Slezská univerzita v Opavě
Praktická astronomie
Studijní text
Tomáš Gráf
ii
Příprava tohoto studijního materiálu byla financována Evropským sociálním fondem a
státním rozpočtem ČR v rámci realizace projektu CZ.1.07/2.2.00/28.0271, Intenzifikace
internacionálních, mezioborových a intersektorálních přístupů při studiu.
Praktická astronomie
studijní text
autor: Tomáš Gráf
tgraf@volny.cz
sazba LATEX: Tomáš Gráf
c 2015 Slezská univerzita v Opavě
obrázek na titulní straně: zdroj
verze z 27. října 2015
Obsah
1 Transformace souřadnic 3
1.1 Astronomické souřadnicové soustavy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.1.1 Horizontální soustava . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.2 Rovníková soustava 1. druhu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.3 Rovníková soustava 2. druhu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.1.4 Ekliptikální soustava . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.1.5 Galaktická soustava . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.1.6 Soustava ICRS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2 Transformace souřadnic . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2.1 Transformace rovníkových souřadnic 1. a 2. druhu . . . . . . . . . . . . . 7
1.2.2 Transformace horizontálních a rovníkových souřadnic 1. druhu . . . . . . 8
1.2.3 Transformace ekliptikálních a rovníkových souřadnic . . . . . . . . . . . 8
1.2.4 Software pro transformaci souřadnic – Astro-Toolbox . . . . . . . . . . 8
2 Systémy měření času 9
2.1 Čas jako fyzikální veličina . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.1.1 Rotační časové systémy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.1.2 Časové systémy definované fyzikálně . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2 Kalendáře . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.1 Definice roků . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.2 Kalendářní systémy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
3 Astronomické katalogy a atlasy 17
3.1 Katalogy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.1.1 (Yale) Bright Star Catalog . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.1.2 Bonner Durchmusterung (BD) a Cordoba Durchmusterung (CD) . . . . . 18
3.1.3 Henry Draper Catalog (HD) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.1.4 SAO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.1.5 Guide Star Catalogue . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.1.6 Další katalogy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.2 Hvězdné mapy a atlasy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.2.1 Mag-7 Star Atlas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.2.2 Karkoschkův astronomický atlas hvězdné oblohy . . . . . . . . . . . . . . 20
3.2.3 Palomar Observatory Sky Survey (POSS) . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.2.4 Další atlasy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.3 Ročenky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
iii
iv OBSAH
3.3.1 Tištěné ročenky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.3.2 Elektronické ročenky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
4 Astronomické databáze a virtuální observatoře 25
4.1 Databáze . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
4.1.1 Další on-line zdroje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
4.2 Virtuální observatoře . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
5 Astronomická pozorování z povrchu Země 27
5.1 Korekce polohy astronomických objektů . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
5.1.1 Precese a nutace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
5.1.2 Aberace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
5.1.3 Paralaxa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
5.1.4 Vlastní pohyb . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
5.2 Vliv atmosféry Země na pozorování . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
5.2.1 Astronomická refrakce . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
5.2.2 Atmosférická extinkce . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
5.3 Plánování pozorování . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
5.3.1 Dodatek . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
6 Pozorovací technika 37
6.1 Dalekohledy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
6.1.1 Typy dalekohledů . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
6.1.2 Vady optiky [11] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
6.1.3 Vývoj pozorovací techniky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
6.1.4 Největší dalekohledy světa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
6.1.5 Získání pozorovacího času . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
6.2 Montáže dalekohledů . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
6.2.1 Azimutální montáž . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
6.2.2 Paralaktická montáž . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
6.2.3 Automatizované montáže . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
6.3 Detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.3.1 Oko . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.3.2 Fotografická emulze . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
6.3.3 Fotonásobiče . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
6.3.4 CCD detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
Předmluva
Obsah předmětu „Praktická astronomie“, který několik let vyučuji na Slezské univerzitě v Opavě,
byl rozdělen do dvou samostatných částí studijního textu:
• Praktická astronomie
• Metody pozorovací astronomie
Praktická astronomie
Tento díl studijního textu obsahuje základní informace o transformacích astronomických souřadnic,
systémech měření času, astronomických katalozích a atlasech včetně astronomických
databází. Shrnuje vliv atmosféry Země na pozorování a seznámí studenty se základními informacemi
o dalekohledech a jejich montážích. Zmíněny jsou rovněž základní optické vady a
poslední část je věnována detektorům používaným v astronomii.
Poděkování
Rád bych poděkoval Slezské univerzitě a Ústavu fyziky za poskytnutí možnosti vypracování
tohoto studijního textu. Zejména RNDr. Petru Slanému, Ph.D. za jeho podporu a trpělivost.
V neposlední řadě patří můj dík také naší rodině za vytváření zázemí, na které se mohu spo-
lehnout.
Tomáš Gráf
1
2 OBSAH
Kapitola 1
Transformace souřadnic
Poustka: „Podívejte se, normálně jdu na sever a UŽ JDU NA JIH! Na sever A NA
JIH!“
Šofr: „To není možné.“
Poustka: „Jestli mi nevěříš, tak si to zkus.“
Šofr: „To jsem zvědavý ...... no jo! A zpátky zase.“
– Divadlo Járy Cimrmana, hra Dobytí severního pólu
1.1 Astronomické souřadnicové soustavy
Systematická astronomická pozorování se mimo jiné zabývají také určováním okamžitých poloh
astronomických objektů. Tento úkol není triviální, protože pokud pozorujeme ze zemského
povrchu, pak přímým pozorováním jsme schopni určit pouze směr, ve kterém se objekt nachází,
vzdálenost neznáme. Další vlivy, o které je nutné pozorování opravit, je pohyb Země, vliv její
atmosféry na pozorování a také důsledky konečné rychlosti světla. K tomu, abychom mohli
všechny vlivy zohlednit, je však nutné mít zavedenu jednoznačnou souřadnicovou soustavu.
Podrobněji se zavedení astronomických souřadnicových soustav věnuje přednáška Základy
astronomie. Zde si jen rekapitulujme ty nejpoužívanější.
Podle volby základní roviny a základního směru rozlišujeme:
1. horizontální soustava - ideální horizont, místní poledník, levotočivá
2. rovníková soustava 1. druhu - světový rovník, místní poledník, levotočivá
3. rovníková soustava 2. druhu - světový rovník, směr k jarnímu bodu, pravotočivá
4. ekliptikální soustava - rovina ekliptiky, směr k jarnímu bodu, pravotočivá
5. galaktická soustava - rovina rovníku Galaxie, směr k centru Galaxie, pravotočivá
6. ICRS (International Celestial Reference System) - je založen na rovníkových souřadnicích
2. druhu vybraných kvazarů
Záleží také na volbě počátku, pak jsou možné tyto modifikace:
3
4 KAPITOLA 1. TRANSFORMACE SOUŘADNIC
• topocentrická soustava - v místě pozorování
• geocentrická soustava - v těžišti Země
• heliocentrická soustava - v těžišti Slunce
• barycentrická soustava - v těžišti Sluneční soustavy
1.1.1 Horizontální soustava
Základní rovinou je v tomto systému rovina tečná k povrchu Země v místě pozorovacího stanoviště.
Množina všech směrů, které leží v této rovině, vytváří tzv. ideální horizont. Základní směr
je pak definován jižní polopřímkou průsečnice místního horizontu a roviny místního poledníku
(tzv. meridiánu).
K jednoznačnému popisu polohy bodu používáme v této soustavě souřadnice:
• azimut A - úhel od základního směru měřený směrem na západ
• výška nad obzorem h - úhel mezi směrem k bodu a tečnou rovinou
• vzdálenost od počátku souřadné soustavy (není nutná, pokud nás zajímá pouze směr k
bodu na obloze a ne jeho poloha v prostoru)
V některých případech je vhodnější využít souřadnici označovanou jako zenitová vzdálenost
z, která je definována vztahem z = 90◦
− h. Jako tzv. almukantaráty označujeme vedlejší kružnice,
které jsou rovnoběžné s rovinou ideálního místního horizontu. Nevýhodou této soustavy
je to, že je topocentrická.
Pro polohový vektor r platí:
r =



r cos h cos A
r cos h sin A
r sin h


 , kde A ∈ (0◦
, 360◦
), h ∈ (−90◦
, 90◦
), z ∈ (0◦
, 180◦
). (1.1)
1.1.2 Rovníková soustava 1. druhu
V tomto systému je základní rovinou rovina světového rovníku a základním směrem jižní polopřímka
její průsečnice s rovinou místního poledníku (tzv. meridiánu).
K jednoznačnému popisu polohy bodu používáme v této soustavě souřadnice:
• hodinový úhel t - úhel od základního směru měřený směrem na západ
• deklinace δ - úhel mezi směrem k bodu a rovinou světového rovníku
• vzdálenost od počátku souřadné soustavy (není nutná, pokud nás zajímá pouze směr k
bodu na obloze a ne jeho poloha v prostoru)
V některých případech je vhodnější využít souřadnici označovanou jako pólová distance δ ,
která je definována vztahem δ = 90◦
− δ. Osa z této soustavy je rovnoběžná (totožná) s osou
rotace Země a míří v naší epoše do těsné blízkosti hvězdy Polárky (Severky, α UMi) v souhvězdí
Malého medvěda.
Pro polohový vektor r platí:
1.1. ASTRONOMICKÉ SOUŘADNICOVÉ SOUSTAVY 5
r =



r cos δ cos t
r cos δ sin t
r sin δ


 , kde t ∈ (0h
, 24h
), δ ∈ (−90◦
, 90◦
), δ ∈ (0◦
, 180◦
). (1.2)
1.1.3 Rovníková soustava 2. druhu
Jedná se jinou variantu předchozí soustavy, základní rovina je shodná, ale základní směrem je
zvolen směr k tzv. jarnímu bodu. Ten je definován jako jedna z polopřímek průsečnice roviny
světového rovníku a roviny ekliptiky.
Potom k jednoznačnému popisu polohy bodu používáme v této soustavě souřadnice:
• rektascenze α - úhel od základního směru měřený směrem na východ
• deklinace δ - úhel mezi směrem k bodu a rovinou světového rovníku
• vzdálenost od počátku souřadné soustavy (není nutná, pokud nás zajímá pouze směr k
bodu na obloze a ne jeho poloha v prostoru)
Někdy je vhodnější využít souřadnici označovanou jako pólová distance δ , která je definována
vztahem δ = 90◦
−δ. Osa z této soustavy je také rovnoběžná (totožná) s osou rotace Země
a míří v naší epoše do těsné blízkosti hvězdy Polárky (Severky, α UMi) v souhvězdí Malého
medvěda. Výhodou této soustavy je to, že rotuje s hvězdnou oblohou.
Pro polohový vektor r platí:
r =



r cos δ cos α
r cos δ sin α
r sin δ


 , kde α ∈ (0h
, 24h
), δ ∈ (−90◦
, 90◦
), δ ∈ (0◦
, 180◦
). (1.3)
1.1.4 Ekliptikální soustava
Jako základní rovina je zvolena rovina ekliptiky, která je definována polohou roviny oběhu Země
kolem Slunce. Základním směrem je pak směr k jarnímu bodu, tedy tzv. výstupnímu uzlu dráhy
Země.
Pak k jednoznačnému popisu polohy bodu používáme v této soustavě souřadnice:
• ekliptikální délka λ - úhel od základního směru měřený směrem na východ
• ekliptikální šířka β - úhel mezi směrem k bodu a rovinou ekliptiky
• vzdálenost od počátku souřadné soustavy (není nutná, pokud nás zajímá pouze směr k
bodu na obloze a ne jeho poloha v prostoru)
Rovina ekliptiky svírá s rovinou světového rovníku úhel = 23◦
27 , což také znamená, že
osa z ekliptikální soustavy není rovnoběžná s rotační osou Země a míří do směru souhvězdí
Draka.
Pro polohový vektor r platí:
r =



r cos β cos λ
r cos β sin λ
r sin β


 , kde λ ∈ (0◦
, 360◦
), β ∈ (−90◦
, 90◦
), = 23◦
27 . (1.4)
6 KAPITOLA 1. TRANSFORMACE SOUŘADNIC
1.1.5 Galaktická soustava
Pro tuto soustavu je základní rovinou rovina rovníku Galaxie, která svírá s rovinou světového
rovníku úhel i = 62, 6◦
. Za základní směr je zvolen směr ke středu Galaxie (poloha definována
jako α = 17h
45m
37s
a δ = −28◦
56 10 pro ekvinokcium 2000.0 ).
Pak k jednoznačnému popisu polohy bodu používáme v této soustavě souřadnice:
• galaktická délka l - úhel od základního směru měřený směrem na východ
• galaktická šířka b - úhel mezi směrem k bodu a rovinou rovníku Galaxie
• vzdálenost od počátku souřadné soustavy (není nutná, pokud nás zajímá pouze směr k
bodu na obloze a ne jeho poloha v prostoru)
Osa z galaktické soustavy míří tzv. severnímu galaktickému pólu, ten leží ve směru souhvězdí
Vlasy Bereniky (souřadnice pro ekvinokcium 2000.0 jsou α = 12h
51m
26s
a δ = 27◦
07 42 ).
Pro polohový vektor r platí:
r =



r cos b cos l
r cos b sin l
r sin b


 , kde l ∈ (0◦
, 360◦
), b ∈ (−90◦
, 90◦
), i = 62, 6◦
(1.5)
1.1.6 Soustava ICRS
Tento systém je zatím nejlepší realizací inerciální vztažné soustavy. Je definován souřadnicemi
vybraných kvazarů a jiných mimogalaktických objektů. Přesnost souřadnic v ICRS dosahuje až
0, 0002 a jsou nezávislé na změnách směru jarního bodu. Kromě jeho základní varianty ICRS
je používána také dokonalejší verze ICRS2, která je založena na rozsáhlejším počtu objektů a
větším množství měření.
1.2 Transformace souřadnic
Protože neexistuje žádná univerzální astronomická souřadná soustava, ale použití každé z výše
uvedených je výhodné pro jiné účely, setkáme se také s potřebou převodu souřadnic mezi
různými soustavami. K tomu je výhodné využít tzv. transformačních rovnic, které zapisujeme
v maticovém tvaru [3]. Obecně můžeme transformace rozdělit do tří skupin:
• posun počátku souřadné soustavy
• rotace souřadné soustavy
• zrcadlení (převod pravotočivé soustavy na levotočivou a naopak)
Při transformaci kartézských souřadnic v prostoru platí pro posun počátku soustavy o vektor
R = (X, Y, Z) následující vztah:



x
y
z


 =



x
y
z


 −



X
Y
Z


 (1.6)
1.2. TRANSFORMACE SOUŘADNIC 7
a tedy ve vektorovém zápisu
r = r − R. (1.7)
Nyní si odvodíme matici rotace, která nám spolu s výše uvedenou maticí posunutí (translace)
umožní obecné transformace souřadnicových soustav. Můžeme tedy napsat:



x
y
z


 =




i
j
k



 r =




i
j
k



 i j k



x
y
z


 , (1.8)
kde matice rotace má tvar
R =




i i i j i k
j i j j j k
k i k j k k



 . (1.9)
V matici rotace však nejsou všechny hodnoty nezávislé, ale dají se vyjádřit ze 3 parametrů, kterými
jsou směrové kosiny představující rotace kolem jednotlivých tří os souřadnicové soustavy.
Matice rotace kolem osy z o úhel φ (tedy z = z a k = k )
R(φ) =



