OBSAH:
Ahoj Jirko,
Co nám říká Capella?
Jak by vypadala obloha z Capelly?
Pozorujte Jupiter
Stíny vakua III.
Z čeho jsme stvořeni?
Zajímavá pozorování

Diskobolos

• Vaše krysa informuje
  
• O tom, jak černá díra mění svoji jasnost
  
• Zajímavá zjasnění
  
• Malá praktická úloha
  

Ahoj Jirko,

protože nám ředitel školy nadělil do posledního ročníku psaní na stroji, tak tento dopis dostaneš strojopisecky.

V poslední době mne začíná bavit kreslení, hlavně po tom, co mi přimrzlo oko k okuláru úpického dobsonu (35 cm v průměru). To bylo během zimní expedice v Úpici. Výsledkem byla moje první kresbička takto velkým přístrojem, která je podle mne dost dobrá: jednak pro to, že je první a jednak proto, že ji nemám s čím srovnávat.

Zároveň s M 42 a M 43 jsem na zimní expedici nakreslil onen tak záhadný kráter Heraklitus - jeho kresba je také nejlepší na světě}. Obě světoborné malůvky jsou někde v dopise.

Pozoroval jsem také před týdne. Začal jsem 25. ledna ve 21 hodin a skončil druhý den ráno v 7 hodin. Z nějakého důvodu jsem si ale nic nezaznamenával, jen jsem si prohlížel oblohu a zkoušel, jaké objekty uvidím prostým okem. Když jsem si připravoval stanoviště u nás na zahradě a přemisťoval "stativ-montáž", tj. kolo od auta vylité betonem s tyčí uprostřed, zahlédl jsem poblíž Oriona velmi jasnou mlhavou skvrnu. Ihned jsem doslova třískl se vším - mimo dalekohledu (jestli to moje párátko mohu takhle nazvat), a zamířil jsem na něj. Co jsem viděl, mi doslova vyrazilo dech.

Již mnohokrát předtím jsem se snažil se všemi mapami, co mám, marně nalézt Jesličky. Hledal jsem něco podstatně menšího a méně výrazného než bylo to, co jsem té noci viděl a bez dalekohledu! M 44 byla dokonce lépe vidět než M 31. (Ta byla také pěkná a dobře se dal rozpoznat její tvar.) Co je ovšem na celé věci zarážející - mezní hvězdnou velikost jsem odhadl v zenitu na 5,5 mag, žádná oblačnost nebo vítr nebyl. Jediné, co rušilo, byla pouliční lampa vzdálená asi třicet metrů. Ale mám doma vzduchovku... a pár broků...

Co se popisu Jesliček týče; hvězdokupa byla velmi bohatá. Jako by v ní byly jenom dva druhy hvězd: malé, slabší, které tvoří jakési řídké pozadí, a hvězdy mnohem jasnější.

OBSAH

tisk

Tomáš Malý, Duchcov

Co nám říká Capella?

Jasná Capella ze souhvězdí Vozky je hvězda, o níž lze v každém případě mluvit v superlativech. Mimo to, že je šestou nejjasnější hvězdou nočního nebe, má ještě několik dalších velmi zajímavých vlastností.

Tak například je nejsevernější z pětadvaceti nejjasnější hvězd. Pro nás, obyvatele střední Evropy, to znamená, že nám nikdy nezapadá pod obzor.

Nápadná je také svým nažloutlým odstínem, který je patrný i při pohledu bez dalekohledu. Capella má totiž velmi podobnou povrchovou teplotu jako Slunce, na rozdíl od něj je ale mnohem zářivější. Nachází se ve vzdálenosti 43 světelných let, v takové dálce by Slunce bylo na hranici viditelnosti pouhým okem.

Jestliže má Capella se Sluncem tutéž teplotu, pak její větší zářivý výkon ukazuje, že musí být i mnohem větší. Skutečně, Capella patří mezi tzv. hvězdné obry.

Tato fáze vývoje je ovšem relativně krátká, a proto v podobném stavu hvězdy často nezastihneme. Například do vzdálenosti čtyřicet tři světelných let leží několik stovek stálic, ovšem jen tři z nich jsou obři - Arktur z Pastýře, Pollux z Blíženců a Capella z Vozky. Její podrobné studium nám proto dává unikátní možnost poznat, kam ve svém vývoji spěje i naše Slunce.

Capella má však ještě jednu báječnou vlastnost: je dvojhvězdou!

Možná si řeknete, co je na tom tak zajímavého? Vždyť na obloze je dvojhvězd ohromné množství. Jenže Capella je výjimečná. Díky tomu, že se nachází blízko Slunce, můžeme velmi podrobně studovat dráhu obou jejich složek v prostoru a odvodit tak s neobyčejnou přesností jejich hmotnosti Právě hmotnost přitom určuje, jak se hvězda vyvíjí. Znáte-li, kolik hvězda váží, znáte její minulost i budoucnost.

To, že je Capella dvojitá, zjistil roku 1899 americký astronom William Campbell. Na Lickově observatoři v Kalifornii pořídil sérii spekter, na kterých se objevily dvě soustavy podobných absorpčních čar, jenž s periodou 104 dní neustále měnily své polohy. Nebylo pochyb: Capella je tzv. spektroskopickou dvojhvězdou.

Dnes víme, že obě hvězdy mají podobný spektrální typ, označovaný písmenem G. Jedna složka, říkejme ji Capella A, má zářivý výkon šedesát pět Sluncí a je asi o tisíc kelvinů teplejší než druhá, Capella B. Ta má sice povrchovou teplotu 4900 kelvinů, je však zářivější. Odhaduje se, že sedmdesátpětkrát předčí Slunce.

Hvězdy mají také podobné hmotnosti, i když chladnější z nich je o trochu těžší. Kolik váží, vyplývá z průběhu změny spektra. Ostatně zamyslete se teď chvilku nad jinou dvojicí: Zemí a Měsícem. Obě tělesa obíhají kolem společného těžiště. Hmotnější Země se ale nachází mnohem blíže k těžišti, a proto se kolem pohybuje s menší oběžnou rychlostí. Lehký Měsíc pak ve velké vzdálenosti, aby to vše stihl, sviští výrazně rychleji.

V případě Capelly nám velikost oběžných rychlostí prozradí posuvy spektrální čar. Ukazuje se tak, že jsou obě hvězdy téměř shodně hmotné.

Rozborem spektra je ale možné odvodit pouze poměr hmotností. Abychom zjistili jejich skutečné hmotnosti, musíme ještě znát, jak moc jsou od sebe hvězdy daleko. Čím si budou vzdálenější, tím budou hmotnější. Takové je pravidlo.

Právě tady se projevuje výhodná poloha Capelly. Obě složky jsou sice příliš blízko sebe, na to abychom je mohli spatřit odděleně přímo, nejsou však daleko na to, abychom mohli určit jejich úhlovou vzdálenost nepřímo. Pomocí interferometru se to podařilo již roku 1919.

Hvězdy jsou od sebe v průměru vzdáleny 110 milionů kilometrů. Tato hodnota, spolu s oběžnými rychlostmi a periodou oběhu, tak jednoznačně určuje jejich hmotnosti: Teplejší složka má hmotnost asi 2,5 Slunce, chladnější asi 2,6 Slunce. Capella A je devětkrát větší než Slunce a chladnější Capella B asi dvanáctkrát větší.

Jak už jsme si řekli, když známe hmotnost obou hvězd, známe jejich minulost i budoucnost. Takže se teď podívejme na jejich životní dráhy.

Hvězdy začaly ve svém nitru spalovat vodík na helium asi před šesti sty miliony lety. Dostaly se do etapy hvězdy hlavní posloupnost, čili do téže fáze vývoje, v níž se nachází a ještě hodně dlouho zůstane i Slunce. Už tehdy však byly obě Capelly teplejší a zářivější než Slunce.

Jakmile ve svém centru přeměnily veškerý vodík na helium, začaly stejný materiál spalovat ve vyšších vrstvách obalujících heliové jádro. To vedlo ke zvýšení produkce energie, která se z části využila k nafouknutí a v důsledku toho i ochlazení vnějších vrstev hvězdy. Stálice opustily hlavní posloupnost a daly se na dráhu hvězdných obrů.

U první z hvězd, hmotnější Capelly B, se tak stalo po pěti stech třiceti milionech letech. Byla totiž rozmařilejší a rychleji plýtvala svoji drahocennou energií.

Zatímco její vnější vrstvy expandovaly, jádro se naopak stlačilo. To vedlo k jeho ohřátí a brzo i k zahájení přeměny helia na kyslík a uhlík. I v tomto případě byla hmotnější složka rychlejší.

Změna hlavního zdroje energie se samozřejmě projevila i na vzhledu Capelly B. Zatímco její lehčí kolegyně si pořád ještě hověla na hlavní posloupnosti, ona poněkud splaskla a na povrchu se ohřála. Postoupila tak mezi tzv. oranžové obry. Do současnosti scházelo pouhých dvacet milionů let.

V tomto stavu se nachází i dnes. Teplejší Capella A je však právě teď těsně před spotřebováním vodíku v jádru a zahájením hoření ve slupkách kolem heliového jádra.

