| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Obloha v listopadu
Jaroslav Trnka
Pozorujeme oblohu. Zdroj: BPAA
|
Ekliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země. Kulminace – okamžik, kdy je nějaký astronomický objekt nejvýše (horní kulminace) nebo nejníže (dolní kulminace) nad obzorem. Konjunkce – planeta a Slunce mají stejnou ekliptikální délku neboli rektascenzi. Při horní konjunkci je Slunce mezi Zemí a planetou. U vnitřních planet (Merkuru a Venuše) může nastat také dolní konjunkce, při níž je planeta mezi Zemí a Sluncem. Opozice – seskupení těles na jedné přímce s pozorovatelem uprostřed. U planet hovoříme o opozici, pokud je planeta vzhledem k pozorovateli na opačné straně než Slunce. |
Astronomickou přehlídku úkazů na listopadové obloze začneme nejprve u našeho SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. I přesto, že se v listopadu výška Slunce v kulminaci pohybuje pouze od 18° do 25° na obzorem, rozhodně to neubírá nic na tom, jaký pohled nám naše nejbližší hvězda nabízí v období vrcholné aktivitySluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V prosinci roku 2019 Slunce podle tohoto značení zahájilo 25. cyklus činnosti.. Astronomické deníky se v průběhu října plnily snímky aktivních oblastí slunečního disku. Poslední z nich byla aktivní oblast skvrn AR 1598 provázená několika silnými erupcemi třídyRentgenové vzplanutí – prudké uvolnění energie způsobené přepojením (rekonexí) magnetických silokřivek. Zahřáté plazma vyzařuje v celém spektru včetně rentgenového oboru. Rentgenová vzplanutí se klasifikují podle toku energie v intervalu vlnových délek 0,1 až 0,8 nm: třída B (< 10−6 W/m2); třída C (10−6 až 10−5 W/m2); třída M (10−5 až 10−4 W/m2); třída X (> 10−4 W/m2). C a M. To je zatím nejsilnější zaznamenaná erupce od 12. července 2012, kdy byly zaznamenány erupce třídyRentgenové vzplanutí – prudké uvolnění energie způsobené přepojením (rekonexí) magnetických silokřivek. Zahřáté plazma vyzařuje v celém spektru včetně rentgenového oboru. Rentgenová vzplanutí se klasifikují podle toku energie v intervalu vlnových délek 0,1 až 0,8 nm: třída B (< 10−6 W/m2); třída C (10−6 až 10−5 W/m2); třída M (10−5 až 10−4 W/m2); třída X (> 10−4 W/m2). X1.4. Vzplanutí v tomto případě netrvalo příliš dlouho – přibližně 14 minut. V době vzplanutí nebyly generovány žádné vysoce energetické protony, bylo možné sledovat pouze slabý a pomalý výron koronální hmoty CMECME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME)., který s tím souvisel. Dá se očekávat, že maximum sluneční aktivity 24. slunečního cyklu přinese ještě další mohutné erupce. Společně s tím mohou být viditelné rozsáhlé skvrnySluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611., které jako v případě skvrny označené AR 1476 z května tohoto roku, spatříme i pouhým okem. Pochopitelně při pozorování Slunce je nutné dodržovat zásady bezpečného pozorování pomocí speciálního filtru, a to i v případě, že sledujete Slunce bez dalekohledu!
Obr. 1: Na Slunci byla 20. října zaznamenána mohutná erupce třídy M9. Zajímavé je pozorovat vzhled, oscilace a zánik jasné koronální smyčky uvnitř této aktivní oblasti před a během tohoto vzplanutí. V průběhu hodin se vyvíjí do fascinující série rostoucích smyček. Zdroj: Solar Dynamics Observatory (SDOSDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření. Observatoř je na geosynchronní orbitě Země.).
