OBSAH:
Na poslední straně je obrázek, jehož originál byl před 23 lety
připevněn na korbu vesmírné sondy Pioneer 10. Dnes je s ní již
zhruba 10 miliard km od Země a každým dnem je o dalšího
půldruhého milionů km dál, což je ovšem na vesmírné poměry
rychlost šnečí. Šance, že ho někdy v hlubinách vesmíru objeví, je
takřka nulová. Principiálně to ovšem vyloučit nelze a tak lidé,
kteří to vymýšleli, neváhali využít této příležitosti k ukojení
zvědavosti neznámých mimozemských stvoření sdělením, že jsme tady
taky. A co jsme zač. Spíše snad, že jsme tu kdysi byli a co jsme
tehdy byli zač.
Všimněte si, co všechno se podařilo do obrázku zašifrovat: kde a
kdy to bylo (a to s přesností na planetu a rok), že jsme (byli)
nejméně dvourozměrní a nejméně ve dvou druzích, v obou mírně
zaoblení, delší než širší, více či méně osově symetričtí, nazí,
téměř holí, sedmnácti až jednadvacetiprstí. Také, že jsme uměli
počítat, měřit, kódovat, šidit, kreslit nejen kolečka a úsečky,
ale i křivé čáry, a že jsme věděli něco z elementární atomové
fyziky i astronomie.
Je myslím velmi poučné si tento obrázek dobře prostudovat a
uvědomit si, co všechno autoři o neznámých příjemcích museli
vědomky či nevědomky předpokládat. Především by to mohly být
bytosti všímavé, ale i zvědavé. Natolik zvědavé, aby se nevzdaly
po prvním marném pokusu o porozumění, a zvědavé způsobem, aby je,
podobně jako ty známé tvory v kaluži, zajímalo právě to, co je
záměrem sdělení. Mohly by totiž ten obrázek považovat také za
rituální objektu, hru, výstrahu, volání o pomoc, čestnou medaili
či umělecké dílo.
Musí to ovšem být bytosti vidomé, jejich zraky musí umět vnímat
věci tak tenké jako čáry a současně tak velké jako Pioneer 10.
Dále jim nesmí být cizí idea komunikace - že něco může být
nejen sebou samým, ale i zprávou o něčem jiném. Musí umět odlišit
tvary, které by mohly vůbec nést nějakou zprávu, od tvarů jiných
a umět si položit otázku, jaký kódovací systém byl použit.
Na právě zmíněných dvou předpokladech stojí další předpoklad: že
bytosti ty čáry nejen vidí, ale i čtou, a to různými způsoby:
jednou v nich poznají obrysy předmětu (návodem k takovému čtení
by mohla být podobnost jisté části kresby s tvarem reálné sondy),
jindy je pochopí jako schematickou reprezentaci (řazení planet,
směry pulzarů, trajektorie sondy, ba dokonce různé konfigurace
spinů), jindy jako symbol (šipku) a kód (binární čísla).
Předpoklad obrazové čitelnosti je nejsilnější. I u některých
pozemských kultur se totiž setkáme s neschopností vidět
v obrázcích něco jiného než pouhé klikyháky. Ale i u ostatních
předpokladů si lze představit - pohrejme si s fantazií -
bytosti, které je nesplňují, i když jsou jinak na vysokém stupni
nějaké "inteligence". Absenci zvědavosti známe i
u vzdělaných pozemšťanů, zrak může být nahrazen jiným typem
kontaktu s okolím a komunikovat mohou naše bytosti aniž by
věděly, že komunikují (třeba pomocí hluboké empatie či
telepatie).
Nechci nic tomu obrázku z Pioneera 10 vytýkat - autoři se
prostě rozhodli z různých myslitelných civilizací oslovit právě
"tvory jako my", jen myslím, že to v něčem trochu
přehnali, když vyrobili směs schémat různého typu, významu a
měřítka (k tomu navíc binární kód psaný zleva doprava). Právě
volba, ať už vědomá či nevědomá, toho, v čem nám ony bytosti mají
být podobné a v čem se smí lišit, svědčí o specifickém pohledu
západní poloviny této Země a druhé poloviny tohoto století. V tom
je poučná zpráva o nás pro nás.
Jeden z autorů plakety, Carl Sagan, napsal, že zpráva "je
psána v jediném jazyku, který s příjemci sdílíme: v jazyku
vědy": vodíkový atom - Bohrův model (teorie z roku 1913),
pulzary (první objeven v r. 1967), devět planet (1930), praktické
užívání binární aritmetiky (po r. 1940).
Za zvláštní pozornost by stály reakce veřejnosti v době, kdy obrázek obíhal svět na stránkách deníků. Zejména ta dvojice postav nedala lidem spát. Proč jsou oba běloši? Proč se drží od sebe? Proč ta policajtsky zvednutá paže? Je pohlaví toho či oné příliš zvýrazněno či příliš potlačeno? Byly i protesty proti posílání nechutných nahotin do vesmíru či vůbec proti znečišťování kosmického prostoru našimi artefakty. Prostě sedmdesátá léta. Veškerá tato pozornost však mohla jen prospět. Zdá se totiž, že ona plaketa byla zprávou americkému Kongresu. Více peněz na vědu! Ať už obrázek je naivní nebo ne, ať už jej lze vykládat jakkoli, jedno je jisté. Člověk nechce být v propastech vesmíru sám a volá do prázdna: "Jsme tady taky!" Volá bez naděje na odpověď, ba i bez naděje, že to kdy někdo uslyší. Slyší sám sebe, to stačí.
Jantar Mantar
Je brzy ráno. Ještě v polospánku zapínám počítač a lezu
do sítí. Posílám Jirkovi článek o Jantar Mantaru a dovětek,
že fotografie svěřím poště. Spolu se šedesáti barevnými fotkami komety
Hyakutake do Trpaslíka.
Je brzy ráno. V poště nalézám e-mail od Jirky, že fotky
ještě nedorazily. Po čtrnácti dnech. Vyrážím na poštu se informovat.
"No, to jste měl poslat doporučeně." Tak se ptám, mám-li si
vždy v restauraci po jídle objednat živočišné uhlí proti
sra... Ale odpovědi se mi nedostává. Takže asi na všech poštách mezi
Úpicí a Brnem mají vaši fotku komety. Takže: "Jantar Mantar
II".
Je brzy ráno. Delhi, hlavní město Indie, se pomalu probouzí
do slunného dne. Ulice jsou pokryté ranní mlhou prodchnutou
sladkým zápachem vonných tyčinek, kouře z ohňů sušených kravinců
a výfukových plynů. Nevím však, je-li výraz
"probouzí" dosti
výstižný pro město, kde se snad vůbec nespí. Nás se to ale
tak netýká. Spali jsme v tourist campu v "deluxe-room"
s klimatizací
zprostředkovanou zadrátovanou vrtulí z Messerschmittu. Ihned,
jak se objevujeme na ulici, přepadá nás rikšař - místní přepravce.
Tentokrát se nám jej daří přesvědčit, že určitě nechceme nakupovat,
ale vidět něco z astronomické historie Indie. Sice se pokouší
vysvětlit, že nejlépe tuto historii poznáme v obchodě jeho
bratra, ale jsme neoblomní. Za několik okamžiků již stojíme
před branami Jantar Mantaru.
Vcházíme dovnitř a ocitáme se na počátku osmnáctého století.
Tak alespoň hlásá nápis u vchodu. Jantar Mantar - komplex obrovitých
astronomických staveb - postavil v letech 1719 až 1724 maharádža
Saváí Džai Singh II. Ač se za jeho vlády mogulská dynastie
již pomalu klonila ke svému západu, zdá se, že se mu dařilo
dosti dobře. A tak si vedle svých vladařských povinností nalezl
čas i pro svou nejoblíbenější zábavu - astronomii. Z jeho příkazu
se v Indii překládají Ptolemaiovy spisy, jezuitští astronomové
Baudier a Strobel určují souřadnice Delhi a Džaipůru, přepisují
se La Hierovy tabulky a Flamsteedovy hvězdné katalogy. Sám
maharádža nechává budovat několik observatoří, nejdříve v delhi,
pak i v džaipůru a dalších třech indických městech. Aby dosáhl
velké přesnosti, zavrhuje malá kovová astrolábia a své přístroje
zvedá do výšek patrových budov.
My se zatím touláme mezi budovami - přístroji v delhi
a pátráme po jejich původu a hlavně funkci. Jako první obcházíme
přístroj Samrath yantra, složený z trojúhelníkového, dvacet
sedm metrů vysokého gnomónu a dvou kvadrantů. Ty jsou postaveny
kolmo ke gnomónu, přesně v rovníkové rovině. Přepona gnomónu
směřuje k pólu. Stupnice na kvadrantech slouží k měření hodinových
úhlů, na gnomónu je možno odečítat deklinaci Slunce i ostatních
nebeských těles. O přesnosti měření svědčí fakt, že Slunce
posouvalo svůj stín po stupnicích o čtyři metry za hodinu.
Dalším přístrojem, který zaměstnává naši pozornost, je
Rama yantra, pojmenovaný po Džai Singhově otci. Není to vlastně
přístroj jeden, nýbrž dva, vzájemně se doplňující. Oba připomínají
římský cirk s mramorovým sloupem uprostřed. Kamenné sektory
se stupnicemi, rozbíhající se nad podlahou obou budov, umožňují
měření výšek a azimutů nebeských těles. Podle doby pozorování
se používala jedna či druhá budova, neboť jejich sektory se
vzájemně doplňovaly. Stupnice, ryté do mramoru, jsou tak zachovalé,
že pouze neznalost přesného postupu nás odrazuje od měření
výšky Slunce.
Ale to jsme již u dalšího podivného přístroje - Džai
Prakáš. Prý dokonce vynález samotného maharádži. Dvě polokulovité
budovy s měřičskými sektory, vzájemně se doplňující. Průměr
téměř osm a půl metru. A opět přesné stupnice. Polokoule vlastně
představují model nebeské sféry se všemi potřebnými kružnicemi
- poledníkem, rovníkem, výškovými a azimutálními kruhy...
Okraj přístroje je horizont. Nejnižší část je zenit. Nalézáme
i ekliptiku, obratník i pól. Na tomto přístroji indičtí astronomové
odečítali před dvě stě padesáti lety deklinace, azimuty i další
potřebné údaje.
Poslední budova je vlastně soubor čtyř přístrojů menších
- Misra yantra. Nalézáme zde již známý Samrath yantra, zde
ovšem rozdělený na dvě části. Další součástí je Dakšinóvrtti
yantra, přístroj určený k měření výšky nebeských těles v okamžiku
průchodu poledníkem. Zařízení nazvané Niyat čakra yantra sloužilo
k určování deklinace Slunce a pro zjištění poledne pro čtyři
observatoře na světě - Greenwich, Zürich, japonské město Notske
a tichomořské Saričen. Poslední součástí Misra yantra je tzv.
Kark rašivala, přístroj k určování kulminace jednotlivých zvířetníkových
znamení.
Je toho hodně, co je zde k vidění. Některé přístroje
jsou prý již zničeny. Ale i to, co tu ještě je, nás fascinuje.
Jistě k tomu přispívá i klid, který tu panuje. Ale již ho pomalu
musíme opustit. Čeká nás ještě celé Delhi a náš rikšař, který
se jistě celou dobu těší, jak nás odveze k bráchovi na koberce.
Nu, stejně nás dostane.
