Vzdálené galaxie a struktura vesmíru Při pozorování noční oblohy či při prohlížení hvězdných atlasů si každý bystrý pozorovatel (a nemusí to být ani astronom) všimne, že galaxie mají tendenci shlukovat se do větších či menších skupin. Stejně jako dnešní pozorovatelé si už v roce 1784 všiml William Herschel, že „mlhoviny“ mají tendenci se sdružovat do skupin. Když popisoval shluk galaxií ve Vlasu Bereniky a v Panně, napsal: „Jedno z těchto ložisek mlhovin je tak bohaté, že jsem jen při pozorování jeho části za pouhých 36 minut napočítal celých 31 mlhovin, všechny krásně viditelné proti čisté tmavomodré obloze.“ Lze oprávněně předpokládat, že stejně jako těsná blízkost hvězd při pozorování je znamením toho, že jde o skutečný fyzický úkaz, nasvědčují shluky mlhovin s podobnou polohou na obloze tomu, že jde o skutečná seskupení v trojrozměrném prostoru.
Kupa galaxií CL 0939+4713, stará 1/3 věku Vesmíru, fotografie HST
Kdy se na počátku našeho století začal v astronomii prosazovat fotografický materiál, odhadl James Keeler, že třicetišestipalcový (914 mm) Crossleyho reflektor na Lickově observatoři je schopen rozlišit na 120 000 mlhovin.Ve třicátých letech se tento odhad zvýšil na 4,5–5 milionů. Dnes, na základě pozorování moderními čtyřmetrovým dalekohledem s využitím elektronických zobrazovacích metod, se odhaduje, že jenom v jediné jednotce hvězdné velikosti, mezi 23. a 24. magnitudou při vlnové délce 900 nm (na červeném konci viditelného spektra), připadá 10 000 galaxií na čtverečný stupeň — tedy na celou oblohu přes 400 milionů. Bereme-li v úvahu ještě slabší objekty (okolo 27 mag v modré části Zorné pole 4/95, strana 2
optického spektra), je galaxiemi pokryto přibližně 15 % pozadí, což odpovídá hodnotě 150 000 galaxií na čtverečný stupeň, čili celkem 6 miliard. V padesátých letech se v rámci společného projektu Národní zeměpisné společnosti USA a observatoře na Mount Palomaru uskutečnilo souhrnné mapování oblohy, jehož výsledkem jsou fotografie oblohy severně od deklinace −33◦ ; zachycují všechny objekty až do hvězdné velikosti 21,1 v modré a 20,0 v červené části spektra. To umožnilo zahájit intenzívní pátrání po kupách galaxií.George Abel vyhledával na snímcích za palomarského mapování „bohaté“ kupy galaxií. Aby zařadil kupu mezi bohaté, musela obsahovat alespoň 50 galaxií, které nebyly o více než dvě velikosti slabší než třetí nejjasnější galaxie dané kupy. Další podmínkou byla prostorová velikost kupy menší než 1,5 MPc. Při vyhodnocování snímků byly nakonec vzaty v úvahu i kupy, které se kvalifikovaly jen částečně (měly méně než 50 členů požadované jasnosti). Abel dospěl k následujícím výsledkům: Počet galaxií v kupě Počet kup 30–49 >1030 50–79 1224 80–129 383 130–199 68 200–229 6 nad 300 1 Je vidět, že i bohaté kupy obsahují spíše desítky než stovky galaxií. Takové kupy se však často spojují do větších uskupení. Tak rozlišujeme postupně skupiny galaxií, asociace galaxií a shluky. Známe-li vzdálenosti kup galaxií, které lze odhadnout pomocí Hubbleova zákona a rudého posuvu nebo z pozorovaných hvězdných velikostí galaxií (jestliže správně určíme jejich absolutní velikost), můžeme sestavit model trojrozměrné struktury vesmíru. Tuto strukturu můžeme definovat na základě výskytu nebo nepřítomnosti zářících galaxií. Ukazuje se, že ve vesmíru existují i oblasti, kde skoro žádné galaxie nejsou. První taková proluka mezi galaxiemi byla objevena v roce 1981 — je to oblast v souhvězdí Bootes ve vzdálenosti 190 MPc a má průměr 171 MPc. Další výzkumy ukázaly, že se vyskytují galaxie i v této oblasti (i když s velmi nízkou hustotou), ale i to, že ve vzdálenosti do 350 MPc existuje mnoho dalších proluk srovnatelné velikosti. Většina galaxií naší místní nadkupy se ve skutečnosti nalézá v jednom z devíti „oblaků“, zatímco v převážné části prostoru mezi nimi žádné svítící galaxie nejsou. Galaxie ve vesmíru tvoří řetězcovité, listovité, vláknité nebo bochníkovité útvary. Při popisu struktury vesmíru bychom mohli vycházet i z nezaplněných oblastí a naopak říci, že vesmír se skládá z bublin ohraničených relativně tenkými útvary z galaxií. Největší známou strukturou v současné době je komplex nadkup Ryby-Velryba (Pis-Cet) o velikosti 360×200×80 MPc; obsahuje množství hmoty odpovídající 0,1–1 trilionů hmotnosti Slunce (tj. asi milionkrát větší než naše Galaxie). Ve vesmíru nemůže být takových útvarů víc než řádově 10 000. V kosmologii se setkáváme s řadou na první pohled paradoxních záležitostí. Jednou z nich je např. vztah radiální rychlosti a spektrálního posunu. Je-li např. radiální rychlost Zorné pole 4/95, strana 3