cos φ sin φ 0
− sin φ cos φ 0
0 0 1


 , (1.10)
rotace kolem osy y o úhel θ
R(θ) =



cos θ 0 − sin θ
0 1 0
sin θ 0 cos θ


 , (1.11)
a konečně rotace kolem osy x o úhel ψ
R(ψ) =



1 0 0
0 cos ψ sin ψ
0 − sin ψ cos ψ


 . (1.12)
Obecná rotační transformace je pak kombinací těchto tří rotačních matic, mějme však na paměti,
že operace rotace kolem jednotlivých os nejsou komutitativní.
1.2.1 Transformace rovníkových souřadnic 1. a 2. druhu
Tyto souřadnicové soustavy mají shodnou základní rovinu a jedna jejich souřadnice, deklinace
δ, je dokonce totožná pro obě soustavy. Transformace je tedy velmi jednoduchá a pro převod
hodnot hodinového úhlu na hodnoty rektascenze můžeme využít vztahu
α = S − t, (1.13)
kde veličina S je tzv. hvězdný čas. Jeho hodnota odpovídá hodinovému úhlu jarního bodu.
Hvězdný čas vlastně popisuje rotaci Země vzhledem ke vzdáleným hvězdám. Jako jeden hvězdný
den je označována jedna otočka Země vůči hvězdám. Jeho vztah k jiným systémům měření času
je podrobněji rozebrán v další kapitole.
8 KAPITOLA 1. TRANSFORMACE SOUŘADNIC
1.2.2 Transformace horizontálních a rovníkových souřadnic 1. druhu
Hlavní roviny obou soustav svírají úhel θ = 90◦
−ϕ, kde úhel ϕ je zeměpisná šířka pozorovacího
stanoviště. Osy y obou soustav jsou shodné, celá transformace je pouhou rotací kolem osy y. S
využitím dříve odvozených vztahů můžeme transformaci zapsat v této podobě:



sin ϕ 0 cos ϕ
0 1 0
− cos ϕ 0 sin ϕ






cos h cos A
cos h sin A
sin h


 =



cos δ cos t
cos δ sin t
sin δ


 . (1.14)
Po úpravách dostaneme tyto transformační vztahy
sin ϕ cos h cos A + cos ϕ sin h = cos δ cos t
cos h sin A = cos δ sin t
− cos ϕ cos h cos A + sin ϕ sin h = sin δ
, (1.15)
ale pokud potřebujeme opačný převod, tak se jedná o rotaci o úhel −θ a analogicky platí



sin ϕ 0 − cos ϕ
0 1 0
cos ϕ 0 sin ϕ






cos δ cos t
cos δ sin t
sin δ


 =



cos h cos A
cos h sin A
sin h


 . (1.16)
a dospějeme ke třem transformačním vztahům
sin ϕ cos δ cos t + cos ϕ sin δ = cos h cos A
cos δ sin t = cos h sin A
− cos ϕ cos δ cos t + sin ϕ sin δ = sin h
. (1.17)
1.2.3 Transformace ekliptikálních a rovníkových souřadnic
Na transformaci mezi rovníkovými souřadnicemi 2. druhu a ekliptikálními souřadnicemi je
možné pohlížet jako na rotaci kolem jejich identické osy x o úhel ε = 23◦
27 . Platí tedy