Mars proleze Jesličkami
Pevně doufám, že tohoto Trpaslíka dostanete včas. Na konci měsíce, přesněji mezi dvacátým a dvacátým druhým zářím, totiž proleze naoranžovělý Mars jižním okrajem otevřené hvězdokupy Jesličky. Dvacátého září ho ráno uvidíte vpravo od kupy, dvacátého prvního přímo v kupě a dvacátého druhého vlevo. Na planetě však žádné zajímavé podrobnosti nespatříte, je zatím příliš úhlově malá, pod pět vteřin. Tedy jen o trochu více než například Uran. V blízkosti Marsu vám určitě neunikne oslnivá Venuše, jejíž jasnost se pohybujem kolem -4,2 magnitudy. Ta je od Jesliček asi tři stupně daleko. Zatímco ona se bude s časem úhlově zmenšovat, Mars bude pozvolna růst. V opozici ho najdete v březnu příštího roku. Mapka okolí Jesliček zachycuje hvězdy do 12 mag. Vyznačeny jsou polohy planety Mars 20., 21. a 22. září ráno.
Stíny vakua I.
Hvězdárna v Úpici má jednu milou vlastnost. Na chodbě vedoucí
k WC je umístěna volně přístupná knihovna. Hned u záchodů
se přitom nachází jednotlivé, většinou velmi staré, ročníky Říše
hvězd. Když se člověk vydá na toaletu,
zpravidla sáhne právě po jednom z těchto svazků.
Touto cestou si mi do rukou dostal článek o mezihvězdné
absorpci, který vyšel někdy v roce 1928. Když jsem si ho četl,
zjistil jsem, že už tehdy byl problém se zeslabováním světla
hvězd (větším než se čtvercem vzdálenosti)
v podstatě vyřešen. O to víc mne to udivilo,
když jsem si uvědomil, že se v knížkách jako objevitel
uvádí Robert J. Trumpler a letopočet 1930.
Záchodová příhoda mne donutila, abych v ondřejovské
knihovně získal Trumplerův "objevový" článek. Po jeho
přečtení musím říci, že se tento americký astronom za objevitele
považuje právem. Ostatně první díl našeho seriálu bude věnovaný
právě tomuto článku.
ABSORPTION OF LIGHT IN THE GALACTIC SYSTEM
By Robert J. Trumpler
Otázka, zda je vesmírný prostor ideálně průhledný či zda dochází
k zeslabování a ke změnám jím procházejícího světla,
zaměstnávala astronomy dlouhou dobu. Na začátku
tohoto století se už všeobecně uznávalo, že ke změnám - zřejmě
z mnoha příčin - dochází. Vzniklo také několik domněnek o původu
tohoto jevu. Podle jedné ze starších za to mohl eter
vyplňující prostor mezi hvězdami. V souladu s novými vědeckými
poznatky se ale spíše očekávalo, že zdrojem budou atomy, molekuly,
malé prachové částice či větší tělesa (např. meteoroidy).
Informace o mezihvězdné absorpci se získávaly především z pozorování.
Právě to dalo odpověď na otázku: Kdo za to může? Zde je
přehled tehdy sledovaných jevů, vč. jejich rozdělení.
obecná absorpce: Ve třicátých létech bylo jasné, že
pozorovaná jasnost hvězd neklesá úměrně se čtvercem vzdálenosti, ale
mnohem rychleji. Vycházelo to například z rozmístění hvězd v prostoru
určovaných z počtů hvězd v po sobě jdoucích intervalech jasnosti.
Právě Trumplerem bylo také ukázáno, že absorpce světla má zásadní
vliv na určení tzv. fotometrické vzdálenosti, tedy vzdálenosti
získané porovnáním absolutní a pozorované hvězdné velikosti.
Vzdálenosti určené tímto způsobem (spektroskopické paralaxy,
paralaxy zjištěné z pozorování proměnných hvězd) byly
systematicky jiné než vzdálenosti určované jinak (z vlastních
pohybů, úhlových rozměrů, trigonometricky).
selektivní absorpce: Ztráta světla nebyla pro všechny vlnové
délky stejná. Pozorovaná barva hvězd se měnila s jejich vzdáleností
od nás. Vzdálenější byly červenější.
monochromatická absorpce: nebo mezihvězdné absorpční čáry
ve hvězdných spektrech. Bylo známo několik spektrálních čar,
které evidentně nevznikaly v atmosférách hvězd, ale díky
atomům nacházejících se mezi námi a hvězdou. Pro hvězdy stejné
spektrální třídy a svítivosti intenzita čar rostla se
vzdáleností. Jejich radiální rychlost byla současně zcela jiná
než hvězdy, u spektroskopických dvojhvězd se pak jevily
stacionární.
Příkladem mezihvězdné čáry byla vápníková čára,
pozorovaná u hvězd spektrální třídy O a B. (Na posledním
Setkání členů APO o ní mluvil Leoš Ondra.)
zatemňující efekty: Sem patřily temné
mlhoviny pozorované v Mléčné dráze či temné mlhoviny
promítající se na mlhoviny
světlé. Podle představ se jednalo o místa lokálního zatemnění.
Někteří astronomové sem řadili i Velkou trhlinu táhnoucí se od
Štíra po Labuť.
Důkazem o zatemňujících efektech byla neexistence kulových
hvězdokup a spirálních mlhovin (tedy galaxií) poblíž galaktického
rovníku. Bylo jasné, že musí existovat jakési absorpční médium
zakrývající vzdálené kulové hvězdokupy, které se jinak silně
koncentrují směrem ke středu Galaxie.
disperze světla: Rychlost světla by se měla měnit s vlnovou
délkou. Kdyby něco takového existovalo, neměly by být světelné
změny vzdálených zákrytových dvojhvězd, které bychom pozorovaly v různých
vlnových délkách, stejné ve stejný okamžik. Tento jev byl nazýván
Normann-Tikhoff, hodnověrné důkazy o jeho existenci však
nebyly. [Index lomu mezihvězdného prostředí je
téměř přesně roven jedné. Ve viditelném oboru spektra tedy
takové efekty pozorovat nelze. Naopak běžně se pozorují
v rádiovém oboru, např. u pulzarů. Signál na vyšších frekvencích
přichází dříve než na frekvencích nižších.]
Srovnání spektra vzdálené a blízké hvězdy stejného
spektrálního typu. Na horním obrázku je hvězda HD 194279,
členka kupy NGC 6910 s odhadovanou vzdáleností 2,1 kiloparseku.
Na spodním obrázku je spektrum hvězdy Boss 5515, která se nachází
ve vzdálenosti čtyřikrát menší. Úbytek v modré části je
více než zřetelný. Mezihvězdné prostředí tedy odmodrává
procházející světlo.
Nejdříve astronomové věnovali pozornost
obecné absorpci světla, kterou studovali z rozdílného zastoupení
hvězd různých jasností. Vycházelo se z předpokladů, že
hvězdy jsou v kosmickém prostoru rozmístěny rovnoměrně a že
neexistuje žádná absorpce.
V takovém případě tedy platí, že slabší hvězda je současně
vzdálenější. Nikoliv však, že
by hvězda s hvězdnou velikostí dvě magnitudy byla dvakrát dál než
hvězda s jasností 1 mag. Jasnost klesá se čtvercem
vzdálenosti: hvězda ve vzdálenosti dvě je čtyřikrát
slabší než stejná hvězda ve vzdálenosti jedna.
Výpočty ukazovaly, že
počet hvězd pozorovaných v intervalu jasnosti o velikosti 1 mag by měl být
asi čtyřikrát větší než počet hvězd v intervalu
předcházejícím.
m [mag] *** poč. hvězd *** poměr ***m [mag] *** poč. hvězd *** poměr
-1,0 *** 1 *** *** 4,0 *** 509 *** 3,1
0,0 *** 4 *** 4,0 *** 5,0 *** 1616 *** 3,2
1,0 *** 16 *** 4,0 *** 6,0 *** 4936 *** 3,0
2,0 *** 47 *** 2,9 *** 7,0 *** 14278 *** 2,9
3,0 *** 162 *** 3,4 *** 8,0 *** 40233 *** 2,8
Skutečně pozorované počty hvězd v jednomagnitudových intervalech a
poměr s počtem v předcházejícím intervalu. Množství slabých hvězd
sice roste, nikoli však v poměru 4:1.
Z pozorování ale vycházelo něco jiného:
počet hvězd stoupá s mnohem menším poměrem. Tedy jeden nebo
oba předcházející předpoklady jsou špatné. Nešlo ovšem
rozhodnout, který z nich.
Velikost mezihvězdné absorpce před Trumplerem odhadlo hned
několik astronomů. Němec Halm určil, že jasnost hvězd klesá
o 2,1 magnitudy na kiloparsek, Schalén zase o 0,5 mag/kpc.
První vycházel z počítání hvězd na různých místech
oblohy, druhý ze studia hvězd spektrální třídy B a A.
Tento obrázek nám může poodhalit úvahy,
které se ze začátku používaly při studium mezihvězdné absorpce.
Představte si, že máte světelnou pyramidu, která má
deset poschodí. Hvězdy jsou v ní rozmístěny rovnoměrně a všechny
jsou stejné. V prvním poschodí se nachází jedna hvězda, ve
všech pak 10x10x10 hvězd, tedy tisíc.
Hvězdy od vrcholu desetkrát
vzdálenější jsou současně stokrát slabší než hvězda v prvním poschodí.
Poměr 1/100 odpovídá rozdílu hvězdných velikostí o pět
magnitud. Nyní předpokládejme, že pozorujeme čtyři hvězdy
s hvězdnou velikostí 0 mag a v každém dalším intervalu hvězd
čtyřikrát více. Tedy
1 mag 4
2 mag 16
3 mag 64
4 mag 256
5 mag 1024
Je zřejmé, že když počet hvězd v každém intervalu hvězdných
velikostí stoupne v poměru 4:1, dostaneme předpokládané
rovnoměrné rozmístění hvězd v naší světelné pyramidě.
Trumplerův přínos byl v tom, že ke studium mezihvězdné absorpce
využil otevřené hvězdokupy. Na Lickově observatoři určil dvěma
různýma metodama jejich vzdálenosti a ty poté porovnal.
Nejdříve změřil na základě
hvězdných velikostí a spektrálních typů jednotlivých členů kupy
fotometrickou vzdálenost.
Poté si hvězdokupy rozdělil podle stupně koncentrace a
podle počtu obsažených hvězd. Za předpokladu, že hvězdokupy
podobného vzezření mají podobnou prostorovou velikost, určil
jejich vzdálenost na základě pozorovaného úhlového průměru.
Porovnání úhlové vzdálenosti se vzdáleností
fotometrickou zachytil v následujícím diagramu. Menší kotoučky
odpovídají kupám s méně přesně určenými vzdálenostmi.
Kdyby neexistovala mezihvězdná absorpce, měly by se obě
vzdálenosti shodovat a vyznačené body by se pohybovaly kolem
čárkované polopřímky. Evidentně se však
soustřeďují podél tečkované čáry. Nejbližší kupy mají větší
úhlovou vzdálenost, naopak vzdálenější jsou úhlově menší než
jejich fotometrická vzdálenost. Odmítneme-li možnost, že by
vzdálenější hvězdokupy byly prostorově menší než ty bližší, zbývá
jediné možné vysvětlení. Jejich světlo bylo při průchodu
mezihvězdným prostorem zeslabeno a ony se nám tak jeví slabší než ve
skutečnosti jsou. Trumpler odhadl velikost absorpce
na 0,7 magnitudy na kiloparsek. Což je ve skvělé shodě s dnešní
hodnotou 0,8 mag/kpc.