V budoucnosti bude dál pokračovat spalování vodíku a helia přímo v jejich nitru či obálkách obklopujících jádro. Jakmile hmotnější Capella B spotřebuje helium v jádře, začne požírat stejný materiál i v nejbližším okolí. Opět se nafoukne a ochladí. Dostane se do stadia, které nazýváme červený obr. Po čase však o svoji řídkou obálku přijde. Rozplyne se do okolí v podobě planetární mlhoviny a na místě kdysi slavné hvězdy zůstane jen velmi teplé, ale pomalu vyhasínající jádro - bílý trpaslík. Podobnou cestu čeká i naše Slunce.

Na závěr se musíme k něčemu přiznat. Tato otázka v nadpisu měla původně znít úplně jinak: Kolik je Capell? Teď už víte, že dvě. Jenže ono to není pravda! Capelly jsou ve skutečnosti čtyři!

Poblíž této těsné dvojice se nachází jiný systém: dva červení trpaslíci. V prostoru sice leží více než patnáct setin světelného roku daleko, o oběhu kolem společného těžiště lze tudíž mluvit jen stěží, nachází se však ve stejné vzdálenosti a pohybují se shodně prostorem. S velkou pravděpodobností tedy k sobě patří.

Na rozdíl od hmotnějších kolegyň nám tito dva trpaslíci příliš zajímavého neřeknou. Oba dohromady mají zářivý výkon pouhou setinu Slunce. Bez jakékoli změny budou ve svém nitru spalovat vodík ještě po mnoho miliard budoucí let.

Capella: dva zářiví, hmotní Goliáši a dva nenápadní, chladní Davidové. Kdo by to do ní řekl, že?

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

OBSAH

tisk

Ian Steward, Čísla přírody

Neskutečná skutečnost matematické představivosti

Zatímco předminulý rok se nesl ve znamení zmizení Saturnových prstenů, letos nám příroda připravila obdobně zajímavou podívanou. Jak už bylo avizováno v minulé Zpravodajské síti, Jupiter se nachází v tak výhodné pozici, že bude docházet nejen k přechodům, resp. zákrytům galileovských měsíců planetou, ale i k vzájemným zákrytům a zatměním jednotlivých satelitů. Naposledy se taková situace naskytla před šesti roky.

Největší počet těchto úkazů nastává mezi dubnem a prosincem tohoto roku, přičemž nejlepší období viditelnosti Jupiteru je mezi červnem a zářím. Tehdy bude planeta ležet v souhvězdí Kozoroha a bude pozorovatelná po celou noc.

Sledování zákrytů i zatmění se provádí podobnými metodami jako u zákrytových dvojhvězd. Jasnost zatmívaného satelitu či dvojice zakrývajících se měsíců srovnávejte buď s těmi ostatními, nebo v případě zatmění s tím, který zatmívá (a jehož jasnost se tudíž nemění). Pamatujte však, že úkaz je velmi rychlý - pokles a následný vzestup jasnosti s amplitudou až jedna magnituda trvá jen několik minut.

Pokud se rozhodnete v době, kdy se většina astronomů zabývá ještě kometou Hale-Bopp, na Jupiter podívat, nezapomeňte nám o tom do Trpaslíka napsat.

Hlavně se však na Jupiter a stínové divadlo, které nám předvedou jeho měsíce, podívejte. Další příležitost budete mít až v roce 2003.

Na obrázku je fotometrický průběh zákrytu Europy měsícem Io 10. září 1973

OBSAH

tisk

Martin Mojžíš

Stíny vakua III.
V minulém díle našeho seriálu jsem neprozřetelně slíbil, že si už konečně povykládáme o skvrnitosti Mléčné dráhy. Shodou okolností se mi ale do rukou před několika týdny dostal zajímavý článek o rozložení mezihvězdné hmoty v těsném okolí Slunce a tak jsem se rozhodl povědět vám pár slov ještě na tohle téma. (Po pravdě řečeno za tím byl i poměrně velký nedostatek času.)

Sajrajt na zápraží

V roce 1957 napsal známý britský astronom Fred Hoyle (ten, který vymyslel název Big Bang) vědeckofantastickou povídku Temné mračno. Popsal v ní setkání s hustým oblakem prachu a plynu, který měl pohltit veškeré sluneční záření a tak zničit život na Zemi. Naštěstí pro nás, alespoň v povídce, se ukázalo, že je mračno inteligentní, Zemi se vyhnulo a život pozemšťanů byl zachráněn.

Zhruba před dvaceti léty se ale zjistilo, že Hoyle měl alespoň částečně pravdu: Slunce se nachází v oblaku mezihvězdného plynu. Není sice příliš hustý a samozřejmě ani inteligentní, ale je tu. Počítat se s ním musí, ba co víc, spousta astronomů ho dnes intenzivně studuje. Může nám totiž prozradit lecos zajímavého z historie našeho zákoutí Galaxie.

Jak už jsme si minule uvedli, mezihvězdné prostředí, dokonce i v těch nejhustším molekulových mračnech, je pořád řidší než nejlepší na zemi vyrobené vakuum. Průměrná hustota mezi hvězdami činí jen 0,1 atomu na centimetr krychlový. V porovnání s tím sahá do vzdálenosti několika stovek světelných let od Slunce ještě řidší prostředí, jakási v bublina. V této bublině je ale malé mračno, zhustek mezihvězdného látky, který se vznáší mezi Sluncem a nejbližšími hvězdami.

Po pravdě řečeno, ono se vlastně o klasické mračno mezihvězdné látky nejedná. Je příliš difuzní. Označení oblak je proto krajně nevhodné, je to spíše jen jakési chmýří. Jeho největší hustota totiž nepřesahuje 0,2 atomu na centimetr krychlový - to je sice více než hustota okolí, nicméně mnohem méně než hustota molekulových mračen (stovky až tisíce atomů na centimetr krychlový) či vzduchu na Zemi (25.10¹⁸ atomů.cm^-3).

Je samozřejmé, že takový obláček můžeme studovat jen velmi obtížně. Jedinou možností jsou blízké, jasné hvězdy, jejichž světlo je v prostoru absorbováno mezihvězdným plynem a prachem.

Ukazuje se, že v některých směrech sahá oblak až třicet světelných let daleko od Slunce, v jiných ale mnohokrát menší. Naše mateřská hvězda leží poblíž jeho okraje. Na obrázku na další straně máte pohled na naše okolí z nadhledu, nad rovinou Galaxie. Představte si, že Slunce leží uprostřed ciferníku ručičkových hodinek. Pomyslná šestka míří ke středu Galaxie.

Směrem k Siriovi (8,5 světelného roku) a Prokyonovi (11,4 světelného roku daleko), na našich hodinách tedy na desítku a jedenáctku, nesahá náš oblak příliš daleko. (Obě stálice jsou tak blízko Slunce, že se vzhledem ke zvolenému měřítku do mapy nevešly. Nachází se těsně u Slunce.) Hvězdy, které leží dál než tato dvojice, jsou totiž mezihvězdným materiálem zeslabeny jen nepatrně více. Naopak směrem na čtvrtou, pátou a šestou hodinu je mezihvězdný plyn nejhustší.

Jak oblak, tak i Slunce se pohybují prostorem. Detailní pozorování však ukazují, že mezihvězdné mračno se pohybuje směrem na jednu hodinu, zatímco Slunce na čtyřku. Nejhustší oblast mračna musí tedy ležet blízko Slunce.

Dokonce existují domněnky, že nás za takových padesát tisíc let ohrozí na životě. Slunce nás sice před pronikavým zářením a vysoce energetickými částicemi chrání prostřednictvím svého větru, za pět set století ale projde nejhustší oblastí mezihvězdného oblaku. Tehdy může být štít slunečního větru stlačen natolik, že Země nebude již dál chráněna a dostane pořádnou dávku záření. Jedná se ale o čirou spekulaci - na to je náš oblak jen málo hustý.

Malé, ale naše mezihvězdné mračno má velmi zajímavou historii, která úzce souvisí s asociací Scorpius-Centaurus. Je to nejbližší skupina masivních hvězd a tedy i supernov. Hvězdy z tohoto konglomerátu najdete směrem na sedmičku, čtyři sta až pět set světelných let daleko. Patří do něj jasné stálice mnoha souhvězdí: počínaje Hadonošem, přes Štíra, Vlka, Kentaura a konče Křížem. Asi nejznámějším členem soustavy je Antares, již značně vyvinutý červený veleobr spektrálního typu M, který se chystá explodovat jako supernova.

Před dvěma až třemi miliony let v asociaci explodovala jiná masivní hvězda. Vnější okraj explodující obálky plynu právě teď zasáhl Slunce. Náš oblak mezihvězdné hmoty tedy není ničím jiným než částí rozpínajícího se zbytku staré supernovy. Proto se také pohybuje směrem od asociace. Kromě materiálu ze zaniklé hvězdy před sebou hrne i mezihvězdný plyn, se kterým se na své cestě potkal. Proto je oblak složen především z vodíku a helia. Složitějších prvků, produktů jaderného hoření a následné exploze supernovy, obsahuje jen velmi málo.

Mezihvězdná látka už také expandující obálku supernovy značně zabrzdila. Zatímco při explozy měla rychlost až několik set kilometrů za sekundu, dnes za stejnou dobu urazí obálka jen osmnáct kilometrů.

