OBSAH:
Začátkem roku 1996 jsem dostal písemný posudek týkající se připravované učebnice občanské výchovy pro základní školu. Přečetl jsem si v něm větu, sdělující, že "právě zmíněná evoluční teorie je spíše nedokázanou vírou, chcete-li vědeckou hypotézou než produktem striktně vědeckého
názoru."
Šel jsem se podívat na kalendář. Potřeboval jsem se ujistit,
že je opravdu konec dvacátého století. Pochybovat v dnešní
době, po téměř sto padesáti letech práce o tom, že evoluční
teorie je vědecká teorie, mi připadá stejné, jako pochybovat
o heliocentrické teorii sdělující od Koperníkových dob, že
středem naší sluneční soustavy je Slunce.
Vzpomněl jsem si na anekdotu předávanou v anglické odborné
literatuře déle než sto let, z dob, kdy vrcholily
ideologické srážky o evoluční teorii vyvolané církví.
Anekdota mluví o tom, jak za noci zneklidněná manželka
anglikánského duchovního budí svého muže a praví: "Doufám,
že Darwinova teorie o tom, jak jsme vznikli u opic, není
pravda. V případě, že by to byla pravda, doufám, že se o ní
nikdo nedozví."
Otázka zní kdo a proč zpochybňuje základní vědeckou teorii
v dnešní době.
Jednou z oblíbených námitek "vědeckých" kreacionistů, lidí
přesvědčených, že svět vznikl poměrně nedávno zázračným
aktem stvoření, proti evoluční teorii, bývá otázka: "K čemu
je půl oka?" Chtějí tím říci, že se něco tak složitého, jako
je oko, nemohlo vyvinout postupně, krok za krokem.
Polovyvinuté oko podle jejich názoru není k ničemu. Z čehož
má vyplynout, že oko, jako jiné složité a "zázračné" jevy,
nutně muselo vzniknout oním zázračným aktem stvoření.
Zkusím vysvětlit, proč je tato námitka mylná. Nejprve je
nutné uvážit dobu, po kterou se oko mohlo vyvíjet. Většina
z nás vyslechne velká čísla, ale málokdy si umíme
představit, co vlastně znamenají. Naše zkušenosti i naše
myšlení jsou daleko víc, než si uvědomujeme, podmíněny tím,
kam dosáhneme, dohodíme nebo dohlédneme.
Oko je mnohobuněčný orgán. Mohlo se tedy začít vyvíjet až
s mnohobuněčnými živočichy. Kolik na to mělo času? Pro
jednoduchost si představíme, že první mnohobuněční
živočichové se na Zemi objevili před jednou miliardou let.
Představte si, že jedno století je délka jednoho průměrného
kroku, asi 70 cm. Celý náš letopočet tedy odpovídá necelým
třiceti krokům. Abychom došli k vzniku prvních
mnohobuněčných živočichů, musíme ujít sedm tisíc kilometrů.
Takže oko mělo k vývoji spoustu času.
Pak je nutné uvážit existenci značného počtu docela
odlišných postupů, jejichž prostřednictvím v průběhu takto
dlouhé doby vznikají složité soustavy. Včetně oka. Řekne-li
se oko, většina z nás si představí oko člověka, menší část
oko dalších obratlovců a jen poměrně malý počet lidí další
druh oka, například oko včely nebo mouchy. Zoologové vám
však řeknou, že v průběhu vývoje vznikalo oko navzájem
nezávisle u různých druhů bezobratlých živočichů 40-60krát.
Nadto nejméně devíti odlišnými konstrukčními způsoby.
Opravdu se nevyplácí přírodu podceňovat. Obvykle si
neuvědomujeme, z čeho jsme se vyvinuli a jak hluboce jsou
naše představy o světě zakořeněny v našich smyslových, tedy
vývojově podmíněných zkušenostech. Její události se dějí
vždy, měřeno nejzákladnějším lidským měřítkem, o němž máme
představu, to jest počtem prstů, v nezměrně velkém počtu,
měřeno délkou našeho života nesmírně dlouhou nebo krátkou
dobu, měřeno rychlostí našeho běhu nezměrně rychleji nebo
pomaleji, měřeno rozsahem naší představivosti rozmanitěji
nebo prostěji, a měřeno délkou našich paží v nesmírně
velkých nebo malých vzdálenostech.
Neuvědomujeme si, že jsou naše věcnější poznatky o přírodě
dílem teprve našeho století. Kdo myslí na to, s jakou
důsledností odlišujeme čas od prostoru, přestože jde
o jediný jev, časoprostor, který si neumíme dobře
představit? Jen prostřednictvím rovnic jej chápeme jako
funkci gravitace, o níž přesně nevíme, co to je? Velký počet
lidí je stále přesvědčen, že poznání světa a člověka je
možné vyvozovat z ctihodných slov místo z pozorování,
třídění, pokusů a modelů. Některé z nich dobře poznáte podle
toho, že je ve chvíli řešení problému zdaleka nezajímá
problém, ale názvosloví. To, jak se "správně", tedy podle
nich, mají jednotlivé složky problému jmenovat.
A nakonec je nutné uvážit nečekanou rychlost, s níž se oko
může vyvíjet. V roce 1994 ji prokázal počítačový model
uveřejněný D. Nilssonem a S. Pelgerovou: představte si, že
se nějaká vývojová změna, například vznik savčího oka
s čočkou, děje v krocích. Představte si, že každý krok
znamená pouze jednoprocentní změnu v porovnání s výsledky
předchozího kroku. Připadá vám tato změna malá? R. Dawkins,
známý anglický biolog, pro ni vymyslel vtipné přirovnání -
rajku, tropického ptáka s nádherným ocasním peřím, dlouhým
jeden metr. Dejme tomu, že se rajčí ocas začne protahovat,
v každém kroku o jedno procento. Jednoduché počítání ukáže,
že ocasu dlouhého jeden kilometr rajka dosáhne v necelých
sedmi stech krocích.
Počítačový model vývoje oka vyšel z vrstvy ploché kůže,
v níž je vrstva buněk citlivých na světlo, kterou bral jako
"danou". Není těžké představit si ji. I jednobuněčné
organismy, například krásnoočko známé ze školní biologie,
mají oblast citlivou na vliv světla. Program počítače
napodoboval anatomické změny - vchlipování pokožky do
jamky, vznik čočky lámající světlo přesně tak, aby na
vznikající sítnici dopadl ostrý obraz pozorovaného předmětu.
Napodobování se odvíjelo krok za krokem tak, že anatomická
změna každého dalšího kroku vůči kroku předchozímu byla
jednoprocentní. Model je přirozeně v porovnání se
skutečností velmi zjednodušený. Například pominul vznik
duhovky i schopnost oka proměňovat tvar čočky.
Ostrost, s níž modelové počítačové oko rozlišovalo zevní
svět, se krok za krokem s vývojem zlepšovala. Z kůže
vznikala "rohovka", průsvitná polovyklenutá tkáň, o něco
později se oddělila čočka.
Modelování dokázalo, že vývoj rybího oka z místa, kde byla
plochá kůže, mohl při velmi střízlivém odhadu trvat pouhých
400 000 generací. Uvědomíme-li si, že jedna rybí generace
střídá druhou v průběhu jednoho roku, mohlo se rybí oko
vyvinout v průběhu čtyř set tisíc let. Z geologického
hlediska tedy v průběhu oka-mžiku.
Mravenec a vesmír, O hvězdách, atomech, životě a vědcích;
Vyšehrad 1997
Vývoj oka aneb stručné uvedení do problematiky
Úvodem bych chtěl napsat něco málo o embryonálním vývoji oka.
První základy oka se objevují kolem 22. dne embryonálního vývoje
v podobě páru postranních výchlipek předního mozku neboli
očních
váčků. Tyto váčky zevnitř naléhají na vnější povrch těla (obr. 1)
a později se přeměňují v oční pohárky s dvojitou stěnou
a mezilehlým prostorem. Vchlípení vnitřního povrchu očního
pohárku pokračuje na dolní straně stopky pohárku jako štěrbina
očního pohárku, která se směrem k mozku postupně vytrácí.
V průběhu tohoto vývoje se povrchové buňky, které jsou v kontaktu
s očním váčkem, prodlužují a vytvářejí čočkovou
plakodu (ploténku).
Čočková plakoda se mění v jamku (obr. 2) a posléze se odškrtí
váček čočky. V pátém týdnu se váček zcela oddělí od vnějšího povrchu
embrya a je uložen v ústí očního pohárku. V této době se ve
vnějším listu očního pohárku počnou tvořit malá pigmentová
granula, čímž vznikne vnější pigmentová vrstva sítnice. Vnitřní
list dává základ pro všechny ostatní vrstvy sítnice, tedy pro
část zvanou nervový list sítnice.
Tento zdánlivě složitý proces
se dá dobře pochopit na modelu tvořeném obyčejným dětským nafukovacím
míčem. Je-li míč nafouknutý, znázorňuje oční váček. Začneme-li
z něj vytlačovat vzduch rukou zavřenou v pěst, vytvoříme
z něj obraz očního pohárku a naše pěst bude obdobou váčku čočky.
Dutina ležící mezi vnějším a vnitřním listem očního pohárku
(v našem modelu je vyplněna vzduchem v balónu) postupně zanikne
a obě vrstvy pak leží na sobě. K obnovení této dutiny dochází
za patologických okolností v dospělosti a tento stav nazýváme
odchlípení sítnice.
K odchlípení sítnice může dojít na základě prudkého nárazu,
kdy vzniká trhlina v nervovém listu sítnice a ten je posléze
odtlačen hromadící se tekutinou od pigmentové vrstvy sítnice.
Tímto odchlípením se jednak tyčinky a čípky posunou z ohniskové
roviny optického aparátu oka a jednak se zhorší jejich výživa,
což se projeví rychlou ztrátou zraku, pacienty popisovanou
jako "zatahující se záclona". Lidé s vyšším stupněm krátkozrakosti
(více než -6 D) jsou náchylnější k tomuto postižení, a proto
by se měli vyvarovat veškerých činností spojených s otřesy
nebo s rizikem prudkého nárazu. Vždy se jedná o vážný stav
ohrožující postiženého trvalou ztrátou zraku a bezprostřední
lékařské ošetření je zde nezbytné.
Vývoj oka jsme opustili zhruba v době odštěpení váčku čočky.
Krátce po vzniku čočkového váčku se prodlužují buňky jeho zadní
stěny a vytvářejí dlouhá vlákna, jež vyplní vnitřek váčku.
Na konci sedmého týdne vývoje lidského zárodku dosahují tato primární
vlákna k přední stěně váčku a vytvářejí jádro čočky. K povrchu
jádra čočky se přikládají vlákna sekundární, což podmiňuje
růst čočky. Nová vlákna pocházejí z ekvatoriální roviny čočky.
Celý tento proces je znázorněn na třetím obrázku 3 (A-D) a vede ke složitému
uspořádání čočky, které je popsáno níže a zobrazeno na obrázku č. 4.
Oko původně nemá víčka; ta se zakládají teprve později asi
ve stáří jednoho a půl měsíce jako výběžky rostoucí proti sobě
ze základů pro horní čelist a čelo. Vzniklé výběžky se asi
ve třech měsících setkají a na povrchu srostou. Od sebe se
oddělí v sedmém až osmém měsíci.
Z této statě o vývoji oka vyplývají ještě dvě věci, o kterých
bych se chtěl zmínit. Za prvé, základ čočky vzniká z výchlipky
povrchového epitelu, tedy ze základu pro kůži. Tento úzký vztah
je patrný zvláště u těžších, vrozených onemocnění kůže, která
se mohou projevit i postižením čočky. Za druhé, sítnice vzniká
z výchlipky předního mozku, tedy ze základu pro
koncový mozek a mezimozek. Jakožto součást CNS (centrálního
nervového systému)
také nese jeho vlastnosti, z nichž asi nejdůležitější je neschopnost
regenerace. Narozdíl od periferního nervového systému, který zahrnuje
kromě mozku a míchy všechny nervy v těle, je jakékoliv poškození
sítnice nevratné a hojí se nefunkční jizvou. To platí i pro
otravy toxickými látkami, z nichž nejznámější je otrava metylalkoholem
končící v lehčích případech trvalým zhoršením až ztrátou zraku
(platí zde rčení "pijme rychle, stmívá se"), v těžších případech
smrtí. Je zajímavé, že většinu refrakčních médií lze dnes pomocí
moderních technologií nahradit nebo alespoň vyměnit (sklivec
je do jisté míry nahraditelný, existují umělé čočky, provádějí
se transplantace rohovky), ale sítnice je stále nejchoulostivější
část oka a jistě ještě velmi dlouho bude nenahraditelná.
