližší horní hranici, prodělají celý děj velmi rychle (rychlé novy - fast novae) a naopak (pomalé novy - slow novae). Za příčinu takového zjasnění se považuje překotná termojaderná reakce proběhnuvší látkou bohatou na vodík, která se usazuje při akreci na povrchu bílého trpaslíka. Jen velmi málo se tato skupina hvězd liší od další.

Příklad tzv. orbitálních "humpů" pozorovaných u hvězdy IP Peg během několika hodin v době zjasnění. Na svislé ose je vynesena "instrumentální" hvězdná velikost, na vodorovné juliánské datum (resp. hodiny). IP Peg má ve fotometrickém oboru B normálně 18,6 mag, zjasňuje se však až na 12,4 mag. Nejnápadnější jsou ovšem zákryty teplejšího bílého trpaslíka s akrečním diskem chladnějším průvodcem. (Autoři OUDA Team.)

Rekurentní novy (Recurrent novae)

jsou vlastně shodné s typem předchozím. Jediný rozdíl je v tom, že jejich výbuchy byly pozorovány několikrát v historii výzkumu CVs. Takovéto hvězdy jsou vlastně předchůdci supernov typu I. Těsný systém tvořený bílým trpaslíkem a normální hvězdou podléhá vzájemnému gravitačnímu působení, v jehož důsledku dochází k přetoku hmoty z chladnější složky přes vnitřní tzv. Lagrangův bod do oblasti vlivu bílého trpaslíka. Tam se vytváří akreční disk, z něhož se určitá část látky usazuje na povrch bílého trpaslíka. Po čase dojde k zapálení zmíněné reakce, při níž vznikne taková rázová vlna, že hvězdu jako celek totálně zničí.

Hledací mapka na proměnnou SU UMa, vč. srovnávacích hvězd. Proměnná má většinu času kolem 15 mag, ale každých několik týdnů se na několik dní zjasní (outburst) na 12 mag. Jednou za 160 až 200 dní pak dosáhne při superoutburstu až 11 mag. (Převzato z časopisu Sky and Telescope).

Trpasličí novy (Dwarf novae)

mají obvykle změnu jasnosti při výbuchu rovnu 2-5 magnitudám. Neperiodické intervaly mezi jednotlivými vzplanutími, anglicky se nazývajícímioutbursty, se pohybují od desítek dní do několika let. Délka zjasnění se pohybuje od 2 do 20 dní a je úzce spojená s "periodou" vzplanutí. I v tomto případě jde o těsný hvězdný pár, kde jednou ze složek je bílý trpaslík. Typ druhé hvězdy je různý a jeho určení nejisté. I příčina zjasnění je jiná než u klasických nov. Zatímco klasické novy vděčí za zahrané divadlo obálce "usazené" hmoty, která je při výbuchu jakoby vystřelena do prostoru, u trpasličích nov dochází ke změnám v akrečním disku. Je nutné si totiž uvědomit, že většina světla, které k nám trpasličí nova posílá, je vlastně světlo akrečního disku a horké skvrny vznikající v místě kontaktu disku s přitékající hmotou. K trpasličím novám řadíme tři malé podskupiny: Hvězdy typu Z Cam, SU UMa, U Gem.

Z Camelopardalis

Tyto hvězdy se chovají poněkud tajemně. Jejich chování je atypické přítomností stavu, kdy místo normálního vzplanutí zůstane hvězda měsíce až roky jakoby nerozhodnuta co dál, necelou magnitudu pod svojí maximální jasností. Přesněji řečeno, pozorujeme náběh na normální vzplanutí, ale z neznámých důvodů se ho nedočkáme. Hvězda zastaví asi 0,7 magnitudy pod svojí maximální jasností v outburstu a vykazuje oscilace o necelou magnitudu. V literatuře se tento jev označuje termínem "standstill", přeloženo tedy jako zastavení či klidový stav. Od vysvětlení tohoto chování jsme zatím daleko. Jako i v jiných oblastech astronomie chybí prostě data. Myslím si, že v takovém případě jsou i vizuální pozorování velmi, skutečně velmi žádoucí.

SU Ursae Maioris

Zatímco předchozí hvězdy byly zajímavé tím, že jsou slabší než se od nich čeká, hvězdy typu SU UMa mají chování opačné. Přibližně každý pátý výbuch je totiž o necelou magnitudu jasnější než čtyři předchozí.² Dalším charakteristickým znakem těchto hvězd jsou změny jasnosti v maximu s amplitudou až několik desetin magnitudy a periodou přibližně pod dvě hodiny. Perioda se samozřejmě liší případ od případu, ale je jistá horní hranice (asi dvě hodiny) které mohou dosáhnout. Těmto světelným změnám říkejme superhumpy, jelikož český překlad velehrby zní přinejmenším divně. Perioda superhumpů je vždy přibližně o 3-7 procent delší než orbitální. Předpona "super" odděluje tyto oscilace od tzv. orbitálních "humpů", které jsou pozorovatelné především v období mezi vzplanutími. V tomto případě jde o změny jasnosti způsobené pohybem horké skvrny a jejich perioda je skutečnou periodou systému. Superhumpy jsou jevem dosud velmi málo prozkoumaným. Předpokládá se, že jejich vznik vyvolává precesní pohyb akrečního disku jehož materiál vykazuje při pohybu kolem bílého trpaslíka jakési stáčení přímek apsid. Při pohybu část materiálu opouští Rocheův lalok trpaslíka a tím dochází ke zkracování period superhumpů.

