38. číslo, pondělí 23. února 1998 21:00


 

 

Obsah zpráv:
Zatmění je přede dveřmi
Co nás čeká ve čtvrtek 11. srpna 1999?
Co chová Tarantule ve svém srdci?
Věčný Voyager 1
Poznámky k lidskému oku

Rubriky:
Čtivo: F. Koukolík, Oka-mžikem

Zvláštní příloha:
Za úplným zatměním Slunce
Žeň objevů 1995 a 1996 (J. Grygar)
Dobrý den, sousede (J. Dušek, M. Eliáš, P. Gabzdyl)
Skleněné oči světa (R. Novák)
Vítejte na Marsu (M. Grün, P. Jakeš, Z. Pokorný)
Co oči nevidí (J. Grygar, M. Grün)
Zprávy z kosmonautiky (M. Grün)
Fyzika hvězd (Z. Mikulášek)
 
 

Všechny čtenáře IAN upozorňujeme, že ve čtvrtek 26. února připravujeme mimořádné, průběžně doplňované vydání věnované úplnému zatmění Slunce ve Venezuele!
 
 
 
 
Foto archiv IANÚterý 24. února 10.25: 
 
Dnes t.j. v pondeli 23. 2. jsme byli v Don Bosco, na misii nedaleko Carrasquero, kde bude pozorovaci stanoviste. Vybalili jsme pristroje z beden. Ulevilo se nam, ze jsme nic nezapomneli doma. Vybrali jsme velice hezke misto na pozorovani pod palmami. Krome nasi vypravy z Upice jsou v Don Bosco jeste kolegove z Tatranske Lomnice vedeni dr. Rusinem, Indove z Bangalore vedeni dr. Singhem. To  je z vedeckych expedic vse. Ostatni jsou na jinych stanovistich. Je treba pochvalit COVESOL, coz je organizacni vybor zatmeni, za vynikajici organizaci. Mame pridelenou skupinku studentu, kteri se o nas fantasticky staraji. Na pozorovacim miste je vse OK, doprava z Maracaiba univerzitnim autobusem. Vzhledem k  tomu, ze autobus do Don Bosco jezdi kazdy den, rozhodli jsme se zustat v Maracaibu v nasem hotelu. Zitra mame naplanovany vylet na Sinamaicu, kde ziji indiani tradicnim zivotem v domech na kulech. Pak snad koupani na plazich. Ve stredu nas ceka doustaveni pristroju a tiskovka v Don Bosco. Ve ctvrtek to hlavni - zatmeni. Drzte palce 

Zdravi Eva, Marcel, Lada a Tomas 

P.S. Co se tyce telefonu. Bude to asi problem, protoze pokud nebude mozne zavolat z misie, pak se vratime do Maracaiba nejspis dele nez o pulnoci SEC. 

 
Zatmění je přede dveřmi
 
V pátek odpoledne nám přišla další e-mailová zpráva z Venezuely od čtveřice úpických astronomů Evy Markové, Marcela Bělíka, Ladislava Křivského a Tomáše Sýkory: "Tentokrat se jiz nachazime v Maracaibu, cca 60 kilometru od pozorovaciho stanoviste na misii Don Bosco. Cesta z Caracasu do Maracaiba trvala vice nez deset hodin. Nastesti jsme jeli klimatizovanym autobusem. Bydlime v hotelu Kristoff, coz je sice velice luxusni hotel, ale majitel je puvodem ze Mapa archiv IANSlovenska, takze nam udelal krasnou cenu. ... Pres veskera varovani jsme vcera vecer vyrazili do mesta. Byl to zazitek. Akorat kdyz jsme sli po jedne hlavni tride, prepadli lekarnu, zvonek poplasneho zarizeni byl slyset hodne daleko. Za chvili tam byla policie a vsechny okolo -- krome nas -- pokladali pod pistolemi na zem. ... Co se tyce telefonovani, je to zhola nemozne. Vzhledem k tomu, ze ten satelitni telefon nedopadl a telefony odsud jsou velice drahe, asi nebude mozne po zatmeni ihned zavolat. Na pozorovacim stanovisti e-mail nebude, jelikoz je to misie bez normalniho spojeni. Ozveme se opet, jak jen to bude mozne."
Jak je vidět, všechno jde zcela podle plánu. V sobotu večer úpičáci navštívili místní karneval a dnes se vydali na pozorovací stanoviště. Zmíněná misie se nachází asi uprostřed přiložené mapy. V ní je také tlustou čárou vyznačen střed pásu totality, tenkou pak její jižní okraj. I přesto, že se nám s expedicí podaří navázat kontakt pravděpodobně až v průběhu víkendu, chystáme pro vás ve čtvrtek speciální vydání Instantních astronomických novin. První se objeví již dopoledne. V průběhu dne, pokud nám to naše Kresba ABCNewspřipojení umožní, bude průběžně doplňováno. Klasickou podobu IAN pak připravíme až někdy o půlnoci, po skončení zatmění.
A jaké bude ve Venezuele počasí? Nyní je v Maracaibu polojasno, teplota 25 stupňů Celsia. Obdobně, jak dokumentuje přiložený obrázek ze servisu ABCNews, by mělo být i v následujících dnech. Držme proto všem pozorovatelům palce!
 
 -- jd --
obsah
 
 
Zatmění ve Venezuele je pro většinu z nás z pochopitelných důvodů nedostupné. Naštěstí již příští rok podobný úkaz navštíví i střední Evropu: 
  
Co nás čeká ve čtvrtek 11. srpna 1999? 
 
