:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

261. vydání (26.6.2000 )

foto ian Na to, že nám tu a tam nějaký zakomplexovaný mladík postříká sprejem stěnu budovy hvězdárny, jsme si už zvykli. Nepřekvapí nás ani to, že nám pod okny salaší bezdomovci, opilci či alkoholu holdující středoškoláci. Většinou nejsou nijak zlí a nepořádek po nich zůstane minimální. (Hvězdárnu jsme si nejrůznějším harampádím zaneřádili sami mnohem víc.) Ovšem to, co se stalo o víkendu, nás dost překvapilo: Někdo vyvrátil sluneční hodiny, které před kopulí celé roky ukazovaly místní sluneční čas a zavdávaly tak kolemjdoucím k řadě diskusí. (Proč "jdou" od března do října o hodinu později? Proč se čas liší až o patnáct minut?) Jenom málokdo přitom ví, že tahle žulová kostka dříve sloužila jako základní kámen velkého planetária, na který dokonce tehdejší celebrity jemně poklepaly fungl novým kladívkem. Při stavbě se na něj ovšem jaksi zapomnělo a tak se z pěkné žulové kostky časem udělaly originální sluneční hodiny. Hodiny o celkové váze přes šest set kilogramů určitě statečně vzdorovaly, ale zřejmě v noci z pátku na sobotu nakonec podlehly, a teď chudák leží na boku, zapíchnuté jedním z ukazatelů mezi dlažbu. Zůstanou tak do chvíle, než vymyslíme odolnější způsob upevnění. Nepochybujeme ale o tom, že lidská stupidita překoná i tyto nástrahy.

Jiří Dušek

 

Díváte se na "bonusová" překvapení IAN? (170 odpovědí)

  • ano, pravidelně (44%)
  • ne, jsou moc veliká (20%)
  • ne, nevím o co jde (36%)

 

 

Voda v marťanské poušti

Zástupci amerického Národního úřadu pro letectví a kosmonautiku (NASA) na sklonku minulého týdne oznámili, že mají k dispozici hodnověrné důkazy o nedávných proudech vody stékajících po povrchu Marsu.

 Fakta jsou na první pohled jednoznačná: Na zhruba sto padesáti záběrech, které Mars Global Surveyor pořídil v uplynulých dvou rocích, odborníci objevili podivuhodné útvary: komplikované sítě kanálů na okrajích kráterů a jiných prudkých úbočí, jež mohly vytvořit proudy tekoucí vody či bláta. Celkem specialisté prohledali více než 20 tisíc fotografií.

Skoro každý odborník vám potvrdí, že před několika miliardami roků, v dobách hustší atmosféry a teplejšího povrchu, na Marsu skutečně existovaly (především na severní polokouli) rozsáhlé vodní plochy s hloubkou až půl kilometru. Vždyť ohromná koryta po přívalových záplavách zachytila na snímcích už v roce 1971 sonda Mariner 9. Důkazy o pradávné existenci moří pak přinesly jak sondy Viking 1 i 2, tak Pathfinder, jenž do jednoho takového řečiště zřejmě přímo dosedl. Některá z těchto koryt přitom mají na šířku dvě stě kilometrů a sahají až dva tisíce kilometrů daleko...

Pomineme-li polární čepičky a jemná oblaka ledových krystalků, je dnes červená planeta suchá. Ostatně není divu, vždyť u povrchu panuje zhruba stokrát nižší tlak než v případě Země. Spolu s velmi nízkou teplotou zde eventuální tekutá voda ihned začíná vřít a zakrátko mizí. Přesto se zdá, že zde i nedávno něco teklo. Alespoň o tom píše Michael Malin a Kenneth Edgett v nejnovějším vydání prestižního časopisu Science.

Zvláštní hluboké kanály na příkrých srázech, zpravidla kráterech a údolních svazích, mají naprosto typický tvar: v horní části začínají rozsáhlým, propadlým trychtýřem, naopak ve spodní je zřetelná oblast nashromážděného materiálu. Narazilo se na ně zatím ve sto padesáti lokalitách, v devadesáti procentech na jižní polokouli v šířce mezi 30 a 70 stupni. Ve většině případů se nacházejí na jižních svazích, tedy v místech, která dostávají nejméně slunečního tepla.

NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Přesněji řečeno, třetina leží na vnitřních stranách či centrálních vrcholcích kráterů Hale, Maunder, Newton a Rabe, čtvrtina na propadlinách v jižních polárních oblastech a pětina na svazích dvou velkých údolních systémů: Nirgal Vallis a Dao Vallis.

Při interpretaci útvarů na sousedních planetách musí být specialisté vždy na pozoru. Ať už jakkoli připomínají pozemské jevy, jejich vývoj mohl díky zcela jiným podmínkách procházet úplně odlišnou cestou. Nicméně člověk se při sledování záběrů neubrání myšlence, že právě tohle vytvořila tekoucí voda. Všechna rozšířená koryta v daném místě začínají v prakticky stejné vrstvě. Jednotlivé stružky se spojují dohromady a s typickými stopami po vsakování mizí na úpatí svahu. Právě zde jsou zřetelné rozsáhlé oblasti "naplaveného" materiálu.

Snímky z Mars Global Surveyoru, s obvyklým rozlišením kolem dvaceti metrů na jeden obrazový element, přitom ukázaly, že se v těchto částech nenachází žádné krátery. A kromě toho, navzdory tomu, že planeta je dnes prakticky celá pokryta jemným prachem, v některých řečištích po větších návějích nenajdete ani stopy. -- Musí se tudíž jednat o velmi mladé útvary, ne starší než jeden milion roků.

 Naskýtá se otázka, odkud přišly tyto nečekané, byť krátké záplavy. V oblasti, kde se všechny stopy nacházejí, kolísá teplota mezi -70 a -100 stupni Celsia, takže půda je zde promrzlá do hloubky tří až šesti kilometrů. Modelové výpočty přitom naznačují, že každé z koryt má na svědomí jenom několik tisíc krychlových metrů tekoucí vody. Tedy množství, které vyplní tak deset plaveckých bazénů (v případě velkých řečišť jde o stokrát větší množství).

Vzhledem k podmínkách jsou jediným přijatelným zdrojem vody podpovrchové vrstvy: odborníci totiž věří, že v hloubce sto až čtyři sta metrů existují oblasti věčně zmrzlé směsi vody a oxidu uhličitého.

Nyní trochu přimhuřte oči a představte si prudký, velmi hluboký svah na povrchu Marsu. Třeba okraj impaktního kráteru, strž vytvořenou sopečnou činností či výsledek jakéhokoli jiného geologické jevu, díky kterému se "na vzduch" dostane vrstva bohatá na vodu. Voda se díky slunečnímu svitu může za příhodných podmínek dostat až na povrch, kde ihned zmrzne a vytvoří jakousi ledovou bariéru. Za ní se nadále shromažďuje tekutina, až se bariéra v jednom okamžiku protrhne. Po svahu dolů se pak rozteče směs bahna, kamení a vody.

Tento mechanismus současně vysvětluje, proč se obdobné stopy nepodařilo nalézt na "slunečních" svazích. Konstantní, byť mírný ohřev totiž jednoduše přinutí veškeré vodní zásoby z podpovrchové vrstvy vysublimovat pryč dříve, než se vytvoří ledová ucpávka.

Samozřejmě tyto úvahy, publikované na sklonku minulého týdne i v hromadných sdělovacích prostředcích, nejsou v žádném případě jednoznačné a definitivní. Fotografie jsou sice velmi přesvědčivé, ale u soudu by neobstály.

 Velmi zajímavé strže mohla příroda vytvořit i jiným způsobem. Navíc není úplně zřejmé, co by zahřálo podpovrchové vrstvy tak, aby se zde vytvořilo dostatečné množství tekuté vody v relativně krátkém okamžiku. (Geotermální ohřev nepřipadá v úvahu, to by byla řečiště orientována náhodně, navíc by se seskupovala kolem známých geotermálních zón.) Kromě toho se dosud nepodařilo objevit nějaké stopy po starších, podobných událostech.

