:: 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

 

445. vydání (9.9.2002 )

Elektricky oblouk na zkratovanem vedeni... Seděl jsem u televize, myslel na blbosti a koutkem oka sledoval, jak moje dívka listuje časopisem Týden. V tom mi do oka padla temně černá dvoustrana s křičivým bílým nadpisem << Nebezpečná hra na tmu >> doplněná podtitulkem Obyvatele měst a vesnic terorizují bandy "zatemňovačů".

Hlavou mi proletěla -- nikoli kulka nýbrž -- myšlenka: Ach jo, za se někdo naváží do zákona o ovzduší, resp. do boje některých osvícenějších odborníků za rozumnou regulaci nočního osvětlení, které nám krade jemně třpytivé hvězdy a tmu, v níž se dá spát. Jenže ouha. Článek byl o "darkeřích" -- zatemňovačích.

Že jste o nich nikdy neslyšeli? Nejde o nic jiného než anonymní skupiny dobrodruhů, kteří zkratují spínače vedení vysokého napětí a několik sekund se pak kochají pohledem na oslnivě zářící elektrický oblouk. Ten často dosahuje výšky až několika metrů a za tmy může být vidět na vzdálenost i několika kilometrů. Jedinou nevýhodou je, že se část kovové konstrukce roztaví a samozřejmě dojde k výpadku elektrické energie... To vše pod pláštíkem boje proti Temelinu(!?).

Taky bych to chtěl vidět. Vždyť to musí být paráda. Světle modrý, lomený had olizuje kovové kontakty, kolem je cítit ostře ionizovaný vzduch a okolí ohlušuje kakofonický praskot. Tyhle jevy mne od malička fascinují... Raději si však počkám na náhodu. Akce darkerů totiž považuji za naprostou zhovadilost. Jsou to idioti, kteří si koledují o pořádný průšvih. Řadím je do stejné kategorie jako ochránce zvířat, kteří dělají atentáty na experimentální laboratoře, nebo pošahance, co střílejí na gynekology v rámci boje proti potratům. Nedejbůh aby je někdo začal spojovat s bojovníky za návrat hvězd.

Jiří Dušek

 

 

 

O nové hvězdě v galaxii M 31

Vážení čtenáři IAN, Jirka Dušek mě požádal, abych vám napsal něco o svém objevu pravděpodobné novy v galaxii M 31. Mám v plánu napsat podrobnější "discovery story", ale to až bude více času. Jelikož je dost často jasno, snažím se měřit jasnost jak této novy tak i provádět svůj stálý pozorovací program -- fotometrii a astrometrii komet. Dat je tolik, že je nestíhám zpracovávat a na ostatní už čas nezbývá vůbec... Takže tenhle textík vám píšu v noci přímo od dalekohledu...

 Asi vás zajímá, jestli to byl objev náhodný, nebo ne. Nebudu vás napínat - nebyl to náhodný objev. Měl jsem totiž s galaxií M 31 nevyřízený účet -- už před rokem jsem měl na snímcích novu, kterou v tom samém čase objevili astronomové z univerzity Berkeley pomocí KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope). Objev publikovali v IAUC, který byl vydán necelý den poté, co jsem pořídil snímky, na kterých se tato nova nacházela. Neměl jsem však žádné referenční snímky, se kterými bych tyto mohl porovnat a novu objevit. Právě tyto snímky mi však velice dobře posloužily nyní. Začátkem léta jsem se rozhodl, že čas od času pořídím sérii snímků okolí jádra M 31 a je jen otázkou času, kdy se podaří ostatní kolegy předstihnout:-)

No a povedlo se, a to hned na první sérii snímků (3x 60 sekund expozice) pořízené 3./4.8. 2002 pomocí 0.35-m dalekohledu CCD kamerou ST-6V přes R filtr. Nová hvězda se nacházela těsně u spodního okraje snímku, pouhých 8 pixelů od okraje (méně než 0.5').