Anatomie oka se špetkou fyziologie aneb oko pod
drobnohledem
Světelný paprsek procházející okem prostupuje řadou optických
médií a mikroskopických struktur. Některé se podílejí na výsledném
obrazu na sítnici více, některé méně. Dále budou popsány (snad)
všechny vrstvy v pořadí, jak jimi postupně prochází světelný
paprsek ve zdravém oku.
Slzy jsou tvořeny především slznou žlázou, která je uložena
pod horním kostěným ohraničením očnice směrem k uchu, dále
pak malými žlázkami uloženými ve spojivce. Slzy se mrkáním
roztírají po celé přední části povrchu oka a vytvářejí tak
slzný film, který za normálních okolností tvoří hranici mezi
okem a vnějším prostředím. Slzný film je tvořen třemi vrstvami.
Lipidová vrstva, která je na povrchu, zabraňuje urychlenému
vypařování ostatních vrstev. Střední vrstva je nejsilnější,
obsahuje vodu, minerální soli a bílkoviny. Zajišťuje zvlhčování
rohovky a její výživu, bílkovina lysozym má protibakteriální
účinek. Přímo na rohovce je třetí, nejhlubší, vrstva mucinu
(hlenu). Její význam spočívá hlavně ve vyrovnání povrchových
nerovností epitelu. Slz člověk vyprodukuje asi 0,5-0,6 ml za
12-16 hodin (ve spánku se slzy netvoří).
Komorový mok je produkován výběžky řasnatého
tělíska a vstřebává se v úhlu mezi rohovkou a duhovkou.
Čočka je bezcévná, průhledná tkáň, zavěšená na
závěsném aparátu (zonula Zinnii), což je velké množství drobných vlákének, která
začínají v řasnatém tělísku a upínají se do ekvátoru čočky
(u čočky rozlišujeme přední a zadní pól a ekvátor). Na celém
povrchu čočky se nachází pouzdro, které je velmi tenké, jen
na ekvátoru, kde se upínají vlákna již zmíněného závěsného
aparátu, je o něco silnější. Pod pouzdrem čočky je epitel
čočky. Je tvořen jednou řadou kubických buněk a nachází se
pouze na přední straně čočky. Tyto buňky jednak vyrábějí stavební
látky pouzdra čočky, jednak se směrem k ekvátoru prodlužují
a časem se přeměňují na vlákna čočky. Lamely (vlákna)
čočky jsou bezjaderné, 7-10 mm dlouhé, 8-10 mm široké a jen
2 mm silné
útvary. Probíhají v meridionálním směru tak, že začínají
v trojcípém útvaru na přední straně čočky, přetáčejí se přes
ekvátor a končí v trojcípé hvězdici na zadní straně čočky,
která je ovšem vzhledem k přední výškově převrácená. Cípy
těchto hězdic (někdy se nazývají švy) se během stárnutí štěpí,
takže ve stáří již nejsou tři, ale dosahují počtu 10-16.
V průběhu času čočkových vláken přibývá a aby čočka nevyplnila
celé oko dochází k dehydrataci a kondenzaci lamel uvnitř čočky,
které tak vytvářejí hutné jádro čočky. Tento proces je fyziologický,
nazývá se sklerotizace čočky a je příčinou
stařecké dalekozrakosti.
V mládí je však čočka dosti pružná a to je nezbytná podmínka
jevu nazývaného akomodace.
Akomodace je schopnost oka zaostřit na předměty v různé vzdálenosti
pomocí změny optické mohutnosti celého systému oka. Je umožněna
činností hladkého svalu uloženého v řasnatém tělísku -
musculus
ciliaris. Ciliární sval se skládá ze tří částí, z nichž dvě
mají bezprostřední a protichůdný vliv na změny čočky. Jeho
cirkulární část při kontrakci zmenší průměr okraje řasnatého
tělíska, tím se uvolní závěsný aparát čočky a přední část čočky
se vyklene, při kontrakci druhé, napínací části s meridionálním
průběhem (musculus Brückei) dochází k jevu opačnému, přední
plocha čočky se oploští a mírně posune dozadu. Změna optické
mohutnosti pomocí změny zakřivení přední a částečně i zadní
plochy čočky se někdy nazývá zevní akomodační
mechanismus. Tento proces ovšem při maximální akomodaci znamená změnu jen
o asi 10,5 dioptrií a nelze jím vysvětlit celkovou změnu optické
mohutnosti čočky, která činí asi 14 D. Proto bývá popisován
ještě tzv. vnitřní akomodační mechanismus, který spočívá
v přesunu části hmoty čočky o větším indexu lomu do optické osy
oka. V souhrnu dochází při zaostření na blízký předmět k těmto
změnám na čočce: posunu přední plochy čočky, přední a zadní
plochy jádra čočky dopředu a k zmenšení poloměru křivosti přední
i zadní plochy čočky a přední i zadní plochy jádra čočky.
U stařecké dalekozrakosti pro větší tuhost čočky nejsou tyto
změny možné. Zde bych měl používat spíše termín presbyopie,
což je latinský název tohoto fyziologického (tedy normálního)
jevu, protože brýlová korekce bývá nutná již po čtyřicátém
roce života a český termín by se tedy mohl čtyřicetiletých
"starců" dotknout.
Sklivec naléhá přímo na zadní plochu pouzdra čočky a vyplňuje
téměř celou oční kouli. Je to rosolovitá, polotekutá, bezbarvá
a sklovitě průhledná substance, která nemá schopnost regenerace.
Ačkoliv je ve starší literatuře označován sklivec jako bezstrukturní
hmota, podle poznatků z poslední doby má sklivec poměrně složitou
strukturu na makroskopické úrovni a někteří autoři mluví dokonce
o anatomii sklivce. Na okraji sklivce se stroma zahušťuje
v hraniční membránu, která naléhá na sítnici a čočku. Sklivec
na tyto struktury jen volně naléhá a pevně je připojen pouze
k výstupu zrakového nervu, dále k čáře zvané ora
serrata,
což je přechod slepé a optické části sítnice, a u mladých lidí
i k zadnímu pólu čočky. Úloha sklivce spočívá především
v udržování napětí a kulového tvaru oční koule.
Sítnice je poslední vrstva, kterou světlo na své cestě okem
prochází. Makroskopicky (pouhým okem) je patrné dělení na
vnitřní nervový list a na zevní vrstvu
pigmentového epitelu.
Z hlediska funkce lze sítnici rozdělit na optickou
část, která
je plnohodnotná, se všemi desíti vrstvami včetně světlocitlivých
buněk, a na slepou část, která se skládá pouze z epitelové
vrstvy a jedné vrstvy nízkých, necitlivých buněk kubického
tvaru. Obě tyto oblasti jsou odděleny zubatou čarou nazývanou
ora serrata. Další popis se bude týkat pouze optické části
sítnice.
Vnitřní nervový list sítnice je v podstatě tvořen
dvěma druhy buněk - buňkami nervovými a podpůrnými.
Buňky nervové slouží k přeměně světelných podnětů na elektrické impulsy (akční
potenciály) a k jejich přenosu do CNS. V sítnici existují tři
typy neuronů, které jsou propojeny sériově:
fotoreceptory,
bipolární a gangliové buňky, a dva typy neuronů, které zabezpečují
propojení vedoucí paralelně s povrchem sítnice: horizontální
a amakrinní buňky. Fotoreceptory (tyčinky a čípky) mají protáhlý
tvar a dělí se na vnější segment, který obsahuje zrakové barvivo
a nachází se ve vrstvě tyčinek a čípků, a vnitřní segment,
který plynule navazuje na jádro fotoreceptoru ležící ve vnější
vrstvě jádrové. Každý fotoreceptor je propojen výběžkem (axonem)
s bipolární buňkou. Toto spojení se nachází ve vnější plexiformní
(vláknité) vrstvě. Podobně se pomocí výběžků spojují buňky
bipolární s gangliovými ve vnitřní plexiformní (vláknité)
vrstvě}. Z gangliových buněk vybíhají potom dlouhá vlákna
(axony),
která se nacházejí ve vrstvě nervových vláken, sbíhají se směrem
k zadnímu pólu oka, kde v místě nazývaném papila zrakového
nervu vystupují ven a vytvářejí tak zrakový nerv.
Vrstva pigmentového
epitelu se nachází jak v optické tak ve slepé části sítnice.
Jde o jednu vrstvu nízkých buněk, které obsahují hnědočerné
barvivo melanin
a jejichž drobné výběžky prostupují do vrstvy
tyčinek a čípků. Světelně tak izolují jednotlivé světločivné
elementy. Pigmentový epitel přechází v přední části
oka na řasnaté těleso a na zadní stranu duhovky a vzniká tak
temná komůrka s jediným otvorem, kterým může vstupovat do oka
světlo, neboli zornicí. Vnitřní vrstvy sítnice jsou vyživovány
tepnami, které pocházejí z hlavní tepny sítnice (arteria centralis
retinae) a pavoukovitě se rozbíhají do čtyř diagonálních směrů.
Pozorování stavu cév na sítnici má velký význam, protože to
jsou jediné větší cévy lidského těla pozorovatelné přímo okem,
a je také jedním z hlavních důvodů vyšetřování očního pozadí
oftalmoskopem.
Vliv mikroskopického uspořádání oční tkáně na vidění
Některé oční tkáně mají uspořádání podobné optické mřížce,
ať už v pravidelných čarách nebo otvorech. Mohou způsobit
ohyb světla, takže kolem pozorovaného bodového zdroje bílého
světla se vytvoří barevné kroužky ve spektrálních barvách.
Tak mohou působit čočková vlákna (průměr kotouče je
7° až 8°),
podobně epitel nebo endotel rohovky (4°) nebo i rohovkové lamely
(3° až 3,5°). Tyto jevy mohou být zvláště výrazné u některých
patologických stavů (hlen, vzduchové bublinky v slzách, otok
v hlubších vrstvách rohovkového epitelu, hlavně u zvýšeného
nitroočního tlaku - glaukomu., při užívání léků proti malárii
apod.) a nazývá se irizace.
Posvítíme-li v temné komoře do oka sklérou nebo šikmo rohovkou,
můžeme vidět větvení tmavých sítnicových cév na oranžovém pozadí.
Tento jev se označuje jako Purkyňova figura. Šikmo vstupující
paprsek se odrazí od vnitřní stěny oka na druhou stranu, kde
cévy vrhají na světločivé elementy stín a obraz se promítá
druhým směrem z oka. Při prosvícení bělimou vznikne podobný
obraz. Vniká-li světlo do oka přímo zornicí, vzniká stín cév
na sítnici také, ale nevnímáme ho, protože se vytváří stále
ve stejných místech a náš mozek ho ignoruje podobně jako slepou
skvrnu. Ve chvíli, kdy se stín posune ze svého stálého místa,
jej můžeme pozorovat jako výše zmíněnou pavoukovitou kresbu.
Díváme-li se tečkovitým otvorem na oblohu a pohybujeme jím
sem a tam, vidíme cévní síť kolem makuly, která sama je bezcévná.
Podobným způsobem můžeme pozorovat i oběh v sítnici.
Vedle těchto jevů lze pozorovat za různých světelných poměrů
různé jevy související se stavbou sítnice, uspořádáním nervových
vláken a papily.
Často se na mě v poslední době obraceli kamarádi, jestli neznám
vysvětlení jevu, kdy při pohledu na světlou plochu vidí nehybné
nebo pohybující se tmavé plošky. Myslím si, že příčin může
být hned několik: zbytky arteria hyaloidea (viz kapotola Vývoj
oka), anatomické struktury sklivce (viz odstavec o sklivci),
při šikmém osvětlení také cévy sítnice (viz výše) a také patologická
jednotka zvaná muscae volitantes. "Létající
mušky", což je
český překlad posledně zmíněné položky, se vyskytují ve vyšším
věku, u lidí s vyšším stupněm krátkozrakosti a u lidí s cukrovkou.
Jsou způsobeny ložiskovými změnami ve sklivci (zkapalnění a
vypadávání vápenatých solí), ale kromě výše zmíněného jevu,
i když i ten může být znervózňující, nemají pro své nositele
vážnější význam. Větší množství drobných stínů připomínajících
padající saze bývá způsobeno závažným krvácením do sklivce,
ale pochybuji, že by některý z mých přátel trpěl tímto postižením,
protože se jedná o akutní, zrak ohrožující stav, který vyžaduje
neodkladně lékařský zákrok.