Ve hře může být především proměnný sklon rotační osy planety. Mars je nyní vůči rovině ekliptiky skloněný téměř stejně jako Země, tedy pod úhlem 24 stupňů. Počítačové analýzy ovšem ukazují, že může tento sklon náhle změnit, každých deset milionů roků až o 60 stupňů. (To je jiné než v případě Země, neboť u naší planety je vydatným stabilizačním prvkem poměrně dost hmotný Měsíc.) Tím se samozřejmě zásadně mění tepelné poměry na povrchu a tedy i celkové klima.

K vyřknutí definitivního ortelu jsou tudíž nezbytná další pozorování: Některé informace poskytne především laserový výškoměr a termální spektrometr na palubě Mars Global Surveyoru. Druhý detektor, který poskytuje informace o tepelných poměrech a chemickém složení povrchových vrstev, má však rozlišení jenom kolem tří kilometrů.

Objev "vodních stop" je tak vzkazem především pro mecenáše budoucích výprav: "Dejte na výzkum červené planety další peníze!" Průlomové výsledky lze totiž očekávat až od sond, které se vydají na přímý průzkum sousední planety. Do té doby zůstane Mars ukryt pod velmi špatně průhlednou rouškou tajemnosti.

Jiří Dušek
Zdroj: Science, Science@NASA a další
 

Křemíkové prokletí české astronomie

V České republice najdete více než dvě desítky CCD kamer, které se pokoušejí digitalizovat obrazy blízkého i vzdáleného vesmíru. Jedná se o důsledek celosvětového vývoje astronomické techniky, který vede ke kvalitativně lepšímu nazírání na svět kolem nás? Domnívám se, že nikoli. Dokonce si troufnu říci, že CCD kamery jsou (zatím) skutečným neštěstím českých hvězdáren.

 V polovině března tohoto roku se v Praze uskutečnilo premiérové setkání uživatelů CCD techniky. Při závěrečném přehledu majitelů jednotlivých kamer jsem si uvědomil jednu podivuhodnou skutečnost: V srdci Evropy sice existuje více než dvacet takových detektorů, osud většiny z nich je ale povážlivě smutný.

Nemíním se zabývat CCD kamerami v soukromém vlastnictví. Je každého věc, do čeho investuje své peníze, a i kdyby si dalekohled poléval jogurtem, nikdo nemůže ani muknout. Drahá elektronika na "státních" hvězdárnách je ale věc odlišná. Už jenom proto, že se v ní utápí nezanedbatelná částka peněz: dvacet kamer krát v průměru 50 tisíc korun dává slušnou sumu. Navíc, když se na jednotlivé majitele podívám kritickým okem (a snad nikoho neopomenete), pak k naplnění poslání, tj. pravidelnému odbornému sledování hvězdné oblohy, dostály pouze tři instituce: pochopitelně Astronomický ústav v Ondřejově, hvězdárna v Českých Budějovicích, na jejíž kleťské pobočce se s úspěchem sledují planetky, a brněnská hvězdárna, kde se skupina pozorovatelů věnuje studiu proměnných hvězd. V ostatních případech je využití kamer jenom sporadické, pokud se vůbec dostalo přes zdlouhavé, finančně náročné ale především nevyhnutelné úpravy dalekohledu, softwaru i hardwaru jednotlivých počítačů.

Pokud totiž seženete peníze a CCD kameru si pořídíte, narazíte ihned na řadu technických problémů. Jakmile se vám je podaří odstranit, přijdou na řadu mnohdy ještě složitější komplikace při důsledném zpracování získaných dat. No a v poslední fázi, pokud se vám zdaří první dvě překážky přelstít, nastane značný nedostatek pozorovatelů, kteří jsou ochotni vysedávat jak u dalekohledu, u počítače tak při rutinní analýze dat. Několik příkladů -- kdy je kvalitní technika k dispozici a přesto celé zařízení leží ladem -- mohu ihned vyjmenovat.

