Číslo 84. 1997 Únor

OBSAH:
Úvod
Var 11: Proměnná v M 2
Stíny vakua II.
Zatmenie Mesiaca 27. IX. 1996
Na procházce s kometou Hale-Bopp
Pozorování komet ve velkých zvětšeních
Barevný vesmír
recenzování: Otázka, zda jsme sami; Astro 2001
Cesta za polární září
Zajímavá pozorování

Úvod

V roce 1989 se povaha computerového zpracování myšlenek a interakce člověk-computer dramaticky změnila v důsledku vytvoření a tržního využití computerového oblečení. Hard-wear a Soft-wear. Základní myšlenkou je, že reality na obrazovce vytváříte nikoli pomocí klávesnice, joysticku nebo myši, nýbrž tím, že si na sebe computer prostě oblečete. Vezmete si cyber-rukavice, nasadíte si cyber-brýle a cyber-kuklu, oblečete si cyber-vestu. Taky cyber-šortky! A pak už pohyby vašeho těla vytvářejí obrazy na obrazovce. Chodíte, tančíte, plavete, vznášíte se v digitálním světě. Díky této mutační technologii bude moci mozek opustit tělo, vystoupit z něho podobně jako ryby vystoupily z vody díky nohám a plícím.

Mnoho lidí pochopitelně znepokojuje představa, že napříště budou obojživelnické typy trávit více času ve Hře s obrazovkou než ve Hře těla, protože budou moci pilotovat svá mozková já do říší divů elektronických realit, v nichž se budou odehrávat interakce s elektronickými entitami.

V současné době tráví příslušníci průměrné domácnosti přes sedm hodin denně napodmiňovaným a návykovým krmením se prostřednictvím obrazovky, neustálým měněním kanálů podobajícím se tupému zírání do jedné výlohy za druhou, pasivním hleděním jakoby skrze skleněnou stěnu akvária na digitální reality vytvořené někde ve studiu a zprostředkované vysílači. A teď se najednou dozvídáme, že sám mozek je orgán konstruovaný tak, aby vysílal elektronické signály. Nejdůležitější funkcí computeru je interpersonální komunikace. Hlavní funkcí mozku je vyhledávat, vyzařovat digitální signály. Možná to bude trvat patnáct, možná třicet let, ale pak bude mít každý majitel televizního přístroje možnost trávit prakticky všechen svůj čas před obrazovkou aktivně: bude moci rychlostí blesku proplouvat digitálními oceány a čile komunikovat s ostatními.

Najdou se cynikové, kteří budou tvrdit, že na něco takového jsou lidé příliš líní. Raději prý zůstanou pasivními, nehnutě přisedlými pohovkovými slimáky, než by vyvinuli nějakou aktivitu. Ale vždyť jsme už podobnými technologickými skoky v historii prošli. Než přišel Henry Ford, mohli jenom hlavouni z velkých korporací používat motorové dopravní prostředky, vlaky, parníky. A dnes nelze popřít (a často nad tím naříkáme), že už někdy kolem puberty popadne prakticky každého mladého příslušníka našeho druhu nutkání vpravdě geneticky založené: drapnout volant, vystartovat až se kouří od pneumatik a svobodně automobilizovat, autonomně se pohybovat.

---

http://www.sci.muni.cz/~dusek

V novém kabátě

---

Během nejbližších deseti let dojde patrně k tomu, že většina našich každodenních aktivit - pracovních, vzdělávacích, odpočinkových - bude probíhat jakožto Hra na obrazovce. A sám selský rozum a logika nemůže nepodpořit domněnku, že je mnohem pravděpodobnější najít mentálně kompatibilního partnera, pokud nejste omezováni lokální geografií. Možnost setkat se s někým tváří v tvář se pak promění v událost zvláštní, důvěrnou, vzácnou, málem posvátnou. K tělesným setkáním bude docházet zřídka a budou vzrušující a napínavá. V budoucnosti bude každý z nás propojen s mnoha dalšími lidmi v napínavých cyber-interakcích; ale s většinou těchto lidí se osobně nikdy nesetkáme, a oni dokonce nebudou ovládat ani náš foneticko-literární jazyk. Mnohé z našich významných tvůrčích činů se budou odehrávat v Říši divů.

A když pak odložíme svůj cyber-oděv a setkáme se s druhým člověkem nahýma, obnaženýma očima, bude to událost vzácná a velice osobní. Naše setkání se tváří v tvář bude povýšeno do roviny antického dramatu.

OBSAH tisk Timothy Leary - Záblesky paměti

Var 11: Proměnná v M 2

Kulová hvězdokupa M 2 se poprvé objevuje na stránkách prvního vydání slavného katalogu Ch. Messiera roku 1784. Stejně jako u mnoha jiných objektů, však Messier jejím objevitelem není. Hvězdokupu nalezl skoro o čtyřicet let dříve za dosti zvláštních okolností asistent pařížské hvězdárny Jean Dominique Maraldi (1709-1788) v září roku 1746. Velmi často a mylně se ale uvádí, že hvězdokupa byla Maraldim objevena při pozorování komety nalezené 13. srpna 1746 Philippem Loys de Chéseauxem.

Omyl pravděpodobně vznikl díky existenci výrazné komety 1744 Klinkenberg, nazývané Chéseauxova. Chéseaux totiž u vlasatice velmi barvitě popsal jejích šest výrazných prachových ohonů a tak, i přesto že ji neobjevil, získala jeho jméno.

K těmto dvěma kometám přibyla v polovině roku 1747 kometa třetí. Ta již nebyla zdaleka tak výrazná, dala se pozorovat pouze dalekohledem. Právě ona však umožnila Maraldimu jedenáctého září 1747 objevit novou kulovou hvězdokupu. Tento den se totiž nalézala jen dva a půl stupně východním směrem od M 2. Čtyři dny předtím přitom prošla v blízkosti M 15.

Roku 1897 byla hvězdokupa známa již bezmála sto padesát let. Za tu dobu si ji prohlédlo mnoho slavných astronomů - jako Sir William Herschel či Lord Rosse, nikdo z nich si ale nevšiml chování jedné z hvězdiček na okraji kupy.

Původní Chévremontova skica kulové hvězdokupy M 2 spolu s proměnnou a okolními hvězdami.

Prvním bedlivým pozorovatelem byl až francouzský astronom A. Chévremont, který hvězdokupu sledoval svým dvanácticentimetrovým refraktorem čtvrtého září 1897. V devadesátinásobném zvětšení si na východním okraji hvězdokupy všiml výrazné hvězdy asi dvanácté velikosti. Původně si myslel, že se na M 2 pouze promítá, zaujala jej však nesrovnalost s kresbou Camille Flammariona. Ten ve své knize Les Étoiles uveřejnil skicu hvězdokupy, na které jasná hvězda chyběla. Chévremnont ji proto začal důkladně sledovat a tak během následujících dní zjistil, že jde o hvězdu proměnnou, jejíž hvězdná velikost se mění mezi dvanácti a čtrnácti magnitudami s periodou okolo třiceti dní. Proměnná dostala Chévremontovo jméno a později i označení Var 11.

Počátkem čtyřicátých let našeho století začala na fotografických deskách studovat M 2 Kanaďanka Helen Sawyer Hoggová. Chévremontovu proměnnou zařadila mezi hvězdy typu RR Lyrae a přisoudila jí periodu 33,6 dne. Na výsledné světelné křivce si sice všimla poměrně velkého rozptylu bodů, vysvětlila ho však jako chyby měření.

V polovině padesátých bylo v M 2 známo už sedmnáct proměnných hvězd, z toho třináct typu RR Lyrae a čtyři s periodou delší než jeden den. Právě tyto čtyři hvězdy podrobně studovali H.C.Arp a G.Welestein. U proměnné Var 11 zjistili, že rozptyl bodů na světelné křivce není způsoben chybami měření, jak se mylně domnívala Hoggová, ale jiným typem proměnnosti. Hvězda totiž patří mezi polopravidelné proměnné typu RV Tauri s periodou přesně dvojnásobnou.

Stejně jako i u jiných hvězd tohoto typu, nejsou hluboká a mělká minima Var 11 konstantní. V roce 1952 dosahovalo sekundární i primární minimum téměř stejné hloubky. Proto se perioda kolem šedesátisedmi dní "zkrátila" na polovinu. Z tohoto důvodu se také v různých pracích uvádí různá perioda Chévremontovy proměnné: pro případ RV Tauri - 67 dní, pro RR Lyrae - 33,5 dne.

V letech 1968 a 1969 sledoval fotometricky cefeidy ve hvězdokupě M 2 Serge Demers. S pomocí šedesátjednapalcového reflektoru Flagstaffské pozorovací stanice Americké námořní observatoře pořídil v různých filtrech téměř šedesát snímků hvězdokupy. Z nich sestavil podrobnou světelnou křivku, jejíž tvar byl dosti neobvyklý. Změřené hvězdné velikosti seskládané pro periodu 33,5 dne žádné dvojité minimum nevykazovaly (viz světelná křivka na další straně). Zdá se, že to také byla poslední práce publikovaná na toto téma.

Světelná křivka Chévremontovy proměnné vytvořená na základě převážně vizuálních pozorování z let 1993 až 1996. Všechny odhady jsou přepočteny dle periody 65,68 dne na interval JD 2 449 250-2 449 340. Šipkou jsou vyznačena CCD pozorování (bez filtru), která byla po korekci také zařazena do křivky. Všimněte si, že pozorování přepočtená na delší periodu jeví jakýsi náznak sekundárního minima.

Už někdy v průběhu května 1993 jsem se častěji než kdy dříve, díval na proměnnou Var 42, která leží na okraji kulové hvězdokupy M 5 (NGC 5904). Z desítky odhadů jsem dostal vcelku slušnou křivku, která se objevila i v Bílém trpaslíku.

Během října téhož roku jsem se pustil do odhadování podobné hvězdy - Chévremontovy proměnné v M 2. Avšak zatímco na sledování Var 42 v M 5 většinou stačil Somet binar 25x100, na tuto hvězdu jsem se musel vybavit větším přístrojem. K dispozici jsem měl patnácticentimetrový refraktor a dvakrát tak větší newton. Hvězda byla na pokraji viditelnosti i ve větším z nich.

První vizuální odhad jsem získal 6. října 1993. Během následujících čtrnácti dnů další tři - už z těchto čtyř bodů se přitom vyvinula část klesající křivky. Během následující tří let jsem pak získal celkem dvě desítky dalších pozorování. Poslední pochází z dvacátého srpna loňského roku.

Srovnávací hvězdy jsem vybral na základě svých pozorování, s ohledem na velikost zorného pole a na jasnost proměnné. Vhodných hvězd nebylo v okolí kupy mnoho, nakonec jsem si ale jistou čtveřici vybral.

Na základě získaných osmnácti pozorování z let 1993 až 1994 jsem se pokusil o stanovení periody Var 11. Fourierovou analýzou vyšla jako nejpravděpodobnější hodnota 30,05 nebo 65,68 dne. Velmi pravděpodobná však vychází i perioda 33,3 dne (polovina z 65,68 dní). Tedy v souladu s dříve publikovanými výsledky.

Z práce Chévremontova proměnná hvězda Var 11 v kulové hvězdokupě M 2 (NGC 7089) prezentované u závěrečných zkoušek z pomaturitního studia astronomie ve Valašském Meziříčí vybral Jiří Dušek.

Tato kresba M 2 od Lorda Rosseho, kterou pořídil prostřednictvím reflektoru o průměru tři stopy (91,5 cm), vám při identifikaci Chévremontovy proměnné příliš užitečná nebude. Lepší identifikační kresbu bohužel z technických důvodů přinese až v dalším Trpaslíku. Vlevo nahoře je světelná křivka publikovaná S. Demersem v roce 1969.

OBSAH tisk Tomáš Havlík

Stíny vakua II.

Na základě každodenních zkušeností si těžko dokážeme představit nic. Na protějším kopci vidíme dům, pravidelně se brodíme v prosolené břečce rozbředlého sněhu a dýcháme neviditelný vzduch. Skutečnost je ale taková, že právě nic - temné, chladné a zcela prázdné, je nejtypičtějším místem ve vesmíru.