Protože obdobné studie u kulových hvězdokup a spirálních mlhovin
žádnou takovou závislost neukázaly, Trumpler současně dospěl
k přesvědčení, že zdroj absorpce souvisí s Galaxií, nikoli
s mezigalaktickým prostorem.
Důležitou indicií k odhalení původce bylo to, že absorpce světla
není pro všechny vlnové délky stejná. Slabší hvězdy se jeví
červenější a také jejich barevný index roste.
Rozdíl hvězdné velikosti ve fotometrickém oboru B a V, tzv.
barevný index (B-V)0,
samozřejmě závisí na spektrálním typu (povrchové teplotě). Ten
bylo možné určit i nezávisle na základě intenzit vybraných
spektrálních čar. Porovnáním pozorovaného barevného indexu, na
který má vliv selektivní absorpce, s teoretickým je tedy
možné určit, jak roste se vzdáleností: asi
o 0,3 mag/kpc. Alespoň podle odhadů z tehdejší doby (např. Kapteyn,
Jones atd.).
Tedy ještě jednou. Změříte si barevný index (B-V) a určíte si
spektrální typ. Pro příslušný spektrální typ
si v tabulkách najdete barevný index bez
mezihvězdného zčervenání (B-V)0. Rozdílem (B-V) a (B-V)0 určíte
tzv. barevný exces E(B-V)=(B-V)-(B-V)0. Velikost absorpce
Av v oboru V je pak rovna Av=3,3.E(B-V) a vztah mezi
modulem vzdálenosti M-m a vzdáleností r je M-m=-5\log
r+5+Av. Například
jedna hvězda šesté velikosti HR 1420
nedaleko Hyád má index (B-V)=0,09 mag. Dle vzhledu
spektra patří mezi hvězdy hlavní posloupnosti třídy B5, které
mají barevný index roven
-0,16 mag. Barevný exces má velikost 0,25 magnitudy a hvězda je
v oboru V o osm desetin magnitudy slabší.
Samozřejmě, že Trumpler to tak jednoduché neměl. Postup byl
ale obdobný, jen měřil rozdíl fotografické a vizuální hvězdné
velikosti. Barevné excesy určil pro tyto otevřené hvězdokupy:
NGC *** vzdál. [pc] *** exces [mag] *** NGC *** vzdál. [pc] *** exces [mag]
1647 *** 610 *** +0,18 *** 1960, M 36 *** 980 *** +0,05
2682, M 67 *** 740 *** +0.27 *** 6705, M 11 *** 1340 *** +0,65
2099, M 37 *** 820 *** +0,05 *** 7654, M 52 *** 1360 *** +0,49
2168, M 35 *** 840 *** +0,14 *** 663 *** 2170 *** +0,71
Velikost selektivní absorpce určil na 0,31 mag/kpc. Zároveň
snesl další důkazy o selektivní absorpci mezihvězdného
prostředí: Hvězdy spektrální O se jeví v porovnání s hvězdami
spektrální třídy B mírně nažloutlé. Více svítivé hvězdy třídy
O se totiž nacházejí ve větších vzdálenostech a leží blíže ke
galaktické rovině. Stejný vztah byl pozorován i mezi hvězdami
třídy B a A. Mezi slabými hvězdami také nebyla pozorována žádná
výrazně modrá hvězda, na druhou stranu ovšem značný počet hvězd
s velkým barevným indexem.
Bylo jasné, že se zdroj selektivní absorpce koncentruje
k rovině Galaxie a naopak klesá s rostoucí galaktickou šířkou.
Kombinací dat pro obecnou a selektivní absorpci Trumpler dostal
absorpčních koeficienty A mezihvězdného prostředí pro
fotografickou a vizuální oblast
spektra (v magnitudách na kiloparsek): [Dnes se ve fotometrickém oboru V udává
velikost absorpce poblíž
roviny Galaxie 1,9 magnitudy na kiloparsek.]
obor *** pozorovaný *** Rayleigho
fotografický Af *** 0,7 mag.kpc-1 *** 0,5 mag.kpc-1
vizuální Av *** 0,4 mag.kpc-1 *** 0,2 mag.kpc-1
Jelikož fotografický obor odpovídá vlnovým délkám kolem 430 nm a
vizuální kolem 550 nm, je evidentní, že mezihvězdná absorpce
rychle klesá s rostoucí vlnovou délkou. Stejně jako extinkce
v zemské atmosféře [platí "vztah"
extinkce = rozptyl + absorpce], kde se uplatňuje Rayleigho rozptyl na částicích
o velikosti srovnatelné s vlnovou délkou světla. Intenzita
rozptylu je přitom úměrná převrácené hodnotě čtvrté mocnině
vlnové délky. Porovnání absorpčních koeficientů určených
z pozorování otevřených hvězdokup
a vycházejících z Rayleighova rozptylu je uvedeno
v předcházející tabulce. Rozdíl Trumpler připsal na vrub dalších
efektů, jako třeba rozptylu na elektronech či absorpci většími
tělesy. Závěr, že selektivní absorpce závisí na vlnové délce, byl
nejdůležitějším objevem R. J. Trumplera.
Šel však ještě dál. Provedl jisté předpoklady o prostorové
hustotě rozptylujících částic a na základě jednoduchých propočtů
došel k závěru, že musí mít hmotnost asi
2.10-19 gramu, tedy asi 3400 vápníkových atomů. Pevné částice
takového složení by měly průměr kolem jedné setiny vlnové délky
viditelného záření. Byly by tedy příliš malé, aby mohly účinně
rozptylovat procházející světlo. Atomy, molekuly ani shluky molekul
tedy podle Trumplera nemohly být původcem mezihvězdné absorpce.
Svoji práci uzavřel přehledem možných zdrojů mezihvězdné
absorpce:
1. Volné atomy (vápník, sodík a další) mají vliv na vzhled
spektra. Jejich hustotu odhadl na asi jeden atom vodíku na
kubický centimetr. Zdrojem selektivní extinkce být v žádném
případě nemohou. Tento závěr byl správný. Dnes se udává hustota
poblíž roviny Galaxie 0,6 atomu na kubický centimetr.
2. Volné elektrony; ani ony nemohou být tím správným zdrojem.
Jednak nerozptylují světlo selektivně, jednak jich je málo.
3. Malé prachové částice různých rozměrů s hmotnostmi kolem
10na19 gramu a prostorovou hustotou 10na-23 gramu na centimetr
krychlový. Jsou hlavním zdrojem Rayleighova rozptylu. Podle
dnešních odhadů se jedná o částice s velikostí kolem
10na-5 cm a hustotou 10na-26 g.cm-3. Takové částice
ovšem nerozptylují úměrně převrácené hodnotě čtvrté mocniny
vlnové délky, nýbrž úměrně převrácené hodnotě vlnové délky.
Sám Trumpler vzápětí došel k názoru, že mezihvězdná absorpce
nemůže být pouze výsledkem Rayleigho rozptylu.
4. Velké částice, meteoroidy, přispívající k obecné absorpci
jen malým dílem.
V prostoru se zdroje mezihvězdné absorpce omezují na naší Galaxii
a koncentrují se směrem
k její rovině. Pravděpodobně tvoří disk s tloušťkou ne větší než
několik stovek parseků. Nemusí být přitom rozmístěny
rovnoměrně. U tzv. temný mlhovin je zdroj absorpce nejasný,
zřejmě představují lokální kondenzace některého z výše uvedených
zdrojů.
Tolik tedy článek Roberta J. Trumplera. Příště si řekneme, jak
vypadá prach.
Cesta do starověku
Všechno to začalo zcela nevinně a nenápadně. Totiž předpovědí počasí. Ta
s neobvyklou jistotou tvrdila, že v noci z 21. na 22. července 1996 bude na
celém území České republiky jasno. Tedy žádné polojasno až skoro jasno či
jiné obvyklé neurčitosti, ale sprostě jasno.
Tahle zpráva způsobila, že jsem se rozhodl následující noc místo
blahodárného spánku obětovat ve prospěch prohlížení i poznávání krás a
zajímavostí naší rodné Galaxie. Zvláště pak těch jižních, ze kterých
jsem toho zatím moc neviděl.
Za místo svého nočního vysedávaní jsem zvolil terasu v prvním poschodí domu
mého dědečka. Toto stanoviště má totiž jednu velkou výhodu - velice
slušný výhled na jih, kde by šlo spatřit mezi stromy hvězdy s deklinací až
-40°. Má však také jeden handicap: značně nasvícenou oblohu. Na
protějším kopci se nachází bývalé JZD se spoustou výbojek. Naštěstí
zarostlých. Takže mi do očí svítily jen dvě lampy, jedna červená a jedna
bílá.
Kolem deváté hodiny večerní jsem se přesunul na onu strategickou kótu.
V praxi to vypadalo tak, že jsem si na dvoukoláku přivezl pozorovací a
fotografické nádobíčko - zejména malý Somet 12x60.
Z tohoto období se také datuje první zápis v mém pozorovacím deníku:
21./22. července 1996 Ne/Po Polanka
Podmínky: podle předpovědi má být na celém území dokonale jasná noc.
Vyvstává tu jeden problém: proč je tedy oblačno??!!! Severní polovina oblohy je zatažená
celá, ja J semtam mráček, ale lepší se to.
Tohle jsem napsal v náhlém návalu vzteku na meteorology. Ve skutečnosti to
zas tak hrozně nevypadalo; na jihu byl sem tam obláček. Spíše hrozilo, že
se zatáhne. Naštěstí k tomu nedošlo. Ještě za šera jsem se tedy kouknul na
Měsíc.
Měsíc: MS 12x60 20.00 UT
- je v polovině první čtvrti, nádherně je vidět neosvětlená část,
myslím že tam rozpoznávám Oceanus Procellarum
- zaujaly mne 3 velké krátery za sebou na okraji Mare nectaris -
Theophilus, Cyrillus a Catharina - u všech tří jsou vidět zřetelně
středové vrcholky
- maličký kráter Bessel je u terminátoru - v M. Serenitalis, nedaleko svítí
jasný Plinius
Už se celkem setmělo, když jsem si vzpomněl, jak jsem ještě před začátkem
pozorování hledal v atlase Ericha Karkoschky, na kterých objektech by se
dala využít zdejší dobrá viditelnost na jih. Do oka mi padla otevřenka
M 7
ve Štíru, nejjižnější Messierův objekt. Tehdy jsem si rozhodně nemyslel, že
bych ji z těchto míst mohl spatřit. Už kvůli deklinaci blízké -35°.
Avšak nyní po zjištění, jak nízko na jih je odtud vidět, jsem dostal šílený
nápad: pokusit se navzdory všem výbojkám, smogu, stromům a obzoru
"em-sedmičku" nejen spatřit, ale dokonce nakreslit.
Průběh pokusu byl nečekaně hladký. Už při prvním zametání v předpokládané
pozici jsem ji uviděl. A jak! (Měla by být vidět i očima, jenže za těchhle
podmínek asi těžko.)
OH M7-NGC 6475 (Sco) MS 12x60 MHV=4,5 mag (Sco)
- je nádherná, řekl bych ideální objekt pro malé binary, škoda, že je tak děsně nízko!
- pokusím se ji nakreslit, ovšem za chvíli zapadne za stromy, takže ji zpodobňuji
ve spěchu a ještě za šera
- boční pohled dává tušit, že zejména uprostřed je daleko víc hvězd, než jsem na
této přesvětlené obloze schopen zaznamenat.