Není proto divu, že se většina CCD kamer -- pokud vůbec -- dostala jenom k několika momentkám objektů vzdáleného vesmíru. (Přitom i zpracování takových záběrů není nijak jednoduchá záležitost.) O odborných výsledcích, které by bez rozpaků přijala široká obec profesionálních astronomů ani nemluvě. Cesta k přesné fotometrii či astrometrii je totiž lemována řadou nečekaných úskalí, a proto ji úspěšně projdou jenom ty největší instituce (za podpory kolegů z jiných pracovišť). Ovšem pokud se podaří vhodně skloubit představy profesionálů a možnosti amatérů, vzniká velmi produktivní symbióza, která vede ke skvělým výsledkům.

Domnívám se, že dnes běžný postup "nejdříve kamera -- pak dalekohled a další technika -- nakonec pozorovací program" je přímo trestuhodný. Logicky správná je zcela opačná úvaha. Každý kupec CCD kamery si musí nejdříve dobře rozmyslet několik zásadních otázek:

  • Co chci vlastně pozorovat?
  • S jakým týmem profesionálních astronomů se spojím? Kdo z nich mi poskytne potřebné rady?
  • Budu mít dostatek pozorovatelů, kteří dalekohled využijí?
  • Dám dohromady potřebné množství finančních i lidských prostředků ke koupi kamery, úpravě dalekohledu, pořízení výkonné výpočetní techniky?
Teprve poté má smysl říci, zda je kamera pouhým "diktátem módní vlny", nebo skutečná a hlavně splnitelná touha po řádově lepším pohledu na vesmír. Pozorovatelé, odborní pracovníci i ředitelé jednotlivých hvězdáren by měli uvažovat asi v takovém pořadí:
  • rozumný pozorovací program podpořený profesionálními astronomy;
  • odborníci se vyjádřili o technickém stavu dalekohledu;
  • k dispozici je dostatek finančních prostředků na úpravu dalekohledu, nákup kamery, ale též výpočetní techniky (k archivaci je například nezbytná vypalovačka CD);
  • kupuje se kamera, upravuje dalekohled a veškerá nezbytná technika;
  • nastává rutinní práce jednoho až dvou pozorovatelů, kteří se každou jasnou noc věnují definovanému programu, a stejným dílem i pečlivé analýze výsledků;
  • ve finále přichází to, o co jde: publikace výsledků.
Netřeba připomínat, že se po celou dobu komunikuje s ostatními pozorovateli. To si ale nezbytně vyžádá patřičný přístup k Internetu a samozřejmě i jazykové znalosti. Tu a tam se přitom objeví další požadavky na úpravu dalekohledu či investice do počítačů i softwaru.

Závěr mé úvahy tudíž nemůže být radostný. Možná mne někdo přesvědčí o opaku, ale zatím se domnívám, že lidé, kteří po koupi CCD kamery začnou hledat pozorovací program, jak bývá v českých zemích zvykem, nejen zbytečně investují státní (obecní) peníze, ale měl by je přímo stihnout spravedlivý trest bohyně Uránie.

Jiří Dušek
Zdroj: Vyšlo v Bílém trpaslíku č. 100, zpravodaji Amatérské prohlídky oblohy.
 

Jinoplanetnické představy

Pokusme se odhadnout, jakým způsobem budou astronomové hledat planety u vzdálených hvězd v horizontu několika málo roků. Řekneme do ledna až února 2015.

 Statistiky jsou zdá se neúprosné. Počet stálic, kolem kterých kolotají planety s úrodnou půdou pro vznik inteligentního života, lze v nejbližším okolí Slunce spočítat na prstech jedné ruky. Tento výsledek současných odhadů však neznamená, že bychom taková tělesa neměli systematicky hledat. Poznání různorodosti vesmírných světů je užitečné i pro poznání komplexních problémů naší Země.

Nemá smysl současnost malovat v růžových barvách. Pokud se na stav dnešní astronomie podíváme skutečně kvalitní optikou, ukáže se, že jediný věrohodný způsob hledání vzdálených planet zaznamenali pozorovatelé jemných nuancí radiálních rychlostí. Ano, máme tím na mysli pečlivé, dlouhodobé proměřování pohybu stálice směrem od nás. Periodické změny spektrálních čar totiž mohou prozradit přítomnost i výrazně menších těles -- dokonce i tisíckrát. Tedy planet typu Jupiter, které zatím jiným způsobem ze Země nezahlédneme.