Použitá literatura:
Je tomu právě půl roku, co jsem se naučil provádět
fotometrii (měření jasnosti) proměnných hvězd
pomocí CCD kamery. Předtím jsem se však musel, tak jako jiní
amatérští pozorovatelé, spoléhat
pouze na svůj zrak.
Odhadování jasnosti proměnných hvězd očima (byť s pomocí
dalekohledu) je velice ošidná věc.
Jak známo, dělá se to tak, že srovnáváte jasnost dané
proměnné hvězdy s okolními hvězdami,
jejichž jasnost se nemění. Je s tím však mnoho problémů:
Oko není ve všech místech stejně citlivé,
když se podíváte na dvě podobně jasné hvězdy dvakrát po sobě
a pootočíte mezitím hlavou, může
se stát, že poprvé uvidíte první hvězdu jasnější než druhou
a podruhé tomu bude naopak. Další
potíž je, že oko neumí dost dobře srovnávat jasnosti hvězd
různých barev. Kromě těchto a dalších
fyziologických jevů jsou tady snad ještě závažnější problémy
- psychologické. Je to hlavně
předpojatost pozorovatele - jakmile jen trochu podvědomě
tušíte, že proměnná by měla být
jasnější než srovnávací hvězda, uvidíte to tak, i když je to
ve skutečnosti třeba opačně. Váš mozek
si prostě zrakový vjem přizpůsobí k obrazu svému.
Výsledkem toho všeho je, že vizuální odhady jasnosti jsou
dosti nespolehlivé a málokterý dnešní
profesionální astronom by na nich asi založil svůj výzkum
(vizuální odhady jasnosti jsou však stále
ještě důležité např. při "hlídkových" pozorováních určitých
typů vzácně se zjasňujících
proměnných hvězd a při pozorování komet).
Dnes se provádí fotometrie téměř výhradně pomocí CCD kamer,
tedy elektronických detektorů
světla řízených počítačem. Jejich výhodami jsou hlavně
vysoká citlivost a přesnost, daná jejich
konstrukcí a mimo jiné také tím, že jakožto neživé přístroje
nemohou být "předpojaté", tedy
naměřená jasnost nemůže záviset na její očekávané hodnotě,
jak je tomu při pozorování okem.
Jedenáctého ledna 1998 jsem byl na ostravské hvězdárně
a chystal jsem se zahájit CCD
snímkování zákrytové proměnné hvězdy XZ Ursae Maioris. Tak
jako mnohokrát předtím mě
napadlo, že bych mohl zkusit pozorovat tuto hvězdu zároveň
i vizuálně a výsledky obou měření
srovnat. Nelze sice dost dobře srovnat jednotlivé naměřené
hodnoty, neboť ty jsou u CCD kamery
i u oka v subjektivních jednotkách (nikoli v magnitudách),
ale lze porovnat průběh jasnosti hvězdy
- tedy jestli minimum jasnosti nastává ve stejném okamžiku
nezávisle na pozorovací metodě.
Tentokrát jsem se, navzdory obavám z možné ztráty iluzí
o přesnosti svých vizuálních pozorování,
konečně rozhodl tenhle experiment vyzkoušet.
Hned jsem se pustil do zpracování. Zatímco se kopírovaly CCD
snímky na ZIP-disk a zase z něj
ven na Pentium, zpracoval jsem vizuální odhady programem
KWZPR. Když se na obrazovce
objevila světelná křivka, nevěřil jsem svým očím - byla to
jedna z nejhezčích, jaké jsem kdy
napozoroval. Přitom jsem čekal, že díky pozorovacím
podmínkám to bude jedna z nejhorších... No, zázraky se dějí. Moje radost ale vzápětí rychle opadla,
jakmile jsem zjistil, že minimum mi
vychází asi ve 22.03 UTC, což bylo asi o půl hodiny dříve,
než udávala předpověď vypočtená na
základě údajů z katalogu BRKA 1997. Vypadalo to na pěknou
ostudu - parádní křivka, ale o půl
hodiny vedle!
Jakmile jsem ale zpracoval CCD snímky, zjistil jsem, že
pravda byla na mé straně. Minimum
nastalo skutečně asi o půl hodiny dřív oproti předpovědi.
Jak se později ukázalo, bylo to tím, že
jsem použil starší katalog BRKA 1997. Když jsem totiž po
nějaké době znovu vypočetl okamžik
minima z elementů z nového katalogu BRKA 1998, vyšlo mi
22.06 UTC, tedy jen tři minuty po
vizuálním minimu!
Nakonec se tedy ukázalo, že moje oko na tom není vůči CCD
kameře zase tak špatně, a že na mé
vizuální odhady bude asi přece jen občas spolehnutí. Ale
i napříště dám CCD fotometrii přednost,
je totiž mnohem pohodlnější... I na fakultě mě přece nedávno
v mechanice učili, že "každé těleso
setrvává nejraději v klidu..."
Na závěr přikládám obě křivky - vizuální a CCD. Rád bych
také poděkoval Hvězdárně a planetáriu
Ostrava, díky které jsem vůbec dostal možnost se CCD
kamerou pracovat.
V obou grafech je na vodorovné ose vyneseno juliánské datum
(mínus 2450825). V případě CCD pozorování je na svislé ose
přístrojová hvězdná velikost, v případě "oka" odhadní
stupně.}
P.S. Nedávno jsem dokončil svůj program pro výpočet okamžiků
minim jasnosti zákrytových i
jiných proměnných hvězd, který umožňuje správně naplánovat
pozorování dopředu i srovnat
výsledky již vykonaných pozorování s předpovědí (vypočítá
i výšku hvězdy nad obzorem,
heliocentrickou korekci aj.). Pokud byste o něj měli zájem,
stačí napsat na adresu xkral2@br.fjfi.cvut.cz a já vám jej bezplatně pošlu
e-mailem (90kB v ZIP-archivu, běží pod MS-DOS).
Začínající léto láká lehnout si někam do trávy a zadívat se
na noční oblohu jen tak, bez dalekohledu. Několik hodin po
západu Slunce se nebe pokryje hvězdami, jemným pásem Mléčné
dráhy, snad i nějakou planetou a je na co se dívat.
Od třicátých let našeho století je obloha rozparcelována na
osmdesát osm oblastí s pevně danými hranicemi, které lze
chápat jako jehlanové prostory. Vše co obsahují, patří do
daného souhvězdí bez ohledu na vzdálenost. Tento na první
pohled nepříliš romantický stav měl však svůj spletitý
vývoj, jehož počátky se ztrácejí v dobách, ze kterých nemáme
žádné písemné záznamy. A to se většinou omezujeme pouze na
evropskou kulturu a přehlížíme mnohdy velmi zajímavé
"astronomické dějiny" jiných národů.
Je krásné, že nejstarší známý katalog hvězd je zapsán ve
verších. V první polovině třetího století před naším
letopočtem jej sestavil helénistický básník Arátos ze Soloi.
(Jeho podobiznu najdete na další stránce.)
Rozsáhlá báseň Fainomena (Úkazy na nebi), kterou najdete
jako přílohu tohoto Trpaslíka, se poprávem stala
jeho nejslavnějším dílem - ve skutečnosti se ale jedná
o básnické zpracování spisu Eudoxa z Knidu (400-347 př.
n. l.).
Báseň Fainomena se dochovala s obšírnými poznámkami starověkých
vykladačů. Má celkem tři části: 1. popis stálic (tu přikládám), 2. popis planet
a souhvězdí, 3. výklad o předpovídání počasí. Dílo mělo veliký
ohlas, několikrát bylo přeloženo do latiny a dodnes je vysoce
oceňováno pro svůj jazyk a srozumitelnost. Aratos se zde zmiňuje
o čtyřiceti pěti souhvězdích - ve
smyslu nápadných skupin hvězd, většinu z nich ale začali
používat již o tisíc let dříve Chaldejci a jejich
předchůdci.
Dalším, již méně poetickým katalogem, bylo dílo Hipparcha
z Níkaie, který byl činný v letech 160 až 125 př. n. l.
převážně na ostrovu Rhodos a občas i v Alexandrii. Bohužel,
nezachovalo se, nicméně se stalo jádrem soupisu více než
tisíce hvězd uvedeného v Syntax mathématiké Klaudia
Ptolemaia (100?-170? n. l.). Ani ten se nám nedochoval
v originále, ale naštěstí jej známe díky latinským překladům
arabských překladů. Odtud také pochází jeho současný název
Almagest.
V Almagestu je u každé hvězdy uveden popis polohy v obrazci
souhvězdí, ekliptikální souřadnice a hvězdná velikost od
jedné do šesti. Obsahuje celkem čtyřicet osm, tzv.
klasických souhvězdí: dvanáct zodiakálních, dvacet jedna
severních a patnáct jižních. Ty se až na Loď Argo používají
dodnes. Zajímavé je, že zkomoleniny arabských překladů názvů
daly dnešní pojmenování většině jasných hvězd. Proto jich
tolik začíná na al.
Nemá smysl zdůrazňovat, že právě Almagest se stal po
následujících více než tisíc let základem pro všechny
pozorovatele. Další změny v obsazení oblohy přišly až
v sedmnáctém století s vynálezem knihtisku, rozvojem
přístrojů a vydáváním nových hvězdných atlasů. Svoji
podstatnou roli samozřejmě sehrály i výpravy za jižní,
z Evropy nepozorovatelnou oblohou.
Prvním skutečně významným dílem je Uranometrie, německého
protestanta Johanna Bayera. Kromě klasických souhvězdí se
zde objevilo i dvanáct nových na jižní obloze, například Rajka,
Chameleón, Hydra, Moucha či Létající ryba. (Viz přiložená
ukázka.) Na několik
desetiletí se tento atlas stal standardem pro další díla
a přinesl také označení hvězd malými písmeny řecké abecedy
a latinky.
Posledním velkým autorem nových obrazů na nebeské klenbě se
stal Němec Johann Elert Bode v atlase Uranographia (1801).
Na svou dobu se jednalo o vrchol hvězdné kartografie:
Obsahoval všechny hvězdy viditelné bez dalekohledu a velké
množství slabších. Reprezentuje také dobu, kdy počet
používaných souhvězdí dosáhl svého maxima - kolem stovky.
Sám Bode jich několik zavedl, často na místech, kde nebyly
žádné jasné hvězdy, a snažil se tak vyplnit mezery mezi již
používanými souhvězdími. Bohužel pro něj a snad i naštěstí
pro nás se většina z nich obecně neujala. Ostatně dokážete
si představit takové obrazce jako Officina Typographica
(Tiskařský stroj), Globus Aerostaticus (Montgolfiéra),
Machina Electrica (Elektrický stroj) a podobně? Nejméně
jedno souhvězdí ale "přežilo" až do dnešních dob: Qudrans
Muralis dalo jméno známému lednového meteorickému roji
Kvadrantidám.
Bodeho atlas také poprvé obsahoval hranice mezi jednotlivými
souhvězdími. Byly však různě zakřivené a v dalších atlasech,
které v devatenáctém století vycházely, se často mírně
lišily. Definitivní reprezentace bájných hrdinů, zvířat
i předmětů na hvězdné obloze, vč. přesných hranic přišla až
v roce 1930. Zdálo by se, že tím je historie uzavřena.
Minulý rok se ale stalo něco, co noční oblohu zásadně
změnilo. Objevilo se nové "souhvězdí" - i když poněkud jiné,
o to však nápadnější.
Jestli se na oblohu díváte pravidelně, pak víte, že není
nehybná. Jednak se během noci mění, tak jak jednotlivé
hvězdy vycházejí a zapadají. Kromě toho na ni září Měsíc
a planety, které navěky putují podél ekliptiky. Existují
také hvězdy, například Algol či éta Aquilae, u kterých si
můžete všimnout během hodin či dní nápadných změn jasnosti.
Občas po nebi přelétne meteor a vzácně lze sledovat i další
světelné jevy. V padesátých letech se však objevil další
fenomén: umělé družice Země.
Kdo z nás by je někdy nezahlédl: světlý bod, který se pomalu
sune mezi hvězdami, aby zmizel v zemském stínu, či za
obzorem. To už dnes nikoho nepřekvapí. Časy se ale mění,
pokrok uhání kupředu. V posledních měsících se můžete setkat
se zvláštními zjasněními, jejichž maximální hvězdná velikost
může dosáhnout až mínus osm magnitud. Jak se ukazuje, za
většinu z nich může zvláštní "souhvězdí Iridium".