A zde je má kresba téhle krasavice.
Mezní hvězdnou velikost jsem zřejmě přecenil, neboť jsem
zakreslil hvězdy jen do zhruba sedm a půl magnitudy.
V již uvedené Karkoschkově publikaci se mi podařilo o M 7 najít několik
zajímavostí. Jako mlhavou hvězdu je zanesl do svého katalogu již
Ptolemaios. Ve středověku ji zaznamenal J. Hevelius a je také uvedena
v katalogu "mlhavých hvězd" W. Derhama z roku 1730. Na jednotlivé
hvězdy - jako skupinu patnácti až dvaceti stálic, ji rozložil Lacaille
na Mysu Dobré naděje roku 1751.
M 7 se promítá na pozadí Mléčné dráhy zřetelné zejména na fotografiích.
Podle údajů z roku 1959 obsahuje osmdesát hvězd jasnějších desáté velikosti
na ploše kolem jednoho stupně v průměru. Mně se jich na kresbě podařilo
zachytit asi čtyřicet.
Celá hvězdokupa je parametry podobná M 44 a byla by zřejmě také stejně
známá, jen kdyby se nacházela severněji. Dělí ji od nás asi osm set
světelných let. Většina hvězd kupy je spektrální třídy B nebo A, mnohé jsou
spektroskopické dvojhvězdy.
Tolik k mé nové favoritce M 7. Když jsem se dost nabažil její krásy,
stačilo popojet o čtyři stupně severozápadně a už jsem měl uprostřed
zorného pole další jižní klenot ocasu Štíra M 6 (NGC 6405).
OH M6-NGC 6405 "Motýl" (Sco) 12x60
- je kousek od M7 severozápadně, asi 4°
- nezůstává krásou pozadu za M7. Je menší, ale obsahuje daleko víc slabých
hvězd, přímým pohledem neviditelných
- při bočním pohledu "naroste" , objeví se mlhavý skvrnitý podklad - je to super!
Přes zorné pole pořád lítají družice a letadla.
M 6 spolu s M 7 patří mezi vůbec největší a nejzářivější galaktické
hvězdokupy. Její objev v roce 1746 se připisuje de Cheseauxovi, ačkoli
jde
o objekt viditelný pouhým okem a zřejmě obsažený i v Ptolemaiově katalogu.
Nejjasnější hvězdy mají šest až sedm magnitud a tvoří skutečně obrazec
motýlích křídel, podle kterých dostala název. Rozkládá se na ploše kolem
20' a vzdálenost činí kolem tisíc pět set světelných let.
Avšak zápis v deníku pokračuje:
21.00 UT - vyjasňuje se! Už je krásně vidět Mléčná dráha, přímo přede mnou
září "Střelec se zlatou hvězdou na čele" - totiž s Jupiterem. S odvahou se vrhám
na záplavu objektů ve Střelci:
DM M 8-NGC 6523 "Laguna" 12x60 MHV=5,3 mag nebo lepší (?)
- je fantastická, viditelná už pouhým okem jako oválný mlhavý obláček; nikdy
bych nečekal, že ji takhle uvidím!
- může svou nádherou směle soupeřit s notoricky známou M 42, zvláště když má v
rukávu cosi v podobě parádní hvězdokupy uvnitř. Nejjasnější středová část vypadá bočním
viděním jak přetržená, přičemž ve východnější části leží ta hvězdokupa; zdá se, jako by
se tam promítal pruh temné látky, mírně zvlněný a kónusovitě rozšířený na severovýchod.
Laguna je tak jasná, že jsem ji bez problémů zachytil na statické
fotografii na film 100 ASA. (Mimochodem, na stejném snímku mám i mračno
Mléčné dráhy M 24 a dokonce i mlhovinu M 20 - Trifid.) Její jasnost se
uvádí asi pět magnitud, průměr od půl do jednoho stupně a vzdálenost kolem
pěti tisíc světelných let. Žádný trpaslík to není, neboť její skutečný
průměr činí asi 60x45 světelných let.
Díky těmto úctyhodným mírám a žhavým hvězdám, které ji zahřívají, svítí
natolik, že se přes svou značnou vzdálenost jeví téměř stejně jasná jako
mnohem bližší M 42. Obsahuje také spoustu proměnných hvězd, zvláště typu
T Tauri, tedy velmi mladých hvězd, které ještě nedosáhly stability hlavní
posloupnosti.
DM M 20-NGC 6514 "Trifid" 12x60 MHV=5,3 mag
- oválný mlhavý obláček okolo 2 jasnějších hvězd, protažený směrem sever-jih,
velký tak asi 15' nebo víc
M 20 (Trifid) je známá zvláště z fotografií, kde je přetnuta třemi
radiálními pruhy temné látky. Je vzdálena podobně jako M 8 a není
vyloučeno, že by mezi těmito dvěma objekty mohla existovat nějaká
spojitost. Jsou totiž od sebe pouhý jeden stupeň.
OH M 21-NGC 6531 - nenápadná malá otevřenka, hlavně díky tomu, že leží
těsně u celkem jasné hvězdy
- bočním pohledem se objevuje mnoho slabých hvězd na malé ploše
Je zajímavé, jak se rozcházejí vzdálenosti M 21. V Karkoschkově
atlasu je uvedeno 4000 světelných roků, Burnham uvádí 2200
sv. r., katalog atlasu Hvězdná obloha 2000.0 zase 4700 sv. r.
M 21 leží jen čtyřicet úhlových minut od M 20.
OH M25-IC 4725 - velmi pěkná otevřenka, velká asi půl stupně, o něco hezčí je
bočním viděním, kdy přibude slabých hvězd, ale neobjeví se mlhavý podklad.
M 25 je neobyčejná tím, že obsahuje klasickou cefeidu
U Sagittarii. Určitě by bylo zajímavé zkusit napozorovat její
světelnou křivku a určit si pak "na koleně"
vzdálenost celé hvězdokupy. Cefeida se mění od 6,3 do 7,1
magmitudy, uváděná perioda je asi 6,7 dne, vzdálenost asi dva
tisíce světelných roků. U Sgr je dokonce vizuální dvojhvězdou
širokou 67 úhlových vteřin.
Moje hvězdná pouť vedla dále na sever směrem k dalšímu
neobyčejnému objektu:
M24 - podle Karkoschkova atlasu je to jenom mračno mléčné dráhy, ale
rozhodně stojí za pohled!
- má oválný tvar, je přes stupeň velké (!), je to spousta jasných hvězd
na mlhavém podkladu, opravdu nápadné
M 24 obsahuje v severní části o mnoho menší otevřenou hvězdokupu
NGC 6603, jíž některé katalogy označují jako M 24. Je však jisté,
že by ji Messier svým přístrojem nebyl schopen pozorovat.
Ostatně ukazuje na to i jeho popis: Kupa na rovnoběžce
předchozí a blízko konce Střelcova luku, v Mléčné dráze; velká
mlhovina, v níž je mnoho hvězd různých velikostí: světlo, které je
rozprostřeno v této kupě, je rozděleno na více částí;
určen byl střed kupy.
A opět neúnavně stoupám směrem severním:
M 16, M 17 a M 18 - vejdou se mi najednou do zorného pole MS!!!
DM M 16-NGC6611 "Orlí mlhovina" MHV=5,4 mag
- obsahuje mimojiné 4 jasnější hvězdy tvaru kosodélníku, mlhovina je nejjasnější
podél jeho severní strany, a pak podél strany ve směru na východ
- je nápadně naplněna slabými hvězdami - á, teď čtu, že obsahuje hvězdokupu;
je fakt pěkná; velikost asi 20'.
Právě M 16 se stala tou vyvolenou mlhovinou, kterou snímal HST a
objevil v ní "sloupy stvoření", jejichž obrázky se
objevily na stránkách všech astronomických časopisů. Není tedy
třeba nic dodávat.
M 16 je vůbec jedním z nejfotogeničtějších objektů naší Galaxie.
Při pohledu v dalekohledu toho bohužel z její krásy až tak moc
neuvidíte. I tak však poskytuje pěkný pohled - má podobu
hvězdokupy zasazené v jasné mlhovině.
Přicházím k dalšímu objektu této slavné triády:
DM M 17-NGC 6618 "Omega" - "Labuť"
- malá jasná a moc hezká mlhovina zžetelně klínovitého tvaru, se špicí
klínu směrem na východ
- připadá mi mnohem menší než v atlase - asi vidím jen nejjasnější část,
zbytek mizí ve světle výbojek; bočním pohledem ji vidím velkou asi 20'
- nad ní je útvar podobný otevřence (nad=severně)
Zjišťuji, že v zorném poli mám i kus M24, vejdou se mi tam najednou tedy
4 messierovské objekty - M16, M17, M18 a M24!!! Něco takového je možné snad
opravdu jen ve Střelci.
M 17 byla objevena stejně jako M 16 v roce 1746 de Cheseauxem a
o několik týdnů později nezávisle Messierem. Její úhlová velikost,
včetně slabých okrajových partií, je kolem 45''x35''.
Patří tak mezi nejrozsáhlejší mlhoviny na obloze, byť je od nás
pět až šest tisíc světelných let daleko. Podobně jako mnohé jiné
difuzní mlhoviny, je zdrojem rádiového záření. Hvězdy, které za
to mohou, jsou ovšem skryty za rozsáhlými oblastmi svítícího plynu.
OH M18-NGC 6613 - je to sice malá otevřenka, avšak rozhodně není nenápadná,
jak se píše v Karkoschkově atlase.
- je to spousta hvězd naskládaných na ploše tak 7', na první pohled zrnitá
skvrnka, celkem jasná
M 18 je kousíček pod M 17, asi půl stupně. Objevil ji Messier
roku 1764 jako hvězdokupu složenou z malých hvězd,
obklopenou slabou mlhovinou. Jak už stojí v deníku, není
rozhodně nenápadná, naopak. Sám Messier uvádí, že je
snadněji viditelná než M 16. Přesto je jedním
z nejopomíjenějších messierovských objektů; tedy alespoň podle
Burnhama.
Posledním spatřeným deep-sky objektem té noci byla
KH M 22-NGC 6656 - to je nečekaně jasná kulovka! Navíc - zrovna
jen 2 stupně od ní září oslnivý Jupiter s rodinkou měsíců pěkně v řadě.
A skutečně, podle Burnham's Celestial Handbook je jednou
z nejhezčích a nejvýraznějších kulových hvězdokup. Na severní
obloze ji údajně předstihuje pouze M 13.
Na kulovou hvězdokupu má ale celkem nepravidelný tvar - je
oválná s průměrem asi dvacet úhlových minut. Je současně
relativně blízko, pouhých deset tisíc světelných let.
Zápis v deníku ukončuje několik poznámek:
Zorným polem mi táhnou mraky, když se podívám nahoru, vidím zajímavá
oblaka tvaru kapesnícj hřebenů, nasvícená přízračne Ostravou.
22.40 UT - při pohledu na vyšlý Saturn Malým Sometem se zavřenu clonou
zjišťuji s překvapením, že vidím prstenec!!! (což jsem od jmenovaného přístroje
nečekal)
Těsně nad hlavou mi proletěl pištící netopýr
Mléčnou Dráhou se přesně v jejím směru prodírá jasná družice.
22.50 UT - přes opakovaných 25 dřepů začínám tuhnout, nechci podlehnout
zákeřné chorobě a navíc se zatahuje => končí mé dnešní putování po jižních
skvostech naší rodní Milky Way.