Za posledních pár roků se tak podařilo odhalit řadu takových případů u mnoha jasných hvězd. Kromě periody oběhu máme přitom k dispozici i odhad spodní meze hmotnosti.

Technika pečlivého proměřování poloh spektrálních čar, jejichž poloha se mění díky Dopplerovu jevu, má naději na úspěch pouze tehdy, když dokážeme měřit s chybou jenom několik desítek metrů za sekundu. Platí totiž nemilosrdná úměra: Čím menší planeta, tím menší změny.

Letošní rekordmani, tělesa o velikosti Saturnu, tak v průběhu několika málo roků -- až zvládneme odhalit kolísání s chybou jeden metr za sekundu -- vystřídají planety srovnatelné s Uranem. Objev "druhé Země", která má hmotnost pouze tři setiny Jupiteru, však bude mnohem tvrdším oříškem.

 Pomine-li samotnou citlivost, má tento způsob hledání, i jiná omezení. Předně vyžaduje nesmírně dlouhá pozorovací období: Pokud by třeba malí zelení mužíčci chtěli objevit náš Jupiter, museli by Slunce sledovat po několik násobků jeho orbitální periody, která činí dvanáct roků. Ostatně právě proto se astronomům zatím podařilo objevit jenom "krátkoperiodická", velmi hmotná a k mateřským hvězdám velmi blízká tělesa. Tito horcí Jupiteři totiž obíhají dostatečně rychle, takže se je daří odhalit již v průběhu několika roků.

Velkým problémem je také fakt, že ze změn radiálních rychlostí vychází pouze spodní mez hmotnosti planety, která je správná jen a pouze v tom případě, kdy je její rovina rovnoběžná se zorným paprskem. Vzhledem k tomu, že se tělesa obecně pohybují z našeho pohledu v různých rovinách, je ovšem jejich reálná hmota určitě rozdílná.

Některé tyto mouchy se však podaří již brzy vyřešit jiným projektům, které se na blízké i vzdálené hvězdy podívají zcela odlišným způsobem.

Jako první přijde v roce 2004 na řadu malý experimentální satelit FAME. Jeho hlavní zbraní bude pečlivé proměřování poloh jasných hvězd. Kolísání polohy způsobené titěrnou planetou se totiž neprojevuje pouze periodickými výchylkami radiální rychlosti, nýbrž také ve směru kolmém -- drobným kmitání kolem střední polohy v rozsahu několika miliardtin stupně. Něco takového ze Země, pod pokličkou neklidné atmosféry, samozřejmě nezměříte, avšak v kosmickém prostoru žádná až na přístrojová omezení nenarazíte.

 FAME bude pečlivě měřit polohy několika milionů hvězd zhruba pět roků. Jeho přesnost čtrnáct miliardtin stupně přitom odkryje planety pouze dvakrát hmotnější než Jupiter u několika set cílů do vzdálenosti 75 světelných let.

Navíc NASA doufá, že jenom o něco později do vesmíru dopraví ještě výkonnější sondu Space Interferometry Mission (SIM), která zvládne prohlídku několika set nejbližších stálic s padesátkrát větší přesností. To už bude bohatě stačit na odhalení planety typu Země do vzdálenosti devíti světelných roků. -- Nic světoborného, ale o velký skok bezesporu půjde.

Samozřejmě, že observatoř bude stejně dobrá i v případě vzdálenějších hmotnějších těles. V kombinaci s měřením radiálních rychlostí tak dostaneme již dost přesnou hmotnost, takže astronomové na bombastické tiskové konferenci za tepla prozradí, jak moc netradiční je naše Sluneční soustava.

Jinou, velmi progresivní metodou blízké budoucnosti, je hledání drobných změn jasnosti, při zákrytu části disku planetou, která projde mezi námi a hvězdou. Pokud dosáhneme patřičné citlivosti, mohli bychom odhalit i tělesa lehčí než Země.

