:: 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

 

431. vydání (10.6.2002 )

Foto M. Bath Tak nám bude čtyřicet dní pršet. Alespoň to tak vychází z pravděpodobně nejznámější lidové pranostiky o Medardovi. Jenže, jenže ono je to všechno poněkud komplikovanější. Onehdy jsem v jedné zajímavé knížce -- tuším Jasné zprávě o počasí -- narazil na exaktní rozbor zažitých pranostik. Pod optikou nezaujatého odborníka se na několika málo stránkách ukázalo, že pranostiky poskytují jenom prachbídnou předpověď.

Vždyť se stačí zamyslet nad jejich obsahem. Slučují věci neslučitelné, navíc se téměř vždy jedná o tak všeobecná tvrzení, že podobně jako horoskopy v bulvárních časopisech "sedí na každého". Navíc se ukazuje, že v minulých staletích byla řada pranostik jednoduše mechanicky převzata z jiných států, především ze západu. Pokud tedy měly tam jakýsi místní geografický význam, pak u nás díky rozdílným klimatickým podmínkám zcela jistě nikoli. Na (ne)smyslu řady předpovědí se podepsala i reforma kalendáře na sklonku šestnáctého století, stejně jako snaha anonymních autorů sestavit dokonalý rým. Meteorologické pranostiky jsou tudíž spíše dokladem o vtipnosti našich předků.

Ostatně, když tu a tam odpovídám na dotaz, jakéže bude počasí (jsem přeci ten, kdo pořád sleduje oblohu a dokonale se na ni vyzná), v klidu odpovídám: Stejné jako včera. S ohledem na pomalé změny počasí ve střední Evropě se totiž skoro vždy strefím.

Jiří Dušek

 

"Předpovídají" pranostiky počasí? (355 odpovědí)

  • většina ano (25%)
  • jenom málokteré (49%)
  • ani náhodou (26%)

 

 

Binární planetky -- hit sezóny I.

Binární planetky jsou záležitostí posledních ani ne desíti let. Počet těch objevených utěšeně narůstá, a to zejména v posledních letech a měsících, a nalezneme je mezi planetkami hlavního pásu, mezi Trojany, blízkozemními asteroidy, i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu.

 Co je binární planetka? Už název sám naznačuje, že se jedná o planetku dvojitou -- tedy dvě tělesa obíhající kolem společného těžiště. Binární planetka je ale pojem značně omezující, abychom totiž mohli označit planetku za binární, většinou se předpokládá, že její průvodce je dostatečně velký v porovnání s hlavním tělesem. V opačném případě se hovoří o satelitu planetky. Toto dělení je ovšem na první pohled značně neurčité, protože ostrá hranice mezi binární planetkou a planetkou s měsíčkem neexistuje. Mezi redaktory časopisu Science a astronomy, kteří sledují binární blízkozemní planetky pomocí radaru, nicméně zuří terminologická bitva -- zatímco "radaráři" si stojí za označením "binary asteroid" i pro planetky, u nichž je poměr velikostí obou těles 1/3, Science se tomu brání. My se nějakému striktnímu rozlišování raději vyhneme.

Jak lze binární planetku odhalit? Náznaky podvojnosti některých planetek se objevily už v sedmdesátých letech 20. století při pozorování zákrytů hvězd planetkami. Někteří z pozorovatelů tehdy zaznamenali cosi, co by se dalo popsat jako "předzákryt" -- pokles jasnosti sledované hvězdy ještě před vlastním hlavním zákrytem. Vysvětlení tohoto úkazu by mohlo spočívat právě v satelitu planetky, bohužel nedostatečná hodnověrnost pozorování (veškeré tyto předzákryty byly hlášeny od vizuálních pozorovatelů) a řídké pokrytí "pásu totality" zákrytu na Zemi k jednoznačnému důkazu nestačily.

V osmdesátých letech pak skupina italských astronomů, kteří prováděli fotometrii planetek z hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem, vyslovila podezření z podvojnosti devíti planetek na základě jejich zvláštních světelných křivek. Jejich ostrá minima totiž naznačovala, že by u nich mohlo docházet k periodicky se opakujícímu stínění, způsobené právě oběhem druhé složky planetky. Jedním z těchto podezřelých kandidátů byla i planetka (216) Kleopatra, o které dnes víme z radarových i optických pozorování, že sice není binární, ale její tvar se podobá "kosti" a lze ji označit za kontaktní dvojplanetku -- tedy dvě tělesa těsně na sebe doléhající a otáčející se okolo společného středu.