Na závěr ještě zbývá vysvětlit, kde se vzal nadpis tohoto článku.
Díváme-li se totiž na předcházející objekty, pozorujeme díky
propastným vzdálenostem jejich vzhled z doby, kdy u nás na Zemi
v Egyptě začali mít přebytek otroků a tak někoho napadlo začít
stavět pyramidy. Každý pohled na tyto objekty je tedy zároveň
jakousi vizuální výpravou do starověku.
Naopak, kdyby se nějací astronomové, třeba z míst ve hvězdokupě
M 6, podívali pořádným dalekohledem k Zemi, mohli by v přímém
přenosu sledovat ukřižování Ježíše Krista. Už jednoduchý výpočet
však ukáže, že z této vzdálenosti by i samo Slunce vypadalo jako
hvězdička slabá třináct a půl magnitudy.
Tohle povídání mělo být návnadou a námětem k podrobnějšímu
pozorování těchto a mnoha dalších zajímavých objektů, které nám
nabízí souhvězdí Střelce a vůbec jižní oblasti letní oblohy. Mělo
ukázat, že jejich pozorování není ani při zdaleka nejlepších
podmínkách, přesvětlené obloze a naší zeměpisné šířce, vůbec
ztracené. Stačí jen objevit příhodné místo s dostatečným výhledem
na jih. Mně se to naštěstí podařilo a tak jsem vám mohl
zprostředkovat svou cestu do minulosti těch nejznámějších letních
deep-sky.
Kranskeho zákon:
Střez se dne, kdy nebude na co nadávat
Trifid a Laguna
Jedna z nejhezčích pozorovaných mlhovin - Trifid, je
pojmenována podle latinského vyjádření pro rozdělení na tři
části. Tak se totiž jevila Johnu Herschelovi: trifid;
skládá se ze tří jasných a nepravidelně zformovaných
mlhovin... na vnitřních okrajích se přibližují, kolem
jsou odděleny třemi rozbíhajícími se trhlinami či tmavými
oblastmi, které nečekaně a pokrouceně rozdělují světlé mlhoviny.
Vzdálenost M 20 se odhaduje na pět tisíc světelných roků. Je
tedy stejně daleko jako ještě hezčí Laguna. I když tak na pohled
vypadá, není vůbec kulová. Molekulový oblak sahá daleko za
její okraje. Její tvar souvisí s tím, proč ji vůbec vidíme. V jejím
středu se totiž nachází kompaktní skupina několika velmi horkých
hvězd. Ty produkují množství ultrafialových fotonů,
které nutí zářit okolní vodík. Toto energetické záření je ale
s rostoucí vzdáleností od zdroje čím dál tím více pohlcováno. Až
v určité vzdálenosti, přibližně stejné ve všech směrem, je ho
natolik málo, že okolní plyn nerozsvítí. Této oblasti se říká
Stromgrenova sféra, podle dánského astronoma Bengte
Stromgrena.
Na fotografických snímcích je M 20 dvojbarevná. Jižní část je
červená, severní modrá. Modře
září okrajové části oblaku, kam už většina energetických
fotonů nedoletí a kde dochází k rozptylu na prachových částicích.
Hvězda ve středu Trifidu je ve skutečnosti vícenásobným systémem
HN 40. Je složena z těchto složek:
složky *** theta *** rho *** m1 *** m2
AB *** 22° *** 6,0'' *** 7,6 mag *** 10,7 mag
AC *** 212° *** 10,8'' *** *** 8,7 mag
CD *** 281° *** 2,3'' *** *** 10,7 mag
CE *** 191° *** 6,1'' *** *** 12,6 mag
CF *** 82° *** 28,4'' *** *** 14 mag
CG *** 212° *** 29,6'' *** *** 13 mag
Zdrojem ultrafialových fotonů je především primární složka spektrální třídy
O7.
I Laguna byla pojmenována podle výrazného tmavého zálivu,
který ji z části rozděluje na dvě poloviny. Je velmi rozsáhlou
oblastí, kde dochází k bouřlivé tvorbě nových hvězd.
Leží na okraji rozsáhlého molekulového oblaku a postupně se
"prokousává" dovnitř. Také otevřená hvězdokupa
NGC 6530 zde vznikla. Dnes se ale nachází před ní. Je stará asi
dva miliony roků. Poblíž středu mlhoviny leží hvězda 9 Sagittarii, která
patří mezi nejsvítivější známé hvězdy. Její zářivý výkon se odhaduje
na několik set tisíc Sluncí. Nejjasnější část Laguny leží právě
západně od 9 Sgr. Nazývá se Přesýpací hodiny a je osvětlována
jinou horkou hvězdou spektrální třídy O7, označovanou Herschel 36.
Blízká 7 Sagittarii, která má asi pátou velikost, je naopak
jednou z hvězd popředí. Leží jen 250 světelných let daleko.
Laguna spolu s Trifidem, kupou M 21 (NGC 6531) a svítivým
veleobrem mu Sagittarii (absolutní hvězdná velikost -6 mag)
tvoří jádro asociace Sagittarius OB1.
M 21 je v triedru
jasnější hvězdou sedmé velikosti, kolem které je drobná mlhavá
skvrna, protáhlá směrem na severozápad. S rostoucím zvětšením se
promění v těsnou skupinku několika desítek hvězd bez mlhavého
pozadí. Nejjasnější člen kupy je hvězda spektrální třídy B0.5
s pozorovanou hvězdnou velikostí 6,7 magnitudy a absolutní hvězdnou
velikostí asi -5 mag.
Všechny výše zmiňované objekty se vejdou do jednoho zorného pole
triedru. Za dobrých podmínek k nim ještě přibude kulová
hvězdokupa NGC 6544, položená stupeň jihovýchodně od M 8.
V binaru 25x100 je docela nápadná (o průměru 1'), ve srovnání
s Lagunou však lehce opomenutelná. Na tmavé obloze se také
pozorně zadívejte severoseverovýchodně od Laguny a jihovýchodně
od Trifidu, kde je malé "hvězdné mračno" Mléčné
dráhy. Tímto směrem je
zřejmě molekulový oblak mezihvězdné hmoty související s Lagunou a
Trifidem mnohem tenčí. Umožňuje proto dohlédnout do větší
vzdálenosti, až někam k jádru Galaxie.
6000 ANS DE MYSTERE
Velká škoda, že Bílý Trpaslík není se zvukem. Slyšeli
bychom vlny narážející se zlověstným hukotem do skalisek Bretaně.
Slaná tříšť smáčí křídla neposedných racků. Zapadající Slunce
se naposledy vylouplo z mraků a rudou září zalilo podivný úzký
kámen, jež jako prst ukazuje k nebi. Stejná scéna se zde opakuje
již šest tisíc let. Nebo je tomu jinak?
Ano, řeč je o menhirech. Ale věc je ještě malinko složitější.
Kromě menhirů nalézáme po celé Francii ještě dolmeny, tumuly
a další kamenné - megalitické - stavby.
Ty v Bretani jsou asi nejstarší. A zdá se, že jich tu
je nejvíce. Ale kdo a proč je postavil, co tím chtěl říci.
A chtěl tím vůbec něco říci? To se stalo předmětem dohadů na
mnoho let. A ani dnes nejsme příliš blízko ke konečné odpovědi.
Nejvíce francouzských menhirů nalézáme v Morbihanském
zálivu na jih od města Vannes. Druhá velká skupina je pak severně
od tohoto města, v oblasti nazývané Lanvauxské mokřiny.
Co se zdá být jisté, je fakt, že tyto stavby byly vztyčeny
mezi roky 5000 až 2000 před počátkem letopočtu. Jsou tedy mnohem
starší, než třeba egyptské pyramidy. Jaká však musela být organizace
lidí, jež umožnila pohnout mnoha tisíci tunovými bloky kamene
a navršit je na sebe, abychom je i po šesti tisíci letech nalezli
neporušené. Stáří těchto megalitů je kupodivu určeno poměrně
přesně. Kromě datovacích metod radiouhlíkových a dalších, využili
archeologové i některých netradičních a zajímavých faktů. Například
kromlech na ostrově Er-lannic se i s celým ostrovem pomalu
noří do moře. A právě z rychlosti tohoto poklesu a velikosti
zatopení kromlechu bylo možno dobře ověřit pravdivost datování.
Samotné slovo menhir pochází ze starého keltského označení
pro dlouhý kámen. A plně vystihuje i samotný vzhled většiny
menhirů. Hrubě otesaný úzký kámen zasazený do země ukazuje
k nebi. Podle některých tak propojuje zemskou energii s energií
nebes. Kdo ví. V každém případě oblasti největšího výskytu
menhirů měly v dávných dobách stejné postavení jako dnes Mekka
či Vatikán. Velikosti menhirů se liší - od několika desítek
centimetrů až do výšky dvaceti metrů. Tak velký je například
Velký Menhir v Locmariaqueru, nedaleko Carnacu. Bohužel již
není vcelku, leží rozlámán na čtyři kusy. Prý po zásahu blesku.
Ale i tak udivuje nejen svou velikostí, ale i důkladností svého
opracování. Jeho hmotnost dosahovala téměř třista padesát tun.
Osamocené menhiry nalézáme v Bretani jen vzácně. Nejčastěji
se spojují do řad (allignments) či kromlechů (podkovovitě
uspořádaných menhirových stěn).
Typickým příkladem řad jsou populární řady v okolí Carnacu.
Téměř 4000 kamenů se zde v několika řadách táhne do vzdálenosti
více než kilometru. O významu těchto allignments - kamenných
řad - kolují různé názory. Jedni je považují za cesty, po kterých
kráčela procesí k uctívání božstev. Jiní jsou přesvědčeni
o astronomickém a kalendářním významem celého komplexu. Uvažují
dokonce o tom, že tyto řady jsou pouze částí velké astronomické
observatoře megalitického lidu. Tato observatoř by měla zabírat
celou oblast Quiberonské zátoky. Ústředním menhirem celého
komplexu má být právě Velký menhir v Locmariaqueru. Astronomická
orientace mnoha menhirových seskupení nevylučuje ani myšlenku,
že by se mohlo jednat o pozemský obraz hvězdné mapy.
Vzhled těchto allignments ovšem evokuje i jiné představy.
Podle jedné z nich se jedná o zkamenělé pohanské pronásledovatele
papeže Cornelia. Když barbaři vyhnali tohoto papeže z Říma,
dostal se na svém útěku až sem na bretaňské pobřeží. Nemaje
už kam prchat, obrátil se ke svým pronásledovatelům a znamením
kříže je proměnil v kameny. Ovšem dlouho se ze své záchrany
neradoval. Po návratu do Říma byl císařem uvězněn a v roce
253 ve vyhnanství zemřel.
Další typickou stavbou megalitického lidu jsou dolmeny.
Jedná se vlastně o kamenné skelety velkých sypaných hrobek
- tumulů. I ty v Bretani nalezneme. Pokud však zub času zapracoval,
objevíme na jejich místech právě již jen onen dolmen - neboli
stolový kámen. Skutečně je stolu velmi podobný, protože je
tvořen kamennými stěnami, na nichž je položen velký plochý
kámen - deska stolu. Do každého takového "stolu" vede zastřešená
chodba, opět postavená z kamenů. Tato chodba snad představovala
spojení mrtvého, který byl v dolmenu pohřben, s okolním světem.