Průměrná hustota Galaxie je asi 10-23g cm-3. Devadesát procent veškeré hmoty je ale soustředěno ve hvězdách - ty, vzhledem ke svým rozměrům, tak představují ostrůvky nesmírně koncentrované hmoty. Na jednu stálici připadá pět krychlových parseků téměř prázdného prostoru. Poměr velikosti hvězd k jejich průměrné vzdálenosti je jen o něco větší než poměr velikosti lidského těla a průměru Země.

Zbývajících deset procent hmoty Galaxie, celkově asi pět miliard Sluncí, padá na vrub nesmírně zředěné mezihvězdné látky: elementárních částic, atomů, molekul a prachových zrn. V jednom krychlovém kilometru vesmírného prostoru najdete 125 zrníček prachu a 1015 atomů převážně vodíku. "Deset na patnáctou? To vypadá jako docela velké číslo", řeknete si možná. Skutečnost je však taková, že stejný počet molekul obsahuje 0,1 mililitru vzduchu.

Na úvod pár rovnic

Jak už jsme si řekli, je mezihvězdný prostor prakticky prázdný. Tisíckrát prázdnější než nejlepší na Zemi vyrobené vakuum. Vzdálenosti mezi hvězdami jsou ale natolik velké, že se může projevit i nepatrné množství látky: procházející světlo je pohlcováno a rozptylováno. Dochází k extinkci světla, vakuum háže stíny.

V homogenním a izotropním prostředím je světlo zeslabováno podle exponenciálního zákona

I = I0 e-t

kde I a I0 je intenzita světla před průchodem, resp. po průchodu oblakem a t je optická tloušťka oblaku. Její velikost je závislá na počtu částic N v objemové jednotce, jejich účinném průřezu S a délce dráhy l, kterou musel paprsek proletět:

t = N S l

N je samozřejmě velmi malé číslo, vzdálenosti mezi hvězdami jsou naopak velmi velké a účinný průřez [Účinný průřez závisí na maximální vzdálenosti, ve které se může foton vyskytnout a přitom s částicí interagovat.] roste s rozměry částic.

Velikost zeslabení světla v magnitudách A se rovná

A = -2.5 log(I/I0).

Po dosazení dostaneme, že t = 0,92 A. Velikost extinkce, což je souhrnný název pro absorpci a rozptyl, závisí na směru pohledu. V rovině Galaxie se v průměru pohybuje mezi jednou až dvěma magnitudami na kiloparsek.

Pozorovaná jasnost hvězdy m(l) na vlnové délce l se tudíž rovná

m(l) = M(l) + A(l) + MV,

kde M(l) je absolutní hvězdná velikost na vlnové délce l a MV je modul vzdálenosti MV = 5 log d(pc)-5.

V praxi se používá tzv. barevný index, tedy rozdíl mezi hvězdnými velikostmi na dvou vlnových délkách. Hvězdná velikost m(l) je přitom většinou srovnávána s hvězdnou velikostí ve fotometrickém oboru V.

m(l-V) = M(l-V) + E(l-V),

kde E(l-V) je tzv. barevný exces. [Mezi A(V) a E(B-V) platí vztah A(V) = R E(B-V), kde R=3,1. Velikost koeficientu R vychází na základě úměrnosti extinkce na l-1. V některých místech nebe však roste až na sedm.][Z uvedeného je zřejmé, že barevný index (m(B)-m(V)) vůbec nic neříká o teplotě hvězdy či jejím skutečném barevném indexu (M(B)-M(V)). K tomu jsou nutné další údaje, např. spektrální typ, který nezáleží na vzdálenosti. Podle něj je možné z tabulek určit (M(B)-M(V)) a tak i barevný exces E(B-V).] Závislost této veličiny na vlnové délce je jedním z hlavních zdrojů informací o vlastnostech mezihvězdné látky.

Extinkční křivka

Na přiloženém obrázku máte průměrné extinkční křivky publikované dvěma týmy nezávisle na sobě v roce 1979. Na vodorovné ose je vynesena převrácená hodnota vlnové délky l, na svislé tzv. "normalizovaná" extinkce E(l-V)/E(B-V), která nezávisí na vzdálenosti ani spektrálním typu. Dvě průměrné extinkční křivky. V infračerveném a viditelném oboru spektra velikost extinkce lineárně závisí na převrácené hodnotě vlnové délky světla. Tvar skutečných extinkčních křivek je určen polohou vyšetřované hvězdy. Průběh křivky nám dává cenné informace o složení mezihvězdného prostředí, resp. částic způsobujících absorpci a rozptyl procházejícího záření, v daném směru.

Dopředu můžeme prozradit, že ve viditelném oboru mají hlavní podíl na jejím tvaru prachová zrníčka s velikostí kolem 0,1 mikrometru. Za hrb v ultrafialové oblasti spektra pak zřejmě mohou grafitová zrníčka s velikostí menší 0,01 mikrometrů. Existují také malé částice, které se projevují v dalekém ultrafialovém oboru. Zřejmě se jedná o malé silikáty (< 0,01 um) nebo polycyklické aromatické uhlovodíky.

Ve viditelném i infračerveném oboru je velikost extinkce jasně úměrná l-1. Zcela jinak je tomu v ultrafialovém oboru. Na vlnové délce 271,5 nanometrů je jakýsi "hrb" a křivka ani zdaleka nemá lineární průběh.

Nyní můžeme určit, jaké částice mají největší podíl na absorpci a rozptylu světla hvězd.

Mezihvězdné prostředí je složeno především z volných atomů. Směs vodíku a helia, která vznikla ihned po velkém třesku, je obohacena materiálem z hvězdných větrů a zbytků po explozích supernov. Výsledkem je přibližně následující koktejl: Na 10 000 atomů vodíku připadá 850 atomů helia, 3,5 atomu uhlíku, 6,5 atomu kyslíku, 0,5 atomu železa atd. Kromě plynu se v mezihvězdném prostředí nachází prachová zrníčka s velikostí mezi 0,001 (např. fulerénové molekuly) až několik mikrometrů (klasický prach). Jeden kousek má k dispozici prostor ve tvaru krychle s délkou hrany dvě stě metrů. Poměr množství plynu ku prachu se pohybuje kolem 100:1. Množství větších těles a efekty jimi způsobené jsou zcela zanedbatelné.

Rozlišujeme několik základních fází mezihvězdného prostředí, které se liší především teplotou a hustotou:

Chladná atomární oblaka mají hustotu mezi deseti až dvaceti atomy na centimetr krychlový, teploty kolem padesáti kelvinů, rozměry kolem třiceti světelných let a hmotnost asi tisíc Sluncí. Jsou složeny především z atomárního vodíku.

Teplý difuzní atomární plyn má hustotu kolem 0,1 atomu na centimetr krychlový a teplotu asi pět tisíc kelvinů. Tvoří okraje chladných atomárních oblak a spolu s nimi zabírá kolem poloviny celého mezihvězdného prostředí. V podobném prostředí se nachází i Slunce.

Koronální plyn vyplňuje zbývající oblasti. Jeho hustota je minimální, pohybuje se kolem 0,001 vodíkového atomu na centimetr krychlový. Má však velmi vysokou teplotu až několik milionů kelvinů. Atomy, ze kterých je složen, jsou proto ionizované. Vzniká průchodem rázových vln od supernov, které vypařují sem zatoulaná prachová zrnka a takto vzniklé atomy ohřívají a ionizují.

Molekulová oblaka jsou oblasti zkondenzovaného prachu a plynu. Jejich rozměry se pohybují mezi padesáti až tři sta světelnými roky a hustoty mezi tisíci až deseti tisíci vodíkových molekul na centimetr krychlový. Nacházejí se uvnitř chladných atomárních oblaků.

Oblasti ionizovaného vodíku jsou součástí molekulových mračen. Vznikají v blízkosti horkých hvězd spektrální třídy O a B.

Model rozložení mezihvězdné látky. Polovinu prostoru zabírají chladná a teplá atomární oblaka (světle a středně šedé plochy). Druhou polovinu pak díry - velmi řídký koronální plyn (světlé plochy). V centrech největších oblaků existují chladná, hustá molekulová mračna (nejtmavší oblasti). V případě, že se v jejich blízkosti nachází horké O a B hvězdy, mohou být jejich součástí i oblasti ionizovaného vodíku. Za takové rozmístění může prakticky jediná věc: v celém mezihvězdném prostředí je stejný tlak. Proto jsou chladná a hustá malá oblaka ponořena do rozsáhlého velmi teplého a řídkého difuzního prostředí.

Extinkční vlastnosti prostředí jsou určeny především rozměry částic. Pro elektrony, atomy a malé molekuly, jež mají velmi malé účinné průřezy, nezávisí extinkce na vlnové délce. Kromě toho záření prakticky vůbec nerozptylují, jen absorbují. U větších molekul je velikost rozptylu pro změnu úměrná l-4 (tzv. Rayleighův rozptyl). Oba typy objektů tedy můžeme s klidem na srdci vyloučit.

Pozorování ve viditelném oboru spektra ovšem vyhovují zrnka s rozměry mezi 0,01 a 1 mikrometrem. Právě u nich totiž závisí velikost rozptylu na převrácené hodnotě vlnové délky l-1 (tzv. Mieův rozptyl). Z laboratorních měření vyplývá, že se s největší pravděpodobností jedná o silikátový a uhlíkový prach s komplikovanou strukturou. Za hrb v ultrafialové oblasti spektra mohou buď rozptylující grafitová zrníčka s velikostí menší 0,01 mikrometrů, nebo absorbující ionty OH- umístěné na povrchu malých silikátových zrníček. Tato zrníčka se projevují i v dalekém ultrafialovém oboru, kde snad mohou působit i velké konglomeráty polycyklických aromatických uhlovodíků.

Galaktická ekologie

Prakticky všechna kosmická tělesa ztrácejí svoji látku. Některá méně, některá více. Z každé hvězdy uniká proud částic - hvězdný vítr. U horkých hvězd, jako třeba Rigelu, kde dosahuje úniková rychlost částic až tisíc kilometrů za sekundu, se ztrácí jedna hmotnost sluneční za sto tisíc let. Také chladní červení veleobři, například Betelgeuze, přispívají obdobným množstvím, jen s mnohem menšími únikovými rychlostmi. I při explozích supernov je většina materiálu původní hvězdy vyvržena do prostoru. Kdo jsou tedy hlavní znečišťovatelé kosmického prostoru? Kdo je zdrojem prachových částic, které nás nejvíce zajímají?

Ukazuje se, že hlavním producentem silikátového prachu jsou hvězdy spektrální třídy M. Vzhledem k počtu dodají všechny do galaktického prostoru kolem sebe asi dvě hmotnosti slunečních plynu a prachu za rok. Na prach však připadá jen 0,004 až 0,03 MSlunce.

Obdobné množství produkují i hvězdy typu RLOH/IR, což jsou velmi svítivé, chladné hvězdy spektrální třídy M s atmosférami bohatými na kyslík, které jsou zachumlány do velmi neprůhledné, expandující prachové obálky. Jejich počet v Galaxii se odhaduje na šedesát tisíc, každá ztrácí asi 5.10-5 MSlunce plynu a prachu za rok, celkově to tedy dělá asi tři Slunce ročně. I tyto hvězdy jsou zdrojem především silikátů. Poměr množství plynu a prachu je mezi 1:100 až 1:300.

Uhlíkovým dýmem čadí uhlíkové hvězdy. Každý rok vrací do mezihvězdného prostředí kolem poloviny Slunce. Prachu jako takového je však pouze 0,03 až 0,01 Slunce.