Poslední úplné zatmění Slunce dvacátého století začne asi tři sta kilometrů jižně od Nového Skotska, kde se měsíční stín poprvé dotkne Země v 9.31 světového času. U terminátoru, hranice světla a stínu, bude mít pás totality šířku necelých padesát kilometrů. Kdybyste se nacházeli v jeho středu, trvalo by úplné zatmění jen 47 sekund, naši nejbližší hvězdu byste však našli těsně nad obzorem. Následujících čtyřicet minut se Mapka NASAbude stín pohybovat severním Atlantikem. V 10 hodin 10 minut světového času narazí na malé souostroví Scilly u jižního cípu Anglie. Zde bude Slunce již čtyřicet pět stupňů vysoko nad obzorem, šířka pásu, odkud je možné sledovat úplné zatmění, vzroste na 103 kilometrů a jeho časová délka na dvě minuty. Východní okraj plného stínu poletí po zemském povrchu rychlostí 0,91 kilometru za sekundu. O minutu později dosáhne Cornwallský poloostrov, za další čtyři minuty pak zatmění spatří na jednu minutu a třicet devět sekund obyvatelé města Plymouth. Londýn se představení nezúčastní. Maximální zakrytá část slunečního disku bude mít z hlavního města Velké Británie velikost "jen" 0,968. V 10.16 opustí stín Anglii a rychle přeletí přes průliv La Manche. Normandské ostrůvky Guernsey a Jersey pro svoji jižní polohu o něj přijdou (0,995), severněji položený Alderney má však jeden a půlminutové show jisté. Jižní okraj plného stínu se dotkne Normandie v okamžiku, kdy jeho severní opustí Anglii. Následující čtyři minuty bude putovat francouzským venkovem -- jeho jižní okraj projde asi třicet kilometrů severně od Paříže. Odtud bude možné sledovat maximální zákryt slunečního disku (0,992) v 10.23 světového času. 
Severní okraj stínu navštíví jižní oblasti Belgie, Lucemburska a Německa, střed pásu totality pak perlivý kraj Champagne. Zdejší velké město Metzy tak získá 2 minuty a 13 sekund tmy (10.29 UTC). O chvíli později opustí výsostné území Francie a vstoupí přes Rýn do Spolkové republiky Německo. Severně od trasy najdete Frankfurt, který bude za příznivého počasí sledovat zákryt o velikosti 0,979, zatímco obyvatelé Stuttgartu v centru totality se mohou těšit na zatmění dvě minuty a sedmnáct sekund dlouhé. Přesně v 10:35 světového času bude odtud Slunce 55 stupňů nad obzorem. Pás úplného zatmění bude mít šířku 109 kilometrů a stín se bude po povrchu pohybovat rychlostí 0,74 km/s. Ačkoli Mnichov leží dvacet kilometrů jižně od středu, také toto dvoumilionové město získá na více než dvě minuty příležitost pokochat se jedním z nejhezčích přírodních úkazů. Mnichované si jen mohou přát, aby měli jasno. V 10:41 stín opustí Německo a přes východní Alpy "anektuje" Rakousko. Hlavní město Vídeň má tentokrát smůlu, leží čtyřicet kilometrů severně od pásu a tak odtud bude Slunce zakryto jen z velké části 0,991. 
V Praze jsme úplné zatmění pozorovali naposledy 12. Května roku 1706. Ani tentokrát to nevyjde. "Ušetřena" bude bohužel celá Česká republika. Z velkých měst na tom budou nejlépe České Budějovice, které se mohou chystat na zákryt o velikosti 0,98 v 10.43 světového času, tj. o tři čtvrtě na jednu času letního. 
Severní okraj stínu přejde poté severovýchodní část Slovinska a v 10:47 vstoupí do Maďarska. V oblasti úplného zatmění najdete celý Balaton. No nebude to krásné? Turisti se budou čvachtat ve špinavé teplé vodě a najednou jim na dvě minuty a dvacet dva sekundy nad hlavami zmizí Slunce (10:50 UTC). Stejně jako Vídeň i Budapešť leží příliš severně (0,991). Jak bude stín opouštět zemi guláše a čardáše, "lízne" sever Jugoslávie a vstoupí do Rumunska. Za čtvrt hodiny, v 11.07, budou sluneční koronu (samozřejmě s patřičnými filtry) sledovat po dvě minuty a dvacet dva sekund i obyvatelé hlavního města Bukurešti. Odtud se podél rumunsko-bulharských hranic vydá na Černé moře. Severního pobřeží Turecka se dotkne v 11.21 světového času. 
 
Mapa NASA
 
Bývalou Osmanskou říši přesekne diagonálně (Ankara leží 150 kilometrů jižně od trasy). V 11:45 přejde jihovýchodní hranici se Sýrií a záhy vstoupí do Iráku. Tehdy bude Slunce asi padesát stupňů vysoko a úplné zatmění bude trvat dvě minuty a pět sekund. Bagdád však přijde zkrátka, leží více než dvě stě kilometrů na jih. Se vstupem do Iránu se stín bude asi půl hodiny pohybovat jen minimálně obydlenými horami a pouštěmi. Severně položený Teherán s devíti miliony obyvatel bude pozorovat zákryt jen z asi 95 procent. Ve 12.22 vstoupí stín do Pákistánu a dotkne se též pobřeží Arabského moře. V Karáčí bude tehdy Slunce asi dvacet stupňů nad západním obzorem a zmizí na 73 sekund. Pás totality se zúží na 85 kilometrů a rychlost stínu vzroste na dva kilometry za sekundu. Poslední stát, ze kterého lze zatmění spatřit, bude Indie, kam vstoupí ve 12.28 světového času. Tak, jak bude výška Slunce nad obzorem klesat, bude se zároveň rychlost pohybu stínu po povrchu zvětšovat (délka zatmění tudíž zkracovat) a současně se bude zužovat i šířka pásu. S posledním úplným zatměním tohoto milénia se rozloučíme v Bengálském zálivu. Zemi opustí v 12.36 světového času. 
Celková délka zatmění, resp. jeho letu z jedné strany zeměkoule na druhou, bude trvat tři hodiny a sedm minut. Délka trasy je přibližně tisíc čtyři sta kilometrů a představuje vzhledem ke své šířce pouhé dvě desetiny procenta zemského povrchu. 
  
Podle materiálů NASA sestavil Jiří Dušek.
 
obsah
 
 
 
Foto archiv IANCo chová Tarantule ve svém srdci?