1 0 0
0 cos ε sin ε
0 − sin ε cos ε






cos δ cos α
cos δ sin α
sin δ


 =



cos β cos λ
cos β sin λ
sin β
,


 . (1.18)
což nás dovede k těmto převodním vztahům
cos δ cos α = cos β cos λ
cos ε cos δ sin α + sin ε sin δ sin t = cos β sin λ
− sin ε cos δ sin α + cos ε sin δ = sin β
. (1.19)
1.2.4 Software pro transformaci souřadnic – Astro-Toolbox
Transformaci souřadnic usnadňuje celá řada různých počítačových programů. Poměrně pokročilým
nástrojem pro složitější transformace souřadnic všech různých souřadnicových systémů
navzájem je Astro-Toolbox. Je možné jej využívat on-line http://www.astro-toolbox.com/
nebo si balík podprogramů stáhnout a vytvářet si vlastní produkty podle svých aktuálních
potřeb. Více informací a příklady aplikací naleznete také zde: http://www.fesg.bv.tum.de/
mediadb/9825/9826/iapg_fesg_rpt_18.pdf .
Kapitola 2
Systémy měření času
„Čas si vymysleli lidé, aby věděli, od kdy do kdy a co za to“
– Jan Werich, předscény
2.1 Čas jako fyzikální veličina
Čas považujeme v klasickém pojetí za fyzikální veličinu, jejiž hodnota se trvale mění a rovnoměrně
narůstá. Je měřitelný až ve spojení s pohybem v konkrétní vztažné soustavě. Princip
měření času spočívá ve volbě vhodného periodického děje, přičemž je pro přesnost měření rozhodující
stabilita délky periody. Protože jedním z takových periodických jevů je rotace Země,
bylo přesné měření času po mnoho staletí právě doménou astronomie. Teprve v druhé polovině
minulého století bylo nutné definovat jednotku času zcela nově s využitím mnohem stálejších
fyzikálních procesů. Z toho historického hlediska je možné všechny časové systémy rozdělit do
dvou skupin:
• časy odvozené z rotace Země (rotační časové systémy)
• časy definované fyzikálně
2.1.1 Rotační časové systémy
Rotační časy jsou definovány s využitím periodického rotačního pohybu Země kolem její osy.
Z dnešního pohledu víme, že všechny takto definované časy jsou nerovnoměrné a mohou dnes
sloužit k popisu nepravidelností rotační rychlosti Země.
Hvězdné časy
Na hvězdný čas můžeme pohlížet jako na hodnotu hodinového úhlu jarního bodu. Jeden hvězdný
den je definován jako doba, která uplyne mezi dvěma horními kulminacemi jarního bodu. Podle
způsobu redukce polohy jarního bodu rozlišujeme:
• střední hvězdný čas ¯S vážící se ke střednímu jarnímu bodu (jen vliv precese)
• pravý hvězdný čas S vážící se k pravému jarnímu bodu (redukce precese i nutace)
9
10 KAPITOLA 2. SYSTÉMY MĚŘENÍ ČASU
Hvězdné časy můžeme vztahovat k libovolnému poledníku, ale významné postavení má světový
hvězdný čas, který se váže k nultému poledníku. Časy vztažené k meridiánu se označují jako
místní hvězdné časy. Všechny hvězdné časy mají za jednotku hvězdný den, který je členěn na
24 hvězdných hodin atd.
Sluneční časy
Pokud rotaci Země budeme vztahovat ke Slunci, můžeme tak definovat sluneční čas. Rozlišujeme
pravý sluneční čas a střední sluneční čas. Podle poledníku, ke kterému jsou vztaženy rozlišujeme:
• pravý greenwichský sluneční čas - hodinový úhel pravého Slunce zvětšený o 12h
• místní pravý sluneční čas - hodinový úhel pravého Slunce vztažený k meridiánu zvětšený
o 12h
.
Pravý sluneční den je pak definován jako doba mezi dvěma po sobě následujícími kulminacemi
pravého Slunce. Vzhledem k nerovnoměrnému pohybu pravého (skutečného) Slunce po obloze
(nepohybuje se v rovině světového rovníku, ale v rovině ekliptiky; jeho rychlost se během roku
mění - nejrychleji v perihelu, nejpomaleji v afelu), není používání pravých slunečních časů příliš
praktické. Proto bylo zavedeno tzv. střední Slunce, což je fiktivní těleso, které se pohybuje
ronoměrně v rovině světového rovníku. Tak je možné zavést střední sluneční čas.
Střední greenwichský sluneční čas (světový čas UT) je vlastně greenwichský hodinový úhel
středního Slunce zvětšený o 12h
.
Místní střední sluneční čas je hodinový úhel vztažený k meridiánu zvětšený o 12h
.
Střední sluneční den je definován jako doba mezi dvěma po sobě následujícími dolními
kulminacemi středního Slunce.
Vztah mezi pravým a středním slunečním časem popisuje tzv. časová rovnice, která bývá
prezentována jako diagram ročního průběhu rozdílu hodnot obou časových systémů. V průběhu
roku rozdíl dosahuje extrémních hodnot ±16 minut a čtyřikrát je roven nule (viz obrázek 2.1 ).
Soustava světových časů
UT0 (Universal Time) je světový čas určený astronomickým měřením a platí pro dané pozorovací
místo (se souřadnicemi ϕ0 a λ0).
UT1 je světový čas vázaný na rotaci Země, neplyne rovnoměrně, z UT0 se UT1 určuje redukcí
na střední polohu zemského pólu.
Zaváděním oprav nerovnoměrnosti rotace Země byl z UT1 odvozován čas UT2, který byl až
do roku 1972 nejpřesnějším časovým systémem. Od roku 1972 se však používá atomový čas.
Pásmový čas, datová hranice, posuny časů
Z výše uvedených definic vyplývá, že místní čas roste se zeměpisnou délkou (směrem na východ).
Pro konkrétní poledník má konstantní hodnotu, ale ta je odlišná od hodnoty na jiném poledníku.
Rozdíl místních časů dosáhne 1 hodiny, pokud se zeměpisná délka míst liší o 15◦
. Takže města
s různou zeměpisnou délkou měla také různé místní časy. Na konci 19. století ve spojitosti
s rozvojem dopravy bylo nutné tento problém vyřešit. Od roku 1884 se tedy začal používat
tzv. pásmový čas. Celá zeměkoule byla rozdělena na 24 pásem, ve kterých platí vždy místní
čas poledníku procházejícího středem pásma. V praxi však mohou hranice pásma kopírovat
2.1. ČAS JAKO FYZIKÁLNÍ VELIČINA 11
Obrázek 2.1: Grafické znázornění časové rovnice, vygenerováno programem Astro Lab 2, graficky
upraveno.
státní hranice nebo přirozená ohraničení (pobřeží atp. viz obrázek 2.2 ). Některé státy dokonce
používají z politických důvodů čas odlišný o zlomek hodiny od času v okolních zemích.
Systém pásmových časů vede logicky k datové hranici, která je teoreticky definována poledníkem
180◦
, ale v praxi je vedena neobydlenými oblastmi v jeho blízkosti. Jestliže ji překročíme
východním směrem, den odečteme a naopak.
V letních měsících se v řadě zemí světa zavádí tzv. letní čas, při kterém se přičítá k pásmovému
času 1 hodina. Náš pásmový čas v České republice se označuje jako středoevropský čas
(zkratka SEČ) a jeho letní varianta jako středoevropský letní čas (zkratka SELČ). Jeho zavádění
obecně definuje směrnice EU, konkrétně pak Nařízení vlády ČR. Je to tedy úřední záležitost.
Zpravidla se v České republice zavádí SELČ od 2 hodiny poslední neděle v březnu do 3 hodin
poslední neděle v říjnu daného roku. Experimenty s tzv. zimním časem, kdy se v zimním období
od času pásmového 1 hodina odečetla, se neujaly.
2.1.2 Časové systémy definované fyzikálně
Atomový čas
Oficiální definice atomové sekundy, která je základní fyzikální jednotkou SI:
Sekunda (zkratka s) je jednotka času; její velikost je určena číselnou hodnotou frekvence záření
atomu cesia 133 v klidu při teplotě absolutní nuly při přechodu mezi dvěma hladinami
velmi jemné struktury základního stavu, která je rovna přesně 9 192 631 770, je-li vyjádřena v
jednotkách s−1
, což je ekvivalent jednotky Hz.
Od roku 1988 je Mezinárodní časová služba součástí Mezinárodního úřadu pro váhy a míry.
Tento atomový čas, označovaný také jako TAI, je základním časem pro kosmickou geodézii,
astrometrii a také pro GPS.
12 KAPITOLA 2. SYSTÉMY MĚŘENÍ ČASU
Obrázek 2.2: Mapa časových pásem, zdroj http://en.wikipedia.org/wiki/Time_zone
Koordinovaný čas
V praxi není využíván z řady důvodů přímo čas TAI, ale tzv. koordinovaný světový čas UTC,
který je odvozen z TAI a je využíván zejména pro radiové časové signály. Proto je možné jej
považovat za současný občanský čas. V praxi ovšem žijeme podle času UT1, který je vázán
na skutečnou, tedy nepravidelnou rotaci Země. Proto je nutné provázat UTC s časem UT1.
Zároveň musí být UTC v jednoduchém vztahu k atomovému času TAI.
Tyto požadavky vedly k formulaci následujících pravidel:
• Sekunda UTC je rovna sekundě TAI. Chod UTC oproti času TAI je nulový, čas UTC je
naprosto rovnoměrný.
• Rozdíl TAI −UTC = n, kde n je počet celých kladných nebo záporných sekund. Hodnota
n je dána podmínkou |UT1 − UTC| < 0, 9 s.
• Hodnotu DUT1 = UT1 − UTC je nutné určovat měřením a podle výsledků čas UTC
upravovat přičtením nebo odečtením 1 sekundy.
Přehled všech dosud vložených přestupných sekund nalezneme například zde:
http://cs.wikipedia.org/wiki/Přestupná_sekunda .
2.2. KALENDÁŘE 13
2.2 Kalendáře
2.2.1 Definice roků
Tropický rok
Tropický rok je definován jako doba mezi dvěma po sobě následujícími průchody středního
Slunce středním jarním bodem. Odpovídá 365,24218729 slunečním dnům a jeho délka se mění
asi o půl sekundy za století. Začíná ve stejnou dobu pro celou Zemi.
Siderický rok
Siderický rok je doba, kterou potřebuje střední Slunce k opsání 360◦
, odpovídá 365,25636068
slunečním dnům. Jeho délka se mění jen o 0,01 sekundy za století a siderický rok začíná najednou
pro celou Zemi.
Juliánský rok
Juliánský rok byl zaveden tak, aby století mělo celý počet středních slunečních dnů, takže
odpovídá 365,25 slunečním dnům a juliánské století má 36 525 dnů. Jeho začátek i konec závisí
na pásmovém čase.
Besselův rok
Besselův rok je definován jako doba, za kterou změní střední fiktivní rovníkové Slunce svou
rektascenzi o 24 hodin. Jeho délka je tedy shodná s tropickým rokem. Počátek roku však Bessel
zvolil do okamžiku, kdy rektascenze středního fiktivního Slunce vztažená ke střednímu jarnímu
bodu dosáhne hodnoty 18h
40m
= 280◦
. Tento okamžik je vždy blízký počátku občanského
kalendáře a je označován písmenem B před letopočtem a symbolem .0 za ním. Je shodný pro
všechna místa na Zemi. Jsou k němu vázány některé astronomické katalogy, v současnosti se
nepoužívá, nahradil jej Juliánský rok.
2.2.2 Kalendářní systémy
Různé systémy počítání dnů, tedy kalendáře, používá lidstvo velmi dlouho. Mohou se považovat
za jeden z nejstarších vynálezů lidstva. Základní jednotkou bylo logicky střídání dne a noci,
tedy sluneční den. U zemědělských civilizací, kde bylo důležité znát a sledovat průběh vegetačních
období, se základní delší časovou jednotkou stal rok (tropický rok), ale pro pastevecká
společenství byl důležitější jednotkou měsíc (synodický měsíc), protože na množství měsíčního
světla záležel způsob ochrany stáda. Tak se vytvořily dvě větve kalendářů - lunární a solární.
Třetím typem jsou kalendáře lunisolární, které oba přístupy kombinují.
Současný kalendář je vlastně solární, přestože například pohyblivé datum velikonoc lze
považovat za lunisolární prvek. Podle počátku jednotlivých kalendářních systémů je můžeme
rozdělit na různé éry. Náš letopočet (křesťanská éra) má svůj původ u Dionýza Exiguuse, který
v roce 525 předložil návrh, aby se roky počítaly od narození Krista, které datoval (dnes víme,
že nepřesně) na rok 754 od založení Říma.
Jak můžeme nalézt ve Hvězdářské ročence, například rok 2015 našeho letopočtu odpovídá:
14 KAPITOLA 2. SYSTÉMY MĚŘENÍ ČASU
a) Roku 6728 Scaligerovy juliánské periody. Rok 6728 začíná 14. ledna 2015 gregoriánského
kalendáře.
b) Rokům 5775/5776 židovské éry. Rok 5775 začíná 25. září, je nepřestupný, trvá 354 dní a
končí 13. září 2015. Rok 5776 začíná 14. září, je přestupný, trvá 385 dní a končí 2. října
2016.
c) Rokům 2790/2791 olympiád, a to 2. a 3. roku 698. olympiády. Rok 2791 začíná 14. července
2015 (dle gregoriánského kalendáře).
d) Roku 2768 ab Urbe condita (a.U.c. – od založení Říma). Začíná jako juliánský rok 14. ledna.
e) Rokům 1436/1437 muslimské éry Hidžry. Rok 1436 má 355 dní, začíná 25. října 2014 a končí
14. října 2015. Rok 1437 trvá 354 dní a končí 2. října 2016. Ramadán v roce 1436 začíná
18. června 2015 a končí 17. července 2015.
f) 27. roku japonské éry Heisei. Éra začala 8. ledna 1989 s nástupem japonského císaře Akihita.
g) Rokům 1731/1732 Diokleciánovy éry (koptský kalendář). Rok 1731 trvá 366 dní, začíná 11.
září 2014 a končí 11. září 2015. Rok 1732 trvá 365 dní, začíná 12. září 2015 a končí 10.
září 2016.
Juliánský kalendář
Rok, který má střední délku 365,25 dnů, byl známý už ve staré Číně a o jeho zavedení se
snažili i ve starém Egyptě. Ovšem známe jej jako juliánský kalendář, protože důsledně jeho
používání zavedl Gaius Julius Caesar v roce 46 př. n. l. (Sosigenova reforma). Jeho uznání
celým křesťanským světem však bylo zdlouhavé, ve své finální podobě byl od roku 525 n. l.
používán přes tisíc let.
Jeho pravidla:
• běžný rok má 365 dnů, přestupný 366 dnů
• přestupné roky jsou beze zbytku dělitelné čtyřmi
• rok je členěn na 12 měsíců s různým počtem dnů (31, 28, 31, 30, 31, 30, 31, 31, 30, 31,
30, 31)
• přestupný den se vkládá na konec druhého měsíce (února), který tak má v přestupném
roce 29 dnů
Gregoriánský kalendář
Juliánský kalendář používá výhodné, ale nepřesné stanovení délky roku na 365,25 dne, přestože
skutečná délka roku je 365,2422 dne. Tento rozdíl naroste za 128 let na celé jeden den a v
16. století byl už celých 10 dnů. To například znamenalo, že jarní rovnodennost nastávala 11.
března atp. Ze všech návrhů na reformu kalendáře byla nakonec papežem Gregorem XIII. v
roce 1582 realizována ta, kterou vypracoval Luigi Lilio.
Po čtvrtku 4. října 1582 nastal pátek 15. října 1582, tak bylo odstraněno nadbytečných
10 dnů. Dále se zavedlo nové pravidlo, že roky dělitelné beze zbytku stem budou přestupné
2.2. KALENDÁŘE 15
jen tehdy, pokud budou současně beze zbytku dělitelné čtyřmi sty. Po této úpravě je střední
délka roku, z pohledu celé periody čtyř století, rovna 365,2425 dne. Rozdíl o 0,0003 dne oproti
skutečné délce roku způsobí rozdíl jednoho dne až za 3 300 let. Korekce se provede v roce 4840,
který nebude přestupný.
Tento gregoriánský kalendář se dnes liší od juliánského o 13 dnů. Některé církve tuto reformu
nepřijaly dodnes a používají původní juliánský kalendář.
Juliánské datování
Univerzální datový systém, který je založen na nepřetržitém počítání dnů od určitého data,
se nazývá juliánské datum (zkratka JD). Již v 16. století jej zavedl Josephus Justus Scaliger
(1540 - 1609) a jeho počátek stanovil na 1. ledna 4713 př. n. l. ve 12.00 UT. Je to zároveň
počátek astronomického kalendáře, protože se nepředpokládá, že by existovaly dřívější písemné
záznamy nějakých astronomických pozorování.
Kratší časový údaj než je jeden den, je v tomto datování vyjádřen za desetinnou čárkou,
tedy přepočten na příslušnou část dne. V tomto systému začíná den „v poledne“, takže celá
noc má shodnou celočíselnou část datového údaje. Juliánské datum bývá tabelováno např.
ve Hvězdářské ročence nebo lze využít on-line převodníky (např. http://aa.usno.navy.mil/
data/docs/JulianDate.php).
Juliánské datování je výhodné zejména při periodové analýze astronomických dějů (např.
hledání period u proměnných hvězd atp.) a někdy se používá ve své modifikované verzi (MJD),