Na přiloženém obrázku je superhump hvězdy SW UMa, který se mi podařilo "polapit" při posledním supervzplanutí této trpasličí novy. Perioda je 0,05866 dne a amplituda necelé dvě desetiny magnitudy. Proč křivka vypadá tak, jak vypadá, vám však nevysvětlím. Její tvar je velmi závislý na tom, jak se na SW UMa díváme, jak se obě hvězdy pohybují, jaký je poměr jejich hmotností a na spoustě dalších faktorů. Poslední, čím jsou SU UMa hvězdy typické, jsou tzv. kvaziperiodické oscilace(Quasi Periodic Oscilations) jasnosti. Předpokládá se, že to jsou pulzace akrečního disku, které se projeví náhlými zjasněními při vzestupu do supervzplanutí. Jev poprvé pozorovali členové japonského OUDA Teamu (při Tokijské universitě). Jde o několikaminutová zjasnění s amplitudou až 30 procent celkové hvězdné velikosti systému.

U Geminorum

Do této přihrádky se odloží všechny ostatní trpasličí novy, které se nepodaří zařadit do předchozích dvou typů.

Poslední velkou skupinu tvoří tzv.:

Novám podobné proměnné (Nova-like Variables)

Novám podobné hvězdy jsou hvězdy, které jsou ve stádiu po a před vznikem kataklyzmické proměnné hvězdy. Mimo ně sem možná patří i některé hvězdy typu Z Cam, u kterých trvá klidová fáze déle než je škála našich pozorování (tedy okolo sta let). Jejich příslušnost prověří čas... V literatuře naleznete novám podobné hvězdy označené též jako UX UMa.

Model rozložení toku záření z různých částí akrečního disku během periody superhumpu. Maximu odpovídá situaci na obrázku číslo devět.

Magnetické hvězdy (Magnetic CVs)

Se obvykle řadí mezi novám podobné hvězdy. Magnetické pole primární složky může zčásti či úplně zamezit vzniku akrečního disku a tím celý problém ještě více zkomplikovat. Podle intenzity magnetického pole primární složky dělíme magnetické hvězdy na Polary (Polars) a Intermediate Polars, kam patří i GK Persei, o které si za malou chvíli povíme něco víc.

Nakonec bych se rád zmínil o skupině hvězd, nazývanou TOADS}, což nejsou ropuchy, ale Tremendous Outburst Amplitude Dwarf Novae. Pokud si přeložíte tento název do češtiny, zjistíte, že jde o hvězdy s velkými amplitudami. V praxi se jedná o "stálice", jejichž jasnost se při vzplanutí změní ještě více než u standardních CVs}. Na začátku tohoto kratšího příspěvku jsem se zmínil o dr. S. Howellovi, který mne vlastně na existenci CVs upozornil. Tak právě tohoto člověka byste za TOADs našli. Ještě když byla v provozu IUE družice, ale i potom, byla snaha o paralelní pozorování spektroskopická a fotometrická vybraných CVs, tedy TOADs, protože pochopení toho, co se v systému děje, umožní lépe pochopit obecné chování a procesy při tvorbě akrečních disků a při přenosu hmoty.

Superhumpy pozorované v roce 1992 u proměnné hvězdy VU Persei při rychlém sestupu ze supervzplanutí.

Nemá asi smysl pokračovat dál v podrobnějším a podrobnějším dělení kataklyzmických proměnných hvězd, jelikož bychom se za okamžik dostali do stavu, kdy každou separátní skupinu by reprezentovala jedna hvězda a navzájem by se skupiny už velmi mnoho nelišily.

Konečně GK Persei

Tuto hvězdu měli možnost pozorovat lidé obývající severní polokouli roku 1901 jako jasnou novu v souhvězdí Persea. Od té doby se podařilo odpozorovat celou řadu supervzplanutí, které se opakují přibližně každé tři roky. Hvězda, jejíž jasnost se normálně pohybuje okolo 13. až 14. magnitudy, se zjasní na 10 mag a tak zůstane několik týdnů. Poslední takové jsme měli možnost pozorovat poměrně nedávno - od konce února tohoto roku asi tři měsíce, než zmizela z dosahu menších přístrojů. Já jsem se na ni díval z Úpice v době, kdy byla mnohem víc populární kometa Hyakutake. Dokonce jsem si všiml, že ohon komety leží v poli Sometu Binar, který jsem při odhadování jasnosti použil, a že tedy jasnost GK Persei raději odhadnu příště. Na přiloženém obrázku je světelná křivka posledního zjasnění, jak ji odpozorovali členové skupiny VSNET}. Pravidelné sledování této hvězdy přineslo své ovoce, protože bylo plně pokryto celé zjasnění. I když se nejdříve zdálo, že zjasnění bude jedno z méně výrazných, po několika rozpačitých dnech očekávání se hvězda vyšplhala až na necelých 10,1 magnitudy.