nějakého objektu mnohem menší než rychlost světla, je relativní posunutí spektrálních čar tohoto objektu vzhledem k vlnovým délkám odpovídajících čar v laboratoři určeno poměrem rychlosti objektu a rychlosti světla. (Objekt, který se vzdaluje rychlostí rovnou 1 % rychlosti světla, má tedy spektrální čáry posunuté o 1 % k vyšším vlnovým délkám oproti laboratorním hodnotám.) Při vyšších rychlostech, blížících se rychlosti světla, je tomu však jinak. Objekty s posunutím spektrálních čar o 50 % se vzdalují rychlostí 38,5 % rychlosti světla. Je-li rudý posuv roven 1 (tj. 100 %), je rychlost vzdalování 93,6 % rychlosti světla. Objekt, který by se vzdaloval rychlostí světla, by měl nekonečně velký rudý posuv (což odporuje platným fyzikálním zákonům). Další paradoxní důsledek kosmologických modelů se týká zdánlivých velikostí galaxií. Představme si nejprve, že vesmír je vyplněn galaxiemi se stejnými lineárními rozměry (např. o průměru 20 kPc). Čím dále taková galaxie je, tím by se měl její úhlový rozměr zmenšovat. Tak nám to alespoň napovídá běžná zkušenost. V kosmologii se naproti tomu ukazuje, že se zdánlivá velikost galaxií zmenšuje se vzdáleností (čili s velikostí rudého posuvu) pouze tehdy, je-li skutečná hustota hmoty ve vesmíru velmi malá ve srovnání s tzv. kritickou hustotou (důležitou charakteristikou, protože při hodnotách hustoty vyšších než kritická se vesmír nemůže donekonečna rozpínat). Pokud by se hustota vesmíru rovnala právě kritické hustotě, vypadaly by baše testovací galaxie stále menší jen do vzdálenosti odpovídající rudému posuvu 1,25, zatímco za touto vzdáleností by se začaly naopak zdánlivě zvětšovat ! Tento efekt nastává v důsledku zakřivení prostoru, způsobenému přítomností hmoty ve vesmíru. Najít vztah mezi pozorovanou velikostí, absolutní velikostí a vzdáleností pro blízké hvězdy je poměrně jednoduché. U vzdálenějších hvězd musíme vzít v úvahu vliv mezihvězdné absorpce. Za předpokladu, že přesně víme, jak mezihvězdný prach v galaktické rovině pohlcuje světlo,můžeme zformulovat přímou závislost mezi pozorovanou velikostí, absolutní velikostí a vzdáleností pro blízké galaxie. V roli „standardních svíček“ přitom vystupují proměnné hvězdy cefeidy, svítivost kulových hvězdokup nebo jas supernov. Jsou-li však galaxie velmi daleko, je jejich viditelné světlo rudým posuvem posunuto do infračervené oblasti a to, co na Zemi měříme v optickém spektru, je světlo, které opustilo galaxii jako ultrafialové. Měření vzdálenosti založené na pozorované hvězdné velikosti se proto musí opírat o měření v oboru co nejrůznějších vlnových délek a musí brát v úvahu i efekty způsobené vlastním vývojem objektů (protože se v některých případech díváme i několik miliard let dozadu). Podívejme se nyní na supernovy. V současné době známe dva typy supernov. O supernovách prvního typu, běžnějších, se předpokládá, že vznikají při úplné explozi hvězdy z třídy bílých trpaslíků, složené převážně z uhlíku a doprovázené jinou hvězdou v takové blízkosti, že její hmota je přetahována bílým trpaslíkem a dopadá na jeho povrch. Když takto vzrůstající hmotnost hvězdy překročí určitou kritickou hodnotu (1,4 hmotnosti Slunce), bílý trpaslík exploduje a nezbude z něj vůbec nic. Ve spektrech supernov prvního typu nejsou žádné vodíkové čáry. Supernovy druhého typu vznikají podle současných představ při explozi samostatné hvězdy o hmotnosti 8–18 slunečních hmotností (většinou jde o spektrální třídu B). Po výbuchu takové hvězdy zbude buď neutronová hvězda nebo černá díra. Ve spektrech Zorné pole 4/95, strana 4
supernov druhého typu se pozoruje vodík. Na vrcholu svého jasu jsou zpravidla asi dvě hvězdné velikosti slabší než supernovy prvního typu. Ve velkých spirálních galaxiích, jako je naše Mléčná dráha, by mělo docházet k výbuchu supernovy každých 20 až 100 let, ovšem od roku 1604 nebyl žádný podobný jev v naší Galaxii pozorován. Je možné, že k výbuchům docházelo, ale nepozorovali jsme je kvůli zeslabení světla mezihvězdným prachem (to by mohlo dosáhnout i hodnoty 50 hvězdných velikostí, pokud by linie pozorování ležela v galaktické rovině a supernova byla vzdálená mnoho kiloparseků). Při pozorování v kolmém směru ke galaktické rovině jsme však schopni zaznamenat supernovy v galaxiích vzdálených stovky megaparseků.
Obrázek části útvaru nazvaného „Cygnus Loop“ v souhvězdí Labutě. Oblouk je patrně pozůstatkem po výbuch supernovy.