Vnitřní prostory jsou často zdobeny překrásnými rytinami. Samotné
dolmeny jsou často doprovázeny systémem menhirů, který určuje
jejich astronomickou orientaci. Vše je tak dokonale sladěno,
že se opravdu dere na mysl myšlenka spojení reálného života
s celým universem. Krásnými příklady dolmenů jsou například
Kercado v Carnacu či Table des Marchands v Locmariaqueru.
Samotná svrchní deska tohoto posledního váží okolo třiceti
tun.
Nedaleko Carnacu můžeme obdivovat dokonce celý tumulus.
A to dokonce tak velký, že na něm byl postaven i křesťanský
kostel sv. Michala. Odtud i celý tumulus dostal pojmenování.
Dokonce je možno projít vnitřní chodby tohoto tumulu a nahlédnout
i do pohřebních místností.
Stále jsme se ovšem ani slovem nezmínili o tom, kdo byli
oni megalitičtí stavitelé. Velmi často se tvrdí o spojení Keltů
a menhirů (vzpomeňte si na Asterixe). Keltové vskutku kameny
uctívali, stejně tak jako uctívali studánky, stromy nebo třeba
hory. Ovšem nejstarší megalitické stavby vznikly dávno před
příchodem Keltů. Zdá se tedy, že tito pouze převzali a dokončili
stavby, které vytvořil někdo před nimi. Ale kdo?. Mnoho toho
o nich nevíme. Snad jen to, že byli pravděpodobně duchovní
učitelé keltských druidů, kteří pak budovali stejné stavby
po celé Evropě. A dále to, že pravděpodobně nebyli národem
bojovným ani kočovným. Toť vše.
Má smysl pozorovat červené hvězdy?
Jeden z Murphyho zákonů říká: Když nadpis článku končí otazníkem,
zní odpověď ne. Ano. Podle mé diplomové studie nemá smysl pozorovat
polopravidelné a nepravidelné proměnné hvězdy
s výrazně kladným barevným indexem (B-V). Rozbor jsem sice
provedl pouze na hvězdě Y Canum Venaticorum, ale v dohledné době
přibudou další. Závěry budou pravděpodobně stejné.
Fotometrické řady polopravidelných a nepravidlených hvězd jsou velkou
vzácností. Jedná se o dlouhodobá pozorování s nejistým výsledkem, což
se v dnešní astronomii příliš "nenosí". Proto mnohé
amatérské organizace podporují právě sledování těchto hvězd.
Odhady hvězdné velikosti se pořizují srovnáním hvězdné velikosti
proměnné hvězdy
s hvězdami konstantní jasnosti, jejichž hvězdná velikost je známa.
Poměrně kvalitní výsledky lze tímto způsobem získat například
u zákrytových dvojhvězd. V každém případě je ale nezbytná při
zpracování velká opatrnost. Ukažme si to na případu Y CVn.
Na přiloženém obrázku je vykresleno 1212 odhadů tří
pozorovatelů, kteří měli v databázích
AFOEV uvedeno více než
několik set pozorování Y CVn. Ostatní pozorovatelé, byly
ze zpracování vyloučeni.
Je vidět, že dle vizuálních pozorování měnila Y Canum Venaticorum
svoji
hvězdnou velikost velmi složitě, v podstatě bez náznaků
periodicity. Pro jistotu ale byl učiněn pokus vyhledat periodu.
Skončil
neúspěšně. Z fotoelektrických měření v oboru V a B však vychází
perioda 267,8 dne s amplitudou 0,3 mag. Kromě toho je zřejmé, že hvězda nejen
pulzuje, ale mění i střední hvězdnou velikost. Za
zpracovávané období let 1979 až 1994 se tak pohybovala v rozmezí 5,2
až 6,0 magnitudy ve fotometrickém oboru V.
Na první pohled je zřejmý velký rozptyl v odhadech a to nejen
u všech tří pozorovatelů dohromady, ale i u každého jednotlivce.
Na rozdíl od fotoelektrických pozorování je lidské oko
zatíženo množstvím různých subjektivních vlivů. Hlavní problém
při pozorování hvězd tohoto typu je v tom, že se srovnává naoranžovělá
proměnná hvězda (hvězdy s (B-V) indexem větším jak 1 mag se jeví
naoranžovělé vždy) s bílými srovnávacími. Při
nedostatečné adaptaci na tmu se pak může naoranžovělá hvězda
jevit jasnější než bílá hvězda stejné hvězdné velikosti. Jevu,
kdy se maximum citlivosti oka přesouvá ke krátkovlnnému konci spektra, se říká Purkyňův jev
a je podrobně popsán např. v Návodu na pozorování proměnných
hvězd I.
Porovnání vizuálních odhadů hvězdné velikosti Y Canum
Venaticorum pořízené třemi pozorovateli AFOEV (body)
s fotoelektrickými měřeními v oboru V opravenými
o m(V)+0,185.(B-V) (velká, prázdná kolečka).
Světelné křivky hvězd s extrémně vysokým (B-V) indexem tedy
mají velký rozptyl,
který je důsledkem mnoha vlivů vznikajících při Purkyňově jevu.
Kromě již zmiňované nedostatečné adaptace na tmu hraje roli
i velikost použitého přístroje a úhlová výška hvězdy nad obzorem.
Nezanedbatelná pravděpodobně není ani citlivost sítnice lidského
oka, která je na různých místech různá. Příčinou je nerovnoměrné
rozložení receptorů - čípků a tyčinek.
To vše ovlivňuje výsledný
odhad hvězdné velikosti a v důsledku způsobuje jejich značný
rozptyl. U hvězd s (B-V) > 2 mag s malou amplitudou změn tudíž
nelze vizuálních porovnání využít.
Na obrázku jsou pro porovnání uvedena jak vizuální
pozorování, tak i fotoelektrická (větší, prázdná kolečka) měření. Vzhledem
k tomu, že citlivost lidského oka neodpovídá přesně
fotometrickému oboru V, je nutné provést opravu
fotoelektrických měření
m(v)=m(V)+a.(B-V)+b, (1)
kde m(v) je vizuální hvězdná velikost, jak je
pozorovateli v průměru vnímána, m(V) je hvězdná velikost
v oboru V, konstanta a=0,182 a konstanta b závisí na
hvězdné velikosti hvězd. Pro hvězdy v rozmezí 5,5 < m < 6,5 mag
se udává b=-0,032 mag, u slabších hvězd roste. Při opravě
fotoelektrických pozorování z této práce bylo ale bráno b=0.
Z obrázku je zřejmé, že se trendy pozorované
fotoelektrickým fotometrem shodují s vizuálními. Opravená
fotoelektrická měření jsou obecně mírně podhodnocena.
Tuto disproporci lze vysvětlit tím, že se při rozboru
funkce (1) vycházelo ze souboru hvězd s (B-V) < 1,8 mag.
Z tohoto důvodu byl proveden obdobný rozbor pouze s daty týkající
se Y CVn. Pro každé fotoelektrické měření byly
ze souboru vizuálních pozorování vybrány odhady provedené
v intervalu 10 dní kolem okamžiku měření, z nich vypočítán průměr
a určen rozdíl pozorované hvězdné velikosti m'(v) a změřené
fotoelektrickým fotometrem m(V). Výsledná závislost na (B-V) indexu
je uvedena na dalším obrázku. Body byla standardní metodou
proložena funkce
m'(v)=m(V)+(0,423+-0,073).(B-V)-(0,888+-0,223), (2)
která je značně odlišná od předcházející (1).
Při prokládání byly vyřazeny čtyři odchýlené body (JD 45035,
45036, 45037 a 45038) v levé horní části grafu. Důvod jejich
odchylky není znám, chyba ale pravděpodobně bude na straně vizuálních
pozorování. Malá váha byla také přiřazena bodů v pravé
části grafu. Velikost konstanty b, vzhledem k chybě, je
značně nejistá.
Na tyto hvězdy si proto raději nechte zajít chuť. Nebo si kupte
fotometr.
Závislost (B-V) indexu na rozdílu vizuální hvězdné velikosti
m'(v) (průměr z desíti nocí od tří různých pozorovatelů)
a hvězdné velikosti v oboru V změřené fotoelektrickým fotometrem.
Body je proložena funkce (2). Body v levé horní části grafu
byly při aproximaci vyřazeny.
Trochu recenze, povídání, dojmů
nejen o Praktiku pro pozorovatele proměnných hvězd
Byl jsem požádán (možná trochu donucen) napsat povídání či dojmy
o Praktiku pro pozorovatele proměnných hvězd, jehož jsem se letos
v červenci (osmého až devatenáctého) zúčastnil.
Donucovací metody byly úporné a nervy deptající, takže teď sedím
u klávesnice a opotřebovávám si polštářky na svých prstících.
Tak tedy o praktiku ve Vyškově. (Už předem chci poznamenat, že pokud se
někdo, kdo bude číst tento článek, bude chtít této akce příští rok
zúčastnit, ať to bez váhání udělá a pokud by ho tyto řádky snad jen
trochu od toho odrazovaly, ať věří, že jsem to určitě neměl
v úmyslu.)
Já osobně jsem byl letos na této akci poprvé.
První problém při
příjezdu do Vyškova nastal, když jsem si prohlédl mapu Vyškova,
která mi došla domů několik dní předtím. Zjistil jsem totiž, že hvězdárna leží
na druhém straně města než nádraží. Z toho pro mne vyplynuly
dvě věci: na hvězdárnu asi netrefím (orientace v prostoru
více jak jednorozměrném je totiž pro mne nepřekonatelným problémem)
a pokud bych snad našel správnou trasu, tak bych pravděpodobně po
cestě zemřel vysílením. Na štěstí se nic z toho nestalo (i když mi to
trvalo asi o půl hodiny déle, než je normální) a tak jsem se nějakým
zázrakem ocitl na pozemku uprostřed něhož stála budova hvězdárně
naprosto nepodobná, s několika stany vedle. To, že ta budova hvězdárnou
je, jsem se dozvěděl, jakmile jsem do ní vešel. Uvnitř sedělo kolem
stolu asi deset lidí (z nichž dva ještě nebyli členy praktika), což mě
dost překvapilo - čekal jsem tam alespoň třicet zběsilých astronomů.
Ti, kdož tam seděli, mě zasvětili do toho, že budu bydlet ve stanu
(prominentní členové praktika bydleli v buňkách hvězdárně přilehlých).
Druhá věc, se kterou jsem byl seznámen, byl tzv. spotřební
komunismus, tj. všichni nakoupí, všichni to pak dohromady zaplatí
a všichni se pak dohromady nadlábnou. Vařil šéf praktika p.
Hájek, který byl zároveň vrchním travičem (byl to prostě náš
kuchta), a tak celé praktikum proběhlo pod heslem "Hájek je naše
máma". Stravování (obědy) se jinak konaly ve Vyškově v hospodě
třetí cenové skupiny zvané Letiště, mimochodem (nebo hlavně) tam
obsluhují celkem pěkné servírky (až na jednu, která měřila alespoň dva
metry a vypadala jak šíleně škaredej chlap) a hlavně (nebo mimochodem)
tam docela dobře a levně vaří (ale pivo tam mají
hrozné).
Program celé práce, jak jsem brzy pochopil, v prvních několika dnech
spočíval v kompletování mapek zákrytových dvojhvězd, což je celkem
zajímavá a poučná činnost. Nikdy bych nevěřil, kolik těch
zakrývajících se potvor je. Zvlášť když se tak tak zhmotní v podobě
několika tlustých bloků plných mapek.