kdy se od hodnoty JD odečítá 2 400 000,5 dne. Například datu 29. února 2016 v 18.00 UT
odpovídá JD 2 457 448,25 a tedy MJD 57 447,75.
16 KAPITOLA 2. SYSTÉMY MĚŘENÍ ČASU
Kapitola 3
Astronomické katalogy a atlasy
„Ani nejpodrobnější mapa světa vás nikam nedovede, pokud nevíte, kde se právě na-
cházíte.“
– Zig Ziglar, motivační řečník
Katalogy astronomických objektů, astronomické atlasy i astronomické ročenky mohou mít
jak tištěnou, tak i elektronickou podobu. V elektronické verzi mohou všechny tři typy speciálních
astronomických publikací splývat, respektive mohou být součástí univerzálního počítačového
programu. Jejich tištěné verze však mají nezastupitelné místo i v dnešní elektronické době,
zejména pro svou nezávislost na zdroji energie a odolnost vůči povětrnostním vlivům.
Tyto informační zdroje nám umožňují především:
• vyhledat údaje o objektu
• určit polohu objektu na obloze
• vyhledat objekty požadovaných vlastností
• nalézt objekt na obloze (pokud jej chceme pozorovat)
3.1 Katalogy
3.1.1 (Yale) Bright Star Catalog
Katalog je označován také jako BSC, YBSC nebo YBS a je zdrojem základních informací
o hvězdách jasnějších než 6,5 magnitud. Většina objektů v katalogu (9096 z 9110 celkem katalogizovaných
objektů) jsou hvězdy. Kromě jejich označení (včetně jiných katalogových) jsou
uvedeny: rovníkové (B1900.0 a J2000.0) a galaktické souřadnice, vlastní pohyb (J2000.0), fotometrické
hvězdné velikosti UBVRI (pokud jsou známy) a také Morganova-Keenanova spektrální
klasifikace.
Jeho poslední tištěnou verzí byl katalog „The Bright Star Catalogue; 4th revised edition“,
D. Hoffleit, C. Jaschek, 1982 a 5. vydání je v elektronické podobě dostupné zde: http:
//cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/qcat?V/50 . Tento legendární katalog se stal podkladem
mnoha počítačových planetárií (např. C88 atp.).
17
18 KAPITOLA 3. ASTRONOMICKÉ KATALOGY A ATLASY
3.1.2 Bonner Durchmusterung (BD) a Cordoba Durchmusterung
(CD)
Katalog BD je výsledkem vizuálního pozorování hvězd s deklinací od +89◦
do −01◦
, která
provedl astronom Argelander a jeho asistenti v letech 1852-1861. Katalog obsahuje všechny
hvězdy do 9,5 magnitud a jejich polohy byly určeny s přesností 0, 1 sec v rektascenzi a 0, 1
úhlové minuty v deklinaci. Katalog Cordoba Durchmusterung je výsledkem vizuálního pozorování
hvězd s deklinací od −22◦
do −89◦
a je vlastně rozšířením katalogu BD o objekty
jižní oblohy. Výsledky byly zpracovány jak do katalogů, tak do podoby atlasů viz http:
//cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/qcat?I/122.
3.1.3 Henry Draper Catalog (HD)
Tento katalog se stal základem pro systematickou spektrální klasifikaci hvězd, takže limitujícím
faktorem byla citlivost fotografických desek, na které se pořizovala spektra. Obsahuje
tedy objekty s fotografickou hvězdnou velikostí do 9 magnitud. Později byl rozšířen o další vybrané
oblasti hvězdné oblohy a tento doplňkový katalog je označován HDE. Podrobnější popis
katalogů naleznete zde: http://lyra.colorado.edu/sbo/sboinfo/readingroom/hd.html.
Vznik katalogu byl financován nadací Dr. Henry Drapera, průkopníka astrofotografie (viz
také http://cs.wikipedia.org/wiki/Henry_Draper).
3.1.4 SAO
Katalog označovaný zkratkou SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog)
vznikl na tomto pracovišti v roce 1966 jako kompilační práce využívající předchozí astrometrické
katalogy. Obsahuje všechny hvězdy s hvězdnou velikostí do cca 9 magnitud, pro které
byl přesně změřen jejich vlastní pohyb. Překrývá se částečně s HD katalogem, ale obsahuje
více informací. K označení hvězd v katalogu se používá zkratka SAO následovaná katalogovým
číslem.
3.1.5 Guide Star Catalogue
Guide Star Catalog (GSC) bývá také označován jako Hubble Space Telescope Guide Catalog
(HSTGC) a byl sestaven pro potřeby provozu Hubbleova kosmického dalekohledu. Jeho verze
GSC-I obsahuje asi 20 000 000 objektů s jasnostmi od 6 magnitud do 15 magnitud. Pozdější
verze GSC-II obsahuje 945 592 683 objektů s jasností do 21 magnitud. Je to první celooblohový
katalog sestavený pro navigaci v kosmickém prostoru.
Jeho on-line verze se nachází zde: http://gsss.stsci.edu/Catalogs/GSC/GSC2/GSC2.htm.
3.1.6 Další katalogy
Kromě obecných astronomických katalogů hvězd byly a jsou sestavovány specializované katalogy,
které obsahují jenom určité typy objektů nebo jsou specificky zaměřené na některé parametry
objektů (např. astrometrické katalogy, katalogy nehvězdných objektů, katalogy supernov
atp.).
3.1. KATALOGY 19
Katalog Hipparcos a Tycho (Tycho 2)
Katalogy Hipparcos a Tycho (respektive Tycho 2) jsou hlavním výsledkem měření astrometrické
družice Hipparcos (projekt ESA, mise proběhla v letech 1989—1993). Katalog Hipparcos
obsahuje polohy 118 000 hvězd (do 12,4 magnitudy) s přesností na 1 tisícinu obloukové vteřiny,
méně přesný katalog Tycho obsahuje 1 058 000 hvězd do 11,5 magnitudy. Později vypracovaný
katalog Tycho 2 obsahuje dokonce údaje o 2 540 000 hvězdách. České rozhraní pro katalog
Hipparcos je zde:
http://astronomia.zcu.cz/hvezdy/hipparcos/137-katalog-hipparcos-a-simbad .
General Catalog of Variable Stars (GCVS)
Jedná se o katalog specializovaný na údaje o proměnných hvězdách. Je neustále doplňován a
rozšiřován. Jeho aktuální verze je dostupná zde: http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/ .
Double Star Library
Katalogy dvojhvězd jsou dostupné na tomto portálu
http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/dsl .
Finding List for Observers of Interacting Binary Stars
Katalog interagujících dvojhvězd
http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/ftp-index?VI/44/ .
The Catalogue of the Orbital Elements of Spectroscopic Binary Systems
Specializovaný katalog dráhových elementů známých spektroskopických dvojhvězd,
viz http://sb9.astro.ulb.ac.be/ .
Messierův katalog
Messierův katalog obsahuje velmi nesourodé objekty (hvězdokupy, mlhoviny a galaxie), které
spojuje snad jen jejich difuzní vzhled v malých dalekohledech. Francouzský astronom Charles
Messier jej začal sestavovat v roce 1757, aby si tyto objekty nepletl s kometami, které objevoval.
Katalog obsahuje 110 objektů označovaných M1 až M110 a současnou podobu získal katalog
až ve 20. století, kdy se také stal populární zejména mezi astronomy amatéry.
České webové rozhraní je zde:
http://objekty.astro.cz/messier/2008-messieruv-katalog .
New General Catalogue
New General Catalogue (NGC) obsahuje přibližně 8 000 astronomických objektů všech typů.
Jeho autorem je John Louis Emil Dreyer (ředitel observatoře v Armagh v Severním Irsku).
Později vydal ještě dva doplňky - katalog IC I (Index Catalogue) s 1 529 objekty a katalog IC
II (Second Index Catalogue). Katalog NGC a oba doplňky obsahují celkem 13 226 objektů.
Dreyerovy katalogy se staly základním katalogem nehvězdných objektů a jejich české webové
rozhraní naleznete zde http://objekty.astro.cz/ngc/2340-katalog-ngc .
20 KAPITOLA 3. ASTRONOMICKÉ KATALOGY A ATLASY
3.2 Hvězdné mapy a atlasy
Historie přesnějších hvězdných map není nijak dlouhá, protože ve starověku byly častěji používány
glóby a katalogy. Výjimkou je reliéfní zobrazení oblohy v egyptském chrámu bohyně Isis v
Denderah. Kromě symbolů egyptských bohů Slunce a Měsíce jsou zde také symboly souhvězdí
Lva, Raka, Štíra, Blíženců a Býka. Reliéf z Denderah pochází asi z roku 2000 př. n. l.
Do kamene byla rovněž vytesána mapa hvězdné oblohy, která vznikla v Číně roku 1247.
Jsou na ní znázorněna jednotlivá souhvězdí, Mléčná dráha, severní světový pól, světový rovník
a ekliptika.
V Řecku se hvězdáři Timocharis, Aristilos a později Hipparchos a Menelaios zabývali měřením
poloh hvězd a určováním jejich jasností. Klaudios Ptolemaios podstatně rozšířil údaje
hvězdných katalogů a shrnul je ve známém díle Megalé syntaxis (Almagest), jenž byl počítán
pro rok 138. Almagest byl stále doplňován a přepisován. Hvězdáři španělského krále Alfonse
sestavili nový katalog pro rok 1252. Podobně arabští hvězdáři Al Sufi a později Ulugh Begh
sestavili katalog k roku 1432. Známý je ještě katalog Tychona Brahe a pak katalog Edmonda
Halleye z roku 1718, v němž polohy hvězd byly poprvé určeny dalekohledem.
Právě z podkladů převzatých z katalogů byly kresleny hvězdné mapy a sestavovány atlasy,
jichž byla celá řada. Mnohými přepisy atlasů a novými souhvězdími se během doby nahromadily
četné nesrovnanosti ve vymezení hranic souhvězdí. Tato situace byla vyřešena až v roce
1930, kdy Mezinárodní astronomická unie jednoznačně definovala astronomickými souřadnicemi
hranice a názvy 88 dnes používaných souhvězdí (http://www.iau.org/public/themes/
constellations/ .
3.2.1 Mag-7 Star Atlas
Tento základní atlas obsahuje hvězdy až do jasnosti 7,25 magnitudy včetně dvojhvězd a vícenásobných
hvězdných systémů. Jsou do něj zahrnuty i nehvězdné objekty (celkem 550) z
Messierova katalogu a katalogu NGC.
Pokud si jednotlivé mapky vytiskneme a založíme ve fóliích do vhodného pořadače, získáme
s minimálními náklady dobrý atlas hvězdné oblohy. Obsahuje 20 hlavních a jednu dodatkovou
mapku (11a pro oblast souhvězdí Panny a Vlasů Bereniky). Dostupné jsou dvě verze: černobílá
pro použití při nočním pozorování a barevná varianta zahrnující barevně odlišené spojnice hvězd
v souhvězdí, hranice souhvězdí atp.
Atlas je volně použitelný při zachování podmínek Creative Commons License a je ke stažení
na adrese http://www.astro.cz/mirror/atlas/czech/ .
3.2.2 Karkoschkův astronomický atlas hvězdné oblohy
Praktický atlas doplněný vhodnými katalogovými údaji začleněnými přímo u mapových výřezů.
Je vhodný pro pozorování pouhým okem, triedrem nebo menším dalekohledem. Tento astronomický
atlas obsahuje: přehledné mapy severní i jižní části hvězdné oblohy obsahující všechny
hvězdy viditelné pouhým okem, vyhledávací mapky 250 zajímavých mlhovin a hvězdokup (odpovídají
svou velikostí zornému poli dalekohledu, a ulehčují tak hledání objektů i začínajícím
pozorovatelům), katalog s tisícem objektů, který vychází z přesných hodnot naměřených družicí
Hipparcos, úhlové vzdálenosti dvojhvězd vypočítané do roku 2020, fotografie všech 250
zmiňovaných „deep sky“ objektů.
3.2. HVĚZDNÉ MAPY A ATLASY 21
3.2.3 Palomar Observatory Sky Survey (POSS)
Původní fotografický atlas „National Geographic Palomar Sky Survey“ byl dokončen v roce
1954. K fotografování hvězdné oblohy byla využita 48 palcová Schmidtova komora na observatoři
na Mt. Palomaru. Snímky byly exponovány na fotografické desky, z nichž každá pokryla oblast
6x6 úhlových stupňů oblohy. Původně to bylo 879 oblastí v rozsahu od +90◦
do −24◦
deklinace
na „červenou“ i „modrou“ emulzi (hvězdy do 22 magnitud). Později byla fotografická přehlídka
rozšířena až po deklinaci −42◦
.
Více informací viz http://www.astro.caltech.edu/~wws/poss2.html a v digitální podobě
je Palomarský atlas dostupný na Digitized Sky Survey (DSS) http://archive.stsci.
edu/cgi-bin/dss_form .
3.2.4 Další atlasy
Sky Atlas 2000.0
Atlas vyšel postupně v několika doplňovaných vydáních, je založen na katalogu Hipparcos a
obsahuje 28 listů (500x380 mm). Je vhodný pro pozorování všemi typy dalekohledů.
Uranometria 2000.0
Atlas je rozdělen do dvou dílů a obsahuje 280 035 hvězd do jasnosti 9,75 magnitudy a přes
30 000 nehvězdných objektů (většinou galaxií, mlhovin a hvězdokup).
Millenium Star Atlas
Atlas je rozdělen do tří svazků a vychází z katalogů Hipparcos a Tycho. Obsahuje přes 1 000 000
hvězd s jasností do 11 magnitudy a 10 000 nehvězdných objektů.
Atlas Coeli Skalnaté Pleso 1950.0
Je tvořen souborem 16 hvězdných map, na kterých je v měřítku 1◦
= 0, 75 cm zobrazená celá
hvězdná obloha. Obsahuje celkem 35 000 hvězd a jiných objektů. Jeho autorem je Antonín
Bečvář, který sestavil také Atlas Eclipticalis, Atlas Borealis a Atlas Australis.
Atlas Eclipticalis, Atlas Borealis a Atlas Australis
Atlas Eclipticalis je soubor 32 hvězdných map oblasti oblohy s deklinací od −30◦
do +30◦
v
měřítku 1◦
= 2 cm. Výběr hvězd v atlasu není omezený jasností, ale tehdejší znalostí přesných
poloh a vlastního pohybu. Hvězdy jsou zobrazené v šestibarevném tisku podle šesti základních
spektrálních typů.
Atlas Borealis je soubor hvězdných map oblasti severní oblohy od deklinace +30◦
. Sestavil
ho Antonín Bečvář stejným způsobem jako Atlas Eclipticalis. V původním vydání obsahuje
24 listů.
Atlas Australis je soubor 24 hvězdných map oblastí jižní oblohy od deklinace −30◦
. Sestavil
ho Antonín Bečvář stejným způsobem jako Atlas Eclipticalis.
22 KAPITOLA 3. ASTRONOMICKÉ KATALOGY A ATLASY
3.3 Ročenky
Jako astronomické ročenky se označují speciální publikace obsahující tabulky různých astronomických
údajů (souřadnice objektů, data a časy astronomických úkazů atd.) pro určité časové
období. Většinou jsou sestavovány a tištěny s platností na jeden rok, podobně jako klasické kalendáře.
Dříve byla dostupná pouze tištěná podoba, dnes mají většinou i tištěné verze doplňky
v elektronické podobě a existují také ročenky, které jsou pouze v on-line verzi.
3.3.1 Tištěné ročenky
The Nautical Almanach a The Astronomical Almanac
Původně britské ročenky s velmi dlouhou tradicí (vydávají se pod různými názvy od roku 1767).
Dnes vychází ve spolupráci US Naval Observatory (USNO) a Her Majesty’s Nautical Almanac
Office (HMNAO) spolu s dalšími publikacemi.
Historie jejich vydávání je popsána zde http://en.wikipedia.org/wiki/The_Nautical_
Almanac, podrobnější popis obsahu obou publikací naleznete zde http://aa.usno.navy.mil/
publications/docs/asa.php a tady http://aa.usno.navy.mil/publications/docs/na.php.
Hvězdářská ročenka (Česká republika)
Astronomickou ročenku pod názvem Hvězdářská ročenka začala v roce 1921 vydávat Česká
astronomická společnost. Dnes ji ve spolupráci s Astronomickým ústavem AV ČR v.v.i. vydává
Hvězdárna a planetárium hl. m. Prahy. Tištěná část obsahuje základní informace, její elektronická
verze (na přiloženém CD nebo s využitím on-line přístupu) je mnohem rozsáhlejší a
umožňuje využít další softwarové nástroje (viz http://rocenka.observatory.cz/).
Astronomická ročenka (Slovensko)
Publikaci Astronomická ročenka vydává Slovenská ústredná hvezdáreň a kromě efemerid vztažených
na polohu Bratislavy obsahuje také řadu návodů a textů vhodných pro amatéské astronomy,
které mají delší platnost než je běžný rok, pro který je ročenka určena.
Astronomičeskij ježegodnik (Rusko)
Také tato ročenka má dlouholetou tradici (vydává ji od roku 1921 Ruská akademie věd), ale
její tištěná verze je u nás velmi těžko dostupná. Část ročenky je však přístupná v angličtině
také on-line na adrese http://www.ipa.nw.ru/PAGE/EDITION/ENG/AE/ae_1_txt.htm
3.3.2 Elektronické ročenky
KAR
Kleťská astronomická ročenka představuje zjednodušenou verzi on-line ročenky, ve které naleznete
