EVROPSKÁ UNIE Evropské strukturální a investiční fondy Operační program Výzkum, vývoj a vzdělávání M I N I S T E R S T V O Š K O L S T V Í , M L A D E 2 E A TĚLOVÝCHOVY Název projektu Rozvoj vzdělávání na Slezské univerzitě v Opavě Registrační číslo projektu CZ.02.2.69/0.0./0.0/16_015/0002400 Astronomický proseminář I a II Distanční studijní text Tomáš Gráf Opava 2019 SLEZSKA UNIVERZITA F I L O Z O F I C K O - PŘÍKODOVĚDECKÁ F A K U L T A V OPAVĚ Obor: 053 Vědy o neživé přírodě , astronomie, astrofyzika Klíčová slova: Historie zkoumání vesmíru, jednotky vzdálenosti, jednotky hmotnosti, jednotky času, jednotky zářivého výkonu, systém elementárních, záření absolutně černého tělesa, brzdné záření, cyklotronové a synchrotronové záření, kosmické záření, neutrina, gravitační vlny, charakteristiky hvězd, Harvardská klasifikace, Hertzsprungův-Russellův diagram, sférická astronomie, otočná mapka, hvězdné katalogy, atlasy, ročenky, orientace na obloze, viditelnost souhvězdí podle ročních dob, ekliptikální souhvězdí, opozice, konjunkce, elongace, Keplerovy zákony pohybu planet, dalekohledy, největší dalekohledy světa, sluneční soustava, optické jevy, vývoj hvězd, proměnné hvězdy, hvězdné soustavy, Galaxie, extragalaktické systémy, měření vzdáleností. Anotace: Studijní text je určen studentům dvousemestrálního předmětu Astronomický proseminář. Předmět je koncipován jako souhrn úvodních témat do studia astronomie a astrofyziky. U studentů se předpokládá pouze základní orientace ve fyzikálních pojmech na úrovni učiva fyziky na středních školách. N a předmět pak navazují kurzy Základy astronomie a astrofyziky a také Praktická astronomie. Autor: RNDr. Tomáš Gráf, Ph.D. Toto dílo podléhá licenci: Creative Commons U v e ď t e p ů v o d - Z a c h o v e j t e licenci 4.0 Znění licence dostupné na: http://creativecommons.0rg/licenses/by-sa/4.O Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II O b s a h ÚVODEM 7 RYCHLÝ NÁHLED STUDIJNÍ O P O R Y 8 1 HISTORIE A S T R O N O M I E , FYZIKÁLNÍ K O N S T A N T Y A J E D N O T K Y POUŽÍVANÉ V A S T R O F Y Z I C E 9 1.1 Historie zkoumání vesmíru 10 1.2 Fyzikální konstanty a jednotky používané v astrofyzice 15 1.2.1 Jednotky vzdálenosti 16 1.2.2 Jednotky hmotnosti 17 1.2.3 Jednotky času 17 1.2.4 Jednotky zářivého výkonu 17 1.2.5 Zavedení některých pojmů 18 2 ZÁKLADNÍ STAVEBNÍ K A M E N Y H M O T Y A ČTYŘI FUNDAMENTÁLNÍ SÍLY 20 2.1 Elementární částice 20 2.1.1 Systém elementárních částic 21 2.1.2 Charakteristiky částic 23 2.1.3 Interakce a intermediální částice 23 2.1.4 Sj ednocení interakcí 24 3 ZDROJE INFORMACÍ O VESMÍRU 26 3.1 Záření jako hlavní zdroj informací o vesmíru 26 3.1.1 záření absolutně černého tělesa 27 3.1.2 brzdné záření, cyklotronové a synchrotronové záření 30 3.2 Kosmické záření 30 3.3 Neutrina 31 3.4 Gravitační vlny 32 4 HVĚZDY 33 4.1 Základní charakteristiky hvězd 34 4.2 Modely hvězd 35 4.3 Jasnost hvězd 35 4.4 Harvardská klasifikace 36 4.5 Luminozitní třídy a Morganova-Keenanova klasifikace 38 4.6 Hertzsprungův-Russellův diagram 39 3 Tomáš Gráf- Astronomický proseminář la U 5 SFÉRICKÁ A S T R O N O M I E , ČAS 42 5.1 Sférická astronomie 42 6 HVĚZDNÉ M A P Y A K A T A L O G Y , OTOČNÁ M A P K A , HVĚZDÁŘSKÁ ROČENKA 49 6.1 Otočná mapka 49 6.2 Hvězdné katalogy, atlasy, ročenky 50 7 DŮLEŽITÁ SOUHVĚZDÍ, VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ P O D L E ROČNÍCH DOB 55 7.1 Orientace na obloze 55 7.1.1 Obtočnová (cirkumpolární) souhvězdí 56 7.1.2 Viditelnost souhvězdí podle ročních dob 56 7.1.3 Ekliptikální souhvězdí 59 8 SOUHVĚZDÍ PODZIMNÍ A ZIMNÍ O B L O H Y 62 8.1 Podzimní souhvězdí 62 8.2 Zimní souhvězdí 64 9 P O H Y B TĚLES V E SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ 68 9.1 Opozice, konjunkce, elongace 68 9.2 Keplerovy zákony pohybu planet 69 10 ASTRONOMICKÉ PŘÍSTROJE 72 10.1 Dalekohledy 72 10.2 Vady optiky 74 10.3 Montáže 74 10.4 Největší dalekohledy světa 76 11 SOUHVĚZDÍ JARNÍ A LETNÍ O B L O H Y 79 11.1 Jarní souhvězdí 79 11.2 Letní souhvězdí 83 12 P L A N E T Y SLUNEČNÍ S O U S T A V Y 88 12.1 Sluneční soustava 88 12.1.1 pozorovatelnost planet 89 12.1.2 Merkur 89 12.1.3 Venuše 90 12.1.4 Země 91 12.1.5 Mars 91 12.1.6 Jupiter 92 4 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 12AJ Saturn 93 12.1.8 Uran 93 12.1.9 Neptun 94 12.1.10 přirozené satelity planet 95 12.1.11 trpasličí planety 95 13 MALÁ TĚLESA SLUNEČNÍ S O U S T A V Y 97 13.1 Malá tělesa sluneční soustavy 97 13.2 Planetky 98 13.2.1 Historie 98 13.3 Komety 103 13.4 Meziplanetární látka 105 13.4.1 Meteory 105 13.4.2 Meteorický roj 105 14 OPTICKÉ J E V Y V ATMOSFÉŘE 107 14.1 Optické jevy 107 15 PROMĚNNÉ HVĚZDY 112 15.1 Úvod 112 15.2 Historie 113 15.3 Mechanismy proměnnosti 114 16 G A L A X I E 122 16.1 Hvězdné soustavy 122 16.2 Galaxie 125 16.3 Extragalaktické systémy 126 17 MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ V E VESMÍRU 129 17.1 Přímá měření 129 17.2 Nepřímé metody 131 18 PŘÍLOHY 134 18.1 Periodická tabulka prvků 134 18.2 Sluneční soustava 135 18.3 Hvězdy 137 18.4 Galaxie 139 18.5 Přehled důležitých konstant 140 18.6 Orientace na noční obloze 142 5 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář Ia II 18.6.1 Poloha Slunce, Měsíce a planet sluneční soustavy 142 18.6.2 Tabulka českých a latinských názvů souhvězdí 145 L I T E R A T U R A 148 SHRNUTÍ STUDIJNÍ O P O R Y 149 PŘEHLED DOSTUPNÝCH I K O N 151 6 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II ÚVODEM Tento studijní text je určen studentům, kteří se rozhodli absolvovat předmět Astronomický proseminář. Jedná se o předmět s týdenní dvouhodinovou dotací (v prezenčním studiu), který je rozdělen do dvou semestrů a pro větší přehlednost jsou jeho semestrální části nazvány jako Astronomický proseminář I a Astronomický proseminář II. Předmět Astronomický proseminář je koncipován jako „úvodní", tedy nepředpokládá žádné vyšší znalosti, než odpovídají středoškolským znalostem studentů (zejména z fyziky a matematiky). Studijní text má formu textu pro distanční vzdělávání, je tedy členěn a vybaven prvky, jak obsahovými, tak grafickými, které jsou pro tento typ studijních textů typické. Pokud to bude z nějakého důvodu nutné, je možné jednotlivé kapitoly nastudovat i samostatně, nemají totiž v sobě žádnou záměrnou návaznost, která by omezovala pochopení jejich obsahu. Distanční studijní text je rozšířen také o L M S materiál, který je vytvořen v prostředí Moodle a v němž je možné realizovat aktivity vyžadující komunikaci nebo interakci. Je dostupný na e-learningových portálech fakulty a univerzity. V textu j sou použity prvky typické pro distanční studij ní texty, j ej ich přehled j e na konci textu a jejich význam je zřejmý z názvosloví i použitého grafického prvku. Jestliže při studiu naleznete nějakou chybu, budu rád, pokud mě na ni upozorníte zasláním na adresu tomas.graf @fpf.slu.cz, odměnou Vám bude tabulka dobré čokolády. Děkuji kolegům z Ústavu fyziky FPF S U v Opavě a také Evropským strukturálním a investičním fondům za poskytnutí možnosti vypracovat tento studijní text. V neposlední řadě děkuji své ženě Hance a našim synům Lukášovi a Davidovi, že mi pomáhali v mém vytrvalém boji s pokročilou prokrastinací (česky - leností). V Opavě 14. dubna 2019, Tomáš Gráf 7 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II RÝCHLY NÁHLED STUDIJNÍ OPORY Studijní text je rozdělen do 17 různě rozsáhlých kapitol, které j sou většinou koncipovány jako úvod do dané problematiky s řadou odkazů na další studijní literaturu či jiné informační zdroje. Kapitola HISTORIE A S T R O N O M I E představuje základní milníky poznávání vesmíru a je doplněna přehledem základních jednotek používaných v astronomii. V navazující kapitole ZÁKLADNÍ STAVEBNÍ K A M E N Y H M O T Y je stručný přehled informací o elementárních částicích i interakcích. Následuje kapitola Z D R O J E INFORMACÍ O V E S MÍRU, která se věnuje „nosičům" astronomických informací. Kapitola HVĚZDY představuje nejen definici těchto astronomických objektů, ale také jejich základní vlastnosti. Za úvod do klasické astronomie je možné považovat kapitoly SFÉRICKÁ A S T R O N O MIE, ČAS a HVĚZDNÉ M A P Y A K A T A L O G Y . Proseminář věnuje také značnou pozor- o nost orientaci na hvězdné obloze, což je téma několika kapitol, první z nich má název DŮLEŽITÁ SOUHVĚZDÍ, SOUHVĚZDÍ PODZIMNÍ A ZIMNÍ O B L O H Y . V kapitole P O H Y B TĚLES V E SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ se studenti seznámí se zákony pohybu v naší planetární soustavě, kdežto kapitola ASTRONOMICKÉ PŘÍSTROJE shrnuje pozorovací techniku využívanou v astronomii. Další statí o orientaci na obloze je kapitola SOUHVĚZDÍ JARNÍ A LETNÍ O B L O H Y . Faktografii těles naší planetární soustavy naleznou studenti v kapitolách P L A N E T Y SLUNEČNÍ S O U S T A V Y a MALÁ TĚL E S A SLUNEČNÍ S O U S T A V Y . Přehled zajímavých atmosférických ukazuje nastíněn v textu OPTICKÉ J E V Y V A T MOSFÉŘE. Kapitola PROMĚNNÉ HVĚZDY se věnuje základům této části stelární astronomie, kdežto G A L A X I E se zabývá vyššími strukturami našeho vesmíru. Ve stati MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ V E VESMÍRU je vysvětlena řada důmyslných metod měření astronomických vzdáleností a PŘÍLOHY zahrnují různé tabulky a seznamy, které přehledně doplňují informace ostatních kapitol. 8 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 1 HISTORIE ASTRONOMIE, FYZIKÁLNÍ KONSTANTY A JEDNOTKY POUŽÍVANÉ V ASTROFYZICE RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Stručná historie vývoje astronomie jako jedné z nej starších věd je zaměřena na vývoj fyzikálně správných představ o vesmíru, které postupně vyústily do podoby astrofyziky. Kromě základních koncepčních milníků jsou zmíněny některé významné osobnosti, které se o rozvoj této vědy zasloužily. V druhé části kapitoly j e uveden přehled fyzikálních jednotek používaných v astronomii a astrofyzice, jejich vazba za jednotky SI a některé důležité převodní vztahy. Rovněž jsou definovány některé specifické pojmy. CÍLE KAPITOLY Seznámení s historií astronomie a astrofyziky Přehl ed astronomických j ednotek ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Historie astronomie, počátky astrofyziky, význační astronomové, astronomické jednotky a konstanty. 9 Historie astronomie, fyzikální konstanty a jednotky používané v astrofyzice 1.1 Historie zkoumání vesmíru STAROVĚK A STŘEDOVĚK Následující přehled není zevrubnou historií astronomických výzkumů, ale představuje základní milníky v poznávání a chápání vesmíru. V přehledu jsou rovněž uvedeni filozofové, astronomové a astrofyzikové, kteří velmi výrazně přispěli Thalés z Milétu (?624-?548 př. n. 1.) jako první zavedl pojem nebeských sfér a podle jeho představ se všechny hvězdy nacházely na jedné z nich. Démokritos z Abdér (7340-283 př. n. 1.) vypracoval si výjimečně správný pohled na vesmír, dokonce spekuloval o nekonečném prostoru s mnoha „světy" podobnými tomu našemu. Správně (intuitivně) rozpoznal povahu Mléčné dráhy, kterou popisoval jako velké množství slabých hvězd, které nerozeznáme jako jednotlivé světelné body, ale vnímáme jako rozsáhlý difúzni objekt. Pythagorejci (3. stol. př. n. 1.) - skupina učenců, která se sice zasloužila o matematizaci přírodních věd, ale většinou to byla jen číselná mystika. Vesmír popisovali opět jako systém sfér, ta hvězdná byla desátá (poslední). Kolem Země se otočila zajeden hvězdný den. Všeobecně bylo přijímáno, že hvězdy jsou dál než ostatní nebeská tělesa. Aristoteles ze Stagiery (384-322 př. n. 1.) byl nej významnej ším systematikem celého starověku. Hvězdy považoval za útvary na sféře, které mají vlastní kruhový a rovnoměrný pohyb. Jsou složeny z jiného prvku než pozemské substance (zavádí pojem „éter" - věčně pohyblivý). Pro tuto substanci neplatí pozemská, ale jiná, nebeská, fyzika. Aristotelova autorita umrtvila v Evropě další a podrobnější studium hvězdného vesmíru až do novověku. j V I K ZAPAMATOVÁNÍ Neměřitelnost paralaxy hvězd byla velice dlouho jedním z nejpádnějších argumentů proti heliocentrickému náhledu na uspořádání sluneční soustavy. Nikdo totiž neočekával, že by hvězdy mohly být až tak daleko, že by paralaxa byla neměřitelná z tohoto důvodu. Největším astronomem, pozorovatelem a konstruktérem astronomických přístrojů starověku byl Hipparchos z Niceji (190-125 př. n. 1.). Ten se mimo jiné velmi významně zasloužil i o rozvoj hvězdné astronomie. Sestavil totiž v r. 129 př. n. 1. první katalog poloh a jasností 1080 hvězd a zavedl soustavu hvězdných velikostí, která se v pozměněné podobě používá dodnes. 10 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II POČÁTEK NOVOVĚKU Sféru stálic však uznávali i novověcí zastánci heliocentrismu: Mikuláš Kopernik (1473-1543) a Johann Kepler (1571-1630). Ti ovšem předpokládali, že stálicejsou od nás velmi daleko: Kopernik soudil, že poloměr hvězdné sféry je minimálně 4 miliony 3600 au. O rozdílných vzdálenostech hvězd poprvé uvažoval až Thomas Digges v roce 1576. Myšlenku převzal i Giordano Bruno (1548-1600), dominikánský mnich, který také formuloval hypotézu, že hvězdy jsou podobné Slunci a že všechny planety jsou obydleny. Tycho Brahe (1546-1601) se kromě měření paralaxy hvězdám věnoval i z toho důvodu, že se snažil sestavit spolu s Vilémem Hessenským co nejpřesnější katalog stálic se změřenými souřadnicemi a hvězdnou velikostí. K této aktivitě ho inspirovala nová hvězda, která se v roce 1572 objevila ve směru souhvězdí Kasiopea. Někdy je Brahe označován jako největší pozorovatel před vynálezem dalekohledu pro svá rozsáhlá a velmi přesná měření poloh hvězd i těles sluneční soustavy (planet). Tím začíná historie novodobé hvězdné astronomie, která vzápětí dostala nové impulsy po zavedení dalekohledu. Začaly objevy proměnných hvězd, když v roce 1596 Johann Fabricius objevil proměnnost hvězdy Miry (v souhvězdí Velryby). Zásadní podíl na experimentálním popření aristotelovské fyziky měl Galileo Galilei (1564-1642). B y l to počátek dnešního vnímání vesmíru, kdy předpokládáme, že všude ve vesmíru platí tytéž fyzikální zákony. K rozvoji astronomie však Galilei prospěl zejména tím, že jako první (v letech 1609/10) použil dalekohled k systematickým astronomickým pozorováním, která také interpretoval. Formulaci „jednotné" fyziky dovršil Isaac Newton (1642-1727) koncepcí pohybových zákonů a zejména zákona gravitačního. Podle jeho velmi dobře fungující teorie jsou gravitace a setrvačnost hlavní prvky umožňující popis dění ve vesmíru i na Zemi. Edmond Halley (1656-1742) učinil první významný objev ve hvězdné astronomii, změřil vlastní pohyb hvězd (1717). Při snaze o změření roční paralaxy objevil James Bradley (1692-1762) roční aberaci, která je výsledkem skládání rychlosti pohybu Země kolem Slunce a konečné rychlosti světla. Velikost aberace je na vzdálenosti nezávislá. Rovněž objevil nutační pohyb a sestavil velký katalog poloh hvězd, ve kterém byly střední chyby oproti Flamsteedově katalogu menší (méně než 4 úhlové vteřiny). V roce 1763 vydal Nicholas Louis Lacaille (1713-62) katalog 10 000 hvězd do jasnosti 7, 0 magnitud s polohami změřenými na mysu Dobré naděje. Poprvé tak bylo katalogizováno více hvězd, než kolik jich je vidět očima. Ve srovnání s Bradleyho katalogem však měl menší přesnost stanovení poloh. 11 Historie astronomie, fyzikální konstanty ajednotky používané v astrofyzice Nehvězdné objekty jako jsou mlhoviny, hvězdokupy a podobné objekty byly objevovány nahodile a nebyly dlouhou dobu předmětem dalšího studia. Je to vidět i z historické skutečnosti, že například jeden z prvních katalogů těchto objektů, seznam asi 110 objektů pořízený Charlesem Messierem (1730-1817) vznikl nikoliv kvůli studiu mlhovin, ale proto, aby nemohly být zaměňovány za komety. Tedy j ako pomůcka pro astronomy, kteří se věnovali objevování nových komet. POČÁTKY STELÁRNÍ ASTRONOMIE Na přelomu 18. a 19. století na sebe upozornil nejprve amatérský astronom, později královský astronom William Herschel (1738-1822), který své současníky předčil houževnatostí, s níž prováděl systematická pozorování oblohy a vynalézavostí ve způsobech, jak tato pozorování vyhodnotit a interpretovat. Herschel objevil fyzické dvojhvězdy, jako první se pokusil odvodit tvar naší Galaxie. Objevil a popsal také směr, jímž se Slunce pohybuje vůči nejbližšímu hvězdnému okolí. Shromáždil údaje o 2500 mlhovinách na obloze, z nichž mnohé rozložil na hvězdy, tedy se jednalo o hvězdokupy. V letech 1782-1783 John Goodricke (1764-86) prokázal, že se jasnost hvězdy Algol (souhvězdí Persea) mění s periodou tří dní a vysvětlil tyto světelné změny tím, že se jedná o dvojhvězdu, jejíž složky se při oběhu vzájemně zakrývají. Později objevil ještě další dvě periodické proměnné hvězdy: P L y r a ô Cep. Shodou okolností se jedná o „prototypy" dalších dvou druhů proměnnosti hvězd. V roce 1844 bylo známo pouze 7 proměnných hvězd náležejících k 6 typům proměnnosti! Po roce 1844 se díky vystoupení Friedricha W. A. Argelandera (1799-1875) zvýšil zájem o výzkum proměnných hvězd, protože astronomové si uvědomili, že jejich studiem budou moci zjistit řadu vlastností hvězd samotných. ZMĚŘENÍ HVĚZDNÉ PARALAXY Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) způsobil převrat ve zpracování fyzikálních měření a tedy i astronomických pozorování. Chyby při měřeních považoval za určité „nutné zlo" a odvodil pracovní postupy jak je zjistit a v možné míře i odstranit. Teprve Besselovy práce připravily astronomům půdu prokýžené změření (určení) roční hvězdné paralaxy. Objev, respektive první změření paralaxy učinili prakticky současně tři nej lepší pozorovatele světa vybavenými nejlepšími přístroji té doby: F. W . Bessel, F. G . W . Struve a T. Henderson. Friedrich G. W. Struve (1793-1864) systematicky prohlédl 120 000 hvězd a nalezl 2 200 nových dvojic. V té době řídil stavbu nové ruské (námořní) observatoře v Pulkově u Petrohradu. V oboru astrometrie, tedy přesného určování poloh astronomických objektů, byl ve své době nej lepším pozorovatelem na světě. 12 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II OBJEV NEVIDITELNÝCH PRŮVODCŮ, VELKÉ MAPY OBLOHY Obdobou objevu Neptunu ve sluneční soustavě bylo ve hvězdné astronomii nalezení neviditelných průvodců j asných hvězd. Zásluhu na tom má také Bessel, který si v roce 1834 povšiml vlnitého vlastního pohybu Síria mezi hvězdami a poté totéž zjistil u hvězdy Prokyon. Sám vyslovil hypotézu, že jde o výsledek pohybu ve dvojhvězdě, kde druhá složka je mimo dosah našich dalekohledů. Pro průvodce Síria Bessel dráhu odvodil a vypočítal oběžnou dobu (50 let). Rozvoj hvězdné astronomie akcentoval sestavení rozsáhlejších katalogů a podrobnějších map hvězdné oblohy. Úkolu se ujal Besselův asistent Friedrich W. A . Argelander, od roku 1837 ředitel hvězdárny v Bonnu. Za 25 let s asistentem Schonfeldem prohlédli a změřili polohy 324 000 hvězd, vznikla bonnská přehlídka oblohy (Bonner Durchmusterung). Katalog a k němu atlas vyšel v rocel863 a obsahuje hvězdy viditelné z Bonnu do jasnostil0,0 magnitud. Schônfeld později dílo rozšířil o dalších 133 000 hvězd viditelných z jižní polokoule. Mapování zbývající části oblohy kolem jižního pólu bylo provedeno v Cordobě (Argentina) fotograficky, všechny mapy obsahující 580 000 hvězd vyšly v roce 1914. NÁSTUP ASTROFYZIKY, ZAČÁTKY SPEKTRÁLNÍ ANALÝZY Praktický význam astrofyziky pro fyziku historicky spočíval v tom, že astronomická pozorování na jedné straně předkládala vážné fyzikální problémy, na druhé straně je dokázala řešit. Pro fyziku představuje vesmír vlastně obrovskou laboratoř s možností vytvořit takové extrémní podmínky, jaké jsou v pozemských laboratořích zcela nenapodobitelné. PRO ZÁJEMCE V roce 1825 uvedl francouzský filozof Auguste Comte (1798-1857) určení chemického složení hvězd jako typický příklad problému, který lidstvo nikdy ze samé podstaty věci nebude schopné vyřešit. O pouhých 10 let později se to Kirchhoffovi skvěle podařilo prostřednictvím spektrální analýzy jejich světla. První doložené pokusy s rozkladem slunečního světla hranolem prováděl již v roce 1666 Isaac Newton a pozoroval tak „duhový pás spektrálně čistých dále nerozložitelných barev". Rovněž zjistil, že spektrum lze opět složit v bílé světlo. Robert W. Bunsen (1811-99) a Gustav-Robert Kirchhoff (1824-87) - zahájili systematické studium spekter pozemských látek. Kapaliny a pevné látky poskytovaly spojité spektrum, plyny vyzařují emisní čárové spektrum. Každý prvek má charakteristický soubor vlnových délek, na nichž září, což umožňuje jejich bezespornou kvalitativní identifikaci. 13 Historie astronomie, fyzikální konstanty ajednotky používané v astrofyzice POČÁTEK HVĚZDNÉ SPEKTROSKOPIE Angelo Secchi (1818-78) pozoroval v Římě s malým přístrojem a nízkou disperzi, ale pracoval na statistice hvězdných spekter. V roce 1868 vydal katalog se 4 000 hvězdnými spektry, která rozdělil do čtyř skupin. V roce 1842 Johann Christian Doppler (1803-53) na základě analogie se zvukem upozornil na to, že při radiálním vzájemném pohybu zdroje světla a pozorovatele o radiální rychlosti Vr se musí frekvence / (či vlnová délka) světla vzhledem k laboratorní frekvenci fo měnit podle vztahu: / = / o ( l + vr /c). FOTOMETRIE A FOTOGRAFIE První jednoduchý fotometr sestrojil John Herschel. Podařilo se mu zjistit, že poměr jasností hvězd s jednotkovým rozdílem ptolemaiovských „velikostí" je 2,5. V roce 1857 Norman Pogson tento poměr upřesnil na 1001 / 5 = 2,512, takže rozdíl pěti magnitud odpovídá poměřujasností 1:100. V rocel861 německý fyziológ Gustav Fechner (1801-87) z fotometrického zákona vyvodil důležitý psychofyzický zákon (někdy též Weberův-Fechnerův) týkající se většiny našich smyslových počitků. Smysly nevnímají přímo veličinu (jasnost, intenzitu), ale její logaritmus. Je to výsledek zpracování informace v mozku daný snahou o maximální rozsah „detektorů" jednotlivých smyslů. V roce 1833 Louis-Jacques-Mandé Daguerre (1789-1851) vyvinul první metodu zachycení obrazu na fotocitlivé vrstvě (desce) - tzv. daguerrotypie. Již v roce 1840 získal John William Draper (1811-82) první daguerrotypie Měsíce. V rocel857 Georg P. Bond použil první mokré kolódiové desky s vyšší citlivostí k fotografování Alkoru a Mizaru. Ukázal, že proměřením negativu lze dosáhnout srovnatelné přesnosti jako při měření vizuálním s mikrometrickým šroubem. Plně se začala fotografie využívat v astronomii od roku 1879, kdy byla zvládnuta technologie přípravy suchých fotografických desek. První použitelné spektrogramy se datují z roku 1876, kdy W . Huggins zkonstruoval spektrograf s křemennou optikou, která tolik nepohlcoval modré a U V záření, na něž byly tehdejší emulze citlivé. PRVNÍ PŘEDSTAVY O STAVBĚ A VÝVOJI HVĚZD Při úvahách o povaze hvězd se snažili astrofyzikové 19. století především uplatnit své představy o Slunci mírně modifikované tak, aby se tu ještě nějak daly vysvětlit rozdílnosti vzhledu hvězdných spekter. V té době si astronomové představovali, že hvězdy vznikají kondenzací mlhovin - například třeba tzv. Velká mlhovina v Orionu - a ve spektru mlhoviny se nacházejí čáry vodíku, hélia a hypotetického prvku „nebulia". Když vznikne hvězda, je bílá, obsahuje jen 14 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II vodík a helium. Ochlazováním se objevují kovy v plynné fázi (jako „kovy" označují astronomové všechny prvky s vyšším atomovým číslem než má helium). Podle tehdejších představ se začíná vytvářet silná atmosféra, která hvězdu stíní zejména ve fialové a modré části jejího spektra. Takovým „odmodráním" se hvězda mění ve žlutou a později v červenou. Červené hvězdy musejí mít rozsáhlou a hustou atmosféru - děje se tam s jejich světlem totéž, co se Sluncem těsně nad pozemským obzorem. Domněnka dostala podporu, jakmile bylo možné z pohybu hvězd ve dvojhvězdách soudit na jejich hmotnosti. Např. vyšlo najevo, že „vývojově mladší" Sírius je o dost řidší než Slunce. Hvězdy postupně houstnou, zmenšují se a chladnou. Objevily se však i potíže této hypotézy, protože např. oranžový Arkturus by měl být starší než Slunce, přesto bylo zjevné, že je tato hvězda řidší než Slunce! „Vysvětlení" se našlo a astrofyzikové začali předpokládat, že Arkturus vznikl v oblastech, kde byl nedostatek vodíku a vytvořila se tam hned kovová atmosféra, ačkoliv jde o hvězdu ve skutečnosti mladší. Norman Lockyer již v rocel 887 nalezl pro hvězdu Arkturus méně krkolomné vysvětlení. Měl k dispozici hvězdná spektra spolu s laboratorními spektry pořízenými pro různé teploty. Správně tak oklasifikoval hvězdy bílé a modré jako nejteplejší a červené jako relativně chladné. Podle Lockyera tedy vývoj začíná rozsáhlými řídkými a chladnými červenými obry, které kondenzují a zahřívají se, až přejdou v bílé hvězdy. Ty jsou jakýmsi vrcholem - jsou nejteplejší anejzářivější, pak následuje sestupná větev vývoje - hvězdy chladnou a ztrácejí se jako malé chladné červené hvězdy. Přestože ani tato představa o vývoji hvězd není z dnešního pohledu fyzikálně správná, sehrála tato teorie ve studiu evoluce hvězd poměrně zásadní roli. Velkým přínosem pro další vývoj představ o hvězdné evoluci byla soustavná spektrální klasifikace hvězd na Harvardově observatoři. Roku 1890 William H . Pickering a Flemingová rozšířili dosavadní třídění na posloupnost spektrálních tříd od nejteplejších bílých hvězd typu A až po nejchladnější červené hvězdy označované jako Q. Později Anthonia C. Mauryová zjistila, že některé třídy j sou nadbytečné a jiné je nutno v klasifikaci (respektující pokles teploty hvězd) přesunout jinam. Vznikla tak harvardská spektrální posloupnost (spektrální třídy O B A F G K M ) . Tím byly položeny základní stavební kameny astrofyziky, do které později výrazně zasáhly teorie moderní fyziky, formulované na počátku 20. století. 