První průkazný, v praxi realizovaný, objev planetky s měsíčkem si musel počkat až na éru výzkumu planetek pomocí kosmických sond. Netrvalo ale dlouho a na své si přišli i ostatní metody, uskutečňované z povrchu Země (nebo z oběžné dráhy). Jsou to:

  • Radarové snímky -- ale zde je označení "snímek" mírně zavádějící, protože to rozhodně nejsou snímky v pravém slova smyslu.
  • Dalším způsobem je přímé rozlišení pomocí optických dalekohledů -- buď s použitím adaptivní optiky z povrchu Země, nebo pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu.
  • Poslední metoda, pomocí níž byla objevena (nebo spolupotvrzena) zejména v posledních letech řada blízkozemních binárních planetek, je fotometrická.
Vydejme se nyní chronologicky po stopách těch nejznámějších binárů. Dvacátého osmého srpna 1993 prolétla sonda Galileo kolem druhé planetky na své cestě k Jupiteru, planetky Ida, a pořídila snímky, na které si ovšem řídící tým musel počkat asi půl roku, než bylo možné je odvysílat ze sondy na Zemi. To, že na snímcích byl zachycen měsíček planetky (dostal jméno Dactyl), bylo tehdy velkým překvapením.

Vznik měsíčku planetky totiž rozhodně není jednoduchou záležitostí, přičemž záchyt při těsném průletu prakticky nepřipadá v úvahu. Máme totiž zákon zachování energie, který říká, že těleso, které přiletí k planetce určitou rychlostí musí toutéž rychlostí zase odletět pryč. Pouze v případě průletu okolo velké planety se může uplatnit slapové brždění, při kterém se část kinetické energie tělesa přemění na teplo vlivem deformace tělesa působením slapových sil, ovšem tento proces u tak malých objektů, jako jsou planetky, nepřichází v úvahu (přesněji řečeno je naprosto zanedbatelný).

Planetka Ida je ale součástí rodiny asteroidů Koronis, která vznikla ještě v ranných dobách Sluneční soustavy rozpadem většího tělesa. Vysoká míra kráterování na povrhu Idy i Dactyla ukazuje na to, že jejich povrch je rovněž velmi starý a tudíž se může jednat o dva úlomky původního velkého tělesa.

 

 Optické objevy v hlavním pásu...

Další binární planetkou je 45 Eugenia, objevená 1. listopadu 1998 pomocí 3,6metrového Kanadsko-francouzsko-havajského Teleskopu na Havaji s použitím adaptivní optiky. Ta umožňuje dosažení rozlišovací schopnosti až 0,12 úhlové vteřin (což při uvážení, že seeing atmosféry běžně dosahuje jedné vteřiny, představuje až osmkrát lepší obraz než bez použití adaptivní optiky). Byla by ale chyba se domnívat, že na snímcích byl vidět skutečný rozměr měsíčku. Ačkoliv na některých snímcích se měsíček jevil až čtvrtinový v porovnání s planetkou, ve skutečnosti je mnohem menší. Zatímco planetka má průměr zhruba 215 kilometrů, měsíček pouhých třináct. Skutečný rozměr satelitu, který byl pojmenován Malý Princ, byl odvozen pouze z porovnání jeho jasnosti s hlavní složkou.

V únoru 2000 pomocí téhož dalekohledu objevil tým Williama Merlina ze Southwest Research Institute (SRI) měsíček u planetky 762 Pulcova s oběžnou dobou čtyř dní. Určením rozměrů planetky a satelitu a oběžné doby měsíčku lze velmi snadno odvodit hustoty obou těles. Ta vychází pro obě planetky, tedy Eugenii i Pulocovu okolo 2500 kg/m3, což naznačuje, že to nejsou kompatktní tělesa, ale objekty s vysokou porozitou, složené z gravitačně vázaného shluku balvanů, pokrytých regolitem (proto vypadají jako jeden kus). Takovýmto planetkám se říká Rubble-Piles, což lze přeložit jako "hromada kamení". Předpokládá se, že mezi blízkozemními planetkami (k nim se ještě dostaneme) mají tyto typy největší zastoupení.