polohy i časy východů a západů planet Sluneční soustavy, Slunce a Měsíce. Je dostupná
na adrese http://www.hvezcb.cz/cgi-bin/kar.cgi a její použití je výhodné, pokud nás tyto
údaje zajímají jen pro několik dnů, neumožňuje totiž najednou zadat výpočty pro delší období.
3.3. ROČENKY 23
U.S. Naval Observatory
Na tomto portálu je možné získat efemeridy a další údaje pro delší časové úseky (např. na celý
rok). Vše je dostupné na adrese http://aa.usno.navy.mil/data/ .
CalSky
Projekt výpočetního portálu CalSky byl založen v roce 1991 Arnoldem Barmettlerem jako nový
způsob podpory astronomů amatérů při plánování pozorování. Dnes jej využívají i profesionálové
a s jeho pomocí je možné si vygenerovat nejen klasickou ročenku, ale například také itinerář
jevů pro danou pozorovací noc a další informace.
Nachází se na adrese http://www.calsky.com/ a umožňuje osobní nastavení.
24 KAPITOLA 3. ASTRONOMICKÉ KATALOGY A ATLASY
Kapitola 4
Astronomické databáze a virtuální
observatoře
„Čtyřicet dva,“ oznámil Hlubina myšlení s nedostižnou důstojností a klidem.
– Douglas Adams, Stopařův průvodce po galaxii
4.1 Databáze
Moderní astronomické databáze reprezentuje dnes několik astronomických portálů, jedním
z nich je Centrum astronomických dat (Centre de Données astronomiques de Strasbourg),
které je také známé pod zkratkou CDS.
Portál se nachází na adrese http://cdsweb.u-strasbg.fr/CDS.html a volně nabízí celou
řadu služeb. Mezi jeho nejsilnější nástroje patří tyto tři:
Simbad
Jedná se o databázi se základními údaji o astronomických objektech mimo Sluneční soustavu,
jejich označení a bibliografie (vazba na ADS). Je možné se dotazovat podle jména objektu, jeho
souřadnic nebo jiných kritérií.
VizieR
Elektronická knihovna astronomických katalogů, seznamů a tabulek všeho druhu.
Aladin
Jedná se o interaktivní atlas hvězdné oblohy, je spojen s databázemi SIMBAD, NED, VizieR a
dalšími.
4.1.1 Další on-line zdroje
Astrophysics Data Service (ADS)
Volně přístupná databáze astrofyzikální literatury a vědeckých článků. Dotazovací rozhraní se
nachází na adrese http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html .
25
26 KAPITOLA 4. ASTRONOMICKÉ DATABÁZE A VIRTUÁLNÍ OBSERVATOŘE
Obrázek 4.1: Vzhled vstupního formuláře databáze Simbad.
Katalog objektů
http://lyra.colorado.edu/sbo/manuals/sbocatalog/sbocatalog.html
Fotografie
Databáze snímků astronomických objektů (Messierovy objekty, galaxie, hvězdokupy):
http://www.astr.ua.edu .
Proměnné hvězdy
Portál věnovaný proměnným hvězdám a jejich pozorování, viz http://www.aavso.org/ .
4.2 Virtuální observatoře
Jako virtuální observatoře (VO) se označují databáze a archivy předzpracovaných astronomických
dat, které jsou vybaveny také řadou softwarových nástrojů. VO využívají výhod internetového
prostředí. Stejně jako skutečnou observatoř může tvořit i několik kopulí vybavených
různými dalekohledy, tak se VO se může skládat z řady datových center, která mají jedinečná
astronomická data, jiné softwarové systémy a možnosti zpracování. Hlavním cílem VO je umožnit
vědcům transparentní a distribuovaný přístup k datům jinak rozmístěným po celém světě.
Některé konkrétní projekty VO:
• International Virtual Observatory Alliance (IVOA) http://www.ivoa.net/
• The Virtual Observatory http://www.virtualobservatory.org/
• The European Virtual Observatory (EURO-VO) http://www.euro-vo.org/
• Czech Virtual Observatory http://stelweb.asu.cas.cz/czvo/
Kapitola 5
Astronomická pozorování z povrchu
Země
„Najdu si místo, kde se dobře kouká, kde není seeing a vítr do kopule nefouká ...“
– skupina Buty, parafráze textu písně Mám jednu ruku dlouhou
Astronomická pozorování jsou možná jenom díky existenci různých typů „nosičů“ astrofyzikálních
informací. Většinu astronomických objektů můžeme pozorovat pouze „na dálku“, pak
jsou těmi zprostředkovateli informací:
• elektromagnetické záření (fotony)
• hmota
– neutrina
– elektrony
– jádra atomů
– meteority
• gravitační vlny
Přímá pozorování „in situ“ (na místě samém) jsou také možná, ale zatím se týkají pouze
některých těles ve Sluneční soustavě.
5.1 Korekce polohy astronomických objektů
Jestliže pozorujeme astronomické objekty z pozorovacího stanoviště na zemském povrchu, tak
musíme zohlednit řadu skutečností, pokud nás zajímá skutečná poloha daného astronomického
objektu. Vlivy zemské atmosféry na pozorování jsou uvedeny v další podkapitole. Ale kromě
vlivů plynného obalu naší planety, se musíme zabývat ještě dalšími korekcemi polohy astronomických
objektů, které způsobuje: precese, nutace, aberace, paralaxa, vlastní pohyb objektu.
Polohy hvězd a dalších astronomických objektů nemusíme korigovat vždy o všechny známé
vlivy, záleží na přesnosti, se kterou potřebujeme pracovat. Z toho hlediska rozlišujeme celkem
tři typy korekcí:
• skutečně pozorované polohy - jsou opraveny o denní aberaci a refrakci
27
28 KAPITOLA 5. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Z POVRCHU ZEMĚ
• pravá místa - skutečně pozorované polohy opravené navíc o roční aberaci a paralaxu
• střední místa - pravá místa opravená navíc o nutaci a precesi, jsou vždy vztažena k jistému
datu, tzv. ekvinokciu (např. J2000.0).
5.1.1 Precese a nutace
Objev precesního pohybu osy rotace Země je přisuzován Hipparchovi, její kvantitativní určení
však bylo nepřesné. Dnes udávaná hodnota je přibližně 50, 256 za rok, tedy 1◦
za 72 let. První
fyzikální vysvětlení precese podal až Newton a jeho gravitační zákon. Na Zemi je možné pohlížet
jako na velký setrvačník, na který působí rušivé síly (dominuje gravitační působení Slunce a
Měsíce). Osa rotace Země pak nemá v prostoru stálou orientaci, ale vykonává po plášti kužele
pohyb, který závisí na momentu setrvačnosti a velikosti rušivých sil. Tento pohyb označujeme
jako tzv. precesní pohyb.
Jedním z důsledků precesního pohybu je také posun jarního a podzimního bodu, resp. změna
orientace průsečnice roviny světového rovníku a roviny ekliptiky v prostoru. Perioda precese
je zhruba 26 000 let. Pokud chceme kvantifikovat změnu polohy jarního bodu, rozlišujeme tři
typy precese:
1. precese lunisolární
2. precese planetární
3. celková precese
Konkrétní hodnoty pak budou:
1. pls = 50, 371 /rok
2. ppl = −0, 125 /rok a zmenšuje sklon ekliptiky o 0, 47 /rok
3. pcelk = pls − pplcosε, kde ε je sklon ekliptiky
Celková hodnota precese v deklinaci bude n = pplsinε = 20, 047 /rok a v rektascenzi bude
rovna m = pplcosε − ppl = 46, 085 /rok.
Můžeme také vyjádřit roční změnu polohy hvězdy důsledkem precese:
∆α/rok= m + n tan δ sin α
∆δ/rok= n cos α
Musíme však mít na paměti, že pro přesná měření je nutno uvážit i sekulární variace ε a p.
Nutace
Rovina oběhu Měsíce kolem Země svírá s rovinou ekliptikou úhel 5◦
a gravitační působení
Slunce způsobuje také precesní pohyb této roviny s periodou 18,6 let. To má vliv na polohu
zemské rotační osy, která s touto periodou osciluje kolem určité střední polohy. Tento jev se
označuje jako nutace. Výsledný pohyb zemské osy, který je způsoben především precesí, je tak
vlivem nutace „zvlněný“.
5.1. KOREKCE POLOHY ASTRONOMICKÝCH OBJEKTŮ 29
5.1.2 Aberace
Tento jev je přímým důsledkem konečné rychlosti světla a jejího skládání s rychlostí, kterou se
spolu se Zemí pohybujeme prostorem. Jistou analogií je např. rozdíl mezi úhlem, pod kterým
držíme deštník za deště pokud stojíme a úhlem, jestliže se dáme do pohybu (za předpokladu,
že úhel dopadu dešťových kapek i jejich rychlost jsou stále stejné).
Onen „úhel odklonění“ (α) je závislý pouze na rychlosti pohybu chodce a deště. Ale zanechme
už této analogie, obdobně to platí pro pozorovatele stojícího na pohybující se Zemi
a záření, které k nám přichází od hvězdy. Jako apex označujeme okamžitý směr, ve kterém
se Země pohybuje a velikost rychlosti Země je asi 30 km/s. Jestliže chceme, aby se vzdálená
hvězda dostala do středu zorného pole dalekohledu, je nutno jej sklonit k apexu o úhel α, který
je závislý na rychlosti Země v, rychlosti světla c a také na úhlu β, což je úhlová vzdálenost
hvězdy od apexu.
Maximální hodnoty dosáhne aberace pro hodnotu β = 90◦
, protože
tan α =
v
c
sin β (5.1)
Jestliže dosadíme hodnotu v
c
= 10−4
, dostaneme vztah
α = 20, 47 sin β, (5.2)
kde 20, 47 je maximální hodnota aberace.
Tuto tzv. roční aberaci objevil Bradley (1727) při snaze změřit roční paralaxu hvězd. Rotace
Země kolem své osy má za následek denní aberaci, jež dosahuje maximální hodnoty pro
pozorovatele na rovníku a její hodnota je přibližně 0, 3 .
5.1.3 Paralaxa
Změnu polohy objektu vyvolanou změnou polohy pozorovatele v prostoru způsobenou oběhem
Země kolem Slunce, nazýváme roční paralaxa. Při pozorování z povrchu Země totiž během
roku opisuje každá hvězda na obloze malou elipsu, jejíž velká poloosa má hodnotu právě roční
paralaxy. Pro hvězdy v rovině ekliptiky je tato elipsa vlastně úsečkou a pro hvězdy blízko pólu
ekliptiky je to přibližně kružnice. Hodnoty roční paralaxy se udávají v úhlových vteřinách.
Největší hodnotu paralaxy má hvězda Proxima v souhvězdí Kentaura (asi 0, 772”, což odpovídá
vzdálenosti asi 1, 3 pc). Velmi mnoho přesných měření paralax bylo provedeno pomocí družice
Hipparcos a v současné době je prováděno družicí Gaia (viz http://sci.esa.int/gaia/).
5.1.4 Vlastní pohyb
Vlastní pohyb hvězdy odpovídá jejímu pohybu v prostoru a bývá označován řeckým písmenem
µ. Můžeme jej popsat třemi veličinami:
1. radiální rychlost vr - je určována z velikosti Dopplerova posuvu
2. změna polohy hvězdy na obloze v rovině kolmé na spojnici hvězdy a pozorovatele, udává
se v úhlových vteřinách za rok nebo za století
3. poziční úhel směru pohybu
30 KAPITOLA 5. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Z POVRCHU ZEMĚ
V katalozích hvězd se většinou udává rozklad na vlastní pohyb v rektascenzi a vlastní pohyb
v deklinaci. Vlastní pohyb zahrnuje i pohyb Slunce v prostoru. Jestliže vyloučíme z hodnoty
vlastního pohybu složku způsobenou pohybem Země kolem Slunce (paralaktický pohyb), dostaneme
skutečný pohyb hvězdy (pekuliární pohyb). Největší hodnotu vlastního pohybu má
Barnardova hvězda a je to 10, 36 za rok, tedy za dvě století se na obloze posune o průměr
měsíčního kotouče .
5.2 Vliv atmosféry Země na pozorování
Pro pozorovatele na povrchu Země představuje její plynný obal, tedy atmosféra, zdroj celé
řady omezení. S jistou mírou nadsázky bychom mohli expresivně označit atmosféru za nepřítele
astronomů a pozorovací astronomie vůbec. Jenže nesmíme zapomínat na to, že nám například
umožňuje dýchat nebo chrání naši DNA před kosmickým zářením. :-)
Atmosféra způsobuje hned několik problémů, které mají docela odlišnou příčinu:
• většina elektromagnetického záření je pohlcena, atmosféra propouští pouze v určitých
„oknech“ (např. světlo, tedy viditelné elektromagnetické záření)
• turbulence atmosféry způsobuje seeing a scintilaci, obraz je nejen neostrý, ale není možné
zaznamenat slabší objekty
• jas pozadí (jak přirozený, tak umělý)
• atmosférická extinkce (absorpce a rozptyl záření)
• působí jako optický prvek – astronomická refrakce
5.2.1 Astronomická refrakce
Lom světla na rozhraní dvou prostředí je velmi důležitý optický jev pro veškerá astronomická
pozorování prováděná ze zemského povrchu. Jeho vliv na astronomická pozorování popisuje tzv.
astronomická refrakce (někdy označována také jako atmosférická refrakce) Platí známý vztah:
sin α1
sin α2
=
n2
n1
, (5.3)
kde α1 a α2 jsou úhly v prostředí 1 a 2 a n1 a n2 jsou odpovídající indexy lomu. Na atmosféru
jako na celek lze pohlížet jako na vícevrstvé optické prostředí, kdy na každém přechodu dochází
k lámání světla ke kolmici, protože hustota atmosféry směrem k povrchu Země roste.
Hodnota refrakce je maximální u obzoru a minimálně se projeví v zenitu. Jestliže označíme
pozorovanou zenitovou vzdálenost objektu z, pak skutečná je z0 = z + r, kde r je úhel refrakce.
Platí rovnice
sin (z + r) = n sin z (5.4)
a pro malé hodnoty r pak
sin z cos r + cos z sin r = n sin z (5.5)
navíc dále můžeme pro malé hodnoty r položit cos r = 1 a sin r = r a pak
r = (n − 1) tan z (5.6)
5.2. VLIV ATMOSFÉRY ZEMĚ NA POZOROVÁNÍ 31
Dále víme, že pro normální atmosférický tlak a teplotu atmosféry T = 0◦
C je hodnota
indexu lomu vzduchu n = 1, 000293 a jen shodou okolností platí, že n − 1 = 0, 000293 je rovno
číselně jedné úhlové minutě vyjádřené v radiánech. To umožňuje pro malé úhly upravit vztah
do podoby
tan z = r, (5.7)
kde dosazujeme veličiny vyčíslené v obloukových minutách. Například pro z = 45◦
je hodnota
úhlu atmosférické refrakce r = 1 úhlová minuta.
Velikost refrakce roste s rostoucí zenitovou vzdáleností objektu, takže vlivem refrakce se
například uspíší pozorovaný východ a opozdí pozorovaný západ astronomických objektů až o
několik minut. Hodnota refrakčního úhlu je také závislá na vlnové délce dopadajícího záření,
takže například světlo v červené oblasti spektra je ovlivněno méně než v modré. Atmosférická
refrakce má rovněž vliv i na tvar slunečního nebo měsíčního kotouče při jejich východu a západu.
Hodnoty astronomické refrakce pro různé zenitové vzdálenosti (tlak 1, 013.105
Pa, nadmořskou
výšku 0 m a teplotu T = 0◦
C) jsou uvedeny v následující tabulce:
zenitová vzdálenost [◦
] refrakce [úhl. minuty]
0 0,0
10 0,2
20 0,4
30 0,5
40 0,8
50 1,1
60 1,7
70 2,6
80 5,3
85 9,9
90 34,4
5.2.2 Atmosférická extinkce
Pojmem atmosférická extinkce označujeme celkové snížení intenzity záření přicházejícího z
vesmíru atmosférou Země, které může být způsobeno různými fyzikálními procesy. Hlavní podíl
na atmosférické extinkci mají procesy absorpce a rozptylu. Absorpce představuje destruktivní
proces, při kterém je foton pohlcen atomem (molekulou) a jeho energie například excituje elektron
do vyšší hladiny.
Při rozptylu dojde ke srážce fotonu s částicí atmosféry, po které následuje změna směru
pohybu fotonu a může se změnit energie fotonu i částice. Částicí může být molekula, prachové
zrnko nebo kapička vody. Jestliže jsou rozptylujícími částicemi molekuly plynu, hovoříme o tzv.
Rayleighově rozptylu, který je úměrný λ−4
. Známým projevem Rayleighova rozptylu je modrá
barva pozemské oblohy.
Při rozptylu na aerosolu jeho závislost na vlnové délce závisí na distribuční funkci velikosti
částic. Například tzv. Mieův rozptyl, ke kterému dochází na malých sférických částicích, je
úměrný λ−1
.
32 KAPITOLA 5. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Z POVRCHU ZEMĚ
Vzdušná hmota
Změna intenzity záření vlivem extinkce je závislá na vlnové délce, pro monochromatickou extinkci
platí vztah [13]
dI(λ, h) = κ(λ, h)ρ(h)I(λ, h)dh, (5.8)
kde κ(λ) je absorpční koeficient na jednotku hmotnosti a ρ(h) je hustota vzduchu. Absorpční
koeficient v sobě zahrnuje složky absorpce dané různými procesy a závisí na složení atmosféry.
Rovnici integrujeme
I(λ, h0) = I(λ, h1)e