O moc více toho o místním oblaku mezihvězdné hmoty nevíme. Možná se ale již brzo naše znalosti prohloubí. Ve hře jsou kosmické sondy Pioneer a Voyager, které letí ven ze sluneční soustavy a které - pokud do té doby vydrží vysílat - až prorazí štít ze slunečního větru nám snad poskytnou informace z první ruky.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Z čeho jsem stvořeni?
Přece z masa a kostí. To je samozřejmě pravda. Jenže z čeho je maso a kosti? Základem jsou různé atomy, především vodík, kyslík a uhlík. Otázka tedy zní: Kde se právě tyto prvky ve vesmíru vzaly?

Ještě před padesáti lety by vám každý astronom odpověděl, že všechny prvky, počínaje vodíkem a konče třeba uranem, vznikly při velkém třesku před asi patnácti miliardami let.

Jenže kdyby to byla pravda, musely by mít všechny hvězdy více méně stejné chemické složení. Všechny by přece od velkého třesku vznikaly ze stejné směsi. Analýzy ale ukazují něco jiného: Zatímco staré hvězdy, které se objevily záhy po velkém třesku, jsou složeny výhradně z čistého vodíku a helia, ty mladší už obsahují něco těžších prvků. Na deset tisíc atomů vodíku u nich připadá tři a půl atomu uhlíku, šest a půl atomu kyslíku a půl atomu železa. Množství těchto elementů přitom roste s klesajícím stářím hvězd. Vysvětlení je jediné: složité prvky se musí tvořit ve hvězdách.

Dnes se již všeobecně uznává, že při velkém třesku vznikl jen vodík a helium. V poměru počtu atomů tisíc ku osmdesáti pěti. Samozřejmě, že se objevily i další prvky, například lithium a bor, jenže v prakticky mizivém množství. Dokonce i dnes je většina mezihvězdného materiálu právě z vodíku a helia.

Naštěstí pro nás plyn záhy zkondenzoval do ohromných oblaků, ze kterých vznikly myriády hvězd. Ty jadernými reakcemi přepracovaly vodík a helium a staly se tak zdrojem složitějších prvků potřebných pro naše těla.

Během života hvězdy odevzdávají do okolního prostoru energii i látku: ve formě elektromagnetického záření, v podobě hvězdného větru či explodujících obálek supernov.

Materiál vrácený zpět do prostoru je přeměněn jadernými reakcemi, které probíhaly během života a zániku jednotlivých hvězd. Vesmír se tak stále a stále obohacuje o těžší prvky, které spolu s vodíkem a heliem opět recykluje a využívá se při tvorbě dalších hvězd.

Největším zdrojem materiálu přeměněného jadernými reakcemi, především uhlíku a kyslíku, jsou hvězdy s hmotností mezi jedním a osmi Slunci. Ty lehčí, tzv. červení trpaslíci, se vyvíjejí velmi dlouho a jaderné reakce v nich probíhají pomalu, naopak těžších hvězd je málo. Podívejme proto letmo na životní dráhu hvězdy o hmotnosti řekněme pět Sluncí.

Celá existence hvězdy je určena její snahou o zachování rovnováhy. Proti jejímu gravitačnímu smršťování působí gradient tlaku plynu a záření. Hvězda však není od okolního prostoru úplně izolována. Svoji energii neustále odevzdává okolí. Úhrada těchto ztrát je hlavní příčinou jejího vývoje.

Hvězda vzniká z oblaku dostatečně husté, pomalu se do sebe hroutící mezihvězdné hmoty. Jakmile se ve svém nitru zahřeje na pět milionů kelvinů, začnou v ní probíhat jaderné reakce. Vodík se bude, prakticky ale pouze v jejím středu, měnit na helium a takto uvolňovaná energie poslouží k úhradě ztrát vzniklých vyzařováním do prostoru. Stálice se přestane smršťovat a stane se hvězdou tzv. hlavní posloupnost.

Přeměna vodíku na helium bude v jejím nitru probíhat několik miliard let. Dříve nebo později se však zdroj paliva vyčerpá. Oblast hoření se tehdy přesune do okolí nyní již heliového jádra.

Heliový popel se bude i nadále přihazovat k jádru, které tak bude stále více stlačováno a zahříváno. Centrální hustota i teplota prudce poroste a bude se uvolňovat velké množství energie. Aby ji mohla hvězda vyzářit, musí se její obal zvětšit. Vodíková atmosféra se nafoukne a tím i ochladí.

Jakmile centrální teplota dosáhne sto milionů kelvinů, dojde k zapálení reakce přeměňující helium na uhlík a kyslík. Hvězda se stane tzv. oranžovým obrem. V takovém stadiu je například Arktur ze souhvězdí Pastýře.

Tato reakce je nesmírně rychlá a tak je brzo veškeré helium vyčerpáno. Jeho spalování však bude pokračovat ve slupkách kolem kyslíkouhlíkového jádra.

Nyní by logicky mělo následovat zapálení uhlíku. K nutnému stlačení a zahřátí jádra však už nedojde. Hvězda je prostě málo těžká. Nedojde k tomu ani u hvězd do osmi hmotností Slunce. V jejich případě tedy spálením helia končí jaderné reakce v jádře.

K přeměně prvků ale pořád ještě dochází ve slupkách kolem jádra. V této době hvězda vypadá asi takto: Její jádro má hmotnost jedno Slunce, poloměr deset tisíc kilometrů a hustotu tisíc kilogramů na centimetr krychlový. Kolem se rozkládá řídký obal, jehož poloměr může dosáhnout až sto padesát milionů kilometrů. V oblastech nejbližších k jádru se dál mění helium na kyslík a uhlík a něco výše i vodík na helium. Tyto dvě jaderné reakce se střídají ve své intenzitě. Většinu doby je aktivnější slupka, kde se mění vodík. Heliový popel se neustále ukládá do vrstvičky kolem kyslíkouhlíkového jádra. Její hmotnost, hustota a teplota neustále roste. Po překročení jisté meze dojde k zapálení helia a zároveň k útlumu spalování vodíku. Jelikož je tato reakce energeticky vydatnější, obal hvězdy se nafoukne a ochladne. Po čase, když je helium spáleno, se role opět vymění a obal se opětovně mírně smrští a zahřeje.

Velmi zajímavý je okamžik nafukujícího se obalu. Tehdy totiž dochází k jeho rozsáhlému promíchání. Na povrch hvězdy se tak dostávají produkty jaderného hoření, tedy uhlík, kyslík a další prvky.

Rozsáhlé atmosféry vyvinutých hvězd jsou velmi chladné. Proto zde vznikají jednoduché i složitější molekuly, například oxid uhličitý, různé aromatické uhlovodíky, křemíkové částice apod. Vlivem tlaku záření jsou brzo vytlačeny z atmosféry a ve formě hvězdného větru obohacují okolní prostor. Odhaduje se, že tímto způsobem červení obři ztrácejí až desetitisícinu hmotnosti Slunce za rok.

V závěrečném stadiu vývoje dojde k tak masivní ztrátě hmoty, že se obal jádra zcela zlikviduje. Tím se samozřejmě zastaví i jaderné hoření. Na místě hvězdy zůstane pomalu chladnoucí kyslíkouhlíkové jádro, budoucí bílý trpaslík, kolem kterého se bude pomalu rozpínat planetární mlhovina.

Hlavním zdrojem kyslíku a uhlíku jsou tedy hvězdy z hmotností mezi jedním a osmi Slunci. Prvky jako železo, zlato či platina však mají svůj původ jinde: v supernovách.

Exploze supernovy sice pro masivní hvězdu znamená zánik, pro nás je to ovšem nadmíru důležitý okamžik, kdy se uvolňuje uvolňuje dostatečné množství energie nutné k tvorbě složitých prvků. Jelikož ale supernova exploduje v Galaxie jen občas, jen párkrát za století, jí stvořené prvky jsou mnohem vzácnější.

Biblické rčení " prach jsi a v prach se obrátíš" je tedy více než pravdivé. My všichni, celý svět kolem nás je totiž složen z popelu jaderného hoření, který probíhá v nitru hvězd.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Zajímavá pozorování
Je to zvláštní, ale moje - pomalu již tradiční - výčitka, že až na Lukáše Krále nepozorujete, zapůsobila. Lukáš se urazil a neposlal nic, za to se však ozvali jiní. Michal Švanda dokonce nezakrytě napsal: dohnalo mě k tomu stále se vyskytující jméno Lukáše Krále. Zdá se tudíž, že nejsme až tak úplně společností bývalých pozorovatelů...

První pozorování jsem vybral právě od Michala. Stejně jako mi všichni i on bojoval o zimních prázdninách s vražednými mrazy. Tady je kousíček z jeho zápisu z 28./29. prosince: 22:30 začínám pozorovat, na východě svítí Měsíc, mhv nic moc, teplota -23 °C. Tehdy se podíval se svým čočkovým dalekohledem o průměru pět centimetrů na M 42. Popis má sice dost strohý, i kresba nepatří mezi top ten, je však zajímavé, že si všiml soustavy mlhovin NGC 1973, 1975, 1977 kolem dvojice hvězd 42 a 45 Ori.