V roce 1804 oddělil anglický chemik Smithson Tennant po
rozpuštění platiny v lučavce královské prvek, jehož
sloučeniny hrály duhovými barvami. Podle řeckého slova iris
(duha) dostal název Iridium. Jelikož atomové jádro prvku
obklopuje 77 elektronů, vybrala firma Motorola jeho jméno za
označení plánované a dnes již prakticky dokončené sítě 77
umělých družic, které umožní spojení prostřednictvím
mobilních telefonů z libovolného místa planety. Později byl
projekt omezen na 66 satelitů, nicméně jméno na prvek
Dysprosium změněno již nebylo...
Satelity Iridium se však neprojevují pouze na radiových
vlnách. Družice se létají v pracovní výšce 792 kilometrů na
šesti různých polárních dráhách. Každá Zemi obletí více než
čtrnáctkrát za den, přičemž jejich jednotlivé přelety dělí
pouhých devět minut. Vzhledem ke své velikosti mají většinou
jasnost asi 6 mag. Nejsou tudíž viditelné bez dalekohledu.
Jak se ale ukazuje, mohou se na několik sekund zjasnit
natolik, že se po Měsíci stávají nejjasnějšími objekty na
obloze. Jejich záblesky mají hvězdnou velikost až -8
magnitudy(!) a jsou tudíž viditelné i ve dne!
První taková "prasátka" byla pozorována již v polovině
loňského roku. Tak, jak přibýval počet Iridiových družic
vynesených na oběžné dráhy, přibývala i pozorování. V srpnu
1997 američtí pozorovatelé přinesli zprávy o zjasnění -1
magnitudy. Brzy poté evropští amatéři spatřili záblesky,
které se v maximu vyrovnaly Venuši (-4 mag), a později ještě
jasnější s hvězdnou velikostí -8 mag. Byly též pořízeny
první snímky. Dvanáctého října 1997 se nakonec Bram Dorreman
stal první známým člověkem, který viděl umělou družici i ve
dne!
Co je příčinou těchto výrazných zjasněních? Iridiové
satelity mají výšku asi čtyři metry a jejich trojúhelníková
základna má plochu zhruba jeden metr čtvereční. Ve spodní
polovině mají sondy umístěny tři diagonální antény (1,8x0,9
m) s plochou 1,6 metru čtverečního, které jsou pokryty
(kvůli tepelné izolaci) vysoceodrazivým teflonem. Tělo
sondy je zpravidla orientováno směrem k Zemi, antény jsou
tudíž skloněny pod úhlem asi 40 stupňů. Na pár okamžiků, při
vhodném postavení pozorovatele, sondy a Slunce, tak mohou
fungovat jako skvělá zrcadla házející na Zemi velmi jasná
"prasátka".
Pozorovat tyto unikátní záblesky můžete i vy. Typický
záblesk trvá mezi pěti a dvaceti sekundami a může být "stěží
postřehnutelný" až "výjimečně jasný" - záleží na postavení
pozorovatele a Slunce. Maximální hvězdnou velikost lze jen
těžko odhadnout - chybí totiž srovnávací hvězdy. Během
nejjasnější fáze urazí na nebi pět až deset stupňů.
Počet pozorovaných záblesků roste se zeměpisnou šířkou,
typicky lze během noci spatřit pět až deset. Nechcete-li jen
pasivně čekat, můžete získat jejich předpověď. K tomu však
musíte znát přesnou zeměpisnou polohu vašeho pozorovacího
stanoviště (s chybou nejvýše několik kilometrů) a musíte mít
též přístup na Internet. Výpočty, kdy právě od vás bude
Iridiová družice vidět, vám zprostředkuje například German
Aerospace Center na adrese http://www.gsoc.dlr.de/satvis/
Jestliže se chcete pokusit spatřit záblesk i ve dne, pak vám
doporučujeme navštívit stránky Visual Satellite Observer's
Home Page
http://www2.plasma.mpe-garching.mpg.de/sat/vsohp/satintro.html
Úplné zatmění Slunce je velice zajímavý přírodní úkaz. Na
celé zeměkouli můžeme pozorovat patnáct úplných zatmění za
osmnáct let. Vždy ale jen na poměrně malém území. Pás
totality (tedy pás úplného zatmění) je široký cca 200
kilometrů a dlouhý několik tisíc kilometrů. Pouze při úplném
zatmění je možno sledovat řadu procesů, které probíhají ve
sluneční koróně a které nám mohou pomoci objasnit řadu
dalších procesů týkajících se sluneční aktivity a sluneční
fyziky vůbec a pak následně ovlivnit děje na Zemi.
Expedice za černým Sluncem se staly tradicí pro práci úpické
hvězdárny. První expedice byla v roce 1990 na Čukotku, dále
pak následovala v roce 1994 Brazílie, 1995 Indie, 1997 Sibiř
a konečně v roce letošním Venezuela.
Taková expedice začíná již dlouhou dobu před vlastním
zatměním. Je třeba navázat kontakty, sehnat peníze,
připravit přístroje. Na množství posháněných peněz závisí
i počet členů expedice a množství a náročnost experimentů.
Před cestou do exotické oblasti jakou Venezuela je, je
potřeba projít lékařským vyšetřením a očkováním. Těsně před
odletem zabalit přístroje, odvézt na celnici, na letiště.
Přístroje jsme kvůli nadváze posílali jako kargo, tedy
letěly úplně jinými letadly než my. Po příletu na místo pak
nastupují nervy. Došly přístroje v pořádku? Dostaneme je
z celnice včas? Vždy je to hra nervů.
Celá expedice ve složení RNDr. Eva Marková, CSc. - náčelník
a ing. Marcel Bělík, Ladislav Křivský a Tomáš Sýkora -
členové, vyrazila na cestu 16. února s leteckou společností
KLM přes Amsterodam do hlavního města Venezuely, Caracasu. Na
letišti nás čekal pan Zícha, pracovník naší ambasády, který
nás protáhl přes pasovou a celní kontrolu. Na letišti jsme
se setkali se zařízením, které nás provázelo celou cestu po
Venezuele - s klimatizací. Když jsme opustili klimatizovaný
prostor, udeřilo nám do tváří ohromné vedro. Cesta na
ambasádu zabrala více než třicet minut.
Tam už na nás čekal e-mail, že naše přístroje jsou ve skladu
v Miami a že na další cestu se vydají na druhý den. Viděli
jsme, jak je výhodné použít k přepravě spediční firmu. Pak
máte po celou dobu přehled o tom, kde se přístroje
nacházejí. Druhý den jsme se seznámili se všemi pracovníky
ambasády v čele s panem velvyslancem ing. Stieglerem, kteří
nám ve všem vyšli vstříc a vybavili nás i neocenitelnými
radami. V Caracasu jsme se lehce aklimatizovali, vyměnili
peníze, koupili jízdenky a vyrazili.
Cesta nás vedla do západní části Venezuely, do více než
milionového Maracaiba. Zde jsme se ubytovali v hotelu
Kristoff. Na recepci jsme se setkali se slovenskou výpravu
z astronomického ústavu SAV z Tatranské Lomnice vedené dr.
Rušínem. Ubytování zde jsme měli zajištěné již z ambasády.
A to bylo dobře. Do města se začali sjíždět davy lidí kvůli
zatmění a i kvůli nějakému sjezdu evangelíků. Ihned po
příjezdu jsme za pomoci českého emigranta pana Prince začali
shánět naše přístroje. V kanceláři spediční firmy Fritz nám
sdělili, že přístroje zatím nedorazily, ale že je čekají
příštím letadlem. Bylo to tak. Od nás
chtěli jen nejrůznější papíry, některé jsme měli již z Čech,
jiné nám dali na ambasádě. Pak nám oznámili, že přístroje
přivezou v pátek v 16 hodin na hotel. Stalo se něco co jsme
nečekali. Přístroje opravdu dovezli.
Ne sice v 16, ale v 17. To bylo po zkušenostech které měla
expedice před čtyřmi lety v Brazílii, kdy vydobytí beden
stálo více než tři sta dolarů na úplatcích a týden času na
letišti, neuvěřitelné.
Navázali jsme také kontakty s místní univerzitou, která se
o nás velice dobře starala. Díky univerzitě jsme mohli být
přes e-mail v kontaktu s domovem. Teprve, když jste tak
daleko si uvědomíte, jak se díky Internetu zkrátily
vzdálenosti. Měli jsme přidělenou skupinku studentů, kteří
se nám stali průvodci nejen po Maracaibu, ale i po
zajímavostech v okolí.
Nemohli jsme si nechat ujít karnevalový průvod. Není to sice
jako průvody v Riu, jak je známe z televize, ale i tak je to
zážitek. Všude spousta lidí, policie na koních živých i pod
kapotou a průvod plný princů, princezen, pirátů i s loděmi
(taženými samozřejmě auty), krásné tanečnice a fantastická
hudba. Byli jsme též pozváni na představení skupiny
"Vassalos del Sol", byly to tance a zpěvy z různých částí
Venezuely. V bývalé tržnici, přestavěné na pěknou
klimatizovanou halu se za velice přísných bezpečnostních
opatření sešli snad všichni lidé co v Maracaibu něco
znamenají a my. Všude kolem ostří hoši se sluchátkami na
uších a vyboulenými kapsami.
Ve chvíli volna nás univerzitní autobus odvezl na místo
zvané Sinamaica, kde je možné nalézt na laguně domky na
kůlech. Lidé zde žijí podobným životem, jako tomu bylo při
přistání prvních Evropanů. Díky těm domkům na kanálech toto
místo bylo nazváno "malé Benátky". V italštině jsou Benátky
Venezia. Odtud i jméno pro Venezuelu.
Maracaibo sice bylo v pásu totality, naše stanoviště však
leželo na misii Don Bosco asi 60 km
severozápadně od Maracaiba, na centrální přímce. Cesta
z hotelu trvala univerzitním autobusem více než hodinu. Jelo
se po silnici, která vede na hranice s Kolumbií, takže byla
lemována policejními kontrolami. Nebyl to příjemný pocit,
když se kolem nás pohybovali policisté a vojáci
v neprůstřelných vestách s prstem na spoušti odjištěného
samopalu.
Misii Don Bosco založili salesiáni. Je to vlastně internátní
učiliště pro chlapce z celé Venezuely. Dost často jde
o chlapce z ulic, kteří tak aspoň dostanou základní vzdělání
a vyučí se nějakému řemeslu. Na misii nás každý den dovážel
autobus univerzity. Pozorovací stanoviště jsme si vybrali
v krásném koutě pod palmami. Kromě naší a slovenské výpravy
zde měli stanoviště i astronomové z Indie, Mexika, Brazílie,
Německa a samozřejmě místní ze zulijské univerzity.
Před zatměním je třeba důkladně připravit všechny
experimenty, ustavit a zaostřit dalekohledy a nacvičit si
krok po kroku činnost při zatmění. Přístrojové vybavení jsme
měli rozsáhlé. Dalekohled Mertz o ohniskové vzdálenosti
1800 mm, průměr objektivu deset centimetrů na snímkování
vnitřní bílé korony, objektiv MTO 1000, objektiv Rubinar
8/500, objektiv 300 mm s okultním diskem (pokus o simulaci
radiálního filtru), objektiv 105 mm, objektiv 200 mm
s polarizačním filtrem, objektiv 135 mm s červeným filtrem
a digitální kameru Sony 1000 DV. Celkem to bylo 160 kg
přístrojů v bednách plus další kilogramy v batozích na
zádech.
Recenzování - The Once and Future Moon
Pokud se nemýlím, tak na pultech našich knihkupectví
dnes nenajdete ani jednu publikaci, která by se seriózně
věnovala výhradně našemu nejbližšímu vesmírnému sousedovi.
Pravda, málem bych zapomněl na ty zbytečné haldy knížek
zaobírajících se pěstováním rajčat podle fází Luny nebo
dokonce brožur informujících nás o dosud utajovaných
důkazech existence duchů na povrchu Měsíce. Takové knihy
jsou však jen plýtváním papíru a našinci nezbývá nic jiného,
než aby si trochu zopakoval lekce angličtiny a poohlédl se
po literatuře vycházející za velkou louží.
Ani tam ale není
situace příliš růžová. Přestože naše poznatky se o družici
Země v posledních letech neobyčejně rozrostly a přinesly
mnoho skutečně překvapivých objevů, zvláště zásluhou sondy
Clementine, nevychází dnes populárně vědeckých knih příliš
mnoho. Ti, kteří se chtějí dovědět o Měsíci čerstvější
informace, by si proto neměli nechat ujít publikaci, která
se už před rokem objevila v nabídce Sky Publishing.