1.2 Fyzikální konstanty a jednotky používané v astrofyzice V astronomii a astrofyzice se používají některé netradiční jednotky, které nejsou mezi hlavními jednotkami soustavy SI. V následujícím přehledu si uvedeme jejich definice i vztahy s jednotkami soustavy SI. 15 Historie astronomie, fyzikální konstanty ajednotky používané v astrofyzice 1.2.1 JEDNOTKY VZDÁLENOSTI rovníkový poloměr Země 1 R z = 6378,14 km poloměr Slunce 1 Rs = 6,599 108 m = 109,1 R z astronomická jednotka 1 au = 149 597 870 700 m (přesně, definiční vztah) světelná sekunda, minuta, hodina, den a rok (vzdálenost, kterou světlo urazí ve vakuu za příslušnou časovou jednotku) 1 světelná sekunda = 2,99-108 m 1 světelná minuta = l,80 1 0 1 0 m 1 světelná hodina = 1,08 101 2 m = 7,22 au 1 světelný den = 2,59-101 3 m = 73,3 au 1 světelný rok [ly]= 9,46 101 5 m = 63 240 au 1 parsek [pc] je definován jako vzdálenost, ze které vidíme rozměr jedné astronomické jednotky (1 au) pod úhlem jedné úhlové vteřiny. 1 pc = 206 265 au = 3,086-101 6 m = 3,26 ly 1 kpc = 1 000 pc 1 Mpc = 1 000 000 pc PŘÍKLADY VZDÁLENOSTÍ KOSMICKÝCH OBJEKTŮ Země - Měsíc 3,8 • 108 m = 1,3 světelných sekund Země - Slunce 1,5-1011 m = 8,3 světelných minut Slunce - Pluto 5,9 1 0 1 2 m = 5,5 světelných hodin Hvězda Proxima 4,1 • 101 6 m = 4,3 ly střed Galaxie 2,8-102 0 m = 3,1-104 ly galaxie M 31 2,2 1 0 2 2 m = 2,3 106 ly kvasar 3C-273 2,0-102 5 m = 2 1 0 9 ly hranice pozorovatelného vesmíru přibližně 1,3 • 102 6 m = 1,4-101 0 ly 16 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 1.2.2 JEDNOTKY HMOTNOSTI hmotnost Země 1 M z = 5,97 • 102 4 kg hmotnost Slunce 1 M s = 1,99 103 0 kg = 3,3 105 M z PŘÍKLADY HMOTNOSTÍ KOSMICKÝCH OBJEKTŮ Měsíc 7,35-102 2 kg = 1,23 10-2 Mz Jupiter 1,90-1027 kg = 317,9 M z Hvězda Sírius A 4,4-103 0 kg = 2,2 M s Naše Galaxie 4 1 0 4 2 k g = 2 1 0 1 2 M s 1.2.3 JEDNOTKY ČASU hvězdný den - je definován jako jedna otočka Země kolem osy vůči hvězdám 23h 56m 04,09s = 0,997 270 středního slunečního dne tropický r o k - j e čas mezi dvěma po sobě následujícími průchody Slunce jarním bodem 365d 5h 48m 46s = 365,24220 dne = 366,24220 hvězdného dne = 31 556 926 s hvězdný r o k - j e definován jako oběžná perioda Země kolem Slunce vůči hvězdám 365d 6h 9m lOs = 365,25636 dne = 1,000039 roku = 366,2564 hvězdného dne = 31 558 150 s Platónský rok - je definován jako jedna perioda precesního pohybu osy Země, tedy 25 770 let 1.2.4 JEDNOTKY ZÁŘIVÉHO VÝKONU zářivý výkon Slunce 1 L s = 3,96-102 6 W PŘÍKLADY ZÁŘIVÉHO VÝKONU KOSMICKÝCH OBJEKTŮ Hvězda Proxima 3,2-102 3 W = 0,0008 L s Hvězda Sírius A 1,2 102 8 W = 30 L s Hvězda Rigel 4,8-103 1 W = 120 000 L s 17 Historie astronomie, fyzikální konstanty ajednotky používané v astrofyzice Galaxie 5 103 6 W = 1,3 101 0 L , kvasar 3C-273 5 103 8 W = 1,4 1 0 1 2 L S 1.2.5 ZAVEDENÍ NĚKTERÝCH POJMŮ DEFINICE OBZOR, HORIZONT, IDEÁLNÍ HORIZONT Z astronomického hlediska označujeme jako obzor {horizont) hranici mezi směry mířícími od pozorovatele (na povrchu Země) směrem k obloze a směry k pozemským objektům (krajina, stromy, budovy atp.). Jako ideální obzor (horizont) pak označujeme idealizaci takového přístupu, kdy předpokládáme, že tuto hranici definuje rovina tečná k povrchu Země (jejíž tvar považujeme pro tento účel za dokonale sférický) v místě stanoviště pozemského pozorovatele. OBLOHA Pod pojmem obloha rozumíme množinu všech směrů, které míří nad obzor. Využitím takto zavedeného pojmu pak můžeme definovat také vztažnou soustavu spojenou pevně se stanovištěm pozorovatele (např. Slunce se během dne pohybuje po obloze od východu na západ). HVĚZDNÁ OBLOHA Jinou vztažnou soustavu můžeme pro pozorovatele na povrchu Země definovat tak, že se otáčí Země a hvězdná obloha pak tvoří jakousi „pevnou kulisu" tohoto pohybu (např. Slunce se během roku pohybuje po hvězdné obloze od západu na východ, můžeme zakreslit dráhu komety, kterou urazí po hvězdné obloze během několika týdnů atp.). SHRNUTÍ KAPITOL Y Kapitola shrnuje velmi stručně historii astronomie od antiky přes středověk až do novověku. Zvláštní pozornost je pak věnována vzniku astrofyziky v 19. století a její rozvoj ve století dvacátém. V další části této kapitoly je uveden přehled základních jednotek a konstant, které se v astronomii a astrofyzice používají. Jsou také definovány a vysvětleny pojmy obzor, obloha a hvězdná obloha. 18 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Jaký byl hlavní argument proti heliocentrické představě o uspořádání sluneční soustavy? 2. Kdo se jako první pokusil o klasifikaci hvězd podle jejich teploty? 3. Kým byla jako prvním změřena roční paralaxa některé z hvězd? 4. Jak j e definován parsekl 19 Základní stavební kameny hmoty a čtyři fundamentální sily. 2 ZÁKLADNI STAVEBNÍ KAMENY HMOTY A CTYRI FUNDAMENTÁLNÍ SÍLY. RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Základní a velmi stručné seznámení s elementárními částicemi hmoty a interakcemi, které mezi nimi mohou působit. Kapitola vychází ze standardního modelu. CÍLE KAPITOLY Seznámit se základními elementárními částicemi Získat přehled o interakcích Pochopit základní vlastnosti standardního modelu ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Elementární částice, standardní model, gravitace, elektromagnetická interakce, slabá jaderná interakce, silná interakce 2.1 Elementární částice Za základní stavební kameny hmoty je možné považovat elementární částice. Postupně jich bylo objeveno několik set druhů, které můžeme klasifikovat podle jejich různých vlastností. Podle spinu je dělíme na bosony a fermiony, nebo podle interakce, která na ně působí čí podle jejich „povahy" (na částice a antičástice). 20 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II KLASIFIKACE PODLE SPINU: Fermiony To jsou částice, které mají poločíselný spin, tedy všechny leptony, kvarky a baryony. Splňují Pauliho vylučovací princip a jejich chování podléhá pravidlům Fermiho-Diracovy statistiky. Bosony To jsou částice, které mají celočíselný spin, tedy například mezony, foton atp. Je pro ně naopak charakteristické, že nesplňují Pauliho vylučovací princip a jejich „chování" se řídí Boseho-Einsteinovou statistikou KLASIFIKACE PODLE INTERAKCE Gravitační síla - působí na všechny částice, které mají nenulovou hmotnost. Elektromagnetická síla - může působit pouze na částice s nenulovým nábojem. Silná jaderná síla - váže nukleony, takže působí na všechny hadrony, ale nepůsobí na částice označované jako leptony. Slabá jaderná síla - působí při beta rozpadu a působí na všechny částice. HMOTA / ANTIHMOTA Ke každé částici existuje antičástice a její klidová hmotnost a spin se shodují. Zatímco elektrický náboj, baryonové číslo, leptonové číslo a podivnost mají opačná znaménka. 2.1.1 SYSTÉM ELEMENTÁRNÍCH ČÁSTIC Rozlišujeme fundamentální částice (bez známé další vnitřní struktury) a hadrony (částice tvořené kvarky). • Fundamentální částice můžeme dále dělit na leptony a kvarky, které mají poločíselný spin a jsou to fermiony, a částice silového působení leptonů a kvarků (mají celočíselný spin a patří mezi bosony) • Hadrony lze také dále dělit na baryony tvořené třemi kvarky (j sou to fermiony a opět tvoří ještě 2 skupiny: nukleony a hyperony) a mezony vytvářené páry kvarkantikvark (chovají se jako bosony). LEPTONY Mezi leptony se řadí především elektron (e~) s antičásticí pozitron (e+ ), dále tzv. těžký elektron mion (pT) a jeho antičástice (fi~) a také „supertěžký elektron" tauon (r~) (a jeho 21 Základní stavební kameny hmoty a čtyři fundamentální sily. antičástice (r+ ). Dále se mezi leptony řadí také neutrina - elektronové, mionové, tauonové (ye>v u>v t) ajejich antičástice. Částice Hmotnost Doba života Rok objevu elektron 0,51 M e V ( l me ) — 1897 mion 105,7 M e V (207 me ) 210"6 s 1937 tauon 1777 M e V (3484 me ) 3 10"13 s 1977 elektronové neutrino ? 1956 mionové neutrino 0,07 eV 1962 tauonové neutrino ? 1999 KVARKOVÝ MODEL Tento model vytvořený již v 60. letech minulého století vysvětluje vlastnosti a chování hadronů (proton, neutron atp.), což jsou složitější částice než leptony. Podle tohoto modelu předpokládáme, že hadrony jsou tvořeny obdobnou „rodinou částic", jakou tvoří leptony. Byly pojmenovány jako kvarky, jsou označovány jako d (down), u (up), s (strange), c (charm), b (beauty), t (truth) a každý z nich má také odpovídající antičástici. Jejich základní vlastnosti jsou shrnuty v tabulce: Kvark Spin Baryonové číslo Náboj Hmotnost Rok objevu d 1/2 1/3 -1/3 7 M e V 1969 u 1/2 1/3 +2/3 5 M e V 1969 s 1/2 1/3 -1/3 150 M e V 1969 c 1/2 1/3 +2/3 1,4 G e V 1974 b 1/2 1/3 -1/3 4,3 G e V 1976 t 1/2 1/3 +2/3 176 G e V 1994 Kvarky mohou vytvořit dvě skupiny částic. Jedná se o mezony nebo baryony. Mezony jsou složeny z jednoho kvarku a jednoho antikvarku, kdežto baryony jsou tvořeny třemi kvarky. 22 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 2.1.2 CHARAKTERISTIKY ČÁSTIC Existuje celkem osm základních veličin, kterými lze částice popsat: Klidová hmotnost - hmotnost v inerciální vztažné soustavě, ve které je částice v klidu Klidová energie - energie podle vztahu E = m c2 v inerciální vztažné soustavě, ve které je částice v klidu Elektrický náboj Spin - vlastní moment hybnosti částice Leptonové číslo - kvantové číslo (+1 pro leptony, -1 pro antileptony, 0 pro ostatní) Baryonové číslo - kvantové číslo (+1 pro baryony, -1 pro antibaryony, 0 pro ostatní) Podivnost - kvantové číslo, které má nenulovou hodnotu pro částice obsahující podivný kvark Princip nerozlišitelnosti - jakékoliv dvě totožné částice jsou nerozlišitelné, není možné je nijak „označit" a tedy ani odlišit jednu od druhé. ZÁKONY ZACHOVÁNÍ Kromě klasických zákonů zachování, které známe z fyziky „makrosveta" platí pro částice ještě další pravidla. Většinou popisují rovnost součtu nějakých charakteristik částic vstupujících do reakce a částic z reakce vystupujících. A tak můžeme formulovat zákony zachování baryonového nebo leptonového čísla, spinu či podivnosti. Jedná se o empirická pravidla, podle kterých se mimo jiné posuzuje, které reakce jsou reálné, tedy uskutečnitelné. Jestliže 2.1.3 INTERAKCE A INTERMEDIÁLNÍ ČÁSTICE Jak už bylo uvedeno, známe čtyři druhy interakcí: elektromagnetická, slabá, silná a gravitační interakce. V kvantovém pojetí je na ně možné pohlížet jako na proces, kdy si interagující částice vymění tzv. intermediální (polní) částici. Tabulka obsahuje přehled těchto částic: Elektromagnetická interakce foton Slabá interakce W + , W", Z° (vektorové bosony) Silná interakce 8 gluonů Gravitace graviton (hypotetická částice) 23 Základní stavební kameny hmoty a čtyři fundamentálni sily. 2.1.4 SJEDNOCENÍ INTERAKCÍ Snaha o jednotný popis maximálního počtu fyzikálních jevů jedinou teorií vede postupne k jejich „sjednocování". Již se podařilo elektromagnetickou a slabou interakci spojit do jediné teorie elektroslabé interakce. V současné době probíhá snaha teoretiků o zahrnutí silné interakce a gravitace. Detailnější popis těchto procesuje mimo rámec Astronomického prosemináře. Obrázek 1: Schéma jednotlivých teorií a přehled uskutečněných nebo předpokládaných „sjednocení"1 SHRNUTÍ KAPITOLY Kromě systému elementárních části a interakcí obsahuje kapitola přehled základních vlastností částic a pravidel (zákony zachování) jejich interakcí. V závěru je uvedeno schéma, které shrnuje jednotlivé fyzikální teorie, které sehrály roli při popisu „mikrosveta". 1 Zdroj https://docplaver.cz/14840264-Elektromagneticka-interakce.html. upraveno 24 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II KONTROLNÍ OTÁZKY A ÚKOLY 1. Jaký je rozdíl mezi částicemi fundamentálními a hadrony? 2. Uveďte přehled leptonů a jejich vlastností. 3. Popište stručně kvarkový model. 4. Uveďte hlavní charakteristiky částic. 5. Jaké známe zákony zachování pro reakce mezi částicemi? 6. Jaké známe druhy interakcí? 7. Co to j sou intermediální částice? 25 Zdroje informací o vesmíru 3 ZDROJE INFORMACÍ O VESMÍRU RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Na rozdíl od výzkumu „světa kolem nás", který může probíhat v přímém kontaktu se studovanou realitou, jsme v astronomii a astrofyzice většinou odkázáni na výzkum „na dálku". Kapitola představuje základní „nositele" informací o vesmíru a jejich základní vlastnosti. Není jistě tajemstvím, že mnohá nová „okna" do vesmíru umíme využívat jen několik let (gravitační vlny), ale jiná používáme již tisíce let (světlo). CÍLE KAPITOLY • Seznámení se základními nosiči astrofyzikálních informací • Poznat vlastnosti elektromagnetického záření • Role kosmického záření, částic a gravitačních vln ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Světlo, elektromagnetické záření, kosmické záření, gravitační vlny 3.1 Záření jako hlavní zdroj informací o vesmíru Elektromagnetické záření je možné pro pozorovatele na Zemi označit za hlavní zdroj informací o vesmíru. Podle mechanismu vzniku můžeme rozlišit tepelné záření, brzdné záření, cyklotronové a synchrotronové záření. 26 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Obecně však jsou zdroje astrofyzikálních informací mnohem širší. Pokud se zaměříme na pozorování „na dálku", tak „nosičem" astronomických informací není jen již zmíněné elektromagnetické záření, ale také částice (např. neutrina, elektrony nebo jádra atomů) či dokonce materiál, který se na Zemi dostane v podobě meteoritů. Nej novější kapitolou je pak získávání cenných informací detekcí gravitačních vln. Jestliže se neomezíme pouze na pozorování a zkoumání vesmíru ze zemského povrchu, pak s rozvojem kosmonautiky je jistě velmi cenným zdrojem průzkum „in situ" (na místě samém), což zatím přináší informace zejména o tělesech ve sluneční soustavě. Obrázek 2: Schéma jednotlivých „druhů" elektromagnetického záření2 Elektromagnetické záření nám zprostředkovává 95 % informací o vesmíru. Jeho popis a pochopení jeho fyzikální podstaty souviselo s poznáním vlastností elektrického a magnetického pole (Maxwellovy rovnice), protože jej charakterizuje měnící se magnetické pole, které generuje elektrické pole a naopak. Jedná se o příčné vlnění, které se šíří i ve vakuu (konstantní rychlostí) a nepotřebuje „prostředí" jak tomu je např. u zvukových vln. Jednou ze základních charakteristik je vlnová délka (A) a platí vztah/= c/Ä, kde dalšími veličinami je frekvence (f) a rychlost světla ve vakuu (c). Mechanismy vzniku elektromagnetického záření dělíme na tepelné a netepelné. Kvantová povaha elektromagnetického záření byla poprvé postulována Maxem Planckem na počátku 20. století. Podle této teorie je „kvantem" elektromagnetického záření foton, který si můžeme představit jako částici nesoucí energii E = h-f. 3.1.1 ZÁŘENÍ ABSOLUTNĚ ČERNÉHO TĚLESA Tepelné záření různých těles (objektů) je určeno dáno jeho schopností zářit, ale také záření pohlcovat a rozptylovat. Pro zjednodušení popisu tohoto procesu se používá fyzikální idealizace: absolutně černé těleso. Je to těleso, které pohlcuje, ale také vyzařuje 2 Zdroj http://tesla.xf.cz 27 Zdroje informací o vesmíru v celém rozsahu vlnových délek. V prvním přiblížení je možné za absolutně černé těleso považovat naše Slunce a tedy i jiné hvězdy. Při určité teplotě T vyzařuje absolutně černé těleso do okolí elektromagnetické záření na různých vlnových délkách. Ale záření nemá pro každou vlnovou délku stejnou inten­ zitu. Při vyšší teplotě je celková vyzářená energie ne všech vlnových délkách větší a maximum se posouvá ke kratším vlnovým délkám. Tím je vysvětlena i zkušenost, že při nižších teplotách se zahřáté těleso jeví jako červené, při vyšších má barvu bílou až modrobí­ lou. Vlnová délka odpovídající záření s největší intenzitou je nepřímo úměrná termodynamické teplotě absolutně černého tělesa. Tuto závislost nazýváme Wienův posunovací zákon (Wienův zákon posunu): 2 b /L r,.., , j.'•max kde Xmax je vlnová délka maxima spektrální hustoty vyzařování, T je teplota tělesa a b je tzv. Wienova konstanta, jejíž hodnota je přibližně b = 2,898 [mm K ] . Vlastnosti záření absolutně černého tělesa se podařilo objasnit až na začátku 20. století německému fyzikovi Maxi Planckovi. Musel ale zavést „revoluční" předpoklad, že absolutně černé těleso nezáří spojitě, ale po určitých kvantech. Planckův zákon můžeme napsat v několika podobách, zde uveďme závislost vyzářeného množství energie na vlnové délce záření: kde X je vlnová délka, h Planckova konstanta, T je teplota, c rychlost světla a konečně k,B je Boltzmannova konstanta. Jak je ze vztahu zřejmé, je parametrem jednotlivých (planckovských) křivek popisujících množství vyzářené energie na vlnové délce právě teplota. 28 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II a 0.5 1 1.5 2 2.5 Wavelength (pm) Obrázek 3: Záření absolutně černého tělesa3 Záření absolutně černého tělesa odpovídá spojité spektrum, kdy závislost množství vyzářené energie na vlnové délce přesně popisuje Planckův zákon, tedy tzv. planckovská křivka (viz obrázek). Jestliže takové záření prochází dalším prostředím, je možné, aby některé části spektra (planckovské křivky) byly prostředím pohlceny, pak můžeme pozorovat absorpční spektrum. Plynné prostředí pak může zářit pouze v diskrétních vlnových délkách a tak vzniká emisní spektrum. Spektra většiny astronomických obj ektů j sou kombinací všech výše zmíněných tří typů spekter (viz obrázek). Obrázek 4: Schéma absorpčního a emisního spektra 3 Zdroj https://textimgs.s3.amazonaws.eom/boundless-physics/black-bodv.svg#fixme 4 Zdroj http://www.astronomynotes.com/light/s5.htm 29 Zdroje informací o vesmíru Elektromagnetické záření atomu má svůj původ v procesech v elektronovém obalu, kdy dochází k interakci mezi fotony a elektrony. Výsledný vzhled spektra záleží také na geometrickém uspořádání zdroje záření, absorbujícího prostředí a pozorovatele. 3.1.2 BRZDNÉ ZÁŘENÍ, CYKLOTRONOVÉ A SYNCHROTRONOVÉ ZÁŘENÍ Elektromagnetické záření nemusí být je tepelného původu, fotony mohou být emitovány také dalšími procesy. Jedním z nich je změna hybnosti elektronu nebo jiné nabité částice a následný vznik brzdného záření. Důvody změny hybnosti mohou být různé, jedním z nich může být pohyb částice v magnetickém poli, tedy emise magnetického brzdného záření. Působením Lorentzovy síly se dráha elektronu v magnetickém poli zakřivuje, tedy mění se hybnost, a je emitováno polarizované záření. Podle rychlosti pohybu elektronu je dále dělíme na cyklotronové (y « c) a synchrotronové (v < č). Cyklotronové záření je všesměrové a frekvence odpovídá oběhu elektronu v magnetickém poli, kdežto synchrotronové záření je úzce směrové ve směru pohybu elektronu a záření probíhá nejen v základní frekvenci, ale také v násobcích nebo může být i spojité. 3.2 Kosmické záření Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech, kdy prokázal, že s rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry. Jeho objev byl oceněn Nobelovu cenu za fyziku za rok 1936. Je to vlastně proud urychlených částic vesměs neznámého původu, které k nám dopadají z vesmíru. Při srážce s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Částice kosmického záření s nejvyšší energií, jakou se dosud podařilo změřit mají energii řádově až 102 0 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoha desítek km2 . Četnost výskytu částice s tak extrémní energií je asi jednou za sto let. Předpokládáme, že kosmické záření vysokých energií vzniká v supernovách, pulzarech nebo aktivních galaktických jádrech. A s i 88 % kosmického záření jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia, 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nej širší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. 30 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Obrázek 5: Schéma spršky kosmického záření.5 3.3 Neutrina Neutrina můžeme považovat za zvláštní „nosiče" astronomických informací. První úvahy o existenci těchto částic publikoval již v roce 1931 Wolfgang Pauli a vyplývaly ze snahy o řešení problémů, které se nedařilo vysvětlit při rozpadu beta. Experimentálně se existenci neutrina se podařilo prokázat až v roce 1956. Je to částice bez elektrického náboje, spin má hodnotu l A a klidová hmotnost je velmi malá. S ostatními částicemi interaguje pouze slabou interakcí, tedy velmi slabě. Existují tři různé typy neutrin a antineutrin - elektronové, mionové a tauonové. Neutrina se spolu s elektronem, mionem a tauonem řadí mezi leptony, jak označujeme částice, které neinteragují silnou interakcí. Ale od 50. let minulého století byla formulována hypotéza, že jednotlivé typy neutrin by mohly měnit na jiné. Experimentální důkaz takové vlastnosti, tedy oscilace neutrin, byla prokázána poprvé až v souvislosti s pozorováním neutrin, která k nám přicházejí ze Slunce. Oscilace neutrin je možná jedině v případě, že alespoň některé z nich mají nenulovou klidovou hmotnost. Ale nyní zpět k neutrinům jako nositelům astronomických informací. Neutrina jsou ve velkém počtu generována při termonukleárních reakcích v nitru Slunce a zachycena byla také neutrina vzniklá při výbuchu supernovy. Celý prostor vesmíru je rovněž prostoupen reliktními neutriny, která vznikla v nej rannějších fázích vývoje našeho vesmíru. Tato neutrina mají velmi malou energii. Naopak neutrina s extrémně vysokými energiemi k nám přilétají spolu s kosmickým zářením. Všechna tato neutrina by nám mohla poskytnout velmi důležité informace o blízkém i vzdáleném vesmíru. Dnes také víme, že neutrina jsou produkována i při rozpadu radioaktivních prvků v různých vrstvách Země a jejich výzkumem zjistíme řadu informací o vnitřní struktuře zemského tělesa. 