28./29. 12. 1996 refr. 5/100, zv. 40x, mhv 5,2 mag

M 42, NGC 1976 - splývá spolu s M 43 v jednu část, dolní lalok jasnější, pravý velmi slabý. NGC 1973, 1975, 1977 - velmi slabá mlhavá skvrnka. NGC 1981 - hodně slabých, stejně jasných hvězd.

I já jsem kdysi zjistil, jak moc je soustava prachových mlhovin NGC 1973, 1975 a 1977 nápadná. Bylo to v roztokách na východním Slovensku před takovými, bratru, pěti roky. Díval jsem se na M 42 a severně od ní nalezl M 43. Byla nápadná, nepřehlédnutelná. Při konfrontaci s mapou jsem ale z hrůzou zjistil, že to není to, za co jsem to považoval. Pro ilustraci přikládám popis, který jsem zanechal ve svém deníku o zimních prázdninách 1995:

29./30. prosince Somet binar 25x100 mhv 6 mag

M 42 - naprosto fantastická, jako na fotografiích, jen není barevná. Sinus Magnus, "chobot", jasná část, bočním rozsáhlá část slabší. Kruhová M 43, NGC 1982, komplex NGC 1973, NGC 1975, NGC 1977 - to všechno je krásně vidět. Prostě za dobré noci jedno z nejkrásnějších zákoutí naší oblohy.

Michal Švanda, stejně jako většina z vás, se také podíval na kometu. Snad nejzajímavější pozorování, když odmyslím Kamila Hornocha, nám poslal prostřednictvím Internetu Zdeněk Mikulášek (ano, můj šéf) ze svého pobytu v Tatranské Lomnici:

Tatranska Lomnica, utery 18. 2. 1997, 5.23 SEC:

Pracoval jsem tuto noc dlouho pres pulnoc a netrpelive si prohlizel oblohu, ktera predtim tolikrat zklamala. Situace se vsak oproti predchazejicim dnum prece jen zmenila. V Tatrach zacalo mrznout a z oblohy postupne mizely mraky. Rekl jsem si, ze by to melo vyjit. Budika jsem si natahl na 4.35 a kdyz mne asi po dvou hodinach spanku probudil, nechapal jsem proc. Pak jsem ale jukl skrz zaluzie a bylo mi jasne, ze musim ven. Radne jsem se oblekl a vybaven jen brylemi (-0,75 D, 0,25 astigmatismus) jsem vyklouzal ven z ustavu. Opatrnost tu byla na miste, jelikoz mraz zmenil predtim natatou snehovou brecku v neporadne upravenou ledovou plochu.

Hned jsem ji uvidel. Byla tam, kde mela byt, drepela pod krkem Labute a byla jasna. Od ostatnich hvezd se na prvni pohled vyrazne odlisovala nejen svoji rozmaznutosti, ale i barevnym odstinem. Co do barevnosti byla nekde mezi Kapelou a Aldebaranem. Vzhledem k tomu, ze jasne hvezdy v okoli Hale-Boppky maji barvu ciste bilou, ci spise ledove bilou, byl ten barevny odstin komety o to vyraznejsi. Pripomnelo mi to situaci, kdy se pri zehleni belounkeho bileho prosteradla vypraneho Vizirem (se spoustou modridla) zakecate a zvednete rozpalenou zehlicku. Jde presne o tytez barevne pomery. Ohon komety mirici vzhuru dle ocekavani nebyl nijak vynikajici, nicmene sel Labuti po krku.

Od pozorovani me stale odvadel jakysi volne pobihajici vlcak s odjistenymi zuby. Kdyz ale ohledal situaci, rozhodl se mne nechat zit a kamsi po ledove plani odbehl. Nevim proc, ale padala tu spousta meteoru, snad proto, ze uz bylo nad ranem, a to maji sporadicke meteory maximum. Ale i tak jich byla spousta. Prijemne me prekvapil opozicnicky Mars, ktery na obloze jasne kraloval a byl pritom oranzovy, jak zakon kaze.

Vzduch se mlel nad krajinou, hvezdy blikaly a menily o prekot sve barvy. To se tykalo vsech hvezd, i tech nad hlavou, nikoli vsak komety. Ta na rozdil od svych nervoznich hvezdnych kolegyn svitila klidne a vyrovnane. Co do jasnosti jsem ji vnimal jako o neco slabsi nez Deneb, nicmene vyrazne jasnejsi nez gamu Cygni, promenarsky receno alfa Cyg 1 kometa 4 gamma Cyg, coz po zpracovani hodi hvezdnou velikost cca 1,5 magnitudy. Podotykam, ze tuto cast pozorovani jsem konal po Bobrovnikoffsku, cili bez bryli. Pri urcovani jasnosti teto kometu bude stale vice na prekazku fakt, ze jaksi chybeji srovnavaci hvezdy...

Pak uz ale zacalo svitat a mraz uz pekne zalezal za nehty, takze jsem se rychle vratil do sveho pokoje, abych v rychlosti provedl tento policejni zaznam.

OBSAH

tisk

Zdeněk Mikulášek

Jirko,

tak nakonec vecer 5. brezna prisly cirry, takze nebylo moc pekne, ale vsechno jsem si vynahradil rano na Bobanovi. Ty cirry totiz do rana odesly a bylo nadprumerne cisto. Kdyz jsem uvidel okem, jeste skoro neadaptovany, ohon az za Severni Ameriku, podival jsem se do delaku a uvidel 4 ohony, podival se do petatricitky a videl 2 jety, 2 odvrzene obalky a 3 ohony, tak jsem z toho byl tak hotovej, ze jsem chvili nevidel, co mam delat. No, az jsem se z toho probral, tak jsem rychle lapl monokular 1x50 a udelal odhad s Letnim trojuhelnikem. Jen Vega byla o neco jasnejsi, ale jak se ukazalo doma u peculi tak presne o extinkci, takze Bobek dosahl 0,0 mag! Takze to vypada na maximum snad kolem -1 mag. No, pak jsem urcil delku ohonu okem - 25 stupnu plazmovy v p.a. 320 stupnu a 10 stupnu prachovy v p.a. 285 stupnu. A pak jsem zacal kreslit. Nejprve pri 237x vnitrni komu (nekolik uhl. minut od jadra) a pak pri 66x jsem namaloval kometu i s 3 ohony do vzdalenosti asi 1 stupne od jadra. Na ty obalky s vzhledem vlnek jsem si uz zvykl, ale nejvic me asi vzal tenoucky plazmovy ohon, ktery vychazel z hlavniho plazmoveho ohonu. Vypadal jako ty tenke ohony u Donati, no proste nadhera. V delaku uz jsem to diky pokrocilemu svitani nakreslit nestihl, to by trvalo tak skoro hodinu. Takze priste udelam asi tesne okoli v 35 cm a celou kometu delakem. Je to pak ale hruza prace, doma ty kresby prekreslit, aby tam nebyly videt "strychy" po tuzce, ale bude to moje pamatka na Bobana. A jeste jeden vzkaz pro ty, kteri berou tyhle radky s rezervou a moc jim neveri - zkuste taky nekdy pozorovat a ne jen sedet u PC a cekat, co vam prijde e-mailem... Ahoj

OBSAH

tisk

Kamil Hornoch

Spoustu takových podobných pozorování najdete na našich 3W stránkách. Adresu určitě všichni znáte, vždyť s ní v trpaslíku otravuji na každém volném místu (používám to jako vycpávku), ale pro jistotu a ze setrvačnosti opakuji: http://www.sci.muni.cz/~dusek.

Množstvím pozorování nás také zahrnul Peter Drengubiak z Partizánského. Nebo jak se to vlastně skloňuje. (Tady mi dovolte malou odbočku. Asi víte, že už léta píšu do Kozmosu rubriku Noční obloha. Vychází, stejně jako všechny pravidelné rubriky, slovensky. Díky tomu občas narazím na někoho, kdo si vážně myslí, že umím slovensky a své články předávám redakci rovnou v tomto jazyku. Opak je pravdou. Když do této rubriky přepisuji vaše pozorování, přesně kopíruji to, co jste mi poslali. Samozřejmě i s patřičnými chybami plus těmi, které přidám já.) Z nich jsem vybral, co jiného, M 42 a spol.:

Jednotlivé části Mlhoviny v Orionu pojmenoval John Herschel. Některé dle zřetelné podobnosti mlhoviny k hlavě, čumáku a tlamě monstrózního zvířete - příšery, zbývající podle slavných pozorovatelů, kteří M 42 studovali. Nejjasnější částí mlhoviny je Regio Huygeniana, Huyghensova oblast. Název dostala podle Christiaana Huyghense, kterého Herschel považoval za objevitele M 42. (Jím ve skutečnosti byl Nicolas Peiresc z Francie (1611) a Johann Baptist Cysat ze Švýcarska) Regio Huygeniana obklopuje Trapez a byla Johnem přirovnána ke sražené kapalině, povrchu pokrytém chumáči vlny, resp. rozervané drobně pruhované obloze. Odpovídá vrchní části hlavy monstra, jehož další tělesné části mají označení: Frons - Čelo, Occiput - Temeno a Rostrum - Zobák. Na jihovýchod od Rostrum je Proboscis Major- Velký chobot, mlhavý pás, který poprvé roku 1773 pozoroval Charles Messier. Temná oblast mezi ním a Proboscis Minor se nazývá Regio Messieriana. Nápadný temný pás, který sahá od východního okraje až k Trapezu a jež tvoří otevřenou tlamu příšery, pojmenoval John Herschel Sinus Magnus (Velký záliv). Několik pozorovatelů v něm vidělo jeden i více slabých svítících pásů - ten nejnápadnější byl později (ne však Johnem) označen podle známého německého amatéra, který ho popsal roku 1797, jako Pons Schroeteri (Schröterův most). Jižně od Regio Huygeniana leží jiný zřetelný temný záliv - Sinus Gentilii, jehož jméno připomíná francouzského astronoma G. H. Le Gentila, který jej poprvé popsal roku 1758. Kromě těchto detailů zavedl John Herschel i pojmenování (podle prvních pozorovatelů M 42) šesti rozsáhlejších částí mlhoviny. Ve směru hodinových ručiček to je Regio Gentiliana, Regio Huygeniana, Regio Derhamiana, Regio Picardiana, Regio Godiniana a Regio Fouchiana.