Přeneseme-li se na večerní část oblohy, jednoznačně nejvyhledávanějším objektem bude největší planeta sluneční soustavy – JupiterJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×1027 kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole.. Začátkem listopadu vychází přibližně 2 hodiny po západu SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium., koncem měsíce bude nad obzorem už celou noc, neboť se blíží jeho prosincová opozice se Sluncem. Jupiter se pohybuje v souhvězdí Býka, kde je svou jasností (–2,7 magMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).) nepřehlédnutelnou ozdobou zimních souhvězdí. Společně s blízkou hvězdou AldebaranAldebaran – α Tauri, nejjasnější hvězda ze souhvězdí Býka. Jde o oranžového obra s poloměrem 38 krát větším než Slunce, jasností 0,87 magnitudy a spektrální třídou K5. Aldebaran má trpasličího průvodce spektrální třídy M2. Aldebaran je od nás vzdálený 65 světelných let a má nepravidelně proměnnou jasnost s amplitudou 0,2 magnitudy. Název hvězdy pochází z arabštiny a znamená „Ten, který sleduje“. V názvu je tak vystiženo, že Aldebaran na své pouti noční oblohou sleduje výraznou hvězdokupu Plejády. tvoří fotogenickou oblast hvězdné oblohy. Vzhledem k tomu, že se Jupiter přesouvá do severnější části ekliptikyEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země., budou podmínky na jeho pozorování velmi výhodné. Pomocí dalekohledů spatříme potom celou řadu podrobností. Hlavní zásluhu na tom má jeho přiblížení – od začátku října do okamžiku opozice 3. 12. se vzdálenost od ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. zmenší ze 4,54 na pouhých 4,07 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů.. Úhlový průměr potom poroste ze 43′ na 48′. Na první pohled se v dalekohledu jeví Jupiter nápadně zploštělý, patrné jsou i tmavší oblačné pásy a také Velká červená skvrna. Velké zvětšení nabízí úchvatnou podívanou na dramatickou tvář obří planety. Sledování detailů však často limituje chvění atmosféry, proto je výhodné odložit pozorování Jupiteru až na druhou polovinu noci, kdy kulminuje nad místním poledníkem. Nemohu se nezmínit o čtyřech nejjasnějších měsících planety, které nepřehlédnete už v triedru. Při troše štěstí budete moci sledovat jejich zákryty nebo přechody, kdy měsíce tranzitují před mateřskou planetou a vrhají na planetu zřetelný stín. Zajímavým úkazem budou i těsné konjunkce Jupiteru s MěsícemMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl).. Ta první se odehraje 2. 11. ve 2 hodiny SEČSEČ – středoevropský čas. SEČ je roven světovému času + 1 hodina. V období od poslední březnové neděle do poslední říjnové neděle platí tzv. letní čas (SELČ), který je roven světovému času + 2 hodiny., kdy Měsíc bude jižně 1,3°, druhá nastane 29. 11. ve 3 hodiny SEČ, tehdy bude Měsíc vzdálen pouze 1,1°.
V první polovině noci můžeme také v souhvězdí Ryb spatřit planetu UranUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety., která dosahuje jasnosti 5,8 mag. I přestože se Uran nachází v části oblohy s nízkým počtem hvězd, jeho pozorovací podmínky budou v průběhu listopadu stále velmi dobré. V opozici se Sluncem byl Uran v září tohoto roku, proto se jeho viditelnost koncem listopadu zkrátí a bude zapadat asi hodinu po půlnoci. Především v období kolem novu (nastává 13. 11.) se můžete pokusit vyhledat Uran pomocí mapky i pouhým okem. Dalekohled však nabídne atraktivnější podívanou – planeta se při 150násobném zvětšení promění v kruhový kotouček se světle zeleným odstínem o průměru zhruba čtyř úhlových vteřin.
VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. se nad východním obzorem objeví přibližně tři hodiny před Sluncem, 26. a 27. listopadu ji navíc zastihneme v těsné blízkosti planety SaturnSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm−3 je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou. a dohromady s MerkuremMerkur – planeta nejbližší Slunci. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Jde o nejmenší planetu vůbec. Je téměř bez atmosféry. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi −180 °C a 430 °C. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) v poměru 2:3 způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, která se stáčí vlivem přítomnosti ostatních planet. Malá část stáčení perihelia dráhy (43″ za století) je způsobena efekty obecné relativity. budou tvořit velmi pěkné seskupení na ranní obloze. Příležitost k pozorování dalšího zajímavého seskupení máme také 12. listopadu, kdy na ranní obloze nad jihovýchodním obzorem bude možné spatřit společně jasnou hvězdu Spiku ze souhvězdí Panny, Venuši, Saturn a Měsíc.