MEZIHVĚZDNÝ ÚČET
 plyn+prach jenom prach
 MSlunce/rok  MSlunce/rok
celkový příspěvek od hvězd +2,9 až +8,4 +0,01 až +0,08
spotřebuje se na tvorbu nových hvězd -3 až -10 -0,03 až -0,1
odpaří se díky supernovám - -0,1 až -0,3
mezisoučet   -0,05 až -0,3
prach vzniklý v hustých mračnech - 1 až 5x více než od hvězd

Přírůstek mezihvězdného prachu a plynu od všech hvězdných zdrojů se pohybuje mezi třemi až osmi Slunci za rok (na prach z toho připadá méně než setina). Skoro stejně se ovšem každý rok spotřebuje při tvorbě nových hvězd a nezanedbatelné množství také odpaří rázové vlny šířící se kolem supernov.

Aby prachu neubývalo, musí existovat ještě další mechanismus jeho vzniku. Pravděpodobně kondenzuje přímo v mezihvězdných mračnech, postupným nabalováním se molekul na sebe (viz obrázek).

V hustých prachových mračnech se srážkami při rychlostech kolem 10 m s-1 dohromady slepují velmi malá (< 50 nm) silikátová a uhlíkové zrníčka na větší (kolem 300 nm). Na povrchu jsou pokryty tenkou vrstvou různých molekul.

Největší hustota prachu je v molekulových mračnech. Na jednu částici zde připadá prostor ve tvaru krychle s hranou dlouhou jen pět metrů. Rozměry mračen se pohybují mezi padesáti až tři sta světelnými lety, jejich celkové hmotnosti mezi sto tisíci až milionem Sluncí. Právě ony nejvíce blokují procházející světlo a vytváří na pozadí Mléčné dráhy krásné temné mlhoviny.

Molekulová mračna se jim říká proto, že obsahují molekuly. Z velké části jsou složeny z vodíku. Jeden krychlový centimetr obsahuje několik set až deset tisíc vodíkových molekul.

Pohromadě jsou oblaka držena vlastní gravitací. I když zabírají jen jedno procento celkového mezihvězdného prostoru, obsahují celou polovinu veškeré mezihvězdné látky. Jedná se tak o největší gravitačně vázané objekty v Galaxii. Počet těch největších se přitom odhaduje na pouhých několik set.

V prostoru přísně sledují spirální strukturu Galaxie, nacházejí se jen v těsném okolí její roviny, v rozmezí pár desítek parseků. Jsou hvězdnými porodnicemi.

Asi deset procent hmoty mračen je ukryto v malých chomáčcích, které mají až desettisíckrát větší hustotu než okolí. Jejich velikost se pohybuje mezi třetinou světelného roku (hmotnost několik Sluncí) po deset až patnáct světelných let (tisíc Sluncí). Právě tyto kokony jsou zárodky nových hvězd.

Během existence oblaku ovšem vznikne z takých zhustků jen pár set málo hmotných hvězd. Současně se totiž vytvoří i několik masivních, horkých hvězd spektrální třídy O a B, jejichž pronikavé záření, silný hvězdný vítr a ve finále i exploze rychle oblak rozptýlí a ukončí jeho existenci. Délka života jednotlivých mračen se proto pohybuje mezi desíti až stovkami milionů let.

Molekulová mračna opět vznikají v místech zvýšené koncentrace mezihvězdného prachu, který je "nahrnut" pomocí hustotních vln ve spirálních ramenech. Prach je při jejich vzniku nesmírně důležitý, brání totiž rozfoukání molekul do okolí. Oblast chladnější mezihvězdné látky je vlivem okolního horkého plynu rychle stlačována, až vytvoří molekulové mračno. To se začne gravitačně smršťovat a celý cyklus tvorby hvězd se opakuje.

Ukazuje se ovšem, že všechna molekulová mračna zkolabují na hvězdy během jen několika desítek milionů let. Mezihvězdná hmota se tedy velmi rychle vyčerpává. Zpět se totiž významnou měrou vrací jen prostřednictvím masivních hvězd: ty jednak rychle oblaka ničí a jejich materiál tak vrací do řidšího rezervoáru, jednak jako supernovy svůj vlastní i okolní materiál vyvrhují daleko kolem sebe. To však nestačí. Naštěstí Galaxie není uzavřený systém, ale dodnes vysává ze svého okolí primordiální plyn - vodík a malé množství helia. Tím si nahrazuje ztrátu mezihvězdné látky spotřebované na tvorbu hvězd.

Jak vypadá prach?

Základní informaci o tvaru prachových částic nám dává polarizace světla hvězd. Z její velikosti ve viditelném oboru spektra vychází střední poloměr zrn 0,1 mm a poměr délky ku šířce asi 1:3. Oválný prach se totiž vlivem i poměrně slabého magnetického pole v prostoru shodně zorientuje a procházející světlo pak více absorbuje v rovině kmitající v podélné ose zrn.

Podle současných představ je životní dráha velkých prachových částic napínavý fyzikální i chemický příběh: Nejdříve v atmosféře chladné hvězdy vznikne několik malinkých přibližně kulových silikátových zrníček (0,05 mm). Dvě tři se srazí a vytvoří oválné jádro budoucího zrníčka s poměrem délek stran 1 ku 3 až 4. Současně je tento konglomerát gradientem tlaku záření vyvržen do prostoru, kde se ochladí na pouhých patnáct až deset kelvinů. Na jeho povrchu zkondenzují okolní volné atomy a molekuly - kyslík, uhlík, dusík, síra a další příměsi, které na tak vytvoří tenkou kůrčičku. Samozřejmě, že mohou mezi sebou dál reagovat (za pomoci ultrafialového záření vzdálených hvězd či kosmického záření) a vytvořit celou plejádu molekul: H2O, CO, H2S, CH3OH, OCS, OCN-, NH4+ atd. včetně složitých organických zbytků. Mezihvězdný prach tak funguje jako významný katalyzátor při vzniku molekul v molekulových mračnech.

Schematické modely prachových zrn v různých oblastech mezihvězdného prostoru. V závěrečné fázi kondenzace molekulových mračen lze očekávat, že všechny toho schopné molekuly budou nabaleny na částici. Na povrchu ledové kůrky budou kromě toho zachycena i velmi malá (< 0,01 mm) prachová zrnka.

V hustých molekulových mračnech, ve kterých dojde k tvorbě nových hvězd, může být prachové zrno vyvrženo zpět do okolního řídkého prostoru, aby se po čase zase vrátilo do nějakého hustšího oblaku. Právě v této fázi ale dochází k rozsáhlé přeměně povrchového ledu na další složité organické sloučeniny. Je také důležité říci, že bez ochranné organické kůrky, bychom jen stěží mohli studovat jejich silikátová jádra. Ničí se totiž stokrát rychleji, než se tvoří.

Maximální doba existence mezihvězdného zrníčka je 5x109 let. Jelikož se životnost molekulových mračen pohybuje kolem stovek milionů let, může prach projít až dvaceti různými oblaky a mít na svém povrchu skutečně velmi rozsáhlou plejádu různých chemických látek.

Tolik tedy druhý díl Stínů vakua. Příště si povíme, proč je Mléčná dráha skvrnitá (jako tyfus).

OBSAH tisk Jiří Dušek

Zatmenie Mesiaca 27. IX. 1996

Výsledky pozorovaní českých a slovenských astronómov

V roku 1996 nastali dve úplné zatmenia Mesiaca pozorovateľné z územia strednej Európy. Pozorovanie zatmenia v noci 3./4. apríla však pravdepodobne na celom území Česka aj Slovenska prekazila hustá oblačnosť a tak sme s nádejou očakávali septembrový úkaz. Hoci poveternostné podmienky už boli o čosi priaznivejšie, ako sa neskôr ukázalo, od miesta k miestu značne rozdieľne. Napr. na Morave ukončila akúkoľvek snahu pozorovateľov v čase úplného zatmenia stúpajúca hmla, naopak na Slovensku sa miestami vyjasnilo až v druhej polovici úkazu, miestami vôbec. Vidieť to aj z tabuľky na počtoch vstupov a výstupov jednotlivých pozorovateľov.
pozorovateľ ďalekohľad počet kontaktov polomer +/-s
meno, miesto   D R S [R/RZ]
Apeltauer, Brno Sb 25x100 24 0 24 0.7510+/-0.0008
Dušek, Brno Sb 25x100 34 0 34 0.7506+/-0.0007
Hornoch, Lelekovice db 10x80 27 0 27 0.7519+/-0.0008
Janoušek, Pardubice ? 30 12 42 0.7562+/-0.0006
Kušnirák, Partizánske cassegrain 150/2250 (56x) 0 8 8 0.7476+/-0.0087
Novák, Brno Sb 25x100 38 0 38 0.7520+/-0.0008
Plšek, Lelekovice newton 200/1000 (48x) 32 0 32 0.7519+/-0.0006
Uhlár,*Partizánske Sb 25x100 2 6 8 0.7577+/-0.0030
spolu 8 pozorovateľov 187 26 213 0.7521+/-0.0003

Zoznam jednotlivých pozorovateľov, použitý ďalekohľad a zväťšenie. Ďalej sú tu počty vstupov/výstupov, ktoré boli od jednotlivých pozorovateľov použité do záverečného spracovania. V poslednom stľpci sú hodnoty hlavnej polosi elipsy zemského tieňa určené z meraní každého pozorovateľa. (pozn. * zapisoval Ivan Mišeje.)

Zatmenie 27. septembra bolo pekne farebné, najkrajšie za posledných niekoľko rokov. Jasnosť zatmenia podľa Danjonovej stupnice bola ohodnotená stupňom č. 2, išlo teda o stredne tmavé zatmenie (0 veľmi tmavé, 4 veľmi svetlé). Rád by som na priblíženie vzhľadu Mesiaca v čase úplného zatmenia použil slová aspoň jedného z pozorovateľov:

3:20 SEČ - nastalo úplné zatmění Měsíce. Barva: siena pálená/západní okraj je světlejší. Po celou dobu zatmění jsou vidět tmavá moře jako ještě tmavší plochy rezavě hnědavém barevném poli.

3:48 SEČ - obloha tmavá, jsou vidět hvězdy a Velká mlhovina v Orionu + M 31 - vše očima.

4:20 SEČ - světlý pruh okraje Měsíce se přesunul na sever. Jižní okraj se skoro ztrácí, očima nelze rozeznat kde končí Měsíc a začína obloha. (Blíži sa koniec úplného zatmenia - pozn. autora.)

Spracovanie

Možno povedať, že hlavným cieľom odborných pozorovaní zatmení Mesiaca je skúmanie stavu zemskej atmosféry meraním tieňa, ktorý sa premieta v čase zatmenia na mesačný povrch. Jedným z používaných postupov je určenie skutočnej veľkosti zemského tieňa (resp. jeho zväčšenia oproti tieňu geometrickému) a hodnoty jeho sploštenia.

Na určenie skutočnej veľkosti zemského tieňa, jeho zväčšenia a sploštenia na základe pozorovaní vstupov a výstupov útvarov mesačného povrchu (najčastejšie malých nápadných kráterov) vypracoval S.M.Kozik metódu, ktorá je podrobne popísaná v knihe Zatmění a zákryty nebeských těles (J.Bouška, V.Vanýsek, NČSAV, Praha 1963). Táto metóda bola použitá aj pri spracovaní pozorovaní z tohoto zatmenia. Použitý bol program napísaný autorom v jazyku Turbo Pascal 7.0.

Zemský tieň by mal byť sploštený nielen z dôvodu sploštenia Zeme samotnej, ale aj vďaka značnému splošteniu zemskej atmosféry, ktorá vykazuje niekoľkonásobne väčšie sploštenie (napr. kvôli nerovnakej hrúbke troposféry v rovníkovej a v polárnych oblastiach). Na popísanie tvaru zemského tieňa sa preto používa elipsa. Rovnica elipsy má v polárnych súradniciach tvar

R = A - C cos2 f,

kde R je vzdialenosť od stredu elipsy, A je veľkosť hlavnej polosi a C vyjadruje rozdieľ hlavnej a vedľajšej polosi. Pozičný uhol meraný od južného okraja je f (viz obrázok). Pri dostatočnom počte dvojíc [R,f], ktoré sú výsledkom Kozikovej metódy pri každom zmeranom kontakte, možno na určenie parametrov elipsy zemského tieňa použiť jednu z regresných metód. Ja som zvolil metódu najmenších štvorcov, ktorá v tomto prípade plne vyhovuje. Sploštenie tieňa je definované rovnako ako sploštenie elipsy, teda pomerom A/C. Aj geometrické rozmery A, C sa od zatmenia k zatmeniu menia a možno ich určiť zo vzťahov:

A=1- cotg(pM) tan(RS-pS)

C = w (1+pS/pM) cos2 dS,

kde pM, pS sú horizontálne rovníkové paralaxy Mesiaca a Slnka, RS je pozorovaný polomer Slnka a dS jeho deklinácia v čase geocentrickej opozície Mesiaca. Tieto hodnoty sú súčasťou elementov každého zatmenia a bývajú pravidelne publikované napr. v Hvezdárskej ročenke na príslušný rok. w je sploštenie Zeme a jeho hodnota je 1/298,25728.