5 Zdroj http://katrin-inka.blog.ez/l 101/kosmicke-zareni 31 Zdroje informací o vesmíru 3.4 Gravitační vlny Jedná se o periodicky se šířící zakřivení času a prostom, které může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. První přímá detekce gravitačních vln proběhla dne 14. září 2015. Gravitační „záblesk" ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků registrovaly oba americké přístroje LIGO. Od té doby se detekce podařila ještě několikrát a lze tedy předpokládat, že i tento „exotický" nositel astronomických informací začne být využíván k poznání jevů a procesů, které jsou klasickým způsobem „neviditelné". SHRNUTÍ KAPITOLY Text této kapitoly představuje všechny známé druhy „nosičů" astronomických informací a jejich základní vlastnosti. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Jmenujete alespoň tři různé druhy „nosičů" astronomických informací. 2. Uveďte základní vlastnosti elektromagnetického záření. 3. Co je to absorpční a co zase emisní spektrum? 4. Čím j e tvořeno kosmické záření? 5. Kdy mohou vznikat gravitační vlny? 6. Co znamená pojem oscilace neutrin1 . 32 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 4 HVĚZDY RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Kromě definice hvězdy jako fyzikálního objektu jsou v kapitole uvedeny základní charakteristiky hvězd. Podrobněji pak jsou uvedeny veličiny popisující jasnost hvězd a také jejich teplotu a zářivý výkon. Jsou vysvětleny základní vlastnosti H-R diagramu a jeho souvislost se systémem spektrální klasifikace hvězd. CÍLE KAPITOLY • Seznámení s definicí hvězdy jako fyzikálního tělesa • Zavedení základních charakteristik a fyzikálních veličin používaných ve stelární astrofyzice • Spektrální klasifikace • Konstrukce H-R diagramu ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 3 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Hvězdná velikost, barevný index, spektrální třída, H - R diagram, vztah hmotnost svítivost, barevný diagram 33 Hvězdy 4.1 Základní charakteristiky hvězd Definice většiny astronomických objektů není snadná záležitost, velmi dobře je to například vidět na zatím nekončícím procesu hledání vhodné definice pro tělesa v planetárních systémech (planety, trpasličí planety atp.). Pro hvězdy je asi nejlepší definice založená na jejich hmotnosti. DEFINICE Hvězdy jsou samostatná souvislá gravitačně vázaná tělesa o hmotnostech od 0,075 M s do 100 Ms. ROZPĚTÍ ZÁKLADNÍCH CHARAKTERISTIK Během staletí bylo pozorováními zjištěno, že jednotlivé hvězdy se svými vnějšími i vnitřními charakteristikami výrazně liší: hmotnost: od 0,075 M s (např. červený trpaslík Gliese 623 B) do 60 Ms (veleobři, např. Plaskettova hvězda) poloměr: od 12 km = 1,7 • 10"5 Rs (neutronové hvězdy) až po 2000 Rs (červení veleobři) zářivý výkon: od 1,5 • 10"5 Ls (Gliese 623 B ) až 107 Ls (r\ Carinae) efektivní teplota: od 2500 K u červených trpaslíků a obrů až po stovky tisíc kelvinu u jader planetárních mlhovin chemické složení: můžeme pozorovat jen svrchní vrstvy hvězd a jejichž složení většinou není jiné, než bylo složení jejich molekulového oblaku, ze kterého vznikly, vodík i helium mají podobné relativní zastoupení jako má Slunce, rozdíly jsou v obsahu těžších prvků: od cca 0 % u nej starších hvězd v kulových hvězdokupách až po 5 % u hvězd tzv. extrémní ploché složky Galaxie (Slunce má 2 % těžších prvků). Slunce nemá žádné extrémní parametry. Pokud budeme hledat hodnoty pro „typickou hvězdu", bude záležet na vzorku, který pro porovnání vybereme. Jestliže porovnáme Slunce se stovkou jemu nejbližších hvězd, zjistíme, že pak je Slunce nadprůměrná hvězda, protože jen 7 hvězd má vyšší hmotnost, poloměr a zářivý výkon. Jenže když porovnáme Slunce a 100 nejjasnějších hvězd na hvězdné obloze při pohledu ze Země, tak pouze jediná hvězda (a Cen B) má zářivý výkon, hmotnost a poloměr menší. 34 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Když budeme definovat „typickou hvězdu" jako tu, která má medián zářivého výkonu, tak jako takovou můžeme označit například hvězdu H D 155 876 ve směru souhvězdí Herkula, vzdálenou 21 ly: její zářivý výkon je 1/50 Ls, poloměr 2/5 Rs, efektivní teplota 3 5 0 0 K a hmotnost pouze 1/3 M s . VÝBĚROVÝ EFEKT Pokud se podíváme na hvězdnou oblohu, pak většina hvězd, které vidíme pouhým okem má zářivý výkon mnohokrát větší než naše Slunce. Je to dáno tzv. výběrovým efektem, protože hvězdy s větším zářivým výkonem jsou viditelné na mnohem větší vzdálenost. Pokusme se nyní tuto úvahu kvantifikovat. Jestliže zanedbáme mezihvězdnou extinkci a budeme předpokládat homogenní rozložení hvězd v prostoru, potom celkový objem oblasti, odkud bude možné hvězdy o absolutní jasnosti S pozorovat, bude úměrný S3 / 2 . Ihned můžeme vypočítat, že pro jasné hvězdy hvězdné oblohy (S ~ 55 Ssiunce) je tento objem 4 0 0 krát větší než pro hvězdy slunečního typu a pro běžné hvězdy slunečního okolí (S ~ 0 , 0 0 4 Ssiunce) je naopak 4 0 0 0 krát menší! Všechny statistiky, které výběrový efekt neuvažují, jsou velmi nepřesné. Přibližné zastoupení mezi hvězdami v tzv. okolí Slunce: méně než 1 % obrů, 1 % bílí trpaslíci a 9 2 % tzv. hvězdy hlavní posloupnosti (z toho červení trpaslíci představují celkem 7 3 % ) . 4.2 Modely hvězd Stelární astrofyzika se musí vyrovnat také se skutečností, že stavbu ani vývoj hvězd nemůžeme studovat přímo, protože mají ohromné vnitřní teploty a tlaky. Také evoluce hvězd probíhá na časové škále o pět až osm řádů větší než je délka lidského života. A tak jedinou možností, jak stavbu a vývoj hvězd studovat, je vytváření matematických modelů hvězdného nitra. Nejčastěji se tak děje formou soustav diferenciálních rovnic, které popisují všechny podstatné fyzikální skutečnosti a děje probíhající ve skutečných hvězdách. 4.3 Jasnost hvězd HVĚZDNÁ VELIKOST Ve stelární astrofyzice je zvykem, daným historickým vývojem této vědecké disciplíny, vyjadřovat jasnost zdroje záření veličinou, která se jmenuje hvězdná velikost. Hodnota této veličiny se vyjadřuje v jednotkách pojmenovaných jako magnituda. Veličina hvězdná velikost]^ označována jako m a je to vlastně logaritmická veličina svázaná s příslušnou jasností objektu (např. hvězdy) j tzv. Pogsonovou rovnicí: m = - 2 , 5 log (j/jo) [mag], 35 Hvězdy kde jo je tzv. referenční j asnost, kterou má zdroj s hvězdnou velikostí m = 0 mag. Podle rozsahu (části spektra), ve kterém je jasnosti měřena (stanovena) pak rozeznáváme např. vizuální hvězdnou velikost my, bolometrickou hvězdnou velikost triboi, atp. Převodní vztahy mezi bolometrickou jasností F a bolometrickou hvězdnou velikostí niboi vycházejí z definice, podle které hvězda s bolometrickou hvězdnou velikostí niboi = 0 mag má mimo zemskou atmosféru hustotu zářivého toku Fo = 2,553 • 10"8 W m"2 Pro vizuální hvězdnou velikost mv je stanovena definiční hodnota referenční jasnosti jo = 2,54 • 10"6 lm m"2 = 2,54 • 10"6 luxů, což odpovídá hustotě zářivého toku cca 3,2 • 10"9 W m"2 . Dále je dobré vědět, že mezi bolometrickou hvězdnou velikostí a vizuální hvězdnou velikostí platí vztah: mboi = mv+ B C , kde B C je tzv. bolometrická korekce, která vyjadřuje rozložení energie ve spektru zdroje, jež je v případě hvězd určeno v prvé řadě teplotou. Bolometrická korekce byla definována tak, aby byla nulová u hvězd o povrchové teplotě kolem 7000 K , jejichž záření má nej větší světelnou účinnost (hvězdy spektrálního typu F) a směrem k vyšším i nižším teplotám bolometrická korekce klesá, v extrémních případech dosahuje až několika magnitud! Bohužel se ve stelární astrofyzice v řadě aplikací zaměňují bolometrické veličiny mnohem jednodušeji měřitelnými veličinami vizuálními. To j e sice někdy výhodné, aleje třeba mít na paměti, že taková záměna někdy může zcela závažným způsobem zkreslit reálné vztahy mezi jednotlivými charakteristikami hvězd. Je to především při zkoumání procesů, které se týkají např. celkového množství vyzářené energie atp. Potom je naprosto nezbytné použít bolometrické veličiny. 4.4 Harvardská klasifikace Je všeobecně známo, že prvním pokusem o systematickou spektrální klasifikaci hvězd je práce Angela Secchiho, který již v roce 1868 publikoval katalog se 4000 spektry. Rozdělil spektra podle vzhledu do čtyř skupin: I - bílé hvězdy pouze s čarami vodíku (Sirius, Vega, Altair, Regulus) II - nažloutlé hvězdy slunečního typu (Arcturus, Capella) se spoustou čar tzv. kovů III - oranžové hvězdy s absorpčními pásy (Betelgeuze, Míra), proměnné hvězdy IV - červené hvězdy s absorpčními pásy, O několik desetiletí později (kolem roku 1890) astronomové Pickering a Flemingová vytvořili novou klasifikaci. Jejich posloupnost spektrálních tříd byla označena písmeny: od písmene A (bílé hvězdy s nej silněj šími čarami vodíku) až po Q (červené hvězdy). 36 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Astronomka Mauryová ve svých dalších pracích prokázala, že některé třídy jsou nadbytečné a jiné je nutno v klasifikaci přesunout jinam, vznikla tak harvardská spektrální posloupnost, kterou v dnešní podobě můžeme napsat jako: W O B A F G K M L T . K ZAPAMATOVÁNÍ Pokud si chcete posloupnost spektrálních tříd zapamatovat, můžete využít některou z mnemotechnických pomůcek: Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss M y Lips (základní posloupnost, původní) Waldemar osmý bude asi fňukat. Gustave, kup mu legračního tygříka! Whisky od babičky Aničky - fantasticky geniální koupě! Moderní léčivo traumat. Všechna pozorovaná hvězdná spektra je možné uspořádat podle klesající teploty a kritériem pro zařazení jednotlivé hvězdy jsou relativní intenzity některých vybraných spektrálních čar, které jsou výrazně závislé právě na teplotě. Harvardská klasifikace je ve své původní podobě jednoparametrická, jako rozhodující jsou brány charakteristiky spektra, které závisí především na efektivní teplotě hvězdy Charakteristiky jednotlivých spektrálních tříd: W : Wolfovy-Rayetovy hvězdy jevící široké emisní čáry vodíku a helia. O: Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia. B : Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku. A : Silné čáry Balmerovy série vodíku a čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů. F: Cáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů. G : Silné čáry ionizovaného vápníku, slabá Balmerova série, početné čáry kovů, např.Fe. K : Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou barvu. M : Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Hvězdy mají červenou barvu. L : Chladní trpaslíci, září v IR, pásy molekul FeH, CrH, H2O, CO2. T: Při teplotě pod 1499 K vzniká metan, typické IR čáry metanu. 37 Hvězdy Původní harvardská klasifikace byla v roce 1998 rozšířena do oblasti nižších teplot, za spektrálním typem M 8 následuje typ LO až L8 a někdy se používají rozšiřující třídy W, T, Y , D, Q, P (viz http://www.handprint.com/ASTRQ/specclass.html ) Spektrální typy hvězd v Galaxii jsou zastoupeny velmi nerovnoměrně, navíc se opět uplatňuje výběrový efekt zvýhodňující hvězdy s vyšším zářivým výkonem: Spektrální třída O B A F G K M Skutečná četnost 0 % 2 % 3 % 5 % 9 % 15 % 66 % Pozorovaná četnost 0,4% 13 % 2 0 % 16% 14% 32% 4 % V roce 1925 publikovala astronomka Payne-Gaposhkinová zásadní vědeckou práci, která dokazuje, že chemické složení fotosfér naprosté většiny hvězd je velmi podobné. Látka je tvořena 70 % vodíku, 28 % helia a zbytek připadá na všechny ostatní známé prvky. Pokud tento poměr převedeme na počty atomů, tak na každých 10 000 atomů vodíku připadá zhruba 1000 atomů helia, 8 atomů uhlíku, 15 atomů kyslíku, 12 atomů dusíku, 0,2 atomu křemíku atd. Je tedy podivné, že zejména ve spektrech chladnějších hvězd převládají právě čáry těžších atomů. Tento paradox je ale snadno vysvětlitelný, protože atomy těchto prvků je možné mnohem snadněji vybudit k záření, než atomy vodíku či helia. PŘÍKLADY JEDNOTLIVÝCH SPEKTRÁLNÍCH TYPŮ Spektrální typ B : Rigel (Orion) Spektrální typ A : Sirius (Velký pes) Spektrální typ F: Procyon (Malý pes) Spektrální typ G: Slunce Spektrální typ K : Arcturus (Pastýř) Spektrální typ M : Betelgeuze (Orion) 4.5 Luminozitní třídy a Morganova-Keenanova klasifikace Spektrum hvězd nás informuje nejen o efektivní teplotě (Tef), ale také o povrchovém gravitačním zrychlení (g). A protože víme, že celková hmotnost hvězd se mění v relativně malém rozmezí, může být odvozená hodnota gravitačního zrychlení také dobrou informací o poloměru hvězdy. 38 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Například pro hvězdu spektrálního typu KO se můžeme setkat s tím, že se může jednat o některou z následujících variant: a) o hvězdu hlavní posloupnosti (0,8 Ms, 0,85 Rs), kde g = 1,1 gs b) o běžného obra (3,5 Ms, 16 Rs), kde g = 1,4-10"2 gs, c) o hmotného veleobra (13 Ms, 200 R s ) , kde g = 3,3 • 10"4 gs . Řádové rozdíly v hodnotě povrchového gravitačního zrychlení poskytují informaci o tom, že fyzikální podmínky pro vznik spektra v atmosférách těchto různých typů hvězd musejí být značně rozdílné. Jestliže je gravitační zrychlení vysoké, pak je atmosféra hvězdy tenká a relativně hustá, dochází k častým srážkám a spektrální čáry hvězdy jsou rozšířené tlakem. Naopak, spektrální čáry hvězd s malým povrchovým zrychlením, zejména veleobrů jsou ostré a hluboké. Ze spektra tak můžeme určit hodnotu gravitačního zrychlení a také poloměr hvězdy. Se znalostí těchto fyzikálních skutečností se od druhé poloviny 20. století používá dvouparametrické Morganovy-Keenanovy (dále M K ) spektrální klasifikace. Harvardské spektrální klasifikace je na základě rozboru vzhledu spektra hvězdy doplněna o klasifikaci tzv. luminozitní třídy (I - VII), která kvantifikuje zářivý výkon hvězdy (lokalizuje polohu obrazu hvězdy v H R diagramu). Ia - jasní veleobři IV - podobři Ib - veleobři V - hvězdy hlavní posloupnosti II - nadobři VI - podtrpaslíci III - obři VII - bílí trpaslíci Pokud tedy známe spektrální klasifikaci hvězdy v M K klasifikaci, pak můžeme podle dostupných tabulek zhruba stanovit efektivní teplotu hvězdy, její absolutní hvězdnou velikost, vzdálenost, poloměr hvězdy a její vývojové stadium. 4.6 Hertzsprungův-Russellův diagram Když vyneseme do grafu závislost základních charakteristik hvězd (M, L , Te a R), zjistíme, že obrazy jednotlivých hvězd v těchto diagramech nepokrývají jejich plochu rovnoměrně, ale vytvářejí určité „shluky". Jako první z takových možných grafů byl sestrojen již na počátku 20. století diagram zachycující závislost zářivého výkonu na efektivní teplotě, později označovaný jako Hertzsprungův-Russellův diagram, zkráceně též H R diagram. 39 Hvězdy Obrázek 6: Hertzsprungův-Russellův diagram s označením některých konkrétních hvězd.6 SHRNUTÍ KAPITOLY Kapitola obsahuje definici hvězdy a také jejich hlavní parametry. Je vysvětlena klasifikace hvězd podle vzhledu jejich spekter a také podle jejich luminozitních tříd. V textuje vysvětlen vliv výběrového efektu na všechny statistiky jednotlivých fyzikálních vlastností hvězd a také je vysvětlen pojem H R diagramu. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Uveďte fyzikální definici hvězdy. 2. Jak j e definována veličina hvězdná velikosti 3. Co je to Harvardská spektrální klasifikace hvězd? 4. Který další parametr byl kromě teploty využit při vytvoření M K klasifikace? 6 Zdroj https://phys.libretexts.org/Bookshelves/Astronomy and Cosmology TextMaps/Map%3A Astronomy (OpenStax)/18%3A The Stars - A Celestial Census/l8.4%3A The H-R Diagram 40 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 5. Jaké známe luminozitní třídy? 6. Načrtněte schéma H R diagramu, popište jeho osy. 7. Jaká je spektrální třída Slunce, Siria a hvězdy Arcturus? 8. Zakreslete tyto hvězdy do H R diagramu. 41 Sférická astronomie, čas 5 SFÉRICKÁ ASTRONOMIE, ČAS RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Kapitola obsahuje definice základních druhů astronomických souřadnic a vysvětluje zavedení času a časových jednotek na základě některých astronomických periodických pro­ cesů. CÍLE KAPITOLY • Umět používat základní astronomické souřadnice • Seznámení se s astronomickými a fyzikálními definicemi času ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Obzorníkové souřadnice, rovníkové souřadnice 1. a 2. druhu, hvězdný čas, pravý a střední sluneční čas, pásmový čas, atomový čas 5.1 Sférická astronomie SOUSTAVY SOUŘADNIC Pokud zavádíme ve fyzice nějaké soustavy souřadnic, tak většinou používáme soustavy pravoúhlých souřadnic, ale někdy je mnohem výhodnější zavedení souřadnic polárních či sférických. Zavedení jakéhokoliv souřadnicového systému zahrnuje vždy definici: • počátku souřadnicového systému, • základní roviny (prochází počátkem této soustavy), 42 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II • základního směru (polopřímka ležící v základní rovině). Podle volby polohy počátku souřadnicové soustavy lze souřadnice používané v astronomii rozčlenit na: • topocentrické (počátek v místě pozorovacího stanoviště) • geocentrické (střed Země) • heliocentrické (střed Slunce) U všech druhů sférických souřadnic je poloha bodu určena dvěma úhly a vzdáleností bodu od počátku souřadnicové soustavy a takové souřadnice jsou vhodné mimo jiné také pro astronomické účely. Obrázek 7: Souřadnice horizontální a rovníkové (I. i II. druhu), význam označení vyplývá z textu kapitoly.7 7 Zdroj upraveno podle http://physics.uiep.cz/~zmoravec/astronomie/sirokv/siroky.pdf 43 Sférická astronomie, čas OBZORNÍKOVÉ SOUŘADNICE (HORIZONTÁLNÍ) Jejich základní rovina je definována jako rovina ideálního horizontu (tečná rovina k tělesu Země (předpokládáme sférický tvar) v místě pozorování a jako základní směr je zvolen směr k jihu. Pak jsou souřadnicemi výška nad obzorem h (nabývá hodnot od -90° do + 90°) a azimut A (nabývá hodnot od 0° až do 360°), což je úhel od jižního směru určovaný po směru chodu hodinových ručiček (jih odpovídá azimutu 0°, západ 90°, sever 180° a východ 270°). Jsou to souřadnice topocentrické a také závislé na čase. ROVNÍKOVÉ SOUŘADNICE Jejich základní rovina je definována rovinou světového rovníku a jako základní směr je volen směr průsečíku meridiánu a roviny světového rovníku v případě rovníkových souřadnic I. Druhu nebo směr k jarnímu bodu v případě rovníkových souřadnic II. Druhu. Rovníkové souřadnice I. druhu Jedná se o souřadnice označované jako deklinace (označujeme jako Ô, úhel, který nabývá hodnot od -90° do + 90°) a hodinový úhel (t). Hodnoty těchto souřadnic se mění v závislosti na čase i místě pozorování. Rovníkové souřadnice II. druhu Takto jsou označovány souřadnice deklinace deklinace (označujeme jako Ô, úhel, který nabývá hodnot od -90° do + 90°) a rektascenze (a). Jejich hodnoty se mění pouze v závislosti na změně směru k jarnímu bodu. Jarní bod je směr definovaný společnou přímkou roviny světového rovníku a roviny ekliptiky, tato přímka je počátkem souřadnicové soustavy rozdělena na dvě polopřímky, jedna určuje směr jarního bodu, druhá směr podzimního bodu. Časově — úhlová míra je vyjádření úhlu v jednotkách, které obvykle užíváme pro čas. Vycházíme z úvahy, že 360° odpovídá 24 hodinám (tedy 1 hodina = 15°, 1° = 4 minuty atd.), v těchto jednotkách se běžně udává hodnota hodinového úhlu i rektascenze. EKLIPTIKÁLNÍ SOUŘADNICE Jejich základní rovina je definována rovinou ekliptiky a základním směrem je směr k jarnímu bodu. Vlastní ekliptikální souřadnice jsou ekliptikální délka (A ), tedy úhel měřený od jarního bodu ve směru ročního pohybu Slunce a ekliptikální šířka (P), což je vlastně obdoba deklinace používané u rovníkových souřadnic. Tato souřadnicová soustava se používá hlavně při výpočtech drah těles ve sluneční soustavě. 4 4 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II GALAKTICKÉ SOUŘADNICE Jsou definovány tak, že základní rovinou je rovina galaktického rovníku, která je definována nepřímo polohou galaktických pólů. HVĚZDNÝ ČAS Veličinu hvězdný čas můžeme definovat také jako hodinový úhel jarního bodu a pak bude platit, že v okamžiku svrchního průchodu jarního bodu meridiánem je hodnota hvězdného času 0 hod 0 min 0 sec. Jestliže je hodnota hodinového úhlu jarního bodu 15° = lh, pak místní hvězdný čas je 1 hodina a kulminují hvězdy s hodnotou rektascenze lhodina atd. Platí tedy vztah: hvězdný čas = a + t, kde a je rektascenze a t je hodnota hodinového úhlu (pak také: t = hvězdný čas - a). ČAS Za klasické pojetí času považujeme jeho definici jako veličiny, jejíž hodnota se trvale mění a rovnoměrně narůstá. Čas je měřitelný až ve spojení s pohybem v konkrétní souřadnicové soustavě. Jako vhodný princip měření se ukázala volba vhodného periodického děje. V prvém přiblížení lze považovat například rotaci Země za rovnoměrný periodický děj a odvozovat z něj čas. Z rotace Země je možné odvodit: hvězdný den - tedy čas mezi dvěma horními kulminacemi jarního bodu pravý sluneční den - čas mezi dvěma spodními kulminacemi skutečného Slunce. Časový rozdíl mezi takto definovanými jednotkami časuje 3 min 56 sec a důvodem je oběh Země kolem Slunce. Pohyb Země však není rovnoměrný, tedy pro pozorovatele na povrchu Země vykonává Slunce jednak nerovnoměrný pohyb po ekliptice (nejrychleji se pohybuje, když je Země vperiheliu a nejpomaleji, když je Země v afeliu) a další nepravidelnost vzniká tím, že Slunce se nepohybuje v rovině světového rovníku, ale v rovině ekliptiky. Celkové rozdíly mezi časem takto odvozovaným a časem rovnoměrným j sou až 15 minut, proto bylo pravé Slunce nahrazeno fiktivním tělesem - tzv. středním Sluncem, které může být dvojího druhu: 1. takové, které se pohybuje po ekliptice rovnoměrně (jako by se Země pohybovala kolem Slunce po kružnici) 2. pohybuje se rovnoměrně v rovině světového rovníku 45 Sférická astronomie, čas Obě střední Slunce se shodují v okamžicích jarní a podzimní rovnodennosti. Tak je možné definovat střední čas a také pojem středního slunečního dne, což je doba mezi dvěma spodními kulminacemi druhého středního Slunce. Časový rozdíl mezi slunečním časem pravým a středním udává tzv. časová rovnice R = Tv T, kde Tv je pravý sluneční čas. Jako delší časová jednotka byl definován tropický rok, což je čas mezi dvěma následujícími průchody středního Slunce jarním bodem. PÁSMOVÝ ČAS Z předchozích definic a úvah vyplývá, že každé pozorovací stanoviště má svůj tzv. místní čas. Ten se kdysi opravdu používal a teprve v 19. století byl postupně zaveden tzv. pásmový čas, který se od světového času (UT) liší celistvým počtem hodin. Je to tedy místní čas 15., 30., 45. atd. poledníku. V České republice používáme středoevropský čas (SEČ), což je vlastně místní čas 15. poledníku východní délky (to přibližně odpovídá poloze Jindřichova Hradce). Opava má „délkovou" korekci -12 minut. Z takového systému pásmových časů také logicky vyplývá existence tzv. datové hranice, která je vedena velmi málo obydleným Tichomořím. Ve 20. století začala být zaváděna v mnoha zemích ležících v mírném pásu periodická změna na tzv. letní čas, což je pásmový čas plus 1 hodina (většinou v období od konce března do konce října). Naopak, experiment s tzv. zimním časem (pásmový čas mínus 1 hodina) se nijak neujal. V rovníkových oblastech nemají takové administrativní zásahy žádný smysl, bílá část dne je tam po celý rok prakticky stejně dlouhá. -12 -11 -10 -9 -8 -7 -6 -5 -4 -3 -2 -1 O +1 +2 +3 +4 +5 +6 +7 +8 +9 +10+11 +12 -r \ „..."JI VUnited States of A i e r k a s . , d „ ř UM&«d ^ f, fiýlarus Kazakhstan •l-raq +314 Ěcuaí*t^) ^~<—v PftriH i B raz i 1 P a r a t y 180° 165° 150° 135° 120° 105° 90° 75° 60° 45° 30° 15° 0° 15° 30° 45° 60° 75° 90° 105° 120° 135° 150° 165° 180° 24 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 Obrázek 8: Pásmový čas - standardní časová pásma. 