Ve stejnou dobu jako objev měsíčku planetky Pulcova zveřejnil Merlinův tým i záběry planetky 90 Antiope pořízené pomocí Keckova dalekohledu. Jedná se skutečně o ryzí dvojplanetku, rozměry obou složek (přesněji řečeno jasnosti, protože skutečné rozměry na snímcích opět nevidíme) jsou téměř stejné. Obě složky mají asi 80 kilometrů v průměru a oběhnou se ve vzdálenosti 160 kilometrů za 16,5 hodiny.

18. února 2001 s pomocí Keckova dalekohledu II a adaptivní optiky se mezi binární planetky zařadila planetka 87 Sylvia. Její měsíček obíhá ve vzdálenosti 1200 km jednou za čtyři dny.

Hned dva týdny na to pořídil Hubbleův vesmírný dalekohled záběr planetky Camilla. Tato planetka byla snímána v rámci programu, při němž má být pomocí HST vyfoceno padesát největších planetek v hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem. Na celkem pěti záběrech se objevil malý, o sedm magnitud slabší průvodce.

Předposlední binární planetka hlavního pásu, zachycená pomocí druhého Keckova dalekohledu a CFHT, tedy Kanadsko-francouzsko-havajského dalekohledu je Kalliope, jejíž objev byl zveřejněn třetího září loňského roku.

Tým W. J. Merlinneho ze SRI si ale ještě téhož měsíce připsal na konto další objev -- měsíc planetky (617) Patroclus, ze skupiny Trojanů, tedy planetek obíhajících v blízkosti libračních bodů soustavy Slunce -- Jupiter. S využitím adaptivní optiky na osmimetrovém Gemini North telescope se podařilo odhalit jen o deset kilometrů menšího průvodce (větší složka má velikost 105 km) -- objev byl zveřejněn 22. září 2001. Překvapující na Patroklovi je téměř stejná velikost obou těles, která naznačuje, že planetka byla dvojitá již od svého vzniku akrecí ze zárodečného materiálu pramlhoviny (jiným mechanismem vzniku dvojplanetek jsou jejich vzájemné srážky, ale při nich se druhé těleso zformuje z úlomků vlastní planetky a proto je vznik tak velikého sekundáru nepravděpodobný). Stejným dalekohledem byl objeven další kandidát z hlavního pásu -- sedmikilometrová planetka (3749) Balam. Zpráva o její možné podvojnosti se objevila v IAU Cirkuláři 13. února letošního roku, ale na nějaké obrázky si asi ještě počkáme.

(dokončení příště)
Petr Scheirich
 

Trousící se hvězdokupy

Myslíte si, že jsou kulové hvězdokupy věčné? Pak se hrubě mýlíte. Naopak, během následujících několika miliard roků o většinu kulových hvězdokup nenávratně přijdeme.

 Pokud se historici nemýlí, což s ohledem na podstatu problému není nikdy jisté, tak první kulová hvězdokupa uvízla v zorném poli pozemského astronoma v létě roku 1665. Tehdy si totiž německý pozorovatel Abraham Ihle všiml drobné, avšak docela nápadné kruhové skvrnky uprostřed souhvězdí Střelce, o více než století později označené M 22.

Od té chvíle počet kulových hvězdokup pomalu narůstal -- žádný z hvězdářů však neměl o jejich pravé podstatě ani potuchy. Byly pro ně pouhými kruhovými mlhovinami, jakých bylo na obloze celá řada. První zlom přišel až v létě roku 1782, kdy Angličan William Herschel zahájil důkladnou přehlídku hvězdné oblohy a za přispění velmi kvalitního dalekohledu brzo zjistil, že tyto kruhové skvrnky dokáže rozlišit na jednotlivé, byť poměrně slabé hvězdy. A byl to právě William Herschel, jenž v předmluvě ke svému druhému katalogu "mlhavých objektů" označil tento typ objektů jako "kulové hvězdokupy" -- globular clusters.

Dnes takto označujeme skupiny stovek tisíc až milionů hvězd, které vznikly prakticky v jeden okamžik z jednoho ohromujícího oblaku plynu a prachu a vytvořily tak krásně symetrické, kulové útvary podobné mraveništím. Na rozdíl od "chudých" otevřených hvězdokup roste hustota hvězd směrem do centra těchto kup; typická vzdálenost jednotlivých stálic se uprostřed pohybuje kolem jednoho světelného roku. Tedy mnohonásobně víc než třeba v okolí Slunce, na druhou stranu ale příliš málo na to, aby se zde jednotlivé hvězdy srážely. Stáří těchto útvarů se přitom odhaduje na deset až dvanáct miliard roků, takže představují nejstarší objekty v naší Galaxii.