Dráha Mesiaca v tieni Zeme pri úplnom zatmení 27. IX. 1996. Vlastnosti atmosféry možno skúmať len v tých oblastiach tieňa, ktorými Mesiac prešiel. Pri tomto zatmení to bolo v intervale pozičných uhlov (77°, 127°) pri vstupe a (198°, 248°) pri výstupe.

Prvým krokom bolo vloženie všetkých pozorovaní do počítača v takej podobe, aby mohli byť ďalej elektronicky spracovávané. Po prebehnutí výpočtu bolo treba zo všetkých výsledkov (zatiaľ ešte predbežných) zostrojiť graf (viz graf) a vyčleniť tak odľahlé hodnoty. Pri prvej redukcii to bolo sedem pozorovaní, ktoré sú odchýlené od ostatných už na prvý pohľad. Ostávajúce pozorovania boli opäť štatisticky spracované a určená stredná kvadratická odchylka s. Ako ďaľšie kritérium na redukciu som zvolil trojnásobok tejto odchylky, teda známu hodnotu 3s. Tým vypadlo zo súboru ďaľších šesť meraní. Výpočet sa zopakoval a získané výsledky bolo možné považovať za konečné. Oprávnenosť a výsledky takéhoto postupu sú zrejmé z druhej tabuľky, kde sú porovnané hodnoty veličín A, C pred redukciou dát a po nej.

veličina všetky pozorovania [226]   redukované pozorovovania [213]
  hodnota odchýlka s hodnota odchýlka s
hlavná polos A   0,752216 0,0005305 0,752093 0,0003031
rozdieľ osí C 0,008223 0,0023223 0,006409 0,0013102

V tabuľke sú pre porovnanie uvedené výsledky zo všetkých nameraných kontaktov a redukované výsledky (t.j. výsledky s vylúčením 13 najhorších pozorovaní). Vplyv nesprávnych kontaktov je zreteľný.

Týmto postupom boli na základe pozorovaní získané skutočné rozmery zemského tieňa v miestach, ktorými Mesiac prešiel. Pri tomto zatmení to boli úseky v intervale pozičných uhlov (77°, 127°) pri vstupe a (198°, 248°) pri výstupe (prvý obrázok). Hoci podmienky neboli príliš priaznivé, podarilo sa nakoniec sústrediť pozorovania od 8 pozorovateľov, čo predstavuje spolu 213 okamihov kontaktov, ktoré boli použité pri záverečnom spracovaní.

Graf znázorňujúci metodiku použitú na určenie tvaru zemského tieňa (hodnoty A a C). Na vodorovnej osi je štvorec kosínusu pozičného uhla určeného z pozorovaní, na zvislej osi vzdialenosť daného krátera od stredu tieňa v čase jeho kontaktu so zemským tieňom. Priesečník priamky (fit metódou najmenších štvorcov) udáva veľkosť hlavnej polosi zemského tieňa a jej sklon rozdiel polosí a teda aj sploštenie. Krížikmi je označených 13 pozorovaní vylúčených zo spracovania.

Výsledky

Polomer zemského tieňa, správnejšie by bolo hovoriť o veľkosti hlavnej polosi elipsy zemského tieňa, pri zatmení 27. IX. 1996 bol 0,7521+/-0,0003 polomeru Zeme RZ, z čoho plynie jeho zväčšenie oproti tieňu geometrickému o 2,25 %. Sploštenie zemského tieňa bolo 0,85 %, čo predstavuje 2,5násobok sploštenia Zeme. Najdôležitejšie výsledky spracovania sú zhrnuté v tabuľke, kde sú uvedené aj chyby jednotlivých hodnôt. Všetky chyby sú strednými kvadratickými odchýlkami. Skutočná elipsa zemského tieňa získaná z napozorovaných údajov je znázornená na druhom grafe.

zatmenie 27. IX. 1997 geometrické   reálne hodnoty zväťšenie
polomer tieňa [R/RZ] 0,7355 0,7521+/-0,0003   (2,25+/-0,04)%
sploštenie tieňa [%] 0,3367 0,8522+/-0,1742   (2,53+/-0,52)

Hoci toto zatmenie nijako nevyniká počtom napozorovaných kontaktov, v každom prípade znamená ďaľší krok k lepšiemu pochopeniu zemskej atmosféry a procesov v nej prebiehajúcich, a tiež ide o ďaľšie doplnenie časovej rady pozorovaní úplných zatmení Mesiaca, ktoré majú u nás, najmä vďaka prácam Boušku a Linka, už dobrú tradíciu. Preto by som ešte raz chcel všetkým pozorovateľom poďakovať za ich úsilie a vyzvať ich na pozorovanie najbližšieho úplného zatmenia Mesiaca

Elipsa skutočného tieňa Zeme v rovníkových súradniciach pri zatmení 27. IX. 1996. Hoci sa na prvý pohľad može zdať, že ide o kružnicu, je to elipsa so sploštením 0,85 %. Krížiky opať vyznačujú vylúčené pozorovania. Možno porovnať teoretickú a skutočnú dráhu Mesiaca cez tieň Zeme.

24. III. 1997

Geometrické podmienky na pozorovanie však nebudú tak priaznivé ako v septembri 1996. Úkaz sa bude odohrávať rovnako na rannej oblohe nízko nad juhozápadným obzorom. V čase maximálnej fázy však bude Mesiac práve zapadať. Z nášho územia tak možno pozorovať iba vstup Mesiaca do zemského tieňa. V čase začiatku čiastočného zatmenia bude Mesiac 20° nad JZ obzorom a v čase začiatku úplného zatmenia už len 7°. Podmienky budú teda nepriaznivejšie, ale aj tak sa dajú, v prípade dostatočného počtu nameraných kontaktov, získať rovnako hodnotné výsledky. Preto ešte raz vyzývam všetkých, ktorí majú o takýto druh pozorovania záujem aby sa zapojili. Návod možno nájsť v Kozmose 2/96, s. 28, prípadne v starších číslach Kozmosu. V prípade, že sa vám podarí napozorovať hoci aj minimum kontaktov, budem rád ak mi ich zašlete na ďaľšie spracovanie.

Peter Kušnirák, E. F. Scherera 36, 921 01 Piešťany, Slovensko, e-mail: Peter.Kusnirak@st.fmph.uniba.sk

OBSAH tisk Peter Kušnirák

Na procházce s kometou Hale-Bopp

Tak je konečně tady. Optimisty dlouho oslavovaná, stejně tak pesimisty zatracovaná, září na obloze kometa Hale-Bopp. I když nakonec nedosáhne původně předpokládané jasnosti -4 mag, zařadí se určitě mezi nejjasnější komety tohoto století. Proto jsem si, stejně jako u dvou minulých zajímavých komet, i tentokrát přichystal povídání o objektech, které kometa na své pouti hvězdnou oblohou navštíví. Takže vzhůru na procházku.

Dějství první: únor

Od začátku měsíce je kometa snadno pozorovatelná i bez dalekohledu. Na to, abyste ji spatřili v celé její kráse, však musíte vyrazit za tmavou oblohou. Bohužel, jelikož tohoto Trpaslíka dostanete až v druhé polovině února, ta nejzajímavější setkání už nestihnete. Je však možné, že se k vám článek dostal prostřednictvím Instantního trpaslíka. Jestliže nikoli, tak si alespoň zavzpomínejte.

Kromě tmavé oblohy je jediným rušivým elementem Měsíc. Svá pozorování proto musíte plánovat s ohledem na jeho fázi. Nejméně bude rušit právě na začátku února.

Na Vandu, šestého února, vychází Hale-Bopp kolem půl čtvrté ráno a vy tak máte na její pozorování k dispozici hned několik hodin. O den později také nastává nov.

Během úterý 4. února (Jarmila) a čtvrtka 6. února projde kometa jihovýchodně od pěkné kulové hvězdokupy M 71 (NGC 6838). Ještě zajímavější setkání se uskuteční o necelý týden později, když navštíví známou planetární mlhovinu Činka (M 27, NGC 6853). Objekty budou od sebe jen tři stupně daleko. Možná si právě v této době všimnete u komety několik stupňů dlouhého chvostu. V triedrech by pak měl být zřetelný i parabolický tvar komy.

V dalších dnech se bude Hale-Bopp dál pohybovat rychlostí 1,5 stupně za den na východním okraji Mléčné dráhy. Kolem dvacátého (Marcela) však začne náš nebeský soused opět vadit a vy si zřejmě dáte na takový týden pauzu.

V pondělí dvacátého šestého bude kometa ležet v blízkosti z Cygni. Hvězda samotná příliš zajímavá na pohled není, necelý stupeň od ní ale najdete vícenásobný systém S 2762. V těsné blízkosti primární složky uvidíte hvězdu osmé velikosti (fyzický průvodce), o kousek dál pak ještě o dvě magnitudy slabšího průvodce optického.

Podrobná pozorování by přitom ukázala, že hlavní složka je spektroskopická dvojhvězda s periodou 3,313 dne, a zároveň, že se jedná o proměnnou hvězdu s periodou 154 dní a amplitudou 0,16 mag, jejíž změny zřejmě způsobuje třetí těleso!

Dějství druhé: březen

Na začátku měsíce bude Hale-Bopp stále ještě 1,1 astronomické jednotky od Slunce a 1,5 astronomické jednotky od Země. Na konci měsíce však dosáhne své největší jasnosti, bude soupeřit s Vegou a Capellou a až na Měsíc a Jupiter nebude mít konkurenci. Kupodivu ani dnes, zhruba padesát dní před průchodem přísluním, není možné definitivně říci, jak bude jasná. Komety jsou vrtošivé, předpovídání jejich chování je úkol nevděčný a tak se se pravdu dozvíme až v reálném čase. Vše ale svědčí pro to, že by se měla pohybovat mezi -0,5 a +0,5 mag.

V prvních březnových dnech kometu spatříte brzo ráno a také brzo z večera, krátce po západu Slunce, pár stupňů od hvězdy čtvrté velikosti 1 Lacertae. Na Kazimíra, pátého března, vychází kolem třetí hodiny. Nejlépe bude pozorovatelná zřejmě o víkendu 7. až 9. března, na Tomáše, Gabrielu a Františka. Tehdy je totiž Měsíc v novu.

Na neděli 9. března má Hale-Bopp přichystáno zvlášť velkou podívanou. Z Mongolska a východní Sibiře bude možné sledovat úplné zatmění Slunce v délce kolem dvou minut. Kometa se tak stane na setmělé obloze velmi snadným objektem viditelným i bez dalekohledu.

Tento den se bude nacházet v souhvězdí Ještěrky asi čtyřicet pět stupňů od Slunce. Vydáte-li se severně od Ulanbátaru, kde prochází pás totality, spatříte tmavé Slunce asi dvanáct stupňů nad obzorem a kometu o čtyřicet stupňů výše směrem doleva.

Osobně se o tom pojedou přesvědčit pracovníci Hvězdárny v Úpici (Eva Marková, Tomáš Sýkora a Marcel Bělík). Pokud nezmrznou, teploty se tady budou pohybovat kolem -50 °C, podají nám o tom po návratu obšírnou zprávu.