Jejím
autorem je odborník na slovo vzatý - Paul D. Spudis, který
je geologem a vědeckým pracovníkem Měsíčního a planetárního
institutu v Houstonu. Zasvěceným možná bude znám i jako
vedoucí vědeckého týmu mise Clementine nebo jako autor
několika krátkých článků v časopisech Astronomy nebo Sky and
Telescope. I když je převážná část knihy věnovaná možnému
osídlení Luny, najde v ní i ten, koho příliš nezajímají
problémy federálního kongresu USA s financováním projektů
NASA, mnoho zajímavých informací.
Kniha nevelká rozsahem
(310 stran) nejprve velmi příjemnou formou seznamuje čtenáře
s historií výzkumu Měsíce a základními fakty (vznik fází,
zatmění, příliv a odliv apod.). Každému "lunatikovi" ale
nejvíce srdce zaplesá hned v následující části, věnované
měsíčnímu povrchu a jednotlivým druhům povrchových útvarů,
jakými jsou krátery, brázdy, údolí nebo lunární dómy apod.
Jedná se totiž o ucelený, nenáročně podaný přehled
nejnovějších poznatků, doprovázený skvělými detailními
snímky z lunárních misí.
Poněkud netradičně jsou pojaté
přílohy této útlé knížky se jmenným rejstříkem, slovníčkem
pojmů a přehledem misí k Měsíci. Autor vám totiž v závěru
doporučí nejen množství literatury, ale také několik filmů
(např. Apollo 13 nebo 2001: Vesmírná odysea) a míst, která
by jste jako praví vyznavači Měsíce měli navštívit - např.
sopky v Havajském národním parku, Barringerův kráter
v Arizoně, Geologické muzeum v Londýně nebo Kennedyho
vesmírné centrum na Floridě. Než však tyto místa navštívíte,
měli by jste si tuto skvělou knížku určitě přečíst. Je totiž
vhodná pro každého, kdo by takovou cestu za poznáním chtěl
podniknout.
Paul D. Spudis, The Once and Future Moon, The
Smithsonian Institution, 1996
K tomu, abychom si řekli něco o nestandardních
hvězdných osudech, bude dobré hvězdy nejdříve definovat:
jsou to souvislé gravitačně vázané útvary s hmotnostmi
0,05 až 100 Sluncí.
To však o pravé podstatě a vlastnostech hvězd vypovídá jen
velmi málo. Jedná se jen o obecnou definici, kterou člověk
použije, chce-li mít jistotu, aby na něco nezapomněl. Pokud
se ale díváme na hvězdy, tak říkajíc na vlastní oči, je
jejich nejcharakterističtější vlastností to, že svítí. Jsou
to vlastně továrny na výrobu fotonů.
Hvězda za dobu své existence vyrobí zhruba půl milionu
fotonů na jednu částici. K jejich výrobě odnímají energii
látce, ze které jsou přímo složeny. Fotony vyrobené hvězdou
odlétají do prostoru a odnášejí tak sebou energii. Jedná se
ovšem o děj nevratný - nevratný je proto i vývoj hvězdy.
Velmi často si stálice také s okolím vyměňují hmotu.
Abychom mohli začít hovořit o neobyčejných hvězdných
osudech, je nutné se nejdříve důkladně seznámit s nějakým
případem obyčejného hvězdného osudu.
Slunce jako obvyklá hvězda
Slunce začalo svůj vývoj coby součást molekulového
mračna složeného převážně z molekul vodíku H2, helia
a dvou procent těžších prvků. Hustota oblaku byla
5.10-17 kg.m-3, což je charakteristická hustota
mezihvězdných mračen. Celý oblak měl velikost asi čtvrt
světelného roku (15 tisíc astronomických jednotek) a zhruba
taková byla i počáteční velikost Slunce.
Pokud se podíváme na konečný stav - chladnoucího
uhlíkokyslíkového bílého trpaslíka, je zřejmé, že na konci
životní dráhy naší nejbližší hvězdy je elektronově
degenerovaná hvězda s hustotou 4.108 kg.m-3.
Hmotnost bílého trpaslíka je zhruba polovina Slunce
a poloměr jen 1/80 Slunce.
Po chemické stránce bude Slunce v závěrečné etapě svého
života obsahovat hlavně uhlík a kyslík, dále asi dvě
procenta těžších prvků. Toto složení je ovšem dosti odlišné
od složení původní mlhoviny, kde převládal vodík a helium.
Polovina hmotnosti hvězdy se během jejího vývoje do prostoru
odvane hvězdným větrem. Odfukují se především povrchové
vrstvy hvězdy, které jsou složeny převážně z vodíku a helia.
Nyní si alespoň zhruba nastiňme samotný vývoj hvězdy
z kvantitativního hlediska. Dochází tu k významnému smrštění
a zahuštění původně rozptýlené a řídké látky. Poloměr hvězdy
se během vývoje zmenší o osm řádů, hustota o dvacet pět
řádů. Nukleárními reakcemi je přetvořeno asi 50% hvězdy,
zbytek je navrácen do prostoru a může sloužit jako základ
pro vznik dalších generací hvězd. Během života hvězdy je
uvolněno 1063 fotonů povětšinou viditelného světla.
V porovnání s počtem částic je to zhruba 600 000 fotonů na
jednu částici. Důležité jsou zdroje vnitřní energie, které
tuto produkci fotonů umožňují:
Prvním důležitým zdrojem je energie potenciální uvolňovaná
smršťováním. Tu lze odhadnout pomocí vztahu:
1,7.G.Mbt2/Rbt=1,3.1043 J ~ 1,1.109 svl,
kde G je gravitační konstanta, Mbt je hmotnost výsledného
bílého trpaslíka v kilogramech a Rbt jeho poloměr v metrech.
Výsledné číslo - 1,3.1043 J odpovídá energii
uvolněné při gravitačním smrštění nekonečně
velkého objektu o hmotnosti Mbt na kouli o poloměr
Rbt. Tuto energii si lze vyjádřit i pomocí současného
slunečního zářivé výkonu, který činí 3,86.1026 W,
- Slunce by ji při současném výkonu dokázalo vyzářit za
1,1.109 let. Energie pak může být označena jako
1,1.109 slunečních výkonolet (svl).
Jak je vidět, pokud by Slunce nezářilo jinak než
z potenciální energie, tak by mu za současného výkonu
energie stačila na jednu miliardu let. To je málo. Naštěstí
se tu nabízí vydatnější energetický zdroj - termonukleární
reakce.
Z nich jsou pak nejvýživnější reakce převádějící vodík na
helium a poté na uhlík a kyslík, mnohem chudší jsou pak
reakce, při nichž helium hoří na uhlík a kyslík. Těmito
procesy se ve Slunci uvolní následující energie:
H -> He -> C, O 0,73.1030 kg.0,0079.c2
He -> C, O 0,37.1030 kg.0,00065.c2
------------------------------------------
5,40.1044 J 44.109 svl
Hmotnost vodíku, který ve Slunci zbude, lze odhadnout
0,73.1030 kg. Jeho termonukleárním spálením na uhlík,
případně kyslík, se z každého kilogramu vodíku se přemění
v energii 0,79 procent látky. Tímto tzv. hmotnostním
deficitem vynásobíme hmotnost vodíku, abychom vyčíslili
celkovou ztrátu hmotnosti při kompletní přeměně vodíku na C, O.
Pokud nás zajímá velikost takto uvolněné energie, je
nutno výsledek vynásobit kvadrátem rychlosti světla.
Pak je tu ovšem počáteční helium, které se též postupně
změní v C, O. Odpovídající termonukleární reakce jsou
poměrně málo vydatné, uvolňuje se jimi zhruba dvanáctkrát
méně energie než při přeměně vodíku na uhlík a kyslík.
Celkově lze říci, že energie uvolněná termonukleárními
reakcemi představuje 5,4.1044 J, což odpovídá 44
miliardám let při dnešním slunečním výkonu.
Pokud sečtete jadernou energii a energii potenciální, tak
obdržíme 45 miliard slunečních výkonolet. Modely slunečního
vývoje napovídají, že Slunce se dožije 12 miliard let.
Znamená to, že střední výkon Slunce po celou dobu existence
je asi čtyřikrát větší než výkon dnešní.
Sumárně platí, že po energetické stránce jsou zdaleka
nejdůležitější reakce, při nichž se vodík převádí na helium.
Ty zajišťují 86 procent energetických výdajů hvězdy. Zbytek
připadá na jiné termonukleární reakce a energii získanou
kontrakcí.
Kvantitativní stránky vývoje, jako je jeho tempo, jsou
určeny hmotností. Ta udává, do jaké míry je hvězda otevřená
okolí - hmotnější hvězdy mají horší izolaci, jsou více
tepelně otevřené a proto více září. Kvalitativní stránky
vývoje jsou dány rovněž hmotností a chemickým složením.
Chemické složení může dosti pozoruhodným způsobem ovlivnit,
jakým způsobem se hvězdy vyvíjejí a na tyto kvalitativní
rysy se dále zaměříme.
Epizody slunečního vývoje
Slunce prochází běžnými vývojovými stadii stejně jako 85
procent ostatních hvězd v Galaxii. Sluneční osud je tedy
skutečně prototypem obvyklého hvězdného osudu a vůči němuž
budeme osudy ostatních hvězd poměřovat. V dalším výkladu si
budeme všímat především kvalitativních stránek hvězdného
vývoje; ty kvantitativní jen odbudeme obecným tvrzením, že
čím je hvězda hmotnější, tak se vyvíjí rychleji.
Slunce vzniklo asi před 4,65 miliardami let smrštěním mraku
mezihvězdné látky. Kontrakcí se zahřálo zhruba na současnou
teplotu, a to jak na povrchu, tak uvnitř. Jakmile se
v centru vytvořila dostatečně vysoká teplota pro vytvoření
termonukleárních reakcí, staly se tyto nejdůležitějším
zdrojem hvězdné energie. Zapálením vodíku v centru pak
Slunce vstoupilo do nejdelší cesty svého života - stalo se
hvězdou hlavní posloupnosti.
Zde by mohlo zdát, že se vývoj Slunce zastavil. To ale není
úplně přesné, protože i nyní tu přece jenom dochází
k určitým změnám, které v sobě už nesou směr dalšího vývoje,
předznamenávají, co se bude dít dál.
Jak se tedy vývoj projevuje? Zdá se, že v ničem, protože
hvězda se uvnitř téměř nemění. Veškerá energie je
zajišťována vodíkovými termonukleárními reakcemi, které mění
vzhled hvězdy jen velice zprostředkovaně, tudíž pomalu.
Nicméně jistý vývoj tu je. Stačí si uvědomit, že při
termonukleárních reakcích se čtyři protony spojují v jedinou
alfa-částici. V jádru hvězdy tak ubývá částic v 1 kg látky.
Uvědomme si však, že plyn, s nímž se v centru setkáváme, se
svými vlastnostmi blíží plynu ideálnímu, v němž je tlak
přímo úměrný koncentraci částic (jejich počtu v objemové
jednotce). A pokud 4 zaměním za 1, tak to se setsakramentsky
projeví v počtu částic. Výsledkem vývoje pak je, že látka
díky reakcím postupně měkne, stále hůře odolává tlaku, který
zde působí. Tíhu svrchních vrstev může vykompenzovat jen
tak, že se velmi silně zahustí a navíc se ohřeje. Vzrůst
teploty zvyšuje tempo termonukleárních reakcí. Díky tomu
v centrálních částech hvězdy stále narůstá výkon reakcí,
a to navzdory skutečnosti, že jaderného paliva postupně
ubývá. Výkon jádra, a tím i výkon hvězdy neustále roste.
Během hlavní posloupnosti se oproti počátečním stavu zvýší
na 220%.
Slunce bude ve stadiu hvězdy hlavní posloupnosti zhruba 11
miliard let. Když se v centru spotřebuje na 95 procent
vodíku, zvyšování teploty již nebude schopno stále se
zvyšující tíhu svrchních vrstev vyrovnat. Heliové jádro se
rychle smrští a dále zahřeje. Na povrchu vyhořelého jádra
vzroste teplota natolik, že se zde zažehnou vodíkové
termonukleární reakce. Spalování vodíku probíhá rychle, díky
poměrně vysoké teplotě tu hlavní slovo má CNO cyklus, s nímž
se jinak běžně setkáváme až u hmotnějších hvězd. Slupka
rychle odhořívá, popel z ní vede k nárůstu hmotnosti
heliového jádra. To se neustále smršťuje, roste v něm
teplota i tlak.