8 Zdroj http://militarvtimechart.com/time-zones-explained/ 46 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SYSTÉMY POČÍTÁNÍ ROKŮ, KALENDÁŘE Všechny používané systémy počítání let je možné rozdělit na ty, které jsou odvozeny od délky oběhu Měsíce nebo Slunce. Třetí možnou bází kalendáře je kombinovaný přístup. Původ našeho evropského kalendáře je až v kalendářních systémech používaných ve starověkém Egyptě. Juliánska reforma Protože délku roku (jednoho oběhu Země kolem Slunce) není možné vyjádřit celistvým počtem dnů, bylo nutné tuto situaci řešit. První taková reforma našeho kalendáře nastala již v antice a je známá pod názvem Juliánska reforma. Ta spočívala v tom, že každý 4. rok byl přestupný (konkrétně 24. únor měl 48 hodin!) a trval tedy 366 dnů. Taková korekce však není zdaleka dokonalá, protože rok je po ní „delší" a rozdíl naroste za 128 let na celý jeden den. Gregoriánska reforma Na konci středověku bylo nutné rozdíl mnoha dnů kompenzovat, takže v roce 1582 bylo vynecháno několik dnů (konkrétně po 4. říjnu nastal hned 15. říjen) a reforma upravila přestupnost let tak, že roky na konci století budou od toho data přestupné jen tehdy, lze-li je dělit 400 beze zbytku tj. 1600, 2000, 2400 atd, ostatní přestupné nebudou. Kalendář v této podobě se používá dodnes a je kalendářem globálně uznávaným, přestože existuje několik desítek jiných, lokálních nebo církevních kalendářních systémů. Juliánske datum V astronomii a astrofyzice se používá ještě jiný kalendářní systém tzv. Juliánske datum (zkráceně JD), který spočívá v postupném číslování dnů a neobsahuje žádné menší (hodiny, minuty atp.) ani větší (týden, měsíc) časové jednotky. Tento systém zavedl francouzský astronom Joseph Justus Scaliger (1540-1609) a počátek celého datování zvolil na 1. leden 4713 před n. 1., čili 1. leden roku mínus 4712. Den v tomto kalendáři začíná ve 12.00 hodin U T a je to velice výhodný systém pro sledování periodických jevů na delší časové bázi (např. změn jasnosti proměnných hvězd). Příklad juliánskeho datování: 1. leden 2020, 00.00 hodin U T odpovídá JD 2 458 849,5 ZMĚNY ZEMSKÉ ROTACE Bohužel s rostoucí přesností měření času (čas je v současnosti nejpřesněji měřitelná fyzikální veličina) bylo zjištěno, že ani rotace Země není dostatečně periodický jev a dochází z řady příčin ke kolísání rychlosti zemské rotace. S roční periodou a amplitudou 22 milisekund se mění rychlost rotace v důsledku pravidelných klimatických změn a s nimi souvisejícími přesuny vzdušných a vodních hmot. Přibližně půlroční periodu a amplitudu 47 Sférická astronomie, čas 10 milisekund mají změny v důsledku elipticity dráhy Země a tomu odpovídajícího kolísání gravitačního působení Slunce. Také excentricita měsíční dráhy má vliv s periodou 13,8 dne a 27,6 dne, ale amplitudou pouze 1 milisekundy. ATOMOVÝ ČAS Velmi dlouhou dobu byla jednotka času, sekunda, definovaná jako 1/86 400 díl středního slunečního dne, ale vzhledem k nerovnoměrnostem v rotačním pohybu Země, nebyla tato definice již ve 20. století dlouhodobě udržitelná. A tak v roce 1960 na 11. konferenci C G P M (Conférence Generále des Poids et Mesures, tedy „Generální konference pro míry a váhy") byla změněna definice sekundy, byla přijata definice Mezinárodní astronomické unie založená na přesně definovaném zlomku tropického roku. Bohužel se velmi brzy ukázalo, že definice založená na frekvenci záření při přechodu mezi dvěma hladinami v atomu či molekule by byla mnohem přesnější a znovu došlo ke změně definice sekundy v roce 1967, stalo se tak na 13. konferenci C G P M , od té dobyje sekunda definována jako doba trvání 9 192 631 770 period záření, které odpovídá přechodu mezi dvěma hladinami velmi jemné struktury základního stavu atomu cesia 133. SHRNUTÍ KAPITOLY V astronomii se využívají zejména sférické souřadnice, v kapitole jsou definovány základní používané systémy, tedy souřadnice horizontální, rovníkové, ekliptikální a galaktické. Je zaveden pojem Jarního bodu, hvězdného času atp. Dále je definován čas jako fyzikální veličina a vysvětleny astronomické časové normály, pásmový čas a atomový čas. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Jak můžeme definovat souřadnicovou soustavu? 2. Jaký je rozdíl mezi rovníkovými souřadnicemi I. a II. druhu? 3. Co je to Jarní bod a jak je definován hvězdný čas? 4. Jaký je vztah mezi rektascenzí, hodinovým úhlem a hvězdným časem? 5. Co j e to světový čas, j ak j e definován? 6. Vysvětlete pojem pásmového času. 7. Jak j e definován atomový čas? 48 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 6 HVĚZDNÉ MAPY A KATALOGY, OTOČNÁ MAPKA, HVĚZDÁŘSKÁ ROČENKA RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY V astronomii a astrofyzice se poměrně často využívají specifické publikace, mezi které patří také různé katalogy, mapy a atlasy hvězdné oblohy nebo astronomické ročenky. V této kapitole jsou přehledně představeny a kromě jejich tištěných podob jsou zde uvedeny také moderní elektronické databáze dostupné většinou také na internetu. CÍLE KAPITOLY • Seznámení se s hvězdnými mapami a atlasy • Zvládnutí práce s klasickými i elektronickými katalogy • Umět používat klasickou nebo elektronickou astronomickou ročenku ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Mapa hvězdné oblohy, atlas, ročenka, katalog astronomických objektů, astronomická databáze. 6.1 Otočná mapka Velmi užitečnou pomůckou k získání základních dovedností souvisejících s orientací na hvězdné obloze je otočná mapka hvězdné oblohy. Princip jejího použití je jednoduchý, na otočné části i na pevné části mapky jsou dvě škály, časová a datumová, jestliže nastavíme čas pozorování proti datu, kdy chceme pozorovat, v eliptickém výřezu pak uvidíme tu část 49 Hvězdné mapy a katalogy, otočná mapka, hvězdářská ročenka hvězdné oblohy, která bude na našem pozorovacím stanovišti nad obzorem. Eliptický výřez se mění také podle zeměpisné šířky pozorovacího stanoviště. U nás musíme používat otočnou mapku pro 50. rovnoběžku severní šířky. Na internetu je pro nekomerční použití volně dostupná ke stažení tato verze otočné mapky: https://stahuj-programy.cz/otocna-mapka?hodnoceni=4 . Obrázek 9: Jedno z mnoha typografických provedení otočné mapky pro +50° severní šířky.9 6.2 Hvězdné katalogy, atlasy, ročenky Tyto speciální astronomické publikace j sou vydávány v klasické tištěné podobě, ale také v elektronické podobě nebo jako online služby přístupné po internetu. Právě v případech elektronického provedení mohou být všechny tyto tři typy publikací integrovány do jediného prostředí (např. nějakého webového portálu). Jejich tištěná podoba má však i v dnešní době své nezastupitelné místo, protože lépe odolá extrémním povětrnostním podmínkám a předností je také nezávislost na zdroji energie. Uvedené zdroje specifických astronomických informací nám umožňují především: • vyhledat potřebné údaje o vlastnostech astronomického objektu, 9 Zdroj http://www.supra-dalekohledv.cz/mapa-supra-praha-otocna-oblohy-23.5x23.5cm-mesic-lunace- rukl-3-26626.html 50 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II • určit polohu astronomického objektu na obloze, • vyhledat astronomické objekty požadovaných vlastností, • nalézt astronomický objekt na obloze (pokud jej chceme pozorovat). HVĚZDNÉ KATALOGY Bonner Durchmusterung (BD) a Córdoba Durchmusterung (CD) Dnes již spíše historické dílo B D je výsledkem vizuálního pozorování hvězd severní hemisféry, která provedl Argelander a jeho asistenti v 19. století. Rozsáhlý katalog obsahuje všechny hvězdy do 9,5 mag a jejich polohy byly určeny s přesností 0,1 úhlové vteřiny v rektascenzi a 0,1 úhlové minuty v deklinaci. Córdoba Durchmusterung je pak výsledkem vizuálního pozorování hvězd s deklinací od -22° do -89° stupňů a je vlastně rozšířením katalogu B D . Výsledky byly zpracovány jak do katalogů, tak do podoby atlasů viz http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/qcat7I/122 . Henry Draper Catalog (HD) Tento katalog se stal základem pro spektrální klasifikaci hvězd, limitující byla tedy citlivost desek, na které se pořizovala spektra (tedy do mp g = 9 mag (Cannonová, Pickering, 1918 - 924) a později byl rozšířen o další vybrané oblasti (označován jako H D E , autoři Cannonová 1936 a Cannonová, Mayall 1949), podrobnější popis katalogů viz https://en.wikipedia.org/wiki/Henry Draper Catalogue a není bez zajímavosti, že vznik katalogu byl financován nadací Henry Drapera, průkopníka astrofotografie. Palomar Observátory Sky Survey (POSS) Původní unikátní projekt „National Geographic Palomar Sky Survey" byl dokončen v roce 1954 (s využitím 48 palcová Schmidtovy fotografické komory na observatoři Mt. Palomar v U S A ) , tedy ještě v době „prekosmonautické". Přehlídka využívala fotografické desky o plošel4 palců čtverečních, každá pokryla 6x6 úhlových stupňů oblohy. Původně bylo naexponováno pro deklinaci od +90° do -24°celkem 879 oblastí na „červenou" i „modrou" emulzi (hvězdy do jasnosti 22 mag), později došlo ještě k rozšíření až po deklinaci -42° (http://www.astro.caltech.edu/~wws/poss2.html). Nyní je vše dostupné v digitální podobě na Digitized Sky Survey (DSS) http://archive.stsci.edu/cgi-bin/dss form (Yale) Bright Star Catalog Bývá označován také B S C , Y B S C nebo Y B S a obsahuje základní informace o hvězdách jasnějších než 6,5 mag, z celkem 9110 zde katalogizovaných objektů je 9096 hvězd. Kromě označení (včetně jiných katalogových označení) jsou uvedeny: rovníkové souřadnice (B 1900.0 a J2000.0), galaktické souřadnice, vlastní pohyb (J2000.0), fotometrické hvězdné velikosti U B V R I (pokud jsou známy) a také Morganova-Keenanova spektrální klasifikace. Pravděpodobně poslední tištěná verze „The Bright Star Catalogue; 4th 51 Hvězdné mapy a katalogy, otočná mapka, hvězdářská ročenka revised edition" byla publikována v roce 1982, jeho elektronická verze je dostupná zde: http://tdc-www.harvard.edu/catalogs/bsc5.html. Tento katalog se stal podkladem mnohých počítačových planetárií. Atlas hvězd do 7 magnitudy, který svým rozsahem jenom o něco málo překračuje B S C je k dispozici ke stažení zde: http://www.astro.cz/mirror/at- las/czech/ Guide Star Catalogue Tento poměrně rozsáhlý katalog byl sestaven pro potřeby H S T a obsahuje asi 14 milionů astronomických objektů Hipparcos Katalog velmi přesných poloh hvězd sestavený na základě pozorování astrometrickou družicí Hipparcos. Celkem obsahuje 118 000 hvězd s jasností do 12,4 mag. Ze stejného pozorovacího programu pak pocházejí data pro méně přesný katalog Tycho, jenž obsahuje údaje pro 1 058 000 hvězd s jasností do 11,5 mag GAIA Doposud nejpřesnější katalog pro zhruba 1 miliardu hvězd naší Galaxie. Jedná se o výsledek několikaletého pozorování sondy Gaia a v době psaní tohoto textu ještě nebyly publikovány všechny výsledky tohoto rozsáhlého vědeckého projektu, který navazuje na projekt Hipparcos (viz také https://cs.wikipedia.org/wiki/Gaia (sonda)). General Catalog of Variable Stars Příklad jednoho z rozsáhlých, ale již specializovaných katalogů - Katalog proměnných hvězd. Je známý také pod zkratkou G C V S a je rovněž volně dostupný online, na adrese: http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/. Double Star Library Další příklad jednoho z rozsáhlých, ale již specializovaných katalogů - Katalog dvojhvězd. Je také volně dostupný online, na adrese: https://ad.usno.navy.mil/wds/dsl.html. MODERNÍ ASTRONOMICKÉ DATABÁZE Na digitální astronomické databáze lze pohlížet jako na předchůdce virtuálních observatoří (VO), jedním z nej rozsáhlejších portálů je portál Centra astronomických dat, tedy Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS, http://cdsweb.u-strasbg.fr/CDS.html), který zahrnuje celou řadu „služeb": 52 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SIMBAD To je databáze se základními údaji o astronomických objektech mimo sluneční soustavu, obsahuje jejich označení, bibliografii a lze se dotazovat podle jména, souřadnic nebo jiných kritérií. VizieR Jedná se o elektronickou knihovnu astronomických katalogů, seznamů a tabulek všeho druhu. Aladin Tato služba j e vlastně interaktivní atlas hvězdné oblohy, který je navíc propojen s databázemi S I M B A D , N E D , VizieR atd. ASTRONOMICKÉ ROČENKY Jedná se o speciální publikace obsahující tabulky různých astronomických údajů, jako jsou souřadnice, časy východů a západů astronomických těles atd. pro určité období. Většinou jsou v platnosti jeden rok. V minulosti byly vydávány pouze v tištěné podobě, dnes většinou s doplňky na digitálních nosičích a existují i ryze online verze. Některé příklady astronomických ročenek • Nautical Almanach https://aa.usno.navy.mil/publications/docs/asa.php • Hvězdářská ročenka (Česká republika) http://rocenka.observatory.cz/ • Astronomická ročenka (Slovensko) http://www.suh.sk/nasa-ponuka/publika- cie/periodicka-tlac/602-astronomicka-rocenka-2019 • Celestial Observer https://www.calsky.com/ • K A R http://www.hvezcb.cz/cgi-bin/kar.cgi • U.S. Naval Observátory http ://aa.usno.navy.mil/data/ SHRNUTÍ KAPITOL Y V kapitole jsou přehledně uvedeny základní katalogy, mapy hvězdné oblohy i atlasy. Obsahuje také internetové odkazy na tyto informační zdroje, které jsou specifické právě pro astronomii a astrofyziku. 53 Hvězdné mapy a katalogy, otočná mapka, hvězdářská ročenka KONTROLNÍ OTÁZKY A ÚKOLY 1. Vysvětlete princip konstrukce otočné mapky hvězdné oblohy a postup při jejím použití. 2. Uveďte alespoň tři katalogy/atlasy hvězdné oblohy a jejich základní charakteris­ tiky. 3. Jaké údaje je možné najít v astronomických ročenkách? 4. Co obsahuje portál s názvem SJMBAD? 5. Vytvořte si přehled pozorovatelných objektů a jevů pro zvolené pozorovací stanoviště. Využijte k tomu některou z elektronických astronomických ročenek. 5 4 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 7 DŮLEŽITÁ SOUHVĚZDÍ, VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ PODLE ROČNÍCH DOB RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY V kapitole jsou postupně představena všechna základní souhvězdí pozorovatelná v průběhu celého roku ze severní polokoule. Jsou rozdělena podle jejich viditelnosti v jednotlivých ročních obdobích. CÍLE KAPITOLY • Seznámit se se základními souhvězdími • Pochopit změny viditelnosti j ednotlivých souhvězdí • Získat základní dovednosti orientace na hvězdné obloze ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Souhvězdí, viditelnost souhvězdí podle ročních dob, obtočnová souhvězdí, ekliptikální souhvězdí. 7.1 Orientace na obloze Pokud se rozhodneme systematicky pozorovat oblohu, je vhodné si najít pozorovací stanoviště. V našich zeměpisných šířkách je to vždy stanoviště na mírném svahu směrem k jihu s co nejlepším výhledem na celý obzor a co nejdále od rušivého osvětlení. 55 Důležitá souhvězdí, viditelnost souhvězdí podle ročních dob Při pohledu na noční oblohu pouhým okem budeme schopni pozorovat jen objekty do hvězdné velikosti 5 až 6,5 magnitud, podle aktuálního stavu atmosféry. Pohyb objektů po obloze závisí na zeměpisné šířce, na pólech je denní pohyb astronomických objektů rovnoběžný s horizontem, na severní polokouli zůstává část hvězdné oblohy nad obzorem stále, denní pohyb objektů mimo tuto cirkumpolární oblast se děje po „šikmých" drahách. Na rovníku pak všechny objekty na hvězdné obloze vycházejí a zapadají a denní pohyb se děje po drahách kolmých k horizontu. 7.1.1 OBTOČNOVÁ (CIRKUMPOLÁRNÍ) SOUHVĚZDÍ Uveďme si ta nej důležitější pro stanoviště na 50. rovnoběžce severní zeměpisné šířky.) Obrázek 10: Obtočnová souhvězdí Velká medvědice, Malý medvěd, Kasiopeja, Kefeus, D r a k . 1 0 7.1.2 VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ PODLE ROČNÍCH DOB Jestliže se zaměříme na viditelnost souhvězdí v průběhu roku, pak je můžeme rozdělit do čtyř skupin, kdy každá z nich je dominantní v daném ročním období v první polovině noci. JARNÍ SOUHVĚZDÍ Rak, Lev, Panna, Pastýř, Severní koruna, Vlasy Bereniky, Malý lev, Havran, Pohár, Hydra 1 0 Zdroj program Cartes du Ciel 56 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Poloha planet se mění s časem a obecně lze vymezit, že vždy je nalezneme úhlově blízko rovině ekliptiky, která na jaře prochází souhvězdími Raka, Lva a Panny. LETNÍ SOUHVĚZDÍ Labuť, Lyra, Orel, Lištička, Delfín, Šíp, Koníček, Herkules, Hadonoš, Had, Váhy, Štír, Střelec Poloha planet se mění s časem a obecně lze vymezit, že vždy je nalezneme úhlově blízko rovině ekliptiky, která prochází v létě souhvězdími Štíra, Hadonoše, Střelce a Kozoroha. 57 Důležitá souhvězdí, viditelnost souhvězdí podle ročních dob PODZIMNÍ SOUHVĚZDÍ Pegas, Andromeda, Perseus, Ryby, Velryba ZIMNÍ SOUHVĚZDÍ Orion, Býk, Blíženci, Vozka, Malý pes, Velký pes 58 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 7.1.3 EKLIPTIKÁLNÍ SOUHVĚZDÍ Souhvězdí, kterými prochází rovina ekliptiky, nazýváme ekliptikální a patří k nim: Beran, Býk, Blíženci, Rak, Lev, Panna, Váhy, Štír, Hadonoš, Střelec, Kozoroh, Vodnář, Ryby Oh 23h 22h 21h 2Qh 73/1 7S/1 77/1 IS/l 75/1 Míl 73/1 12h 77/1 IDh 91} Bh 7/1 í/l S/l 4h 3/1 2h 7/1 Oři * -—u C y g \ Her r v \ c rB • • 3 ň ú 17 Le • * > Piscesľ"/" V \ • v / • • i a • / • £ . . j . : / ^ > O M 2 . ANDROMEDA Nejjasnější hvězdou j e Sirrah, hvězda Alamak j e dvoj hvězda a v souhvězdí se nalézá také galaxie M 3 1 , což je vůbec nej bližší spirální galaxie naši Galaxii. OM76 • 5 1 ' cassiop ' P " _ j Andro Tri] >.Q 0 Pisces Ari pegasus Sirrah PERSEUS Nejjasnější hvězdou tohoto souhvězdí je Algenib, zaj ímavá je jedna z prvních systematicky pozorovaných proměnných hvězd ­ Algol. Z astronomických obj ektů zde nalezneme 63 Souhvězdí podzimní a zimní oblohy otevřené hvězdokupy „chí" a „h" Persei a do souhvězdí se promítá radiant patrně nejznámějšího meteorického roje (Perseidy). .C a ™e/opardalis cassi°Pe i a . M103 . S. Tau • Mirfak M 76 • O I MY M 34 O Algol Perseus ' 7 VELRYBA Je to čtvrté plošně největší souhvězdí, nachází se v něm proměnná hvězda Mira nebo také galaxie M 77 " Aries • • • ; . . : Eridartgs • M i r a « x . • , Ů • • . . /L ' / x . ' V A " \ " 1- -__ Fornax Sculptor, 8.2 Zimní souhvězdí Přehled: Orion, Býk, Blíženci, Vozka, Malý pes, Velký pes 6 4 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II ORION Souhvězdí velmi bohaté na jasné hvězdy, prochází jím rovina světového rovníku. Nejjasnější hvězdou je Rigel a velmi známým objektem je Velká mlhovina v Orionu - M 42, která je jednou z nejbližších oblastí, ve které vznikají hvězdy. i i Gemini i O i i L._J # Betelgeuse Orion 7T * ß m K R '9e l ' Eridanus Canis Major ^ S i r i u s Lepus. . VOZKA Tímto souhvězdím prochází Mléčná dráha, jeho nejjasnější hvězdou je Capella a za pozornost stojí také otevřená hvězdokupa M 36. 65 Souhvězdí podzimní a zimní oblohy MALÝ PES Plošně se jedná o velmi malé souhvězdí, jeho nejjasnější hvězdoujeProcy on a nenacházejí se zde žádné objekty Messierova katalogu. — •"" "**. • i Cancer V" A • Gemini r"-'-\ - • . i i • • •• i • \ ^ 7 • • .í.m V • 7 . 1.. ß • /.ß 1 •• Procyon / • • Monoceros Canis Minor J '.- • VELKÝ PES Jedná se o plošně menší souhvězdí. Nejjasnější hvězdou je Sinus, je to po Slunci vůbec nejjasnější hvězda, kterou můžeme ze Země pozorovat. Je od nás vzdálen pouze 9 světelných let a jedná se vlastně o dvojhvězdu (druhou složkou je bílý trpaslík). Za pozornost stojí také otevřená hvězdokupa M 41. M 50 Canis Major 1 .Monoceros- • K ŇGC2362 f a * . O • / Q / a • • s •V .-. ^Sirius Lepus Colirmba . 66 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SHRNUTÍ KAPITOL Y V této kapitole j sou podrobněji představena některá souhvězdí viditelná u nás na podzim a v zimě. KONTROLNÍ OTÁZKY A ÚKOLY 1. Uveďte hlavní podzimní souhvězdí a výrazné objekty, které se v nich nacházejí. 2. Uveďte hlavní zimní souhvězdí a výrazné objekty, které se v nich nacházejí. 67 Pohyb těles ve sluneční soustavě 9 POHYB TĚLES VE SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Sluneční soustava představuje nejlépe prozkoumanou část vesmíru. V kapitole jsou shrnuty zákonitosti, které se týkají pohybu těles ve sluneční soustavě. Je diskutována pozorovatelnost planet ze Země a význačné polohy, které vycházejí z geometrického uspořádání jednotlivých těles a stanoviště pozorovatele. CÍLE KAPITOLY • Umět určit pozorovatelnost planet • Seznámit se s dráhovými elementy těles ve sluneční soustavě • Znát Keplerovy zákony ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Opozice, konjunkce, elongace, Keplerovy zákony pohybu planet, dráhové elementy, retrográdní pohyb. 9.1 Opozice, konjunkce, elongace Planeta Země obíhá kolem Slunce v rovině ekliptiky, jež svírá s rovinou světového rovníku úhel 8 = 23°27'. Takže pro pozorovatele, který se nachází na povrchu Země se 68 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Slunce během roku po hvězdné obloze pohybuje právě po ekliptice. Samotný pohyb planet po hvězdné obloze v průběhu rokuje mnohem složitější a rozlišujeme některé význačné polohy: 1) konjunkce 2) opozice 3) největší elongace Konjunkce dvou těles nastává při shodné rektascenzi dvou objektů, u tzv. vnitřních planet (Venuše, Merkur) rozlišujeme konjunkci dolní (planeta je mezi Zemí a Sluncem) a horní konjunkci v opačném případě. Opozice dvou těles nastává v okamžiku, kdy se jejich rektascenze liší o 180°, je to nejpříznivější poloha k pozorování ze zemského povrchu, protože těleso v opozici se Sluncem kulminuje pro dané pozorovací stanoviště o půlnoci. Takové geometrické uspořádání nemůže nastat pro vnitřní planety. Maximální elongace je největší úhlová vzdálenost od Slunce, které dosáhne některá z vnitřních planet. Kvadratura nastává pouze pro vnější planety a je definována jako elongace 90° od Slunce. Pro pozorovatele na povrchu pohybující se Země tvoří dráhy planet na hvězdné obloze v průběhu roku jakési „smyčky", což je výsledek skládání pohybů pozorovatele (Země) a planety. Za siderickou periodu označujeme jeden oběh planety kolem Slunce vzhledem ke hvězdám, synodická perioda je definována jako čas mezi dvěma po sobě následujícími konjunkcemi planety se Sluncem. Pro vnitřní planety platí jednoduchý vztah Tsyn = Tsid/(1 — Tsid) a pro vnější planety pak Tsyn = Tsid/(Tsid — 1). 