Tato technologie výroby jinoplanet zatím posloužila k potvrzení existence jednoho vzdáleného "Jupitera". Mnohem větší pole působnosti však dostane v roce 2004 díky francouzské výpravě Corot. Satelit totiž zvládne měřit přesně fluktuace jasnosti asi šesti tisíc hvězd.

Ovšem, popravdě řečeno má tahle observatoř i jiné cíle a není konstruována konkrétně pro tohle pozorování. Výrazně plodnější tudíž bude americká výprava Kepler, která se zúčastní konkurzu v rámci známého programu Discovery. Na rozdíl od misí Corot, FAME a SIM ji půjde výhradně o hledání zákrytů hvězd planetami. Touhle prací stráví asi čtyři roky, přičemž po celou dobu má simultánně sledovat sto tisíc zdrojů. Kepler by tak mohl potvrdit existenci 150 až 200 "Zemí" v "obyvatelných zónách" a kolem čtyř set o něco větších těles. Poskytne nám tak první reálný odhad, kolik takových planet vůbec existuje a kolik z nich má vhodné podmínky pro vznik života.

 Pokud se zdaří projít kolem tohoto milníku, budou pozorovatelé postaveni před úkol nejtěžší: podívat se na vzdálené planety na vlastní oči. Že nepůjde o nic jednoduchého svědčí případ sluneční soustavy: Pro vzdálené astronomy je Jupiter miliardkrát slabší než Slunce a zcela se utápí jen úhlový chloupek od oslnivě zářící mateřské hvězdy.

Přesto všechno se dnes už finty, jak tyhle značně nepříznivé podmínky oblafnout, pomalu rýsují. Dokonce se zdá, že šanci mají i velké pozemní dalekohledy vybavené adaptivní optikou s infračervenými detektory. (V tomhle oboru se neklid atmosféry lépe koriguje, navíc jsou "horcí" Jupiteři v infračerveném světle jasnější.)

Zatím má největší naději dvojice Keckových dalekohledů na Havaji. S použitím všech možných adaptérů, spojenými silami obou zrcadel, může zahlédnout mladou planetu o velikosti Jupiteru, která by se nacházela ve vzdálenosti asi deset miliard kilometrů. (Připomeňme, že Země leží 150 milionů kilometrů od Slunce.) Že se něco takového dosud nepodařilo může zatím znamenat jediné: taková tělesa se na periferii stelárních soustav nerodí. Nijak systematicky se ale nehledalo.

Trendy jsou jednoznačné: Během několika málo roků začneme stavět ještě větší dalekohledy. Kombinací menších zrcadel rozprostřených na základně až několika set metrů, spolu s dlouhodobým sledováním, určitě přinese ovoce. V zorném poli se tak u pár nejbližších hvězd může objevit Jupiterovo dvojče, které se pohybuje ve jenom osm set milionů kilometrů daleko. Tedy stejně jako ten náš.

V průběhu následujících dvou desetiletí pak vzniknou ještě větší soustavy, jež po sofistikované počítačové analýze poskytnou stejně ostrý záběr jako jediné zrcadlo o průměru třicet až sto metrů. (A to se uvažuje o stavbě i takových obrů...) Ty už dosáhnou na portréty několika desítek blízkých hvězd.

Hlavní těžiště však zůstane v kosmickém prostoru, především pak v rukou efektivní interferometrie, která kombinuje záběry menších dalekohledů rozprostřených na širší základně.

Již zmíněnou Space Interferometry Mission poskládá dvojice malých zrcadel na zhruba deset metrů dlouhém rameni. V rámci mise Deep Space 3 (úspěšná jednička dosud pracuje, dvojka z tohoto projektu se naopak rozplácla o povrch Marsu) plánované na rok 2005 se počítá s testem dvou volně letících teleskopů ve formaci široké kolem půl kilometru. Aby fungovaly společnými silami, musí se mezi nimi udržovat vzdálenost s přesností na několik miliardtin metru...