Nyní postupně dochází k velmi závažně změně. Až dosud byl
výkon jádra diktován izolačními vlastnostmi obalu hvězdy.
Její nitro se samočinně udržovalo právě v takovém stavu, aby
bylo s to vyrobit právě tolik energie, kolik jí hvězda
vyzařováním ztrácí. Teď je tomu naopak, jádro se co do svého
výkonu chová zcela autonomně, to co se musí přizpůsobovat,
je obal hvězdy. Souvisí to se skutečností, že obal je plynná
součást gravitačně vázané soustavy. Pokud se v jádru vyrábí
právě tolik energie, kolik ji hvězda vyzařuje, pak je obal
ve stacionárním stavu, nemění se. Zvýšíme-li však výkon
jádra, pak se část nadbytečné energie při svém průchodu
obalem zachytí a využije se k zvýšení jeho potenciální
energie - obal se poněkud rozepne a mírně ochladne. Hvězda
ze zvětšeným povrchem lépe odvádí teplo do prostoru, výkon
hvězdy roste. Ovšem vzhledem k tomu, že výkon jádra roste
neustále, neustále se též zvětšuje poloměr. Hvězda přestává
být hvězdou hlavní posloupnosti a stává se tzv. červeným
obrem.
Během jedné miliardy let vývoje vzroste zářivý výkon na
2300 Sluncí a poloměr na 150 Sluncí. U rozsáhlého objektu
s velmi malým gravitačním zrychlením na povrchu začne velmi
významnou roli hrát tzv. hvězdný vítr. Jeho prostřednictvím
do prostoru unikne až látka o hmotnosti 0,2 Mo složené
především z termonukleárně nezpracovaného vodíku.
V centru pak brzy dojde k zapálení helia v jádru hvězdy,
které tzv. Salpeterovou reakcí: 3 He -> C, resp. C+He ->
O termonukleárně hoří na těžší prvky. Zapálení heliových
reakcí způsobí mírné nafouknutí heliového jádra. To
expanduje a ochladne. Teplota oblastí, v nichž
termonukleárně hoří vodík se poněkud sníží, výkon
energeticky aktivního jádra výrazně poklesne. Obal na novou
situaci reaguje kontrakcí, při níž se zmenší, zahustí
a zahřeje. Celkový výkon hvězdy se ovšem sníží. Slunce se
stává na poměrně dlouhou dobu tzv. normálním obrem - jako je
například Capella či Arktur z Pastýře. Hvězda má průměr asi
deset Sluncí a zářivý výkon kolem padesáti Sluncí.
V centru se pomalu tvoří kyslíkouhlíkové jádro a oblast
spalování helia se přesouvá do vnějších slupek, hvězda se
stává tzv. obrem asymptotické větve (AGB). Výkon jádra se
tak začíná zvětšovat. Obal hvězdy se nafukuje a jak se
kyslík a uhlík neustále přihazuje k jádru, nitro se smršťuje
a zahřívá. Teplota se proto brzo blíží k okamžiku zážehu C,
O reakcí. Hoření helia ve slupkách je přitom značně bouřlivé
a epizodické, vznikají tepelné pulsy, které v podobě
rázových vln prostupují celou hvězdu. Z hvězd se stávají
dlouhoperiodické proměnné hvězdy typu Mira Ceti.
Hvězda je ještě větší a svítivější. Také trpí silným
hvězdným větrem. Jelikož se celá atmosféra bouřlivě
promíchává, pozůstatky jaderného hoření - helium, uhlík,
kyslík - se dostávají do okolního mezihvězdného prostoru.
Obři asymptotické větve obrů jsou tak zdrojem 50 procent
prvků těžších než helium (především uhlíku, dusíku
a kyslíku).
Silný úbytek hmoty tak brzo zlikviduje obal a zabrání
zapálení uhlíku a kyslíku. Poslední vrstvy jsou odhozeny
v podobě planetární mlhoviny. Elektronově degenerovaný
zbytek postupně chladne a stává se bílým trpaslíkem.
Tolik běžný osud běžné hvězdy.
Neobvyklé osudy osamocených hvězd
Před vstupem na hlavní posloupnost:
Neobvyklé hvězdné osudy jsem si rozdělil do několika okruhů,
většinou podle toho, kdy se určitá kvalitativní odchylka ve
vývoji té které hvězdy projeví. U některých hvězd lze
vysledovat nestandardní chování ještě před jejich vstupem na
hlavní posloupnost.
Hnědí trpaslíci
Připomeňme si, že hvězdy vynikají smršťováním části
oblaku mezihvězdné látky. Nejdříve je kontrakce velmi
rychlá, jedná se v podstatě o volný pád směrem k těžišti.
Když se hvězda dostatečně zahustí a stane se víceméně
kompaktním objektem, jehož jednotlivé části "o sobě
vědí", přejde do stavu hydrostatické rovnováhy. I pak
probíhá smršťování, jenže v časové škále mnohem delší:
milionů či desítek milionů let. Jakmile se hvězda začne
smršťovat, postupuje na HR diagramu zprava doleva. V pravé
části jsou tzv. plně konvektivní hvězdy, v nichž se energie
přenáší pouze konvekcí. Poznamenejme, že právě konvekce
způsobuje to, že když se hvězda dostane do stadia hvězdy
hlavní posloupnosti, je prakticky chemicky homogenní. To je
dobrá zvěst pro hvězdné modeláře, protože propočítat
realistický model hvězdy, jejíž chemické složení se místo od
místa mění, by bylo kromobyčejně obtížné.
S tím, jak se hvězda smršťuje, roste i její povrchová
a vnitřní teplota. V centru nabývají na tempu termonukleární
reakce a jejich energetický přínos stále stoupá. Do
stavu hvězdy hlavní posloupnosti se objekt dostává v okamžiku, kdy
začnou termonukleární reakce zajišťovat veškerý zářivý výkon
hvězdy. Smršťování hvězdy se definitivně zastaví a celý
vývoj se vydává jiným směrem.
Takto probíhá vývoj Slunce a hvězd jemu podobných, mohou
však nastat i jiné situace. Dejme tomu, že nedávno vzniklá,
hroutící se hvězda má hmotnost menší než 0,08 Mo. Objekty
tohoto typu řadíme mezi normální hvězdy a planety typu
Jupiteru, a nejčastěji je označujeme jako hnědé trpaslíky.
Tyto hvězdy zdegenerují dříve, než se v nich stačí
dostatečně rozhořet termonukleární reakce. Degenerace se
přitom projevují nejprve v centru, kde je hvězda
nejhustější, později zachvátí celou hvězdu. Hnědí trpaslíci
během smršťování "zamrznou" na určitém poloměru,
jejich vývoj je tím ukončen. K hlavní posloupnosti při svém
vývoji tak vůbec nedojdou. Vzhledem k tomu, že jsou
degenerované, mohou i pozvolna chladnout, aniž by se nějak
měnil jejich rozměr. Hvězda se posléze stává chladným
vodíkovým bílým trpaslíkem, jehož nitra se takřka nedotkl
jaderný vývoj. Abychom byli úplně přesní, musíme poznamenat,
že během předchozího smršťování se ve většině z nich přece
jenom zažehnou termonukleární reakce s nižší
"zápalnou teplotou", při nichž hoří jádra
lehčích prvků (D, Li, Be) na helium. Vzhledem k tomu, že
tyto reakce nejsou nikdy s to uvolnit dostatek energie
k zajištění celkového zářivého výkonu hvězdy, ovlivňují
hvězdný vývoj jen okrajově.
Heliové hvězdy
Představte si, že hvězda má hned od počátku svého
vývoje nestandardní chemické složení. Veškerý vodík je v ní
nahrazen heliem - jde tedy o tzv. heliovou hvězdu obsahující
helium a pak už jen malou příměs těžších prvků. Její vývoj
bude záležet na hmotnosti. Pokud bude hmotnější než Slunce,
pak bude její vývoj obdobný jako vývoj Slunce. Bude se stále
smršťovat, její vnitřní teplota poroste. Když se na HR
diagramu dostane do oblasti hvězd hlavní posloupnosti, žádné
vodíkové reakce se v ní pochopitelně nezapálí, smršťování
hvězdy bude pokračovat dál. Teplota v nitru nadále roste, až
dosáhne takové úrovně, že se v ní zapálí heliové reakce
(s podstatně vyšší zápalnou teplotou, než mají reakce
vodíkové). Helium se spaluje na uhlík. S tím, jak se během
smršťovaní zvyšuje centrální teplota, roste i výkon
heliových reakcí. V okamžiku, kdy výkon naroste natolik, že
stačí pokrýt zářivý výkon hvězdy plně, hvězda se smršťovat
přestane. Dostane se na tzv. heliovou posloupnost a dále se
chová úplně normálně, jako byla členem hlavní posloupnosti
vodíkové. Dál tento vývoj pokračuje podobně jako
u vodíkových hvězd s jedním rozdílem. Zatímco tyto fáze pro
hvězdy stejné hmotnosti a stejného zářivého výkonu trvají
u hvězd vodíkových miliardy let, zde pouze stovky milionů
let. Je to z toho důvodu, že heliové reakce jsou s to
poskytnout mnohem méně energie než reakce vodíkové.
Toto je ovšem osud pouze hvězd dostatečně hmotných. Hvězdy,
které dostatečně hmotné nejsou, skončí tak, že se stanou
obětí degenerace dřív, než se v nich jaderné reakce zapálí.
Dál se vyvíjí jakožto helioví bílí trpaslíci, postupně
chladnou a jejich poloměr se nemění.
Železné hvězdy
Pokud bychom v našem fantazírování došli hodně
daleko, mohli bychom si představit i hvězdu čistě železnou.
Kupodivu i z železa lze složit fungující hvězdu, která se
bude vyvíjet jako předchozí s tím rozdílem, že nemůže
zapálit termonukleární reakci, která by na sebe vzala úlohu
hradit veškeré energetické ztráty hvězdy. Železo je totiž
prvek, který je termonukleárně nehořlavý.
Pokud si nakreslíme do HR diagramu vývojovou stopu železné
hvězdy, bude tato při vývoji postupovat stále vlevo a to tak
dlouho, dokud nenarazí na jistou pomyslnou hranici, kdy
celou hvězdu zachvátí elektronová degenerace. Čím je
hmotnost hvězdy větší, tím větší je výkon hvězdy a tím
později se smršťování hvězdy zastaví. Pro tělesa postavená
z degenerované látky ovšem současně platí, že jsou tím
menší, čím jsou hmotnější. Železné hvězdy tedy končí svůj
vývoj velice brzy, velmi brzy se stávají železnými bílými
trpaslíky.
Co se však stane s hvězdou těžší než 1,4 Slunce? Zjistíme,
že tato hvězda se nikdy do stabilní konfigurace nedostane.
Zprvu velmi pomalé smršťovaní začne nabývat na tempu
a hvězda se začne katastroficky hroutit. V důsledku kolapsu
se uvolní spousta energie, která pak hvězdu změní
v supernovu typu Ib. Předchůdci těchto supernov s nižší
hmotností se mění v neutronovou hvězdu, zvlášť hmotné
objekty pak v černou díru.
Neobvyklé hvězdné osudy hvězd na hlavní posloupnosti
Hvězda - skrblík
Hvězda, kterou bychom snad mohli nazvat
"skrblík", nesmírně šetří na okolí i sama na
sobě. Hmotnosti těchto hvězd se pohybují od 0,08 až 0,15
Slunce. Tato hvězda je plně konvektivní, to znamená, že se
v ní postupně spotřebují veškeré zásoby vodíku. Z těchto
důvodů sice vstoupí na hlavní posloupnost, ale už se z ní do
oblasti obrů vůbec nedostane. Ve hvězdě konvekce neustále
přivádí nové a nové zásoby vodíku, takže chemické složení se
mění plynule v heliovou hvězdu.
Vzhledem nízké hmotnosti je hvězda velmi dobře izolována
a do prostoru září jen velice málo. Z hvězd fouká jen velice
slaboučký hvězdný vítr, hvězda do svého okolí prakticky
žádnou látku nevrací. Tyto hvězdy nakonec ovládnou prostor
kolem nás, jejich aktivní věk je totiž kolem šest bilionů
let. Nakonec heliová hvězda zdegeneruje a zastaví svůj vývoj
a stane se heliovým bílým trpaslíkem (1/2000 zářivého výkonu
Slunce, předpokládaný věk 600 miliard let).