Obr. 2: Obdélníková mapa ukazuje pohled nad jihovýchodní obzor 27. listopadu v 6:30 SEČ. Těsná konjunkce Venuše se Saturnem bude bezpochyby inspirující nejen pro astrofotografy. Planety bude dělit pouze 0,5°, nad zářivou Venuší bude vidět Saturn s jasností 0,6 mag a vlevo dole ve vzdálenosti 12° spatříme i planetu Merkur s jasností 0,3 mag.
Zářivé hvězdy podzimní oblohy vyprávějí mytické příběhy, díky kterým můžeme ve hvězdné obloze číst, jako v napínavé knize. Na podzimní obloze je vykreslen příběh bájného Persea a princezny Andromedy, jejího otce etiopského krále Kefea s ješitnou manželkou Kasiopejou, stejně tak jako příběh mořské obludy Velryby a okřídleného koně Pegase. Pegas kulminuje nad jižním obzorem už kolem 20. hodiny. Souhvězdí tvoří typický čtyřúhelník, který bývá také označován jako Pegasův čtverec. Podobný příklad jako skupina hvězd Velký vůz – asterizmusAsterizmus – výrazné seskupení hvězd, které nepatří do oficiálních souhvězdí. Nejznámějším asterismem je Velký vůz, který je částí souhvězdí Velká medvědice (Ursa Major). tvořený sedmi nejjasnějšími hvězdami Velké medvědice. První hvězda ze čtveřice, Markrab (alfa Pegasi), září v jihozápadním cípu. Přestože se Markrab honosí písmenem „alfa“ Pegasi, není nejjasnější ze čtveřice hvězd Pegasova čtverce. Tou je bezpochyby Alpheratz s jasností 2,05 mag. Nicméně, má to ještě háček. Alpheratz je totiž společnou hvězdou souhvězdí Pegase i Andromedy. Potom je tu ještě hvězda Scheat (beta Pegasi) v severovýchodním rohu Pegasova čtverce. Vzhledem k tomu, že je Scheat polopravidelnou proměnnou hvězdou s periodou 43,3 dne, může být ještě jasnější než Markrab. Čili označení stálic řeckými písmeny na základě jejich klesající jasnosti může být zavádějící. Nejnápadnější hvězdou ze souhvězdí je nakonec Enif (epsilon Pegasi) ve vzdálenosti zhruba 690 světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. s jasností 2,4 magMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).. Markrab je obří hvězda s průměrem pětinásobku našeho Slunce ve vzdálenosti zhruba 130 světelných roků. Vše nasvědčuje tomu, že hvězdu sledujeme právě v okamžiku, kdy přechází do fáze červeného obraČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem.. V průběhu relativně krátké doby spotřebuje centrální zásoby vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish.. Nakonec po ní zůstane bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. a rychle se rozplývající planetární mlhovinaPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech..
Obr. 3: Skupina jasných hvězd kolem hvězdy Mirphak (alfa Persei). Zabírá plochu o průměru kolem čtyř úhlových stupňů, proto se nejlépe sleduje bez dalekohledu nebo s malým triedrem o velkém zorném poli. Zdroj: Tamas Abraham
Jasné hvězdy nalezneme i v souhvězdí Persea. Mirphak (alfa Persei) je nejjasnější hvězdou souhvězdí a vyrovná se lesku hvězd Velkého vozu. Triedrem je možné spatřit kolem Mirphaku několik desítek zářivě bílých hvězd, které mohou připomínat hrst poházených diamantů. Jedná se o skupinu mladých hvězd, které mají stáří pouhých deset milionů roků. V katalogu je tato skupina známá také pod názvem Melotte 20 nebo Collinder 39. Jihozápadně od Mirphaku nalezneme druhou nejjasnější hvězdu souhvězdí Algol (beta Persei). Její jméno pochází z arabštiny, v přepisu „ra's al-ghul“, tedy Démonova hlava, zkomoleně Algol. Na většině mytologických zobrazení souhvězdí je hvězda znázorněna jako hlava Gorgony, kterou bájný Perseus drží v ruce. Nejen spojení s antickou mytologií však dělá Algola mystickou hvězdou. Roku 1667 si italský astronom Geminiano Montanari všiml, že se Algol skutečně chová zvláštně – mění v průběhu času svoji jasnost. Cyklické změny jasnosti Algolu v roce 1783 odhalil a také vysvětlující teorii popsal neslyšící britský amatérský astronom John Goodricke.