26./27. januára 1997, newton 150/750, mhv 5,7 mag, silný opar do výšky 8°

M 42, NGC 1976 - hmlovina je vo výške asi 45° nad obzorom, takže opar na ňu nemá. Krásne viditeľná voľným oko, ako jasná hmlovinka. Vyzerá ako veľmi jasný nepravideľný oblak. Hlboko do jasnej oblasti zasahuje tmavý táliv (Sinus Magnus), tento záliv končí až pri Trapéze. Najjasnejšia oblasť je okolo troch hviezdičiek a jasná oblasť je aj na druhej "strane zálivu", ale je o poznanie slabšia. Slabšie vonkajšie oblasti sú viditeľné pekne bočným videním, týmto pohľadom dostává hmlovina vzhľad ako na fotografiach (chýba len dlhý jasný výbežok, ktorý není vidno), v slabších oblastiach vidieť bočným videním jasnejšie výbežky do okolia, ináč okraje prechádzaju plynule do okolia.

Trapez - na prvý pohľad vyzerá ako jasná hviezdička, ale lepší pohľad hneď rozozná, že je to tesná skupinka hviezd. Pri 50x zväčšení v pohode rozoznám 4 hviezdy.

M 43, NGC 1982 - dosť slabo viditeľný symetrický obláčik okolo hviezdy 6 mag.

NGC 1973, 1975, 1977 - veľmi ťažká na pozorovanie, malá jasnosť, okolo hviezd 42 a 45 Ori som zazrel na okamih slabulinké zahmlenie, ale nedal by som za to ruku do ohňa.

NGC 1981 - veľmi nevýrazná hviezdokopa, napočítal som asi 12-15 hviezd, jej uhlový priemer je asi 30', hádam je krajšia triedrom.

Ano, já vím. Už kdysi dávno jsem vám slíbil článeček o zimních mlhovinách. Jaxi se mi ale nedostává sil, abych se k tomu dokopal. Snad vás alespoň trochu uklidní pár slov o jedné z nich. Doufám, že se na ni nejen podíváte, ale že nám i pošlete pozorování. Já vám na oplátku slibuji, že se k nim příště konečně dostaneme. už to mám dokonce i vymyšlené.

Nejdříve si opět vezměme zápis Petra Drengubiaka:

26./27. januára 1997, newton 150/750, mhv 5,7 mag, nepriamo rušia lampy mestského osvetlenia

NGC 2024 - Má sa nachádzat blízko z Ori (Alnitak), lenže keď som na to miesto zamieril dalekohľad, hneď som zistil no čo som sa dal. Alnitak vypalovaľ oči, a napriek môjmu snaženiu nebolo možné niečo v jeho blízkosti zazrieť.

Je pravda, že na spatření NGC 2024 potřebujete lepší pozorovací podmínky, především tmavou oblohu. Na druhou stranu není nijak výrazně nenápadná a nedostupná. Musíte však na ni použít spíše menší přístroj - ideální je Somet binar 25x100. V něm má podobu nápadného asymetrického výběžku ze světlého hala kolem z Ori. Sahá přitom až do vzdálenosti půl stupně.

Těsně před uzávěrkou tohoto čísla Trpaslíka nám přišel e-mail od kluků z Úpice, Marcela Bělíka a Tomáše Sýkory, kteří jeli na Sibiř pozorovat úplné zatmění Slunce. Uvádím ho včetně velmi roztomilých překlepů a chyb, snad se na mne autoři nebudou zlobit. Detailní popis jejich putování po Rusku (jak letadlo nemohlo vysunout podvozek a podobné historky) uslyšíte a uvidíte (určitě budou mít spoustu diapozitivů) na květnovém setkání členů APO. Jedno však musím prozradit, kometu Hale-Bopp ve dne neviděli. Nebyli však sami. Do této chvíle jsem nezískal jediné pozitivní pozorování.

Zavidime Leninovi.

Tak nejak by se daly charakterizovat nase pocity na Sibiri. Faktem je, ze jsme asi nezazili to nejhorsi, co Sibir v zime nabizi. I kdyz v noci klesala teplota spokojene pet stupnu pod tricitku a pres den se v lepsim pripade udrzovala na minus patnacti. Ale ve vlaku, kterym jsme se cast cesty dopravovali, bylo nekdy i tricet pet. Nad nulou. Takze teplotni gradient mezi vnitrkem a vnejskem vlaku byl tak stokrat vetsi nez na Slunci. A kvuli tomu jsme tam prave jeli. Ne kvuli tomu gradientu, ale kvuli Slunci. Ale vlastne ani to ne. Kvuli "Neslunci". Cesky - kvuli slunecnimu zatmeni.

Toto zatmeni bylo viditelne z oblasti severniho Mongolska, severni Ciny a Sibire. Tu jsme si - nastesti pro pocasi - vybrali my. A jeste se nam podarilo dostat se asi nejdal na vychod ze vsech astronomickych expedic. Az do vesnice - mestecka Yerofei Pavlovich. Az do oblasti, kde stale plati "Buh vysoko, car daleko". Ale bylo tam krasne. A 9. brezna v 1 hodinu a 10 minut svltoviho hasu se Slunce zatmllo. A byla tma. 2 minuty a 47 sekund. Bylo -27 a pyl a fotaky mrzly. A ruce mrzly. Ale podarilo se. Bylo jasno a privezli jsme spoustu filmu.

A kdo to tam od nas vlastne byl? Dr. Eva Markova, nase reditelka a vedouci cele expedice, Dr. Pavel Kotrc z Ondrejova a nase malickosti, tedy Marcel a Tomas.

Marcel Belik a Tomas Sykora, Hvezdarna v Upici

V minulém díle Zajímavých pozorování se také objevila zmínka o Miře, která byla neobvykle jasná. Jak dokumentuje pozorování členů skupiny VSNET, nakonec dosáhla "jen" 2,5 magnitudy. Přesto se toto maximum zařadilo mezi jedno z nejjasnějších za poslední roky.

Tak se dívám, že do konce Trpaslíka zbývá jedna stránka. Už jsem sice chtěl rubriku uzavřít, ale nedá se nic dělat, vzhledem ke zbývajícímu prostoru musím ještě zabrousit mezi vaše pozorování. Před tím vám ale prozradím, že už jsem přepsal veškerá svá pozorování do počítače. Je to skvělá věc. Práce se tak značně urychlí a usnadní. Tím nenápadně naznačuji, že byste něco podobného mohli udělat i vy. Podrobné pokyny a rady (tak, abychom používali všichni stejný formát) vám rád poskytnu.

"Jarní obloha je bohatá na galaxie", tato úvodní větička se v různých variacích objevuje každý rok. Nezbývá tedy, než se také podívat na jedno zajímavé zákoutíčko.

Snad největší počet jasných galaxií najdete na hranicích Panny a Vlasů Bereniky. Nejznámější z nich je dvojice M 84 a M 86, v jejichž těsné blízkosti můžete spatřit spoustu další slabších mlhavých skvrnek. My se ale podíváme o kousek na severozápad, do okolí šesté hvězdy podle Flamsteeda, tedy 6 Comae Berenices.

Jen půl stupně na západ od této hvězdy páté velikosti najdete M 98, NGC 4192. Jak se můžete přesvědčit, v Messierově katalogu je uvedena jako mlhovina bez hvězd, nesmírně slabého světla, nad severním křídlem.... Jen o pár let později, roku 1783, si galaxii prohlédl i William Herschel: Rozsáhlá pěkná mlhovina. Její poloha ukazuje, že jde o 98. objekt podle Messiera; jeho popis ale naznačuje, že ji tento gentleman neviděl celou, její slabé okraje sahají přes čtvrtinu stupně... je nemožné ji do mého zorného pole umístit celou.

Jak jste na tom vy? Většina pozorovatelů se shoduje, že M 98 patří mezi slabé objekty. Např. pro Honzu Kyselého, při mezní hvězdné velikosti 5,6 mag, byla na hranici viditelnosti bočním pohledem v jedenácticentimetrovém newtonu. Na tmavé obloze by ale měla být spolehlivě vidět i v Sometu binaru, jako velmi slabá skvrnka protáhlá nejméně v poměru stran 1:2.