Ve vzdálenostech větších než 1 000 MPc byly pozorovány velmi zářivé galaxie a kvasary. V padesátých letech bylo zahájeno pozorování oblohy v pásmu radiových vlnových délek. Nejdůležitějším výsledkem tohoto výzkumu je přepracovaná třetí verze Cambridgeského katalogu, publikovaného v roce 1962 (objekty z tohoto katalogu se označují značnou 3C a číslem). Astronomové hledali také optické protějšky rádiových zdrojů. Ukázalo se, že některé rádiové zdroje, jako např. Cygnus A, jsou dvojité. V mnoha případech (jedním Zorné pole 4/95, strana 5
z nich je opět Cygnus A) odhalily optické fotografie s dlouhou expozicí, že mezi rádiovými laloky (v místě rádiového zdroje) se nalézá velmi slabá galaxie. Optické pozorování prokázalo, že rudé posuvy rádiových zdrojů mají značně velkou hodnotu. Mnohé ze zdrojů 3C jsou galaxie s rudým posuvem od 0,6 do 1,8 (což odpovídá rychlosti vzdalování 44–77 % rychlosti světla). Některé z rádiových zdrojů 3C byly nazvány kvasary (což je zkratka pro kvazistelární objekty = zdánlivě-hvězdné objekty),protože při pozorování v optických vlnových délkách vypadají jako nepříliš jasné hvězdy. Mají jádro hvězdného typu, které je menší než 1chvt. Při podrobném zkoumání se ukazuje, že řada kvasarů má okolo sebe nezřetelné halo, jehož spektrum připomíná spektrum eliptických galaxií. V roce 1963 zjistil Maarten Schmidt, že kvasar 3C 273 má rudý posuv odpovídající 15,8 % rychlosti světla, což byla v té době zdaleka nejvyšší známá hodnota. Pokud by příčinou tohoto rudého posuvu byla skutečně radiální rychlost a z té se určila vzdálenost při hodnotě Hubbleovy konstanty 50 km/s/MPc, objekt 3C 273 by byl od nás vzdálen 865 MPc. Při jeho pozorované hvězdné velikosti 12,8–12,4 by to znamenalo, že jeho absolutní velikost je −27,2 až −27,6, že je tedy o 8 velikostí jasnější než supernova prvního typu v okamžiku nejvyššího jasu. To znamená, že kdyby byl objekt 3C 273 od nás vzdálen 10 Pc, zářil by na obloze jasněji než Slunce. Bylo změřeno, že kvasary mění svůj výkon v optickém i rádiovém spektru v časovém měřítku ne větším než několik dnů. To znamená, že jejich rozměry nemohou být větší než několik světelných dnů, tj. srovnatelné s velikosti naší Sluneční soustavy. Kvasary jsou považovány za extrémní příklad aktivních galaktických jader. Aby bylo možné vysvětlit jejich obrovský zářivý výkon, předpokládá se, že uvnitř každého kvasaru je černá díra o hmotnosti 0,1 až 1 miliarda hmotností Slunce, která do sebe vtahuje hmotu. Taková černá díra má dostatečnou sílu na to, aby „spolkla“ každou hvězdu nebo oblak plynu, které se k ní dostanou, do vzdálenosti menší než 3 parseky. S přibývajícím časem černá díra samozřejmě nabývá na hmotnosti. Po celé obloze se vyskytuje asi milion kvasarů jasnějších než 21. velikost. Objektem s absolutně nejvyšší hodnotou rudého posuvu známou v současné době je kvasar s rudým posuvem 4,43. V nedávné době došlo k velkému pokroku při objevování velmi vzdálených galaxií. Umožnil to vývoj moderních CCD detektorů. Nejvzdálenější galaxie známá do roku 1987 měla rudý posuv 1,819. Tehdy objevil Simon Lilly z Havajské univerzity, že rádiová galaxie 0902+34 má rudý posuv 3,395. Lillyho galaxie nás dostala o další miliardu nebo dvě miliardy let zpět do minulosti, ale jeho rekord neměl dlouhého trvání. V roce 1988 naměřili Kenneth Chambers, George Miley a Will van Breugel u rádiové galaxie 4C 41,17 rudý posuv 3,8. Ne všichni astronomové však věří tomu, že rudý posuv kvasarů lze vysvětlit celkovým rozpínáním vesmíru. Zdá se, že některé kvasary jsou spojeny s galaxiemi, které nemají odpovídající hodnoty rudého posuvu. Klasickým příkladem je galaxie NGC 4319 s rudým posuvem 1700 km/s, jež je spojena mostem ze svítící hmoty s kvasarem Markarian 205, který má rudý posuv odpovídající rychlosti 21 000 km/s. Těmito otázkami se zabývá Halton Arp ve své knize „Quasars, Redshifts and Conttroversies“. Pro takové chování bohužel dosud nemáme odpovídající fyzikální vysvětlení. Arp navrhuje mechanismus, při Zorné pole 4/95, strana 6
kterém jsou kvasary vyvrhovány galaxiemi, ale pokud by to byla pravda, museli bychom pozorovat,že některé bližší galaxie vyvrhují kvasary také směrem k nám,takže by existovaly i kvasary s modrým posuvem spektrálních čar! Názor, že rudý posuv kvasarů vzniká konvenčním způsobem, podporuje výskyt různě posunutých čar v jejich spektrech. Rudý posuv kvasarů se obvykle určuje ze změřených vlnových délek určitých širokých a jasných emisních čar,například čáry alfa Lymanovy série ve spektru neutrálního vodíku, která má laboratorní hodnotu 121,6 nm a leží v ultrafialové oblasti. Při rudém posuvu větším než 1,7 se tato čára přesouvá do oblasti viditelného světla. Kvasary s velkými hodnotami rudého posuvu mají ve svém spektru množství (někdy i několik stovek) absorpčních čar s vlnovými délkami kratšími než pozorovaná emisní Lymanova čára alfa. Absorpční čáry vznikají díky množství (několika stovkám) oblaků chladnějšího vodíku, vyskytujících se podél linie pozorování, které mají postupně menší a menší rudý posuv (tj. jsou postupně ve stále menší vzdálenosti).
Obraz galaxie znásobený gravitační čočkou G 2237−0305. Útvar se nazývá také Einsteinův kříž.
