:: 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

 

435. vydání (24.6.2002 )

Kolage P. Gabzdyl Stál jsem vzadu v planetáriu a uvnitř mne všechno vřelo. Několik málo harantů ze 150 puberťáků mělo Zapomenutou hvězdu na háku. Bavili se, posílali es-em-esky a zcela ignorovali zoufalé pokusy nesmělé učitelky. Dusnou atmosféru navíc umocňovalo příšerné vedro, které bylo nad síly naší klimatizace...

Stručně řečeno, kolega Pavel Gabzdyl měl minulý čtvrtek v našem, tedy brněnském planetáriu premiéru nového pořadu pro školy -- Zapomenutá hvězda. Je určený pro poslední třídy základních škol a první třídy škol středních a za úkol nemá nic jiného než diváky přesvědčit, jak naše Slunce -- ačkoli je v běžném životě ignorováno -- může zasahovat do pozemského dění. A navíc, jakkoli je současná astronomie skutečně důkladná, komentované pásmo záběrů doplněné vstupy moderátora neustále zdůrazňuje, že většina dějů na povrchu Slunce stále ještě čeká na vysvětlení.

Když jsem premiéru sledoval tak říkajíc v přímém přenosu, bylo mi chvílemi Pavla docela líto. Dokonce jsem uvažoval, zda nějak nezasáhnout. Jenže pak jsem si představil sebe na "jejich místě" a především v jejich věku. Nebyl jsem jiný. Pořad byl velmi zdařilý a tu hrstku výtržníků by čtrnáct dní před prázdninami uspokojila nanejvýš nějaká fekální komedie z masové hollywoodské produkce. Třeba něco o jablečném koláči a nebo prcinkách. Jejich chyba. Mohli se něco dozvědět o naší denní hvězdě. A Pavel? Jednoduše tu hodinu házel astronomický hrách na stěnu. Hned další, opět vyprodané představení však dopadlo na výtečnou. Necelé dvě stovky studentů ani nedutali a soudě podle jejich reakcí odcházeli spokojeni.

Jiří Dušek

 

 

 

"Tunguzky" přilétají

V pátek 14. června 2002 ve 4 hodiny SELČ se planetka o velikosti fotbalového hřiště přiblížila k Zemi na jednu z rekordně nejmenších vzdáleností. Astronomové z projektu LINEAR (Lincoln Laboratory Near Earth Asteroid Research) poblíž města Socorro v Novém Mexiku v USA poprvé zaznamenali toto těleso až 17. června, tj. tři dny po nejtěsnějším přiblížení.

 Blízkozemní planetka, nyní známá jako 2002 MN, prolétla kolem Země rychlostí 10 kilometrů za sekundu ve vzdálenosti pouhých 120 tisíc kilometrů, tedy uvnitř dráhy našeho souputníka Měsíce, jehož průměrná vzdálenost od Země je 384 tisíc kilometrů. Jak uvedl známý odborník na dynamiku malých sluneční soustavy Brian G. Marsden z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics v Cambridge v Massachusetts, jednalo se o druhé nejtěsnější přiblížení známé planetky k Zemi. Těsnější přiblížení jsme mohli sledovat jen v prosinci 1994, kdy nás blízkozemní planetka 1994 XM1 objevená projektem Spacewatch minula o 105 tisíc kilometrů.

Nově objevený návštěvník z vesmíru 2002 MN je teprve šestým tělesem, které se ocitlo uvnitř dráhy Měsíce a přitom největším z nich. Už zmíněný asteroid z roku 1994 má rozměr jen cca 10 metrů. Planetka 2002 MN patří mezi asteroidy typu Apollo s výstřednou dráhou křižující dráhu Země a se sklonem k rovině ekliptiky pouhou desetinu stupně.

Planetky jsou obvykle malé a velmi vzdálené od Země, abychom mohli měřit přímo ze Země jejich velikost. Proto astronomové používají k určení velikosti těles jejich jasnost na obloze a tím, že předpokládají, jaké má povrch tělesa albedo, tj. schopnost odrážet světlo. Takto se spočítal i rozměr planetky 2002 MN. Toto těleso s rozměrem mezi 50 a 120 metry se řadí mezi malá tělesa pozorovaná ze Země.