Lycosa tarante, pavouk z čeledi slíďákovitých, obývající pustiny v okolí Středozemního moře, česky zvaný tarantule, má věru špatnou pověst. Nejspíš za to může jeho nevábný zjev -- jeho dlouhé zahnuté nohy jsou obrostlé tmavými chlupy, srstnaté je i tělo, které leckdy dosáhne úctyhodných 30 mm. Většina lidí na tarantuli pohlíží s ošklivostí a strachem. Stále je ve střehu, a kdy skočí zakousne do nich svá hrozitánská kusadla plná smrtícího jedu. Jejich obavy jsou však zbytečné. Tarantule, pokud skočí, pak jen dopředu, a kousne-li člověka, pak mu přivodí jen neškodný svědivý otok, který sám během několika minut splaskne. Rozhodně tedy nemusí pro záchranu svého života začít tančit tarantelu, jak to zhusta činili uštknutí nešťastníci ve středověku.
V současnosti se karta obrací: z obávaných hmyzích predátorů -- tarantulí -- se stávají oblíbení domácí mazlíčkové, jimiž se chlubí kdejaký terarista. Málokterý z chovatelů však ví, že jeho miláčkům byl už před více než čtyřmi miliony let postaven pomník v nadživotní velikosti. Tento pomník překonává svou předlohu co do velikosti celkem 60 000 000 000 000 000 000krát. Ano, řeč je o Tarantuli, gigantické mlhovině složené převážně z ionizovaného vodíku. Můžete ji spatřit i pouhýma očima. Chce to jen dostatečně temnou noc a letenku někam na jižní polokouli nebo alespoň k rovníku. Tarantule se totiž nachází v naší sousední galaxii, ve Velkém Magellanově oblaku (VMO), a ten je jak známo ve velice jižním souhvězdí Mečouna (slovensky Mečiara).
Pozorovatelé, kteří měli tu čest Tarantuli na vlastní oči spatřit, ji popisují jako mlhavou skvrnu o průměru nějakých 15 úhlových minut, která září jako hvězda 4. velikosti. Řeknete si možná, že to není nic moc, stačí si však uvědomit, že je od nás vzdálena bratru 170 000 světelných let. Kdybychom si ji prohlíželi ze vzdálenosti mlhoviny v Orionu, pak by její průměr činil 30 stupňů a svítila by jak několik Venuší najednou.
První zmínka o mlhovině, později nazývané Tarantule, pochází od francouzského astronoma Nicolase Louise de Lacailla (1713-62), člena pařížské Akademie věd. Tento pozoruhodný muž podnikl v letech 1750-4 expedici na mys Dobré naděje v Jižní Africe. Zde mj. změřil polohu 10 000 hvězd jižní oblohy, zavedl v této oblasti čtrnáct zbrusu nových souhvězdí. Za své zásluhy byl nazván "otcem jižní astronomie". Ve svém katalogu, který vyšel až po jeho smrti v roce 1775 o mlhovině ve VMO píše, že objekt se v jeho dalekohledu o průměru 12 milimetrů(!) podobá 47 Tukana, ale je slabší. Připomeňme, že 47 Tuc není hvězda, ale druhá nejjasnější kulová hvězdokupa na obloze…
 

Velký Magellanův oblak na nebi zabírá několik stupňů. Při pohledu bez dalekohledu připomíná odtrhnutou část Mléčné dráhy. Na jeho východním okraji (vlevo) je nápadná hvězdokupa označovaná 30 Doradus. (Foto REO/AAO)
 
O 72 let později pozoroval Tarantuli jiný významný astronom --  sir John Frederick William Herschel (1792-1871), syn zakladatele hvězdné astronomie a objevitele planety Uran, William Herschela. Mlhovinu popsal jako nepřehlednou změť různě vyvinutých smyček vybíhajících centra velké spirály. V kresbě pro svůj katalog objektů v Magellanových mracích zřetelně zachytil podlouhlé, severojižně orientované tělo mlhoviny, z něhož se odvíjela řada smyček. Ty někomu připomínaly tu katovskou oprátku, tu rekvizitu romantických milenců 19. století, tzv. "uzlíček lásky".
Ani John Herschel, ani další pozorovatelé nepochybovali, že tu jde o skutečnou mlhovinu z plynu a prachu. K záření ji nepochybně budí záření mnoha stovek hvězd, které jsou do její centrální části vnořeny. Jde o členy husté a bohaté hvězdokupy, nazývané 30 Doradus nebo NGC 2070, se spoustou jasných a horkých hvězd. Spojení hvězdokupy, jejíž nejjasnější členové dosahují až 12. velikosti, s bizardní mlhovinou je nadmíru působivé. I menšími přístroji, je dobře patrná vláknitá struktura mlhoviny. Vhodně exponované fotografické snímky mlhoviny ale ukáží ještě mnohem více. Je zde zjevná severojižní příčka jdoucí hvězdokupou 30 Dor, z níž vybíhá několik dlouhých, zakřivených vláken podobných nožičkám kraba či tarantule. Pohled je to velmi dynamický a dramatický. Člověk má pocit, že se to stvoření na obrázku musí už už pohnout... Není proto divu, že se pro zmíněnou mlhovinu tak rychle vžil její neoficiální název -- Tarantule.
 
Mlhovina Tarantule ozdobená supernovou. První snímek byl pořízen v roce 1984, druhý asi dva týdny po explozi supernovy 1987A (únor 1987). (Foto Anglo-Australian Observatory,  David Malin)
 
Dnes víme, že mlhovina Tarantule je jen vnitřní, nejjasnější součástí mnohem většího komplexu ionizovaného vodíku -- obří oblasti H II. Odhaduje se, že obsahuje asi 800 000 slunečních hmotností ionizovaného vodíků a je tak největší oblastí H II v celé Místní skupině galaxií. Neuspořádaný a zlomkovitý charakter neumožňuje stanovit nesporné hranice celého komplexu, všeobecně se však soudí, že její charakteristický průměr je kolem 3000 světelných let.  Na pozemské obloze  se ze vzdálenosti 170 000 světelných let něco takového jeví jako objekt o průměru jednoho stupně. Vlastní Tarantule má rozměr 750 světelných let a na obloze zaujímá plochu čtvrtiny měsíčního úplňku.
Tarantule ve svém srdci chová hustou hvězdokupu o průměru 150 světelných let (3'), v jejímž centru se nachází pozoruhodně jasný objekt označovaný jako Radcliffe 136 (R 136). Ten má průměr 10 úhlových vteřin, což odpovídá už jen osmi světelným rokům. Radcliffe 136 je nejhustější a nejbohatší hvězdokupa, kterou známe.
Životní cyklus velmi bohatých otevřených nebo kulových hvězdokup lze rozdělit do tří etap. Fáze zrodu takovéto hvězdné skupiny je charakterizována hojnou a nepravidelnou ztrátou látky nově zrozenými hmotnými hvězdami, jež je vypuzována do okolí hvězdokupy. Gravitační pole soustavy se dramaticky mění, což vede k silnému promíchávání hvězd a změně vzhledu systému v průběhu několika milionů let.
 