V polovině března, na Sv. Patrika, se kometa stane cirkumpolární. Najdete ji nad severním obzorem, její chvost by mohl sahat až k polárce. Největší severní deklinace +46° dosáhne mezi 22. a 28. březnem.

Tehdy si můžete všimnout, že se nachází v poli, které je poměrně bohaté na hvězdy páté a šesté velikosti. Na jihovýchodním okraji Lištičky je totiž asociace Lacertae OB1, ke které patří hvězdy 8, 10, 12 i 16 Lacertae a samozřejmě i spousta slabších. Vzdálenost tohoto systému se odhaduje na šest set parseků. Patří tudíž do místního Orionova spirálního ramene, či chcete-li spojky.

Předpověď vývoje jasnosti Hale-Bopp publikovaná Charlesem Morrisem 30. ledna tohoto roku. Kometa by měla krátce před průchodem perihelem dosáhnout asi nulté velikosti.

Na Eduarda projde Hale-Bopp dva stupně od atraktivní planetární mlhoviny NGC 7662 přezdívané Modrá sněhová koule. Její vzhled celkem pěkně dokumentuje pozorování Lukáše Krále, který si ji prohlédl těsně před koncem minulého roku Sometem binarem a třiceticentimetrovým dobsonem úpické hvězdárny: Celkem jasná planetárka (asi 9 mag), ale v Sometu bych ji od hvězdy nepoznal, alespoň ne hned. V dobsonu se jeví skutečně jako "modrá sněhová koule", jen ta barva není až tak výrazná (bílá se sklonem k modré). Mě se nejspíš jeví jako hvězda, která se nedá zaostřit. Není moc úhlově velká (asi půl úhlové minuty), hledá se celkem dobře.

Podobné dojmy měl i Honza Kyselý, který ji studoval v jedenácticentimetrovém newtonu: Už při 32x se zdá být úhlový rozměr a modrá barva, při 54x a 96x je to jasné. Parádní planetárka, kotouček je rovnoměrně jasný, nápadně modrý, je to nádhera! Jen s tou barvou to není až tak úplně jasné, někdo ji vidí, jiný ne. Přesvědčte se tedy raději sami a dejte nám vědět.

Z dvacátého třetího (Ivona) na dvacátého čtvrtého (Gabriel) bude opět úplněk, takže se můžete kometou kochat jen krátce během soumraku, kdy bude Měsíc teprve vycházet. V tuto noc ovšem dojde k jeho úplnému zatmění (viz jiný příspěvek v tomto čísle Trpaslíka) a Hale-Bopp se také ocitne nejblíže Zemi - 1,3 astronomické jednotky (500x dál než je Měsíc od Země). V následujících dnech pak proletí pět stupňů severně od Galaxie v Andromedě (M 31, NGC 205).

Na apríla projde kometa přísluním. Od dvacátého šestého března do dvanáctého dubna tedy nastává období její nejlepší viditelnosti. Dosáhne největší jasnosti, délka jejího prachového chvostu, který bude mířit k severu, snad překoná i dvacet stupňů. Jelikož se bude nacházet přes čtyřicet stupňů daleko od Slunce, máte také reálnou šanci spatřit jádro Hale-Bopp i ve dne. Samozřejmě v dalekohledu.

---

Kometární chvost jako fotometr

Na kometu Hyakutake si určitě ještě vzpomenete. Byla doopravdy krásná a není tedy divu, že na hvězdárny - pod vlivem sdělovacích prostředků - proudily davy lidí. Něco podobného se určitě chystá i u komety Hale-Bopp. Jenže ouha.

Hvězdárny jsou zpravidla umístěny ve městech, v lepším případě na jejich okrajích. Na světlé obloze, byť mohly být podmínky sebelepší, však jemný kometární chvost zanikal. Například v Brně byl vidět dlouhý jen deset stupňů. Stačilo ale vyjet pouhých několik kilometrů za město a chvost Hyakutake se prodloužil téměř desetkrát.

Kometární chvosty jsou tak skvělými indikátory kvality oblohy. Obdobně jako teploměr měří jas - čím jsou delší, tím je obloha kvalitnější. Jarní Hale-Bopp nám tedy dává unikátní příležitost zmapovat situaci u nás. Své odhady délky chvostu, spolu s udáním dne, času, místa pozorování a mezní hvězdné velikosti, prosím, posílejte k nám do Trpaslíka. Všichni zúčastnění dostanou malou odměnu.

---

Dějství třetí: duben

Po čtyřech tisících a dvou stech letech od jejího posledního návratu je Hale-Bopp opět v nejlepším. Najdete ji na večerní obloze přibližně dvacet stupňů nad severozápadním obzorem a necelý stupeň od hezké dvojhvězdy g Andromedae. Na Heřmana (7. dubna) také nastává další nov.

Kometou projde galaxie NGC 891 a později i otevřená hvězdokupa M 34 (NGC 1039). Na spatření galaxie musíte použít trochu větší dalekohled. V Sometu binaru je vidět jen s velkými problémy, nejvýraznější detaily se pak ukáží až v přístrojích s průměrem nad dvacet centimetrů.

Otevřená hvězdokupa M 34 je něco zcela jiného. Za lepších podmínek je bez problémů viditelná i pouhým okem. V triedrech se představí jako skupina desítky hvězd osmé velikosti s pár dalšími slabšími hvězdami. Zajímavé je jejich rozložení: Zdá se, jako by měla zřetelně oddělené dvě části, malou vnitřní kompaktní hustou přibližně kruhovou oblast většinou z jasných hvězd, a vnější řidší "prstenec", který už je hodně neuspořádaný a řídký, od jádra zřetelně oddělený.

Vzhledem k odhadované vzdálenosti M 34 - tisíc pět set světelných let, vychází průměr kompaktního jádra na čtyři světelné roky, tj. vzdálenost Slunce-Proxima Centauri.

Měsíc Hale-Bopp opět dohoní kolem Izabely, jedenáctého. Tehdy již začne slábnout a také její chvost se bude zkracovat.

Úplněk můžete čekat na Evženii, takže se další pozorovací okno na bezměsíčné obloze otevírá kolem Sv. Jiří. Tehdy se ale bude nacházet již nízko nad obzorem.

Začátkem května si to Hale-Bopp namíří do Býka, aby prošla východně od Plejád. To ale jednak značně zeslábne, jednak zanikne ve slunečních paprscích. Od poloviny května se pak můžete začít těšit na její další návrat - za dva a půl tisíce let.

PS: Nejčerstvější informace o kometě Hale-Bopp šíříme prostřednictvím Instantního Bílého trpaslíka ( bilytrp@physics.muni.cz) nebo WWW stránek ( http://www.sci.muni.cz/~dusek).

OBSAH tisk Jiří Dušek

Pozorování komet ve velkých zvětšeních

Až do velkolepého divadla, které nám vloni na jaře předvedla kometa C/1996 B2 Hyakutake, nepozoroval nikdo po dobu dvaceti let žádnou "skutečnou" kometu. Nečekaná velkolepost chvostu však může za to, že většina z nás dala stranou své dalekohledy a obdivovala ji při pohledu pouhým okem.

Ohon byl ale jen částí - ačkoli velkou, kometárního divadla, jež nám Hyakutake předvedla při svém těsném přiblížení k Zemi. Pozorovatelům, kteří si našli čas na sledování hlavy ve velkém zvětšení, se totiž Hyakutake odvděčila výtrysky směřujícími ke Slunci a "trnem" přecházejícím v ohon. Na taková pozorování ale nebylo příliš mnoho času, neboť kometa brzy zeslábla a začala se ztrácet ve večerním soumraku.

Naštěstí další jasná kometa C/1995 O1 Hale-Bopp nebude dobře viditelná několik dní, ale hned několik měsíců. A jestliže Hale-Bopp dosáhne na jaře tohoto roku očekávané jasnosti, mají amatéři i s malými dalekohledy šanci spatřit obdobné zajímavé detaily v blízkém okolí jádra.

Všichni bychom rádi věděli, jak bude Hale-Bopp vypadat v období maximální jasnosti. Jenže komety jsou vrtošivá stvoření a chovají se zcela nezávisle na našich přáních. Proto by se pozorovatelé měli připravit na vše. Tato kometa měla zajímavý a velkolepý vzhled již v době objevu. V loni v létě byly například dobře viditelné výtrysky prachu a plynu. Rovněž byly pozorovány parabolické obálky obklopující vnitřní komu a jehle podobný "trn" směřující od Slunce. Takové úkazy se objevují někdy nečekaně, jindy postupně.

Nápadnost detailů v komě Hale-Bopp neodpovídá historickým standardům. Kometární odborník John Bortle k tomu poznamenává, že by se daly na prstech jedné ruky spočítat jasné komety tohoto století, v okolí jejichž jader byly zřetelně vidět detaily, zvláště pokud byly dál než 110 milionů kilometrů od Slunce. Jenže u Hale-Bopp byly nápadné struktury v komě pozorovatelné i ve vzdálenosti větší než čtyři astronomické jednotky!

Na přiložené fiktivní kresbě jsou nakresleny různé jevy, které se mohou v okolí jádra vyskytovat. Neznamená to však, že musí být všechny pozorovatelné. Tvar, počet, směr i intenzita těchto detailů se mění ze dne na den, ne-li z hodiny na hodinu. Následující rady by vám přitom měly pomoci, ať budete pozorovat pro vědecké účely nebo jen pro svou potěchu.

Vše co potřebujete je: dalekohled, sada nejlepších okulárů (umožňujících malá, střední a velká zvětšení), kreslící podložka, tužka a červená baterka. S pozorováním neotálejte a začněte ihned, i když nejvíc detailů bude pravděpodobně možné zaznamenat v období okolo průchodu přísluním koncem března a začátkem dubna.

Při kreslení vždy postupujte od velkého zvětšení po malé. Jako základ si nakreslete centrální část komy (okolí jádra) a pak dokreslujte stále větší struktury při přechodu k menším zvětšením. Velká zvětšení jsou nejvhodnější pro detaily v těsném okolí jádra. Snížením jasu totiž dosáhnete zvýraznění jevů, které zanikaly na pozadí tvořeném jasnou komou. Velkým zvětšením se myslí asi dvacetinásobek průměru dalekohledu v centimetrech. Ještě větší zvětšení je možné použít v případě, že to dovolí optická kvalita přístroje a neklid ovzduší.

Při malém zvětšení se vám bude jádro jevit "jednolité", kdežto při velkém zvětšení můžete spatřit několik slabších pseudojader vypadajících jako slabá zjasnění. Ve výjimečných případech dělí pseudojádra několik vteřin od jádra. Jádra některých komet se rozpadají v období okolo průchodu perihelem a při pozorování velkým zvětšením můžeme tento rozpad dobře zdokumentovat. Např. u komety 73P/Schwassmann-Wachmann 1 jsem pozoroval při malém zvětšení velice protáhlé jádro a při 200x se ukázala tři slabá sekundární jádra. To vše s deseticentimetrovým dalekohledem.

Když prach a plyn uniká z kometárního jádra, vytváří nádherné fontány. Tuto aktivitu můžete pozorovat jako paprsky směřující ke Slunci - buď jeden paprsek nebo jako vějíř hned několika různých paprsků. Ve velkém zvětšení můžete odhalit silné zdroje plynu a prachu nacházející se poblíž jádra. Jestliže jsou paprsky (jety) viditelné, zaznamenejte jejich polohu a při různých zvětšeních studujte vzhled vnitřní komy. Jestliže je příliš jasná, mohou se v jejím jasu výtrysky ztratit, ale materiál jimi vyvržený může vytvořit tzv. parabolické obálky. V malém zvětšení by mohly být tyto obálky viditelné ve větší vzdálenosti od jádra, kde je jas komy podstatně menší. Dlouhé přímé jety se postupně otáčejí do směru od Slunce.

Dalšími detaily spojenými s výtrysky jsou tzv "uzly". Vyskytují se ve směru ke Slunci na začátku fontány a mají vzhled jasných skvrn. Často jsou jasnější než jety. Jasný uzel ve slabém nebo neviditelném jetu je vždy důvod k "poplachu". Hale-Bopp měla od začátku nápadné uzly zvláště ve výrazném dlouhotrvajícím jetu směřujícím k severu.