9.2 Keplerovy zákony pohybu planet Podkladem pro Keplerovu formulaci tří empirických zákonů, které popisují pohyb těles ve sluneční soustavě, byla velmi přesná vizuální pozorování, která v 16. století učinil Tycho Brahe. 1. KEPLERŮV ZÁKON Planety se pohybují po elipsách od kruhů málo odlišných, v jejichž společném ohnisku je Slunce. Dráhami těles jsou kuželosečky, tedy většinou elipsy s malou excentricitou. K popisu excentricity zavádíme bezrozměrnou veličinu označovanou jako numerická excentricita a 69 Pohyb těles ve sluneční soustavě platí vztah e = c/a, kde c je vzdálenost ohniska od středu elipsy, kdežto a je velikost velké poloosy. Například excentricita dráhy Země je 0,017 nebo dráhy Merkuru je 0,206. 2. KEPLERŮV ZÁKON Plochy opsané průvodičem planety za jednotku času jsou shodné. 3. KEPLERŮV ZÁKON Dvojmoci dob oběhů mají se k sobě jako trojmoci velkých poloos. Což je možné matematicky zapsat jako: 7\2 /T2 2 =a\/a\ Přesné znění 3. Keplerova zákona však formuloval až Newton, který empirické zákony Keplera zdůvodnil fyzikálně a k jejich odvození využil svou formulaci obecnějšího zákona, kterým popsal gravitační působení těles: T? _ a\ (M+tíii) T2 2 _ a\ (M+m2 ) ' kde M je hmotnost Slunce, mi a mi jsou hmotnosti planet, je tedy zřejmé, že pro hodnoty mi,2 « M je možno druhý člen na pravé straně rovnice zanedbat. DRÁHOVÉ ELEMENTY Pohyb tělesa v gravitačním poli Slunce je možné jednoznačně popsat dráhovými elementy, kterých je celkem sedm, ale šest z nich je nezávislých. Velikost a tvar dráhy je určen velikostí velké poloosy (a) a hodnotou excentricity (e). Orientace roviny dráhy v prostoru je definována hodnotou sklonu dráhy (i) a délkou výstupného uzlu (£i). Orientaci dráhy v této rovině pak udává argument perihelia (co) a polohu tělesa na dráze pak definuj e okamžik průchodu perihéliem (T). Sedmým, závislým dráhovým elementem je perioda oběhu (P). Jako uzlová přímka se označuje spojnice výstupného a sestupného uzlu, přímka apsid je definována jako spojnice perihelia a afélia. 70 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Obrázek 12: Jednoznačný popis polohy tělesa ve sluneční soustavě - dráhové elementy. 1 2 SHRNUTÍ KAPITOL Y V kapitole jsou uvedeny Keplerovy zákony popisující pohyb těles ve sluneční soustavě. Rovněž jsou definovány dráhové elementy, které jednoznačně popisují polohu tělesa ve sluneční soustavě v prostoru. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Uveďte původní znění všech tří Keplerových zákonů. 2. Uveďte všechny dráhové elementy. Zdroj https://cs.wikipedia.org/wiki/Elementv dr%C3%Alhv#/media/File:Orbitl cs.svg 71 Astronomické přístroje 10 ASTRONOMICKÉ PŘÍSTROJE RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY V kapitole jsou představeny základní typy astronomických dalekohledů. Jsou definovány jejich charakteristiky a uveden přehled používaných montáží. Stručně jsou vysvětleny základní vlastnosti různých detektorů záření. Část kapitoly je věnována přehledu nej větších dalekohledů světa. CÍLE KAPITOLY • Seznámení se s typy astronomických dalekohledů • Hlavní charakteristiky astronomické optiky • Získat přehled o různých typech montáží • Poznat základní typy detektorů záření ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Dalekohledy, refraktory, reflektory, užitečná zvětšení, optické vady, montáže, C C D kamery, spektroskopie. 10.1 Dalekohledy Pozorování vesmíru bylo mnoho tisíc let možné pouze pouhýma očima, dalekohled byl vynalezen teprve na počátku 17. století a velmi brzy začal být využíván také k systematickému pozorování vesmíru. Jaké jsou jeho nej větší výhody? 72 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II • dalekohledy soustředí záření z mnohem větší plochy než naše oči, • umožní lepší úhlové rozlišení, • mají mírný přesah také do oblasti kratších i delších vlnových délek než odpovídá světelnému (vizuálnímu) oboru elektromagnetického záření, • dávají možnost detektorem získat objektivní záznam pozorování, který lze archi­ vovat. Pokud bychom měli být přesní, je dnes je vhodnější označovat zařízení k pozorování vesmíru jako pozorovací systémy, které j sou složeny z několika částí: 1. dalekohled (reflektor, refraktor, katadioptrický dalekohled), 2. měřící zařízení (fotoaparát, kamera, spektrograf, atp.), 3. detektor (oko, fotografická emulze, fotonásobič, C C D , atp.). Samotný dalekohled se skládá z hlavního optického prvku - objektivu, který vytváří obraz v ohniskové rovině (ohnisková vzdálenost) a takto vytvořený obraz si lze (mimojiné) prohlížet jiným optickým prvkem - okulárem (lupa). Při pozorování dalekohledem se obecně jedná vždy buď o zobrazování, kdy nás zajímá pozice nebo vzhled nějakého astronomického objektu nebo o některý z různých druhů fotometrie, kdy provádíme měření vlastností záření přicházejícího od astronomických objektů. CHARAKTERISTIKY DALEKOHLEDU Každý optický dalekohled je možné popsat několika parametry: • průměr hlavního objektivu (vstupní pupily) D • ohnisková vzdálenost/ • světelnost dalekohledu://!) • zvětšení: f0bj / fokui • velikost zorného pole Úhlové rozlišení Ani bodový světelný zdroj se v ohniskové rovině dalekohledu nezobrazí jako bod, ale jako kruhový difrakční obraz - tzv. Airyho disk. Touto vlastností je definováno maximální úhlové rozlišení dalekohledu (difrakční limit): 6 = 1 , 2 2 - , D' 73 Astronomické přístroje kde X je vlnová délka a D průměr dalekohledu. Tato hodnota úhlového rozlišení je však v praxi nedosažitelná, protože atmosférický seeing mívá vyšší hodnotu. 10.2 Vady optiky Žádný optický systém, tedy ani dalekohled, nemá fyzikálně ideální vlastnosti. Nedokonalosti při zobrazování popisují a kvantifikují tzv. optické vady. Jejich popis je mimo rozsah tohoto úvodního předmětu, zájemci o tuto problematiku mohou naleznout velmi dobře zpracovaný text o vadách optiky zde: http://posec.astro.cz/index.php/clankv/teorie/21 -optbasic/26-hodnoceni-optickych-pristroju-1 -opticke-vady . 10.3 Montáže Optická část dalekohledu je umístěna v pevné konstrukci, kterou můžeme označit jako tubus, ale vzhledem k celkové hmotnosti astronomického dalekohledu je nutné vždy použít ještě další konstrukci, která umožní manipulaci s dalekohledem, jeho orientaci požadovaným směrem a také kompenzaci některých vlivů vyplývajících ze skutečnosti, že je dalekohled umístěn na povrchu Země. Takovou konstrukci (zařízení) označujeme jako montáž dalekohledu. Rozlišujeme několik základních typů montáží. AZIMUTÁLNÍ MONTÁŽ Dalekohled na azimutální montáži je umístěn v konstrukci, která je pohyblivá kolem dvou na sebe kolmých os. Jestliže chceme sledovat objekt na obloze a korigovat tak vliv zemské rotace, musíme dalekohledem otáčet kolem obou os (různou rychlostí) této montáže. Příkladem takové montáže je běžný statív s vidlicí nebo Dobsonova montáž. Azimutální montáže jsou využívány zejména u velkých dalekohledů, protože jejich celková hmotnost je mnohem menší než u jiných konstrukcí. Přesné sledování objektů, stejně jako přesný nasměrování dalekohledu na požadovaný objekt je řešeno s využitím výpočetní techniky. PARALAKTICKÁ MONTÁŽ Konstrukce paralaktické montáže využívá skutečnosti, že pokud zvolíme jednu osu montáže rovnoběžnou s osou zemské rotace, tak potom ke korekci vlivů rotace Země stačí dalekohledem rovnoměrně otáčet v opačném směru pouze kolem této osy. Samotné nastavení orientace montáže je tedy složitější a závisí na zeměpisné šířce pozorovacího stano­ viště. Německá montáž - technická varianta paralaktické montáže, kdy je hmotnost tubusu kompenzována protizávažím. 74 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Vidlicová montáž - varianta paralaktické montáže, kdy je tubus dalekohledu upevněn v těžišti jedním či dvěma rameny vidlice. HISTORICKÝ VÝVOJ Vývoj astronomické pozorovací techniky se odehrával v etapách, které je možné charakterizovat různými technologiemi. Nejprve, v podstatě již od 17. století se zvětšovaly průměry dalekohledů, až refraktory dosáhly limitujícího rozměru (102 cm), protože optické plochy větších čoček se bortily vlastní hmotností. Následovala mnoho desetiletí trvající etapa, kdy došlo k rozvoji reflektorů na bázi monolitického skleněného primárního zrcadla. Limitní velikosti této technologie představují dalekohledy na Mt. Palomaru (Halleův teleskop, cca 5 m) nebo ruské observatoři Zelenčukskaja (BTA, 6 m). Větší monolitická zrcadla nebyla z technologických důvodů vyráběna, protože se odehrál „technologický zlom" umožňující použití tenkých nebo segmentovaných primárních zrcadel. Navíc průměr primárního zrcadla přestal být jediným určujícím parametrem kvality aparatury, začala rozhodovat kvalita polovodičových (většinou C C D ) detektorů. Další etapou je vznik a financování velmi náročných projektů vysílání observatoří na oběžnou dráhu kolem Země (např. HST a další). Takové řešení je velmi nákladné, byť odstraňuje 100 % potíží při pozorování, které způsobuje zemská atmosféra a povětrnostní podmínky. Do budoucna se bude využívat patrně jen pro pozorování vesmíru v neoptických částech spektra. Rozvoj technologií korekce obrazu přispěl k tomu, že průměr ani detektor nejsou rozhodujícími parametry, ale záleží na technologii úpravy obrazu označované jako adaptivní optika. Nastala znovu doba, kdy pozemské observatoře opět mohou konkurovat těm kosmickým a jejich stavba i provoz je mnohonásobně levnější. POROVNÁNÍ VELIKOSTÍ DALEKOHLEDŮ Pro lepší představu si zaveďme netradiční jednotku pro velikost dalekohledu. Místo l i neárního průměru můžeme plochu hlavního zrcadla (nebo čočky) vyjádřit relativně k ploše lidského oka. Pak Galileo měl dalekohled odpovídající ploše 25 očí, Yerkesův m á l o kiloočí, lord Rosse 52 kiloočí, Mt. Wilson 100 kiloočí, Mt. Palomar 400 kiloočí a třeba HST jen 90 kiloočí. 75 Astronomické přístroje 10.4 Nej větší dalekohledy světa VERY LARGE TELESCOPE Soustava čtyř teleskopů, každý s průměrem 8,2 m (4,2 megaočí), provozuje jej ESO, je umístěn na Cerro Paranal, mohou fungovat také jako interferometr, optická soustava Ritchey-Chretien (https://cs.wikipedia.org/wiki/Ritchev-Chr%C3%A9tien), azimutální montáž. KECKOVY DALEKOHLEDY Dvojice dalekohledů, každý s ekvivalentním průměrem 9,82 m (3,06 megaočí), provozuje Caltech, je umístěn na Mauna Kea (dokončení 1991 a 1996), optická soustava RitcheyChretien (https://cs.wikipedia.org/wiki/Ritchey-Chr%C3%A9tien ), hlavní zrcadlo je tvořeno 36 hexagonálními segmenty, azimutální montáž, hmotnost 300 tun. LARGE BINOCULAR TELESCOPE Binokulární dalekohled, každá část o průměru 8,4 m (2,2 megaočí), provozuje jej celkem 12 partnerů z U S A , Itálie a Německa. Umístěn je na Mt. Graham (první světlo 2008), optická soustava Gregory (https://en.wikipedia.org/wiki/Gregorian telescope ), azimutální motáž, hmotnost 350 tun. GRAN TELESCOPIO CANARIAS Teleskop s ekvivalentním průměrem hlavního zrcadla 10,4 m (1,7 megaočí), provozuje jej Španělsko a partneři, je umístěn na ostrově L a Palma (Kanárské ostrovy) a byl uveden do provozu v roce 2009, optická soustava Ritchey-Chretien (https ://cs.wikipedia.org/wiki/Ritchey-Chr%C3%A9tien ), hlavní zrcadlo je tvořeno 36 hexagonálními segmenty, azimutální montáž. HOBBY - EBERLY TELESCOPE Dalekohled zvláštní konstrukce s ekvivalentním průměrem 9,1 m (1,3 megaočí), je provozován pěticí univerzit U S A a Německa, nachází se na Mount Fowlkes (Texas) a byl uveden do provozu v roce 1997, segmentové zrcadlo má sférický tvar a montáž umožňuje pohyb pouze v azimutu, výskaje fixní (55°), nízká hmotnost 100 tun. SOUTHERN AFRIČAN LARGE TELESCOPE Má průměr asi 10 m (1,5 megaočí), j e to vlastně „dvojče" dalekohledu HET, nachází se v Sutherlandu (JAR) a byl dokončen v roce 2005 76 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SUBARU Tento dalekohled má průměr 8,2 m (1,05 megaočí), vlastníkem je Japonsko a je umístěn na Mauna Kea (Havajské ostrovy), byl dokončen v roce 1999, optická soustava RitcheyChretien (https://cs.wikipedia.org/wiki/Ritchey-Chr%C3%A9tien ), azimutální montáž, hmotnost 500 tun, technickým unikátem je řešení, kdy s dalekohledem se v azimutu pohybuje (rotuje) celá budova. GEMINI (SEVER) Hlavní zrcadlo má průměr 8,1 m (1,02 megaočí), nachází se na Mauna Kea (Havajeské ostrovy) a byl dokončen v roce 2000, optická soustava Ritchey-Chretien (https://cs.wikipedia.org/wiki/Ritchey-Chr%C3%A9tien ), azimutální montáž a hmotnost 342 tun. GEMINI (JIH) Teleskop je technicky shodný s Gemini (sever), tedy hlavní zrcadlo má průměr 8,1 m (1,02 megaočí), spravuje jej konsorcium A U R A a je umístěn od roku 2001 na Cerro Pachón (Chile), optická soustava Ritchey-Chretien (https://cs.wikipedia.org/wiki/RitcheyChr%C3%A9tien ), azimutální montáž a hmotnost 342 tun. MAGELLAN Jedná se o dvojici dalekohledů umístěných ve stejné lokalitě, každý o průměru hlavního zrcadla 6,5 m (1,3 megaočí), provozuje je U S A v Las Campanas (Chile), byly dokončeny v roce 2002, optická soustava Cassegrain (https://en.wikipedia.org/wiki/Cassegrain reflector ), azimutální montáž s celkovou hmotností jednoho dalekohledu 130 tun. PŘEHLED VELKÝCH DALEKOHLEDŮ Aktuální přehled nej větších dalekohledů je zde: http://astro.ninepla- nets.org/bigeyes.html OBSERVATOŘE NA OBĚŽNÉ DRÁZE Rozsáhlá problematika observatoří umístěných mimo zemskou atmosféru je mimo záběr tohoto úvodního kurzu, podrobnější informace si zájemci mohou zjistit na webových portálech jednotlivých projektů. Jmenujme jen ty nejvýznamnější: IRAS, ISO, Spitzer Space Telescope, HST, Chandra nebo Compton. DETEKTORY Stručná rekapitulace vývoje detektorů záření (většinou světla) a jejich použití v astrono­ mii: 77 Astronomické přístroje • 1887 - astrofotografie • 1940 - speciální emulze pro spektroskopii (Kodak) • 1930 - použití fotoelektrických článků • 1940 - fotonásobiče • 1990 - C C D SHRNUTÍ KAPITOLY Astronomické dalekohledy dělíme na refraktory a reflektory, případně soustavy využívající zrcadla i čočky zároveň. Každý dalekohled lze popsat několika fyzikálními charakteristikami, mezi které patří jeho průměr, ohnisková vzdálenost, zvětšení atp. Kromě samotného dalekohledu je k moderním astronomickým pozorováním potřebná také nosná konstrukce - montáž a také detektor záření se záznamovým zařízením. Na konci kapitoly je uveden stručný přehled největších dalekohledů a výčet používaných detektorů záření. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Jaký j e vztah pro difrakční limit daného dalekohledu? 2. Jaké typy astronomických dalekohledů známe? 3. Jaké detektory záření se používají při astronomických pozorováních? 4. Jaké známe druhy montáží? 5. Které j sou nejvýkonněj ší dalekohledy umístěné na povrchu Země? 78 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 11 SOUHVĚZDÍ JARNÍ A LETNÍ OBLOHY RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Kapitola obsahuje přehled souhvězdí, která jsou pozorovatelná z našich zeměpisných šířek na jaře a v létě. CÍLE KAPITOLY • Seznámit se s jarními a letními souhvězdími ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Souhvězdí, viditelnost souhvězdí v průběhu roku 11.1 Jarní souhvězdí Přehled: Rak, Lev, Panna, Pastýř, Severní koruna, Vlasy Bereniky, Malý lev, Havran, Pohár, Hydra 79 Souhvězdí jarní a letní oblohy RAK (CANCER) LEV (LEO) PANNA (VIRGO) B.oötes „ M 85 M 5 3 : •• • . • M100 U (f ° ö O M 9 8 ' . r, Deriebola • M 6 0 ° : , . M 8 7 , • , ,• Virgo galaxy cluster tí u ' M 49 • v . . Spica 80 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all SEVERNÍ KORUNA (CORONA BOREALIS) „ / ' Hercules' B o ° l e S í _J« i— Corona Borealis )M13 . • I i l _ • I :m * • • \ -. Serpens VLASY BERENIKY (COMA BERENICES) r - 1 i Coma' Berenices ß • T M 64 M 53 Virgo i Ursa Major Leo M 85 * O . M 1 0 0 O . M 9 1 0 M 9 9 O ' 0 M 9 8 M 6 0 ° . Denebola 81 Souhvězdí jarní a letní oblohy HAVRAN, POHÁR, HYDRA (CORVUS, CRATER, HYDRA) POLOHA PLANET NA JAŘE Rovina ekliptiky prochází souhvězdími Raka, Lva a Panny. 82 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 11.2 Letní souhvězdí Přehled: Labuť, Lyra, Orel, Lištička, Delfín, Šíp, Koníček, Herkules, Hadonoš, Had, Váhy, Štír, Střelec LABUŤ (CYGNUS) OREL (AQUILA) ­ e £ W / . . M390- • PSrflnuš'. .f. ..-r^WĚř JL-...- " ' . . • - . / r1 • N G C 6 9 9 2 > < ~ ' *7 V ' ' ' • NGC6960 • " \ NGCTO95 . © . . • \ Q -Tt. ~'~ ..\ • M5| Delptiinus ^ 'j Aquila 83 Souhvězdí jarní a letní oblohy LYRA (LYRA) 'pygnus 1 Lyra i • • •13 I • i• -ß • • L C . / * V e g a ' . / / - . '• M57 . ö M 56' F" . oé , 'LT •"Vulpeci Hercules. LIŠTIČKA (VULPECULA), SÍP (SAGITTA), DELFÍN (DELPHINUS), KONÍČEK (EQUULEUS) - • » 9 NGC 7006 • O P e g a s u s M1S • i E q u u l e u s ' D e l p h i n u s NGC 6934 L _• • ' A q u a r i u s O M 2 711 V u i p e c uJa i S a g i t t a . M71 , il: £ \ Aquila Y N G C 6 8 9 1 Q NGC 8934 Vuipecula. ° @ NGC690t) Peg Delp^inus ^ _ - i J • M 7 1 ^ S S a 9 Í ' Aquiia C 84 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all HERKULES (HERCULES) HADONOŠ (OPHIUCHUS), HAD (SERPENS) \ß i- S ' i C a p u t C " . ' - \ . • j \ . i \ - L ^~~i J Opliiuchusiu 12 . \ • • / O M 1 4 o m ° o ' L > r f i - •:,\ \ / • /s 0 W - isÄiľ C / • ß .U 2 S f a n r i ^ L T - V > • • . L i b r a / S c u t u m g ^ a N - •! / M 1 7 C M 23 .1 « M 2 5 0 M 1 S 0 M 9 ° / . • . ,M21 HI 211 . ~ ~ M S O O ** M 1 9 / M 4 K M 6 2 . O . S c o r p i u s i © M 7 ' /í j Lupus • • JI N G C 6 2 3 1 J . •• X : . / S — 3 ? •'• N o r m a "> \ S STŘELEC (SAGITTARIUS) O M 55 m. o . - • ' M 16 O M 1 7 0 M 1 & M22 A _ ó . M 8 0 " M'28 < ľ ' r ' \ A : : - ' 169' / ~ i * P / " • M21 M 70 O Sagittarius e ' © M 7 .! Corona Austra A POLOHA PLANET V LÉTĚ Rovina ekliptiky prochází souhvězdími Štíra, Hadonoše, Střelce a Kozoroha. 86 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SHRNUTÍ KAPITOL Y Kapitola je zaměřena na orientaci mezi letními souhvězdími. KONTROLNÍ OTÁZKY A ÚKOLY 1. Kterými souhvězdími prochází v létě rovina ekliptiky? 2. Načrtněte hranice letních souhvězdí a jejich plochy označte českými i latinskými názvy. 87 Planety sluneční soustavy 12 PLANETY SLUNÍ RYCHLÝ NAHLED KAPITOLY V kapitole jsou definovány základní vlastnosti planet i dalších těles ve sluneční soustavě. Zároveň je uveden přehled fyzikálních vlastností jednotlivých planet CILE KAPITOLY Seznámení s faktografií naší planetární soustavy CAS POTREBNÝ KE STUDIU 2 hodiny E KLICOVA SLOVA KAPITOLY Planeta, trpasličí planeta, malá tělesa sluneční soustavy, přirozený satelit, dráha, hmotnost planety, rotace. 12.1 Sluneční soustava DEFINICE TELES VE SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ Planety a ostatní tělesa naší sluneční soustavy se dělí do tří kategorií následujícím způ­ sobem: planeta je nebeské těleso, které obíhá okolo Slunce, má dostatečnou hmotnost, aby jeho vlastní gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa, takže dosáhne tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze (přibližně kulatého) a vyčistilo okolí své dráhy, 88 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II trpasličí planeta je nebeské těleso, které obíhá okolo Slunce, má dostatečnou hmotnost, aby jeho vlastní gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa, takže dosáhne tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze (přibližně kulatého), nevyčistilo okolí své dráhy a není satelitem, s výjimkou satelitů by všechny ostatní objekty obíhající okolo Slunce měly být označovány společným termínem „malá tělesa sluneční soustavy". 12.1.1 POZOROVATELNOST PLANET Planety a další tělesa v naší sluneční soustavě (kromě komet) se při pozorování z povrchu Země nacházejí vždy ve směru ekliptikálních souhvězdí (13) a jejich pozorovatelnost se v průběhu roku výrazně mění. Aktuální polohu planet je možné zjistit ve Hvězdářské ročence pro daný rok nebo také na některých webových portálech (https://www.cal- sky.com/) 12.1.2 MERKUR Merkur byl v minulosti terčem nesmírného množství meteoritů. Malé srážky způsobily jednoduché kilometrové krátery ve tvaru mísy. Větší nárazy způsobily talířovité krátery s malým vrcholkem vyčnívajícím uprostřed. Spolu s nárazy vznikala i pohoří. Jednou z posledních katastrof v dějinách Merkura byla pravděpodobně srážka s planetkou, která měla rozměry kolem 100 kilometrů. Způsobila obrovský kráter nazvaný pánev Caloris. Náraz prorazil povrch a vytvořil kruhové pásmo horských hřbetů. Nemá atmosféru, která by ovlivňovala teplotu jeho povrchu.Ve dne je planeta vystavena spalujícímu žáru slunečních paprsků a například v pánvi Caloris, která leží poblíž Merkurova rovníku, vystoupí teplota nad 400 st. C. V noci, když se povrch od Slunce odvrátí, klesne teplota 180 st. C pod nulu. Průměrná vzdálenost od Slunce: 0,38 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 59 pozemských dní Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 88 pozemských dní Průměr: 4878 km Hmotnost: 18 krát menší než hmotnost Země Gravitace: 40% pozemské gravitace, při hmotnosti 80 kg byste na Merkuru měli 32 kg Povrchová teplota: -185 °C až 400 °C Atmosféra: velmi řídká 89 Planety sluneční soustavy Charakteristika povrchu: povrch velmi podobný měsíčnímu, nepřítomnost husté atmosféry umožňuje neustálé přímé bombardování meziplanetární látkou, velmi velké množství kráterů Přirozené satelity (měsíce): nemá Prstence: nemá 12.1.3 VENUŠE Venuše je Zemi nejbližší planetou. Je přibližně stejně velká jako Země a má hustou atmosféru. To vedlo k představě, že by se mohla podobat Zemi i svým povrchem. Bujná fantazie lidí osídlila krajinu na Venuši dinosaury prohánějícími se bažinami a hustým porostem přesliček. Tyto představy nemohly být po staletí ani potvrzeny ani vyvráceny, protože ještě donedávna j sme neměli prostředky, kterými bychom pod hustou Venušinu atmosféru nahlédli. Velké změny nastaly, když vědci začali používat k výzkumu Venuše radar. Radarové vlny totiž bez problémů proniknou i tou nejhustší atmosférou. Pak přišla éra kosmických sond a všechny dosavadní představy o Venuši padly. Nebylo objeveno nic, co by připomínalo život. Dokonce ani voda tam nebyla nalezena. Povrch Venuše je suché a horké „peklo". Teplotou dosahující k 500 °C předčí i teploty na denní straně Merkura. Povrch je z 85% tvořen různými sopečnými útvary. Průměrná vzdálenost od Slunce: 0,72 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 243 pozemských dní, rotace má opačnou orientaci než je směr oběhu kolem Slunce, tzv. retrográdní rotace Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 225 pozemských dní Průměr: 12 100 km Hmotnost: 80% hmotnosti Země Gravitace: 90% pozemské, při hmotnosti 80 kg byste na Venuši měli 72 kg Povrchová teplota: 500 °C Atmosféra: extrémně hustá, pro světlo téměř neprůhledná Charakteristika povrchu: jednodesková tektonika, několik vyvýšených oblastí, dlouhá údolí, menší počet kráterů Přirozené satelity (měsíce): nemá Prstence: nemá 90 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 12.1.4 ZEMĚ Průměrná vzdálenost od Slunce: 1 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 1 pozemský den Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 365,25 pozemských dní Průměr: 12 756 km Hmotnost: 6.10 24 kg (to je 6 bilionů bilionů tun!) Povrchová teplota: 14 °C Atmosféra: dusík, kyslík Charakteristika povrchu: jediné těleso ve sluneční soustavě, kde průkazně existuje voda v kapalném skupenství, oceány tvoří cca 70% povrchu, zemská kůra