Aby ale vše nebylo tak jednoduché, na již zmíněném referenčním snímku z roku 2001 se prakticky přesně v této poloze nacházela slaboučká hvězdička, jasností podobná této, ovšem těsně u limitu dosahu snímku. Existovala tedy možnost, že to žádná nova není, ale že jsem při první zběžné prohlídce tuto slabou hvězdu na referenčním snímku přehlédl. Stáhl jsem si proto všechny dostupné snímky z DSS I a II (digitalizovaná Palomarská přehlídka oblohy). Ani na jedné z 8 desek, které zachycují tuto oblast hvězdné oblohy, se v pozici této hvězdy nenachází žádný hvězdný objekt. Ale aby to zase nebylo úplně jednoduché, těsně vedle mnou určené pozice nové hvězdy je na jedné Palomarské desce zachycena slabá hvězdička s jasností přibližně R=20-21 mag. Poloha novy a této slabé hvězdičky se liší pouze o 3".

Kdo má s CCD pozorováním zkušenosti ví, že měřit pozice velmi slabých objektů navíc na velmi nerovnoměrném pozadí jasné galaxie není snadné a tak tu pořád ještě existovala možnost, že jde o tuto slaboučkou hvězdu, ovšem zachycenu v mnohem vyšší jasnosti. Takže se nabízela možnost, že se jedná o proměnnou hvězdu s velkou amplitudou změn jasnosti, například typu Mira.

 Začal jsem pátrat po všech dostupných katalozích proměnných hvězd, jejichž získání a prohlídka trvala víc jak týden. Výsledek byl negativní -- žádná známá proměnná hvězda se v této pozici nenachází. Takže nová proměnná je tady, jen je třeba zjistit, "co je to zač". Jako nejpravděpodobnější se mi jevily dvě možnosti, a to, že jde buď o novu nebo o Miridu (proměnná hvězda s velkou amplitudou změn jasnosti a periodou typicky kolem 1 roku, což vysvětlovalo, že je možná zachycena i na snímku pořízeném v roce 2001 a to podobně jasná).

Proti Miridě však hovořil fakt, že s výjimkou již zmiňované jedné desky z DSS není zachycena na žádné ze zbylých 7 desek, což, vzhledem k tomu, že byly pořízeny v letech 1953 až 1989 bylo krajně podezřelé. Dnes je již jisté, že ani na té jedné desce není tato hvězda zachycena, protože je již pořízeno značné množství snímků s mnohem vyšším dosahem než byl objevový snímek a pozice se skutečně liší o 3".

Pak mě napadlo si spočítat, jak jasná by byla Mirida v naší Galaxii nacházející se ve směru M 31 a v případě, že by se nacházela v galaxii M 31 samotné. Vycházel jsem z měření družice Hipparcos pro představitelku této skupiny proměnných hvězd Miru Ceti a toho, že směrem k M 31 je mezihvězdná extinkce malá. Během chvilky mi bylo jasné, že Mirida v naší Galaxii by byla podstatně jasnější a naopak kdyby se nacházela na k nám přivráceném okraji M 31 by byla asi 20x slabší než tato "nová hvězda".

Jak jistě víte, v období Perseid vládlo velmi nepříznivé počasí, takže další snímek této oblasti jsem získal až 16./17. srpna. Hvězda byla jen nepatrně slabší (asi o 5-10 procent), ale byla tam, takže byla definitivně potvrzena její existence a již nic nebránilo publikovat zprávu o objevu nové proměnné hvězdy na VSNETu.

Možná si kladete otázku, proč jsem s oznámením objevu tak dlouho čekal -- M 31 je velice často snímkovaný objekt, někdo jiný ji mohl objevit a oznámit objev dříve... Prostě proto, že si musím být 100 procent jistý. Splést se může každý, ale je potřeba toto riziko minimalizovat. Během dalších dvou týdnů rušil Měsíc a vysoká oblačnost (pokud vůbec bylo "jasno"), podařilo se mi pořídit několik snímků, na kterých byla hvězda na samé mezi dosahu, ale bylo zřetelně vidět, že zeslábla oproti okolním hvězdám o přibližně půl magnitudy. Takže definitivní potvrzení její proměnnosti ze snímků pořízených v reálném čase, nikoli pouhým porovnáním s archivními snímky.