Kdyby se takovéto těleso střetlo s naší Zemí, způsobilo by podobnou katastrofu jako byla Tunguzská katastrofa na Sibiři v roce 1908, kdy bylo tělesem podobných rozměrů zdevastováno území o rozloze dva tisíce kilometrů čtverečních. Můžeme si říkat, že se nás to netýká, neboť je pravděpodobnější, že další takové těleso dopadne kamsi do oceánu. Můžeme si ovšem ty dva tisíce kilometrů čtverečních kompletně zdevastovaného území zkusit umístit kamsi na mapu osídlených území... Základní ideou NASA pro hledání blízkozemních těles je sice najít ty největší, tj. kilometrové a větší, hrozící globální katastrofou, leč nemůžeme rozhodně opomíjet ani potenciální "tunguzky".

Pokud se ptáte, proč ji ani mamutí projekt typu LINEARu nenašel dříve, odpověď je stejná jako v některých předchozích případech. Planetka se blížila k Zemi ze směru od Slunce, "jako blesk z jasného nebe", jak řekl jeden poeticky se vyjadřující kolega, a nebylo možné ji ze Země dříve detekovat. Na zaznamenání takového tělesa by měla šanci kosmická hlídka umístěná v kosmu. Jak řekl šéf projektu LINEAR Grant Stokes, můžeme předpokládat, že takových těles kolem nás prolétnou ročně desítky, ale zaznamenáme jen některé z nich.

A pokud máte pocit, že hlášení o těsně nás míjejících kosmických projektilech přibývá, odborníci se shodují, že důvodem není nárůst jejich počtu v okolí Země, leč spíše postupný nárůst našich možností je detekovat a sledovat, a to jak díky velkým americkým projektům, tak díky rozvíjejícím se iniciativám na dalších kontinentech. Z Evropy po (jiho)českém KLENOTu, jehož první objev blízkozemní planetky také spadá do kategorie těles typu Tunguzka, si určitě zaslouží zmínku nejnovější aktivity britských astronomů v oboru NEO na kanárské observatoři na La Palma, a to jak následná astrometrie, tak testování vyhledávání neznámých těles. Pořád ovšem nepracuje žádný program zaměřený na hledání blízkozemních těles na jižní polokouli.

Jana Tichá, Miloš Tichý
Zdroj: Observatoř Kleť
 

Pivní problémy se skvrnami

Sluneční fyzika je neustále se rozvíjející odvětví astronomie, jenž s sebou táhne i kus pozorovatelské historie. Přestože k bouřlivému rozvoji sluneční fyziky došlo teprve v posledních desetiletích, jednu věc dělají astronomové již po staletí -- počítají skvrny.

 Už staří Číňané měli v povědomí (a vedli si o tom poctivé záznamy), že Slunce není jen čistou koulí, ale tu a tam se na jeho tváři objeví smítko -- tmavá sluneční skvrna. Přestože jejich pozorování bylo více než řídké (připomínajíc spíše pověstné "noty na buben"), již z těchto dat lze podrobnou analýzou vysledovat, že aktivita Slunce vykazovala jedenáctiletou cykličnost i před dvěma tisíci lety.

S rozvojem teleskopické astronomie (revoluci započal zřejmě v roce 1610 Galileo Galilei) vyšlo najevo, že černé puntíky na viditelném povrchu Slunce jsou spíše pravidlem, než vzácností, a že pouhým okem je nevidíme ve většině případů jen kvůli jejich malému zdánlivému rozměru. Oko má totiž rozlišovací schopnost v ideálním případě asi jednu úhlovou vteřinu a drtivá většina slunečních skvrn je pod touto hranicí. Pozorovatel nevybavený dalekohledem tak pravděpodobně uvidí jen ty "největší špeky".

Dnešní teleskopy, jež se využívají k pozorování skvrn, jsou schopny rozlišit flíčky, které mají v heliografických souřadnicích rozměr asi 0,5 obloukové vteřiny (což odpovídá rozměru přibližně 370 km). Je tedy jasné, že skvrn pozorujeme na disku Slunce mnoho a je zapotřebí, aby se v nich člověk vyznal.