Centrální část 30 Doradus, včetně husté hvězdokupy R 136, v podání Hubblova kosmického dalekohledu a jeho Wide Field and Planetary Camera. I když se nachází 170 tisíc světelných let daleko, fantastické schopnosti této observatoře umožnily rozlišit detaily malé jen 25 světelných dní. (Foto STSI)
 
Pak ovšem následuje druhá,  mnohem delší fáze trvající 5 až 10 miliard let, během níž se hvězdokupa velmi pomalu vyvíjí. Blízká setkání členů hvězdokupy vede k tomu, že některé hvězdy jsou doslova vystřelovány mimo hvězdokupu, zatímco zbytek hvězdokupy se stále více shlukuje. Nejblíže ke středu se přitom zabydlují ty nejhmotnější hvězdy, směrem centru průměrná hmotnost hvězd klesá. Naprostá většina známých a dobře prozkoumaných kulových hvězdokup se nachází právě v této fázi.
Poslední fáze vývoje je opět dramatická -- v důsledku zahušťování jádra zde dochází k stále častějším setkáním hvězd, což zvyšuje tempo vypařování hvězd ze soustavy a vede k dalšímu katastrofickému houstnutí zbytku. Prostorová hustota hvězd zde během astronomicky velmi krátké doby může narůst na sto až tisícinásobek. Co bude následovat pak, suď Bůh a teoretici.
Hvězdokupa NGC 2070 nepochybně prochází první fází vývoje, pro niž je příznačná ztráta látky z hvězd a strukturní nepravidelnosti spojené s výraznými poruchami v průběhu gravitačního pole. Na rozdíl od všech ostatních kulových hvězdokup a bohatých otevřených hvězdokup je NGC 2070 asymetrická a jeví chomáčovitou strukturu, pouze v centrální části hvězdokupy, v oblasti o průměru 10 úhlových minut kolem R 136 vidíme malé, víceméně sférické husté jádro hvězdokupy.
Nejjasnějšímu objektu centrální části hvězdokupy, označovanému zpravidla R 136, bylo přisouzeno i číslo ve hvězdném HD katalogu -- HD 38 268. Také byl za hvězdu považován. Asi tak před dvaceti lety, kdy jsme se naučili pořizovat snímky s dostatečně velkou rozlišovací schopností, se ukázalo, že objekt R 136 ve skutečnosti sestává nejméně ze tří víceméně bodových objektů, z nichž daleko nejsilnější je R 136a. Pozorování uskutečněná na palubě speciální ultrafialové družice IUE na počátku osmdesátých let v místě R 136a odhalila nezvyklý, 60 000 kelvinů horký objekt, z něhož do prostoru vál mimořádně silný hvězdný vítr o rychlosti 3500 km/s.  Jedním z možných vysvětlení bylo, že se tu setkáváme s tělesem zcela nového typu, se superzářivou nadhvězdou o hmotnosti cca 2500 Sluncí. Existence takto hmotné hvězdy ovšem zcela protiřečí současné teorii hvězdné stavby. Podle toho, co o hvězdách víme, by se musela taková hvězda v důsledku nesmírně vysokého tlaku záření takřka okamžitě rozplynout. Ve skutečnosti by se ani neměla zformovat, protože hned poté, co se v jádru takové budoucí hvězdy zažehnou termonukleární reakce, začne hvězda produkovat tolik záření, že se jím dosavadní pád okolního zárodečného materiálu na rodící se hvězdu zcela zastaví.
 
  Ještě jednou R 136. Hvězdy označené červenými kroužky na pravém snímku jsou pravděpodobně stokrát hmotnější než Slunce. Úsečka vespod černobílého obrázku ukazuje jednu úhlovou sekundu na obloze, což je typický rozlišovací limit pozemských dalekohledů. (Foto NASA/NOAO.)
 
Myšlenka nadhvězdy byla však natolik lákavá, že proti ní ani ty nejpádnější argumenty ze strany teoretiků nic kloudného nesvedly. Trvalo celé desetiletí, než se ji podařilo definitivně vyvrátit. Zasloužila se o to zejména skvrnková interferometrie, zvláštní pozorovací metoda umožňující velmi vysoké rozlišení i při pozorování skrz zemskou atmosféru.  Snímky takto pořízené, stejně jako snímky exponované za mimořádně příznivých atmosférických podmínek, jasně dokázaly, že zmíněný R 136a je ve skutečnosti mnohonásobný objekt, je to soustava složená z mnoha vzájemně blízkých hvězd.
Pak přišel počátek roku 1990 a s ním fascinující obrázky z Hubblova kosmického dalekohledu, které odhalily fakt, že R 136a není nic jiného než extrémně husté jádro hvězdokupy s nečekanou spoustou neobyčejně horkých a hmotných hvězd. Najdete tu i hvězdy spektrálního typu O3, který přísluší těm nejzářivějším, nejteplejším a nejhmotnějším hvězdám spalujícím ve svém jádru vodík. Tyto nestabilní, krátce žijící hvězdy mají hmotnosti dosahující 100 Sluncí.
Ve hvězdokupě v srdci Tarantule najdeme snad největší koncentraci horkých a hmotných hvězd, kterou jsme kdy mohli pozorovat. V seznamu je kolem 400 hvězd třídy O s hmotnostmi nad dvacet Sluncí, kolem 1500 hvězd třídy B s hmotnostmi mezi pěti a dvaceti hmotnostmi Slunce. Hvězdokupa dále obsahuje mnoho tisíc hvězd "nižší váhové kategorie". Z dynamického hlediska by bylo zajímavé vědět, zda-li jsou tam přítomny i hvězdy o hmotnostech menších než 0,1 Slunce a jaké je jejich zastoupení. Tento hvězdný proletariát by totiž mohl v budoucnu posloužit jako spolehlivé gravitační lepidlo, které by celou soustavu udrželo pohromadě dalších několik miliard let.
Velmi významné je, že se ve hvězdokupě podařilo najít i 17 wolfových-rayetových hvězd. Jsou to bývalé hvězdy třídy O s hmotnostmi nad 40 Sluncí, které se po třech čtyřech milionech let víceméně klidného vývoje dostaly do přechodné fáze, kdy v důsledku tlaku záření prodělávají drastickou odtučňovací kúru, při níž přijdou o podstatnou část své hmotnosti. Fakt, že ve hvězdokupě jsou, ukazuje, že hvězdokupa sama tu už musí existovat nejméně čtyři miliony let.
Unikátní snímky centrální části mlhoviny, srdce Tarantule, které byly nedávno získány použitím té nejmodernější pozorovací techniky z povrchu Země i z kosmu prostřednictvím Hubblova kosmického dalekohledu, navíc ukazují, že jsme tu možná svědky něčeho zcela mimořádného -- vzniku nové kulové hvězdokupy.
 