−
h1
h0
κ(λ,h)ρ(h)dh
, (5.9)
kde h1 označuje vnější hranici atmosféry a h0 odpovídá nadmořské výšce pozorovacího stanoviště.
Protože nepozorujeme objekty jen v zenitu, označme si jejich zenitovou vzdálenost z, pak
dráha světelného paprsku přicházejícího od daného objektu bude mít mezi hladinami atmosféry
h + dh a h délku dh sec z a po dosazení do rovnic 5.8 a 5.9 dostaneme
dI(λ, h) = κ(λ, h)ρ(h)I(λ, h) sec zdh, (5.10)
a
I(λ, h0) = I(λ, h1)e
−
h1
h0
κ(λ,h)ρ(h) sec zdh
, (5.11)
Vlivem refrakce bude zenitová vzdálenost paprsku závislá na výšce, tedy z = z(h) a v
prvním přiblížení můžeme předpokládat, že absorpční koeficient κ(λ, h) je podél dráhy paprsku
konstantní a pak bude mít rovnice tvar
I(λ, h0) = I(λ, h1)e
−κ(λ)
h1
h0
ρ(h) sec z(h)dh
, (5.12)
Integrál v rovnici představuje hmotnost vzduchu ve sloupci, kvádru s jednotkovou podstavou,
rovnoběžném s dráhou paprsku. Tak můžeme definovat bezrozměrnou veličinu vzdušná
hmota X jako
X =
h1
h0
ρ(h) sec z(h)dh
h1
h0
ρ(h)dh
(5.13)
Takto definovanou vzdušnou hmotu můžeme dosadit do předchozí rovnice, která pak bude mít
tvar
I(λ, h0) = I(λ, h1)e
−κ(λ)X(z)
h1
h0
ρ(h)dh
= I(λ, h1)e−κ(λ)X(z)α
, (5.14)
kde α je skutečné množství vzduchu vertikálně nad hladinou h0. Rovnici převedeme do logaritmického
tvaru
log I(λ, h0) = log I(λ, h1) − (log e)κ(λ)X(z)α. (5.15)
Dále můžeme tuto rovnici přepsat do podoby s hvězdnými velikostmi jako
m(λ, h0) = m(λ, h1) + 2, 5(log e)κ(λ)X(z)α = m(λ, h1) + k(λ)X(z), (5.16)
kde
k(λ) = 2, 5(log e)κ(λ)α ≈ 1, 086κ(λ)α. (5.17)
Veličina k(λ) je extinkční koeficient pro vlnovou délku λ a rovnici 5.16 se říká Bouguerův zákon.
5.3. PLÁNOVÁNÍ POZOROVÁNÍ 33
Měření extinkce
Jestliže chceme stanovit pro své pozorovací stanoviště aktuální hodnotu atmosférické extinkce,
můžeme to udělat jedním z těchto postupů:
• měřením jasnosti jedné hvězdy neznámé hvězdné velikosti
• měřením jasnosti více hvězd se známou hvězdnou velikostí
Podrobnější postup, jak je možné extinkci určit z pozorování naleznete například zde:
http://www.asu.cas.cz/~lenka/prednasky/318ext.htm#3 .
Turbulence atmosféry
Neustálé promíchávání vzduchu, atmosférická turbulence, má dva špatné vlivy na záření, které
přichází od bodového zdroje:
1. mění konvergenci nebo divergenci vlnoplochy a tak se zvyšuje nebo snižuje jasnost zdroje,
tento efekt označujeme jako scintilace
2. náhodně mění lokální směr přicházejícího záření, výsledkem je chaotický pohyb obrazu,
tento vliv turbulence je seeing
Pokud se chceme s vlivem turbulence na naše astronomická pozorování nějak vypořádat,
máme možnost volby lepšího pozorovacího stanoviště. Situace je lepší v některých vhodných vysokohorských
lokalitách, na Antaktidě. Zcela je však vliv turbulencí odstraněn až při pozorování
z oběžné dráhy nebo z povrchu Měsíce.
Jiným přístupem je pak vývoj tzv. adaptivní optiky, která provádí korekce vlivů turbulence.
Podrobnější zmínka je v kapitole věnované astronomické pozorovací technice.
5.3 Plánování pozorování
Plánování a příprava astronomického pozorování v sobě zahrnuje pokaždé trochu jinou množinu
činností. Obecně ji lze rozdělit do několika typů:
• příprava na pozorování ve volné přírodě (liší se pro známou/neznámou lokalitu)
• příprava pozorování na hvězdárně (liší se pro známou/neznámou hvězdárnu)
• příprava využití získaného pozorovacího času na observatoři
Nikdy bychom neměli podcenit znalost obecných informací, které se váží k lokalitě pozorovacího
stanoviště. Patří mezi ně znalost typických povětrnostních podmínek, přístrojového
vybavení a provozních zvyklostí, pokud se jedná o hvězdárnu nebo observatoř.
Dále bychom si měli připravit informace, které souvisí s datem našeho pozorování:
• časy východu a západu Slunce, časy soumraků
• časy východu a západu Měsíce, jeho fáze
• hvězdný čas o půlnoci
34 KAPITOLA 5. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Z POVRCHU ZEMĚ
• Juliánské datum o půlnoci
Teprve potom bychom si měli shromáždit informace, které souvisí s druhem pozorování a
pozorovanými objekty (zde se může příprava lišit podle toho, zda se jedná o pozorování pro
radost, bakalářskou práci, diplomovou práci nebo vědecký projekt). Většinou zahrnuje:
• výběr objektů
• časy jejich východu a západu
• vyhledávací mapky, jsou-li potřeba
• efemeridy proměnných objektů
• itinerář nočního pozorování (pořadí objektů, činností a měření)
Přípravu může ulehčit řada nástrojů, které jsou dostupné na internetu. Zde je několik do-
poručení:
• otočná mapka oblohy http://drifted.in/planisphere/index.html ke stažení (autor
Jan Tošovský)
• výpočetní program Astronomy Lab2 je velmi praktický nástroj pro přípravu pozorování
s řadou jednoduchých grafických výstupů, je ke stažení na adrese:
http://www.ericbt.com/Misc/AstronomyLab2
• on-line ročenka http://aa.usno.navy.mil/data/
• on-line výpočetní programy pro pozorovací astronomii http://imagiware.com/astro/
• vyhledávací mapky http://stdatu.stsci.edu/dss/
• portály některých observatoří:
– Kitt Peak National Observatory
http://www.noao.edu/kpno/
– Mt. John University Observatory
http://www.phys.canterbury.ac.nz/research/mt_john/
5.3. PLÁNOVÁNÍ POZOROVÁNÍ 35
5.3.1 Dodatek
Astronomická pozorování se sice nedají provádět v dešti, ale pokud je pozorovatel přímo u dalekohledu,
nevyhne se nízkým teplotám. Zejména v zimě může být noční pozorování v tomto
ohledu skutečně náročné. Zde je převzatý a upravený text, který obsahuje několik dobrých rad,
jak na to.
Jak zůstat v teple
...
První podmínkou úspěšnosti je rovnoměrné pokrytí celého těla oblečením. Pod kalhoty si
oblečte teplé vlněné spodky - nejlépe několik. Pod ně i na ně si oblečte teplé vlněné ponožky.
Druhou podmínkou je neprodyšná bunda - nejlépe péřová. Je tvořena několika vrstvami, které
hned tak něco neprofoukne. Na horní část těla si oblékněte podvlékací triko a dva až tři svetry,
ale tak tenké, aby vám příliš nevadily v pohybu. Dalšími místy, která musíte chránit, jsou krk a
hlava. Pokud je to možné, vemte si teplou šálu a čepici, které pak přikryjete kapucí bundy.
Třetí podmínkou je ochrana končetin, nejvíce pak všech prstů. Velké množství tepla uniká i
přes podrážky bot. Musíte je proto velmi dobře izolovat. Boty by svou výškou měly také stačit k
zakrytí ponožek a neměly by být příliš těsné. Tím se totiž vytlačuje krev z prstů a ty se začínají
díky nedokonalé krevní výměně ochlazovat. Totéž platí pro ruce. Zde ale narážíme na problém,
protože při pozorování manipulujete s okuláry, píšete tužkou nebo listujete v atlase. Nabízejí se
dvě možnosti: buď si vezmete jedny tenké rukavice a na ně jedny hrubší, tzv. palčáky, anebo
si pořiďte tzv. cyklistické rukavice, které mají ustřižené konce prstů a k nim samozřejmě ještě
palčáky.
Na ochranu tváře doporučuji použít masku podobnou masce závodníků F1. V noci sice budete
působit dojmem teroristy, ale stojí to za to. Nepořizujte si však masku bez otvoru pro ústa,
protože při dýchání by se vám vodní pára obsažená ve vzduchu srážela na očích a na okuláru.
Svůj čas strávený u dalekohledu si můžete také prodloužit vhodným jídlem a pitím. Důležité
je udržovat stálou hladinu cukru v krvi, což vám pomůže udržet tělesnou teplotu. Můžete proto
jíst třeba hroznový cukr, ale příliš mnoho cukru působí přesně opačně.
K pití je nejvhodnější horký mošt nebo jiný sladký nápoj. Káva je sice příjemná, ale kofein
způsobuje zpomalování krevního oběhu a tím i únavu, ospalost a ochlazování organismu. Stejně
působí tabák a alkohol, který navíc způsobuje ztráty tepla kapilárními otvory v kůži.
Pokud vás během pozorování začne bolet hlava, může to být důsledek dehydratace vašeho
organismu. Způsobuje ji studený vzduch, který vdechujete. Jestliže voda opouští organismus,
zpomaluje se opět krevní oběh a může dojít k omrzlinám prstů. Před pozorováním se vždy dostatečně
napijte.
Nepostradatelnou částí ochrany před zimou je neustálá svěžest, kterou se snažte udržovat i
v „sibiřských podmínkách“. Jestliže pocítíte chlad, začněte se pohybovat, skákat a dělat dřepy.
Tím se vám opět zrychlí krevní oběh, prokrví prsty a rozhýbou klouby. Pořádným cvičením si
můžete vytvořit zásobu tepla na několik hodin pozorování.
...
Podle článku Keeping Warm Under Winter Stars od Alana M. MacRoberta uveřejněného v
časopise Sky and Telescope, 1993, číslo 2 na str. 28, originál je dostupný na http://www.
wwnorton.com/college/astronomy/astro21/sandt/keepwarm.html .
36 KAPITOLA 5. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Z POVRCHU ZEMĚ
Kapitola 6
Pozorovací technika
„Jedno odpoledne strávené v knihovně vám může ušetřit měsíc pozorování na hvězdárně.“
– Bailey, Slater & Slater, Conducting Astronomy Education Research
6.1 Dalekohledy
Systematický výklad základů geometrické a fyzikální optiky je obsahem jiných vysokoškolských
přednášek. Tato kapitola zahrnuje pouze některé aspekty optiky, které jsou důležité pro astronomickou
pozorovací techniku.
Většina velkých astronomických objevů souvisela s rozvojem pozorovací techniky. Stále větší
a větší dalekohledy dokáží soustředí záření z větší plochy, mají lepší úhlové rozlišení, nejsou
striktně omezeny jen na vizuální část elektromagnetického záření jako náš zrak a také dávají
možnost detektorem získat trvalý záznam pozorování. V dnešní době je možná přesnější mluvit
o „pozorovacích systémech“, které jsou složeny z několika částí:
• dalekohled (reflektor, refraktor, katadioptrický dalekohled nebo třeba parabolická anténa
radioteleskopu)
• měřící zařízení (fotoaparát, kamera, spektrograf atp.)
• detektor (oko, fotografická emulze, fotonásobič, CCD atp.)
Klasický dalekohled se skládá z hlavního optického prvku – tzv. objektivu, který vytváří
obraz v ohniskové rovině. Obraz si lze prohlížet dalším optickým prvkem dalekohledu – okulárem
(což je z optického hlediska vlastně lupa). Obecně pak jde vždy buď o zobrazování objektů nebo
měření vlastností záření, které od nich přichází (různé typy tzv. fotometrie). Mezi základní
charakteristiky každého dalekohledu patří:
• průměr hlavního objektivu (vstupní pupily) D
• ohnisková vzdálenost f
• světelnost - rovná se poměru f
D
• zvětšení - je dáno poměrem
fobj
fokul
37
38 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
• velikost zorného pole
Mezní hvězdnou velikost pro daný dalekohled můžeme určit následujícím postupem. Celkový
světelný tok zachycený dalekohledem vztáhneme k toku, který jsme schopni zachytit okem. V
obou případech jeho velikost závisí na ploše objektivu, respektive oka. Platí
ID
IO
=
D2
d2
, (6.1)
kde ID a IO jsou příslušné toky, D a d jsou průměry dalekohledu a oka v metrech. Pak můžeme
využít Pogsonovu rovnici ve tvaru:
mD − mO = −2, 5 log10
ID
IO
= −5 log10
D
d
, (6.2)
a pokud dosadíme za limitní hvězdnou velikost pro oko bez dalekohledu hodnotu 6 magnitud,
průměr oka d = 0, 008 m a odhadneme ztrátu světelného toku v optické soustavě dalekohledu
na 0, 5 magnitudy, obdržíme výsledný poloempirický vztah:
mlim
∼= 16 + 5 log10 D. (6.3)
Další podstatnou charakteristikou dalekohledu je jeho úhlové rozlišení. Žádným dalekohledem
se ani dokonale bodový světelný zdroj nezobrazí jako bod, ale jako kruhový difrakční
obraz – tzv. Airyho disk. Tak je definováno maximální možné úhlové rozlišení dalekohledu, jeho
difrakční limit, který má přibližnou hodnotu:
α =
1, 22λ
D
, (6.4)
kde λ je vlnová délka a D je průměr dalekohledu. V praxi se však ukazuje, že této hodnoty
rozlišení není možné při pozorování ze zemského povrchu dosáhnout, protože hodnota seeingu
bývá větší.
6.1.1 Typy dalekohledů
Refraktory
Dalekohledy, které mají objektiv i okulár vytvořený z čoček, tedy optických prvků, které využívají
lomu světla, se nazývají refraktory. Docela první sestrojené dalekohledy (na počátku
17. století) byly právě jednoduché refraktory, které tvořila dvojice čoček – jedna jako objektiv
a druhá jako okulár. Je zřejmé, že takové dalekohledy měly celou řadu optických vad. Postupem
času vznikaly složitější konstrukce, ve kterých byl objektiv i okulár složen z několika
čoček. Nejčastěji byla korigována tzv. barevná vada, kterou lze potlačit, jestliže kombinujeme
čočky vyrobené z různých druhů skla. Pokud použijeme dvě čočky, označujeme soustavu jako
achromát, při použití tří čoček se jedná o dokonalejší apochromát. Současné běžně dostupné
refraktory achromáty mají relativní otvor f/10 až f/13 (viz obrázek 6.1).
6.1. DALEKOHLEDY 39
Obrázek 6.1: Refraktor achromát o průměru 102 mm (f/11), zdroj zde .
Reflektory
Dalekohledy, které k fokusaci nevyužívají lomu světla, ale jeho odrazu, nazýváme reflektory
neboli zrcadlové dalekohledy. Optickými členy takových soustav jsou totiž zrcadla, původně
kovová, dnes skleněná s pokovenou povrchovou vrstvou. Jednou z hlavních výhod reflektorů je
skutečnost, že nemají barevnou vadu, protože úhel odrazu není závislý na vlnové délce dopadajícího
světla. Navíc výroba hlavního zrcadla je spojena, na rozdíl od výroby čoček, s vytvořením
pouze jedné optické plochy.
Existuje několik typů reflektorů, které se liší technickým řešením umístění hlavního zrcadla
a okuláru. Patrně nejjednodušší je tzv. Newtonův reflektor (viz obrázek 6.2. Jeho objektiv
tvoří sférické nebo parabolické zrcadlo. Svazek světla odražený od plochy zrcadla je ještě před
ohniskovou rovinou odrážen mimo optickou osu rovinným zrcátkem svírajícím s optickou osou
hlavního zrcadla úhel 45◦
. Tak se ohnisková rovina, respektive ohnisko, dostane mimo tubus
dalekohledu. Obraz si pak můžeme prohlížet klasickým okulárem. Jednoduchá konstrukce a
nutnost výroby pouze jediné zakřivené optické plochy učinily tento typ dalekohledu rozšířený
zejména mezi astronomy amatéry. Pro větší a profesionální teleskopy však tento typ uspořádání
není vhodný. Z optických vad se často projevuje koma a astigmatismus (pro parabolické
zrcadlo), případně otvorová vada (pro sférické zrcadlo).
Složitější jsou technická řešení reflektoru navržená Gregorym a Cassegrainem v 2. polovině
17. století. Jejich společným znakem je otvor uprostřed primárního parabolického zrcadla.
Cassegrainův dalekohled využívá jako sekundární optický prvek konvexní hyperbolické
zrcadlo. Svazek světla odražený od primárního zrcadla dopadá na sekundární zrcadlo, jež změní
sbíhavost dopadajícího a posléze odraženého svazku, tak proslužuje jejich dráhu potřebnou k
dosažení ohniskové roviny. Světlo prochází otvorem v hlavním zrcadle a ohnisková rovina se
tedy nalézá až za ním. Ohnisko tak leží na optické ose dalekohledu. Tento systém průchodu
světla optickou soustavou způsobí, že fyzicky jsou dalekohledy typu Cassegrain mnohem kratší
než jakou mají ohniskovou vzdálenost (viz obrázek 6.3).
Gregoryho dalekohled má jako sekundární optický prvek konkávní (duté) zrcadlo, které
je za primárním ohniskem v takové pozici, aby promítalo obraz vytvořený primárním zrcadlem