Úvahy o pořádné výpravě budou aktuální teprve po těchto experimentech. Již dnes se ale hovoří o Terrestrial Planet Finder, kterého by snad poskládalo několik zrcadel o průměru tři až čtyři metry (umístěných buď na rameni, nebo volně letících). Tento přístroj by ale nepořídil jenom záběry vzdálených světů, nýbrž změřil i povrchovou teplotu a hledal zastoupení vodní páry a oxidu uhličitého u planet pozemského typu do vzdálenosti padesát světelných roků.

TPF by dokonce mohl narazit na stopy po atmosférickém ozonu. Pokud ano, jednalo by se o neklamné znamení přítomnosti plynného kyslíku, jenž zřejmě může v dostatečném množství existovat pouze na planetě s dostatečně hustým rostlinným porostem. Indicie o methanu se zase mohou dát do souvislosti s přítomností baktérií... Spekulace o existenci živých organismů pak na sebe určitě nenechají dlouho čekat.

Jiří Dušek
Zdroj: SpaceViews a další
 

Návod na použití vesmíru - Užitečná ruka

Ve třetím dílu našeho seriálu pro (nejen) začínající pozorovatele se dozvíte, jakým způsobem hvězdáři určují vzdálenosti na nebi. A hned na úvod můžete zapomenout na světelné roky, parseky a podobné věci.

Užitečná ruka
Při procházkách noční i denní oblohou pro vás bude bez diskuze základní jednotkou úhel s vrcholem ve vašem oku. K jeho odhadu lze velmi jednoduchým způsobem využít různé části ruky na natažené paži, jejichž úhlové rozměry můžete lehce vypočítat: malá úsečka délky y postavená kolmo na směr od oka má ve vzdálenosti x úhlovou velikost y/x×(180°/3,14). Při běžné vzdálenosti ruky od oka odpovídá jeden centimetr skoro přesně jednomu stupni (např. úhlová šířka sevřené pěsti je kolem deseti stupňů).

Měřit rukou i odhadovat úhly na pohled se naučte na různých dvojicích hvězd; nevyhýbejte se úhlům menším než 10 stupňů a větším než 40 stupňů. Měření i odhady porovnejte s údaji v přiložené tabulce:

úhlové vzdálenosti mezi jasnými hvězdami
Arkturus - Spika 32,8° Vega - Deneb 23,8°
Altair - Vega 34,2° Altair - Deneb 38,0°
Altair - Fomalhaut 59,2° Betelgeuze - Sirius 27,3°
Betelgeuze - Prokyon 26,0° Betelgeuze - Aldebaran 21,4°
Aldebaran - Capella 30,7° Capella - Castor 30,0°

Pokuste se také odhadnout úhlovou velikost zorného pole triedru. Při hledání v mapě si poté lehce uvědomíte, jak velikou část hvězdného atlasu uvidíte dalekohledem na nebi. U přístroje na stativu můžete postupovat tak, že změříte dobu, za kterou vybraná hvězda projde celým průměrem zorného pole. Výpočet je snadný pro hvězdy s deklinací kolem nula stupňů. Například Prokyon z Malého psa urazí na obloze za jednu hodinu patnáct stupňů.

Po chvíli zkoušek pro vás nebude nijak obtížné popsat polohu určitého místa pomocí úhlové vzdálenosti a pozičního úhlu vzhledem k okolním jasným hvězdám. Poziční úhel zjistíte tak, že si na obloze představíte ciferník se středem tvořeným zvolenou výchozí hvězdou, jehož dvanáctka míří do zenitu (je prostě nahoře). Poziční úhel daného místa oblohy pak určuje "malá ručička".

Odhad tedy může vypadat třeba následovně: "Dubhe (alfa UMa) leží 28 stupňů od Polárky (alfa UMi) v pozičním úhlu pět a půl hodiny". Má-li si však sdělení zachovat dlouhodobou platnost, musíte jej doplnit časovým údajem. Podobně lze udávat také polohy skvrn vzhledem ke středu Slunce a samozřejmě celé řady jiných objektů.

Hvězdáři tento způsob při pozorování běžně používají, nicméně existují i jiné způsoby, jak popsat polohu tělesa na nebi. Nejdříve ale dvě vysvětlení: Obzor označuje zemský povrch včetně objektů s ním spojených, který je v dohledu pozorovatele. Obloha jsou všechny směry mířící nad obzor.