V nocích, kdy je kometa viditelná po několik hodin, se můžete pokusit pořídit sérii kreseb okolí jádra. V takovém případě kreslete na volné listy papíru každou hodinu. Po dokončení pozorování ve velkých a středních zvětšeních proveďte oddělené pozorování v malém zvětšení, při kterém pátrejte po slabých vnějších obálkách, které obklopují komu. Nakonec přikreslete do kreseb vzhled ohonu do vzdálenosti jednoho stupně od jádra.

Já osobně si potom doma vezmu všechny kresby zobrazující vzhled komy při různých zvětšeních a udělám definitivní kresbu, ve které zaznamenám všechny zachycené detaily. Nesmí se zapomenout ani na určení měřítka, orientace kresby a času pozorování, použitého přístroje a popisu atmosférických podmínek.

Na závěr tu mám jednu radu, kterou mi dal velice zkušený pozorovatel M. Mattei. Pokud můžete pozorovat kometu i za soumraku či za svítání, využijte toho. Na jasné obloze totiž poklesne jas komy natolik, že zůstane viditelné pouze jádro. Právě to jsou nejvhodnější podmínky pro zachycení jeho rozpadu. Osmého března 1976 za svítání pozoroval devítipalcovým refraktorem kometu West a spatřil dvě jádra. Další ráno už ale spatřil jádra čtyři tvořící lichoběžník. Kometa se rozpadla!

Pozorujte proto i Hale-Bopp na světlé obloze a kdo ví, co zajímavého spatříte. Nikdo dopředu neví, jak bude tato velká kometa přesně vypadat.

Podle dle článku High-Power Comet Observing publikovaném v únorovém čísle Sky & Telescope volně přeložil Kamil Hornoch.

OBSAH tisk Stephen J. O'Meara

Barevný vesmír

Světlo hvězd se neliší jen svou jasností (hvězdnou velikostí), ale i rozložením energie ve spektru, o čemž nás zcela objektivně informují spektrogramy nebo barevné indexy. Podle polohy maxima vyzařované energie se mluví o horkých modrých hvězdách, žlutých hvězdách slunečního typu či o nápadně červených, chladných hvězdách. Nepředpojatí pozorovatelé, vyzbrojení jen vlastníma očima, naproti tomu namítají, že se jim naprostá většina hvězd jeví jako bílé nebo šedé objekty, a pouze u několika málo jasnějších lze vystopovat nepatrně namodralý nebo mírně naoranžovělý nádech.

Vzniká tak jakýsi rozpor mezi "objektivními" výsledky měření pomocí moderních astrofyzikálních přístrojů a "subjektivní" výpovědí vizuálních pozorovatelů. Zmatek dovršují sami astronomové a popularizátoři, kteří s oblibou hovoří o rudě žhnoucích obrech, červených trpaslících a modrých veleobrech. Doprovodné obrázky hvězdných soustav překypují barevností, stejně jako kresby fantaskních krajin planet jiných sluncí, které přímo hýří sytými barevnými odstíny, jimž dominuje kečupově červená. To už vůbec nemluvíme o počítačem upravených obrázcích předvádějících svět ve falešných barvách nebo o objektivně se tvářících, přeexponovaných barevných fotografiích hvězdné oblohy. Pravdu však mají ti, co spoléhají na svůj zrak. Oči nás neklamou, to co nás klame, jsou naše falešné předsudky.

Skutečností je, že hvězdy září především proto, že mají poměrně vysokou povrchovou teplotu několik tisíc kelvinů. Jejich spektrum je tudíž vesměs spojité a obsahuje v sobě všechny spektrální barvy. Smícháním tedy vždy dostaneme bílou (nebo šedou) s malou příměsí některé jiné, převládající složky. Barvy hvězd tak nejsou nikdy syté, ale vždy lomené. Při pohledu bez dalekohledu vnímáme jinou než čistě bílou pouze u sto padesáti hvězd. Můžeme přitom mluvit o žlutooranžové, nažloutlé a bleděmodré. Jako oranžové se nám jeví snad jen uhlíkové hvězdy, jenže žádná z nich není viditelná bez dalekohledu. Záleží též na jasnosti hvězd - modré odstíny můžeme detekovat jen u hvězd druhé velikosti a jasnějších, ostatní valéry zjistíme jen u hvězd s hvězdnou velikostí menší než tři magnitudy.

Kolorimetrie

Detektory světla v lidském oku jsou světločivé buňky - tyčinky a čípky - vyskládané na ploše sítnice oka, jež je umístěna naproti oční čočky. Tyčinky se uplatňují při vnímaní velmi slabých světelných podnětů a jsou jen jednoho druhu. Neumožňují tedy barevné vidění. To zajišťují čípky, které se vyskytují ve třech modifikacích. První typ čípků je nejcitlivější na modrou barvu, druhý na zelenou a třetí na oranžovou a červenou. Porovnáním počitků poskytovaných těmito třemi typy, které se děje v mozku, vzniká vjem barvy. Lidské oči jsou schopny odlišit celkem 200 základních barevných odstínů (200 sytých barev) a několik tisíc lomených barevných odstínů.

Menší poměrné zastoupení či úplná absence některého z typu čípků vede k narušení barvocitu neboli k tzv. běžné barvosleposti, při níž člověk není obecně schopen od sebe barevně rozlišit všechny objekty, které jiný s normálním barevným viděním kvalifikuje jako barevně odlišné. I takový člověk se však musí jevit jako beznadějně barvoslepý tvor ve srovnání s kachnami, které mají na sítnici pět druhů čípků s odlišnou spektrální citlivostí.

Vnímání barev lidskýma očima se nejčastěji znázorňuje pomocí tzv. dvourozměrného barevného diagramu, kde jednou ze souřadnic je vlnová délka převládající spektrální barvy, druhou její sytost. Zvláštním případem je situace, kdy je sytost rovna 0 %, tehdy jde o čistě bílou barvu.

Vnímání barev navíc ovlivňuje i jas vnímané plochy - jinak barevně vidíme za normálního osvětlení, jinak za šera nebo ve světle oslňujícím. Všeobecně přitom platí, že čím větší je osvětlení, tím bledší odstíny vnímáme. Je to důsledek postupného nasycení - saturace - senzorů. V přebuzeném stavu může dojít k situaci, kdy jsou excitovány všechny typy čípků (100%, 100% a 100%), což mozek vyhodnotí jako čistě bílou barvu. Opakem saturace je hypersaturace, kdy se spektrální odstíny zvýrazňují. Syté spektrální barvy: červená, modrá a zelená přecházejí až do černé, žlutá a oranžová se mění v hnědou. Při dalším snížení osvětlení nastupuje tzv. "noční barvoslepost", kdy se díky nízké citlivosti příslušného typu čípků v obraze ztrácí nejprve modrá, pak červená a nakonec i zelená barva.

Absolutně černé těleso a hvězdy

Rozložení energie ve spektru hvězdy a ve spektru absolutně černého tělesa (AČT) odpovídající "barevné" teploty je okem nerozlišitelné. V dalším výkladu proto sáhneme k popisu toho, jak oko vnímá záření absolutně černého tělesa vyhřátého na různou teplotu.

Červeně září rozžhavený kov, třeba plotýnka vařiče nebo kamen. Žlutooranžovou barvu má světlo svíčky, která svítí díky rozžhaveným částečkám sazí v plamenu. Bledě žlutooranžově září vlákno žárovky, které však svou teplotou nikdy nepřesáhne 2500 K. Je tedy chladnější než všechny pouhýma očima viditelné hvězdy. Sytou barvu má záření AČT pouze v tom případě, je-li jeho teplota menší než tisíc kelvinů. Tehdy se nám jeví jako červené. Světlo čistě modré neuvidíme nikdy. Ani v případě, kdyby teplota AČT vyrostla nade všechny meze. Jevilo by se nám pouze namodralé, a to tak, že do čistě bílé by bylo přimícháno 25 % modré.

Poznamenejme, že zde mluvíme o záření AČT pozorovaném z bezprostřední blízkosti. Hvězdy naproti tomu pozorujeme přes tlustou vrstvu zemské atmosféry, která světlo rozptyluje a tudíž zeslabuje. Nejúčinněji tak činí v oblasti krátkovlnného záření, zatímco záření dlouhovlnné zemským ovzduším prochází takřka bez úhony. Díky tomu se nám i velmi horké hvězdy jeví méně namodralé, než bychom očekávali.

Absolutně černé těleso o efektivní teplotě hvězdy spektrální třídy M vysílá světlo odpovídající směsi 20 % oranžové a 80 % bílé, hvězdy typu G mají ve svém světle 2 až 3 % žluté a 98 až 97 % bílé, hvězdy F5 až A5 jsou čistě bílé, světlo těch nejteplejších běžných hvězd spektrálního typu B a O pak dostanete smícháním 10 až 12 % modré s 90 až 88 % bílé. Červení obři třídy M a horké hvězdy typu O a B se jeví červenější než ve skutečnosti jsou, protože se velmi často nacházejí ve velmi zaprášených oblastech Galaxie.

Efekt osvětlení

Víceméně věrné vidění barev bodových zdrojů umožňuje lidský zrak pouze v úzkém intervalu hvězdných velikostí: od 1 do -1 mag.

U hvězd 2. a 3. velikosti v důsledku hypersaturace přechází bílá barva hvězd typu A a F do falešné nazelenalé (červené a modré čípky již nefungují), zatímco hvězdy pozdních typů se někdy jeví jako sytě žluté či hnědé. Stálice třetí velikosti a slabší svým světlem budí už jen "barvoslepé" tyčinky, jimž připadají všechny hvězdy bez rozdílu jako bílé. Vzhledem k tomu, že vrchol citlivosti tyčinek leží v modrozelené oblasti spektra, projevuje se to závislostí mezní hvězdné velikostí na spektrálním typu. Jestliže například u hvězd typu A zjistíme mhv 6,3 mag, pak hvězdy typu B mají mhv vyšší - cca 6,5 mag a hvězdy typu K až M naopak nižší - cca 5,9 mag.

Sirius a jasnější zdroje se musí z důvodu saturace jevit jako čistě bílé. Z tohoto hlediska je nutné hodnotit i zprávy o jeho barvě ve starověku a záznamy o barvách historických supernov. Světlo sluneční se nám jeví bělejší než světlo hvězd téže spektrální třídy ze dvou důvodů:

1. Uplatňuje se tu efekt jasu - saturace,

2. k zabarvení ploch osvětlených Sluncem přispívá kromě vlastního kotouče Slunce i poměrně výrazně modrá obloha, jejíž světlo je rozptýleným světlem slunečním. Hvězdy naproti tomu pozoruje vždy přímo.

Reálné barvy hvězd vidíme jen v úzkém rozmezí hvězdných velikostí od -1 do 2 magnitud a od oblohy je jistě milé, že nám v tomto intervalu nabízí hned několik desítek hvězd, jejichž mdlými barvami se pak můžeme kochat a přít se o ně.

Poznámky

  • Jsou-li úhlové rozměry světelného zdroje malé, máme pocit, že jeho barva je bledší. O tom se lze přesvědčit třeba tak, že pozorujeme modř oblohy malým otvorem ve stínítku. Efekt je způsoben tím, že bodové zdroje u dobře korigovaného oka mají na sítnici úhlový průměr cca 1,5'. Takto zasahuje jen několik málo čípků a situace je vždy blízka saturaci. Doporučujeme proto při posuzování barev oči nebo dalekohled mírně rozostřit.
  • Scintilace poskytuje i velmi živé, rychle se měnící barvy. Jedině zde lze spatřit skutečnou zelenou. Scintilace je, jak známo, způsobena skutečností, že v stále se měnící zemské atmosféře postupují paprsky různých vlnových délek různými cestami.
  • Oči člověka s rostoucím věkem žloutnou, což způsobuje i změnu vnímání barev. Projevuje se to zejména u hvězd pozdních typů, které starcům připadají červenější.
  • Na obrázcích znázorňujících planety a družice jiných hvězd by měly být disky hvězd vyobrazeny vždy jako bílé. Jas i takové Miry je stokrát větší než jas rozžhaveného vlákna žárovky, které se nám jeví jako zdroj bílého světla. Barevné a světelné poměry na povrchu hvězdami osvětlených těles by tedy měly být tytéž jako na povrchu Země, a to i proto, že oči (mozek) interpretují libovolné dominantní světlo jako bílé. Planety se tudíž jistě nekoupou v rudé červeni.