Na jihovýchod od M 98, asi jeden a půl stupně daleko, narazíte na další Messierovský objekt: M 99, NGC 4254. Stejně jako předcházející galaxie patří mezi spirální. Ovšem zatímco na M 98 se díváme prakticky z boku, na M 99 se díváme z vrchu. V dalekohledu má proto podobu mlhavé, téměř kruhové skvrny o průměru několik úhlových minut.

Nedaleko najdete i třetí eMko - tentokráte sté. M 100 (NGC 4321) patří mezi největší spirální galaxie v kupě Panny. Určitě víte, že ji v poslední době značně proslavily cefeidy, které v ní pozoroval Hubblův kosmický dalekohled. V menších přístrojích, které vlastní většina z vás, vypadá podobně jako M 99.

Vzhled celého zátiší pěkně popisuje Honza Kyselý - newton 110/805, zv. 32x: Všechno slabé protažené skvrnky, pravděpodobně podobného tvaru i velikosti, nejjasnější M 100 - nápadná na první pohled, M 99 o málo slabší, M 98 určitě nejslabší, dost obtížná, na samé hranici bočním viděním. Na tom, že M 98 je nejslabší z trojice, se shoduje většina pozorovatelů. Zbývající dvě galaxie jsou pak zhruba stejně jasné. Někteří z vás říkají, že je jasnější M 100, jiní, že M 99.

Nakonec se zastavme u NGC 4147. Výjimečně se nejedná o galaxii, ale o kulovou hvězdokupu! Kdo by ji tady hledal, že? V našem archivu máme pouze jediné pozorování od Milana Antoše z Jablonce nad Nisou z 1. května 1989: cassegrain 300/4750, zv. 120x; malá, průměr 2', výrazná, snadno naleznutelná, bez viditelných hvězd (mhv 5,6 mag).

V Hartung's Astronomical Objects for Southern Telescope, jedné nově nabyté knížky, je uvedeno: slušně koncentrovaná, středně jasná, kolem 1,5' v průměru, nápadně se zjasňuje do širokého středu. Kupu lze snadno rozlišit na jednotlivé slabé hvězdy ve dvaceticentimetrovém dalekohledu, patnácticentimetrový ukazuje granulaci, v deseti a půlcentimetrovém refraktoru vypadá jako malá, nenápadná skvrna.

Kulovou hvězdokupu NGC 4147 objevil roku 1784 William Herschel. Trojici předcházejících galaxií nalezl během jediné noci, 15. března 1781 Pierre Méchain.

Tolik tedy vaše pozorování, někdy v květnu zase nashle.

OBSAH

tisk

Jiří Dušek

Život je plný nejrůznějších naschválů a paradoxů. Uvažme třeba název tohoto příspěvku. V předposledním čísle Bílého trpaslíka vás Jirka oficiálně vyzval k uhrazení příspěvků na tento rok. Podepsal se: Vaše krysa. Těsně nad tento trefný podpis však umístil moje jméno a tak valná většina z vás nabyla dojmu, že zprávu jsem sepsal já a toto roztomilé zvířátko jste proto přisoudili mé osobě. Svědčily o tom vzkazy na složenkách, které začaly chodit kupodivu rychleji. Bohužel však nebylo vaše mínění daleko od pravdy. Otevřeně přiznávám, že posledního půl roku se ze mě krysa skutečně stává. A to prosím krysa kancelářská. Díky tomu, že přibližně po tuto dobu nefunguje hlavní dalekohled k CCD kameře, sedávám u počítače víc, než je zdrávo a věnuji se pracem ryze organizačním a kancelářským. Takže vlastně krysa jsem. Během dlouhých nocí, které jsem na hvězdárně ze zvyku trávil, se nám (tedy mně a několika podobně postiženým krysátkám) podařilo udělat to, na co by během pravidelného pozorování nezbýval čas. Tomáš Apeltauer vytvořil poměrně rozsáhlý soubor mapek jasnějších hvězd TOAD katalogu, pomocí šílených programů Jeníka Hollana a stal se tak jedním z mála, kdo se je naučil používat. Mapky jsou v PostScriptu, doporučujeme je tisknout na skutečné postscriptové tiskárně v režimu 600 dpi. Ale vzhledem k tomu, že na vydávání Disku nemáme moc peněz, vám je bohužel nemůžeme posílat automaticky. Pokud má někdo z vás zájem začít ty ropuchy skutečně hlídat, měl by se nám ozvat na hvězdárnu a my už mu nějak vyjdeme vstříc. Od těch, kteří už mapky dostali, bychom naopak očekávali nějaká pozorování. Máte-li jakékoli negativní odhady, pošlete je prosím také. Jsou stejně důležité, jako pozitivní. Soubor mapek je k dispozici na našich domovských stránkách, jejichž adresa je http://www.sci.muni.cz/~gama. Průběžně se obnovuje. A dostali jsme se k Internetu. Konečně se nám podařilo obnovit celkem chudé stránky, takže jsou na nich konečně nějaké informace. Krom několika katalogů a odkazů na jiná místa Sítě sítí zde najdete digitální podobu našeho zpravodaje, fotometrický software a informace o něm, informace o minulých i současných zjasněních. Stránky se též provozují anglicky, což je zásluha Zuzky Pokorné, které tímto velmi, ale skutečně velmi děkuji. Bez ní by to prostě nešlo. Chtěli bychom tyto stránky rozšířit i o další proměnné hvězdy, protože taková stránka u nás asi není, takže máte-li nějaké pozorování proměnek (Tomáš Havlík, Jirka Krtička, Lukáš Král, Pepa Kapitán - na ty jsem si zrovna vzpomněl), pošlete nám prosím data a nějaké povídání a my pak vše zhtmlujeme a umístíme na Web. Mohli bychom tímto způsobem uvést do chodu oficiální stránky pozorovatelů proměnných hvězd u nás. Má-li zájem kdokoli z jiných společností, může se na nás klidně obrátit, hlavu mu neukousneme. Je to dobrý způsob, jak prezentovat svá pozorování velmi široké astronomické veřejnosti. Co vy na to?

Poslední informace se týká minulého a tohoto čísla Disku. Za vzhled minulého čísla se omlouváme, ale nějak zlobil xerox a došel červený papír. Ve zmatku, který výrobu provázel jsme také zapomněli na obrázek Diskobola, čehož jsme si všimli až při finálním obálkování a olizování před odesláním. Toto číslo už snad bude v pořádku. Jak se přesvědčíte o pár řádků později, téma tohoto čísla jsou aktivní galxie, o kterých nám na podzimním setkání povídal Tomáš Rezek. Vzhledem k tomu, že Tomáš teď dělal souborku, poprosil jsem Filipa Hrocha, zda by to nejzajímavější nesepsal on. O výsledku se můžete přesvědčit sami. Určitě si také vyzkoušejte praktickou úlohu na dané téma. Je to docela poučné. Snad jsem na nic podstatného nezapoměl, takže se mohu jít věnovat tvorbě obrázků k Filipově článku. Vidíte, nelhal jsem. Loučím se proto tentokrát, coby skutečná

OBSAH

tisk

Krysa

O tom, jak černá díra mění svoji jasnost
Asi nejzáhadnějšími objekty současné astrofyziky jsou aktivní galaktická jádra (AGN - Active Galactic Nuclei). Touto zkratkou označují lidé z oboru téměř všechny extragalaktické zdroje, jejichž jasnosti se mění v rámci celého spektra a na časových škálách odpovídajících minutám až rokům. Mezi nejznámější a také nejhezčí ukázky objektů tohoto druhu patří jádra galaxií M 87, NGC 4151 nebo NGC 4261}. K těmto galaxiím také řadíme kvasary (mění se prakticky všechny, i když to může být vidět jen ve vhodném oboru spektra) a také některé "proměnné hvězdy". Zaměříme-li se na známé galaxie, jde většinou o relativně jasné objekty s výrazným jádrem, ale bez nápadné spirální struktury (tedy bez hlavního znaku příslušnosti ke galaxiím). Ta se ukáže teprve po delší expozici CCD kamerou či fotograficky, i když přezářená jasným jádrem. U některých z nich (NGC 4151) lze i okem zaregistrovat změny jasnosti mezi zjasněními. Pokud jde o vzhled, lze říct něco podobného i o kvasarech, pouze s tím rozdílem, že jejich galaktický vzhled lze přímo odhalit pouze velmi velkými (NTT), nebo velmi vhodně položenými (HST) dalekohledy.

Většinou projevují tyto objekty svoji aktivitu výraznými zjasněními, kdy se jejich jasnost v průběhu několika hodin až dní změní většinou o více než pět magnitud. Jinak řečeno, při zjasnění překoná aktivní jádro uvolněním obrovské energie výkonem většinu normálních galaxií.

Je to vůbec možné? Jaký úžasný mechanismus se za tím vším skrývá?

Pěkným příkladem je kvasar OJ 287, který měl poslední velké zjasnění v roce 1995, kdy se dostal z obvyklého stavu kolem patnácti magnitud až na hodnoty kolem dvanácti. Zajímavé na celé věci je, že tento čin byl předpovězen z dostupných historických fotografických materiálů, ve kterých je nápadná perioda dvojitých maxim, přibližně jednou za dvanáct roků. Nikoho proto nepřekvapilo, že zjasnění bylo složeno ze dvou stejně vysokých vrcholů, následujících s přibližně ročním spožděním. Zarážející však byl fakt, že tyto vrcholy byly vzájemně symetrické¹. Podobné chování, vzhled, rysy a podlosti vykazují všechny AGN.