Dočkáme se toho amatéra?

Konečně jsem se tedy po několika menších odbočkách dostal zpět k úvodu tohoto článku. Kdo pozorně četl, vzpomene si na větu o vhodných detektorech a možnostech "observací". Doufám, že jsem alespoň některé z vás učinil o něco moudřejší a rozšířil obzor vašich pozorovacích činností. Bohužel mnoho jevů, které jsem během výkladu popsal, je detekovatelných pouze pomocí přesných a rychlých fotometrů nebo citlivých spektroskopů. Amatér však plní roli neméně důležitou. Jeho přínos je významný v několika faktorech. V prvé řadě je to soustavné sledování vybraných CVs a to je většinou práce zábavná. Jen několik málo CVs je v minimu své jasnosti vidět i v menších přístrojích. Pro většinu očí jsou tedy neviditelné a tak je monitoring velmi rychlý. Vidím, nevidím³. V případě, že hvězda vidět je a nemá být, stali jste se v přímém přenosu svědky jednoho vzplanutí. To, že to musí být úžasný pocit dokumentoval jeden strohý e-mail z VSNETu, v němž autor pouze psal čas odhadu a magnitudu. Zjasňovala se mu přímo před očima... V takovém případě je nutné dát co nejdříve vědět ostatním, třeba těm, co mohou v pozorování pokračovat a nebo použít výkonnou techniku k přesnějšímu měření. Že to funguje jsem se přesvědčil právě s SW UMa. Několik dní před jejím posledním zjasněním jsem zrovna zkoušel přesvědčit jednoho ze členů OUDA Teamu, že by bylo zajímavé vyzkoušet souvislá fotometrická měření, která by začali oni v Japonsku a u nás bychom pokračovali v okamžiku, kdy tam už by to nešlo. S SW UMa se to s největší pravděpodobností povedlo a je jen otázkou času, kdy dáme získaná data dohromady a veřejně porovnáme výsledky.

Nakonec začátek?

Jak se dalo z několika poznámek v textu vytušit, ve světě již existuje poměrně silná skupina lidí, kteří nejrůznější technikou pořizují cenná data pro profesionální astronomy a pomocí Internetu je dávají volně k dispozici. Další část lidí svá data pořizuje "na zakázku". U nás je takových lidí jako šafránu, ale je tu spousta aktivních pozorovatelů. Pokud by se podařilo dát dohromady skupinu nadšenců, kteří by svoji pozornost zaměřili na určitou část CVs, mohla by vzniknout dobrá pracovní skupina na úrovni České i Slovenské republiky, kde se CVs věnují i teoreticky. Určitě by také nebyl problém prezentovat výsledky na nějaké internetovské stránce a domluvit spolupráci se světovými pozorovateli, kteří již mají mnoholeté zkušenosti s organizací a pracovním postupem. Vyžaduje to však poměrně značné množství duševní i fyzické energie a nemá smysl jí plýtvat bez odezvy dalších zúčastněných. Dávám tedy k posouzení návrh na vytvoření pracovní skupiny, která by se tomuto druhu pozorování aktivně věnovala. Pokud si někdo z vás myslí, že by jej podobná zábava neobtěžovala, spojte se se mnou a já vám poskytnu další, podrobnější informace. Podaří-li se dát dohromady alespoň deset aktivních pozorovatelů, můžeme o něčem podobném začít vážně uvažovat. Mnohé CVs se nachází poblíž deep-sky objektů, které jsou jistě vaším častým objektem zájmu a tak by se dalo spojit velmi příjemné koukání po nebi s velmi užitečnou činností s velkým významem.

Přiblížila se třetí hodina ranní a s ní i čas odpočinku. Nebudu již vymýšlet jiné výhody specializace na kataklyzmické proměnné hvězdy, nechám vám projít zmíněné argumenty hlavou a již teď se těším na vaši odezvu. Pokud máte nějaké známé, kteří by mohli být tomuto nápadu nakloněni, seznamte je s tímto článkem a zkuste je pro věc získat. Byla by věčná škoda promarnit šanci, kterou nám tato, ještě dost neznámá, část astronomie nabízí. A pokud vás překvapuje ten vánoční stromeček v názvu článku, tak ten je tam proto, aby mi připomněl dobu, kdy jsem se začal o CVs zajímat a krásné zimní počasí, které mi teď, když mouchy padají vedrem k zemi, připadá jako ráj... S přáním sladkých snů se loučí

Rudolf Novák

• ¹V závorce vždy pro úplnost najdete i anglické označení pro případ, že by již typ nesl jiný zažitý český ekvivalent.
• ² V anglické literatuře najdete tento jev pod pojmem superoutburst, ale to se mi zdá natolik odpudivé, že se raději přidržím termínu supervzplanutí.
• ³Poslední odbočka. Vzpomněl jsem si na přednášku úpických hvězdářů na posledním setkání členů APO. Název jejich povídání "Gama, 0 nebo 1?" mi nebyl úplně nejasný. Jednou jsem tak mimoděk charakterizoval smysl jejich počínání a nějak jim to zůstalo. Časem jsem však zjistil, že některé hvězdy, na které upozorňují, jsou často terčem celosvětové kampaně a je tedy pouze otázkou vhodné a správné organizace, jak se hanlivého označení "0 1" zbavit.