Dvojhvězdy

Jedním z nejoblíbenějších objektů při veřejném pozorování oblohy jsou tzv. barevné dvojhvězdy. Barvy hvězd v takových těsných dvojicích jsou vskutku výrazné a kontrastní, což je skvělý odrazový můstek o sáhodlouhém výkladu o teplotách hvězd, o jejich spektrálních typech a odpovídajících barvách. Háček je v tom, že barevné odstíny složek dvojhvězdy jejich spektrálnímu typu neodpovídají.

Barevný kontrast je výsledkem zpracování zrakové informace v mozku, který, z čistě praktických důvodů, uměle zesiluje kontrasty v jasu a v barevných odstínech. Předměty, které pozorujeme jsou pak ohraničeny černobílými obrysy, případně konturami vyvedenými v navzájem kontrastních - tzv. doplňkových barvách. Jako dvojice vzájemně doplňkových barev se nejčastěji uvádějí: červená a zelená, případně žlutá či oranžová s modrou.

Barvy složek dvojhvězdy jsou dosti složitou individuální funkcí skutečného barevného odstínu hvězdy, rozdílu jejich hvězdné velikosti, úhlové vzdálenosti a zvětšení použitého dalekohledu. Mezi obdivovateli oblohy a demonstrátory kolují seznamy nejkrásnějších barevných dvojhvězd i s podrobným popisem jejich barev. Je třeba si uvědomit, že zejména tyto popisy jsou velice subjektivní a že každý bude dvojhvězdu vnímat jinak barevně.

Kulové hvězdokupy

Kulové hvězdokupy jsou poměrně těsně vázané systémy obsahující stovky tisíc hvězd v relativně pokročilém stupni vývoje. Pokud v nich dalekohledem nerozlišíme hvězdy, očekávali bychom, že jejich barevný odstín bude diktován odstínem světla žlutooranžových obrů, kteří jsou ve hvězdokupě nejjasnějšími a odpovídají tak za valnou část jejího světelného výkonu. To skutečně platí, nicméně na barevně věrných fotografiích občas odhalíte i modrý nádech, či přímo i namodralé hvězdy. Jde vesměs o členy horizontální větve HR diagramu, což jsou vyvinuté obří a podobří hvězdy, teplejší než Slunce. Ty z nich, které spadají též do pásu pulsační nestability, se projevují jako krátkoperiodické cefeidy typu RR Lyrae.

Galaxie

Eliptické galaxie a jádra spirálních galaxií obsahují podobnou hvězdnou populaci jako kulové hvězdokupy a jejich barevný odstín je proto týž. Galaxie nebo jejich části vnímáme jako bílé s nepatrnou příměsí žlutooranžové. Jinak by ovšem měla vyhlížet ona roztodivná spirální ramena, jejichž světelný výkon určují zejména mladé hmotné a žhavé hvězdy. Očekávali bychom tudíž, že budou mít nádech do modra.

To je ovšem jen teorie, praxe pozorovatelů galaxií je jiná. Při vizuálním pozorovaní ze spirálních galaxií neuvidíme nikdy víc než jen ono poměrně malé, difúzní a barevně nezajímavé jádro. Veškeré pohledné obrázky spirál jsou výsledkem masivního potlačení obrovského kontrastu mezi jasem centra a jeho slabounce zářící periferie.

Prachové mlhoviny

Rozsáhlé objemy naplněné rozptýleným plynem a prachem jsou ke svému záření buzeny blízkými hvězdami, s nimiž jsou nezřídka i geneticky spojeny. Rozložení energie ve spektru mlhovin a jejich budících hvězd se někdy velmi výrazně liší. Právě u mlhovin proto máme šanci vidět poněkud výraznější barvy.

Není-li hvězda osvětlující mlhovinu příliš žhavá, pak se ve světle mlhoviny uplatní především rozptyl světla na drobných částečkách prachu. Tento rozptyl je selektivní, jeho účinnost je nepřímo úměrná vlnové délce. Znamená to, že nejvíce bude takovou mlhovinou rozptylováno modré, méně žluté a nejméně červené záření osvětlujících hvězd. Celkově bude mít světlo těchto, tzv. reflexních mlhovin poněkud modřejší odstín než světlo budících hvězd, což lze dobře dokumentovat na barevných snímcích Plejád.

Plynové mlhoviny

V případě, že uvnitř mlhoviny sídlí hvězda dostatečně ranného typu, pak svým ultrafialovým zářením budí k záření i plyn, který je jinak opticky málo aktivní. Dochází zde k časté zářivé excitaci i ionizaci atomů plynů, který pak při deexcitaci a rekombinaci vysílá do prostoru fotony o vlnových délkách, které odpovídají energiím přechodů mezi různými stavy atomů plynu. Pokud jsou tyto plynové mlhoviny opticky tenké, pak v jejich spektru převládají výrazné emisní čáry. Jejich světlo je směsí jen několika čistých, spektrálních barev. V mezihvězdném plynu je nejpočetněji zastoupen vodík, který září v optickém oboru v čarách Balmerovy série, v nichž dominuje šarlatově červená čára Halfa. Ta je také příčinou, proč se na barevných fotografiích plynových mlhovin setkáváme s rozsáhlými plochami s výrazně rudým zabarvením. Jinou otázkou je, proč tytéž mlhoviny, pozorované vizuálně, se jako šarlatové nejeví. Je to nejspíš dáno skutečností, že lidské oči jsou ve vlnové délce kolem 650 nm již málo citlivé. Nejcitlivější jsou právě v zelené barvě, kde se vyskytuje druhá nejjasnější vodíková čára - Hb. Proto oblasti zářícího vodíků vnímáme spíše jako zdroje nazelenalého světla.

Planetární mlhoviny

Zvláštním typem zářících plynových mlhovin jsou planetární mlhoviny. Velmi řídký plyn odhozené vnější obálky hvězdy je tu buzen mimořádně horkým jádrem mlhoviny, který září převážně v ultrafialovém oboru spektra. V optickém spektru planetárních mlhovin, které je též emisní a čárové, najdeme kromě všudypřítomného vodíku i čáry několikrát ionizovaných těžších prvků. Z pozorovatelského hlediska je nejdůležitější zelená zakázaná čára dvakrát ionizovaného kyslíku [O III], která se ve spektru nachází v těsné blízkosti Hb.. Podstatná část záření planetární mlhoviny je tedy soustředěna v úzké oblasti vlnových délek. Toho se využívá při sestrojení tzv. planetárních filtrů, které propouštějí jen záření v této zelené oblasti. Při pohledu na oblohu je pak záření všech zdrojů se spojitým spektrem výrazně potlačeno, zatímco jasnost planetárních mlhovin klesne jen nevýznamně. Ty pak můžeme spatřit i na městské, světelně silně znečistěné obloze.

Ve vesmíru se tedy s výraznými, sytými barvami setkáváme jen zcela výjimečně, nejčastější barvou kosmických objektů je čistě bílá s nepatrnými nádechy do modra či do oranžova.

Je tedy vesmír barevný? Je, ale jen maličko ...

S laskavým svolením převzato ze sborníku příspěvků z 28. konference o výzkumu proměnných hvězd, která se konala v listopadu minulého roku na Hvězdárně a planetáriu Mikuláše Koperníka v Brně. Sborník si můžete objednat na adrese M. Zejda, Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně, Kraví hora 2, 616 00 Brno. Předběžná cena devadesát korun.

OBSAH tisk Zdeněk Mikulášek

recenzování: Otázka, zda jsme sami

ve vesmíru, je zodpovězena...

Velmi útulné kino v Úpici, kam často zajíždím, má malinký bufet, kde prodávají - světe div se - křížaly. Doma sušené, skvěle nakyslé plátky jablek. Protože stojí jen pár korun, koupil jsem si při své poslední návštěvě pytlíky dva. Pohodlně jsem se usadil a než skončil film Den nezávislosti, měl jsem je v sobě.

Tenhle film určitě znáte. Buď jste ho viděli, nebo jste o něm slyšeli. Samozřejmě, že se jedná o velkolepý spektákl pro dospělé. Obsahuje nesmyslné scény, očekávatelné zvraty, efekty se nešetří. Hlavní hrdina je až dojemně sladký, nebojácný a snad i plastikový. Aby se dobře umýval a byl pořád čistý. Stejně tak jeho pomocník - expert, který pozemským počítačovým virem zamoří mimozemské počítače... Což je dost překvapivé. Závěrečná scéna, kdy židovský matematik spolu s černošským plejbojem a letectvem sjednoceného lidstva na čele s americkým prezidentem coby bývalým vojenským pilotem(!) vyčoudí partu mimozemských hajzlů ve stylu slavného Vetřelce, je vrcholem všeho. Nad tím ovšem přemýšlet nemůžete, Den nezávislosti je pohádka pro dospělé.

Na druhou stranu je film zřejmě velmi reálným scénářem, podle kterého bude jednou probíhat "blízké setkání třetího druhu". Jen stěží totiž můžeme očekávat mimozemšťany v podobě naondulovaného E.T., který přiletí spasit svět a naučit správným způsobům lidstvo. Spíše se bude jednat o variantu bé, tedy agresivní příšery, které na nás budou kašlat. Vždyť v přírodě se všechno točí kolem boje za přežití, za energii a životní prostor.

Samozřejmě to neznamená, že bychom měli už předem vyvolávat xenofobní nálady a přilévat vodu na mlýn různým zcestným ufonologům. Někdy v budoucnosti ale musíme i s takovou možností počítat.

Měli bychom začít seriozně hledat mimozemské civilizace (viz neustále přiškrcování projektů typu SETI), dávat více peněz na vědu a především na kosmonautiku. Je totiž lepší být připraven. Oni zřejmě dříve nebo později přijdou. Začít by se mohlo třeba zdokonalením systému Spacewatch tak, aby neustále monitoroval celou oblohu. Ať alespoň víme, že k nám někdo jde.

Jo, vřele vám doporučuji knížku Paula Daviese Jsme sami? o důsledcích objevu mimozemského života.

Independence Day, Twentieth Century Fox, Centropolis Entertaiment, hrají W. Smith, B. Pullman, J. Goldblum, scénář D. Devil a R. Emmerich, kamera K. W. Lindenlaub, vizuální efekty V. Engel a D. Smith, režie R. Emmerich

Astro 2001:

nic pro vás, hodně pro vaše přátele

Je těžké posuzovat multimediální cédéčko, když jste dosud žádné jiné neviděli. Výhodou na druhou stranu je, že vám to brání srovnávat a současně nutí popsat jen vaše pocity. Což je ideální pro Trpasličí rubriku recenzování.

Takže ASTRO 2001, první český astronomický CD ROM, díl první Báječný vesmír jsem si důkladně prohlédl o zimních prázdninách jen pár dní po jeho uvedení na trh. Na cedéčku jsou texty, obrázky (především z HST), animace (postupné vykreslování některých grafů, krátké videosekvence), zvuky. Zvuky jsou poměrně důležité, bez nich to vypadá jako němý film.

Většina textů je totiž namluvena, zvláště astronomická čítanka je skvělá. Cédéčko také začíná, neoriginálně, ale přesto velmi pěkně, úvodní scénou z Kubrickovy Vesmírné odyssei 2001.

Celá multimediální kniha je v podstatě několik stovek obrazovek rozdělených do sedmi kapitol a poskládaných autory tak, jak to považují za nejlépe vhodné. "Obrazovka" pak obsahuje jeden, či dva obrázky z textem, který vám většinou po kliknutí myší přečte J. Grygar, postupně se vykreslující diagramy, animace či delší texty (ukázky z různých knih a profily některých osobností) namluvené profesionálními spíkry. Listovat ovšem můžete i na přeskáčku, nebo si prohlížet jenom animace, či obrázky apod.