Představte si například tuto přehnanou situaci: dva pozorovatelé slunečních skvrn se sejdou večer po službě u piva a chtějí se trumfovat, kdo z nich udělal lepší pozorování (kresbu, fotografii, popis, měření magnetického pole a co já vím ještě). Pokud bude na viditelném disku skvrna jediná, bude to jednoduché. Jenže když jich tam budou tucty? Těžko se asi budou domlouvat stylem "třetí skvrna zprava na severní polokouli". Je tedy zapotřebí vymyslet systém jednoznačné identifikace.

Způsobů je mnoho. Jistě vás nebudu dlouho přesvědčovat, že jednou z možností je identifikaci provést na základě nějakých souřadnic. Podobně jako na Zemi určujeme polohy vrcholů hor, měst a jiných geografických útvarů na základě geografických souřadnic (dvou úhlů -- šířky a délky), můžeme tuto úvahu zobecnit na libovolné kulové těleso ve vesmíru. Na Slunci je to trochu problém -- fotosféra totiž vykazuje diferenciální rotaci, což znamená, že se v různých vzdálenostech od rovníku otáčí různě rychle, a náš souřadnicový systém by se tedy na Slunce jakýmsi způsobem navíjel. Nevadí, stanovíme si souřadnicovou síť takovou, která by odpovídala tuhému Slunci. Sice za to platíme faktem, že některé útvary se vůči síti budou pomalu pohybovat, ale to nám nevadí. Stejně uvažoval v polovině 19. století i Christopher Carrington a zavedl souřadnicový systém, jež se používá dodnes. Sláva, máme definovány souřadnice (a říkejme jim carringtonovské).

No jo, jenže Slunce se otáčí jednou za asi 27 dní a sejdou-li se u onoho piva naši dva pozorovatelé po dlouhé době a začnou se bavit o sluneční skvrně na daných heliografických souřadnicích, pořád se nemusí bavit o té samé, protože jedna skvrna se může rozpadnout a na jejím místě se za nějaký čas vytvořit nová. Skvrny totiž mají svůj vlastní život, který trvá od hodin po maximálně asi tři měsíce, nejčastěji však dny.

 Na mnoha observatořích, kde se zákresy slunečních skvrn dělaly systematicky, začali identifikovat skvrny jinak. Přesněji řečeno, kdyby se zaznamenávala každá skvrna, nastal by s ohledem na jejich počet a životní dobu opět strašný zmatek, který by komplikovanou situaci rozhovoru u piva neřešil. Protože si sluneční fyzikové všimli, že tajemné fleky se zřídka vyskytují osamoceně, ale naopak většinou se sdružují do skupin, identifikaci podléhaly celé skupiny. Skupiny skvrn jsou stabilnější útvary a i když může v průběhu času docházet ke změně jejich morfologie, jsou známy rekordní skupiny, které přečkaly i pět otoček Slunce. A protože skvrny jsou jen jedním z projevů sluneční aktivity a kolem nich se vyskytují i další nejen fotosférické jevy (fakule, flokule, spikule, chromosférická zjasnění atd.), začalo se těmto skupinám říkat aktivní oblasti (active regions -- AR).

Není nic jednoduššího, než když se nějaká aktivní oblast objeví na východním okraji Slunce, dát jí pořadové číslo. Tak to začali dělat např. v květnu 1874 v Královské Greenwichské observatoři (Royal Greenwich Observatory -- RGO) v Londýně. A protože to dělali velmi pečlivě a systematicky, stalo se číslo aktivní oblasti přidělené v Greenwich mezinárodně uznávaným identifikačním znakem aktivních oblastí. Do roku 1976, kdy přestalo být toto číslo na výsluní, udělili skupinám bezmála 2 400 000 čísel. Nutno podotknout, že číslování v Greenwich bylo trochu komplikovanější, než je nastíněný scénář, takže počet udělených čísel neodpovídá počtu spatřených aktivních oblastí. Toto číslo nemá žádný strop a odvíjí se dále skupinu za skupinou.