 A aby toho nebylo málo: Zatímco otevřené hvězdokupy se pohybují po prakticky kruhových dráhách kolem centra Galaxie, jenom s mírným sklonem k její rovině, kulové hvězdokupy obíhají kolem středu Galaxie po velmi protáhlých, neuzavřených křivkách a mohou se tak dostat vysoko nad nebo pod její rovinu do vzdálenosti až několika set tisíc světelných roků, tj. několik násobků průměru zářivého disku Galaxie.

Právě z tohoto důvodu není rozložení kulových hvězdokup po obloze náhodné. Astronomové v naší Galaxii dosud objevili asi 140 kulových hvězdokup (stejné množství se zřejmě skrývá na místech, kam od Slunce nedohlédneme). Více než polovina z nich však leží pouze ve třech souhvězdích: ve Střelci, Štíru a v Hadonoši. A pokud bychom si vybrali polovinu oblohy se středem ve Střelci, pak bychom zde nalezli více než devadesát procent všech kulových hvězdokup(!). Celá druhá polovina nebe se omezí jenom na třináct hvězdokup, mezi kterými se vyjímá třeba M 79 ze souhvězdí Zajíce. Proto je také zimní obloha na tento typ objektů chudá a kulové hvězdokupy jsou v prosinci, v lednu či v únoru stejně vzácné jako šafrán. Kulové hvězdokupy se tedy hromadí jenom na jedné půlce nebe proto, že na ně díváme prakticky zvnějšku.

 Jejich neuzavřené obíhání kolem centra Galaxie má pak ještě jeden důsledek: Tak, jak procházejí středem našeho hvězdného ostrova, působí na ně gravitační síla galaktického jádra a ohromných molekulových oblaků, takže jsou postupně očesávány o jednotlivé hvězdy. Jednoduše řečeno se vypařují. Kulové hvězdokupy proto za sebou trousí jednotlivé stálice a během následujících deseti miliard let bude polovina, dost možná i celých devadesát procent všech kulových hvězdokup zcela zničeno.

Názorným příkladem je kulová hvězdokupa Palomar 5 v souhvězdí Hada, která je jako drobná skvrnka 12. velikosti patrná i většími dalekohledy . Leží asi 60 tisíc světelných roků daleko, vysoko nad rovinou Galaxie. Astronomům se přitom v jejím okolí podařilo objevit asi deset stupňů(!) dlouhý chvost hvězd, které hvězdokupa trousí podél dráhy svého letu. Skutečná délka útvaru je kolem deseti tisíc světelných roků.

Tvar tohoto unikátního chvostu přitom naprosto jedinečně vykresluje trajektorii hvězdokupy. Počítačové simulace ukazují, že se hvězdy za Palomarem 5 (ve směru pohybu) poskládaly vně dráhy a naopak před kupou uvnitř dráhy. Stopa tak jednoznačně potvrzuje domněnku o způsobu, jakým se pohybují kulové hvězdokupy: po neuzavřených, tzv. banánových křivkách. Navíc nám leccos prozrazuje i o celkové hmotnosti naší Galaxie, vč. neviditelné látky.

Podivuhodné hvězdy, které Palomar 5 roztrousila podél své trajektorie, se podařilo objevit díky statistickému rozboru rozsáhlé Sloan Digital Sky Survey, která pořizuje zatím nejpodrobnější mapu hvězdné oblohy všech dob. (A současně tak naznačuje, jakým směrem se asi bude ubírat další astronomické bádání.) Celková hmotnost hvězd ve chvostu dosahuje asi 1,3násobku hmotnosti kulové hvězdokupy. Navíc se ukazuje, že Palomar 5 nečeká příliš radostná budoucnost. Za zhruba 100 milionů roků projde hustými oblastmi středu Galaxie a pod gravitačním náporem se nejspíš zcela rozpadne. Nakonec tedy po ní zůstane stále řídnoucí proud hvězd, které budou ještě stovky milionů roků létat na periferii našeho systému.

Jiří Dušek
 

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