má vícedeskovou tek­ toniku Přirozené satelity (měsíce): 1 Prstence: nemá 12.1.5 MARS Mars byl kdysi také považován za obydlenou planetu. Takové představy o Marsu vzaly za své až v roce 1965. Tehdy kosmická sonda Mariner doletěla k Marsu a pořídila první zřetelné snímky planety. Fotografie ukazovaly pustou planinu bez života, rozrušenou jen krátery. O deset let později byl zkoumán dvojicí amerických sond Viking. Přistávací moduly nesly na své palubě biologickou laboratoř. Ani jeden z pokusů však existenci života nedokázal. Ani další sondy zatím nebyly úspěšné. Nejvyšší sopky se tyčí do závratné výšky 25 kilometrů nad okolní krajinu! V dávné minulosti bylo na Marsu ohromné množství vody - v řekách a v mělkých mořích. Kam se poděla? Vědci se domnívají, že voda je nyní zachycena převážně v ledu pod povrchem. N a severním a jižním pólu Marsu jsou ledové polární čepičky. Není to však led, který znáte ze Země. Zima na Marsu je velmi studená a při teplotách kolem -100°C zmrzne nejen voda, ale i oxid uhličitý obsažený v atmosféře. Mars byl zřejmě v dávné minulosti vlhkou a teplou planetou. Možná, že tenkrát tam byly příznivé podmínky pro vznik života a třeba se někdy podaří najít jeho otisky alespoň ve formě fosilií. Průměrná vzdálenost od Slunce: 1,52 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 24 hodin 37 minut Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 687 pozemských dní Průměr: 6787 km 91 Planety sluneční soustavy Hmotnost: 10% hmotnosti Země Gravitace: 40% pozemské gravitace, při hmotnosti 80 kg byste na Marsu měli 32 kg Povrchová teplota: -63 °C Atmosféra: asi desetkrát řidší než na Zemi, oxid uhličitý Charakteristika povrchu: velmi členitý, planiny, sopky, dlouhá údolí, vyschlá řečiště jako memento kdysi tekoucí vody, velký vliv větrné eroze Přirozené satelity (měsíce): 2 Prstence: nemá 12.1.6 JUPITER Jupiter je nej větší a nej hmotnější planetou ve sluneční soustavě. Velmi rychle rotuje, otočí se kolem své osy jednou za pouhých 10 hodin! Při této rychlosti se planeta na rovníku vydouvá a dochází k rychlé rotaci svrchní atmosféry, kde se oblaka roztahují do pestře barevných pásů. Nej větším vírem je „velká červená skvrna", která má průměr tří zeměkoulí. Tento obrovský vír pozorují hvězdáři už od poloviny 17. století. V hloubce kolem 1000 km zřejmě existuje oceán tekutého vodíku a pod hranicí 17 000 km je vodík tlakem „drcen" tak, že se chová jako kov. Elektrické proudy tekoucí kovovým vodíkem vytvářejí kolem Jupitera silné magnetické pole. V nitru Jupitera je zřejmě malé železné jádro. Průměrná vzdálenost od Slunce: 5,20 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 10 hodin Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 12 pozemských let Průměr: rovníkový 142 984, přes póly 133 708 Hmotnost: 318 hmotností Země Gravitace: 250% pozemské gravitace, při hmotnosti 80 kg byste zde vážili 200 kg Povrchová teplota: -153 °C Atmosféra: vodík, helium, metan Charakteristika povrchu: hustota látky roste plynule směrem ke středu planety, neexistuje zde rozdělení na atmosféru a pevné těleso, není možné mluvit o „povrchu planety" Přirozené satelity (měsíce): 79 92 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Prstence: 2 12.1.7 SATURN Saturn je podobný Jupiteru. V jeho atmosféře můžeme rovněž sledovat tmavé a světlé pásy a dokonce i oválné skvrny. Jeho hustota je menší než je hustota vody. Ani tato planeta nemá pod atmosférou žádný kamenitý povrch. Nitro Saturna bude velmi podobné Jupiteru. Nejnápadnější ozdobou Saturna jsou jeho prstence. Tisíce drobných prstýnků tvořených kousky hornin pokrytých ledem. Většina částic prstence má průměr kolem jednoho metru. Každý úlomek, každé zrníčko prstence spořádaně krouží kolem své mateřské planety. Prstence mají průměr 400 000 km, ale jejich tloušťka nepřesahuje desítky metrů! Průměrná vzdálenost od Slunce: 9,58 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 11 hodin Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 29 pozemských let Průměr: rovníkový 120 536 km, přes póly 108 728 km Hmotnost: 95 hmotností Země Gravitace: 110% pozemské gravitace, při hmotnosti 80 kg byste na Saturnu vážili 88 kg Povrchová teplota: -185 °C Atmosféra: vodík, helium, metan Charakteristika povrchu: je to plynná planeta typu Jupitera, není možné hovořit o „po­ vrchu" Přirozené satelity (měsíce): 62 Prstence: 7 hlavních 12.1.8 URAN Uran je také složen z vodíku a hélia, ale přibližně jednu sedminu atmosféry tvoří metan. Ten je příčinou namodralého zbarvení. Teplota na téhle planetě je velmi nízká. Slunce je totiž tak daleko, že odtud vypadá jen jako jasná hvězda. Pod obalem atmosféry existují mraky. Z mraků pravděpodobně prší déšť tekutého metanu a čpavku. Pod nimi se nachází jakýsi „povrch" tvořený vrstvou zmrzlé vody, čpavku a metanu. V nitru planety je ukryto pevné jádro obsahující mnoho železa. Uran obklopují tenké prstence složené z úlomků a prachu. Jsou velmi tmavé, doslova černé jako saze. 93 Planety sluneční soustavy Průměrná vzdálenost od Slunce: 19,21 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 17 hodin Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 84 pozemských let Průměr: 50 724 km Hmotnost: 14,5 hmotnosti Země Gravitace: 90% pozemské hodnoty, při hmotnosti 80 kg byste na Uranu vážili 72 kg Povrchová teplota: - 214 °C Atmosféra: vodík, helium, metan Charakteristika povrchu: kamenné jádro planety je pravděpodobně obklopeno „kašovitou" směsí metanu, amoniaku a vody Přirozené satelity (měsíce): 27 Prstence: 11 12.1.9 NEPTUN Neptun se podobá Uranu stejně jako si je Jupiter podobný Saturnu. Má modrou barvu a podobně jako Uran za to vděčí metanu. Jeho atmosféra je však mnohem zajímavější. Rovník planety je lemován pásmem kupovitých oblaků. Podobně jako na Jupiteru i tady nalezneme velký oblačný vír. „Velká tmavá skvrna" je rozměry srovnatelná s planetou Mars. Nad ní se neustále vznášejí bílá oblaka z krystalků metanu, která se podobají pozemským oblačným řasám. Průměrná vzdálenost od Slunce: 30,06 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 16 pozemských dní Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 164 pozemských let Průměr: 49 526 km Hmotnost: 17,1 hmotnosti Země Gravitace: 110% pozemské hodnoty, pokud vážíte 80 kg, na Neptunu byste měli 88 kg Povrchová teplota: -225 °C Atmosféra: vodík, helium, metan 94 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all Charakteristika povrchu: předpokládá se obdobná struktura jako u Urana Přirozené satelity (měsíce): 14 Prstence: 4 12.1.10 PŘIROZENÉ SATELITY PLANET Aktuální informace o počtech a jménech přirozených satelitů planet je možné vyhledat na stránce https://en.wikipedia.org/wiki/List of natural satellites 12.1.11 TRPASLIČÍ PLANETY ERIS Eris je trpasličí planeta, patřící do rodiny transneptunických těles, pocházejících z K u i perova pásu. Je doprovázena malým měsícem Dysnomia. Průměrná vzdálenost od Slunce: 67,7 au (pří sluní 37,8 au, odsluní 97,6 au) Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 557 pozemských let Odhadovaný průměr: 2400 km Hmotnost: 1,27x hmotnost Pluta CERES Je prvním objeveným objektem, který obíhá mezi Marsem a Jupiterem, tedy v oblasti hlavního pásu planetek. Průměrná vzdálenost od Slunce: 2,76 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): 9 hodin Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): 4,6 pozemského roku Odhadovaný průměr: 952 km Hmotnost: asi 6300x menší než hmotnost Země PLUTO Průměrná vzdálenost od Slunce: 39,24 au Délka dne (jedna otočka kolem osy): asi 6 pozemských dní Délka roku (jeden oběh kolem Slunce): přibližně 248 pozemských let Průměr: 2274 km Hmotnost: asi čtyřistakrát menší než je hmotnost Země Gravitace: jen 7% pozemské hodnoty, při 80kg budete na Plutu vážit necelých 6 kg Povrchová teplota: -228 °C Atmosféra: řídká, obsahuje patrně dusík a metan Charakteristika povrchu: zřejmě ledová usazenina tvořená dusíkem s příměsemi metanu Přirozené satelity (měsíce): 5 Prstence: nemá 95 Planety sluneční soustavy Počet těles zařazených mezi „trpasličí planety" se bude rozrůstat díky přesnějším pozorováním již známých těles, ale také budou objevována tělesa nová. Jejich aktuální seznam si můžete doplnit sami (viz například https://cs.wikipedia.org/wiki/Trpasli%C4%8D%C3%AD planeta). SHRNUTÍ KAPITOLY Nová definice pojmu planeta z roku 2006 znamenala redukci počtu planet ve sluneční soustavě na osm a zavedení nové třídy těles pod označením trpasličí planeta. Kapitola shrnuje základní vlastnosti všech osmi planet i trpasličí planety Pluto, kromě kvalitativní charakteristiky jsou přehledně uvedeny také údaje o fyzikálních vlastnostech planet jako je teplota, chemické složení, rotace nebo přítomnost atmosféry. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Která planeta má nej rýchlej ší rotaci? 2. Které planety označuj eme j ako „vnitřní"? 3. Která z planet ve sluneční soustavě má nej delší periodu oběhu kolem Slunce? 4. Které planety ve sluneční soustavě nemají přirozené satelity? 5. Které z planet ve sluneční soustavě mají prstence? 96 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 13 MALÁ TĚLESA SLUNEČNÍ SOUSTAVY Kapitola se věnuje zejména planetkám a kometám. Stručnejšou zmíněna i menší tělesa, tzv. meteoroidy, kdy je zvláštní pozornost věnována jejich případné interakci (srážce) se Zemí a jevy označovanými jako meteory. CÍLE KAPITOLY • Seznámit se s vlastnostmi malých těles ve sluneční soustavě ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Planetka, kometa, meteoriod, meteor. 13.1 Malá tělesa sluneční soustavy PLANETKY Mezi dráhou Marsu a Jupitera se nachází hlavní pás planetek. Planetek se známou dráhou je již více než 700 000, ale jejich skutečný počet se odhaduje na cca 1 milion. Planetky nejsou úlomky nějaké rozpadlé planety, ale jsou zřejmě složeny z původního materiálu, ze kterého se formovala sluneční soustava. 97 Malá tělesa sluneční soustavy KOMETY Asi nejvýstižněji lze popsat kometami jádro jako „špinavou sněhovou kouli", která se pohybuje sluneční soustavou po velmi protáhlé dráze. V řadě případů se jedná o dráhu parabolickou. Pokud se komety přiblíží ke Slunci, těkavé látky se uvolní a vytvoří velmi rozsáhlý, ale řídký ohon. Zásobárnou komet je tzv. Oortův oblak, kulově symetrická oblast ve vzdálenosti 0,5 až 1,0 světelného roku od Slunce. Tam se nachází pravděpodobně asi bilion kometárních jader. Jen některá z nich se důsledkem gravitační poruchy vydají na velmi dlouhou pouť do centrálních oblastí Sluneční soustavy. DALŠÍ MEZIPLANETÁRNÍ HMOTA Sluneční soustavou se pohybuje také velké množství balvanů, úlomků a prachových částic. Pokud se Země s takovými tělísky srazí, můžeme pozorovat jev zvaný meteor. Většinou se tělísko průletem atmosférou natolik zahřeje, že se zcela vypaří. Pokud se jedná o několikatunový balvan, pak zbytek - meteorit - dopadá na povrch. 13.2 Planetky 13.2.1 HISTORIE V 18. století formuloval Johannes Daniel Tietz, empirický vzorec pro vzdálenost planet od Slunce: a = 0,4 + 0,3 • 2n Srovnání: Podle Titia Hodnota n Skutečnost Merkur 0,4 — 0,39 Venuše 0,7 0 0,72 Země 1,0 1 1,00 Mars 1,6 2 1,52 ??? 2,8 3 X Jupiter 5,2 4 5,2 Saturn 10,0 5 9,54 Uran 19,6 6 19,2 98 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II V oblasti mezi Marsem a Jupiterem, kde podle empirického vzorce planeta „chyběla" byla objevena „planeta" Ceres, která ale nezůstala dlouho osamocená a brzy s dalšími objevy v této části sluneční soustavy bylo zřejmé, že se bude jednat o novou třídu těles později označenou jako planetky nebo asteroidy. Dnes jich známe několik set tisíc a většina z nich skutečně nachází v hlavním pásu planetek, který je dán rozpětím dráhových elementů: a = 2,1 au až 3,3 au, e = 0,0 až 0,35 a i=0° až 30°. VELIKOSTI PLANETEK: Deset rozměrově největších známých planetek: Planetka Poloměr (km) Rozměry (km) Vzdálenost od Slunce (au) 1 Ceres 946 ± 2 965x962x891 2,766 4 Vesta 525,4 ± 0,2 573x557x446 2,362 2 Pallas 512 ± 3 550x516x476 2,773 10 Hygiea 431 ± 7 530x407x370 3,139 704 Interamnia 326 350x304 3,062 52 Europa 315 380x330x250 3,095 511 Davida 289 357x294x231 3,168 87 Sylvia 286 385x265x230 3,485 65 Cybele 273 302x290x232 3,439 15 Eunomia 268 357x255x212 2,643 TVARY PLANETEK Nej větší planetky mají přibližně kulový tvar, ale pod cca 200 km v průměru mají planetky tvary často nepravidelné. To závisí na poměru gravitační síly a vnitřní soudržnosti materiálu. Některé planetky jsou dvojité systémy nebo mohou mít drobné satelity. Mezi první takové exempláře patří planetka (4769) Castalia, která je dvojitá a (243) Ida, která má malý satelit. 99 Malá tělesa sluneční soustavy POVRCHOVÉ CHARAKTERISTIKY PLANETEK U planetek předpokládáme většinou povrch posetý impaktními krátery. N a povrchu může být prachová vrstva - regolit, která se vytvořila četnými dopady. U velkých planetek je pravděpodobný výskyt kondenzovaných těkavých látek u pólů a ve sníženinách. Malé planetky však mohou obsahovat těkavé látky těsně pod povrchem a být tak vlastně neaktivními kometami. Barva povrchu je ve viditelném světle většinou načervenalá nebo neutrální (šedá), v závislosti na typu planetky, zejména na jejím složení a zřejmě i stáří. Odrazivá schopnost povrchu je různá, nejtmavší planetky mají albedo až 0,02 a ty nej světlejší i přes 0,4. SLOŽENÍ PLANETEK C typ - křemičitanové, hydratované silikáty s příměsí uhlíku nebo org. sloučenin, D a P typ - kremičitany, bohaté na uhlík, možný výskyt zmrzlé vody, S typ - křemičitanoželezné, olivín + pyroxen + NiFe, M typ - železné, NiFe s možnými inkluzemi kremičitanu a enstatitu, E typ - enstatit, pyroxen nebo jiné nekovové kremičitany, A typ - olivín, V a R typ - pyroxen + olivín + možné příměsi. ROTACE A TEPLOTY PLANETEK Rotační periody planetek jsou od 2,5 hodiny do téměř 20 dnů. Typická planetka vykoná jednu otočku kolem své osy za 10 hodin. Teplota povrchu planetek závisí na vzdálenosti od Slunce, ale také na orientaci rotační osy, rychlosti rotace, tepelných vlastnostech povrchu. VZNIK A VÝVOJ PLANETEK, Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavního pásu: 1) Na začátku vývoje existoval rozsáhlý molekulový oblak, jehož hustota se plynule měnila s rostoucí vzdáleností od protoslunce. 2) Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve dráhách současných velkých planet, tak i v oblasti hlavního pásu. 3) Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují) planetesimály mezi Marsem a Jupiterem. 4) Velké planety svým gravitačním působením zvětší vzájemnou rychlost již narostlých asteroidů (byly větší, nežjsouty dnešní) azabrání tím jejich dalšímu nedestruktivnímu spojování do větších těles. 5) Planetky získávají průměrnou relativní rychlost vůči sobě kolem 5 km/s. Občasné srážky jsou již katastrofické a dochází při nich k rozbíjení planetek. Kolizní vývoj planetkové populace směřuje od větších k menším tělesům. 100 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II První čtyři fáze vývoje se odehrály během jednoho milionu roků, ale pátá fáze trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let. Nej rýchlej ší byl j ej í průběh na začátku, nyní již je množství planetek v hlavním pásu podstatně nižší a kolizní vývoj je pomalejší. VZTAH MEZI PLANETKAMI A KOMETAMI Komety vznikly z planetesimál z oblasti kolem Uranu a Neptunu. Liší se tedy složením, protože obsahují také vodu a těkavé látky. Ale mezi známými planetkami je velmi pravděpodobně i jistý podíl neaktivních komet. Na jejich přítomnost lze usuzovat podle nepřímých důkazů jako je kometami charakter drah některých planetek ( 3552 Don Quixote) nebo proudy meteroidů poblíž jejich drah (Geminidy kolem dráhy planetky 3200 Phaethon). SRÁŽKY PLANETEK S PLANETAMI Nebezpečí je samozřejmě vždy od těles, která se pohybují na dráhách křížících dráhy planet. Pokud se zaměříme na Zemi, tak přibližné odhady frekvence dopadů tělesa o určitém průměru jsou: těleso o průměru 100 m asi jedenkrát za 500 let, kilometrový objekt jednou za 100 000 let a desetikilometrový jedenkrát za milion let. NÁZVOSLOVÍ PLANETEK Nejprve byla používána klasická jména (Řecko, Řím, latina, mytologie) a nějakou dobu dokonce vydržela i snaha o vytváření zvláštních znaků jako je tomu u planet. To však začalo být neudržitelné už při 30 známých planetkách. Dnes je oficiálním označením číslo v závorce, které se uvádí před jménem planetky, pokud nějaké jméno má (např. (1) Ceres. Je zřejmé, že vznikla nutnost předběžného ozna­ čení. Standardní předběžné označení se skládá z čtyřciferného čísla, označujícího rok objevu, respektive ohlášení objevu k registraci ve středisku MPC (Minor Planet Center https://minorplanetcenter. net/), které je následováno mezerou (odklepem). Za touto mezerou následuje velké písmeno anglické abecedy, určující polovinu měsíce, v němž byl objev učiněn (nebo nahlášen) a to podle následující tabulky: První písmeno označení Měsíc První polovina Druhá polovina Měsíc Písmeno Dny Písmeno Dny Leden A 1-15 B 16-31 101 Malá tělesa sluneční soustavy Únor C 1-15 D 16-29 Březen E 1-15 F 16-31 Duben G 1-15 H 16-30 Květen J 1-15 K 16-31 Červen L 1-15 M 16-30 Červenec N 1-15 0 16-31 Srpen P 1-15 Q 16-31 Září R 1-15 S 16-30 Říjen T 1-15 u 16-31 Listopad V 1-15 w 16-30 Prosinec X 1-15 Y 16-31 Za toto písmeno se připojí další písmeno anglické abecedy pro označení prvních 25 objektu objevených (ohlášených) v daném časovém rozpětí příslušné poloviny měsíce. Pokud je v daném časovém intervalu objeveno více objektů, připojí se za tuto dvojici písmen číslo jako dolní index, přičemž číslo 1 je vyhrazeno 26. až 50. objevu, číslo 2 pak 51. až 75. objevu, atd. Pokud z technických důvodů (např. při počítačovém zpracování) by zápis čísla veformě dolního indexu činil potíže, je možno psát tato čísla v základním řádku. Komprimované předběžné označení bylo navrženo z několika důvodů. Prvním byl požadavek, aby toto označení bylo vždy stejně dlouhé (to standardní předběžné označení zcela evidentně nesplňuje) a druhým, aby jednoduchým tříděním bylo možno získat pořadí, v němž byla tělesa objevena (nahlášena). Poslední požadavek (významný zejména v nedávné minulosti) byl, aby toto označení bylo co nejkratší. Toto označení má standardní délku 7 alfanumerických znaků (byte). První znak je velké písmeno, které reprezentuje první dvojici čísel v letopočtu roku objevu a to tak, že písmeno „I" odpovídá číslu „ 18 ", písmeno „J" číslu „ 19 " a písmeno „K" číslu „ 20 " atd. Za ním následující dvě číslice odpovídají třetí a čtvrté číslici letopočtu (tedy např. letopočet „1995" se nahradí řetězcem znaků „J95"). Jako čtvrtý znak komprimovaného označení následuje první písmeno ze standardního označení. Následující dva znaky odpovídají číselnému indexu, umisťovanému na konci standardního označení, a to podle následujícího algoritmu: Pokud index vůbec chybí, vloží se řetěz „ 00 " (dvě nuly); pokud je index v rozmezí hodnot od 1 do 99, vloží se přímo toto číslo, ale případně doplněné na délku dvou znaků číslicí „ O " (nula) zleva, tedy „ 01" (místo 1) až „ 99 "; je-li hodnota indexu větší než 99, pak seprvní dvojice číslic v tříciferném čísle nahradí tak, že místo „10" se zapíše písmeno „A ", místo „11" se zapíše písmeno „B", atd. (písmeno „I" v této řadě je použito). To umožňuje zapsat veformě „ Z9 " nejvyšší možnou hodnotu indexu „ 359 " (tedy celkem 9000 planetek objevených během jedné poloviny měsíce). Jako poslední znak komprimovaného označení se zapíše druhé písmeno ze standardního předběžného označení. 102 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Příklad předběžného označení Standardní Komprimované Význam 2005 HE K05H00E 5. planetka objevená v době od 16. do 30. dubna 2005 1996 TA5 J96T05A 126. planetka objevená v době od 1. do 15. října 1996 2000 JCn K00J12C 303. planetka objevená v době od 1. do 15. května 2000 2003 UB313K03UV3B 7825. planetka objevená v době od 16. do 31. října 2003 O přidělení definitivního čísla rozhodne Minor Planet Center většinou po 2 opozicích, není výjimkou, že daný objekt může mít i více předběžných označení, protože byl pozorován vícekrát na různých observatořích a jeho identifikace byla provedena až později. Jméno se planetkám dnes dává j ako doplněk, M P C jej akceptuje, je-li jednoslovné, má méně než 16 znaků a není podobné předchozím. 13.3 Komety DEFINICE Kometa (ve starší literatuře též vlasatice) je malé astronomické těleso podobné planetce složené především z ledu a prachu. Obíhají většinou po velice excentrické eliptické trajektorii kolem Slunce Komety bývají popisovány jako „špinavé sněhové koule" a z velké části je tvoří zmrzlý oxid uhličitý, metan a voda smíchaná s prachem a různými nerostnými látkami. Gravitační interakci komet s planetami se jejich dráha může změnit na hyperbolickou (a mohou tak opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Zejména planeta Jupiter mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Díky tomu existují komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často, například Halleyova, Hale-Bopp nebo Kohoutkova kometa. STRUKTURA Jádro - pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek kilometrů. Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu 103 Malá tělesa sluneční soustavy Koma - kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů. Koma obsahuje různé nedisociované i disociované molekuly, radikály a ionty, např. OH-, NH2-, C O , C 0 2 , NH3, CH4, C N , (CN)2 Ohon - plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas). VLASTNOSTI KOMET Bylo zjištěno, že kometami jádra patří mezi nej černější známé objekty ve sluneční soustavě, například jádro Halleyovy komety odráží a rozptyluje přibližně jen 4 % dopadajícího světla (měření sondy Giotto) a dokonce povrch komety Borrelly jen 2,4 % dopadajícího světla (pro srovnání - asfalt odráží 7 % dopadajícího světla). Jak ukázala analýza jádra komety 73P/Schwassmann-Wachmann, které se rozpadlo na několik částí, složení svrchních a vnitřních vrstev komety je prakticky totožné. Překvapivé zjištění z roku 1996, že komety vyzařují i rentgenové záření, bylo vysvětleno tím, že toto je generované interakcí komet se slunečním větrem. Vysokoenergetické ionty vletí do atmosféry komety a rentgenové záření vzniká při srážkách s kometárními atomy a molekulami. DYNAMICKÉ VLASTNOSTI Komety jsou klasifikovány podle svých oběžných dob (period). Za krátkoperiodické komety považujeme ty, jejichž oběžné doby jsou kratší než 200 let. Dlouhoperiodické komety mají oběžné doby delší, ale stále zůstávají gravitačně závislé na Slunci, kdežto jednonávratově komety mají parabolické či hyperbolické oběžné dráhy, které je vynesou navždy mimo sluneční soustavu po jediném průletu okolo Slunce. Za oblast původu se pro krátkoperiodické komety považuje Kuiperův pás a pro dlouhoperiodické komety zřejmě Oortovo mračno. OBĚŽNÉ DRÁHY Z přibližně 3500 komet, které známe je 40 % komet na eliptických drahách, přičemž je z toho 16 % krátkoperiodických (perioda je menší než 200 let), 24 % dlouhoperiodických (perioda je větší než 200 let), 49% na parabolických drahách a 11% na hyperbolických drahách. Zdánlivě vysoké procento parabolických drah je zkreslující, neboť se jedná i o komety, u nichž doba pozorování byla příliš krátká na to, aby se rozhodlo, zda se pohybují po parabole, hyperbole nebo extrémně protáhlé elipse. UŽITEČNÉ ODKAZY http://www.cometography.com/ 104 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II http://www.esa.int/spaceinimages/Missions/Rosetta http://komety.cz/ 13.4 Meziplanetární látka 13.4.1 METEORY NÁZVOSLOVÍ: Jako meteoroid označujeme těleso/tělísko, které se pohybuje v meziplanetárním pro­ stom. Pojem meteor je používán k označení světelného jevu způsobeného rozzářením tělesa a jeho okolí po vniknutí do zemské atmosféry. Označení meteorit se používá pro zbytek takového tělesa, který dopadne až na zemský povrch. Většina pozorovaných meteorů je způsobena částicemi o hmotnosti od miligramu po desítky gramů. Jejich vysoká rychlost (11 - 72 km/s) odpovídá také vysoké kinetické energii (jednogramový meteoroid letící rychlostí 40 km/s má shodnou kinetickou energii jako tunový osobní automobil jedoucí rychlostí 144 km/h !) Interakce se odehrává ve vysoké atmosféře, kdy se přilétající zrnko sráží s atomy a molekulami vzduchu, přičemž dochází k odpařování atomů zrnka a také ionizace a excitace atomů zrníčka i okolního vzduchu. Následný proces rekombinace způsobí záření. Samotné těleso nehoří. Zdrojem záření je prostor kolem tělesa, lineární rozměry jasných meteorů mohou být až desítky metrů (průměr svítícího oblaku) a většinou vzniká také zářící stopa za meteorem (rekombinace chvíli trvá). Právě ionizovaná stopa odráží radiové vlny, takže je možné sledovat meteory také radarem. Obvyklé výšky počátků procesu jsou 70 až 120 km nad zemským povrchem, výšky konců mohou být až 15 km (u hodně pomalých těles), pak zřejmě dopadají. Například pro meteory s jasností 3 mag je konec svítící fáze asi 10 km pod začátkem. U velmi jasných meteorů bylo pozorováno oddělování (odtavování) drobných kapiček z povrchu a vznik temné kouřové stopy (ve dne). Na viditelné záření se přemění pouze ccal % kinetické energie tělesa. 