za hlavní zrcadlo. Fyzický rozměr je však větší než u Cassegrainova uspořádání a dnes už se
tento typ příliš nepoužívá.
Uspořádání Ritchey-Chrétien se používá u velkých astronomických dalekohledů. Jedná
se vlastně technické řešení typu Cassegrain, ale jak primární, tak sekundární zrcadlo mají tvar
40 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.2: Zrcadlový dalekohled typu Newton, zdroj zde .
Obrázek 6.3: Schéma dalekohledu typu Cassegrain, zdroj zde .
6.1. DALEKOHLEDY 41
Obrázek 6.4: Schéma dalekohledu typu Ritchey-Chrétien, zdroj zde .
rotačního hyperboloidu (viz obrázek 6.4). Důvodem je potlačení optických vad, zejména komy
a sférické vady. Nevýhodou je náročnost výroby (zejména primárního zrcadla) a tedy i vysoká
cena.
Katadioptrické systémy
Katadioptrické dalekohledy využívají kombinace optických prvků používaných v refraktorech
a reflektorech, tedy čoček (nebo korekčních desek) a zrcadel. Snahou konstruktéra je využít
výhod obou typů zobrazovacích optických prvků tak, aby výsledný dalekohled měl potlačeny
v maximální možné míře všechny optické vady. Patrně jako první použil korekční desku v
zrcadlovém dalekohledu estonský optik Schmidt (1930) v dalekohledu (komoře) sestaveném pro
astrofotografii. Korekční deska má velmi komplikovaný tvar a její výroba je technicky obtížná
a tedy i nákladná. Zabudováním Smidtovy desky do Cassegrainova zrcadlového dalekohledem
byl vytvořen velmi dobrý optický systém, který je znám pod názvem Schmidt-Cassegrain.
Dnešní dalekohledy typu Schmidt-Cassegrain se vyrábějí s relativním otvorem f/10 až f/12.
Jiné technické řešení vytvořil Maksutov (1941) pro astrokomoru upravenou přidáním sekundárního
zrcadla do tzv. Maksutova dalekohledu. Korekční člen má v tomto případě jednodušší
tvar (meniskus). Korekční deska je ale silnější, dalekohled je tedy těžší a pomaleji reaguje na
změny teplot. Relativní otvor Maksutových komor je f/12 až f/15.
Aktivní a adaptivní optické systémy
Rozvoj výpočetní techniky a dalších technologií umožnil také jiná řešení velkých dalekohledů
než ta, která vycházejí z klasické optiky. Jedním z nich je tzv. aktivní optika, která využívá
prohýbání tenkého skleněného disku primárního zrcadla k dosažení optimálního tvaru jeho
optické plochy. Zrcadlo leží na roštu „inteligentních podpěr“ a jeho tvar je neustále korigován
výpočetní technikou. Podrobněji viz http://en.wikipedia.org/wiki/Active_optics .
Ke zcela jiné koncepci vedla snaha o odstranění vlivu atmosféry na pozorování z povrchu
Země. Takové systémy by mělo být možné použít u klasických velkých dalekohledů jako přídavné
zařízení, které provede potřebné korekce. Idea tzv. adaptivní optiky vznikla už v polovině
minulého století a poprvé byla technicky realizována na konci 80. let 20. století na 360 cm teleskopu
Evropské jižní observatoře v Chile. Podstatný technologický pokrok vývoje adaptivní
42 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
optiky však souvisí s odtajněním vojenských technologií v roce 1991.
Princip fungování takového systému je jednoduchý, musí zjistit všechna zkreslení v každém
okamžiku a vložit analyzované vlnoploše do cesty zkreslení opačná. To všechno v reálném čase,
mnohokrát za sekundu. Technické řešení je snazší pro větší vlnové délky, tedy první systémy
fungovaly v oblasti infračerveného záření. K určení aktuálního zkreslení vlnoplochy se používá
buď metoda fixace vlnoplochy, k čemuž je nutné mít v zorném poli poměrně jasnou hvězdu, nebo
metoda umělé hvězdy, která se vytváří na horních vrstvách atmosféry speciálním laserovým
svazkem. Adaptivní optika má velmi velké nároky na výpočetní techniku a náklady na její
vybudování jsou vysoké, zatím je tedy vybavením jenom těch největších dalekohledů světa.
Podrobněji viz například http://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_optics .
6.1.2 Vady optiky [11]
Kulová vada
Kulovou vadu neboli sférickou aberaci mají takové optické soustavy, ve kterých se nesoustředí
všechny paprsky do jediného ohniska, ale paprsky, které dopadají do objektivu v různých vzdálenostech
od optické osy soustavy se protínají v různé vzdálenosti od objektivu. Takže paprsky
blížší optické ose mají své ohnisko ve větší vzdálenosti, než paprsky procházející okrajem objektivu.
Výsledný obraz světelného bodu nebude bodový, ale vytvoří neostře ohraničenou plošku.
Velikost sférické aberace závisí na průměru objektivu a na relativní světelnosti. Korekce
kulové vady je možná buď kombinací spojky a rozptylky nebo vybroušení optických ploch do
tvaru rotačního paraboloidu. Menší kulovou chybu mají i ploskovypuklé čočky, popř. soustava
dvou slabších čoček (s delšími ohniskovými vzdálenostmi) namísto jedné silné. Tato chyba se
projevuje také u zrcadel (nejvíce pro kulový tvar jejich optické plochy).
Asymetrická chyba (koma)
Porušení symetrie svazku paprsků, přicházejících od světelného bodu, který je mimo optickou
osu soustavy, označujeme jako komu nebo také jako asymetrickou vadu. V případě, že světlo
dopadne na poloměr křivosti optického prvku zešikma, nenastane v reálné optické soustavě
v žádné rovině bodové zobrazení. Světelné paprsky dopadající šikmo na optickou plochu se
rozptylují více. Celkový obraz původně bodového zdroje má tvar protáhlé čárky podobné obrazu
komety. Koma je typická pro dalekohledy s velkým zorným polem. Korekci komy je možné udělat
vhodnou konstrukcí objektivu, takové se pak označují jako aplanáty.
Astigmatismus a sklenutí obrazu
Pokud zobrazovaný předmět leží mimo optickou osu, tak světlo od něj přicházející do okrajové
části objektivu kolmo se láme jinak než při šikmém dopadu. Dochází ke zkreslení označovanému
jako astigmatismus. Obraz bodového světelného zdroje pak bude mít tvar elipsy. Jako sklenutí
obrazu označujeme vadu, kdy daná optická soustava nemá ohniskouvou rovinu, ale obrazová
rovina má tvar zakřivené plochy. Pokud takovou soustavu použijeme k fotografování a detektor
je „rovná plocha“, bude zaostřena jen část snímku. Soustavy s korekcí obou vad se označují
jako anastigmaty.
6.1. DALEKOHLEDY 43
Zkreslení
Pokud má optická soustava zvětšení závislé na vzdálenosti zobrazovaného objektu od optické
osy, pak dochází také k deformaci obrazu. Například čtverec se zobrazí se stranami prohnutýmí
ven nebo dovnitř. Taková vada se označuje jako zkreslení neboli distorze. Obraz není neostrý,
pouze zkreslený. Jestliže zvětšení vzrůstá se vzdáleností od optické osy, jedná se o tzv. poduškové
zkreslení a je-li tomu naopak, pak jej označujeme jako tzv. soudkové zkreslení. je to podstatný
parametr zejména pro okuláry s velkým zorným polem. Optickou soustavu s korekcí distorze
označujeme jako ortoskopickou.
Barevné vady
Barevné vady neboli chromatické aberace se týkají pouze optických soustav využívajících ke
zobrazování lomu světla. Rozlišujeme chromatické aberace polohy a zvětšení. Bohužel není
možná korekce obou barevných vad současně pro všechny vlnové délky. Tento neodstranitelný
chromatismus se označuje jako sekundární spektrum. Barevnou vadu korigujeme kombinací
různých optických skel s opačnou hodnotou disperze.
6.1.3 Vývoj pozorovací techniky
Pokud se podíváme na historický vývoj astronomické pozorovací techniky, pak můžeme vysledovat
několik zásadních technologických „skoků“. Docela na počátku byl určující rostoucí průměr
refraktorů a konstrukce složitějších objektivů. Jenže na konci 19. století refraktory dosáhly limitujícího
rozměru (102 cm, observatoř Yerkes), a tak stavba větších dalekohledů byla možná
jen na bázi reflektorů s monolitickým skleněným primárním zrcadlem. Tato technologie dosáhla
svého vrcholu v podobě Haleova reflektoru (508 cm, observatoř Mt. Palomar) a reflektoru BTA6
(600 cm, observatoř Zelenčukskaja). Následoval další technologický zlom, když primární zrcadla
větších rozměrů byla konstruována z menších segmentů nebo opticky dokonalý tvar relativně
tenkého monolitického skleněného zrcadla vytvářel rošt počítačem řízených podpěr (tzv. aktivní
optika). S rozvojem citlivých CCD detektorů nastalo období, kdy průměr primárního zrcadla
nebyl zcela rozhodující, podstatný byl kvalitní detektor.
Další vývoj zavedl pozorovací techniku do kosmického prostoru. Z observatoří na oběžné
dráze je patrně nejznámější Hubbleův kosmický dalekohled. Ve své době to byl jediný způsob,
jak zcela vyřešit negativní vlivy atmosféry Země na pozorování. Byl to ale způsob nesmírně
finančně nákladný. S rozvojem výpočetní techniky a dalších souvisejících technologií se postupně
začala realizovat půl století stará myšlenka tzv. adaptivní optiky, která je schopna korigovat
většinu vlivů atmosféry, zejména negativní dopady turbulence. Pozemní observatoře opět mohou
konkurovat těm kosmickým a jejich stavba i provozování je o několik řádů levnější.
6.1.4 Největší dalekohledy světa
Very Large Telescope
Evropská jižní observatoř (ESO) umístila tuto čtveřici dalekohledů do lokality Cerro Paranal
v Chile. Každý z teleskopů má průměr 820 cm. Jsou v provozu od roku 2001 a v současnosti
mohou fungovat také dohromady jako interferometr. Z optického hlediska se jedná o systémy
Ritchey - Chrétien a jsou umístěny na altazimutálních montážích. Viz obrázek 6.5 .
44 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.5: Pohled na čtveřici kopulí VLT, zdroj http://en.wikipedia.org/wiki/Very_
Large_Telescope
Keckovy dalekohledy
Každý z dvojice dalekohledů má průměr 982 cm a hlavní zrcadlo složené z 36 hexagonálních
segmentů. Observatoř provozuje Caltech a je umístěna na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských
ostrovech. Byly uvedeny do provozu v letech 1991 a 1996. Optický systém Ritchey Chrétien,
montáž altazimutální. Viz obrázek 6.6 .
Large Binocular Telescope
Tento gigantický binokulár byl uveden do provozu v roce 2004. Každé z jeho primárních zrcadel
má průměr 840 cm. Jedná se o klasický Cassegrain umístěný na altazimutální montáži. Observatoř
na Mt. Grahamu v Arizoně provozuje konsorcium 12 institucí z USA, Itálie a Německa.
Viz obrázek 6.7 .
Gran Telescopio Canarias
S průměrem 1 040 cm je GTC největším dalekohledem na světě (k roku 2015). Observatoř
je umístěna na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech a její provoz zajišťuje Španělsko
s několika zahraničními partnery. Teleskop je konstrukčně podobný Keckovým dalekohledům
(systém Ritchey - Chrétien, primární zrcadlo je tvořeno 36 hexagonálními segmenty) a je v
provozu od roku 2008. Viz obrázek 6.8 .
6.1. DALEKOHLEDY 45
Obrázek 6.6: Pohled na kopule Keckových dalekohledů, zdroj http://en.wikipedia.org/
wiki/W._M._Keck_Observatory
Hobby - Eberly Telescope (HET)
Teleskop s ekvivalentním průměrem 910 cm a velmi zvláštní montáží provozuje konsorcium
univerzit z USA a Německa na vrcholu Mount Fowlkes v americkém státě Texas. Byl uveden
do provozu v roce 1997. Jeho hlavní zrcadlo má sférický tvar a celé dalekohled se může plně
otáčet pouze v horizontální rovině, výška nad obzorem je fixně nastavena na 55 stupňů. Tato
nevýhoda je částečně kompenzována pohyblivým sekundárním zrcadlem. Viz obrázek 6.9 .
Southern African Large Telescope (SALT)
Dalekohled je vlastně kopií teleskopu HET, jeho velikost odpovídá průměru primárního zrcadla
asi 980 cm a je umístěn v Jihoafrické republice v Sutherlandu. Byl uveden do provozu v roce
2005. Viz obrázek 6.10 .
Subaru
Japonský dalekohled Subaru je umístěn na Mauna Kea, má průměr 820 cm a optický systém
Ritchey - Chrétien na altazimutální montáži. Byl uveden do provozu v roce 1999 a jeho technickou
zajímavostí je řešení otáčení v horizontální rovině, kdy s dalekohledem rotuje celá budova
observatoře. Viz obrázek 6.11 .
Gemini (sever a jih)
Dvojice dalekohledů Gemini je umístěna ve dvou od sebe velmi vzdálených lokalitách. Severní
teleskop je na Mauna Kea na Havajských ostrovech a ten jižní na vrcholu Cerro Pachón v Chile.
46 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.7: Otevřená kopule s největším binokulárem na světě, zdroj http://en.wikipedia.
org/wiki/Large_Binocular_Telescope
6.1. DALEKOHLEDY 47
Obrázek 6.8: Pohled na kopuli GTC na Kanárských ostrovech, zdroj http://en.wikipedia.
org/wiki/Gran_Telescopio_Canarias
Obrázek 6.9: Kopule dalekohledu HET, zdroj http://en.wikipedia.org/wiki/
Hobby-Eberly_Telescope
48 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.10: Večerní snímek budovy dalekohledu SALT, zdroj http://en.wikipedia.org/
wiki/Southern_African_Large_Telescope
6.1. DALEKOHLEDY 49
Obrázek 6.11: Dalekohled Subaru a jeho netradiční „kopule“, zdroj http://en.wikipedia.
org/wiki/Subaru_Telescope
50 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.12: Budova dalekohledu Gemini sever při západu Slunce, zdroj http://en.
wikipedia.org/wiki/Gemini_Observatory
Primární zrcadla mají průměr 810 cm, optický systém Ritchey - Chrétien na altazimutální
montáži. Byly uvedeny postupně do provozu v letech 2000 a 2001 a provozuje je mezinárodní
konsorcium institucí (USA, GB, Kanada, Chile, Austrálie, Argentina, Brazílie). Viz obrázek
6.12 .
Magellan
Jedná se o dvojici dalekohledů, každý o průměru 650 cm, které provozuje několik univerzit z
USA, ale jsou umístěny na Las Campanas v Chile. Jsou to klasické optické soustavy Cassegrain
na altazimutální montáži a fungují od roku 2002. Viz obrázek 6.13 .
Dalekohledy v České republice
Největším dalekohledem v České republice je od roku 1967 zrcadlový dalekohled o průměru
200 cm (viz obrázek 6.14), který dnes nese jméno Luboše Perka. Provozuje jej Astronomický
ústav AV ČR v.v.i. a nachází se na observatoři v Ondřejově. Je využíván především ke spektroskopii
horkých hvězd. Druhý největší je pak dalekohled KLENOT s průměrem primárního
zrcadla 106 cm, který je umístěn na Kleti na Šumavě a slouží především k objevování planetek.
Cesta k pozorování skutečně velkými dalekohledy vede jedině přes získání pozorovacího
času v grantových soutěžích. Od roku 2007 je sice Česká republika řádným členem ESO, ale
paradoxně to českým vědcům nepřináší žádné výhody v přidělování pozorovacího času.
6.1. DALEKOHLEDY 51
Obrázek 6.13: Noční snímek budov dalekohledu Magellan, zdroj http://en.wikipedia.org/
wiki/Magellan_Telescopes
Další velké dalekohledy
Více informací o velkých dalekohledech s průměry primárního zrcadla většími než 300 cm naleznete
na této adrese:
http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_largest_optical_reflecting_telescopes .
6.1.5 Získání pozorovacího času
Samozřejmě, že neexistuje žádný zaručený postup, jak získat pozorovací čas u velkého dalekohledu.
Pokud se rozhodnete věnovat se astronomickým pozorováním na profesionální úrovni,
pak je vhodné se zapojit do již existujících vědeckých projektů, tak se můžete dostat i k pozorovacímu
času na skutečně velkých dalekohledech. Někdy však velikost dalekohledu není