Na observatoři Ondřejov pořídil na moji žádost snímky také Peter Kušnirák pomocí 0.65-m telskopu s CCD kamerou AP7 přes filtry V a R. Z těchto snímků se podařilo zjistit (i přes velmi špatné pozorovací podmínky -- vysoká oblačnost nasvícená Měsícem), že je tato hvězda výrazně červená. Během prvního zářijového týdne bylo pořízeno několik sérií snímků jak mnou v Lelekovicích tak i Peterem Kušnirákem v Ondřejově. Hvězda poměrně rychle slábne, což byl další důkaz, že se skutečně jedná o novu. Šestého srpna mi psal italský astronom Marco Fiaschi, že pořídil snímky za sice velice špatných podmínek, ale jasně ukazující, že tato hvězda je velmi jasná ve filtru propouštějícím záření spektrální čáry H-alfa. Právě tato spektrální čára je dominantní ve spektrech nov a supernov, tedy již prakticky není pochyb o tom, že se skutečně jedná o novu. K definitivnímu potvrzení pomocí spektrální analýzy by mělo dojít právě v tomto týdnu. Domluvil jsem s A. V. Filippenkem (astronom z Berkeley univerzity - kolega astronomů z týmu kolem KAIT), že se pokusí pořídit spektrum na třímetrovém Shane teleskopu na Lick observatory, kde má zaplacený pozorovací čas od 12. září. Právě dnes jsem mu posílal potřebné vyhledávací mapky a další údaje, které k tomuto pozorování potřebuje. Redakce IAN vás určitě bude o výsledku spektrální analýzy informovat.

Nezbývá tedy než doufat, že mu bude přát počasí a že nova do té doby příliš nezeslábne... V současné době je přibližně čtyřistatisíckrát slabší než nejslabší pouhým okem viditelné hvězdy na tmavé obloze, tedy zhruba sedmkrát slabší, než byla v době objevu.

S přáním temných a čistých nocí

Kamil Hornoch
 

Drobky ve vzdálených končinách -- díl první

Na přelomu srpna a září letošního roku uplynulo deset let od objevu prvního tělesa z Kuiperova pásu -- dosud nejvzdálenější domény ve výzkumu Sluneční soustavy. U příležitosti tohoto výročí uveřejňujeme seriál, který by měl shrnout naše dosavadní znalosti nejen o transneptunikcých objektech, ale i celé vnější oblasti Sluneční soustavy.

 Malá tělesa v meziplanetárním prostoru, jako jsou komety a planetky, představují zbytek materiálu, který zbyl v okolí Slunce po zárodečné pramlhovině. Mohou proto být klíčem k odpovědím na otázky, jak vznikla Sluneční soustava a jak se dále vyvíjela. Přestože již dnes máme poměrně dobrou představu o mechanismu akrece planet z materiálu zárodečného disku, některé detaily týkající se vzniku a vývoje zejména vnějších oblastí našeho planetárního systému je třeba ještě "doladit". Kuiperův pás představuje unikátní laboratoř pro testování našich hypotéz. A nejen to, jeho studium přináší řadu nových otázek, na které ještě odpovědi neznáme. Otevírá se zde nové pole výzkumu, a po deseti letech jsme nejspíše teprve na počátku.

Jedním z prvních, kteří nastínili možnost vzniku pásu těles za drahou Neptunu byl Keneth Edgeworth. Proto se někdy užívá označení Edgeworth-Kuiperův disk (E-K disc), ale poslední léta již převažuje název Kuiperův pás. V pracích z let 1943 a 1949 se zabývá vznikem a vývojem Sluneční soustavy -- na základě (z dnešního pohledu) jednoduchého matematického modelu obhajuje myšlenku vzniku akrecí ze zárodečného disku z plynu a prachu a vyvrací teorie vyvržení planet z materiálu Slunce. Jako logický důsledek akreční teorie je i vznik menších těles za drahou Neptunu -- bylo by neodůvodněné předpokládat, že zárodečný disk končí náhle za Neptunem. Materiál v těchto oblastech by měl spíše zvolna řídnout a dát vznik početnému pásu velmi malých těles.