PS: Právě mi z VSNETu přišla zpráva, že Z Cam má outburst. Není to vzrušující?

Použitá a doporučená literatura:

Tremendous outburst amplitude dwarf novae, S. B. Howell, ApJ 439:337
The Mysterious SU UMa stars, P. A. Charles, S\ 1990:607
Proměnné hvězdy a Malý abecední zvěřinec proměnných hvězd,
Z. Mikulášek, rukopis
Structure of non-magnetic systems, autor neznámý, na požádání zašlu kopii
Dwarf nova outbursts, Y. Osaki, PASP 1995
Outburst of dwarf novae, J. Smak, PASP 1984, No. 575

Zajímavé adresy na Internetu

http://www.psi.edu/ je domovská stránka, kterou spravuje Tonny Vanmunster a narozdíl od níže uvedené adresy VSNETu poněkud neaktuální. Tonny, který je nadmíru zaměstnán novým dalekohledem a CCD kamerou, obnovuje stránky jen jednou za čas. Zato na stránkách http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/ najdete informace nejen o CVs, ale i o supernovách, BL Lac objektech a vůbec všem, co radikálně mění svoji jasnost. Společnost VSNETtéž umožňuje rozesílání odhadů hvězdné velikosti, výzev k pozorování jakož i pravidelný cirkulář, v němž je vždy soubor odhadů za definované časové údobí. Zajímavý je rovněž elektronický cirkulář "CVC" Belgické astronomické společnosti, který si můžete objednat na adrese tvanmuns@innet.be. Aktuální informace týkající se CVs budeme samozřejmě zveřejňovat i v Instantním Bílém trpaslíku.

OBSAH

tisk

Rudolf Novák

aneb Putování se Sometem za jednou skvělou hvězdokupou

Když v Bílém trpaslíku č. 74 vyšel popis mého pozorování, řekl jsem si, že na něj musím nějak zareagovat. Provedl jsem ho totiž "při pohnuté" mysli v těžké pracovní a časové depresi. Stejně je to paradoxní, že se člověk snaží, zakresluje hvězdičky, stínuje mlžinky a pak někoho zaujme pozorování, které udělal aniž by chtěl. A propos, Jirka Dušek se mě ptal, jestli mám zase pozorování, při kterém by po mě lezli slimáci. Řekl jsem mu, že zatím ne, ale že brzo budou. Maturita se totiž blíží... Ale abych neodbočil od jádra věci. Po přečtení svého článku v BT jsem si řekl, že c h musím určitě nakreslit (když jsem je tam tak opěvoval). Jednou jsem se o to sice už pokoušel, ale výsledek připomíná spíše křížence Plejád a M 93. A ještě jedna organizační poznámka. To co bude následovat, je pozorování z jednotlivých nocí. Poznámky, které jsem přidal později, jsou psány kurzívou.

Tak tedy

Zastavení první

Začalo to v noci z 28./29. září 1995, které předcházel skvělý den - bylo polojasno až oblačno, ale extremně modrá obloha a velmi dobrá viditelnost, občas se objevily cirry, foukal vítr. Teď v noci jsem se vydal za stodolu, kde neruší žádná pouliční světla. Chci využít kvalitu noci. Nad východem a západem jsou pěkné jasné horizontální (ale nebezpečné) mraky, v Labuti a na jihu od Persea jsou dvě rozmazané oblačné skvrny (ty se mi ale na rozdíl od prvních oblaků vůbec nelíbí). c h jsem si dnes vybral jako první deep-sky objekt.

Začnu jako tradičně stížností: c h se blíží do zenitu, těžko se manipuluje se stativem, přepadává na mě Somet, ale stojí to za to.

UT=22:00, mhv 6,2 až 6,3 mag - dokonalé, dokonalé}, DOKONALÉ. Takto jsem tyto otevřenky mockrát neviděl. Na první pohled mě upoutal poblíž jedné z nejjasnějších členek h Per oblouček několika hvězd. Nádherná skupinka připomínající diamantový náhrdelník. Kresbu jsem pro dnešek skončil v UT=22:45, kdy nad východním obzorem vylezla nad cirry Hlava Oriona. Mhv v nadhlavníku bych se nebál odhadnout na 6,5 mag (teď je tam zrovna Kasiopeja). Mléčná dráha tam přímo kvete (a takto pokračuje přes Persea do Vozky a dál).

Když jsem přišel domů a podíval se na kresbu, zjistil jsem, že jsem zvolil příliš velké měřítko (hvězdy jsou od sebe moc daleko), takto by se mi celá otevřenka nevlezla ani na A4. Co s tím? Naštěstí mne napadla spásná myšlenka - využít xerox. Kresbu jsem tedy nechal zmenšit a při dalším zakreslování jsem pokračoval už v kopii.