Malý obr
Přejděme nyní k tzv. obrům. Malí obři se vyvinou
z hvězd podměrečných o hmotnostech 0,15-0,5 Slunce. V nich
se zapálí vodíkové reakce v obalu heliového jádra, jádro
zdegeneruje a nestačí narůst natolik, aby se v nich zapálily
heliové reakce. Slupka vyhoří, hvězda ztratí část své hmoty
a vznikne heliový bílý trpaslík. Dlužno poznamenat, že žádná
z osamocených hvězd malé hmotnosti se ještě do tohoto
hypotetického stadia nedostala. I ty nejstarší hvězdy ještě
dlí na hlavní posloupnosti, stáří vesmíru je pouhých
15 miliard let.
Hmotní obři
Hmotní červení obři, čili hvězdy spalující vodík ve
slupce obalující vyhořelé heliové jádro, o hmotnostech
větších než jedenáct Sluncí nekončí jako bílí trpaslíci
slunečního typu. Hmotní obři jsou i v centru teplejší
a řídší než obři slunečních hmotností. Za těchto okolností
v centrálních částech probíhá neustále další a další
kontrakce, zapalování dalších reakcí je hladké, bez
problémů. V centru hvězdy se zažehují stále exotičtější
termonukleární reakce, které nitro hvězdy dovedou až do jeho
smutného železného konce. Železné jádro nakonec postupně
zdegeneruje. Pozvolný vývoj se zdramatizuje v okamžiku, kdy
hmotnost degenerované železného jádra dostoupí kritické meze
1,4 Mo. Tehdy se již nevytvoří ve hvězdě postačující
tlakový spád, který by dokázal odolat tíze svrchních vrstev
hvězdy. Dojde ke kolapsu a uvolní se potenciální
(gravitační, konfigurační) energie řádově 1046 J. Je to
energie natolik veliká, že díky ní hvězda vybuchne jako
supernova typu II.
Supernova typu II
Supernova druhého typu je standardním závěrem
vývojové dráhy hvězd s hmotností mezi jedenácti a padesáti
Slunci. Hroucení hvězdy zastaví neutronová degenerace,
vzniká neutronová hvězda s hmotností 1,5 až 2 Slunce. Při
kolapsu v centrálních částech hvězdy vzroste teplota na
několik miliard kelvinů a proběhnou zde nesčíslné reakce
nejrůznějšího typu, které zvyšují atomové číslo prvku.
Vznikají tak některé exotické prvky, jako transurany, olovo
apod.
Ve spirální galaxii našeho typu vzplane jedna supernova za
padesát let a následuje vznik neutronové hvězdy. Ty byly
dokázány před třiceti lety a ztotožněny s pulsary.
Supernova typu Ib
Hvězdy ještě hmotnější: s hmotnostmi 50-100
Sluncí, se vyvíjejí velice bouřlivě. Jejich svítivost
činí 10$ 5$-10$ 6 Sluncí. Díky ní díky a nestabilitě
povrchových vrstev ztrácejí hvězdy hmotu velice rychle.
Hvězdy brzy obnaží své heliové jádro dříve, než stačí
opustit hlavní posloupnost. To je také jedna z možnost jak
vyrobit heliovou hvězdu. Mimořádně hmotné hvězdy na hlavní
posloupnosti jsou tak obnaženy ještě dříve než se stačí
dostat mimo posloupnost. Jsou to tedy hvězdy oholené
o vodíkový obal, zbývá z nich však heliový vnitřek dosti
silně poznamenaný termonukleárními reakcemi. Je zde silná
chemická anomálie, existuje zde přebytek helia, uhlíku
a dusíku. Těmto hvězdám se říká Wolf-Rayetovy, mluví se
o nich jako o hvězdách uhlíkové hlavní posloupnosti nebo
dusíkové posloupnosti. Jedná se tedy o nesmírně hmotné
pozůstatky po ještě hmotnějších hvězdách, které mají před
sebou bouřlivou budoucnost. W-R hvězdy dříve nebo později
vybuchnou jako supernovy typu Ib, o nichž se soudí, že by
z nich mohly vzniknout i černé díry. Ke vzniku černé díry
s hmotností 3-4 Slunce je totiž zapotřebí počáteční
hmotnost hvězdy 50-100 Sluncí.
To samozřejmě není vše, lze mluvit velmi dlouho o osudech
hvězd, které jsou složkami těsných dvojhvězd. To už je ale
námět na další přednášku.
Přepis přednášky proslovené na podzimním Setkání členů APO
v prosinci 1997. Na přípravě textu se kromě autora podílel Tomáš
Apeltauer a Jiří Dušek.
Oskenované kopie promítaných blan si můžete prohlézdnou zde:
{Hrůza! Upřímně řečeno "bordel" na mém stole již dosáhl takového
stupně, že když jsem chtěl začít psát tuto Trpasličí rubriku
(vzniká jako poslední), musel jsem půl hodiny uklízet. Naštěstí
je to už úspěšně za mnou.
Nejdříve bych odcitoval kousek z dopisu od Jakuba Plášila
z Prahy:
Článek Lukáše Krále v BT č. 89/1997 o astronomických baterkách se
mi velmi líbil a zaujal mě natolik, že jsem se rozhodl vyrobit si
ji. S vydatnou pomocí mého kamaráda (výborného elektronika) se
nám ji podařilo dát dohromady. Od baterky Lukáše se ale liší -
dioda LED "superšajn" 5 mm červená, poťák 10
kiloohmů, odpor 270 ohmů, objímka na diodu a krabice universal.
V potenciometru je spínač. Zapojení, do krabice (černá) jsme
umístili držák na baterie (plochý) tužkové, od držáku připojení
na poťák a dále přes odpor do diody. Musím říci, že se mi tato baterka
osvědčila (ze začátku - další testy budou probíhat), a
proto ji doporučuji všem ostatním (nemusí být taková, ale
podobného typu). Později hodláme zapojit další diodu.
Tento úryvek jsem vybral úmyslně. Už jste se někdy
podívali, s jakými konstrukcemi nočních světýlek se můžete
u pozorovatelů potkat? V podstatě co člověk, to jiná unikátní
podoba. Možná by někdy v budoucnosti nemuselo být marné uspořádat
jejich výstavku v rámci některého z příštích Setkání členů
Amatérské prohlídky oblohy (to nejbližší se uskuteční buď
počátkem října, nebo prosince). Svoji baterku vám ale neukážu,
je dost hrozná a
kromě toho ji nemůžu najít.
Bylo by dobré prezentovat na tomto místě také nějaká Jakubova pozorování (už jich
tady mám pěknou řádku). Dneska na to ale není moc prostoru.
Jednak se s vámi ještě musím podělit s několika tipy na
netradiční letní objekty a jednak mám před sebou dopis od Petra
Drengubiaka. Velmi důkladně se totiž koncem ledna podíval na
Velkou mlhovinu v Orionu:
To, že urobím štúdiu M 42 a okolia som sa rozhodol, ako sa
hovorí "z voleja". Navyše som mal k dispozícii
dostatok ďalekohľadov a čo je hlavné - jasnú oblohu. Celkom som
nakreslil 6 obrázkov M 42, 1 obrázok M 43 a tiež jednu kresbu
NGC 1973-5-7. Celkom mi trvalo nakresliť kresby za ďalekohľadmi
asi 2,5 až 3 hodiny, pričom samotné prekreslovanie na čisti
zabralo asi 5 hodin (samozrejme, že nie v kuse!).
Posialam ti iba tie vydarenejšie kresby. Tie najzaujimavejšie som
kreslil coude refractorom 150/2250 od najmenšieho (56x) až
po to najväčš9 (375x). Pri tom menšom 56x zätčšení
bolo vidieť iba nejakú tu machuľu, ale pri zvyšujúcom sa zvätšení
sa objavovalo čoraz väčšie množstvo detailov. V prvom momente som
bol doslova šokovaný a neschopný akejkoľvek činnosti. Len som sa
kochal tým fascinujúcim pohľadom. O takom čosi čo som videl
v okuláru coude-čka, sa mi len nesnívalo. M 42 bola akurát
najvyššie na oblohe a aj mhv (6,3 mag) mi prialo. Po nakreslení
posledných 4 kresieb sa mi nechcelo veriť, že to čo mám na
papiery som skutočne vidiel. O to bola moja radosť väčšia, keď
som kresby porovnal s fotografiami (dosť ťažko sa zháňali také
podrobné), z ktorých nakoniec vyplynulo, že čo som videl v zornom
poli je realne. Samozrejme, že kresby sa v malých detailoch
rozchádzajú s fotografickým snímkom. A posledná kresba nie je ani
celkom dokončená, pretože som musel predčasně skončit kvôli tomu,
že sa M 42 blížila k horizontu (dosť sa to začalo prejavovať na
obraze).
V každom prípade odporúčam všetkým, ktorí by si chceli toto
pozorovanie vyskúšať, aby mali k dispozícii čo najkvalitnější
ďalekoľad, čo najlepšie pozorovacie podmienky a dlhú adaptáciu na
tmu (v mojom prípade to bolo okolo 1 hodiny).
Tolik úvodní úryvek z dopisu a nyní se již můžete podívat na
jednotlivé kresby, které Petr v noci z 23. na 24. ledna tohoto
roku zhotovil (snad vyjdou i po oxeroxování):
Motorček na cassegraine si potichu vrčí a ja mám v zornom poli
M 42. Na prvý pohľad nie je čo v casíku obdivovať, ale len na
prvý pohľad. Po chvílke sa z tej fľakatej škvrny vynorilo
množstvo zálivov, poloostrovov a ostrovčekov. V podstate ma
cassegrain prekvapil, pretože som nečekal taký výkon od tak málo
svetelného ďalekohľadu. Kreslil som cassegrainom 150/2250 pri
nejmenšom zvätšení 56x od 22:30 do 23:25 SEČ (23./24. 1.
1998, mhv 6,0 mag).
Tentoraz je to skupina hmlovín NGC 1973, 1975 a 1977. Na prvý
pohľad sa okolo hviezy asi 5 mag nenachádza nič zaujímavé. Po
chviľke pozerania sa z ničoho nič objaví slabučka hmlovinka
(bočným videním je oveľa lepšie). Neviem, ale podľa mňa tu nie čo
opisovať. Možno len to, že je trochu asymetrická, čo je vidieť
dobre z kresby. Kreslil som Sometom 25x100 asi o 23:55
SEČ. Pozn. Okolo hviezd 42 a 45 Ori sú vidieť kruhové
kondenzácie, zpôsobené prevdepodobne rozptylom ich svetla na
okulári.
Znova som pri M 42, ale tentoraz trochu severnejšie. V zornom
poli cassegrainu mám Messierov objekt číslo 43 (NGC 1982). Vyzerá
oko svetlé halo bez koncentrácie okolo hviezdy 6 mag. Bočným
pohľadom dostává už konkrétnejší tvar. Vidieť sú nejaké tie
nepravideľnosti a dokonca aj nejasné "laloky", ktoré
je možné videť len kvôli neuveriteľne ostrému obrazu
v cassegraine (150/2250, zvätšenie 56x). Kreslil som
približně okolo polnoci.
Centrum M 42, pri zvätšení 90x. Tento obrázok som kreslil
od 00:00 do 00:18 SEČ.
Tentoraz je zvätšenie 140x a v okolí Trapéza sa objavilo
veľké množstvo zálivov a poloostrovčekov. Zakreslil som iba ten
najjasnejší nachádzajúci sa južne od Trapéza. Ostatné sú
viditeľné ale veľmi slabé, alebo splývajú
s "oibrežím". Veľké množstvo detailov s pozadím (chcelo
by to tmavšiu oblohu). Kreslil som od 00:20 do 00:38 SEČ.
Tu je blízké okolie Trapéza pri už slušnom zvätšení 225x.
Na tejto kresbe možno videť (pri porovnaní s predchádzajúcou), že
veľa detailov sa zmenilo. Napríklad niektoré mosty zmizli a
slabšie ostrovčeky jasne vystúpily. Kreslil som od 00:40 do
00:58.
23./24. května 1998, newton 127/1000, mhv 5,5 mag
Ako prvé som sa rozhodol na rozohriatie pozrieť si notoricky
známu guľovú hviezdokopu M 5 v Hlave hada. S jej najdením som
nemal vôbec žiadne problény, jasne som ju zbadal už v hľadáčiku.