13.4.2 METEORICKÝ ROJ Jejich původ je dán procesem, kdy se od komety oddělí prachové částice, které mají po oddělení mírně odlišnou rychlost než kometa a každé tělísko je na jiné dráze. Postupně se z prvotního oblaku vytvoří vlákno a pak proud nebo rozptýlený proud podél celé trajektorie „mateřské" komety. 105 Malá tělesa sluneční soustavy Při pohledu ze zemského povrchu pak vzniká vlivem perspektivy radiant. To je směr, ze kterého „vylétají" všechny meteory patřící k danému meteorickému roji (částice rozptýleného proudu). Je to vlastně optický klam, obdobně jako „průsečík" při pohledu do dálky na dvě kolejnice železniční trati. Jako sporadické meteory označujeme ty, které nepatří do žádného roje a na obloze září v náhodných časech a směrech. Vznikají buď postupným rozptylem rojových meteorů, nebo se jedná o částice s náhodnými drahami. Zdroj sporadických meteorů - meteoroidy obíhají kolem Slunce po eliptických drahách jako všechna ostatní tělesa a převládají dráhy s malým sklonem. V okolí Země stejné množství meteoroidů obíhá prográdně, jako retrográdně a nejvíce meteorů přilétá k Zemi ze směru tzv. apexu - směru, k němuž se pohybuje Země při oběhu okolo Slunce. Takže pro pozorovatele, který má právě ráno, apex kulminuje (je nejvýše nad obzorem) a z celého dne je pozorovatelných nejvíce sporadických meteorů. Protože apex se na obloze nachází na ekliptice, která je ráno nejvýše o podzimní rovnodennosti a nejníže o jarní rovnodennosti, je možné vysledovat také roční variace počtu sporadických meteorů. SHRNUTÍ KAPITOLY Mezi malá tělesa ve sluneční soustavě řadíme planetky, komety a meziplanetární látku, kterou registrujeme zejménajako meteory a meteorické roje. V kapitole jsou shrnuty hlavní vlastnosti těchto těles. KONTROLNÍ OTÁZKY A ÚKOLY 1. Kdy byla obj evena první planetka? 2. Vysvětlete pojem „hlavní pás planetek" a uveďte, kolik planetek bylo zatím objeveno (řádově). 3. Jak rozdělujeme komety podle délky jejich periody? 4. Co je charakteristické pro dráhové elementy komet? 5. Vysvětlete pojem „meteorický roj". Jaké roje znáte? 106 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 14 OPTICKÉ JEVY V ATMOSFÉŘE RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Zemská atmosféra je prostředím, ve kterém mohou vznikat různé optické jevy. Kapitola je přehledně uvádí a vysvětluje jejich vznik i základní vlastnosti. CÍLE KAPITOLY • Seznámení se se základními optickými jevy • Rozpoznání jednotlivých jevů a jejich klasifikace ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Atmosféra, duha, halo, glorie, halové jevy, noční svítící oblaka 14.1 Optické jevy Na rozdíl od scintilace a seeingu je celá řada atmosférických optických jevů, které mohou mít i astronomové v oblibě. Pravda, většina z nich je pozorovatelná především ve dne, kdy nijak neovlivňují astronomická pozorování. 107 Optické jevy v atmosféře Obrázek 13: Fotografie výrazné primární a sekundární duhy.1 3 Nej nápadnějším takovým jevem jsou duhy, které mohou vzniknout po průchodu slunečního světla vrstvou atmosféry, jež obsahuje dostatečný počet vodních kapek. K rozložení světla na jednotlivé barevné složky dojde po jednoduchém nebo vícenásobném vnitřním odrazu světla od povrchu kapek. Právě j edním odrazem vzniká hlavní duha, dvoj násobným pak vedlej ší duha a ve velmi vzácných případech je možné spatřit i terciální duhu, jež se vytváří po třech vnitřních odrazech. Celkový vzhled duhy záleží na velikosti kapek deště, na kterých se tvoří. Asi nejvýrazněji působí duha vytvořená kapkami s průměrem jednoho milimetru, naopak pokud jsou kapičky menší než dvě setiny milimetru, vypadá duha jako bílý pruh. http://ukazv.astro.cz/duha-princip.php Jiným zajímavým jevem je tzv. koróna. Vypadá jako soustava barevných kroužků kolem Slunce nebo Měsíce. Opět se jedná o důsledek průchodu světla oblastí bohatou na malé vodní kapičky shodné velikosti. Obdobně j e tomu u tzv. glórie, j ež není tak výrazná a proj evuj e se j ako opačný sled barev kolem stínu vrženého postavou nebo předmětem na níže ležící oblačnost. Vzniká zpětným rozptylem na velkém množství malých vodních kapek Pokud občas při svých pozorováních sledujete také oblačnost, docela jistě jste si povšimli, že někdy mají okraje mraků barevný nádech, v některých případech přímo „hrají" duhovými barvami. Jedná se o tzv. irizaci, jež vzniká ohybem a interferencí slunečního světla na vodních kapičkách. Zdroj http://ukazy.astro.cz/duha.php 108 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Velmi zvláštním a vzácným úkazem jsou noční svítící oblaky. Nacházejí se ve výšce zhruba sedmdesáti kilometrů nad povrchem Země, což umožňuje jejich osvětlení slunečním světlem ještě dlouho po západu Slunce na daném pozorovacím stanovišti. Dokonce v době kolem letního slunovratu, kdy v našich zeměpisných šířkách Slunce nezapadá níže pod obzor než 18 úhlových stupňů, mohou být vidět až do půlnoci. Tvorba takové oblačnosti je obestřena řadou nejasností. Může se jednat o shluky prachových částic z meziplanetárního prostoru, aleje také docela možné, že jsou to ledové krystalky vytvořené fotochemickými reakcemi v tak velkých výškách. HALOVÉ JEVY Celá plejáda atmosférických optických úkazů vznikajících na ledových krystalcích rozptýlených ve vzduchu se skrývá pod souhrnným označením halové jevy. Tyto jevy mohou být pozorovatelné jak kolem Slunce, tak kolem Měsíce. název halového jevu popis, označeni na obrázku počet dni s výskytem/rok malé halo duhově zabarvená knižnice (nebo její část) kolem Slunce v úhlové vzdálenosti 22 stupňů od Slunce (a) 209 velké halo obdoba malého hala, ale úhlová vzdálenost od slunečního disku je 46 stupňů (b) 18 horizontální kruh „pruh" ve shodné výšce nad obzorem v jaké se nalézá Slunce, jež je „rovnoběžný" s obzorem (c) 13 halový sloup vertikálni pruh pozorovatelný nad a pod slunečním diskem (d) 34 vedlejší slunce malého hala zřetelná zjasněni, jež se nacházejí v úhlové vzdálenosti 22 stupňů vlevo a vpravo od Slunce (e) 71 Lowitzovy oblouky jsou orientovány od vedlejších slunci malého hala šikmo dolů (f) i vedlejší slunce zjasnění J e ž se nalézají na horizontálním kruhu ve vzdálenosti 120 stupňů od slunečního kotouče (g) 1 dotykové oblouky malého hala světlé oblouky u horní nebo u dolní části malého hala (h) 59 Parrvho oblouk nevýrazný oblouk nad malým haleni (i) dotykové oblouky velkého hala obdoba dotykových oblouků malého hala, jen geometrické uspořádání je jiné, spodní bývají pod obzorem (j) 1 protislunce jedná se o vzácný případ vedlejšího slunce ve vzdálenosti 180 stupňů od skutečného slunečního kotouče (k) 1 horní cirkmnzenitální oblouk světlý pmh dotýkající se horní části velkého hala (O 31 109 Optické jevy v atmosféře Obrázek 14: Schéma halových jevů, jejich názvy a četnost výskytu obsahuje tabulka umístěná v ý š e . 1 4 DALŠÍ VLIVY Neodstranitelný vliv má na vaše pozorování také tzv. atmosférická extinkce, která zahrnuje vliv rozptylu a absorpce záření při průchodu atmosférou. Nejvíce se projevuje poblíž obzoru a je závislá i na vlnové délce záření. Pokud si budete plánovat nějaká astronomická pozorování, pak sledujte i předpověď počasí a večer před pozorováním i snímky z meteorologických družic na internetu. Pokud pomineme vlivy místního mikroklimatu, získáme tak docela dobrý přehled o tom, jak se počasí bude v průběhu noci vyvíjet. Jedná se především o vývoj oblačnosti, vývoj ostatních vlivů (scintilace, seeingu, extinkce atd.) lze předvídat jen velmi obtížně nebo vů­ bec. RO ZÁJEMCE Velmi hezká galerie fotografií optických jevů je na portále http://ukazy.astro.cz/. 1 4 Zdroj T.Gráf, Se zakloněnou hlavou pozorujeme hvězdy, EAN: 9788025118214 110 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all OPTICKÉ ÚKAZY V ATMOSFÉRE DUHA KALOVÉ JEVY OHYBOVÉ JEVY NOČNÍ SVÍTÍCÍ OBLAKY POLÁRNI MRb GALERIE Hlavni stránka Novinky Články Galerie... Stav oblohy Mapa stránek... Diskuze... I nad ČR :h CHMÚ lze sledoval snímky Z druz.ce METEOSAT v intervalu 15 mnul Podeľte se o své fotografie pozorováni v galeni phdejl* wij komentář do disku sleduje zmeny m stra í t' Plldal fotografia jŠf Přírůstky lotogralii a pozo S Webové kamery D U H A » Jak vzniká duha k Fotografie O H Y B O V É J E V Y • Koróna, Inzace. gloriola • Nové fotografie ČLÁNKY Krepuskulární paprsky na večerní obloze 8. června 2014 H Nápadně kropuskiilárnt paprsky byly pozorovatelné za ifjaam^iL^J večerního soumraku dikv mohutné oblačnosti nad Německem ^ ^ ^ ^ ^ Celýčtónek. Zrcadleni Alp i Ještědu ••••iBLVI Teplotní Inverze a další fotografie fáty morgány z Boubína a Krkonoš z letošního podzimu Celý Článek . H A L O V É J E V Y • Přehled halových jevů k Fotografie a pozorovaní NOČNÍ SVÍTÍCÍ O B L A K Y * Pozorováni z ČR • Fotografie KRÁTKE ZPRÁVY li... íi. ivilki oblaky a tipy na |-M. pozorováni (7 E 2016) Souhrn - - i • punwM NLC E Pozoruhodné atmoslérické úkazy v liwopadu a co vytiliJet v ilmé (21 12 2016) Výběr pozoruhodných pozorováni a fotografii Obrázek 15: Úvodní strana portálu věnovaného optickým úkazům v atmosféře.1 5 SHRNUTI KAPITOLY Kromě duhy je možné pozorovat celou řadu dalších optických jevů v atmosféře. Jedná se o optické efekty způsobené přítomností kapek nebo krystalků vody v atmosféře, případně rozptýlených prachových částic. Efekty jsou v kapitole stručně popsány a jsou uvedeny i další informační zdroje. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Vysvětlete vznik vícenásobné duhy. 2. Jak vznikaj i halové j evy? 3. Uveďte alespoň tři různé halové jevy. 4. Co j e to zelený záblesk? 5. Vysvětlete pravděpodobný původ nočních svítících oblaků. Zdroj http://ukazy.astro.cz/ 111 Proměnné hvězdy 15 PROMĚNNÉ HVĚZDY RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY S rostoucí přesností fotometrických a spektroskopických měření roste i podíl hvězd, které můžeme z nějakého důvodu klasifikovat jako hvězdy proměnné. V této kapitole je velmi stručně rekapitulován vývoj této oblasti pozorovací astronomie v průběhu minulých čtyř století. Je uvedena základní klasifikace proměnných hvězd a podrobněji jsou rozebrány jen některé druhy proměnnosti. CÍLE KAPITOLY • Seznámit se s vlastnostmi proměnných hvězd • Ovládat jejich klasifikaci a umět „číst" světelnou křivku • Získat prvotní motivaci k jejich dalšímu studiu s využitím W H O O ! (observatoř Ústavu fyziky FPF S U v Opavě, http://whoo.slu.cz/ ) ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Proměnná hvězda, perioda, fáze, mirida, supernova. 15.1 Úvod Na proměnné hvězdy se můžeme dívat jako na „dynamické systémy", které nám umožní zjistit řadu informací o hvězdách, které bychom při studiu hvězd s konstantní jasností (a dalšími parametry) nebyli schopni určit. A tak řada vědeckých poznatků ze světa stelární astrofyziky je spojena právě s pozorováním a studiem proměnných hvězd. 112 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II DEFINICE Za proměnné hvězdy považujeme takové, jejichž pozorovaná jasnost se mění v závislosti na čase. Podle našich současných znalostí je asi 10 % hvězd možné klasifikovat jako proměnné hvězdy. Je logické, že se zlepšováním přesnosti diagnostických metod objevíme v náhodném vzorku hvězd vyšší procento proměnných hvězd. Rozpětí pozorovaných světelných změn je od 1 milimagnitudy (0,001 mag) až do desítek magnitud a časové škály změn jsou od \Qŕ s až do časových měřítek změn daných vlivem hvězdného vývoj e. 15.2 Historie Mimoevropská pozorování proměnných hvězd (např. supernov) j sou doložena v kronikách čínských a korej ských kultur již v době před naším letopočtem. Jedná se však většinou o jednotlivé záznamy bez jakékoliv snahy o systematické studium těchto jevů. V Evropě je možné považovat za první systematické pozorování objev Ty cha Brahe z roku 1572, kdy pozoroval „novou" hvězdu v souhvězdí Kasiopeji. Jako první pozorovaná periodicky proměnná hvězda je uváděna o Ceti, jejíž proměnnost objevil již v roce 1596 David Fabricius. Systematický výzkum v oblasti proměnných hvězd zahájili Pigott a Goodricke, kdy například Goodricke objevil světelné změny Algolu (1782-3). Když v roce 1786 astronom Pigott publikoval první katalog proměnných hvězd, obsahoval 12 exemplářů! Nebývalý rozvoj v pozorování proměnných hvězd přineslo použití fotografických metod v astronomii, zejména systematické pořizování „skleněných" archívů fotografických desek. A tak počet známých proměnných hvězd během 20. století vzrostl ze 700 na dnešních více než 50 000 katalogizovaných proměnných hvězd. Jen astrometrická družice Hipparcos objevila asi 12 000 nových proměnných hvězd a množství hvězd objevené v rámci pozorování družice G A I A bude patrně ještě vyšší. Jako základní katalog se stále používá General Catalogue of Variable Stars. OZNAČOVÁNÍ PROMĚNNÝCH HVĚZD Bylo zavedeno specifické označování proměnných hvězd, kdy před latinským názvem souhvězdí ve 2. pádu (nebo jeho třípísmennou zkratkou) se uvádí kombinace písmen nebo čísel v tomto pořadí: R, S, T, . ..Z, RR, RS, RT, .. RZ, SS, ST, ..., SZ, TT,.. Z Z , A A , A B , ...) QQ, QZ, V 343, V 344, atd. V některých souhvězdích se nenachází mnoho proměnných hvězd, ale pokud se v nich nachází směr k ramenům naší Galaxie, tedy velmi 113 Proměnné hvězdy „bohatá" hvězdná pole Mléčné dráhy, mohou jich být tisíce, například v souhvězdí Střelce se nachází i hvězda V 3891 Sgr. U některých typů proměnných hvězd, například pokud se jedná o rentgenové nebo radiové zdroje, tedy jejich proměnnost byla zjištěna v neoptickém oboru, se k označení používá číslo a zkratka příslušného katalogu. V takovém případě označení obsahuje také informaci o poloze objektu (zaokrouhlenou rektascenzi a deklinaci). 15.3 Mechanismy proměnnosti Ze všech dosud získaných pozorovacích dat vyplývá, že můžeme rozlišit dva základní typy proměnných hvězd: 1. geometrické, kde se světelný tok z hvězdy nebo hvězdné soustavy nemění, mění se však množství světla (záření), které je pozorovatel schopen registrovat, 2. fyzické, takové proměnné hvězdy, u kterých se nějakým fyzikálním procesem skutečně mění jejich zářivý výkon GEOMETRICKÉ PROMĚNNÉ HVĚZDY Detailnější dělení je založeno na odlišení mechanismů geometrických změn: • rotující proměnné hvězdy o rotuje sledovaná hvězda o hvězda je členkou podvojné soustavy • magnetické hvězdy • projevy hvězdné aktivity • dvojhvězdy o zákrytové dvojhvězdy o interagující dvojhvězdy FYZICKÉ PROMĚNNÉ HVĚZDY Můžeme je dále dělit podle fyzikální příčiny změn zářivého výkonu hvězdy: • nestacionární děje v okolí hvězdy • nestacionární děje na povrchu hvězdy 114 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II • pulzující proměnné hvězdy • supernovy • záblesky záření gama TYPY PROMĚNNÝCH HVĚZD Klasifikace proměnných hvězd je poměrně složitá a přesahuje rozsah tohoto předmětu, takže kromě obecného rozdělení, které bylo nastíněno výše, je možné rozdělit proměnné hvězdy také podle jejich světelných křivek a známých mechanismů proměnnosti. Některé skupiny (typy) jsou označovány zobecněným názvem podle svého prvního objeveného a popsaného představitele, převážná většina typů je však označována jako „hvězdy typu X Y " , kde X Y je označení nějaké konkrétní proměnné hvězdy. Takže níže je přehled některých významných typů proměnných hvězd, jejich podrobnější charakteristiky může případný zájemce najít zde: http://var.astro.cz/pejcha/typescz.htm . Přehled typů proměnných hvězd: A) algolidy, cefeidy, eruptivní trpaslíci, heliové proměnné hvězdy, B) hvězdy typu: RS C V n , 012 C V n , ô Cephei, Z Z Ceti, R CrB, S Doradus, y Doradus, B Y Draconis, R R Lyrae, P Lyrae, Y Y Orionis, F U Orionis, ô Scuti, T Tauri, R V Tauri, W U M a , W V i r a další, C) miridy, novám podobné hvězdy, novy, polary, pulzary, Ap hvězdy, supernovy, symbiotické hvězdy, trpasličí novy, atp. ZÁKRYTOVÉ PROMĚNNÉ HVĚZDY Pozorováním hvězd této skupiny proměnných hvězd se lze zabývat při práci na observatoři ústavu fyziky (WHOO!) a mohou se stát také tématem bakalářské nebo diplomové práce. Jednotlivé složky soustavy (většinou se jedná o dvojhvězdu) jsou opticky nerozlišitelné a pouze v některých případech se dají rozlišit spektroskopicky. Aby pro pozorovatele na povrchu Země byla soustava zákrytová, musí rovina oběhu jejich složek kolem společného těžiště ležet poblíž směru definovanému spojnicí pozorovacího stanoviště a pozorované soustav. Pokud j sou složky blízko sebe, jedná se pak o těsnou dvojhvězdu, ve kterých může docházet k přetoku hmoty mezi jednotlivými složkami, což vede k zajímavým vývojovým efektům. 115 Proměnné hvězdy DVĚ PŘÍPADOVÉ STUDIE V následujícím textu budou uvedeny podrobnější údaje o dvou typech proměnných hvězd: o miridách a o supernovách. Budou to naše dvě „případové studie", vlastnosti j i ných typů proměnných hvězd si mohou zájemci dohledat zde: http://var.astro.cz/pej- cha/typescz.htm. PROMĚNNÁ HVĚZDA MÍRA Změny její jasnosti zaznamenal již v roce 1596 David Fabricius a z dnešního pohledu to byl objev první proměnné hvězdy, která nebyla novou nebo supernovou. Pak nebyla velmi dlouhou dobu sledována a její znovuobjevení je přisuzováno astronomu Heveliovi (rok 1639), který ji pojmenovává Míra (česky „Podivuhodná"). PRO ZÁJEMCE V roce 1997 se podařilo pořídit snímek disku Miry přístroji HST. Je na něm patrná rozsáhlá atmosféra Miry o poloměru 0,03", což při vzdálenosti 120 pc dává poloměr hvězdy úctyhodných 3,3 au. Navíc je zřejmé, že z kotoučku vybíhá plynný proud směrem k průvodci Miry, kterým je bílý trpaslík, obíhající ve vzdálenosti 70 au. V roce 2001 byly určeny parametry průvodce proměnné hvězdy Miry, vzdálené od nás 120 pc, její průvodce má hmotnost 0,6 M s a efektivní teplotu 9000 K , jde tedy o mladého bílého trpaslíka s předpokládaným stářím 850 milionů let. Samotná Mira se tak stala prototypem poměrně početné skupiny fyzických proměnných hvězd, které jsou dnes označovány jako miridy. Dnes víme, že se jedná o pulzující chladné obry s periodami od 100 dnů do 500 dnů. Jejich hmotnost odpovídá přibližně hmotnosti Slunce a jsou již v pokročilém vývojovém stadiu. Amplituda změny jasnosti ve fotom etrickém oboru V musí být větší než 2,5 magnitudy. Katalog G C V S obsahuje přes 6000 mirid, které se dále dělí na typy: M - v optické oblasti mají ve spektru pásy TiO, S - ve spektru pásy ZrO, TiO, C - ve spektru pásy molekul uhlíku (např. C2) Miridy jsou rovněž důležité jako „standardní svíčky" sloužící k určování vzdáleností v naší Galaxii a také vzdáleností galaxií nejbližších (Velké a Malé Magellanovo mračno). 116 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Obecně pak červení chladní obři a veleobři představují velice heterogenní skupinu. Miridy patří k chladným hvězdám (povrchové teploty 3500-3000 K ) s velmi pravidelnou periodou a amplitudou změn jasnosti větší než 2,5 mag (definice). Tento velký interval změn jasnosti ve vizuální oblasti je částečně způsoben nízkou povrchovou teplotou těchto hvězd. Pro většinu mirid je maximum energie vyzářeno v infračervené oblasti spektra. SUPERNOVY Astronom Lundmark již ve 20. letech minulého století publikoval názor, že nova pozorovaná Hartwigem v roce 1885 ve Velké mlhovině v Andromede ( M 31) se nachází v této galaxii. Pak ale její zářivý výkon musí být mnohem větší než u jiných nov. Slovo supernova poprvé použili Baade a Zwicky v roce 1934 a jejich charakteristika jevu zněla takto: • celková uvolněná energie řádu 104 4 až 104 6 J, • pozůstatek může vytvořit neutronovou hvězdu, • při explozi se uvolní rozpínající se obálka ionizovaného plynu. Historické supernovy v Galaxii rok rektascenze deklinace souhvězdí 185 14h 32m -60 Kentaur 393 17h l i m -38 Štír 1006 14h 59m -41 Vlk 1054 05h31m +22 Býk 1181 02h 02m +64 Kasiopeja 1572 00h 22m +64 Kasiopeja 1604 17h 27m -21 Hadonoš 117 Proměnné hvězdy Světelné křivky a klasifikace supernov Obrázek 16: Klasifikace supernov podle vzhledu světelné křivky1 6 la - ve všech typech galaxií i starých populacích Ib - mladé populace, silné He čáry Ic - mladé populace, bez He čar, II-P - spojena s populací I, po maximu zůstane L dlouho téměř konstantní II-L - po maximu L klesá lineárně 1 6 Zdroj: Vanbeveren, D., Van Rensbergen, W., De Loore, C: The Brightest Binaries, Kluwer Academie Publishers, ISBN 0-7923-5155-X 118 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Spektra supernov -3Ľ -32 34 3S •36 - 4 2 L 1 1 1 1 .1 ' 1 ' v 1 mm í O H ^^-v es» te J a3J 1 i 2Q00 4000 60O0 S00O 1OD00 rest wovtítcngth [A] Obrázek 17: Klasifikace supernov podle vzhledu spektra.1 7 la - ve všech typech galaxií i starých populacích Ib - mladé populace, silné He čáry Ic - mladé populace, bez He čar, II-P - spojena s populací I, po maximu zůstane L dlouho téměř konstantní II-L - po maximu L klesá lineárně 1 7 Zdroj: Vanbeveren, D., Van Rensbergen, W., De Loore, C: The Brightest Binaries, Kluwer Academie Publishers, ISBN 0-7923-5155-X 119 Proměnné hvězdy Klasifikační strom E a r l y S p e c t r a : N o H y d r o g e n / H y d r o g e n S N I S i / N o S i S N II ~ 3 m o s . s p e c t r a H e d o m i n a n t / H d o m i n a n t I S N l a I 1985A 1989B H e p o o r / H e r i c h I S N I c j 19831 1983 V I S N l b I 1983N 1984L Believed to originate from deflagration or detonation of an | S N IIb| 1993J 1987 K ^Core collapse. ^ Most (NOT all) H is removed during evolution by tidal stripping. ( T h e o r y ) Core Collapse. Outer Layers stripped by winds i_\Volf-Rayet Stars) or binary interactions lb: H mantle removed Ic: H &. He removed " N o r m a l " S N I I L i g h t C u r v e d e c a y a f t e r m a x i m u m : L i n e a r / P l a t e a u S N III. S N I I P 198OK 1979C 1987A 1988A 1969L Core Collapse of a massive progenitor with plenty of H Podstata supernov Vývoj velmi hmotných hvězd ve svém závěru spěje k posloupnosti procesů, které souhrnně označujeme „výbuch supernovy". Na supernovy lze pohlížet jako na specifický druh proměnných hvězd, kdy mechanismem proměnnosti j sou odezvy na rychlé děje v centrálních oblastech v důsledku hvězdné evoluce. Taková proměnnost je „najedno použití", protože po „výbuchu" se totiž hvězda kvalitativně zcela změní. Buď se zcela rozplyne, nebo se stane neutronovou hvězdou či černou dírou. Objevování supernov Supernovy patří k nej žádanějším novým astronomickým objektům a tak se stále zdokonalují technické prostředky k jejich vyhledávání. Objevená supernova se označuje rokem jejího objevu a velkým písmenem abecedy odpovídajícímu pořadí objevu v daném roce (např. „SN 1987A" je první S N objevenou v roce 1987), pokud velká písmena nestačí, používá se dvojice malých písmen: [rok] aa .. az, ba .. bz, atd; např. „SN 2004bk". Velmi rozsáhlý katalog a tedy i aktuální stav objevených a pozorovaných supernov je na portále https://sne.space/. 