Z historie a názvosloví AGN
Historicky první objekt tohoto typu byl objeven fotograficky C. von Hoffmeisterem². Objevil "nepravidelnou proměnnou hvězdu", která se fotograficky měnila mezi 13 a 14,5 magnitudami. Později dostala označení BL Lac, protože vypadala jako normální hvězda Galaxie. Teprve v roce 1968 byla identifikována s kompaktním, vysoce rádiově proměnným zdrojem VRO 42.22.01 a stala se tak prototypem pro další objekty objevené (a nebo ztotožněné) podobným způsobem. S objevem kvasarů to bylo podobné, ale to je tak známá historka, že by bylo nošením dříví do lesa ji znovu opakovat.

Určitě však nebude na škodu zmínit se o tom, jak přišly aktivní galaktická jádra ke svému názvu. V roce 1943 dokončil Carl Seyfert studii šesti galaxií (NGC 1068, NGC 1275, NGC 3516, NGC 4051, NGC 4151 a NGC 7469), které vybral z Mt. Wilsonského archivu objektů s rudým posuvem. V porovnání s normálními galaxiemi měly spektra těchto galaxií velmi široké emisní čáry, které jsou vyzařovány velmi rychle se pohybujícími atomy plynu. Krom toho, porovnáme-li jejich vzhled (kterému dominuje velmi jasné jádro) s normální galaxií, řekneme si, že v nich dochází k bouřlivým procesům a nemůžeme jinak, než jim začít říkat aktivní galaxie.

Postupem času se k Seyfertovým galaxiím přidaly další typy objektů a taky se určité třídy rozštěpily na několik podtříd (samotné "Seyfertovky" jsou dvou typů). Nejužívanějšími pojmy, se kterými se lze setkat jsou QSO (kvasary, což je zkratka z quasi-stellar object), radiogalaxie, Seyfertovy galaxie a BL Lac objekty. Pojmenování a názvy jsou však jen pomůckou k domluvě mezi astronomy, kteří se o ně zajímají. Nevyjadřují žádné hluboké fyzikální principy a jak je vidět, vznikly historicky. Rozdělení objektů do jednotlivých škatulek není jednotné, hranice mezi nimi se často překrývají a klasifikace různých autorů jsou mnohdy vzájemně rozporné. Přesto se běžně používají, protože je zhruba jasné, co je a co není kvasar.

Opticky nejaktivnějšími třídami mezi aktivními jádry jsou OVV kvasary a objekty typu BL Lac, jímž se souhrnně říká blazary. Vysoce opticky proměnným kvasarům (zmíněné Optically Violently Variable Quasars) se říká OVV kvasary. Název blazar použil poprvé během oběda Ed Spiegel na Pittsburghské konferenci roku 1978 věnované BL Lac objektům a kvasarům. Intuitivně složil slova BL Lac a quasar do jednoho, každý jistě chápe jak ... Šikovně tak vyjádřil mnohé společné rysy, které pozorujeme u těchto dvou skupin objektů. Ale aby nebyl všemu konec, začíná se v poslední době používat název blazar spíše na označení fenoménu (jevu), než že se tak říká konkrétním objektům.

BL Lac objekty se poznají podle toho, že mají silnou rádiovou emisi, jsou opticky velmi rychle proměnné, jejich světlo je polarizované (polarizace se taky velmi rychle mění), spojité spektrum začíná před UV oblastí a pokračuje až k rádiovým vlnám. Vyznačují se malými rudými posuvy (z <0.2). Naopak OVV kvasary jsou proměnné na časových škálách měsíců a let. Charakteristické jsou svými širokými spektrálními čarami a většími hodnotami z než BL Lacertidy. Polarizaci, rádiovou emisi a některé další rysy mají obě tyto skupiny společné. Hlavní rozdíl je v poněkud jiném tvaru spojitého spektra, převážně v X a gamma oblasti, kde jsou kvasary aktivnější. Svědčí to o poněkud jiných mechanismech vzniku pozorovaného záření u těchto dvou druhů objektů.

Jak fungují ...
Jak již bylo řečeno, nejnápadnějším jevem, který můžeme u blazarů pozorovat, je časová proměnnost jejich svítivosti. Na co z ní lze usuzovat? Na velikost objemu, která na nás svítí. Tedy spíš na jeho horní hranici. Když se totiž změní jasnost nějakého blazaru během jednoho dne, znamená to, že velikost vyzařujícího objemu je menší než jeden světelný den. Můžeme tedy udělat opatrný závěr, že oblast, ze které k nám přichází optické a ultrafialové záření blazarů, je srovnatelná s rozměry sluneční soustavy. Časové měřítko, rovné několika dnům, je asi tak spodní hranicí pro změny v optickém oboru. V rentgenovém a gamma pásmu je to méně. Běžně to jsou desítky minut, spodní hranice jde však na úroveň několika minut. Naopak pro optické a rádiové záření kvasarů jsou změny delší - dny, měsíce až desítky let (víc možná taky, ale na to nám bohužel chybí pozorovací data).

Dáme-li si do souvislosti velikost svítící oblasti a vyzařovaný výkon (většina má absolutní hvězdné velikosti v rozmezí -24 až -26 magnitud, které odpovídají zářivým výkonem kolem 10⁶ Slunce), dojdeme k pozoruhodnému závěru. Populárním příměrem řekneme, že veškerý vyzařovaný výkon (tedy od hvězd, plynu, pulsarů, ) normální galaxie, se tady vyzařuje z oblasti velikosti sluneční soustavy. Je to dost zarážející výsledek. Je proto dobré si uvědomit, jak jsme se k němu dostali. Je to přímý důsledek jednoduchých úvah, pozorování a toho, že věříme v platnost teorie relativity. U některých jader lze přímým měřením zjistit i radiální rychlosti objektů kolem jádra a tím i jeho hmotu. Pozorování provedená v poslední době u galaxií M 87 a NGC 4261 dávají odhad hmoty v centru těchto galaxii řádově 10⁹ Slunce³. Doplníme proto jen předchozí tvrzení o svítivostech tím, že také hmota celé galaxie, se vším všudy, je stěsnána do objemu srovnatelného se sluneční soustavou.

Chceme-li proto porozumět aktivním jádrům, musíme vysvětlit, jak je možné, že se tolik hmoty vejde do tak malého objemu a najít výkonný mechanismus produkce energie, který by ji byl schopen dlouhodobě poskytovat. Nemůže to být totiž něco, co je podobné výbuchu supernovy, produkci energie z jaderných reakcí nebo podobným dějům. V současné době si myslíme, že řešení známe. Myslíme si, a máme na to řadu pozorovacích důkazů, že ve středu každého jádra sídlí černá díra, která je obklopena akrečním diskem. Černá díra skrývá ohromnou hmotu a akreční disk tak divoce vyzařuje. Tento disk je tvořen z plynu, jehož částečky původně padaly na černou díru, ale protože se blížily z velké dálky a špatně si to namířily, netrefily se přímo do ní. Naštěstí byly zachyceny a obíhají kolem. Z velké dálky si s sebou přinesly velké množství energie, která se spotřebuje na zahřátí disku a to dokonce na takovou teplotu, že začne vyzařovat viditelné světlo. Existence černé díry ve středu akrečního disku je dost důležitá. Kolem jiného tělesa s tak velkým poloměrem by měl disk moc malou teplotu a nemohl by tak mohutně vyzařovat (rozdíl potenciálních energií částeček plynu v disku a v nekonečnu by byl moc malý).

Asi před deseti lety se objevila zajímavá myšlenka. Někdo si uvědomil velmi jednoduchý fakt, totiž to, jak by byla vidět černá díra, která má kolem sebe akreční disk, z různých stran. Osamocená hvězda vypadá pořad stejně, ať se na ni díváme odkudkoliv, protože je sféricky symetrická. Ale u akrečních disků to tak není, jelikož jsou symetrické kolem rotační osy (Pěkným příkladem je Saturn. Každý, kdo viděl procházet rovinu prstenců Zemí a jejich největší rozevření to jistě potvrdí.) Je celkem pravděpodobné, že tyto akreční disky vznikaly nezávisle na nás a na sobě. Proto lze očekávat, že jejich sklony vůči nám budou různé. Některé uvidíme shora, jako prstenec kolem černé díry a jiné víc z boku, takže je prakticky vůbec nespatříme, ale na jejich existenci můžeme usuzovat z účinků na okolí. Je tedy jasné, že kdybysme tyto jádra viděli všechny stejné, tak by to bylo přinejmenším mimořádně divné. Tato zajímavá, i když velmi jednoduchá myšlenka stojí v základech "unifikačních schémat", či teorií aktivních galaxií. Dávají tak do jedné přihrádky všechny extragalaktické objekty, které navenek nevypadají jako normální galaxie.

Hned po tom, co se tato myšlenka objevila, se začalo s konstrukcí modelů aktivních jader, do kterých zapadá vše, co o nich víme. Postup při jejich konstrukci byl takový, že se vzalo od každého případu něco, co u předchozích nebylo a vše se pak poskládalo do "standardního modelu AGN". Takovýto postup je možný proto, že zkoumaných objektů je dost (asi 1% všech galaxií, což je několik tisíc) a každý vidíme z trochu jiného úhlu. Přirovnání lze najít v metodě kreslení viditelného povrchu Marsu v době kolem opozice. Postupně se kreslí různé části povrchu, které se nakonec sestaví do jednoho celku.