Dnes víme, že je Algol zákrytovou proměnnou hvězdou, která je tvořena trojitou spektroskopickou hvězdnou soustavou ve vzdálenosti přibližně 93 světelných roků od Země. Dvě z nich kolem sebe krouží v těsné blízkosti, přičemž jejich rovina oběhu prochází Zemí. Oscilace zdánlivé (pozorované, ne absolutní) jasnosti způsobuje zákryt druhou složkou binární soustavy, jež se v zorném poli pozemského pozorovatele právě přesouvá před zářivým diskem jasnější hvězdy v pravidelném intervalu 2 dnů, 20 hodin a 49 minut. Změna jasnosti se mění v rozmezí 2,1÷3,4 magMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).. Těsnou dvojhvězdu tvoří žhavá hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti pěti Sluncí a vývojově pokročilejší podobr s hmotností několikanásobně menší. Třetí složkou soustavy je hvězdný průvodce (Algol C) zdánlivé jasnosti 10,5 mag, který obíhá těžiště ve vzdálenosti 2,69 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. v periodě 680 dní.
Hvězda Algol je také prototypem celé skupiny zákrytových proměnných hvězd. Vyznačují se světelnou křivkou s hlubokými minimy a téměř konstantní jasností mimo zákryt složek. Mnohé algolidy jsou interagující dvojhvězdy, v nichž probíhá přenos hmoty. Proud hmoty vytéká ze sekundární složky a dopadá na jejího průvodce, případně kolem něj vytváří akreční disk. Vše záleží na konkrétních podmínkách, zvláště na tom, jak jsou složky dvojhvězdy daleko od sebe, tedy kolik je pro akreční disk prostoru.
Obr. 4: Zákrytová proměnná hvězda Algol v uměleckém ztvárnění Steva Bowerse. Horkou modrobílou složku obíhá mnohem chladnější žlutooranžová hvězda ve vzdálenosti zhruba 10 milionů kilometrů. Horká složka přetahuje na sebe po malých částech plyn z povrchových vrstev chladnější hvězdy. Ta ve svém jádře rychleji vyčerpala zásoby jaderného paliva, začala se rozpínat a měnit v obra. V systému těsné dvojhvězdy ale není prostor pro zvětšování objemu. Ve svém rozpínání je omezena jistým hraničním objemem, zvaným Rocheův lalok. Působením přitažlivosti druhé složky je hvězda deformována do tvaru kapky. Proud hvězdného materiálu směřuje ke druhé složce, která byla ve svém vývoji pomalejší. Tímto způsobem se může přepravit významná část hmoty. Původní hmotnosti obou složek se tak pomalu převrátí – primární složka se tak stane tou méně hmotnou z dvojice. Takto byl vysvětlen problém hvězdné evoluce, někdy také nazývaný jako „Paradox Algolu“. Totiž pokud se skutečně jedná o hvězdy stejně staré, měla by být vývojově pokročilejší ta hmotnější hvězda (žhavá modrobílá hvězda o hmotnosti pěti Sluncí) – to by bylo ve shodě s teorií hvězdné stavby, neboť rychleji spotřebovává své zásoby jaderného paliva. Zdroj: Orionsarm.
Obr. 5: Diagram ukazuje typický průběh změn jasnosti proměnné hvězdy typu beta Persei (algolidy). Světelná křivka graficky zobrazuje vztah mezi změnou jasnosti (svislá osa) zkoumané hvězdy na čase (vodorovná osa). Studium světelné křivky může spolu s dalšími pozorováními přinést významné informace o fyzikálních procesech, které ji vytvářejí. Zdroj: HKU.