V USA začali s podobným počítáním v roce 1973 v Národním úřadu pro oceán a atmosféru (National Oceanic and Atmospheric Administration -- NOAA). Těžko říci proč, ale jejich čísla převážila čísla z Greenwich a používají se dodnes. NOAA číslo není závislé jen na jedné observatoři -- než je aktivní oblasti uděleno její číslo, musí být pozorována nejméně na dvou různých observatořích. Výjimkou je pozorování tzv. limbové erupce s jasnou návazností na vycházející skupinu, jež ještě nemusela být spatřena. V návaznosti na starší pozorování platí úzus, že NOAA číslo je pouze čtyřciferné. 14. června tohoto roku čtyři cifry přetekly -- po skupině NOAA 9999 by měla logicky následovat NOAA 10000, ale fakticky následuje NOAA 0000. Po dohodě bylo řečeno, že nuly předcházející platné cifře se budou v běžném použití vynechávat, zůstanou pouze pro počítačové zpracování. Tedy místo NOAA 0001 máme NOAA 1 atd.

Jak jsem již napsal -- může se stát, že skupina přežije více otoček. V číslování to nevadí, skupina prostě při každém svém návratu dostane nové číslo. A protože se jedná o výjimky, nikomu to nečiní problémy. To se stalo například na jaře loňského roku, kdy jedna obří a stabilní skupina přešla přes sluneční disk pod čísly 9393, 9433, 9461 a dokonce se ji podařilo zpětně ztotožnit i s číslem 9371, čili ve čtyřech otočkách po sobě.

A naši dva pozorovatelé sedící v zahradní restauraci si báječně rozumí, protože přesně vědí, o čem se baví. A o to jde u piva především, ne? :-)

Michal Švanda
 

Sluneční skvrny pouhým okem

Jak velké/malé musí být skupiny slunečních skvrn, abychom je mohli sledovat i bez dalekohledu? Odpovědí může být studie získaná v letech 1980 až 1992 britským amatérem Petrem Wadem.

 Ačkoli se pohled na Slunce nechráněným zrakem příliš nedoporučuje, mohou být výjimečně, za vhodných přírodních podmínek -- tenké mraky, mlha či kouřmo, registrovány skvrny již při pohledu neozbrojeným okem. Vhodné přírodní podmínky jsou však velmi nespolehlivé, proto je lépe provádět bezpečná a systematická pozorování Slunce s použitím vhodným pomůcek.

V roce 1980 začal autor tohoto článku používat dvoustupňový svářečský filtr, který při pozorování nakláněl tak, aby se dosáhlo jeho optimální hustoty a tedy i dostatečného zeslabení oslnivého slunečního disku. Tímto způsobem byla zajištěna možnost provádět regulérní pozorování Slunce pouhým okem, a v době od února 1980 do konce roku 1992 bylo takto získáno 2876 pozorování.

Kromě údajů o datu a čase obsahovalo každé pořízené pozorování také údaje o počtu a přibližné poloze spatřených slunečních skvrn, dále pak byly zaznamenávány i takové informace, jako je srovnání velikosti jedné skvrny se skvrnou jinou, možnost, že skvrna je ve skutečnosti dvojitá, a také jistota, se kterou byla skvrna skutečně spatřena. Takže, co je to skvrna viditelná pouhým okem?

Srovnávání vzhledu slunečního disku pozorovaného pouhým okem se současně prováděnými pozorováními dalekohledem umožnilo změřit velikost skvrn. Potřebná měření byla prováděna na 152 milimetrů velkém obrázku Slunce, promítnutém na stínítko skrze refraktor o průměru objektivu 73 milimetrů. Úhlové rozměry pak byly vypočítány pomocí naměřené lineární vzdálenosti na projekční ploše a známého aktuálního úhlového průměru slunečního kotouče.

Nejmenší jednoduché skvrny zachytitelné pouhým okem měly penumbru o průměru asi 25'' (přibližně 80 milióntin plochy sluneční polokoule). Tato hodnota je výrazně nižší, než teoretická rozlišovací schopnost lidského oka, ovšem musíme pamatovat na to, že viditelnost těchto skvrn byla umožněna velkým kontrastem s jasným slunečním diskem.

V několika případech byly zaregistrovány také skvrny, u kterých žádný individuální úhlový rozměr nedosahoval 25 úhlových vteřin. Ve skutečnosti se za touto "skvrnou"skrývala skupinka několika menších skvrn. Autor tedy usoudil, že skupina několika malých, hustě koncentrovaných skvrnek může při pozorování pouhým okem způsobit dojem jedné skvrny. Ve skutečnosti však musí být tento jev ještě složitější, protože některé z těchto "skvrn" byly v deníku popsány jako difúzní.