Další argument ve prospěch „normálního“ mechanismu rudého posuvu kvasarů je založen na vlastnostech tzv. gravitačních čoček. Gravitace zakřivuje prostor a jedním z důsledků je, že dráha světla se ohýbá v gravitačním poli, jak to předpokládá obecná teorie relativity. Při úplném zatmění Slunce se například polohy hvězd v těsné blízkosti zakrytého slunečního kotouče posouvají směrem od středu Slunce. Jestliže by se v těsné blízkosti linie pozorování kvasaru nalézala galaxie obsahující několik miliard slunečních hmotností, mělo by podobným působením gravitační čočky vzniknout vícenásobné zobrazení tohoto kvasaru. Tento jev předpověděl už v roce 1937 Fritz Zwicky, pozorován byl však až v roce 1979. DO roku 1988 vytipovali astronomové 17 kandidátů na efekt gravitační čočky, ale jen 5 z nich obstálo při podrobnější analýze. U jednoho z nich, PG 1115+08 („trojitého kvasaru“) bylo pozorování vícenásobné zobrazení kvasaru 16. velikosti s rudým posuvem 1,722. Galaxie, která slouží v tomto případě jako čočka, má pozorovanou velikost okolo 22,5. Z její barvy lze odhadnout vzdálenost odpovídající rudému posuvu mezi 0,3 a 1. Kvasar, jehož světlo se ohýbá, se musí nutně vyskytovat až za touto galaxií, a protože se Zorné pole 4/95, strana 7
u něj zároveň pozoruje velká hodnota rudého posuvu, lze to považovat za argument na podporu toho, že rudé posuvy kvasarů jsou „kosmologické“. Při pozorování objektů s největším rudým posuvem se astronomové snaží rozeznat galaxie, které jsou více než stokrát slabší než pozadí noční oblohy při bezměsíčné noci na observatoři vzdálené od všech pozemským světel. Další možnosti skýtá Hublleův vesmírný teleskop, který umožní pohlédnout ještě dále. Další možností je studovat záření kosmického pozadí o teplotě 3 K v pásmu milimetrových a submilimetrových vlnových délek. Vznikl-li totiž vesmír při velkém třesku před 10–20 miliardami let, můžeme v principu vidět pozůstatky následků tohoto velkého výbuchu s rudým posuvem okolo 1500. To, co bylo tehdy viditelným světlem, bude mít dnes vlnovou délku mezi 451 mikrometry a 1 mm. Z pozorování v milimetrovém pásmu, uskutečněném po celé obloze, vyplývá, že intenzita záření kosmického pozadí přicházejícího z různých směrů se neliší o víc než jednu setinu procenta a že jeho teplota se v jednom místě oblohy jeví nepatrně vyšší než průměr, zatímco v protilehlém bodě nepatrně nižší. To svědčí o tom, že je vesmír ve velkých vzdálenostech stejnorodý a že naše místní skupina galaxií se vzhledem ke zbytku vesmíru pohybuje. Směr tohoto pohybu je dán rektascenzí 10h 40m a deklinací −13◦ a jeho rychlost je 570 km/s. Bude se vesmír rozpínat věčně? Odpověď na tuto otázku závisí na poměru skutečné hustoty vesmíru k hodnotě, která je potřebná k tomu, aby se rozpínání zastavilo. Na základě výpočtů vycházejících z počtu a vlastností pozorovaných galaxií lze říci, že hmota, kterou skutečně vidíme, odpovídá asi 4 procentům kritické hustoty. Z rozporu pohybu galaxií v galaktických kupách však víme, že v kupách se musí vyskytovat patnáctkrát víc hmoty, než jsme schopni pozorovat v podobě zářících objektů. Ve vesmíru může skutečně být dost hmoty na to, aby zastavila celkovou expanzi, ale až 96 procent z tohoto množství by musela tvořit „tmavá hmota“. O jaký typ hmoty jde ? Velké naděje se vkládaly do „hmotných neutrin“. Detekce neutrin ze supernovy v Malém Magelanově mračnu v roce 1987 umožnila stanovit horní limit (nejvyšší přípustnou hranici vzhledem k danému pozorování) na hmotnost neutrina jako 1/40 000 hmotnosti neutronu. Abychom však skutečně dostali kritickou hustotu vesmíru jen s pomocí neutrin, musela by jejich hmotnost 2,5× převyšovat tento limit. Neutrina tedy problém neviditelné hmoty neřeší, i když mohou k jeho řešení částečně přispět. Podle inflačního modelu vesmíru se skutečná hustota vesmíru přesně rovná kritické hustotě. Bez inflačního mechanismu by každá malá odchylka vedla k vesmíru s hustotou o mnoho řádů vyšší nebo nižší, než je hodnota kritická. Pozorovaná hustota je „jen“ nanejvýš 25× menší než kritická hodnota, což někteří považují za „výtečný souhlas“. Jak je vidět, je vzdálený vesmír stále značně záhadný a potrvá ještě hodně dlouho, než podstatnou měrou odhalíme jeho tajemství. Zdeněk Coufal
Japonsko na Měsíci Japonská kosmická agentura NASDA (National Space Development Agency) se chce spojit s Ústavem kosmických a leteckých věd Ministerstva výchovy, aby kolem r. 2000 podnikla dva lety k Měsíci. Náklady se odhadují na 820 mil. dolarů.