tak podstaná jako doba, kterou jím můžete pozorovat. Velmi dobrých výsledků lze dosáhnout
také dlouhodobými systematickými pozorováními menším přístrojem. Záleží na vhodné
volbě pozorovacího programu. Samotné pozorování dnes může probíhat mnoha způsoby. Ten
klasický představuje pozorování astronomem přímo na observatoři. Často se však může jednat
o tzv. vzdálené pozorování automatizovaným dalekohledem (tak je například Astronomickým
ústavem provozován tzv. Dánský dalekohled (průměr 154 cm) na La Silla, viz také
http://allsky-dk154.asu.cas.cz/ .
Nejefektivnější využití pozorovacího času a všech jasných nocí však představuje pozorování
prováděné profesionální obsluhou dalekohledu (plánování systémem „fronta“).
Přehled robotických dalekohledů je například zde:
http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~hessman/MONET/links.html .
52 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.14: Tubus Perkova dalekohledu v Ondřejově, zdroj http://cs.wikipedia.org/
wiki/Dvoumetrový_dalekohled_v_Ondřejově
6.2. MONTÁŽE DALEKOHLEDŮ 53
Obrázek 6.15: Dobsonova montáž pro dalekohled s větším průměrem zdroj zde
6.2 Montáže dalekohledů
Pro astronomická pozorování je nutné, aby dalekohled byl umístěn na tzv. montáži. Je to
mnohdy, zejména u velkých teleskopů, zařízení složitější než samotná optická soustava. Měla
by umožňovat snadné nastavení dalekohledu do polohy potřebné k pozorování a také jeho
setrvání v této poloze. Dokonalejší montáže sledují pozorovaný objekt (kompenzují rotaci Země)
či dokonce samy nastaví dalekohled do příslušného směru podle zadaného jména či souřadnic
objektu
6.2.1 Azimutální montáž
Azimutální montáž je svým principem podobná běžnému fotostativu. Dalekohledem na azimutální
montáži lze otáčet kolem dvou os. Pohybem v horizontální rovině (měníme azimut)
a pohybem ve vertikální rovině (změna výšky nad obzorem). Výhodou je její jednoduchost a
snadné ovládání i pokud ji využíváme v manuálním režimu. Nevýhodou je to, že při kompenzaci
rotace Země musíme vždy otáčet dalekohledem kolem obou os a navíc se obraz v zorném poli
stáčí, což je problematické při delších expozicích.
Specifickým případem technického řešení azimutální montáže je tzv. Dobsonova montáž,
která je výhodná zejména pro zrcadlové dalekohledy typu Newton. Je tvořena nízkou základnou,
do které je vlžen tubus a která je umístěná na otočné desce. Takové řešení může zajistit levnou
montáž i pro dalekohledy větších průměrů (viz obrázek 6.15).
6.2.2 Paralaktická montáž
Jestliže pro vizuální pozorování představuje azimutální montáž velmi dobré řešení, v okamžiku
potřeby fotografování nebo jakýchkoliv odbornějších pozorování je však tento typ montáže nevhodný.
Pak je mnohem výhodnější použít tzv. paralaktickou montáž, která má jednu osu rotace
rovnoběžnou s osou rotace Země. Její sklon k rovině ideálního horizontu sice závisí na zeměpisné
54 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.16: Vidlicová paralaktická montáž (řešená paralaktickým klínem), zdroj zde
šířce pozorovacího stanoviště, ale ke kompenzaci zemské rotace pak stačí otáčet dalekohledem
právě jenom kolem této polární osy. Dokonalejší paralaktické montáže jsou vybaveny také tímto
pohonem, který je označován jako hodinový stroj. Tento druh montáže nám umožňuje vyhledat
astronomické objekty přímo podle jejich rovníkových souřadnic (rektascenze a deklinace).
Nejčastější technická provedení paralaktické montáže jsou tzv. vidlicová a tzv. německá.
Montáž vidlicová je velmi podobná azimutální montáži, jen má skloněnou polární osu. Některé
montáže dokonce umožňují přecházet mezi oběma typy použitím tzv. paralaktického klínu (viz
obrázek 6.16). Německá paralaktická montáž má dalekohled upevněn na jedné straně a na
druhé je protizávaží (viz obrázek 6.17). Taková montáž je sice stabilnější a lépe rozložitelná na
jednotlivé díly, ale je podstatně hmotnější (protizávaží).
6.2.3 Automatizované montáže
Nalezení astronomického objektu na obloze, zejména pokud se jedná o slabší objekty, není
docela jednoduché. Proto byly postupně vyvíjeny různým způsobem automatizované montáže.
Za nejdokonalejší lze považovat dnes již běžně komerčně dostupné montáže vybavené GPS,
rozsáhlými databázemi objektů a především automatickým nastavováním dalekohledu, které
bývá označováno jako tzv. GoTo systém. Profesionální astronom by však měl zvládnout jak
manuální nastavení dalekohledu podle mapy hvězdné oblohy nebo speciální vyhledávací mapky,
tak práci s automatizovanými dalekohledy.
6.3. DETEKTORY 55
Obrázek 6.17: Německá paralaktická montáž, zdroj zde
6.3 Detektory
Ještě dlouhou dobu po vynálezu dalekohledu bylo stále jediným astronomickým detektorem oko
pozorovatele a jediným záznamovým zařízením jeho schopnost pořídit co nejdokonalejší zápis
nebo kresbu toho, co vidí v dalekohledu. Přes veškerou snahu o dokonalost se nemohlo jednat
o objektivní záznamy. Na ty si museli astronomové počkat až do druhé poloviny 19. století.
Dnes hrají detektory světla (a jiného elektromagnetického záření) spolu se záznamovou, tedy
výpočetní, technikou velmi významnou roli v pozorovací astronomii a astrofyzice. Bez nich a
bez potřebné automatizace procesu sběru a pořizování trvalého objektivního záznamu by nemohly
vznikat rozsáhlé astronomické přehlídky oblohy a digitální databáze, ze kterých budou
moci získávat nové a nové informace ještě následující generace astrofyziků [16].
Časový přehled počátků využití různých druhů detektorů pro účely pozorovací astronomie:
rok typ detektoru
1887 fotografická emulze
1940 speciální fotografická emulze pro spektroskopii (Kodak)
1930 fotoelektrický článek
1940 fotonásobič
1990 polovodičové detektory světla (např. CCD atp.)
6.3.1 Oko
Lidské oko je v mnoha ohledech, zejména pro světlo, velmi dokonalým detektorem. Jeho struktura
je přizpůsobena potřebě zaostřit paprsek světla na sítnici a tedy části oka, kterými světlo
prochází, jsou průhledné. Právě rohovka a čočka pomáhají paprsek světla zaostřit na zadní
stěnu oka – sítnici. Dopadající světlo pak způsobuje chemické přeměny ve světločivných buňkách,
které vysílají nervové impulsy zrakovým nervem do mozku.
Světlo přichází do oka přes rohovku, do části vyplněné komorovou vodou, a dopadá na čočku
56 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.18: Lidské oko a jeho hlavní části, zdroj zde
přes panenku. Ta funguje jako clona, protože se díky svalům dokáže roztáhnout nebo smrštit
a tak regulovat množství procházejícího světla. Jiné svaly zajišťují regulaci tvaru čočky, která
zaostřuje paprsky na sítnici, kde vzniká převrácený obraz. Oční čočka je optický prvek jehož
přední plocha je zakřivena méně než zadní, má průměr 9 až 10 mm. Její optická mohutnost je
17 až 20 dioptrií.
Na sítnici jsou dva typy receptorů: čípky (cca 130 milionů, tři druhy) pro vnímání barvy a
tyčinky (7 miliónů, jeden druh) registrující pouze jas. Nejedná se ovšem jen o pouhé detektory.
Tyčinky i čípky jsou napojeny na nervové buňky a dohromady vytvářejí unikátní biologickou
jednotku na zpracování obrazu. Takto předzpracované informace odcházejí do mozku. Oko
samotné totiž nevidí, protože zrakový vjem vzniká až v mozku, který oko celkově řídí.
Při dostatečném osvětlení vidíme barevně (fotopické vidění ). Citlivost očí je závislá na vlnové
délce světla a maximum je přibližně pro vlnovou délku 555 nm (žlutá barva). Pokud se
světelné podmínky zhorší (např. se již začne stmívat), převezmou funkci receptorů světla tyčinky,
jež reagují i na velmi slabé osvětlení. Jejich maximum citlivosti leží u 510 nm (modrá
barva). Až nastane tma, budou naše zrakové vjemy pouze černobílé a nebudeme schopni dokonale
zaostřit (skotopické vidění ), protože se zorničky docela otevřely a světlo do oka vstupuje
i okrajovými částmi čočky. Ty totiž mají jinou ohniskovou vzdálenost než střed čočky.
Plná adaptace na noční vidění trvá přiblížně 40 minut. V první fázi se během pár sekund
zvětší zornička a asi deset minut roste citlivost čípků. Ve druhé fázi se pak během půl hodiny
regeneruje rhodopsin v tyčinkách, protože ten se přes den rozložil. Při pozorování je pak vhodné
si tuto adaptaci zachovat, tedy používat jen tlumené červené světlo (baterku).
6.3.2 Fotografická emulze
Využití fotografické emulze v pozorovací astronomii znamenalo velký pokrok. Fotografie byla
pro astronomii velmi cenná hned ze tří důvodů:
1. umožnila poprvé v historii vytvořit trvalý objetivní záznam astronomického pozorování,
2. je to kumulativní (integrální) detektor, dlouhé expozice umožňují získat fotografický záznam
mnohem slabších objektů než je možné stejným dalekohledem vidět očima,
6.3. DETEKTORY 57
Obrázek 6.19: Pohled do historie astronomie - výměna fotografické desky v primárním ohnisku
dalekohledu, zdroj zde
3. je citlivá na širší oblast elektromagnetického záření než oko.
Různé druhy fotografických emulzí byly v astronomii dominantně využívány zhruba od roku
1900 do roku 1990. V současnosti se už pro vědecké účely nepoužívají. Fotografický proces je
založen na fyzikálním principu interakce záření (fotonů) s pevnou látkou, na tzv. fotoelektrickém
jevu, při kterém dochází k emisi elektronů dopadajícími fotony (mimochodem - Albert Einstein
obdržel Nobelovu cenu právě za vysvětlení fotoelektrického jevu). Fotografická emulze bývá
nanesena na skleněné desce nebo plastikovém pásu a elektrony vyražené po dopadu fotonů
jsou v ní zachyceny malými krystalky bromidu stříbrného (například). Po skončení expozice je
tzv. latentní obraz chemickým procesem zesílen (tzv. vyvolání a ustálení snímku) do podoby
stříbrných zrnek vytvářejících již trvalý záznam.
Nevýhodou fotografické emulze je její nelineární reakce při malých nebo naopak velkých
světelných tocích, obtížná kalibrace, její nízká účinnost (1 % až 3 %) a nejasný proces stárnutí
fotografického záznamu. Samotný fotografický proces je velmi složitý komplex chemických
reakcí, který také není do detailů zcela prozkoumán.
6.3.3 Fotonásobiče
Zejména nelineární odezva na dopadající proud fotonů byla pro fotografickou emulzi omezující
při jejím využití k přesnému měření jasnosti hvězd (fotografická fotometrie). Astronomové hledali
detektor, který by na počet dopadajících fotonů reagoval lineárně. Tento jejich požadavek
splnily až fotonásobiče, které se staly hlavními detektory tzv. fotoelektrické fotometrie. Tato metoda
dominovala přesnému měření jasnosti astronomických objektů od 50. do 80. let minulého
století. Fyzikálním principem detekce je fotoelektrický jev, při kterém fotony po svém dopadu
uvolňují na fotokatodě elektrony, jejichž proud je kaskádou dynod mnohonásobně zesílen a je
dobře měřitelný. Fotonásobiče umožňují měření jasnosti s přesností na milimagnitudy s časovým
rozlišením v řádu milisekund. Při měření a jeho zpracování je však nutné brát v potaz tzv.
58 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Obrázek 6.20: Trubice fotonásobiče, zdroj zde
temný proud, který vzniká ve fotonásobiči jako důsledek tepelného pohybu elektronů na anodě
a dynodách, a od naměřeného signálu jej musíme odečíst. Registrace je rušena také detekcí
částic kosmického záření, závisí na úhlu dopadu světla, jeho polarizaci i orientaci fotonásobiče
v magnetickém poli Země. Redukce měření fotonásobičem je možná, pokud během pozorovací
noci provádíme kalibrační měření.
6.3.4 CCD detektory
Polovodičové detektory CCD (charge-coupled devices) sice byly vyvinuty již v 70. letech minulého
století, ale jejich širší použití pro astronomická pozorování nastalo až v 90. letech 20.
století. Také zde je fyzikálním principem detekce fotoelektrický jev, který nastává po dopadu
světla na křemíkovou destičku, jež je členěna na menší části (pixely) a tvoří vlastně obrazovou
matici. Během expozice se uvolněné elektrony na každém obrazovém prvku kumulují, teprve po
ukončení exponování se postupně adresně načtou do počítače a jsou rovněž změřeny hodnoty
na jednotlivých pixelech.
Pro astronomická pozorování mají CCD detektory hned několik velkých výhod:
• jsou velmi citlivé, kvantová účinnost může být přes 80 %, expozice mohou být mnohem
kratší než pro fotografickou emulzi,
• mají přesně lineární odezvu a mohou být kalibrovány,
• jejich výstup je možné ihned digitalizovat a dále analyzovat počítačovými programy pro
zpracování obrazu.
Není tedy divu, že v současné době tento typ detektorů v profesionální astronomii téměř úplně
nahradil fotografickou emulzi. S klesající cenou CCD detektorů a výpočetní techniky je tato
technologie v posledních letech dostupná i pro astronomy amatéry (např. pro pozorování proměnných
hvězd). Pro profesionální využití je snad jedinou technickou komplikací nutnost potlačení
teplotního šumu, takže špičkové CCD detektory musí být chlazeny na velmi nízké teploty.
Aby se také velikostí detekční plochy vyrovnaly fotografickým deskám, sestavují se z jednotlivých
CCD chipů větší snímací mozaiky.
6.3. DETEKTORY 59
Obrázek 6.21: Mozaika sestavená z mnoha CCD chipů, zdroj zde
60 KAPITOLA 6. POZOROVACÍ TECHNIKA
Literatura
[1] D. S. Birney, Observational Astronomy. Cambridge University Press, ISBN 0521381991,
1991.
[2] H. Bradt, Astronomy Methods: A Physical Approach to Astronomical Observations.
Cambridge University Press, ISBN 0521535514, 2004.
[3] J. Janík, Z. Mikulášek, Obecná astronomie. MU Brno, http://astro.physics.muni.cz/
download/documents/skripta/F3170.pdf, 2013.
[4] C. R. Kitchin, Astrophysical Techniques. Institute of Physics Publishing London, ISBN
0750309466, 2003.
[5] P. Lena, F. Lebrun, F. Mignard, S. Lyle, Observational Astrophysics. Springer, ISBN
3540634827, 1998.
[6] M.G. Minnaert, Praktická astronómia. Obzor, ISBN neuvedeno, 1979.
[7] P. Moore (Ed.), The Observational Amateur Astronomer. Springer, ISBN 3540198997, 1995.
[8] P. Moore (Ed.), The Modern Amateur Astronomer. Springer, ISBN 3540199004, 1995.
[9] A. J. Norton, Observing the Universe. Cambridge University Press, ISBN 0521603935, 2004.
[10] W. Romanishin, An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs. na adrese
http://www.physics.csbsju.edu/370/photometry/manuals/OU.edu_CCD_photometry_
wrccd06.pdf, 2006.
[11] Z. Řehoř, Základy optiky. portál ČAS, http://posec.astro.cz/index.php/clanky/
teorie, 2013.
[12] R. C. Smith, Observational Astrophysics. Cambridge University Press, ISBN 0521278341,
1995.
[13] Chr. Sterken, J. Manfroid, Astronomical Photometry: A Guide. Kluwer Academic Publishers,
ISBN 0792316533, 1992.
[14] G. Walker, Astronomical Observations. Cambridge University Press, ISBN 0521339073,
1987.
[15] M. Wolf a kol., Astronomická příručka. Academia, ISBN 802000467X, 1992.
[16] M. Zejda, Základy astronomie 1. MU Brno, http://astro.physics.muni.cz/download/
documents/skripta/F1251.pdf, 2013.
61