OVV kvasary a BL Lac objekty jsou podle unifikovaného modelu AGN, na která se díváme od jejich pólů. Pozorujeme je ve směru kolmém na akreční disk, zhruba rovnoběžně s jetem. Vidíme je tedy přímo, ne přes prachový disk. Proto jsou tak relativně jasné a jeví rychlé změny jasnosti. V jejich spektrech jsou především emisní čáry.

Pozorování AGN
Po takto rozsáhlém (ve své podstatě však velmi stručném) popisu by se mohlo zdát, že aktivním galaxiím rozumíme a že je to uzavřená kapitola astrofyziky. Je to však jen klamný dojem. Přesnější a opatrnější je říct, že si myslíme, že už alespoň něčemu rozumíme, i když řada věcí kolem AGN zůstává dosud nevyřešena. Z dlouhého výčtu se zaměříme pouze na změny jasnosti.

Z běžně dostupných způsobů pozorování je jasné, že největší pole působnosti má amatér používající CCD kameru. Výhodná je jakákoliv kamera i na relativně malém dalekohledu. Pomocí CCD můžeme proměřovat celé světelné křivky či průběhy zjasnění. Možností je však celá řada, takže se spíš (v rámci zestručnění) zaměříme na to, jak se jednotlivé objekty mění a zbytek necháme na vás. Běžná změna jasnosti v klidovém stavu je menší než 0.1 mag v průběhu noci. Několika týdenní variace jasnosti jsou na úrovni desetin magnitudy (~0,3 mag). Světelná křivka je výrazně neperiodická a tedy i neharmonická. AGN jsou výrazně modré objekty. Jasnosti jsou s četnými výjimkami v rozmezí 12 - 20 mag. Kupodivu platí, že AGN v minimu nemusí být vidět, důležité je hlavně detekovat zjasnění. Všechny blazary se po několikaminutových expozicích na menších dalekohledech jeví jako bodové hvězdy, technicky je proto jedno, jestli pozorujeme AGN nebo proměnnou hvězdu⁴. Z uvedených argumentů je asi jasné, co a jakým způsobem je možné a zajímavé sledovat. Vizuální pozorování světelných změn aktivních galaxií nemá (díky amplitudě a přesnosti pozorování) smysl, jelikož změny klidového stavu jsou řádu desetin magnitudy. Co by ale bylo nanejvýš zajímavé a co ještě nikdo (pokud je nám známo) nedělá, je objevování zjasnění AGN. Způsob je shodný s postupem při hledání supernov (jak to dělá australský Evans), jen si nemusíme pamatovat vzhled žádné galaxie. U těch které jsou vidět i v klidovém stavu snadno podle srovnávacích hvězd poznáme, když se něco děje, a u těch, které nejsou normálně vidět a zničeho nic se zjasní, je také situace jasná hned. Není to asi činnost, která by byla náročná na pozorovatele, ale je dobré vlastnit větší dalekohled. Stačilo by si jen vybrat vhodné objekty a ty každou jasnou noc monitorovat. Případné zjasnění některého objektu by tak bylo velmi rychle detekováno a je zřejmé, že takové včasné objevení je stejně důležité třeba jako u nov a supernov. Mělo by to význam i v případě negativních výsledků. Zjistili bychom tak, jak často se jednotlivé AGN zjasňují, což lze teď jen nepřímo odhadovat z fotografických desek.

Máte-li někdo zájem na společném pozorování spolupracovat, obraťte se bez zábran na uvedenou adresu. Obratem dostanete podrobnější informace.

Doporučená literatura
Aktívne jadrá galaxi, Kozmos 3/1993

Kvazary sú čoraz menej tajomné, ale ... , Kozmos (2/1992)

Čierna diera - motor galaxie, Kozmos (2/1992).

¹Blíže se o tom pojednává v článku od A. Sillanpää a dalších v Astronomy & Astrophysics 315,L13-L16 (1996), kde autoři shrnují výsledky pozorovací kampaně OJ-94 a diskutují i možné mechanismy vzniku těchto zajsnění.

²Který ho publikoval v článku "354 neue Veränderliche", Astr. Nachr. 236, 233,(1929).

³Metody pro pozorování a závěry jsou například v článku Ferrarese L. Ford H.C., Jaffe W.:Evidence for a Massive Black Hole in the Galaxy NGC 4261 form HST Images and Spectra, Astrophysical Journal,470, 444, (1996).

⁴Autor má na mysli způsob fotometrické metody. Pozn. red.

OBSAH

tisk

Filip Hroch

OBSAH

tisk

Rudolf Novák

Malá praktická úloha

Na několika předchozích stránkách jste si mohli počíst trochu teoretického povídání o aktivních galaxiích, kvasarech, blazarech, tedy objektech označovaných souhrně Extragalaktická zoologická zahrada. Teď si můžete zkusit určit několik zajímavých údajů z reálného pozorování kvasaru 3C 273, který jistě všichni dobře znáte. Tato úloha je připravena podle časopisu Sky & Telescope, leden 1982.

První zidentifikovaný kvasar byl 3C 48 roku 1960 T. Matthewsem a A. Sandagem, jehož poloha se shodovala se stelárním objektem, jasným asi šestnáct magnitud. O tři roky později se podařilo identifikovat objekt 3C 273. V tomto roce pořídil M. Schmidt spektrum objektu a zjistil, že emisní čáry tohoto objektu jsou výrazně posunuty k červené části spektra. Dále se zjistilo, že hvězdná velikost kvasaru se mění, a to naprosto nepravidelně.

Naši úlohu začneme stejně, jako kdysi Schmidt a zaměříme se na spektrum kvasaru. Na přiloženém obrázku je spektrum kvasaru a pod ním srovnávací spektrum laboratorní. Čáry Balmerovy série (H_b kde l=486.1 nm, H_g, l=434 nm a H_d kde l=410.1 nm) jsou označeny v obou spektrech. Nyní si změřte vzdálenosti posunutých Balmerových čar od poloh čar laboratorních. Vyšlo vám stejné číslo? Mělo by? Měřte v milimetrech, s přesností na jednu desetinu. Abyste získali skutečný posuv v nanometrech, musíte znát měřítko spektra. K tomuto měření využijeme znalosti vlnových délek některých čar. Krom Balmerových čar vodíku jsou v laboratorním spektru vyznačeny další tři čáry. Změřte si vzájemné vzdálenosti jednotlivých čar mezi sebou, abyste dostali pomocí tzv. trojčlenky přesnější měřítko. Takže, kolik je jeden milimetr nanometrů? Poté si vyjádřete rudý posuv Balmerových čar v nanometrech.

Známe-li vlnovou délku dané čáry objektu a vlnovou délku laboratorní, můžeme snadno vyjádřit rudý posuv z, který je definovaný jako:

kde Dl je rozdíl vlnových délek čar posunutých a laboratorních, l je vlnová délka laboratorní, v je rychlost vzdalování v metrech za sekundu a c je rychlost světla. Použijme například c=10⁸m.s^-1. Vypočtěte si teď hodnoty rychlosti vzdalování pro všechny tři Balmerovy čáry. Vyšla čísla stejná, nebo se liší? Pokud ne, mohou se lišit? Spočtěte si zároveň hodnoty rudého posuvu z pro tyto tři čáry podle uvedeného (a zjednodušeného) vztahu.

Nyní můžeme učinit odhad vzdálenosti kvasaru. Použijeme přitom Hubblův zákon, který nám říká, jaká souvislost je mezi vzdáleností a rychlostí vzdalování (přibližování) objektu v kosmologických měřítkách. Nezapomeňme však na to, jaké povahy je použitá, nechvalně známá Hubblova konstanta. Nejen že není konstanta, neboť se s časem mění, ale nejistota jejího určení je i dnes značně veliká. K výpočtu použijeme hodnotu H = 75 km.s^-1.MPc. Vzdálenost tedy odhadneme snadno z

nezapomeňte však dosadit rychlost vzdalování ve správných jednotkách! Nakonec stanovme hodnotu ablsoutní hvězdné velikosti kvasaru. Tu lze snadno vyjádřit, použijeme-li modifikovanou Pogssonovu rovnici, přepsanou na tvar

opět pozor na jednotku r. Tentokrát dosazujte v parsecích. Podíváte-li se na tuto rovnici, napadne vás, že nikde jsme ještě neuvedli hodnotu hvězdné velikosti kvasaru. V původní úloze je uveden postup, který vás nutí oměřovat velikost eliptických obrazů hvězd na přiložené fotografii a následně (známe-li hvězdné velikosti těchto hvězd) interpolovat jasnost kvasaru. Vzhledem k tomu, že reprodukcí by jste mohli dostat špatné číslo, uvádíme m=12.3 mag z atlasu MegaStar. Získanou hodnotu absolutní hvězdné velikosti porovnejte z hodnotou pro Slunce (+5 mag), hvězdou Deneb (-7 mag) a obří eliptickou galaxií (-22 mag). Kde leží hodnota pro kvasar? Může to být číslo reálné?

OBSAH

tisk

Rudolf Novák