Zorné pole 4/95, strana 8
Předně by šlo o družici Měsíce o hmotnosti 2 000 kg, která by byla vypuštěna japonskou raketou H2. Obíhala by kolem naší přirozené družice a studovala její povrch ve viditelném, infračerveném, rentgenovém a gama záření. Topografické údaje by opatřoval laserový výškoměr a vybavení by doplňovaly aparatury k radiačnímu průzkumu. Pak by na řadu přišlo měsíční vozítko vysazené do oblasti vybrané pomocí družice. Provádělo by chemický rozbor měsíčního povrchu. Japonci tedy svůj program podporují tím, že by vlastně šlo o přípravné práce k využití nerostného bohatství Měsíce. Vozítko by mělo přednostně pátrat např. po izotopu 3He, který by mohl být využitelný v budoucích fúzních jaderných elektrárnách. Lumír Hradil; The Associated Press, Nov 9 1995
HST objevuje černou díru nebo shlukující se hvězdy Nahlížeje hluboko do místa, které je ze Země vidět jako osamocené, rozmazané světlo, kosmický teleskop Hubble objevil buď černou díru v naší galaxii nebo stejně vzácnou raritu: tisíce hvězd ženoucích se k jádru kulové hvězdokupy. „Jako včely hemžící se v úlu,“ tak popsal sbíhání těchto hvězd Space Telescope Science Institute. „Tento překotný kolaps, o kterém vědci dlouho teoretizují, ale nikdy ho neviděli v takovém detailu, snad může trvat už několik milionů let — záblesk v 12 miliard roků trvajícím životě tohoto chumáče.“ Tato oblast se nachází v kulové hvězdokupě M 15, vzdálené asi 37 000 světelných let, v souhvězdí Pegas. Ve vesmírném vakuu letí světlo rychlostí přibližně 10 bilionů kilometrů za rok. „Je to hustý chumáč hvězd, podobný minigalaxii,“ řekla Puragra Guhathakurta z kalifornské univerzity v Santa Cruz. „Hvězdy v kulových hvězdokupách jsou staré téměř jako vesmír. Jestliže se předpokládá, že některá kulová hvězdokupa v naší galaxii má černou díru, M 15 je největším kandidátem.“ Aby se určilo, jestli tento jev způsobuje černá díra nebo kolabující jádro, musel by se Hubble na tento chumáč znovu zaměřit, aby provedl spektrální analýzu světla. Samotné snímky pořízené v dubnu nemohou tyto dvě možnost rozlišit, uvedla Guhathakurta. Dále řekla: „Spektrum nám může říci, jak dalece se hvězdy pohybují, jestli se pohybují směrem k nám nebo od nás.“ Teleskop obíhá 590 km nad Zemí, mimo atmosféru, která zastírá oblohu. Guhathakurta a její spolupracovníci budou žádat o více času na teleskopu, který astronomové sestavují roky dopředu. Jádro zmíněného shluku se pravděpodobně přestalo hroutit dříve, než se mnoho hvězd srazilo, řekl vědecký institut ve svém prohlášení. „Hvězdy blízko středu se ustálily v jakémsi neklidném kosmickém valčíku a jsou vzájemně jak přitahovány svou gravitací, tak odpuzovány blízkým přiblížením, které je vystřeluje do vesmíru,“ uvedl institut. Lumír Hradil; The Associated Press, Nov 9 95
Sluneční observatoř SOHO začíná misi za miliardu dolarů V prosinci 1995 byla z mysu Canaveral vypuštěna nosná raketa Atlas nesoucí sluneční a heliosférickou observatoř, pojmenovanou Soho. Po několika hodinách od vypuštění ze Zorné pole 4/95, strana 9
Země na oběžnou dráhu byla kosmická loď urychlena směrem ke Slunci a plně rozvinula své sluneční energetické panely. Za čtyři měsíce by Soho měla dosáhnout svého cíle — bodu vzdáleného asi 1,6 mil. km od Země a asi 147,5 mil. km od Slunce. Tento bod je jedním z pěti libračních bodů soustavy Země-Slunce, tj. místo, kde se přitažlivé síly Slunce a Země navzájem ruší. Poté bude Soho nepřetržitě pozorovat Slunce a zasílat na Zemi data po dobu dvou let, případně déle, pokud bude zájem ze strany NASA a ESA. Soho je považována za nejkomplexnější observatoř, která kdy byla postavena ke studiu slunečního nitra jakož i korony, vnější atmosféry i neustále expandujícího slunečního větru. Zatímco 5 let stará kosmická loď Ulysses, která uskutečnila průlet kolem severního slunečního pólu a byla nasměrována na oběžnou dráhu kolem Jupitera, Soho zůstane mezi Sluncem a Zemí a bude obíhat kolem imaginárního bodu po tzv. „halo“ orbitě. Fabrizio Felici, ředitel mise za Evropskou kosmickou agenturu ESA, uvedl, že Soho uskuteční z tohoto neobvyklého bodu „speciální nový pohled na Slunce“. Přes 2 tuny vážící observatoř má 12 dalekohledů a jiných vědeckých aparatur, tři z USA a devět z Evropy. Náklady na tuto misi mezi sebe rozdělily NASA a ESA. Tyto náklady zahrnují vlastní observatoř, nosnou raketu a dva roky provozu kosmické lodě. Zdeněk Coufal; The Associated Press, Dec 3 95