Z Edgeworthova modelu vychází, že tempo akrece je tím pomalejší, čím delší je oběžná doba formujících se objektů -- a ta je v tomto pásu řádově stokrát delší než v pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem a tak autor uzavírá, že tato tělesa budou mnohem menší, než v té době známé planetky (což, jak dnes již víme, pravda není). Čas od času má být některé z těchto ledových těles vychýleno ze své dráhy, dostane se do vnitřních částí Sluneční soustavy a my ho pozorujeme jako kometu.

O dva roky později vychází kniha Astrophysics, mezi jejímiž autory figuruje i Gerard Kuiper. I ten přichází s hypotézou oblaku těles za Neptunem, jako důsledkem po vzniku našeho planetárního systému (dovolme si malou "fonetickou" odbočku: v angličtině se jméno Kuiper běžně vyslovuje jako kaiper, ale správná výslovnost by měla být koiper, neboť zmiňovaný byl Holanďan). Kuiper zřejmě Edgeworthův článek přehlédl a tuto myšlenku vyslovuje nezávisle. Ač původně nazývaný po obou autorech, dnes už se Kuiperův pás označuje častěji po svém druhém "prorokovi". Kdo ví, možná proto, že byl Kuiper astronomem všeobecně známějším, nebo prostě díky jeho jednoduššímu jménu.

Léta teorie a hledání
Vůbec první systematickou prohlídku vnějších oblastí Sluneční soustavy vedl ve 30. a 40. letech dvacátého století C. Tombaugh při pátrání po deváté planetě. Tombaughovo hledání bylo zaměřeno na oblasti v blízkosti ekliptiky s dosahem do 17 magnitud a kromě objevu Pluta v roce 1930 žádné další těleso nenalezl. Ani hypotetické Trojany planety Saturn (objekty v libračních bodech soustavy Slunce -- Saturn, nacházející se 60 stupňů před a za Saturnem) se mu nepodařilo detekovat (prví Trojan Jupitera byl objeven v roce 1906).

V 70. a 80. letech, tak, jak se vyvíjela počítačová technika, bylo možné provádět stále náročnější a rozsáhlejší simulace transportu těles z hypotetického Kuiperova pásu směrem ke Slunci, kde se z nich stávají krátkoperiodické komety. Hlavními argumenty pro tyto studie byly vlastnosti drah komet s oběžnými dobami menšími než 200 let -- tzv. krátkoperiodických:

  1. Oběžné doby většiny (tehdy i dnes) známých krátkoperiodických komet jsou kratší než 15 let (pro 100 ze 120 komet).
  2. Jejich dráhy mají nízké sklony k ekliptice a většina je prográdních, tj. obíhají ve stejném smyslu, jako planety.
  3. Perihelia a afelia těchto drah leží v blízkosti roviny ekliptiky.
Všechna tato fakta (jak uvidíme dále) naznačují, že na vzniku krátkoperiodických komet se významně podílejí vnější obří planety. To samo o sobě ale pro existenci Kuiperova pásu nesvědčí. Dlouho se například věřilo, že krátkoperiodické komety mohou vznikat při blízkých setkáních s obřími planetami z komet dlouhoperiodických, které k nám přilétají z mnohem větších dálek, z Oortova oblaku komet, který obepíná Sluneční soustavu ve vzdálenostech 50 až 100 tisíc astronomických jednotek (dlouhoperiodické komety mají sklony drah úplně náhodné, takže tato obálka by měla být kulová). Pes byl zakopán jinde -- pravděpodobnost takového setkání je velmi malá a abychom vysvětlili pozorovaný počet komet krátkoperiodických, museli bychom tu mít obrovskou populaci přilétávajících dlouhoperiodických komet -- tisíckrát až desettisíckrát více, než kolik jich skutečně pozorujeme! Navíc by se sklony drah takto vzniklých krátkoperiodických komet příliš nelišily od sklonů těch dlouhoperiodických, takže bychom tu měli jak prográdní, tak retrográdní krátkoperiodické komety.