Jestliže měla skvrna úhlový průměr větší než 40'' až 50'' (něco málo přes 270 milióntin plochy sluneční polokoule), šlo zaznamenat skutečný rozměr, a bylo ji možno porovnat s jinou podobnou skvrnou a určit tak, zda je menší, či větší než druhá skvrna.

Úspěšné rozlišení dvoj- a vícenásobné skvrny pouhým okem bylo shledání závislým na několika faktorech: na jejich vzdálenosti, na relativní velikosti složek vícenásobné skvrny (skvrny stejné velikosti byly rozlišovány častěji) a na přítomnosti či absenci menších detailů mezi nimi (takové detaily činily rozlišení obtížnějším). Blízké skvrny na hranici rozlišitelnosti pouhým okem rozlišeny nebyly, jen byly zaznamenány jako protažené. Nejtěsnější rozlišený pár měl složky vzdálené 65'' od sebe, obecně však bylo zapotřebí vzdálenosti kolem 165 vteřin, aby byly skvrny rozlišeny jako dvoj- a vícenásobné.

Celkovou aktivitu sluneční činnosti charakterizujeme pomocí průměrného počtu slunečních skvrn, které jsou viditelné během určitého počtu dní -- tzv. střední denní frekvencí (Mean Dialy Frequency -- MDF). Stejným způsobem lze charakterizovat také sluneční aktivitu sledovanou pouhým okem. Výsledky, získané touto metodou během posledního jedenáctiletého cyklu sluneční aktivity, jsou znázorněny na obrázku.

Srovnání s obdobnými výsledky, charakterizujícími počet skupin slunečních skvrn viditelných pomocí 73-mm refraktoru (viz obrázek), naznačuje, že během sledovaného období došlo ke změně podílu skvrn, jež byly současně viditelné pouhým okem. V době kolem slunečního minima 1985-1987 byly skvrny viditelné pouhým okem podstatně vzácnější, zejména pak v letech 1986 a 1987. Během téměř celého pozorovacího intervalu činil podíl skvrn viditelných pouhým okem asi 10 procent, ovšem během minima kleslo jejich zastoupení na pouhá 3 procenta. Tato změna je znázorněna také jednoduchým grafem na obrázku. Stejný graf obsahuje zřejmě také náznak toho, že relativní zastoupení skvrn viditelných pouhým okem mírně klesá směrem k maximu sluneční aktivity.

K analogickým závěrům dospějeme, budeme-li srovnávat pozorování provedená pouhým okem s ostatními odhady celkové sluneční aktivity (např. s definitivními počty slunečních skvrn, publikovanými Sunspot Index Centrem v Bruselu). Protože jsou však autorem zjištěné střední denní frekvence systematicky nižší, než obdobná čísla uváděná jinými pozorovateli, výše uváděné procento zastoupení skvrn viditelných pouhým okem je nadhodnoceno. Srovnání se středními denními frekvencemi vede k těmto číslům: průměrně je asi 6 procent všech skupin slunečních skvrn viditelných pouhým okem; v době okolo minima sluneční aktivity pak tato hodnota klesá na slabá 2 procenta.

Pomocí kreseb Slunce prováděných současně s pozorováním bez dalekohledu byly určeny také "sluncegrafické šířky"jednotlivých skvrn sledovaných pouhým okem. Rozložení skvrn viditelných pouhým okem v různých šířkách pro každý rok znázorňuje obrázek. Je z něj patrné, že zatímco v letech 1980 až 1986 se skvrny vyskytovaly v nízkých šířkách, v roce 1986 jsme zaznamenali výskyt skvrn nového cyklu ve vyšších severních šířkách a v roce 1987 pak výskyt skvrn nového cyklu ve vysokých severních a jižních šířkách (již se zde nevyskytly žádné skvrny starého cyklu v rovníkových oblastech Slunce). Všeobecný pokles šířek skvrn je opět patrný v letech 1987 až 1992. Tyto závěry navíc můžeme srovnat s podobnými údaji, pořízenými z teleskopických pozorování všech skupin slunečních skvrn ve stejném časovém intervalu.

Peter Wade
Zdroj: The Journal of the British Astronomical Association 1994
 

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