Zastavení druhé (21./22. října 1995

Dnes byl opět pěkný den, oblačno (pěkní beránci), krásně modrá obloha bez cirrů. Teď (UT=18:00) to vypadá, že je úplně jasno. Mléčná dráha vypaluje až do Střelce. Perfektně je vidět oblak ve Štítu. V nadhlavníku je nyní Labuť a Mléčná dráha zde pyšně ukazuje své zálivy, zákruty, zjasnění a tmavé oblasti. Mhv v zenitu snad 6,3 mag, možná i víc.

Nevím proč, ale dnes jsem si do deníku k pozorování c hzapsal jen čas (UT=19:35 až 20:35). Snad jsem byl opět tak unešen její krásou, že se mi zdálo zbytečné cokoli zapisovat nebo, pokud pominu své obvyklé sentimentální řeči, jsem měl zmrzlé ruce na to, aby byly schopny vytvářet na papíře slova.

Zastavení třetí a čtvrté

Zase byl celkem hezký den, nepamatuji se, že bych viděl nějaký mrak. Jen s viditelností to bylo trochu horší. Teď jsem na svém stanovišti za stodolou. Přes den se však tudy přehnalo stádo skotu a zanechalo zde spoustu páchnoucích zplodin svého celulózu stravujícího metabolismu.

Ale vraťme se k povzbudivějším okolnostem této noci, tedy mhv v zenitu bych odhadl (v UT=19:10) tak na 6 mag, při obzoru, hlavně jihozápadním, je to však děs a bída. ca hjsem dnes kreslil od 19:20 do 20:30 (UT). Konečně jsem dodělal h a zakreslil nejjasnější hvězdy c. . Kdybych věděl, že na dalších několik měsíců upadnu do pozorovacího spánku, určitě bych pod noční oblohou zůstal déle.

Je noc z 20. na 21. dubna 1996. Teprve před několika dny mne za spánku probudila kometa Hyakutake. Zima byla velmi dlouhá a studená, často foukal dost silný vítr. Teď už je to lepší, ale sníh je leckde ještě vidět.

Dnes bylo celý den jasno, tedy skoro. Občas přes oblohu přecházely rozmazané cirry, ale k večeru se to vcelku uklidnilo. Je pěkná noc. Jsem na stanovišti u silnice, ale asi tři sta metrů daleko si jedni chataři postavili těsně před svou vilkou rtuťovou výbojku. Lidé si už dnes neumí vážit tmy. Ona výbojka mne ale velmi štve. Musel jsem si tedy sednout asi k pět metrů vzdálené zdi, za níž se schovala nejen smrtící výbojka, ale i celý východní obzor. Navíc mi téměř celý jih zacloňuje strom, který je ode mne daleko asi tři metry. Zůstal mi tedy západ osvětlený Šternberkem. A sever. No nic, pro dnešek by mi to stejně mělo stačit, chtěl bych totiž konečně dodělat c h - ty jsou vidět jako nenápadné mlžinky asi 15 až 20 ° nad obzorem. O nějaké Mléčné dráze bych potom nemohl mluvit vůbec, natož pak psát (mhv je tam 5 mag, v zenitu 5,5 mag). c a h jsem dnes kreslil od 22:00 do 23:15 (UT), kdy jsem už téměř zimou necítil prsty (zas jsem si doma zapomněl rukavice). V UT=22:17:13 přešly přes hvězdokupy zároveň dvě družice - jedna ze severu, druhá z východu. Velmi pěkný pohled. c

. Dnes jsem toho nakreslil velmi málo, po té zimě jsem nějak ztratil tu správnou nitku. Když jsem šel pozorovat, napadl mě takovej suchej fór, že se za tu dobu, co jsem se na hvězdokupy nedíval, musely nějak změnit polohy jednotlivých hvězd. Když jsem se totiž podíval do Sometu a pak na svou poslední kresbu, vypadalo to skutečně tak. Celé dnešní pozorování jsem tedy opravoval dříve zakreslené polohy některých hvězd. Šlo to pomalu. Šlo to velmi pomalu - dnes jsem zakreslil asi 12 hvězd, na jednu tedy připadá pět minut. Dost velká šílenost. Hvězdy jsem přikreslil do staré kresby prázdnými kolečky a hvězdy, jejichž polohy jsem na staré kresbě opravil, jsem škrtl.

Zastavení páté a šesté, poslední

21./22. dubna 1996. Tak tedy zase pod hvězdnou oblohou. Pozorovací podmínky jsou stejné jako včera (jen přes den bylo vidět méně cirrů), taky sedím na stejném místě jako včera, u stejné zdi, u stejné hromady popela (té jsem si včera nevšiml). Dnes je však o poznání tepleji, fouká pěkný teplý jižní vítr, vadí jen, že trochu třepe Sometem. Na c Per jsem se vrhl v UT=21:25 a skončil jsem v UT=22:20. Jak už jsem napsal, pozorovací podmínky stejné jako včera, takže mhv v zenitu 5,5 mag, v místě pozorování 5 mag.