Z Oaklandu do Zlína aneb vzrušující týden Oakland je město Kalifornii. V jeho blízkém sousedství je San Francisco nebo Berkeley. Pro nás, astronomy ve Zlíně, se stal Oakland velice zajímavým městem díky firmě PIXEL, která zde začala vyrábět CCD kameru za opravdu velice nízkou cenu. A nejen to: kamera je ve své třídě opravdu kvalitní. Všechno začalo už dávno, před několika lety, když firma Santa Barbara Instruments Group uvedla na trh první cenově dostupnou amatérskou kameru ST4. Bylo jasné, co znamená použití CCD kamer v amatérské astronomii, ovšem cena kamery ST4 kolem 30 tisíc korun byla stále nedostupná. A tak jsme zůstali jen u čtení článků ve Sky and Telescope nebo v jiných časopisech. Hltali jsme informace o tom co to znamená pozorovat a zpracovávat CCD snímky. Nicméně pořád jsme se zabývali představou, jak takovou kameru získat. Na přelomu roku 1994/95 byl na návštěvě ve Zlíně pan Jindřich Zigmund, který žije v Kalifornii. Díky němu do Zlína pravidelně putují časopisy CCD astronomy a Sky and Telescope. V červnovém čísle Sky and Telescope objevil Pavel Cagaš inzerát firmy PIXEL na kameru Pixel 211. Inzerát sliboval CCD kameru s čipem TC211, s 12bitovým převodníkem, chladičem a přenosem po paralelním portu. To vše za zaváděcí cenu 325 dolarů. Tedy technické parametry lepší jak ST4, cena skoro třikrát menší a tentokrát jsme si na takovou částku mohli troufnout. Objednávku kamery jsme udělali koncem května elektronickou poštou díky panu Zigmundovi, který „na místě“ zařídil vše potřebné. A pak už nezbylo než čekat. Po třech týdnech jsme začali být trochu netrpěliví, zda za své peníze vůbec něco dostaneme. Ukázalo se ale, že důvod je v samotné kameře. Cena kamery je opravdu nízká a tak byla firma opravdu zahlcena objednávkami a „nestíhala“. Zorné pole 4/95, strana 10
Na naši objednávku z 28. května se dostalo až 22. června. Mezitím nám ještě firma odeslala zvláštní expresní zásilku s nejnovější verzí software včetně zdrojového textu. Ve středu 28. června jsme dostali upozornění, že „máme něco na poště“. V pátek 30. června jsme měli konečně v ruce výzvu z olomoucké celnice, abychom si vyzvedli zásilku. Konečně v pondělí 3. července se Pavel Cagaš s Martinem Kolaříkem vydávají do Olomouce pro kameru. Poslední formality, placení cla a daně z přidané hodnoty a kamera je naše ! Ke kameře je přiložena uživatelská příručka, disketa se software, paralelní kabel a zdroj 110/12V. Kupujeme nový zdroj 220/12V takže kamera je připravena ke zkoušce. Počasí v pondělí 3. července není příliš dobré. V přítmí pracoven firmy Alcor — Moravské přístroje se Martin Kolařík a Vašek Přibík chystají k otestování kamery. Objektiv s ohniskem 135 mm provizorně připojený na kameru míří do temné místnosti. První test a na obrazovce se objevuje „něco“. Kamera funguje a je patrné,jak je citlivá. Snímkování místnosti ale není pro astronomy to pravé ořechové, a tak přes málo nadějné počasí vyjíždíme oranžovým „astrocarem“ na hvězdárnu. Počasí opravdu nevzbuzuje mnoho nadějí. Zato nás těší, že karuselová hlava na našem dalekohledu je kompatibilní Obr. 1: M 57 v ohnisku reflektoru s CCD kamerou. Po chvíli je místo jednoho ze čtyř 270/2 150, expozice 300 sekund, 27. 7. 1995 okulárů zasunuta CCD kamera. Ještě nezbytné propojení kabelem na paralelním portu přenosného notebooku a můžeme začít snímkovat. Zkoušíme nejprve Arcturus, ale počasí hatí naše plány a tak přecházíme na Vegu. Dírami mezi mraky se nám daří získat první snímek hvězdy. Je špatný, ale máme z něho radost a hned začínáme zkoušet něco náročnějšího: Epsilon Lyrae. Po chvíli čekání na tu správnou díru mezi mraky se skutečně na obrazovce monitoru objevují dva jasné objekty. Čip kamery je malý, a tak v ohnisku dalekohledu 135/1950 mm tato dvojhvězda vyplňuje skoro celé zorné pole. Povzbuzeni úspěchem zkoušíme vyhledat zase náročnější objekt: prstencovou mlhovinu M 57. Opět nezbytné soupeření s mraky a po chvíli se na obrazovce objevuje prstenec M 57. Vyplňuje značnou část zorného pole. Je to opravdu neuvěřitelné, že to, co dříve při fotografování trvalo tak dlouho máte nyní za pár sekund. Obr. 2: Kulová hvězdokupa M 13, Méně nás těší, že při delších expozicích přes 10 až objektiv Sonnar 2,8/180 mm, expozice 60 sekund, 6. 7. 1995 20 sekund se začíná projevovat nedokonalý pohyb našeho dalekohledu. Díky pohybu v rektascenzi je hvězda v blízkosti M 57 zřetelně roztažená. Vašek, který má zkušenosti s pozorování s kamerou ST4 v Brně oceňuje podstatně lepší vlastnosti kamery Pixel 211. Kamera tedy funguje a všichni se začínáme učit, jak zpracovávat surové snímky. Ve světě se věnuje CCD astronomii řada amatérů. V síti Internet existuje celá řada elektronických Zorné pole 4/95, strana 11