Na první pohled vás upoutá výrazná redukce textu - na sáhodlouhé "řeči" tu místo není. Což je ale u multimédii pravidlem. Mnohem důležitější je grafická stránka. O to více pak překvapí poněkud nudně působící popis všech výprav Apollo, které přistály na Měsíci (překvapivě je vynecháno populární Apollo 13), či některých planet. Obzvlášť dlouhý je Merkur a v kontrastu s tím naopak odbytý Uran a Neptun. Současně vás, stejně jako mne, příjemně šokuje vynikající kvalita snímků, především Marsu. Nikde jsem žádné podobné neviděl. Předností je také postupné vykreslování různých diagramů, což výrazně zvyšuje jejich srozumitelnost.

Jak už jsem řekl, podstatnou součástí Astro 2001, je zvuk. Bohužel u mnohých animací, kde je jen jako "křoví", působí až komicky - například bublající voda u protuberancí. Velkou chybou je i nepříliš rozsáhlý obsah, se kterým se komplikovaně pracuje. Najet na příslušnou část knížky je často zdlouhavá práce, vyžadující neustálé klikání myší.

To všechno jsou tedy zápory. A nyní klady. Většina lidí cédéčko hodnotila kladně. I na mne působilo velmi mile. Je však nutné říci, že ASTRO 2001 není určeno astronomům, kteří už mají základní krůčky za sebou. Ti budou pravděpodobně zklamáni. Jedná se o učebnici pro úplné laiky (široké masy). Nové poznatky jsou vkládány opatrně, po malých dávkách a je to především pěkná podívaná a "poslouchaná". Čtenářům Bílého trpaslíka cédéčko tedy určeno není, vašim přátelům, kteří by se rádi o astronomii něco dozvěděli, ho však můžete vřele doporučit. Je to jediná učebnice svého druhu na českém trhu. A není vůbec špatná.

Projekt ASTRO 2001: díl první - Báječný vesmír. Autoři: Zdeněk Pokorný a Jiří Grygar. Design, digitalizace a programování: ateliér Intimate Arts. Produkce: Ondřej Čapek. Vydavatel: D-data, Pod šancemi 444/1, 180 77 Praha 9. Cena 997 Kč.

OBSAH tisk Jiří Dušek

Cesta za polární září

Řada mých známých z Ottawy se divila, když jsem se rozhodla se svou přítelkyní Lisou jet v zimě na sever - místo na jih do tepla. Byla to však má touha vidět polární záři, která mě lákala na sever. Tentokrát jsem jí neodolala...

Cestovní kancelář slibovala veškerou pohodu - a svým slovům dostála. Po přesednutí v Edmontonu jsme se přenesli během necelých dvou hodin do místa s pěkným historickým jménem Yellowknife, hornického a turistického střediska se 17 tisíci obyvateli na břehu Velkého Otročího jezera. Po ubytování v pohodlném hotelu nás večer místní průvodci původní národnosti Inuit odvezli gázem do osamělých končin na jezeře. Byla jsem jen s Lisou a japonským studentem Shojim. Nad námi planuly na jasné obloze hvězdy jako diamanty - překrývány modrými, růžovými a bílými záclonami polární záře. Překypovaly neobyčejnými formacemi bohatých tvarů, jakoby provívané větrem. Chvílemi se záře rozlévala beztvárně a růžově po celé obloze, aby se v několika příštích okamžicích zformovala do překrásný modrých záclon nikde nezavěšených a přece dosahujících do vysoké klenby oblohy. Bylo to nádherné.

Teplota kolem -45 °C nám po 15-20 minutách obdivování oblohy připomněla naši lidskou křehkost. Mráz prosákl všemi vrstvami oblečení a dostavila se únava - ale záchrana byla nedaleko. V příjemně vytopené chatě na břehu jezera jsme si odpočinuli, zahřáli se šálkem horké čokolády, vybrali si u velkých kamen peřím plněné bundy - a rychle z chaty ven - za mrazivou krásou přírody a polární záře. Konec podívané nastal až někdy kolem půl druhé hodiny ráno, kdy jsme se vraceli do hotelu v Yellowknife ohromě nadšeni ale také promrzlí a unavení.

Během dalšího pobytu se k nám připojilo osm mladých usměvavých Japonek, které s námi sdílely nadšení pro úchvatnou krásu polární záře vznikající kontaktem slunečního větru (sluneční plazmy, čili směsi elektronů a protonů) s atomy plynu v naší atmosféře za přispění zemského magnetického pole. Moje snahy fotografovat polární záři se nesetkaly s úspěchem. Fotoaparát přestal venku fungovat po nějakých 3-4 minutách a musel do chaty, vyměnit baterii. Mimoto, zacházet s ním venku zkřehlými prsty nebylo nic snadného, čas plynul a mráz pronikal pod bundu i do mohutných bot ... Tehdy jsem se rozhodla zanechat marných pokusů fotit a raději věnovat drahocenný čas obdivu "severních světel," jak se říká anglicky ("Northern Lights" či "Aurora Borealis").

Jednou večer jsem se na chvíli odpoutala od skupiny a zašla dál na jezero - jen kam mi strach z mrazu dovolil. Osamělá pod zářící oblohou jsem si uvědomila posvátnost naší planety, její pozoruhodnou existenci v těchto končinách vesmíru. Tento pocit jsem nezažila nikde tak silný jako právě na Severu ... Přála jsem si, aby nás sem přišlo víc, celé zástupy - aby si každý z nás mohl uvědomit existenci Země ve vesmíru a poznat, jak nešetrně s naší "kosmickou lodí" zacházíme.

Poslední večer nás naši průvodci vzali na projížďku ve psím spřežení. Zabaleni pečlivě do houní a taženi dvanácti nádhernými psy, jsme vyrazili na úzkých saních na jedno z menších jezer severně od města. Záclony polární záře byly toho večera jasně modré. Naposledy jsme se rozloučili s vyhřátou chatou zatímco nám na cestu svítila modrá a žlutá polární záře. Byl to nezapomenutelný zážitek. Na druhý den ráno, když jsme odjížděli, se začaly k zemi snášet sněhové vločky ze zataženého nebe, které jakoby nám říkalo, že ty předchozí čtyři jasné noci byly darem pro nás - a nashledanou - třeba i s Vámi.

Převzato z Internetových novin Neviditelný pes ( http://pes.eunet.cz/).

OBSAH tisk Alenka Poláková-Paquet

Zajímavá pozorování

Simpsonovi, Mladí a neklidní, Helena a její chlapci, Milagros, To je vražda - v uplynulém období byly zřejmě vaším jediným cílem seriály, příp. skáj-fáj filmy a jiné televizní pořady. Nic vám ale nevyčítám. Počasí příliš nepřálo a teplota, často hluboce pod mínus dvacítkou, přímo odrazovala. Krásně to vystihl Lukáš Král, který si v noci z 30./31. prosince loňského roku do deníku zapsal:

Jediné, co přesně vystihuje mou situaci, jsou Karlova slova z loňské Zimní expedice:

"Zmrzla mi levá ruka, asi brzo umřu." Dokud jsem ještě chopen pohybu, raději to zabalím. 20:00 UT - konec mého pozorování při teplotě uvnitř průměrné mrazničky.

Lukáš Král byl také jediný, který mi za uplynulé období poslal nějaká svá pozorování. Z nich jsem vybral především popis nejjasnější známé Seyfertovy galaxie M 77:

30./31. prosince 1996 Somet binar 25x100 mhv 5,7 mag

M 77 (NGC 1068) Cet - je velice snadné ji najít, leží totiž asi stupeň jihovýchodně od d Ceti. Spolu s ní se vejde do zorného pole Sometu. Už při prvním pohledu neadaptovaným okem je vidět stelární jádro asi 10 mag a nevýrazná malá mlžinka kolem, nápadnější jen bočním pohledem. Několik úhlových minut jihovýchodně od jádra je hvězda asi 11 mag, tedy o něco slabší než jádro. Takhle nějak si představuji supernovu v cizí galaxii. Hvězda ale do galaxie asi nepatří, je od jádra vzdálena asi dvě minuty.

Tolik tedy popis a kresba M 77 v podání Lukáše Krále. Velmi dobře, což konstatuji po nahlédnutí do jiných vašich pozorování, přitom vystihuje skutečnou situaci. Jak dokumentují zahraniční pozorovatelé, vzhled galaxie se příliš nemění ani ve velkých dalekohledech. V třiceticentimetrovém reflektoru ji např. Christian B. Luginbuhl popisuje následovně: 30 cm ji ukazuje velkou 2'x1,8'. Uvnitř mírně oválného jádra (45'') má jasné, přibližně stelární zjasnění. Halo se zdá více rozsáhlé na severozápadní straně, směrem od hvězdy. Dává tak galaxii podobu komety.

Na druhou stranu je M 77 pozorovatelná i v triedru. Vypadá jako nenápadná hvězdička, která se vám může zdát při pečlivém pohledu v upevněném triedru mírně mlhavá.

Jiným objektem vhodným pro triedr je ve Velrybě planetární mlhovina NGC 246. Jako jedna z mála svého druhu je dokonce pozorovatelná i v triedru. Vyžaduje však dost tmavou oblohu.

14./15. prosince 1990 cassegrain 15 cm mhv kolem 6 mag

NGC 246 Cet - zv. 90x: Pole som ľahko našiel. Hmlovina má kruhový alebo slabo oválny tvar. Je veľmi slabá. Má difúzny vzhľad. Rozplýva sa. Určitě to bola ona, ale nie je to noč moč.

Tak ji popisuje Paľo Jablonický v patnácticentimetrovém reflektoru. Pepa Ďurech si ji prohlédl v obyčejném Sometu binaru a neviděl ji o moc jinak:

8./9. srpna 1993 Somet binar 25x100 mhv neuvedeno

NGC 246 Cet - Ne moc nápadná, ale dobře viditelná, rovnoměrně jasná skvrnka bez podrobností. Zabírá 1/60 zorného pole.

Třetím velmi zajímavým objektem Velryby je slavná dlouhoperiodická proměnná Mira. (Tady bych si dovolil malou odbočku. Není mi jasné, zda existuje i jiná Mira, než ta ve Velrybě. Kdyby ne, pak by její jméno bylo pouze Mira a ne, jak se často uvádí Mira Ceti. Osobně se přikláním k první variantě.) Den před koncem minulého roku se na ni podíval Lukáš Král: Je pěkně viditelná okem, jasnost je asi 5 mag. Třicátého prvního ledna pak došlo následující pozorování od Mirka Plavce: Vecer je dobre videt Mira, docela jasna, hadal bych tak nekde mezi a  Ceti (2,5 mag) a a  Arietis (2,0 mag). Maximum ma byt kolem 15. unora, tak bud si prispisila nebo bude jeste jasnejsi, i kdyz nize nad obzorem. Rad bych vedel, jestli ji nekdo z APO sleduje solidneji nez ja.

Mira se typicky mění v rozmezí 9,3 až 3,4 magnitudy. Někdy však dosáhne až druhé velikosti, jindy jen stěží překročí hranici viditelnosti bez dalekohledu a dosáhne jen velikosti páté. Nejjasnější dosud zaznamenané maximum popsal v listopadu 1779 William Herschel. Tehdy Mira předčila a  Arietis a dokonce soupeřila s Aldebaranem (0,9 mag), v tomto stavu pak setrvala více než měsíc. Pozorování prováděná od roku 1920 členy AAVSO ukazují, že maxima jasnosti Miry kolísají mezi 2,4 a 4,9 mag, zatímco minima mezi 8,4 a 9,7 mag. Proměnná je i perioda, maximum může přijít nebo se naopak opozdit až o tři týdny.

Tolik vaše dnešní pozorování. Těším se na ty příští a jen tajně doufám, že nebudou pouze od Lukáše Krále. Hejl-Bap s vámi

OBSAH tisk Jiří Dušek