22./23. dubna 1996. Přes den bylo nádherně, lépe než včera - žádné cirry, perfektně blankytně modrá obloha. K pozorování jsem usedl v UT=21:30. Trochu ruší srpek Měsíce nad západním obzorem, ale i přesto jsou pozorovací podmínky stejné jako minule - mhv v zenitu 5,5 mag, u c h Per 5,0 mag. V UT=22:00 Měsíc zapadl, ale pozorovací podmínky se moc nezlepšily. Zas fouká jižní teplý vítr, dost hází se Sometem. Hvězdokupy jsem jakž takž dokončil v UT=22:30.

Na závěr bych mohl udělat nějaké zhodnocení. Kresbu jsem tedy pořizoval o něco déle než šest hodin. Zjistil jsem celkem zajímavou věc - když se na hvězdokupu (kteroukoli) podívám prvním pohledem, vidím v ní mnohem více hvězd, než když se je potom snažím zakreslit (jakýmsi záhadným způsobem se prostě ztrácejí). V h Per přitom budu mít více slabších hvězd než v c, protože jsem kresbu první z nich pořizoval za lepších podmínek (mhv o magnitudu lepší). Než skončím s tímto rozjímáním, chtěl bych se ještě zmínit o rozmazaných řetízcích hvězd - v h Per jsem spatřil dva (jeden větší na severní a jeden menší na jižní straně). Oba jsem v kresbě označil šipkou. Poměrně těžce se zakreslovaly, jsou totiž tvořeny slabými hvězdami, které jsou přibližně stejně jasné. Pravděpodobně se ale jedná jen o optický klam, se vznikem hvězdokupy žádnou souvislost nemají.

OBSAH

tisk

Josef Kapitán

 Faktor zbytečnosti:

Žádný pokus není úplně zbytečný - vždycky může sloužit jako
odstrašující příklad.


Meskimenův zákon:

Nikdy není čas udělat něco pořádně, ale vždycky je čas to
předělat.


Tenenbaumův zákon opakovatelnosti:

K nejzajímavějšímu výsledku lze dospět pouze jednou.


Weilerův zákon:

Nic není nemožné, pokud to nemusíte sami udělat.


První Levyho zákon:

Ani ta největší genialita nezabrání tomu, aby se člověk začal
šťourat v detailech.


Haggiho zákon:

Čím jsou výsledky vašeho výzkumu primitivnější, tím více lidí si
je přečte a bude s nimi souhlasit.

Jasno až oblačno, místy zataženo

Vloni tomu bylo již dvě stě let, co je známa podivuhodná R Corone Borealis, která je prototypem jedné z kategorií proměnných hvězd. Už roku 1795 si totiž E. Pigott všiml, že hvězda šesté velikosti ležící uprostřed souhvězdí Severní koruny náhle zmizela a aby se opět objevila až koncem téhož roku. Téměř o sto let později potom E. Espin u R CrB pozoroval velmi výrazné a do té doby neznámé změny intenzity tzv. Swannových pásů, jejichž zdrojem je molekula C₂. Se začátkem dvacátého století byla zase objevena nepřítomnost Balmerovy čáry H_g a pásu G. Naopak ve dvacátých létech byly poprvé pozorovány emisní čáry při sestupu hvězdy do minima jasnosti. Prostě spousta zajímavých a nezvyklých úkazů.

Všeobecně přijatý model proměnných hvězd typu R CrB byl sestaven již ve čtyřicátých letech tohoto století. Jeden z jeho tvůrců O'Keefe tehdy doslova uvedl: Je zřejmé, že tvar světelné křivky R Corone Borealis a její změny ve spektru v minimu jasnosti, mohou být vysvětleny materiálem, který kondenzuje v dostatečné vzdálenosti od hvězdy a který vytváří neprůhledné mračno. Jeho základem je pravděpodobně uhlík.Dnes známe asi čtyřicet jistých zástupců tohoto typu hvězd. Většinou jsou slabší než 10 mag. Mnoho dalších se ale ukrývá mezi symbiotickými, kataklyzmickými a polopravidelnými proměnnými. Pro zařazení mezi hvězdy typu R CrB jsou totiž stejně jako fotometrické změny důležité i změny ve spektru.

Pro astronomy jsou tyto proměnné zajímavé především ze dvou důvodů: Jedná se o vzácnou, jen krátce trvající, etapu ve hvězdném vývoji a jelikož ve svém okolí tvoří velké množství prachu, jsou vynikajícími laboratořemi, ve kterých je možné dobře studovat tvorbu a evoluci prachových částic.