Naproti tomu dostatečně hustý disk komet na transneptunických drahách, neustále narušovaný gravitačními poruchami velkých planet, vyhovuje lépe. Neobvyklé těleso, obíhající mezi drahou Saturnu a Uranu - planetka Chiron o velikosti 100 km, kterou objevil Charles Kowal 18. října 1977 -- do tohoto schématu rovněž dobře zapadlo. Mohlo by jít o jakýsi přechodný stupeň mezi objekty Kuiperova pásu a kometou.

Krátkoperiodické komety přibývají ve Sluneční soustavě tempem řádově jedna kometa za 100 let (samozřejmě stejnou rychlostí i ubývají -- padají do Slunce, srážejí se s planetami, rozpadají se vlivem slunečního záření -- proto jejich populace zůstává přibližně stejná). Takto rychlý přísun těles (ano, z astronomického hlediska je to poměrně rychlý proces) vyžaduje, aby v oblasti velkých planet existovala dostatečně velká "zásobárna", ze které budou doplňovány (nemluvě o Kuiperově pásu, který musí živit tuto zásobárnu) -- odhadem asi 105 komet. Chiron pak představuje špičku ledovce. Z pozorování komet je navíc již dlouho známo, že jejich rozdělení podle jasností se řídí přibližným vztahem log N(H) ~ Hk (logaritmus počtu komet N s absolutní jasností menší než H je úměrný k-té mocnině H). Pokud tato závislost platí v celém rozsahu magnitud, potom mezi 105 kometami jasnějšími než H=16 mag (nejslabší známé komety) budou mít největší objekty absolutní jasnost mezi 3,5 až 7,7 mag. Takže existence Chironu, jenž má H=7,0 mag není překvapující.

Tombough a Kowal nebyli jedinými, kteří se pokusili transneptunické objekty nalézt. Uveďme alespoň stručný přehled všech těchto neúspěšných prohlídek:

  • Tombough v letech 1929 až 1945 prohledal 19500 stupňů čtverečních v oblasti ekliptiky do limitní jasnosti 16 mag. Objevil pouze planetu Pluto (14 mag). Ve stejné době snímkoval i 25500 stupňů čtverečních do 15,5 mag a 28000 stupňů čtverečních do 13,5 mag, bez výsledku. V letech 1939 -- 1940 prohledal 1530 stupňů čtverečních v oblasti ekliptiky do 17,3 mag.
  • Kowal snímkoval 6400 stupňů čtverečních v oblasti ekliptiky do 20 mag v letech 1976 -- 1985. Objevil planetku (Kentaura) Chiron (18 mag).
  • Luu a Jewitt v roce 1987, 297 stupňů čtverečních pomocí Schmidtovy komory do 20 mag, dále 0,34 stupňů čtverečních do 24 mag. pomocí CCD.
  • Levison a Duncan v letech 1988 -- 1989, 4,9 stupňů čtverečních do 22,5 mag.
  • Další, již méně významné prohlídky uskutečnili Cochranové a Torbett v roce 1991 a Tyson a další v roce 1992.
Jejich nezdar spočíval především v příliš jasné mezní hvězdné velikosti nebo malé oblasti, která byla prohledávána (nebo obojí). Limitní janost udávaná u těchto prohlídek neznamená, že objekt dané jasnosti bude vždy objeven. Většinou se volí tak, že existuje padesátiprocentní pravděpodobnost odhalení tělesa o dané jasnosti na snímcích. Mohlo by se zdát, že neúspěšné prohlídky jsou bezcenné a nemají informační hodnotu, ale není tomu tak. Umožňují totiž omezit závislost počty a rozměry hypotetických těles, jak uvidíme dále.

V roce 1993 přicházejí astronomové M. Holman aj. Wisdom z Massachusetts Institute of Technology s rozsáhlou simulací, která si klade za cíl stanovit doby, po které jsou objekty na různých drahách mezi velkými planetami schopny vydržet, než dojde k jejich blízkému setkání s nějakou planetou (dráhy těchto malých těles se zvolna mění díky gravitačnímu působení planet) a jsou vyslány do vnitřních oblastí Sluneční soustavy jako kometa, nebo naopak vyvrženy ven. Z těchto dob můžeme odvodit množství těles, které se v daných oblastech vyskytují -- čím delší je jejich životní doba, tím větší populaci lze očekávat.