V ďalekohľade sa my však ukázala v plnej kráse. Nádherne bolo
viditeľné jasnejšie jadro, které sa rozplývalo na okrajoch do
stratena, kde svoju veľkú jasnoť boli viditeľné mnohé detaily.
Neskôr som sa presunul cez hviezdu 110 Vir ku hviezde 109 Vir,
pri ktorej sa nachádza veľmi slabá galaxia NGC 5746. Pri jej
pozorovaní som musel dostať zo zorného poľa hviezdu 109 Vir,
která svojou jasnosťou 3,9 mag dosť rušila pozorovanie. Pri
pohľade na galaxiu NGC 5746 som nevidel žiadne detaily, dá se
povedať, že mala takmer stelárny vzhľad a pozorovateľná bola iba
pri bočnom videní, ako mierne pretiahnutá nevýrazná škvrnka.
S Panny som sa presunul do Hadonosa, kde som si pozrel všetky
Messierové guľové hviezdokopy. Najprv som sa pozrel na M 107, tú
som vyhľadal od hveizdy zeta Oph. Cez dve skupinky hviezd som
sa dostal až k spomínanej M 107, nebola bohvie ako vrazená, ale
dala sa zreteľne pozorovať, pri bočnom videní bola pri
hviezdokope viditeľná - na severozápade od nej - aj nejaká
menej jasná hviezda, odhadujem okolo 9,5 mag. Následne po tom som
si pozrel M 10 a M 12, obe sa nachádzajú na oblohe blízko sebe.
Obe boli pomerne jasne pozorovaľné a zbadal som ich už pri bežnom
zametaní.
Na záver pozorovania som sa pozrel do Škorpióna, kde sa
nachádzajú hviezdokopy M 4 a M 80. M 4 som vyhľadal od
alfa Sco, od ktorej je M-štvorka vzdialená necelé dva stupne.
V plnej kráse som ju našiel naprvýkrát. Bola dosť nízko nad
obzorom, ale aj napriek tomu bola viditeľná pomerne s veľkými
detailami. Ako poslednú som si pozrel guľovú hviszokopu M 80.
Vyhľadal som ju od hviezdy rho Sco, pri ktorej sa nachádza.
Pri hviezdokope som zahliadol ja jednu pomerne slabú hviezdu,
která bole vnorená takmer v polovici vzdialenosti od okraju ku
stredu.
Již za několik týdnů začnou letní prázdniny. Spousta z vás,
mne samotného nevýjimaje, se vydá někam za tmavou oblohou.
Proto by neškodilo dát vám pár tipů. Podívat byste se mohli
třeba na "hvězdné porodnice", tedy molekulová mračna, kde
vznikají nové, často velmi hmotné a zářivé hvězdy. A to
nejen v naší Galaxii.
Mnozí z vás už se alespoň jednou podívali na nějakou
spirální galaxii. Ve velkém dalekohledu o průměru nad
patnáct centimetrů jste v nepříliš zajímavé mlhavé skvrnce
mohli objevit hned několik detailů. Nevýrazná
ramena a v nich, vzácně, i drobné zhustky. Jak vlastně
spirální ramena vznikají? Na první pohled by se mohlo zdát,
že v těchto místech obsahuje galaxie mnohem více hvězd.
Nenechejte se ale zmást. Studie jednoznačně ukázaly, že
hustota hvězd mezi rameny je prakticky stejná. Spirály,
které tak často obdivujeme na fotografiích, totiž vděčí za
svoji existenci nesmírně zářivým mladým hvězdám. Ve
spirálních ramenech existují oblaka plynu a prachu, v nichž
se rodí nové a často i velmi hmotné hvězdy.
Jak známo, takoví budulínci se nedožívají vysokého věku. Za
pár milionů či desítek milionů let většinou explodují jako
supernovy a odkráčí na kosmický hřbitov. Je jasné, že za tak
krátký čas se příliš nevzdálí od místa svého zrodu. Díky
tomu ozařují blízká molekulová mračna a dávají za vznik tzv.
oblastem ionizovaného vodíku HII. Z velkých oblaků
mezihvězdného plynu se rodí hned několik desítek
a v extrémních případech i stovek či tisíců horkých hvězd.
Ty potom vytváří tzv. OB asociace - rozsáhlé společenství
hvězd spektrální třídy O či B, které nedrží pohromadě
vlastní gravitací, ale pozvolna se rozplývají.
Právě OB asociace a oblasti ionizovaného vodíku, které se
nezřídka vyskytují pohromadě, mohou být zajímavým zdrojem
detailů v naší i cizích galaxií.
Podívejme se nejdříve podél Mléčné dráhy. Zde musím na
prvním místě jmenovat Mlhovinu v Orionu (M 42) a Lagunu ve
Střelci (M 8), dvě rozsáhlé oblasti ionizovaného vodíku, ve
kterých dodnes probíhá tvorba nových hvězd. Zajímavé je, že
Laguna spolu s blízkým Trifidem (M 20, NGC 6514), otevřenou
hvězdokupou M 21 (NGC 6531) a svítivým veleobrem m
Sagittarii tvoří jádro asociace Sagittarius OB1. Ostatně tak
je známo, že mnoho hvězd se souhvězdí Orionu má společné
kořeny.
Podívejme se ale za hranice Galaxie. Nejdříve je ale nutné
vybrat si vhodný přístroj. OB asociace i HII oblasti jsou
sice výjimečně jasné, ale pozorovat je u jiných galaxií není
nic jednoduchého. Nutný bude dalekohled o průměru nad deset
centimetrů (spíš ke dvacítce). Většina těchto objektů se
tváří jen jako úhlově malé oblasti o něco jasnější než
zbytek z mlhavé galaxie. Proto je nutné vědět, kam přesně se
máte dívat a bezpodmínečná je i dostatečná adaptace na tmu.
Je také vhodné zkusit různá zvětšení (v žádném případě
neplatí, že čím větší, tím lepší).
Zahraniční pozorovatelé také zhusta doporučují filtry typu
UHC či OIII, které zvyšují kontrast mezi HII oblastí
a pozadím. S~možným úspěchem můžete využít "blink" metodu:
budete se dívat do okuláru a filtr střídavě přikládat a zase
odkládat. HII oblast by měla být stále stejně světlá, zato
okolí se bude zjasňovat a zase zeslabovat. (Pozor, nefunguje
u OB asociací).
Absolutně nezbytné ale bude zhotovit nejdříve velmi pečlivou
kresbu, kterou dodatečně konfrontujete s dobrou fotografií.
Jen tak je možné vaše pozorování uznat.
A nyní už dnešní nabídka. První, kam byste se měli podívat
je Místní skupina galaxií čítající více než třicet kousků.
Nejjasnější Mlhovina v Andromedě (M 31, NGC 224) však není
nejvhodnější. Největší a zřejmě i nejznámější je NGC 206,
rozsáhlá OB asociace na jihozápadním okraji galaxie. Na
snímcích vypadá jako nápadné zjasnění severozápadně od
M 32. Já osobně jsem ji dosud neviděl a ani v našem archivu
neexistují žádná příliš přesvědčivá pozorování. Kdysi mi ale
Kamil Hornoch, který používá k pozorování dalekohled
o průměru zrcadla 35 cm, říkal, že ji spatřil.
Zahraničí uvádí, že je poměrně snadno viditelná
v dalekohledu o průměru dvacet centimetrů jako eliptická
skvrnka o velikosti 2×1'. V pětatřiceticentimetrovém
teleskopu byste už mohli spatřit několik hvězd, patřících do
asociace. Jejich hvězdná velikost je 15,5 mag a jsou tudíž
asi 250 tisíckrát zářivější než Slunce.
Jestli vám to nevyjde, nevadí. Pak se alespoň podívejte na
nejjasnější kulovou hvězdokupu galaxie, označenou G1.
Potřebovat budete dobrou hledací mapku (viz třeba minulá
čísla Kozmosu, Sky and Telescope či Trpaslíka).
Mnohem více šancí máte u Galaxie v trojúhelníku (M 33, NGC
598). NGC číslo má v jejím případě hned několik zhustků (viz
přiložený upravený výřez z Palomarské prohlídky oblohy). Na
rozehřátí se můžete podívat na rozsáhlou HII oblast NGC 604,
která je v těsném blízkosti hvězdy 10. velikosti. Je natolik
bohatá na mladé hvězdy a ionizovaný vodík, že se na ni
podíval i Hubblův kosmický dalekohled. Měla by být viditelná
již v Sometu binaru, ve větších přístrojích se pak promění
na mírně protáhlou skvrnku 30×20' se dvěmi
slabými hvězdami.
Dalším prominentní HII oblastí je NGC 595. Má zhruba
poloviční velikost jako předcházející, ale i tak je snadno
pozorovatelná (viz přiložený snímek). Budete-li pokračovat
na jihozápad od jádra M 33, můžete spatřit i NGC 588 a NGC
592. Jsou však ještě slabší.
Na tmavé obloze s velkým dalekohledem zřejmě můžete
v spirálách M 33 uvidět množství dalších detailů. Které
z nich a kde to budou, vám ale prozrazovat nebudu. Třeba se
někdo z vás dostane k tomu, aby udělal detailní studii této
galaxie. Já se o to určitě pokusím.
Z galaxií Místní skupiny se lze ještě zmínit o NGC 6822 ve
Střelci. (Mimochodem se jedná o první galaxii, ve které
Edwin Hubble nalezl cefeidy.) Za jejím severním okrajem leží
HII oblast IC 1308. Její jasnost se odhaduje na 14 mag
a velikost na 30 úhlových vteřin. Tedy spíše pro fanjšmekry.
O něco lépe na tom může být opomíjená NGC 253 v Sochaři.
Bohužel, nachází se příliš nízko nad jižním obzorem, ale
třeba se vám podaří podívat se na ni nerušeně i ve velkém
dalekohledu.
Tím je naše nabídka prakticky vyčerpána. Vzdálíme-li se
totiž z Místní skupiny, galaxie zeslábnou a stanou se
skutečně nezajímavé. Alespoň v dalekohledech jež máte
k dispozici. Takže jen telegraficky: M 74 (NGC 628) v rybách
má ve velkých přístrojích jakési zhustky ve spirálních
ramenech. Taktéž NGC 2146 a NGC 2366 v Žirafě. Ve druhém
případě byste mohli mít více šancí, jelikož nejjasnější
zhustek NGC 2366, který se nachází na jihozápadě, má číslo
NGC 2363. Podobným případem je i NGC 2403, velká spirální
galaxie. Její nejjasnější zhustek NGC 2404 je rozsáhlou HII
oblastí podobnou NGC 604 v M 33.
Vděčná je samozřejmě M 82 ve Velké medvědici. Pamatuji si,
jak jsem na ni před léty namířil naši brněnskou dvacítku
a docela sem se divil množství detailů. Určitě se na ni také
podívejte.
Otočili jste na poslední stránku a tak je vám jasné, že už
je to z dnešní rubriky Zajímavá pozorování všechno. Nezbývá
než se s vámi rozloučit. Tentokrát tu pro vás mám jednu
historku z našeho velkého planetária. Upozorňuji však
předem, že jestliže jste měli výhrady proti citátu z dopisu,
který jsem zveřejnil v posledním Trpaslíkovi, raději dál
nečtěte. Hlavním aktérem totiž bude opět mumio.
Hvězdná obloha, ať již ta skutečná, či umělá, působí na lidi
vesměs libě. Existují však výjimky. Obzvlášť v planetáriu,
které umí s hvězdičkami nad vámi různé divy. Rychlý pohyb
v azimutu, ve výšce či v čase je přitom nezřídka v našich
pořadech využíván. Letící stovky hvězd pak mohou vyvolat
zajímavé pocity. Znám hned několik lidí, kterým se z toho
motá hlava. Citlivé povahy dokonce mohou dospět do stavu, kdy
s kapesníkem před ústy prchají směr dámské či pánské
toalety. Katastrofa, bohužel i to se několikrát stalo, však
nastává, když se jim nepodaří doběhnout. Tuším, že před
měsícem však jeden zhruba desetiletý návštěvník všechny naše
dosavadní zkušenosti překonal. Během pořadu se prostě
a jednoduše - dámy prominou - posr.l. Jeho mumio bylo
úplně všude a nezávidím nikomu, kdo byl přitom (židli musíme
zřejmě spálit).
Jak tedy vidíte, obloha posetá tisíci hvězdami může u někoho
vyvolat zcela odlišné pocity. Aby se vám něco podobného
nestalo přeje
|