Tarantule v různých oborech elektromagnetického spektra. Červená barva odpovídá rentgenovému záření horkého plynu s teplotou kolem milionu kelvinů. Zelená indikuje ionizovaný vodíku a modrá ultrafialové záření horkých hvězd. (Snímek  Q. Daniel Wang (NWU), UM/CTIO, UIT, ROSAT)
 
Kulové hvězdokupy jsou definovány jako husté, sféricky symetrické hmotné hvězdné skupiny zpravidla starší než 10 miliard let. Obsahují desítky či stovky tisíc hvězd a jsou k nalezení buď v centrálních částech Galaxie nebo na její periferii. Otevřené hvězdokupy jsou naproti tomu v průměru mnohem mladší a méně početné hvězdné skupiny čítající tucty, nejvýše pak veletucty členů. Tvar otevřených hvězdokup je nepravidelný, běžně se rozplývají během několika set milionů let. Naše Galaxie v současnosti obsahuje kolem 150 kulových hvězdokup a 500 hvězdokup otevřených.
Ve podstatně menší galaxii -- v sousedním Velkém Magellanově oblaku najdeme hned 10 kulových hvězdokup a několik stovek otevřených hvězdokup, jež jsou podobné těm, s nimiž se běžně setkáváme v naší hvězdné vlasti. Kromě nich se tu ale potloukají i velmi zvláštní, hmotné hvězdokupy, které nemají v naší Galaxii obdobu. Mají vzhled kulových hvězdokup, ale věkem spíše odpovídají hvězdokupám otevřeným. Zřejmě to jsou hvězdami přecpaní předchůdci běžných kulových hvězdokup.
Foto National GeographicSvou velikostí spadá hvězdokupa NGC 2070 mezi typické kulové hvězdokupy známé jak z VMO, tak z naší Galaxie. V případě, že obsahuje též hvězdy s hmotností pod 0,1 hmotností Slunce, měla by její celková hmotnost cca 200 000 Sluncí stačit k tomu, aby se dynamicky dožila řádky miliard let. V normální kulovou hvězdokupu by se mohla přerodit za takových sto milionů let. A po 10 až 15 miliardách let by mohla být k nerozeznání podobná všem těm stařičkým kulovým hvězdokupám, s nimiž se v našem hvězdném domově setkáváme.
V každém případě, pokud se někde v blízkém okolí naší Galaxie formuje zbrusu nová kulová hvězdokupa, pak je to určitě v srdci Tarantule. Příhodnější místo prostě neznám.
 
Zdeněk Mikulášek
obsah
 
 
 
Věčný Voyager 1

V minulém čísle jsme připomenuli zajímavou událost v "životě" sondy Voyager 1 a Zdeněk Pokorný se zamyslel nad jejím významem. Dnes doplňujeme toto téma základními informacemi o kontrukci, přístrojovém vybavení a provozu sondy.
Program NASA zahrnoval vývoj, stavbu a vypuštění dvou identických kosmických sond v ceně 320 milionů dolarů (r. 1977), jejichž koncepce vycházela ze zkušeností se sondami třídy Mariner. V tomto materiálu se věnujeme výhradně sondě Voyager 1; osudy sondy Voyager 2 byly odlišné.
Již koncem šedesátých let se v JPL začal připravovat projekt Grand Tour, podle kterého se měla vyslat sonda k průletu kolem čtyř velkých planet sluneční soustavy v unikátní konstelaci roku 1977, nastávající vždy až po 179 letech. Projekt byl po roce 1970 podrobněji rozpracován, avšak přes silnou podporu NASA byl v lednu 1972 požadavek na 900 milionů dolarů z finančních důvodů zamítnut. Bezprostředně poté začali odborníci s přípravou náhradního a levnějšího programu Mariner-Jupiter-Saturn, který byl během roku schválen. Od 4. března 1977 nese jméno Voyager.
Při startu měla sonda hmotnost 2066 kilogramů, z toho 1207 kg připadalo na urychlovací raketový systém s motorem na pevné pohonné látky (odvozen od brzdicích motorů sondy Surveyor, tah 68 kN po dobu 43 s)). Adaptér měl hmotnost 47 kg a vlastní sonda 825 kg. Z toho 104 kg tvořily pohonné látky.
V letové poloze je celková výška sondy asi tři metry, maximální rozpětí vyklopených konstrukcí osmnáct metrů. Základní těleso má tvar desetibokého hranolu z hliníkových trubek o průměru 1,78 m a výšce 0,47 m o hmotnosti 24,5 kg. Na bocích je umístěno deset schránek s elektronikou, uprostřed je kulová nádrž o průměru 0,7 m s hydrazinem (N2H4), vytěsňovaným heliem pod tlakem 3 MPa (při plné nádrži). K horní podstavě jsou připevněny dva výklopné nosníky -- jeden příhradový o délce 2,3 m s orientovanou plošinou pro optické přístroje, a 180° od něho tyčový pro radioizotopové generátory. Dále je tady pevná parabolická anténa o průměru 3,7 m (hliníková voština, pokrytá laminátovou pryskyřicí). Dále jsou ke konstrukci připevněny dvě prutové desetimetrové antény v rozmezí 90° a trojboké rameno z laminátových nosníků o celkové délce třináct metrů, nesoucí dvojici magnetometrů (ve vzdálenosti 13 a 6 metrů od sondy).
Sonda je vybavena systémem tříosé stabilizace v prostoru. Primární poloha se určuje podle Slunce a referenční hvězdy Canopus, čidla jsou zdvojena. Pro úseky letu, v nichž není možné zajistit orientaci na Slunce nebo v blízkosti jiných jasnějších objektů, se používal záložní systém gyroskopické stabilizace (každý ze tří gyroskopů udržoval polohu ve dvou osách). Jednoúčelový počítač o kapacitě 4096 slov, přeprogramovatelný ze Země ovládá systém trysek systému stabilizace. Je tvořen šestnácti tryskami o tahu po 0,9 N na katalyticky rozkládaný hydrazin. Čtyři trysky slouží rovněž pro korekce dráhy, celková změna rychlosti odpovídá max. 190 m/s.
Většina elektronického vybavení je chráněna proti kosmickému mrazu izolací vícevrstvými foliemi, hlavní bloky s počítači a vysílači jsou opatřeny bimetalicky ovládanými žaluziemi. na různých místech sondy jsou radioizotopové ampule a topná odporová tělíska.
Elektrickou energii dodávají tři radioizotopové generátory, využívající tepelné energie rozpadu Plutonia 238. Jsou umístěny na nosníku z titanové oceli, každý je vybaven beryliovým krytem. Má průměr 0,41 m, délku 0,51 m a hmotnost 39 kg. Každý generátor měl na počátku letu tepelný výkon 2400 wattů. Tepelná energie je přeměňována termoelektrickými polovodičovými články Ge/Si na elektrický proud o napětí 30 V s výkonem 160 W, takže po startu bylo k dispozici 475 W. Vzhledem k degradaci účinnosti termočlánků postupně elektrický výkon baterií klesá.
Při meziplanetárních přeletu byla spotřeba všech přístrojů maximálně 350 W, při intenzívním měření během průletu kolem planet až 400 W. Po průletu kolem Saturnu byl příkon ještě 385 W.Zeme s Mesicem
Sonda je vybavena hlavním řídícím počítačem CCS (Computer Command Subsystem) s dvěma centrálními jednotkami a dvěma redundantními paměťmi o kapacitě po 4096 slovech. Centrální jednotky se vzájemně kontrolují. Část příkazů je uložena v paměti jako pevné podprogramy (2800 slov), zbývající část lze obměňovat instrukcemi ze Země rychlostí šestnáct bit/s povelovým přijímačem. Celkově tak lze generovat kolem 300 000 povelů pro jednotlivé experimenty.
Telekomunikační systém ve směru Země -- sonda pracuje v pásmu S. Na sondě je zapojen vždy jeden ze dvou povelových přijímačů na frekvenci kolem 2113 MHz.
Sonda má dva vysílače, z nichž jeden pracuje v pásmu S (Voyager 1 přesně 2295 MHz) s výkonem 9,4 W, 20 W nebo 28,3 W, druhý v pásmu X (Voyager 1 přesně 8415 MHz) s výkonem 12 W nebo 21,3 W. Vždy mohl být provozován jen jeden z režimů. Přenosová rychlost je volitelná v širokém rozsahu: v pásmu S 2560, 1280, 640, 320, 160, 80 bit/s, příp. až do 10 bit/s v nouzovém režimu, v pásmu X byla 115,2, 89,6, 67,2, 44,8, 29,9, 19,2 kbit/s. Maximální rychlost přenosu, použitelná ještě u Jupiteru, umožňovala vyslat jeden záběr za čtyřicet osm sekund, maximální rychlost od Saturnu byla 44,8 kbit/s (1 záběr za 144 s). Tok záření na přijímací anténě na Zemi byl při přenosu od Jupiteru 10-21 W/m2 v pásmu S a 10-19 W/m2 v pásmu X.
Data z vědeckých přístrojů byla zaznamenávána maximální rychlostí 115,2 kbit/s na osmistopém zapisovači s páskou o šířce 0,5 palce a délce 328 metrů. Měl kapacitu 536 Mbitů, odpovídající asi sto záběrům. Přenos dat ze záznamu bylo možné přenášet pouze v pásmu X. Pro sběr dat a zpracování do formy vhodné pro přenos sloužil jeden ze tří počítačů sondy.
 