Průměrná hvězda typu R Corone Borealis

• Je to osamocený veleobr spektrální třídy F nebo G s anomálně silným zastoupením uhlíku ve formě molekul C₂ a CN a naopak s velmi širokými a nevýraznými čarami vodíku. Někdy dokonce nejsou vodíkové čáry pozorovány vůbec.
• Její efektivní povrchová teplota se pohybuje mezi 5000 a 7000 kelviny. Absolutní hvězdná velikost, odvozená od jediných třech známých hvězd mimo Galaxii (Velké Magellanovo oblako), se odhaduje na -4 až -5 mag.
• Ve viditelném oboru spektra se u ní pozorují nepravidelné poklesy až o osm magnitud každých několik let. Většinu času pobývá v maximu jasnosti. Pokles do minima je rychlý, trvá jen několik týdnů. Často následuje několik zjasnění a poklesů za sebou. Na svoji původní jasnost se tak mnohdy vrací až po několika měsících či roku.
• K polopravidelným změnám v rozmezí několika desetin magnitudy dochází i v době maximální jasnosti. Cykly těchto změn se pohybují mezi 40 a 100 dny (mění se amplituda i délka cyklu). Tyto změny souvisí s pulzacemi atmosféry hvězdy.
• Jak hvězda klesá do minima, objevují se ve spektru emisní čáry.
• Je obklopena prachovou obálkou, kterou je možné detekovat v infračerveném oboru spektra. Prach tvoří amorfní uhlík. (Např. u R CrB byla pro teplotu 650 až 900 K pozorována obálka o průměru 20'.)

Proč se hvězdy typu R CrB zeslabují?

Klíčem k odpovědi může být obrázek uvedený na předcházející straně, kde jsou zachyceny změny hvězdné velikosti ve fotometrických pásmech V, J a L. Poslední dva z nich se přitom nacházejí v blízké infračervené oblasti spektra, kde září především prach v okolí hvězdy. Je zřejmé, že při poklesu hvězdné velikosti ve viditelném pásmu V, se hvězda v pásmu L výrazně ani nezjasňuje, ani nezeslabuje. Intenzita záření přicházející od prachových částic se mění pouze ve shodně s pulzacemi fotosféry. (V případě RY Sgr s periodou čtyřicet dní.)

Poklesy hvězdné velikosti ve viditelném oboru nemohou být tudíž způsobeny vznikem rozsáhlé prachové obálky, která by zakryla celou hvězdu. Při změně jasnosti vzniká jen velmi malý prachový oblak, který zakryje hvězdu jen z našeho pohledu. Celý děj vypadá zřejmě takto: Poblíž fotosféry, ve vzdálenosti asi 2 R_* se zformuje malý prachový oblak, který je gradientem tlaku záření značně urychlen a vytlačen od hvězdy (za padesát dní se dostane do vzdálenosti asi 10 R_*). Taková mračna mohou vznikat během každého cyklu pulzace, v okolí hvězdy jich tedy může být současně hned několik. K poklesu jasnosti však dojde jen tehdy, když se oblak nachází ve směru zorného paprsku. Jakmile je fotosféra hvězdy zakryta mračnem, objeví se ve spektru emisní čáry. Ty mají svůj původ v plynu, který je unášen spolu s prachem. Ročně tak hvězda ztrácí 10 ^-6 až 10 ^-7M_Slunce a ve svém okolí vytvoří pět až deset takových mračen.

Možný původ světelných změn hvězd typu R CrB. V těsné blízkosti hvězdy se formuje prach, který je tlakem záření rychle vytlačen nad fotosféru do oblastí, kde dochází ke vzniku emisního záření. Malá prachová mračna mohou vznikat během každého pulzního cyklu hvězdy, pokles hvězdné velikosti však pozorujeme jen tehdy, když se mračno dostane do zorného paprsku.

Kam s nimi

Protože je těchto proměnných známo jen málo, musí se jednat jen o krátkodobou epizodu ve vývoji hvězd. Doba života hvězdy ve stádiu "R CrB" se odhaduje na asi 30 tisíc let. V podstatě existují dva pohledy na evoluční zařazení. Podle prvního vznikají při spojení dvojice bílých trpaslíků, podle druhého se jedná o fázi vzniku bílého trpaslíka z veleobra při tzv. finálním heliovém záblesku. V obou případech se R CrB hvězdy řadí mezi starou populaci.

Světelné změny RY Sagittarii, která patří mezi nejjasnější hvězdy typu R CrB. Pozorování byla shromážděna společností AFOEV. RY Sgr leží čtyři a půl stupně jihovýchodně od zeta Sgr. Byla objevena roku 1896 britským amatérem E. E. Markwickem a nezávisle J. C. Kapteynem a W. Flemingovou. Normálně má hvězdnou velikost kolem 6,5 magnitudy, občas se ale zeslabí až na 14 magnitud. Pozorují se u ní pulzace s periodou asi 38 dní (radiální rychlost se mění o 40 km s^-1, hvězdná velikost v rozmezí půl magnitudy).

Změny hvězdné velikosti RY Sagittarii pozorované ve třech fotometrických pásmech. Pásmo V, ve kterém především hvězda září, je ve spodní části, pásmo J je uprostřed a pásmo L, které se týká okolohvězdného prachu, je vyznačeno nahoře. Na svislou osu se vynáší hvězdná velikost v magnitudách, na vodorovnou juliánské datum bez 2 400 000 dní. Při splynutí dvou bílých trpaslíků, kteří původně tvořili velmi těsný pár, dojde k zapálení zbytkového helia a vytvoření rozsáhlé vodíkové obálky o průměru kolem 100 R_*. Není však jasné, jak může k takové srážce v dostatečně krátké době vůbec dojít. Myslí se tím od vzniku vesmíru.