Polohu určitého místa oblohy vyjadřují dva úhly: úhlová výška a azimut, úhel počítaný od severu doprava až pod dané místo (lze začít i od jihu, pak jde o tzv. astronomický azimut). Např. Polárka má přibližně azimut 0 stupňů a úhlovou výšku kolem 50 stupňů, Slunce má u nás "v pravé poledne" azimut vždy 180 stupňů a úhlovou výšku různou podle ročního období -- při letním slunovratu asi 65 stupňů. Zenit má úhlovou výšku 90 stupňů a jeho azimut není definován.

Z povrchu Země se na stálice díváme jako z velmi pomalého kolotoče, na stejné místo se vracejí za jeden hvězdný den, což je o čtyři minuty méně než 24 hodin. Stálé jsou polohy hvězd na hvězdné obloze, kterou zobrazují hvězdné mapy. Tělesa sluneční soustavy se po obloze pohybují podobným tempem jako hvězdy; rozdíl je dán jen jejich pomalým posuvem na hvězdné obloze, který kromě Měsíce nečiní obvykle více než jeden stupeň za den.

Polohy na hvězdné obloze se zpravidla udávají pomocí tzv. rovníkových souřadnic, rektascenze a deklinace. Deklinace je obdobou úhlové výšky, měří se ale od světového rovníku, roviny kolmé k zemské ose. Rektascenze je obdobou azimutu, avšak s opačným směrem, doleva. Východiskem je průsečík rovníku a ekliptiky v souhvězdí Berana (tzv. jarní bod či jarní ekvinokcium). Ovšem pozor, v minulém století se rozšířil zlozvyk měřit rektascenzi v tzv. hodinách, 1h = 15°.

Protože se poloha rovníku vzhledem ke hvězdám mění (precesí zemské osy kolem osy ekliptiky), udávají se rovníkové souřadnice pro určitou polohu jarního bodu. Běžně se volí taková, jaká byla na začátku roku dva tisíce. Stručně se říká, že souřadnice platí pro ekvinokcium J2000,0.

Na hvězdné mapě si tudíž najděte a na skutečné noční obloze představte, kudy probíhají "poledníky" s rektascenzí rovnou 0°, 90°, 180° a 270°, rovník a vybrané rovnoběžky (např. s deklinací 60°, 30° a -30°). Alespoň zhruba si zapamatujte, mezi kterými hvězdami prochází ekliptika -- jen v těchto směrech se vyskytují velká tělesa sluneční soustavy. Naučte se též přibližné souřadnice několika jasných stálic.

Jak vidíte, hvězdáři používají běžně dvě různé vztažné soustavy: jedna je spojena s pevným zemským povrchem a zbytek vesmíru se v ní jednou za den otočí (úhlová výška, azimut). Je to vztažná soustava denního života, ve které jsme definovali pojem obloha, spjatý s bodem, odkud hledíme. Druhá vztažná soustava je takového druhu, že se v ní neotáčí okolní vesmír, ale naopak Země (rektascenze, deklinace). Pomůckou k "přepočtu" je otočná hvězdná mapka, platná pro určitou zeměpisnou šířku.

rekapitulace:

  • Uvědomte si rozdíl mezi azimutem, úhlovou výškou, rektascenzí a deklinací.
  • Naučte se správně měřit úhlové vzdálenosti různých objektů na obloze.
  • Pokud máte triedr či jiný dalekohled, odhadněte velikost jeho zorného pole.
Návod na použití vesmíru, dříve Rady pro začínající pozorovatele, vychází (na pokračování) v této úpravě poprvé. Elektronickou verzi na podzim tohoto roku doplní i verze papírová, kterou vydá Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně. Nedílnou součástí publikace je i elektronická příloha rady.astronomy.cz, ve které najdete řadu dalších doplňujících informací. Autoři vám budou velmi vděčni za jakékoli připomínky.

Dosud vyšly tyto kapitoly:

Jiří Dušek, Jan Hollan
Zdroj: (pokračování příště)
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...