Vědecké experimenty:
Sonda je vybavena deseti přístroji o hmotnosti 117 kg, určených pro jedenáct základních experimentů. Zařízení ad 1. až 4. byla umístěna na otočné plošině o hmotnosti 103 kg. Podle povelů z počítače systému orientace sondy bylo možno plošinou natáčet o 360° v azimutu a o 210° v elevaci různou rychlostí, zaměření kamer bylo možné s přesností 8,5'.
 

  1. Dvojice televizních kamer. a) širokoúhlá kamera s ohniskovou vzdáleností 200 mm, světelností f/3 a zorným úhlem 3x3°, citlivá v oboru 400-620 nm, b) úzkoúhlá kamera s teleobjektivem 1500 mm a světelností f/8,5,citlivá v oboru 320-620 nanometrů. Obě kamery jsou vybaveny sadami osmi výměnných filtrů. Širokoúhlá má filtr: fialový, modrý, zelený, oranžový, úzkopásmový pro čáru D sodíku (0,7 nm), dva v oblasti absorpce metanu (10 nm), čirý. Úzkoúhlá má filtr: fialový, modrý, dva zelené, oranžový, ultrafialový, dva čiré. Každý snímek byl složen z 800 řádků po 800 bodech, každý bod (pixel) měl osm bitů, takže obraz měl 5,12 Mbitů. Celková hmotnost 38,2 kg, spotřeba 41,9 wattů vč. systémů skanovací plošiny.Jupiter
  2. Ultrafialový spektrometr se zorným úhlem 0,86x0,6° a vstupní apertuře 22,1 cm2, pracující v oboru 50-170 nm s mřížkovým monochromátorem pro studium absorpce slunečního UV záření v atmosférách a emise UV záření v okolí a dále pro stanovení poměru vodíku a helia v prostoru. Celková hmotnost je 4,5 kg a spotřeba 2,5 wattů.
  3. Fotopolarimetr spojený s cassegrainovým dalekohledem o průměru 0,15 m, vybaveným výměnnými filtry (osm barevných 235 až 750 nm, tři polarizační -- 0°, 60°, 120° a prázdné okénko) pro studium rozptylu na aerosolových částicích. Hmotnost 4,4 kg, spotřeba 2,6 W.
  4. Kombinovaný infračervený interferometrický spektrometr a radiometr pro měření tepelné rovnováhy planet a chemického složení atmosfér. Jde o upravenou versi přístroje, který byl na sondě Mariner 9. Michelsonův interferometr pracuje v rozsahu 2,5-50 m. radiometr v rozsahu 0,3-2,0 m. Hmotnost zařízení je 18,6 kg a spotřeba 20,1 W.
  5. Scintilační teleskopy pro výzkum kosmického záření měří energetická spektra elektronů a nabitých jader. Nízkoenergetický teleskop pracuje v oblasti 0,5-9 MeV, vysokoenergetický v oblasti 4-500 MeV, pro elektrony od 7 MeV výše. Hmotnost přístroje je 7,5 kg, celková spotřeba 8,25 W.
  6. Dva otočné scintilační detektory nízkoenergetického záření. Jeden analyzuje elektrony v rozsahu 15 keV až 1 MeV a ionty od 15 MeV do 160 MeV, druhý měří v rozsahu 0,15 MeV až 10 MeV. Hmotnost zařízení je 7,5 kg a spotřeba 9,5 wattů.
  7. Čtyři magnetometry. Dva, určené pro měření velmi slabých polí (10 pT až 0,05 mT jsou na vyklopeném nosníku a dva pro měření silných polí (25 nT až 2 mT) jsou přímo na sondě. Celková hmotnost je 5,6 kg a spotřeba jen 2,1 W.
  8. Dvě Faradayovy klece pro výzkum vlastností plasmy slunečního větru, schopné měřit energii a hustotu částic v plasmě v rozsahu energií od 10 eV do 6 keV. Hmotnost je 9,9 kg, spotřeba 9,9 W.
  9. Laditelný přijímač pro detekci přirozeného rádiového záření. Pracuje ve dvou pásmech: 20,4-1345 kHz s rozlišením 1 kHz a 1,2288-40,5 MHz s rozlišením 200 kHz. Součástí systému jsou dvě dipólové antény o délce deset metrů. Hmotnost je 7,7 kg, spotřeba 6,7 W.
  10. Zařízení pro výzkum plasmových vln registruje nízkofrekvenční změny (10 Hz až 56 kHz) elektrického pole a využívá rovněž dvou desetimetrových antén. Hmotnost je 1,4 kg, spotřeba 1,6 W.
  11. Radiový systém byl použit jak při zákrytech sondy atmosférami planet, tak pro přesné měření polohy sondy buď metodou dvoucestného Dopplerova efektu, kdy nosná frekvence vysílačů byla odvozována ze signálu, vyslaného ze Země a přijatého palubním přijímačem, nebo byl signál generován palubním ultrastabilním oscilátorem.
Sonda nese rovněž pozlacený měděný disk s digitálně nahraným poselstvím planety Země, zahájeným krátkým projevem J. Cartera a K. Waldheima. Obsahuje hudební úryvky různých žánrů včetně hudby lidové, různé zvuky a hluky, stručné pozdravy ve všech řečech tehdejších členů OSN a galerii 116 obrazů a fotografií přírody i umělých výtvorů a živých tvorů, zejména lidí v různých situacích. Na rubu je obrazový návod na přehrání a mapka s postavením Země v galaktickém prostoru s vyznačenou orientací podle pulsarů se zakódovanými periodami pulsů.
 