Předpokládá se také, že u části hvězd dojde po průchodu asymptotickou větví obrů k finálnímu heliovému záblesku, kdy exploduje zbytek heliové obálky degenerovaného kyslíkouhlíkového jádra. Do prostoru rozplývající se obálka hvězdy potom může vytvořit planetární mlhovinu. Problém je ale ten, že všechny doposud známí kandidáti na finální heliový záblesk nejsou hvězdy typu R CrB.

Stejně jako u všech ostatních detailně studovaných objektů, i u hvězd typu R CrB je ještě mnoho nejasných věcí. Například zatím nebylo uspokojivě vysvětleno, zda se může v okolí hvězdy vůbec formovat prach, zda skutečně všechny hvězdy pulzují a jak tyto pulzace souvisí s dalšími jevy... Ale tak už to v astronomii bývá.

Podle článku The R Corone Borealis Stars, G. C. Clayton, PASP 108, No. 722, 1996 March.

Poslední pokles R Corone Borealis takto zaznamenali maďarští pozorovatelé. Začal vloni na podzim, ještě letos v dubnu přitom měla hvězda kolem 12 mag.

APO na Internetu

Ukázky z Bílého trpaslíka:	ww2.fce.vutbr.cz/bt
Co je to APO:	www.sci.muni.cz/~dusek/
Stará čísla Bílých trpaslíků:	psycho.fme.vutbr.cz
Instantní Bílý trpaslík:	bilytrp@physics.muni.cz

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Několika větama

Dnešní trpaslík je věnován třem základním tématům: kometě Hyakutake (jak šokující), hvězdám, které se nečekaně zjasňují, a hvězdám, které se naopak nečekaně zeslabují. Mimo to přikládáme přepis přednášky dr. I. Reichové Oko a jeho mozek, která zazněla na posledním Setkání členů APO.

Publikace Hvězdné nebe bez dalekohledu, kterou spáchala moje maličkost, je už v prodeji. Můžete si ji objednat na brněnské hvězdárně za 35,- Kč (+poštovné).

S potěšením všem oznamujeme, že 6. července vstoupí do svazku manželského Miro Smolka. Jemu i ctěné choti přejeme vše nejlepší!

Pozorujte kometu Hale-Bopp. Je jasná a moc pěkná.

Leoš Ondra zrušil všechny zbývající přednášky z cyklu Živé obrazy. Velká škoda. Tato řada velmi pěkných přednášek mohla skončit trochu slavněji. Ale každý strůjce štěstího svého...

Červencové číslo časopisu Sky and Telescope je přeplněné krásnými snímky komety Hyakutake. Lahůdka.

Jupiter se večer 6. července přiblíží na 0,2° ke hvězdě nu_1 Sagittarii.

Venuše se nám přehoupla na ranní oblohu. Takže na pokusy s vlastním stínem si musíte trochu přivstat. Během dopoledne 12. července pak bude zakryta Měsícem. Úkaz bude pozorovatelný i od nás. (Nebojte se, bude zataženo.)

Stejný den, kdy bude zakryta Venuše, se také můžete pokochat seskupením Venuše, Marsu, Aldebaranu a Měsíce.

V červenci budeme pozorovat Modrý Měsíc - druhý úplněk během jednoho kalendářního měsíce.

První známá planetka - Ceres, se v současnosti toulá v okolí Antara. Na začátku července ji najdete u beta Sco, koncem srpna u M 80. Pátého září pak projde jen 0,2° od rho Sco. Její jasnost se bude pohybovat mezi 8 a 9 mag, takže spatřit ji by neměl být žádný problém.

Podle předpovědi AAVSO by měla být v současnosti krátce po maximu zajímavá T UMi.

Měsíční expedice Ostrava '96 se bude konat o jeden týden dříve, než jak bylo oznámeno v minulé zpravodajské síti. Tedy od 22. do 26. července. Podrobnější informace poskytne Tomáš Havlík (Tomas.Havlik@vsb.cz, Hvězdárna a planetárium, IGDM, VŠB-TU, tř. 17. listopadu, 708 33 Ostrava).

Dneska večer byla pěkná bouřka.

Dle sdělení Rudolfa Nováka měla R CrB v noci 22./23. června 1996 hvězdnou velikost 7,9 magnitudy. Pozvolna se tedy zjasňuje.

Po konzultacích s dr. Z. Mikuláškem jsme došli k názoru, že by se tzv. humpy měly překládat jako zvlnění světelné křivky a superhumpy jako velehrby (není nic lepšího). Tolik tedy k článku Prskavky a vánoční stromeček.

Letos na podzim vystoupí v brněnském planetáriu skupina Už jsme doma!

Jiří Dušek

OBSAH

tisk

Jiří Dušek