Jak už se podle názvu zdá, bylo toto praktikum zaměřeno na pozorování
zákrytových hvězd. Bohužel tomu tak z větší části nebylo,
anšto tomu zabránilo počasí. Tedy abych mluvil (teda psal) konkrétně,
pozorovalo se jednu celou noc a dvě půlky (noci). Díky počasí jsem
za deset dní chytil dvě minima a několik částí zákrytů.
Strávený čas praktiku se mi však vůbec nezdá
ztracený, ostatně pochopil jsem tu v praxi například pravý význam slov
jako tlačit, sát a tak. Ostatně bylo by ode mne velmi slizké, kdybych
odsuzoval praktikum jen kvůli počasí. Podle mého mínění bylo
docela dobře organizované. Na podobnou akci bych doporučil jet
každému, kdo se chce něco nového naučit a poznat spoustu zajímavých
lidí se spoustou pozorovatelských zkušeností.
Nyní bych se chtěl ještě vrátit k nadpisu článku, kde jsem
napsal, že bude nejen o praktiku ve Vyškově. Tak trochu se to týká
i toho, že jsem vlastně tento článek nechtěl vůbec psát. Všiml jsem si
totiž, že se u nás vytvořily určité skupiny (nebo i jednotlivé osoby)
astronomů, mezi nimiž existují nepřátelské, někdy až nenávistivé
vztahy, které jsou příčinou toho, že se tito astronomové zabývají
spíše než vědeckou činností kritizováním těch druhých. Setkal jsem se
dokonce s tím, že vystupovali proti aktivitám, resp. pozorovacímu
programu svých "kolegů", aniž by to zdůvodnili nějak
jinak, než že ta či ta skupina je špatná. To může napáchat velké
škody astronomii samotné, protože tyto spory musí zákonitě od
astronomie přinejmenším odrazovat. Proto jsem nechtěl psát
tento článek, abych se do
sporů nemíchal.
Na závěr bych chtěl ještě uvést, že jakákoliv
podobnost by mohla být čistě náhodná nebo i zmanipulovaná.
Meade LX200: Instantní pozorovatel
Se slovem instantní se nejčastěji setkáte u kávy. (Shodou
okolností si i já právě jednu takovou vařím.) Instantní jsou však i polévky,
fotografie ba dokonce i led. Během Expedice
Úpice '96 jsem se potom dostal k dalekohledu, který je určen
instantním pozorovatelům.
Zázraky se dějí. Gymnázium
ve Dvoře Králové si letos v červnu koupilo dalekohled
Meade LX200. Cena asi 130 tisíc korun. Jelikož
k tomu došlo díky Jiřímu Erlebachovi, dlouholetému expedičníkovi,
objevil se tento dalekohled i v Úpici. K jeho převozu
stačil kufr osobního automobilu.
Dalekohled je to na první pohled pěkný. Opticky se
jedná o kvalitní schmidt-cassegrain o průměru objektivu 25 cm
s ohniskovou
vzdáleností dva a půl metru. Je uchycen ve vidlici, která může
být buď na azimutální, nebo na ekvatoreální montáži. Srdcem celého
zařízení je počítač řídící všechny pohyby. Obsahuje totiž
knihovnu s téměř 65 tisíci objekty (Messierovy objekty, vybrané
NGC, IC a UGC objekty, jasné stálice a proměnné hvězdy, planety). Na
ovládacím panýlku pak stačí naťukat příslušné číslo, zmáčknou
GOTO a dalekohled sám nastaví objekt během několika vteřin do
středu zorného pole. Pohybuje se přitom rychlostí až devět °
za sekundu.
Aby dalekohled správně najížděl na požadované objekty, musí být
dobře ustaven. Jelikož filozofií zařízení je,
že první noc, kdy dalekohled použijete, můžete pozorovat
stovky deep-sky objektů a všechny planety, není ani to příliš
náročné. V azimutální sestavě stačí chvíli pointovat jednu
z referenčních hvězd a dalekohled si sám dál počítá korekce.
Meade (alis Mída, jak jsme ho v Úpici označovali) si dokonce hlídá,
aby nenarazil s rosnicí do montáže či aby nepřetočil kabely. Prostě
paráda. Jenže po několika nocích první opojení vyprchá. Zjistíte,
že automatické navádění za objekty je v celku nuda. Zmizel totiž
onen pocit "z dobrého úlovku".
V našem případě nebyl naštěstí dalekohled zcela ustaven a tak
nedojížděl úplně přesně. Pozorovatel tedy musel objekt dohledávat
ručně. Takže pocit z vítězství zůstal.
Velmi slabým se ale ukázal poddimenzovaný hledáček, horší než
triedr. Jakmile se jen trochu orosil, nebylo možné s ním
prakticky vůbec hledat. Mída sice funguje i na baterie, ale
nedokážu si představit, jak by se s ním pozorovalo bez
elektřiny. V případě, že to vůbec jde.
Problémy dělalo i ostření. U dalekohledu se
pohybuje se zrcadlem, ne s okulárem. To si ovšem pokaždé krátce
"dosedalo"; zaostření obrazu tedy vyžadovalo
jemné ruce a trpělivost.
Opticky byl teleskop ve srovnání s jinými slušný. Asi dvacet
metrů od něj stál brněnský cassegrain, který má přibližně stejné
parametry (25 cm průměr, ohnisko asi tři a půl metru). Meade měl
lepší, ostřejší obraz. Vzhledem k tomu, jak náš cassegrain
vypadá (neseřízený, matné zrcadlo) a jak pořád cestuje, není divu.
Možná vás napadne, zda má smysl si takové zařízení kupovat.
Má. Pro fotografy a CCD pozorovatele je to totiž bezesporu
skvělý dalekohled. Určitě by se také hodil na mnohé
hvězdárny, kde by mohl nahradit rozšířené refraktory typu coudé.
Sto třicet tisíc za dalekohled, který odpoledne vybalíte
z beden, večer během půl hodiny ustavíte a pak s ním léta pozorujete
(tedy pokud nevypnou proud), není příliš.
Jak je to doopravdy
aneb povídání o Expedici Úpice '96
Takže. Doopravdy se celá Expedice točí okolo paní Samkové, což
je naše kuchařka. Nesmírně obětavá duše, která tady nenechá
nikoho zhubnout. (Ostatně, mé míry 90-89-90 svědčí o mnohém.
Téměř o všem.) Tato paní v podstatě parceluje expedičníkův
den na tři, popřípadě čtyři (to podle nátury) významné úseky:
Mezi půlnočkou a snídaní je sice živo, ale ne dlouho. I když
se tu vyskytují jedinci, kteří vydrží, jenže ti po několika
nocích nevyspání odpadnou vyčerpáním. Máme vyzkoušeno.
Ono se totiž ráno nenechává dospat.
To se v půl
jedenácté zabouchá ocelovou tyčkou na kolejnici, co ji Druhá
Polovička Hlavního Vedoucího (tedy Tomáš Marek - ta první polovička
je Jirka Dušek) pověsila na okap kuchyňky, no a kdo se do pěti
minut nevyplazí ze spacáku, tak po tom paní Samková loupne
okem a dostane za trest k obědu menší knedlíky.
No a to je snad dostatečně otřesnej trest, ne...? Tak, co dál.
Po snídani se tu zpracovávají pozorování z předešlé noci anebo
je nějaký kurz - to když náhodou byla hnusná noc a nepozorovalo
se. V čase do oběda se všelijak fluktuuje a čtou se astronomické
knížky a časopisy. Taky je tu přístup k počítačům s dobrým
hárd- i softwérem (katalogy a počítačové atlasy), takže se
tu člověk přiučí i mimo přednášky.
Zásoby jsou tu fakt
dobrý - z časopisů se vyskytuje třeba Kozmos, Sky and
Telescope a Astronomy. No a koho by zajímalo, co je tu
z knížek, tak všeliká tu- i cizozemská literatura o astronomii.
Třeba jestli vám něco říká Burnham's Celestial Handbook nebo
The Bedford Catalogue nebo Visual Astronomy of the Deep Sky
Objects, ale to jmenuju jen ty největší favority. Jinak je
tady takových a podobných věcí plná knihovna.
Pak je oběd. To je perla uprostřed dne. To si natolik
příjemně potýráte chuťové buňky, že se vám ani v následným
volnu (2 p. m. až 5 p. m.) nikam moc nechce. I když, celkem je
kam. Jsou tu pohostinská zařízení, kam si můžete zajít na
jedno orosené - jo, když jsem u toho, vyzývám k bojkotu Hostinec
Beránek, jsou tam neochotný a po jejich smažáku vám bude blbě
- nebo si můžete zajít do nedalekého okolí na jablka, švestky
atp., nebo jít omýt své krásné mladé tělo na splav (k všeobecnému
zděšení úpičáků samozřejmě bez plavek) nebo jít jen tak do
městečka po obchodech.
Ovšem k páté hodině se vraťte, páč byste přišli o kurz meteorologie
nebo o nějakou přednášku. Za to by vás neměli moc rádi.
Kromě toho jsou ty přednášky dost zajímavý, namátkou třeba
o Slunci, meteorech, kometách, z toho mimo Sluneční soustavu
třeba o deep-sky objektech nebo o naší Galaxii, o proměnných
hvězdách, o kosmologii a tak. Samozřejmě, že pro ty, kteří sem
přijedou ve stavu, že budou chtít koukat do dalekohledu objektivem
(pozn.: to jest blbě), jsou tu přednášky o tom, jak vlastně
pozorovat, jak na dalekohledy, jak si vést deník-nočník, jak
astrofotit, jak na CCD
a tak podobně.
Jo, to vás teda musím nalákat: některý přednášky
nám tu přednášejí dost dobří odborníci, např. letos Ing. Marcel
Grun , Dr. Jiří Grygar, Dr. Ladislav Křivský,
Dr. Tomáš Ledvinka, Dr. Eva Marková... Ovšem, když se zajímáte jen o teorii, tak se vám tady
líbit moc nebude. Dáváme totiž přednost praxi.
Po přednášce je večeře. Pak následuje další přednáška
a po ní, páč ta končí, když už padá tma, se jde přímo na pozorování.
No ale když je zataženo, tak se neradujte, nejde se hned spát,
ale drží se stráž až do půlnoci jestli se nerozjasní, že by
se šlo ještě pozorovat.
Do půlnoci to ale všichni rádi vydrží, protože je čeká půlnočka,
která obnáší v bohatým množství vzorky z jídel celého
dne. (Přiznám, že vidina půlnočky je jedna z věcí, která mě
při pozorování drží tak nějak na nohou.)
No ale když je jasno, tak se tu provozuje To Hlavní, Za Čím
Všichni Přijeli, a to pozorování. Táhne se od těch tak deseti
večer až do třech (pro nadšence i do pozdějc) do rána, přerušeno
pouze půlnočkou. To jsou lidi rozdělený do sedmi skupin
podle zájmů a pokročilosti a pozorují si. A mají k tomu různý
dalekohledy: od obyč triedrů přes dělostřelecké binary a malé
somety až k sometům binarům (tedy zpravidla ve srovnání s věkem
expedičníků strašně starý, přesto ale dobrý). A pak jsou tu
taky větší dalekohledy, to pro fajnový pozorování slabých objektů,
no a jistý přístup je i k dalekohledům z Velké kopule.