Io nad Jupiterem
 
Průběh letu:
Sonda startovala v pořadí jako druhá dne 5. září 1977 ve 12.56 světového času a byla uvedena na počáteční heliocentrickou dráhu 1,0°, 4216,5 dne, 1,008-9,208 AU.
Ve dnech 11. a 13. září byla provedena korekce dráhy se změnou rychlosti 2,45 m/s a 10,11 m/s, což bylo o 20 % méně, než se plánovalo. Odchylku se však později podařilo vyrovnat. 18. září byly pořízeny kontrolní záběry Země spolu s Měsícem ze vzdálenosti 11,6 milionu kilometrů, vyslané ze záznamu 7. a 10. října. Dne 15. prosince ve vzdálenosti 124,7 milionů km od Země předlétl Voyager 1 svého dvojníka, který startoval dřív. Vzdálenost mezi sondami byla v té době 17 milionů kilometrů.
Dvacátéhodruhého února 1978 bylo při kalibrační zkoušce plošiny zjištěno po otočení o 32° její zablokování. Opakovaným zapojováním elektromotoru se posléze podařilo závadu odstranit a dodatečně bylo zjištěno, že šlo o úlomek plastické hmoty, který zůstal v převodovém mechanismu od montáže. Další let již pokračoval bez větších technických potíží.
Výzkum okolí Jupiteru začal 5. ledna 1979 ve vzdálenosti asi šedesát milionů kilometrů. K maximálnímu přiblížení došlo 5. března 1979 ve 12.04.36 UTC na vzdálenost 348900 km od středu planety. Průletová sekvence obsahovala před tím průlet kolem měsíce Amalthea (420000 km od středu), poté průlet kolem měsíců Io (20570 km od středu), Europa (733760 km od středu), Ganymed (114710 km od středu) a Callisto (126400 km od středu) a skončila 13. dubna.Saturn
Užito bylo celkem 175 podprogramů, jejichž sestavení si vyžádalo dvou let příprav. Během průletu se uskutečnilo osmnáct nahrávek nových programů a vysláno bylo dalších 890 přímých povelů. Celkem bylo předáno na sondu 112151 slov pokynů.
Došlo jen ke dvěma problémům: Šest hodin před maximálním průletem se zasekly filtry ve fotopolarimetru a při průletu radiačními pásy elektrostatické výboje na povrchu sondy způsobily posun vnitřních hodin centrálního počítače vůči pomocnému počítači pro ovládání plošiny o osm sekund, což vedlo k rozmazání některých záběrů. Celkem bylo vysláno 2.1011 bitů informací, včetně 18770 snímků. Bylo plánováno, že na Zemi bude zachyceno asi 90 % odvysílaných informací, ve skutečnosti to bylo 98 procent. Přesnost ve stanovení vzdálenosti byla deset metrů, ve stanovení rychlosti 5.10-4 s.
Výzkum okolí Saturnu začal 22. srpna 1980 ve vzdálenosti 109 milionů kilometrů, průletová fáze začala 12. listopadu ve vzdálenosti 2,5 milionů kilometrů. Časová odchylka od plánu byla dvě minuty, chyba v zaměření devatenáct kilometrů. Dvanáctého listopadu 1980 v 7.06 UT se uskutečnil průlet kolem Titanu ve výšce 4000 km nad jeho povrchem (6490 km od středu) a v době radiového zákrytu Titanem sonda prolétla rovinou prstenců. Poté došlo k průletům kolem Phoebe (13,537 mil. km) a Tethys (415670 km od středu). 13. listopadu v 1.11 UT prolétla sonda v minimální vzdálenosti 124200 km nad oblačnou vrstvou Saturnu. Následovala přiblížení k měsícům Mimas (108330 km od středu), Enceladus (202040 km od středu), Dione (161 520 km od středu), Rhea (73980 km), Hyperion (880440 km) a Japetus (2,47 mil. km) a mezi tím druhý průlet rovinou prstenců. Časové údaje odpovídají příjmu signálu na Zemi (doba letu signálu 85 min). Celkový objem získaných dat odpovídá průletu kolem Jupiteru, mj. bylo pořízeno více než 17500 snímků. Vzdálené okolí Saturnu bylo zkoumáno až do 15. prosince 1980.Dione
Od té doby se sonda pohybuje po dráze s periheliem ve vzdálenosti 8,76 astronomické jednotky a excentricitou 3,72 při sklonu 35,76° k ekliptice. Od 2. října 1989 se projekt nazývá oficiálně VIM -- Voyager Interstellar Mission.
Skanovací plošina byla vypojena 19. prosince 1980, avšak počátkem roku 1990 byla zapojena ještě jednou, naposledy. Čtrnáctého února 1990 se natočila směrem ke Slunci a ze vzdálenosti šest miliard kilometrů pořídila 64 záběrů, zachycujících tzv. "rodinný portrét" planetární soustavy.
Na jaře 1990 byly odpojeny infračervený radiometr, fotopolarimetr a televizní kamery, avšak ostatní přístroje fungovaly dál. Ultrafialový spektrometr na pohyblivé plošině byl využíván pro pozorování hvězd spektrálního typu O a B, bílých trpaslíků, aktivních dvojhvězd a extragalaktických objektů. V části rozsahu vlnových délek 90-120 nanometrů podobný výzkum neprovádí žádná družice. Předpokládalo se výzkum asi padesáti objektů ročně až do roku 2000.
Od srpna 1992 sonda registrovala nízkofrekvenčního rádiového záření, které zřejmě vzniklo při odrazu husté plazmy ze slunečních erupcí od heliopausy, jejíž hranice je odhadována na 90 až 120 astronomických jednotek od Slunce. Sledované záření je velmi intenzívní (až 1012 W), ale má příliš nízkou frekvenci, takže ze Země není detekovatelné.
Vzhledem k finančním potížím byly ultrafialové přehlídky oblohy 19. dubna 1993 ukončeny a dále probíhalo jen měření svítivosti Slunce v UV oboru, sledování nabitých částic, kosmického záření, meziplanetárního magnetického pole a nízkofrekvenčního rádiového záření.
V současnosti pokračuje šest přístrojů v měření: intenzity a orientace magnetického pole Slunce; složení, směru a energetického spektra částic slunečního větru a mezihvězdného kosmického záření; nízkofrekvenčního rádiového záření; rozložení vodíku ve vnější heliosféře. Se sondou je udržováno oboustranné spojení, data jsou vysílána v pásmu S vysílačem o výkonu 20 wattů v reálném čase rychlostí 160 bit/s a přijímána radioteleskopy o průměru 34 m sítě DSN cca 120 hodin týdně. Ve zprávě NASA přirovnávají výkon přijímaného signálu k baterii digitálních hodinek: je 20 miliardkrát slabší.
Pokud nedojde k vážnější technické závadě, mohli bychom informace přijímat ještě mnoho let. Spojení se Zemí nelimituje citlivost přijímacích radioteleskopů (ta je dostatečná), nýbrž jiné tři faktory, závislé na konstrukci sondy:Rodinny portret
  1. příkon -- z původních 475 W postupně degraduje. Např. počátkem r. 1995 byl 348 W a koncem září téhož roku 341 W, počátkem r. 1997 byl 334 W a v srpnu téhož roku už jen 331 W. Pokles neprobíhá zcela rovnoměrně, ale předpokládá se, že termoelektrický zdroj dokáže zásobovat sondu v provozuschopném stavu snad až do r. 2025.
  2. zásoby hydrazinu pro stabilizační systém -- běžná týdenní spotřeba je 5,5 gramů a protože v současnosti zůstává v zásobě ještě 34,7 kg, je zřejmé, že hydrazinu je dost na dlouhé desítky roků. Klesá ovšem tlak vytěsňovacího hélia a roste opotřebení systému.
  3. citlivost čidla Slunce -- nyní, kdy je sonda téměř 70x dál od Slunce než Země, je jeho jasnost jen 0.0002 jasnosti u nás. Kolem roku 2030 patrně sluneční čidlo přestane rozlišovat Slunce od ostatních hvězd, což představuje definitivní limit spojení se Zemí...
V polovině r. 1998 dosáhne sonda vzdálenosti sedmdesát astronomických jednotek, počátkem roku 2001 vzdálenosti 80 AU. Ve vzdálenosti 62-90 AU (tedy maximálně do r. 2003) bude prolétat rázovou vlnou, v níž se rychlost slunečního větru mění z nadzvukové na podzvukovou a poté (ve vzdálenosti 90-120 AU) se dostane do heliopausy, která se nachází podle současných odhadů 110-160 AU od Slunce. Roku 2016 by měla být ve vzdálenosti asi 20 miliard kilometrů od Slunce.
Sonda se vzdaluje od Slunce rychlostí 548 milionů kilometrů za rok (17,37 km/s) ve směru pohybu Slunce prostorem a míří ke hvězdě Ras Alhague (alfa Ophiuchi).
 