konferencí, které se věnují obdobné problematice. Například dotaz na konverzi grafických formátů odesílám do Austrálie a po několika hodinách mám odpověď s odkazem na vhodný software. Středa je dalším vhodným dnech pro pozorování. Tentokrát pozorujeme s PC 386 — desktop s 14" monitorem. Počasí je lepší jak v pondělí. Ještě za soumraku zkoušíme pozorovat Měsíc, ale bez úspěchu, je příliš jasný. Pouze na neosvětlené části jsou vidět krátery. Stejně tak je neúspěšné pozorování Jupitera. Je zřejmé, že bez opravdu krátkých expozic, tedy bez závěrky nemůžeme tak jasná tělesa exponovat. Dále zkoušíme pozorovat kulovou hvězdokupu M 13. Skutečně po 10 sekundách máme snímek hvězdokupy. Bohužel při delší expozici ruší pohyb dalekohledu a tak problém řešíme po svém. Přerušujeme pozorování a několik minut programujeme superpoziční program, který umožňuje skládat sérii po sobě následuObr. 3: M 27 Dumbell, objektiv Sonnar jících snímků. Program umožňuje zadat vzájemné posunutí následujících snímků. Skutečně, deset de2,8/180 mm, expozice 50 sekund, 6. 7. 1995 setisekundových snímků hvězdokupu M 13 zpracované tímto programem dává pěkný snímek, kde je patrná řada hvězd. Tak jsme tuto hvězdokupu nikdy neviděli! Exponujeme ještě M 92 a jádro galaxie M 31. Kdybychom pozorovali kratším ohniskem, pak bychom mohli dělat delší expozice a snímkovat objekty s většími rozměry. Bohužel naše objektivy mají závit M 42 a my nemáme redukci z toho závitu na průměr 1 14 palce. Nicméně ve čtvrtek kolem poledne už začal Lojza Kopřiva kreslil první náčrtek redukce a během odpoledne za vydatné pomoci Martina na hvězdárenském soustruhu vykouzlil z plastové tyče redukci včetně obtížného závitu M 42. Ve čtvrteční podvečer už k obloze mířila CCD kamera připojená k objektivu Sonnar 2,8/180 mm. Znovu zkoušíme známé objekty M 13 (obr. 1), M 57, M 51 (obr. 4) a další. Zorné pole v této kombinaci je kolem 0,5 stupně. Při snímkování galaxie M 31 vidíme jasné jádro. Při dalším snímku „odsouváme“ jádro mimo zorné pole a snímkujeme pouze raObr. 4: galaxie M 51, objektiv Sonnar meno. Opájíme se nádherným snímkem. Zkoušíme také snímkovat severní polární sekvenci. Nastavení 2,8/180 mm, expozice 240 sekund, 6. 7. 1995 dalekohledu v oblasti pólu je trochu složitější a tak nám to chvilku trvá. Máme ale jistotu, že po 5 sekundách vidíme s jistotou hvězdu s jasností 12,5 magnitudy a jistě jsou v zorném poli i hvězdy slabší. Zřejmě bude pravda, že bychom mohli zachytit hvězdy až 17 magnitudy ! V pátek kolem poledne začínáme upravovat originální program podle našich potřeb. Především zlepšujeme ovládání histogramu, které nás v minulých nocích dosti zdržovalo. Zorné pole 4/95, strana 12
Pak přidáváme další funkci — export do formátu IMG, ze kterého pak můžeme konvertovat do dalších běžných formátů. V podvečer je zlepšený program připraven na další noc. V pátek večer se na hvězdárně schází mnohem více astronomů. Někteří z nich se dívají poprvé na ten zázrak. Ještě za světla připravujeme objektiv Sonnar 300 mm. Ke klávesnici počítače poprvé usedá Pavel Cagaš, kterého lehká letní chřipka nemohla udržet v posteli. Chvíli čekáme, než se odpaří zmrzlá voda z plošky čipu a pak začínáme snímat objekty.Z večera je ještě dosti jasno a hodně ruší světlo Měsíce, který je po první čtvrti. Kolem půlnoci měníme objektiv a nasazujeme opět objektiv s ohniskem 180 mm jako v minulé noci. Ukázalo se, že Sonnar 300 mm nekreslí tak dobře, jako bychom si přáli. Zato „stoosmdesátka“ kreslí velice dobře. Daří se nám snímat řasové mlhoviny s expozicí 240 s v Labuti (obr. 6) a dokonce i „Mexický záliv“ v Severní Americe v Labuti (obr. 5).Také Obr. 5: NGC 7 000, objektiv Sonnar spirála M 33 (obr. 7), kterou snímáme nad ránem 2,8/180 mm, expozice 300 sekund, s dobře patrnou spirálovou strukturou je nádherná. 7. 7. 1995 — oblast Mexického zálivu Snímky, které jsme doposud vídali jen v časopisech v Severní Americe v souhvězdí Labutě si teď můžeme pořídit sami. Stačí jen namířit a po několika sekundách se snímek objeví na monitoru počítače. Několikrát jsme si vzpomněli na své dřívější zkušenosti s fotografováním. Těšíme se, až ukážeme svou CCD kameru panu Carbolovi nebo Schroetterovi, kteří strávili stovky hodin fotografováním pod hvězdnou oblohou. To, co jim trvalo dlouhé minuty a hodiny, lze dnes dosáhnout po desítkách sekund. Na druhé straně fortelná práce se nikdy neztratí a tak i dnes používáme přípravků, které vyrobil a používal pro svou fotografickou práci pan Carbol. Ráno odcházíme s vědomím, že dokážeme pořídit snímek téměř čehokoliv a začínáme přemýšlet, jak určovat jasnosti hvězd nebo jak použít kameru pro snímání zákrytů hvězd Měsícem. V sobotu se Pavel s Martinem pustili do tvorby nového programu pro ovládání kamery, jak jinak než v programovacím jazyce Modula 2. V programu je Obr. 6: NGC 6992, objektiv Sonnar celá řada vylepšení, které činí pozorování snazším, 2,8/180 mm, expozice 240 sekund, ale všechno chce čas. A tak se v sobotu nepozoruje. 7. 7. 1995 — Řasy v souhvězdí Labutě Tomu „přeje“ i počasí — oblohu dlouho přezařuje Měsíc. Jedna z nově připravovaných funkcí nového programu by měla umožnit právě i sledování zákrytů hvězd Měsícem. V neděli se k vývojovým pracem na novém programu připojuje i Vašek Přibík. Joška připravuje první HTML stránku, která prezentuje snímky pořízené CCD kamerou Pixel 211 a umísťuje ji na Web serveru České astronomické společnosti. (URL je http://www.astro.cz/astro.html) Zorné pole 4/95, strana 13