Životní doby, které vidíme na obrázku, jsou jen orientační a v žádném případě neznamenají, že po daném čase bude těleso z oblasti vyvrženo. Některé částice v simulaci "přežily" po celou dobu výpočtu (800 milionů let), žádná z nich ovšem nezažila blízké setkání s některou z planet dříve, než udává graf. "Vrcholky" v zobrazené závislosti, které odpovídají svou polohou poloosám drah velkých planet, představují objekty, které byly zachyceny v libračních oblastech těchto planet (Trojané Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu).

Nejdelší životní doby vykazují částice za drahou Neptunu. To posiluje hypotézu možné existence Kuiperova pásu, a navíc i zde jsou patrné oblasti, jejichž životní doby jsou kratší. A právě odtud by k nám mohly přilétat krátkoperiodické komety.

(pokračování příště)
Petr Scheirich
 

Meteorické krátery v Estonsku

Jedna z nejzajímavějších věcí, s kterou se můžete potkat v estonské přírodě, jsou meteorické krátery v Kaali. Najdete je na ostrově Saaremaa, osmnáct kilometrů severovýchodně od města Kuressaare.

 První badatelé považovali největší kráter s jezírkem uprostřed za prohloubeninu vulkanického původu nebo díru vzniklou rozpuštěním vápence, sádry nebo soli. Podle jiné hypotézy se zde nacházela starobylá pevnost, jejíž zdi ohrazovaly přírodní jezírko sloužící jako zdroj vody případným obráncům. Pevnost se v blízkosti kráteru opravdu v minulosti nalézala, ale kráter je ve skutečnosti výsledkem kosmické katastrofy. Meteorický původ jako první naznačil J. Kalkun-Kaljuvee v roce 1922.

Tuto myšlenku pak v roce 1928 podpořili přírodovědci Alfred Wegener a Ivan Reinwald. V roce 1937 Ivan Reinwald shromáždil třicet fragmentů meteorického železa nalezeného v kráterech v oblasti Kaali. Analýza fragmentů ukázala, že těleso, které dopadlo do této oblasti, náleží k nejčastějšímu typu železných meteoritů. Množství železa bylo 91,5 procent a niklu 8,3 procent.

Struktura kráterů a rozptýlení meteorického materiálu naznačují, že meteorit dopadl z východoseverovýchodu pod úhlem 45 stupňů. Počáteční hmotnost meteoritu mohla být 400 až 10000 tun, při dopadu pak 20 až 80 tun. Rychlost před vstupem do atmosféry byla 15 až 45 km/s, dopadová rychlost se pohybovala mezi 10 až 20 km/s. Při průletu atmosférou se meteorit zahřál a rozpadl na několik kusů ve výšce pět až deset kilometrů. Po dopadu vznikl hlavní kráter o průměru sto deset metrů a hloubce dvacet dva metrů a nejméně osm okolních kráterů a průměrech 12 až 40 m a hloubkách jeden až čtyři metry.

Krátery a jejich valy neobsahují mořské usazeniny, takže musely vzniknout až po té, co se oblast vynořila z moře. Exploze rozptýlila do vzduchu mnoho jemných částeček zeminy a skály, jejichž tavením vznikly skleněné kuličky -- tektity. Ty byly nalezeny v usazeninách močálů a jezer v blízkosti kráterů. Stáří vrstev usazenin s tektity je 7500 až 7600 let, což je s nejvyšší pravděpodobností i stáří kráterů v Kaali.

Člověka toto místo přitahovalo už v dávné minulosti. Archeologické nálezy svědčí o opevněném hradišti, které se nacházelo na východním valu hlavního kráteru. Stáří nálezů se odhaduje až na 2600 let. Také se považuje za docela pravděpodobné, že katastrofa v Kaali je odražena v mytologii a folklóru severních národů.

Martin Tomášek
Zdroj: Text a fotografie převzaty z brožury vydané Meteoritic Commission of Estonian Academy of Sciences, event. internetu. Moje vlastní fotografie se bohužel příliš nevyvedly, možná někdy příště.
 

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