Pozorování se vede asi tak, že někdy vedoucí svým
poddaným zadají napozorovat nějakou povinnou věc, jako třeba
obligátní zákrytovou proměnnou hvězdu a nebo tak,
ale jinak víceméně si každý pozoruje, co mu libo a co si odpoledne
vytipoval v příručkách nebo v atlase. Jo a začátečníci dokonce
vlastní hvězdný atlas dostanou - je to šestnáctistranná verze slavného
Atlasu Coeli od Antonína Bečváře, zmenšená oproti původnímu
atlasu velikosti středně dimenzované tapety na poněkud kapesnější
verzi formátu A4. Vůbec se tu dá leccos koupit, vesměs různý
dobrý brožurky a tak.
No a takhle to jde celých čtrnáct dní. S drobnýma výjimkama,
ale ty ať si laskavý zájemce přijede prozkoumat osobně. V pořadí
už třicátádevátá Expa 97 bude stát asi jedenáct kilo na čtrnáct
dní. Jo, musím vám být víc než patnáct let.
Imbesiho zákon zachování špíny:
Aby bylo možno jedno vyčistit, musí se něco jiného ušpinit.
Postavte si celooblohovku
Myslím to vážně. Pokud toužíte mít doma snímky z fotopřístroje,
který stihne obhlédnout celou viditelnou polokouli,
navíc i s okolními stromy a možná i s vámi, máte tu nejlepší
příležitost. Není to vůbec náročné a snímky z tohoto monstra
vycházejí přinejmenším moc pěkné. A budete-li mít trochu
trpělivost a také štěstí, můžete se dočkat při jejím používání
i nějakého toho zajímavého úkazu. Třeba bolidu. Nebo třeba
už konečně ulovíte nějakého toho UFOuna. Co vy víte.
Co potřebujete? Tak předně jeden kondenzor z fotografického
zvětšováku. Čím větší průměr, tím lepší pro vás. Ten si necháte
z vypouklé strany pohliníkovat. Pak potřebujete jen stativ,
fotoaparát a drátěnou spoušť. A samozřejmě film, jasnou noc
a náladu.
A jak se s tím vším pracuje? Je to více než snadné. Kondenzor
- ten pohliníkovaný - položíte na zem (nebo na cokoliv jiného).
Hlavně tou vypouklou stranou k obloze. Nad něj postavíte trojnožku
stativu s fotoaparátem namířeným naopak směrem k zemi, tedy
přesněji směrem k té vypouklé a pokovené ploše. Zaostříte
-
doporučuji udělat to ve dne na mraky. Nebo i na okolní stromy,
co se vám v zrcadle promítají. A pak již jen přiděláte
drátěnou spoušť (předpokládám, že film již máte ve fotoaparátu).
A v noci můžete udělat krásné snímky. Délka expozice závisí
jen na rychlosti závojování filmu vlivem světelného znečištění
ovzduší a na rychlosti, s jakou se vám bude zrcadlo rosit.
Tomu rosení zabráníte buď nějakým vytápěním zrcadla - třeba
odporové topení (ale používejte jen malá napětí, ať vás to
nezkope), nebo pravidelným ofukováním vlasovým vysoušečem (to
je fén, ne?). Ale pozor, ať vám nesvítí topná spirála. Vypadá
to na výsledné fotografii zajímavě. Se závojováním filmu toho
moc nenaděláte. Budete muset častěji přetáčet.
Ještě jedna věc. Musíte si vyzkoušet kombinaci výška fotoaparátu
nad zrcadlem - ohnisková délka objektivu. Čím větší ohnisko
použijete, tím musí být od objektivu dále, ale tím se zase
zmenšuje podíl fotoaparátu na zaclonění oblohy. Ale můžete
narazit, že některé dlouhoohniskové objektivy nebudete moci
zaostřit. Takže experimentujte. Já jsem používal objektiv
s ohniskem 105 mm na stativu o výšce asi metr dvacet. To byla
taky hranice, kam to šlo zaostřit. Kondenzor o průměru 10 cm
mi zabral skoro celé zorné pole. A dosažená mhv? To si budete
muset otestovat podle filmu, zčernání oblohy i podle objektivu.
Já byl spokojen.
Zajímavá pozorování
Tak proboha, co je s vámi? Podle toho, jak málo chodí pozorování,
to vypadá, že brzo tuto rubriku a snad i celé APO zrušíme. Chápu,
jasných nocí přes léto moc nebylo, ale i tak. Kdyby nebylo
Lukáše Krále a Tomáše Havlíka (ten mi ovšem dodal pozorování
z minulého léta!), tak nevím, o čem bych psal...
Začneme zajímavým pozorováním Tomáše Havlíka, který
podrobil důkladnému studium galaxii M 33 v trojúhelníku.
28./29. srpna 1995 0:30-1:15 UT Sb 25x100 mhv 6,3 mag
Již dlouhou dobu jsem se chystal na tuto královnu. Očima ji
nevidím, ale vím přesně kde, jak a co.
M 33 (NGC 598), Tri - Super. Výrazná mlhavá skvrna
podlouhlého tvaru 2:1 až 3:2. Nachází se uprostřed kosočtverce
hvězd asi osmé velikosti. Na první pohled homogenní oblak
mírně se zeslabující k okrajům s nevýrazně jasnějším jádrem.
Průběh jasu - no, tak nějak to je:
Při podrobnějším pohledu si člověk všimne i detailů; výraznější
jádro je podél kratší osy, spíše u severozápadního okraje. Je
ostřeji ohraničené právě od severozápadu, kdežto na ostatních
stranách mizí více do ztracena. Dalším detailem je zjasnění přímo
u východního okraje. No a snad vidím i temnější oblast
jihozápadně od jádra a na druhé straně jakoby prodloužení v delší
ose, podél severozápadního okraje. Ale tím si nejsem jistý. Mohl
by to být náznak spirální struktury? Je to tak.
Přiznávám se, že mi Tomášovo pozorování spirálních ramen
připadalo značně odvážné. Kdysi jsem se na ni také díval, nějaké
zjasnění jsem viděl, ale rozhodně to nebyly ramena. Možná mám
horší oči. Roger N. Clark v knize Visual Atsronomy of the Deep
Sky uvádí, že při středním zvětšení (100 až 200x pro 20cm
dalekohled) jsou ramena pozorovatelná i za běžných podmínek.
V asi patnácticentimetrovém dalekohledu byste je potom mohli
spatřit na hodně tmavé venkovské obloze. V podstatě totéž tvrdí
Brian Skiff. Po porovnání kresby s fotografií bych ale Tomášovo
pozorování prohlásil za právoplatné.
M 33 by si i tak zasloužila důkladné studium větším
dalekohledem (tímto vás k tomu vyzývám). V 25 cm dalekohledu
totiž můžete spatřit velké množství slabých hvězdokup, asociací a
mlhovin.
Tou nejjasnější je NGC 604, rozsáhlá HII oblast 12'
severovýchodně od jádra. Jako stelární objekt, jednu úhlovou minutu
severozápadně od hvězdy jasné 10,5 mag, ji uvidíte i v malých
dalekohledech. V dvaceticentimetrovém reflektoru se promění na
skvrnku o velikosti 30''x20'', která obsahuje dvě
hvězdy. Mezi nimi je mlhovina poněkud slabší. V ještě větších
dalekohledech pak vypadá jako koncentrovaná skvrna podobná
eliptické galaxii o průměru 1'.
Asi 50 úhlových vteřin východojihovýchodně od hvězdy v blízkosti
NGC 604 najdete další zjasnění, označované A 85. Ve velkých
dalekohledech by mělo být stelární, s jasností asi 14 mag.
Budete-li od NGC 604 pokračovat podél spirálního ramene směrem na
západ, narazíte na A 75 - skvrnku s hvězdou 13,5 mag na
jihovýchodním okraji.
Spoustu různých skvrnek spatříte i v oblasti jižně od jádra.
Jedenáct úhlových minut jihovýchodně od středu M 33 najdete hvězdu 8.
velikosti. Přímo na jih od ní leží dvojice A 100 a A 101.
Obě jsou poměrně jasné. Tak bych mohl pokračovat dál a dál.
Raději se ale na M 31 podívejte sami, bez nápovědy bude vaše
pozorování cennější.
26./27. dubna refraktor 200/3000 mhv 3,5 mag
alfa UMi - je rozlišitelná jako dvojhvězda! To
jsem o ní zatím nikde nečetl! Provází ji podstatně slabší hvězda
(řádově 9 mag) v pozičním úhlu přibližně 240° a
vzdálenosti možná 10''.
Tolik pozorování Lukáše Krále. Polárka je vskutku dvojhvězda.
A docela pěkná. Ve vzdálenosti 18,5 úhlové vteřiny ji doprovází
hvězda deváté velikosti. Podle The Bedford Catalogue je
primární hvězda (Polárka) topasově žlutá, průvodce bledě bílý.
Polárka je přitom jistě jedna z nejdůležitějších hvězd: Leží
pouhý jeden stupeň od severního nebeského pólu. Jejich vzdálenost
bude přitom díky precesi ještě klesat. Nejblíže si budou
kolem roku 2100: 27' 31''.
Malá vzdálenost od pólu současně značně znepříjemňuje její
pozorování. Dalekohledy na azimutální montáži tam namíříte
snadno, ale zkuste to s tou ekvatoreální, na které je například
naše patnácka. Pěkně se zapotíte. Rozštípnout byste ji měli i
pěticentimetrovém triedru, lepší ale bude, když použijete alespoň
sedmičku nebo desítku.
Pozorovatelé s triedry si také mohou všimnout, že jižně od hvězdy
leží malý prstýnek hvězd sedmé a osmé velikosti o průměru půl
stupně. Přezdívá se mu Polárčin zásnubní prstýnek.
Hlavní složka, této pravděpodobně fyzické dvojhvězdy, je
nadmíru zajímavou cefeidou. To, že mění jasnost, si
astronomové všimli už někdy kolem roku 1852. Změny byly poprvé
měřeny až v roce 1899, kdy se pozorovaly změny radiální
rychlosti, a v roce 1911 E. Hertzsprungem, který určil, že se
mění asi o jednu desetinu magnitudy s periodou pod čtyři dny.
Je ironií osudu, že si E. C. Pickering při
sestavování katalogu jasností čtyř tisíc hvězd vybral jako
základní standard právě Polárku.
Všechny srovnával právě s ní... Od té doby
však amplituda jejích světelných změn pozvolna klesala.
V polovině roku 1992
až na mikroskopických 0,010+-0,002 magnitudy. Na základě
podrobných spektroskopických pozorováních byla
v téže době určena přesná perioda pulzací její atmosféry
3,9746+-0,0008 dne.
Po dobu sedmdesáti let, určitě do roku 1956, se atmosféra Polárky
pohybovala až s rychlostí 2,5 kilometru za sekundu. V roce 1980
však maximální rychlost klesla na 1,5 km.s-1, a v roce 1990
na 0,75 km.s-1. V posledních letech se pak dostala na pouhých
několik set metrů za sekundu. Tyto změny krásně dokumentuje přiložený
obrázek.
Když se podíváte na H-R diagram, můžete si všimnout, že se
Polárka nachází v tzv. pásmu nestability, ve kterém všechny
hvězdy nutně pulzují. Např. hvězda RT Aurigae, která je podle
povrchové teploty a zářivého výkonu dvojčetem Polárky, mění
jasnost s amplitudou 0,8 mag. Proč právě alfa UMi
přestala pulzovat, je skutečnou záhadou. Polárka je zřejmě jediným
zcela jasným případem stacionární hvězdy v pásu nestability.
Tak a to je dnes vše. Příště toho snad bude víc. Tedy, když něco
pošlete...
Tomáš Havlík, 22./23. srpna 1995, kolem 22:10 UT:
Jsem jakýsi plesnivý, nic mi nejde.
|