-- mg --
Všechny snímky NASA. Elektronicky upravil M. Druckmüller.
obsah
 

Kresba J. DusekPoznámky k lidskému oku
 
Dovolte mi, abych se krátce zmínil o pozoruhodné studii J. Joosta, jenž se zabýval fyziologií lidského vidění při slabých úrovních světla, což je pro astronomii typické. Dynamický rozsah lidského zraku 1:107 je fakticky obdivuhodný a přesahuje možnosti naprosté většiny umělých fyzikálních detektorů včetně CCD. Počitek světla však není přísně logaritmický, jak se traduje. Podobně není přesně pravda, že lidské oko nemá integrační schopnost, kterou má např. fotografická emulze.
Oko dokáže integrovat světlo, přijaté v intervalu o něco větším než jedna sekunda, přičemž nárůst integrační schopnosti je největší v době 0,6 sekundy po počátku podnětu. Pro vzbuzení podnětu musí do zorničky dopadnout 34-58 fotonů, ale tyčinku dokáže aktivovat i jediný foton. Průměrná kvantová účinnost tyčinek činí 0,5, což je mnohem více než u fotografické emulze i řady elektronických katod. V oku máme asi sto třicet milionů tyčinek, ale jen sedm milionu čípků. Úhlový rozměr slepé skvrny představuje asi pět stupňů. Tyčinky jsou citlivé pouze na záření o vlnové délce kolem 510 nanometrů, kdežto čípky poskytují barevné informace v rozsahu od 400 do bezmála 700 nanometrů.
Adaptace oka na tmu probíhá nejrychleji v prvních pěti minutách, ale výrazně stoupá v celé první půlhodině pobytu ve tmě. Během hodiny je zisk citlivosti oka plných pět řádů. Měřitelný zisk citlivosti však probíhá po celou noc. Naproti tomu pobyt na intenzívním Slunci zhoršuje noční vidění i s odstupem 24 hodin po vystavení Slunci, takže svědomitý pozorovatel by měl v takovém případě nosit
důsledně sluneční či ještě lépe červené brýle, anebo i přes den pobývat v šeru. Citlivost lidského oka přirozeně klesá s věkem. Nejslabší hvězdy vidíme na základě pravděpodobnostní fluktuace, takže tzv. mezná hvězdná velikost je do jisté míry konvence. Je překvapující, jak málo lidí něco tuší o noční adaptaci oka a naprosto zbytečně se nechávají oslnit zábleskem zapalovače nebo zápalky, popřípadě netlumeným světlem kapesní svítilny. Zvlášť dobře jsem si to uvědomil, když jsem loni i letos ukazoval svým bližním komety Hjakutake nebo Hale-Bopp, kde zážitek z pozorování komety podstatně závisel na dobré adaptaci oka.
 
-- jg --
obsah 
Instantní astronomické noviny vycházejí, pokud nám to naše linka dovolí, každé pondělí a čtvrtek do 18. hodiny. V případě nutnosti i častěji. Archivujeme vždy posledních deset čísel. Redakce: Jiří Dušek (jd, dj), Rudolf Novák (rkn), Zdeněk Pokorný (zp), Jiří Grygar (jg), Marcel Grün (mg), Tomáš Gráf (tg) a Pavel Gabzdyl (pg). Vzkaz redakci můžete zaslat na tuto adresu ibt@sci.muni.cz