Obr. 7: M 33, objektiv Sonnar 2,8/180 mm, expozice 120 sekund, 7. 7. 1995 — galaxie v Trojúhelníku
Po nádherném letním dni se večer obloha pokrývá hustými mraky, které ještě ozařuje dorůstající Měsíc. Občas se sice trhlinou mezi mraky objeví hvězda, ale teď už není důvod za tak špatných podmínek pozorovat, jako tomu bylo ještě začátkem týdne v pondělí. Skončil vzrušující týden, kdy jsme se mohli poprvé dotknout technologie, o které jsme zatím jen četli a snili. Parametry CCD kamery Pixel 211: čip TC-211; počet pixelů: 192×165 velikosti 13,75×16 µm; rozměr čipu: 2,64×2,64 mm. Pro výpočet hrany zorného pole lze použít vzorec a = 151,261/f ; pro některé ohniskové vzdálenosti udává velikost této hrany tabulka. Josef Chlachula
180 135 80 50 ohnisko f [mm] 2150 1950 1000 500 300 zorné pole 4´13˝ 4´39˝ 9´5˝ 18´9˝ 30´15˝ 50´25˝ 1◦ 7´14˝ 1◦ 53´27˝ 3◦ 1´31˝
Meteorický útok na Discovery V počátcích kosmických letů se zdály být meteority faktorem, který by mohl značně ohrožovat životy lidí ve vesmíru. Desetiletí, během nichž k žádné takové tragické události nedošlo, toto nebezpečí značně zpochybnila. Člověk si ale začal situaci zhoršovat sám — svým smetištěm v okolí naší planety. 18. července 1995 se znečišťovaný vesmír připomněl: v době, kdy američtí astronauti na raketoplánu Discovery spali, malé „smetí“ narazilo na přední ochranné sklo. Posádka se vzbudila a objevila v něm kráterek. Důlek byl hluboký 8 mm a dosahoval průměru 16 mm. Raketoplán nebyl bezprostředně ohrožen, protože okno je tvořeno několika vrstvami skla a to, které bylo poškozeno, je silné 12,5 mm. Obdobně bylo r. 1983 ostřelováno ochranné sklo raketoplánu Challenger zrnkem laku. I ruská družicová stanice Mir bývá čas od času takto zasažena. Vesmír, 1995, 10
Kometární podívaná 1997 Jarní obloha roku 1977 nám může poskytnou skvělou podívanou na velkou jasnou kometu. Mohla by být největší a nejjasnější od příchodu komety roku 1811, kterou lidé považovali (samozřejmě dodatečně) za varovné předznamenání Napoleonova vpádu do Ruska. Kometa nese jméno Hale-Bopp. 23. července 1995 ji objevili v souhvězdí Střelce dva amatérští astronomové — Alan Hale z Nového Mexika a Thomas Bopp z Arizony. Získali 200 pozorování, což umožnilo Brianu Marsdenovi vypočítat oběžnou dobu komety na 3 000 let dopředu. Její dráha zasahuje až za dráhu Pluta do Kuiperova pásu a směrem ke Slunci překračuje dráhu naší planety. Měla by tedy mít obdobnou dráhu jako obří komety, které navštívily okolí Slunce r. 1729 a v oné napoleonské době r. 1811. Jejich jeden oběh ve Sluneční soustavě trvá 2 000–4 000 let. Zorné pole 4/95, strana 14
Na anglicko-australské observatoři v Novém Jižním Walesu zpětně zjistili, že kometu vyfotografovali už 27. dubna 1993. Už nyní, kdy je kometa Hale-Bopp od nás vzdálena více než miliardu kilometrů (leží tedy mezi drahami Jupiteru a Saturnu), je velice jasná. Její jádro je s největší pravděpodobností velice rozměrné, možná o průměru 100 km. Připomeňme, že u komety Chiron se předpokládá jádro o průměru až 300 km. Haleova-Boppova kometa by byla tedy mnohonásobně větší než např. Halleyova kometa s průměrem 16 km. Tato obří kometa nás však nemůže ohrozit srážkou — proletí kolem Země ve vzdálenosti plných 200 milionů kilometrů. Uvidíme ji tedy skutečně jako jasný úkaz? Bylo by na čase, v minulých desetiletích nás řada slibných komet zklamala...
Společenská kronika New Prague, Minnesota, United States — od našeho zvláštího zpravodaje. Dlouholetý pracovník zlínské hvězdárny a přední člen Zlínské astronomické společnosti Josef Chlachula, dlouholetý známý zastánce nedotknutelnosti mužských práv a vyznavač nevázaného bohémského života, po dlouhém boji nakonec sám rád musel podlehnout půvabné Roxaně domovem ve výše jmenované části světa. Nakolik se na Joškově odměkčení podílela tvrdá valuta se našemu zpravodaji nepodařilo zjistit. Jisté je, že i přes snahu o dokonalé utajení celé akce (oficiální odtajnění nastalo jen několik dní před sňatkem) bylo všem stejně všechno již drahnou dobu jasné. Joškovi a Roxaně za všechny zlínské astronomy a spřízněné duše blahopřejeme.
ZORNÉ POLE hvězdárny Zlín vydává Zlínská astronomická společnost, 760 01 Zlín. Vychází 4× ročně. Toto číslo připravil Zdeněk Coufal a Pavel Cagaš. Tiskne Knihovna Františka Bartoše ve Zlíně. Náklad 220 výtisků. Informace je možné získat osobně či telefonicky na zlínské hvězdárně (jen v pondělí a pátek večer, tel. +420 (67) 36945), nebo na elektronické adrese
[email protected]. Text časopisu byl zalomen a vysázen programem pdfTEX. „Podávání novinových zásilek povoleno Českou poštou, s.p. OZJM Ředitelství v Brně č.j. P/2-1817/97 ze dne 18.4.1997“. REG 370 507 193 Zorné pole 4/95, strana 15