V severní části Persea nalezneme jeden z nejkrásnějších nebeských objektů – hvězdokupu χ a h Persei (čti chí a há). Pouhým okem vypadá jako mlhavá skvrnka o průměru přibližně půl stupně, ale v triedru bude na první pohled zřejmé, že se hvězdokupa rozpadá na dvě menší skupiny hvězd. Dvojice otevřených hvězdokup se nachází ve vzdálenosti 7 000 světelných roků, průměr každé z hvězdokup se odhaduje na 70 světelných roků. Hvězdy obou hvězdokup jsou velmi mladé a většinou září bílou nebo namodralou barvou – hvězdokupa označovaná jako „h“ (NGC 869) je zhruba pět miliónů let stará, druhá hvězdokupa označovaná jako „χ“ (NGC 884) je ještě o dva milióny let mladší.
Velmi příznivě se oproti předpokladům na podzimní obloze daří jasným kometám. Hlavní zásluhu na tom má bezpochyby kometa 168P/Hergenrother, která v průběhu svého návratu ke Slunci několikrát skokově zjasnila. Pozornost astronomů kometa poutá již od 13. září, kdy bylo ze snímků dalekohledy patrné, že jasnost komety byla zhruba 27× vyšší oproti očekávání. Nicméně růst jasnosti v následujících dnech strmě pokračoval a 8 dnů poté dosahovala její aktivita 40× vyšší hodnoty, než je u ní obvyklé. Po průchodu kolem Slunce, kdy došlo k dalšímu skokovému zjasnění, přesahuje její jasnost již 250 násobek její očekávané jasnosti! Při svém velice příznivém návratu ke Slunci prolétla kometa 25. září ve vzdálenosti 63 milionů kilometrů kolem Země a zamířila vysoko nad obzor. Naskytla se proto výjimečně dobrá příležitost pozorovatelům ze severní polokoule, kteří mohou spatřit kometu v malých dalekohledech či binokulárech na vlastní oči. Kometa 168P/Hergenrother patří do skupiny krátkoperiodických komet, jejichž dráha je pod silným vlivem planety Jupiter. Díky častým přiblížením k této planetě se postupně zmenšuje její minimální vzdálenost od Slunce. Ke Slunci se kometa navrací pravidelně každých 7 let a prolétne kolem něj ve vzdálenosti zhruba stejné, jako obíhá planeta Mars. Každé setkání se Sluncem však kometa draze zaplatí. Materiál jednou uvolněný z jejího jádra vlivem slunečního větru způsobí, že po několika tisících takovýchto návratech se kometa v podstatě rozplyne do prostoru. Skokové zjasnění komety má vlastně za příčinu odtržení větší části jejího jádra a explozí takto uvolněné úlomky potom zazáří ve slunečním světle. Ze současného průběhu aktivity komety lze předpokládat, že minimálně do konce listopadu bude v dosahu středních dalekohledů.
Obr. 6: Nejnovější fotografie komety 168P/Hergenrother pořízená 26. října na observatoři Haleakala pomocí 2-metrového dalekohledu Faulkes Telescope North f/10.0 Ritchey-Chretien ukazují přítomnost druhého jádra nebo fragmentu. Zdroj: Remanzacco Observatory
Obr. 7: Kometa 168P/Hergenrother na snímku z 12. října pořízeného v Městské hvězdárně ve Slaném pomocí dalekohledu (Skywatcher 200/1000) a CCD kamery SBIG ST-9E expozicí 3×120 s bez filtru.
Obr. 8: Kometa 260P/McNaught na snímku z 16. října pořízeného v Městské hvězdárně ve Slaném pomocí dalekohledu (Skywatcher 200/1000) a CCD kamery SBIG ST-9E expozicí 3×120 s bez filtru. Letošní návrat této komety sliboval, že díky své aktivitě bude viditelná i menšími dalekohledy. K dobré viditelnosti přispívá i její výška nad obzorem – pohybuje se v souhvězdí Andromedy. Svého maxima jasnosti (12,3 mag) kometa dosáhla v polovině září. Výhodné pozorovací podmínky budou pokračovat i začátkem listopadu, protože její kulminace nastane zhruba hodinu před půlnocí. Poslední pozorování komety z 26. října však potvrzují výrazný pokles jasnosti na 14,0 mag.
Odkazy