120 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all PŘÍKLADY POZŮSTATKŮ PO SUPERNOVÁCH K r a b í mlhovina ( M 1) Krabí mlhovina je pozůstatkem po supernově z roku 1054, nachází se 6000 světelných roků daleko, v centru jasné mlhoviny je rychle rotující neutronová hvězda, pulzar, který emituje pulzy záření s frekvencí 30 Hz Supernova Cas A Poslední známé vzplanutí supernovy v naší Galaxii, vzplanula někdy kolem r. 1680, zůstal po ní radiový zdroj Cas A , který je nej silnějším radiový zdrojem mimo sluneční soustavu. Družice Chandra měřila rázové vlny v pozůstatku po supernově a odtud plyne vzdálenost na 11 000 ly. Supernova 1987A Vzplanula 24. února 1987 ve Velkém Magellanově oblaku, tedy ve vzdálenosti 165 000 ly. Poprvé byla zachycena neutrina generovaná supernovou pozemskými detektory. Vznikl systém tří prstenců zářícího plynu, který S N 1987A obklopuje. SHRNUTÍ KAPITOL Y Proměnné hvězdy je možné rozdělit do dvou skupin, na geometrické a fyzické. Podle jejich dalších vlastností jsou pak děleny do několika desítek různých typů. Podrobněji jsou v kapitole představeny dva typy: miridy a supernovy. KONTROLNÍ OTÁZKY V] 1. Uveďte definici proměnné hvězdy. 2. Jaké jsou dva hlavní mechanismy jejich proměnnosti? 3. Co to j sou zákrytové proměnné hvězdy? 4. Jaké vlastnosti j sou typické pro miridy? 5. Vysvětlete jev vzplanutí supernovy. 6. Jak supernovy klasifikujeme? Uveďte příklady. 121 Galaxie 16 GALAXIE RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Většina hvězd je součástí složitějších struktur. Tvoří dvojhvězdy, vícenásobné hvězdné systémy, hvězdokupy a konečně jsou také podstatnou složkou galaxií. V této kapitole jsou shrnuty základní vlastnosti hvězdných soustav. CÍLE KAPITOLY • Seznámení se vlastnostmi vícenásobných hvězdných soustav • Pochopení struktury Galaxie • Znalost různých typů galaxií ČAS POTŘEBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Dvojhvězda, hvězdná soustava, asociace, hvězdokupa, Galaxie, galaxie. 16.1 Hvězdné soustavy VÍCENÁSOBNÉ HVĚZDNÉ SOUSTAVY Jako vícenásobný hvězdný systém označujeme malý počet hvězd, které obíhají kolem společného těžiště, jsou tedy vázány gravitační silou. Počet hvězd je natolik malý, že lze relativně přesně definovat dráhy jednotlivých členů soustavy. Za vícenásobné hvězdné soustavy se nepovažují exoplanetární systémy a pokud počet členů soustavy přesáhne řádově desítky, označujeme takový systém jako hvězdnou asociaci nebo hvězdokupu. 122 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Z pozorování víme, že geometrické uspořádání vícenásobných hvězdných soustav může být různé, zejména u soustav s vyšším počtem členů. Příklady: • dvojhvězdy - např. Sirius, Prokyon, Míra • troj hvězdy - Polárka • čtyřhvězdy - Mizar, 8 Lyr @ • pětihvězdy - 91 Aql, ô Ori • šestihvězdy - Castor, Alcor (s Mizarem) • sedmihvězdy - A R Cas EpsLyr Alp Gem 83 Tau 41+40 Dra HD 93800 GJ 225.2 GG Tau A B i AB C D Aa B A B Ba Aa A 6 A B C E B "Ba AÍT BV Ba - L A * 1 Ca «L. A b 1 Ba Obrázek 18: Schémata geometrického uspořádání některých vícenásobných hvězdných soustav18 PRO ZÁJEMCE Více informací včetně možných hierarchií uspořádání členů soustav je možné nají v katalogu vícenásobných hvězdných soustav (autor Tokovinin, dostupné na webových stránkách http://www. ctio.noao.edu/~atoko vin/stars/intro.html) Zdroj: http://astronomv.swin.edu.au/sao/story/downloads.xml 123 Galaxie HVĚZDNÉ ASOCIACE Jedná se o skupiny hvězd s poměrně malým počtem členů a mohou vznikat buď rozpadem gravitačně nestabilních hvězdokup, nebo při procesu formování nově vznikajících hvězdokup, kdy hvězdy mají podobné trajektorie v prostoru. Takové skupiny označujeme jako pohybové asociace a příkladem mohou být: asociace ve Velké medvědici (od souhvězdí U M a přes Cep až po souhvězdí TrA), Hyády nebo Jesličky. Skutečné hvězdné asociace, které nejsou jen pohybovými skupinami, jsou většinou tvořeny hvězdami ve stejném nebo velmi podobném evolučním stadiu. Podle toho jsou pak dále děleny do několika skupin: • O asociace (v souhvězdí Ori) • O B asociace (v souhvězdí Sco nebo Cen) • R asociace (střední hmotnost hvězd, obsahují i zbytky původní látky - M o n R2) • T asociace (hvězdy typu T Tauri) OTEVŘENÉ HVĚZDOKUPY Jsou to gravitačně vázané struktury charakteristické svým nepravidelným tvarem a většinou obsahují řádově stovky hvězd. V naší Galaxii je pro ně typický výskyt u roviny galaktického rovníku a proto často obsahují kromě hvězd také rozptýlený mezihvězdný prach a plyn. Jedná se tedy o relativně mladé hvězdy a jejich seskupení je gravitačně nestabilní. Za typické příklady otevřených hvězdokup lze považovat Plejády, Hyády, Jesličky atd. KULOVÉ HVĚZDOKUPY Jsou to rovněž gravitačně vázané struktury se silnou koncentrací hvězd směrem ke středu celého útvaru. Počet hvězd je mnohem vyšší než u otevřených hvězdokup, pohybuje se v řádech stovek tisíc až jednoho milionu členů. Kulové hvězdokupy j sou gravitačně velmi stabilní útvary a v naší Galaxii patří mezi nej starší struktury vůbec, jejich stáří je určeno na cca 10 miliard let. Nacházejí se většinou v galaktickém halu, tedy sférické složce Galaxie. 124 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II Základní údaje o hvězdokupách Asociace Otevřené h. Kulové h. Tvar nepravidelný nepravidelný sférický Počet členů desítky až stovky stovky až tisíce statisíce až milion Koncentrace výjimečně slabá silná Lokace v Galaxii spirální ramena rovina rovníku G. galaktické halo Poloha v H R dia­ gramu jako u mladých hvězd populace I populace II 16.2 Galaxie Naše Galaxie, resp. její spirální ramena jsou dobře viditelná jako Mléčná dráha, světlý pás, který zasahuje do značné části hvězdné oblohy. Její výraznější partie můžeme od nás pozorovat v létě, ale mnohem impozantnější část Mléčné dráhy je viditelná z jižní polokoule. Rovněž všechny ostatní hvězdy, které jsou viditelné pouhým okem, patří do systému naší Galaxie, kterou celkově tvoří několik set miliard hvězd, velké množství mezihvězdné látky a patrně i skryté hmoty. V centrální části Galaxie se prokazatelně (doloženo pozorováním pohybu hvězd v její blízkosti) nachází velmi hmotná černá díra. Při pohledu „z boku" z mimogalaktického prostoru by měla Galaxie plochý tvar (jako dva talíře přiklopené na sebe), ale pohled „shora" by ukázal spirálovitou strukturu s centrální příčkou. Rotace Galaxie je poměrně složitá, vnitřní části rotují téměř j ako pevné těleso, pohyb hvězd na periferii je keplerovský. Naše Slunce se nachází ve 2/3 vzdálenosti poloměru Galaxie od jejího středu a jeden oběh vykoná přibližně za 240 milionů let Určení vlastností Galaxie, zejména jejího tvaru, bylo velmi obtížné, protože se nacházíme „uvnitř" systému, který chceme zkoumat. Docela první model Galaxie sestavil ze svých pozorování William Herschel již v 18. století a byl zatížen mnoha chybami, protože předpokládal shodný zářivý výkon všech hvězd, jejich konstantní prostorovou hustotu a nebyly známy hodnoty mezihvězdné extinkce. Výsledkem byl model Galaxie o průměru 3 125 Galaxie kpc se Sluncem uprostřed. Dokonalejší model sestavil v roce 1922 Kapteyn, který již uvažoval různé zářivé výkony, ale také zanedbal extinkci. Výsledkem byl elipsoid 8500 krát 1700 pc s polohou Slunce 650 pc od středu disku. STRUKTURA GALAXIE Struktura Galaxie je dána rozložením jejích jednotlivých složek, tedy hvězd, mezihvězdné látky a skryté hmoty. Potom rozlišujeme kulovou složku (halo), diskovou složku, plochou složku a jádro Galaxie. 16.3 Extragalaktické systémy První novodobý objev nějakého extragalaktického systému je spojován se zámořskými objevnými plavbami v 16. století a popisem Magellanových mračen, která je možné pozorovat z jižní polokoule. Dnes je známo přibližně 100 miliard jiných galaxií, některé statistické studie uvádějí počty ještě o řád vyšší. HUBBLEOVA KLASIFIKACE (PODLE VZHLEDU) Je to pravděpodobně nejznáměj šydasifikační systém, ale do jisté míry je již překonán, protože klasifikuje galaxie pouze podle jejich vzhledu. V původní Hubbleově klasifikaci bylo 13 % galaxií eliptických (E), 62 % spirálních (S), asi 9 % mělo čočkovitý tvar (SO) a nepravidelných byla pouze 3 %. Přibližně 13 % galaxií se z této klasifikace vymyká, jedná se o aktivní galaxie, které jsou dále členěny na Seyfertovy galaxie, rádiové galaxie a kvasary (QSO - quasi stellar object) Obrázek 19: Hubbleova klasifikace galaxií (morfologická) Zdroj: http://obiektv.astro.cz/galaxie/1968-klasifikace-galaxii 126 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II VELKOŠKÁLOVÉ STRUKTURY Galaxie vytvářejí také vyšší celky, většinou jsou v prostoru v gravitačně vázaných skupinách, příkladem může být Místní skupina galaxií, která je tvořena naší Galaxií, galaxiemi M 31 a M 33, Velkým a Malým Magellanovým mračnem a také dalšími nepravidelnými galaxiemi soustředěnými v prostoru o průměru 800 kpc. Nejvyšší známá struktura se označuje jako buněčná struktura vesmíru a její rozměryjsou řádu setin až desetin rozměrů pozorovatelného vesmíru. Obrázek 20: Schéma Místní skupiny galaxií SHRNUTÍ KAPITOL Y Kapitola představuje vyšší struktury, které vytvářejí jednotlivé hvězdy. Přehledně jsou zde uvedeny vlastnosti vícenásobných hvězdných soustav, různých hvězdokup a hvězdných asociací. Zvláštní pozornost je pak věnována větším strukturám, kterými jsou především galaxie. Podrobně je vysvětlena struktura naší Galaxie a uvedena základní klasifikace jiných galaxií. Krátce je zmíněna také velkoškálová struktura vesmíru. KONTROLNÍ OTÁZKY 1. Které vícenásobné soustavy j sou gravitačně stabilní? Zdroj: https://cs.wikipedia.org/wiki/M%C3%ADstn%C3%AD skupina galaxi%C3%AD 127 Galaxie 2. Definujte pohybovou hvězdnou asociaci. 3. Jaký je rozdíl mezi hvězdnou asociací a hvězdokupou? 4. Jak je klasifikována naše Galaxie? 5. Které další typy galaxií znáte? 6. Jak se označují vyšší struktury než jsou samostatné galaxie? 128 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 17 MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ VE VESMÍRU RYCHLÝ NÁHLED KAPITOLY Jestliže chceme získat správné představy o struktuře vesmíru, ve kterém žijeme, nevystačíme pouze s určením směrů, ve kterých můžeme dané objekty pozorovat. Potřebujeme znát také vzdálenosti těchto objektů, teprve pak je naše informace úplná. Objevování různých metod měření vzdáleností a jejich zpřesňování bylo a je velmi důležitou specializací astronomie, respektive astrofyziky. V této kapitole je uveden přehled metod měření vzdáleností astronomických těles používaných v rámci sluneční soustavy, Galaxie, ale také objektů toho nejvzdálenějšího vesmíru. CILE KAPITOLY • Seznámit se s metodami měření astronomických vzdáleností E l CAS POTREBNÝ KE STUDIU 2 hodiny KLÍČOVÁ SLOVA KAPITOLY Radarová měření, roční paralaxa, spektroskopická paralaxa, metody „standardních sví­ ček". 17.1 Přímá měření RADAROVÁ MĚŘENÍ Za přímá měření lze považovat měření radarem, tedy vyslání rádiového pulzu a registrace jeho odrazu od jiného tělesa (Venuše, Měsíc atp.). Jestliže budeme předpokládat, že signál se pohybuje ve vakuu, pak platí D=xl2c, kde D je vzdálenost tělesa, T představuje časový interval mezi vysláním signálu a registracím jeho odrazu a c je rychlost světla. 129 Měření vzdáleností ve vesmíru Mezi faktory, které omezují využití této přímé metody, patří především atmosférická absorpce a malý rádiový účinný průřez o tělesa, jehož vzdálenost měříme. Celkový výkon pulzu, který se „vrátí" k povrchu Země je: _ PTGTAR U s e c ~ v 0 ( s i n 2 A > ' kde v je složka vlastního pohybu pro danou hvězdu podél hlavní kružnice spojující hvězdu a apex, X je úhlová vzdálenost mezi hvězdou a směru k apexu a ( ) označuje průměrnou hodnotu všech členů hvězdokupy. Podobná metoda, statistická paralaxa, používá k určení paralaxy hvězdokupy statistiku. Za předpokladu, že pro statisticky dostatečně velký vzorek hvězd (tj. členy hvězdokupy), jsou průměrné radiální a tangenciální složky (vr a vt) prostorové rychlosti shodné. Radiální rychlosti vr (určíme z Dopplerova efektu ze spekter jednotlivých hvězd kupy) lze kombinovat s údaji o vlastním pohybu hvězd a jejich sekulárními paralaxami a určit tak průměrnou vzdálenost kupy. Statistická paralaxa Ťr"t a t (v úhlových vteřinách) je pak určena vztahem: _„ _ 4,74<|T|> n stat — (\vr + VQ COSX\) kde |T| je modul složky vlastního pohybu kolmou na rychlost v pro danou hvězdu. Z hodnot Ťt'secstat J e možné vypočítat průměrnou vzdálenost hvězdokupy podle vztahu: D — u ^L.sec.stat ~ —n ''•sec.stat kde L Q je délka základny (báze) použité pro výpočet paralaxy (v pc). Chyba určení ň'secstat J e úměrná N~m , kde A^je počet hvězd použitých k výpočtu. Sekulární a statistická paralaxa mohou být použity na určení vzdálenosti do ~ 500 pc, ale lze použít pouze k určení průměrné vzdáleností hvězdokup jako celků. SPEKTROSKOPICKÁ PARALAXA Za touto metodou se neskrývá měření paralaxy v pravém slova smyslu, ale jedná se o postup, kdy můžeme využít k určení hodnoty absolutní hvězdné velikosti (tedy zářivého 131 Měření vzdáleností ve vesmíru výkonu) hvězdy znalost její spektrální klasifikace. A potom z rozdílu mezi M (absolutní hvězdné velikosti) a m (pozorované hvězdné velikosti) je možné určit vzdálenost podle známého vztahu: Tato metoda j e použitelná pro objekty, které jsou dostatečně jasné pro získání spekter umožňujících provedení spektrální klasifikace, tedy do vzdáleností několika desítek kpc. METODY „STANDARDNÍCH SVÍČEK" Jako standardní svíčky označujeme hvězdy (objekty), které mají zářivý výkon odvoditelný nebo určitelný z jiné měřitelné veličiny. Pro takovou metodu určování vzdáleností jsou vhodné například cefeidy, což jsou proměnné hvězdy s dobře definovanou závislostí periody změn a velikostí jejich zářivého výkonu. Rozlišujeme dva typy (populace I a populace II): Typ I: Mv = - 1 , 3 0 4 - 2,786 logP nebo MB = -1,007 - 2,386 logP, Typ II: Mv = 0,05 - 1,64 logP nebo MB = 0,31 - 1,23 logP. Dosah této metody je 30 až 40 Mpc s přesností pod 10 %. Obdobně je možné jako standardní svíčky využít proměnné hvězdy typu R R Lyrae, které se nacházejí v kulových hvězdokupách, patří do populace II a mají hmotnost 0,5 Ms. Mají periodu světelných změn v rozsahu hodin až jednoho dne a platí pro ně vztah: S využitím hvězd tohoto typu můžeme určovat vzdálenosti až do 1 Mpc. TULLYHO - FlSHERŮV VZTAH Jedná se o empirický vztah mezi zářivým výkonem spirálních galaxií L a jejich maximální rotační rychlostí vmax- V praxi je pak maximální rotační rychlost určována měřením emisní čáry H l s vlnovou délkou 21 cm. Platí tedy: L oc Ai/, kde exponent r=2,5±0,3 byl určen experimentálně. Vztah je kalibrován cefeidami a chyba je 15 % (nepřesnost vnáší více faktorů). D m — M = 5 l o g 1 0 10 pc Mj = 0,839 - 1,295 logP + 0,211 logZ, kde Z j e metalicita hvězdy: 132 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II FABEROVÉ - JACKSONŮV VZTAH Jedná se vlastně o analogii T-F vztahu (viz výše) s tím, že vztah se týká eliptických galaxií a je to závislost zářivého výkonu L galaxie a disperze rychlosti hvězd v centrální oblasti galaxie a: L oc aa , kde exponent a je určen empiricky a má hodnotu ~ 4 ±1. Do vztahu se někdy zavádí parametr luminozitní průměr galaxie Dn a pak má vztah podobu: Dn oc .e sloučenina d -Crv'i a • . J -J-1 - kovy II. Ill IUII,IV,-IV I.II.HI.-III.IV.V I.-I.4I -1 6 . 9 4 1 9 . 0 1 2 1 3 0 . 9 7 3 7 - relatívni atomová hmotnost vzácne plyny -, 10.811 12.0107 1 4 . 0 0 6 7 1 5 , 9 9 9 4 18.9984 20.1 7 9 7 534 f 850 1820 -hustota pri 20C[kg.mi ] pokikovy nakovy halogeny 2340 2620 f.251 1.429 1696 0,899 2 3 LÍ 0.98 4 Be i,57 15 P 2,19 - protonové číslo, chemická značka, etektronegativila [Pauling] 5 B 2.0 6 C 2.55 7 N 3,04 8 0 3.5 9 F 3.98 10 N e 3.67 IBf7 12 2 Í79S 15 1 1669 23 1 - rok ob|evu, ceftový počet izotopu, počet stabilních i otope 1503 14 2 e 2 f772 17 2 1774 17 3 1836 19 1 1898 19 3 Lithium Beryllium Fosfor - český nazev Bor Uhkk Dus* Kysftft Fluor Neon Lithium Beryllium Phosphorum - mezinárodni n i Borům Carboneum Nitrocenium Oxyqenium Fluorům Neon 1 II 1,111 IV,-IV 1II,V.VII,-I.-III ll.IV.VI.4l l,4,lll,V,VII 2 2 . 9 8 9 7 2 4 . 3 0 5 2 6 . 9 8 1 5 28.0855 30.9737 3 2 , 0 6 5 3 5 . 4 5 3 3 9 . 9 4 8 97) f 740 skupenství za normálních podmínek: 1 s 7 2 700 2330 1820 2070 298 f.78 3 11 Na 0,93 12 Mg 1.31 13 Al 1,61 14 Si 1.8 15 P 2,19 16 S 2.58 17 Cl 3,16 18 Ar 3,3 1807 22 1 1808 22 3 1825 25 1 1824 25 3 1669 23 1 - 25 4 1774 26 2 1894 25 3 Sod* H oř ill tCn* Křemík Fosfor Sin Chlor Argon Mair ium Uarjnesium Aluminium Silicium PhotDl mun Sulphur Chlorům Arrjon l n III IIIIV 11.111.IV.V I.II.IIUV.V.VI ll.lll,IV,VI,VII 1.11,111,VI 1 JUH IV I.II.III.IV Ulili II I.II.Ill 11,1V mv.-iii I1.IV.VI.-II 1.4,111. V IV 3 9 . 0 9 8 3 4 0 . 0 7 8 44.9559 47.867 50.9415 51,9961 54.938 55.845 58.9331 58.6934 63.546 65.409 6 9 . 7 2 3 72,64 74.9216 7 8 . 9 6 7 9 . 9 0 4 8 3 . 7 9 8 060 f 550 3100 4500 5980 7190 7430 7870 8830 8900 8960 7140 5810 5350 5720 4790 3 130 3.44 4 19 K 0.82 20 Ca t o 21 SC 1.36 22 TÍ 1,54 23 V 1.63 24 CT 1.66 25 Mt! 1,55 26 Fe 1,83 27 CO 1.68 28 NÍ 1,91 29 CU 19 30 Žíl 1.7 31 Ga 1,81 32 GO 2.01 33 ÄS 2,18 34 Se 2.55 35 Br 2.96 36 K ľ 3.0 1807 28 2 1808 24 5 1879 37 1 1791 28 5 1830 32 1 1797 28 4 1774 33 1 - 35 4 1739 40 1 1751 30 5 ~ 36 2 " 40 S 1875 38 2 1836 44 4 — 44 1 1818 38 5 1826 47 2 1898 42 6 DrasK* Vapnft Skandtum Titan Vanad Chrom Mangan Železo Kobalt N U Méď Zinek Gallium Germanium Arsen Seien Brom Krypton Kalium Calcium Scandium Titanium Vanadium Chromum Manoanum Ferrum Cobattum Niccolum Cuprum Zincum Gallium Germanium Arsenicum Selenium Bromům KrvDlon i n ni 11.111 JV III.V 1-VII IV.VI.V1I II -VIII 1 II.Ill.lv .V II. IV l.ll,III n 1,Ii,Iii 11,1V III IV.V,-III ll.IV.VI.-ll l.t.Wll II.IV.VI.VIII 8 5 . 4 6 7 8 8 7 . 6 2 88.9058 91.224 92.9063 95,94 97.907 101.07 102.9055 106.42 107.8682 1 12,411 1 1 4 , 8 1 8 1 1 8 , 7 1 121,76 127.60 126.9044 1 3 1 . 2 9 3 f 530 2600 4 470 6510 8570 10200 ff 500 12200 12400 12000 10500 8650 7310 7300 6690 6240 4 940 5.88 5 37 Rb 0.82 38 Si 0.95 39 Y 1 22 40 Zr 1.33 41 Nb 16 42 MO 2.16 43 TC 1.9 44 RU 22 45 Rh 2.28 46 Pd 2 2 47 Ag 1.93 48 Cd 1.69 49 In 1.78 50 Sn 1.96 51 Sb 2.05 52 Te 2.1 53 1 2.66 54 Xe 2,6 186 f 50 1 1790 40 4 1789 58 1 1739 41 4 1801 58 1 1778 40 6 1937 55 0 1844 41 7 1803 54 1 1803 45 6 — 71 2 I8I7 51 6 1863 85 1 63 10 82 2 1782 56 5 181 f 51 1 1898 50 S Rubidium Sk ondum Yttrium Zirkonium Hob Molybden Technecium Ruthenium Rhodům Palladum Sthhro Kadmium Indium C n Antimon Tellur Jod Xenon Rubidium Strontium Yttrium Zirconium Niobium M Dl'/csaenum *SC118i j:T Ruthenium Rhooium Palladium Aroentum Cadmium Indium Stannum Stbium Tellurium lodum Xenon 1 II III 11.111JV 11.111.IV.V tili I.IV.V.Vl I.II. IV.VI.VII H.lli.lV.Vi.Vlli i.ii.litIV.V.Vi 1.11.1II .IV.VI i.ni.-i I.II I.Iii HIV III.V ll.IV.VI l.4,III.V.VII n 1 3 2 , 9 0 5 4 1 3 7 . 3 2 7 138,9054 1 78.49 180.9478 183,84 186.207 190.23 192.217 195.084 196,9665 200.59 2 0 4 . 3 8 3 3 2 0 7 . 2 0 2 0 8 . 9 8 0 4 208,982 209.9S7 2 2 2 . 0 1 7 1870 3510 6700 13100 16600 19300 21000 22660 22650 21 450 19300 13530 Ii 800 ff 300 9800 9400 - 9.73 6 55 CS 0,79 56 Ba 0.89 57 La 1.1 72 HŤ 1.3 73 Ta 15 74 W 2 36 75 Re 1.9 76 0S 2.2 77 Ir 2,2 78 Pt 2.28 79 All 2 54 so Hg 2,2 81 Tl 2,04 82 Pb 2,33 83 BÍ 2.02 84 PO 20 85 At 2 2 86 Rn 2.0 I860 68 1 1808 49 7 1839 52 1 1923 55 5 1802 64 1 1783 43 5 1925 55 1 1804 42 6 1804 68 2 1735 47 5 ~ 70 1 SB 7 1861 78 2 74 4 75 0 1898 58 0 1940 53 0 1898 46 0 Cesium Baryum Landau Hafnium Tantal Wolfram Rhenium Osmium Iridum Platina Zlato Rtuť Thallium Otovo Bismut Polonkim Astat Radon Caesium Baryum Lanthanum Hafnium Tantalum Wolfram ium Rhenium Osmium Iridium Platinum Autům Hydrargyrum Thalium Plumbum Bismuihum Polonium Astatium Radon I II III IV V VI VII II. . • 1 VIII III. IV II. IV 2 2 3 . 0 1 2 2 6 . 0 2 5 227.027 261.108 262,1 14 263,118 264.12 265,13 12681 (271] (272] [285] [2861 1289] | 2 8 9 | [ 2 9 3 ] [ 2 9 4 ] ( 2 9 4 1 1873 S 000 10 700 23 000? - ~ - - - * - - ~ ~ - • -7 87 Fro.7 88 R a 0.97 89 AC 1.1 104 Rf 105 Db toe Sg 107 B h 108 H S 109 Mt no Ds in Rg 112 C n 113 U Ut 114 115 116 117 U US 118 1939 43 O 1898 43 0 1899 39 0 1969 25 0 1970 21 0 1974 20 0 1976 18 0 1984 18 0 1982 17 0 1994 19 0 1994 12 0 1996 8 0 2004 5 0 1999 5 0 2004 5 0 1999 4 0 2004 2 0 1999 1 0 Francium Radům Aktinium Rütherfordum Dubnkim Seaborgium Bohrium Hasskim Meitnerium Darmstadium Roe ii Ii) em urn Copernickim UniHitrium Flerovkim Ununpentkm Uvermorium tlruiiiseptiurn lir) lál octi IUI Francium Radium Actinium Rutherford ium Dubnium Seabordium Botirium Hassium Meitnerium Darmstadtium Roemqenium Copernicium Ununlhum Flerovium Ununpentium Lrvermorium Ununseptium Ununoctium lll.IV il.lll.lv tun III Hill 11,111 HI IIUV 11.111 in Hl II.III ll.lll III 140,116 140.9076 144.242 144,913 150.36 151 ,964 157.25 158.925 162.5 164,9303 167.259 168,9342 173,054 174.967 £670 6770 7000 8475 7536 5260 7890 8270 8540 8780 8056 9330 6 980 9848 58 CO 1,12 59 Pr 1.13 60 Nd 1,14 ei Pm 1.13 62 Sm 1,17 63 EU 1,2 64 Gd 1.2 65 Tb 1.2 66 Dy 1.22 67 HO 1,23 68 Er 1.24 69 Tm 1,25 70 Yb 1.25 71 LU 1,27 1803 52 4 1885 54 1 1925 51 5 J945 57 0 1879 SO 5 1901 51 2 1880 46 6 1843 59 1 1886 47 7 1373 64 1 1843 45 6 1879 58 1 1878 46 7 1907 71 1 CM Praseodym Neodym Promethium Samarium Europium Gadolinium Ter Ilium Dysprosium Holmkm Erbium Thulium Ytterbkim Luteckm Cerium Praseodym NnoVirfum Promethi Jm Samarium Europium 3KC in jni Terbium Dysprosium Holmium Erbium Thulium Ytterbium Lutecium IV IV.V 11,11 I.IV.V.Vl III.IV.V.VI II.IV.V.VI IIUV.VVI 111,1V IIIIV II.IHIV I1I.IV 11.111 IUI Irin in 232,038 231.0358 238,0289 237.048 244.064 243.061 247.07 247.07 251.07 252.083 257,095 258,098 259.101 260 11 720 f537ü 16 970 20480 19 740 13670 f3 5f0 14 780 15 100 f537ö 18 970 20480 19 740 13670 90 Th 1.3 91 Pa 1.5 92 U 1.38 93 N p 1.36 94 PU 1.28 95 Am 1.3 96 Cm 1,3 97 Bk 1.3 98 Cf 1.3 99 ES 1.3 im Fm 1.3 toi Md 1,3 102 NO 1.3 103 Lr 1.29 1828 33 0 1917 32 0 1789 32 0 1940 30 0 1940 30 0 1945 26 0 1944 27 0 1949 36 0 1950 23 0 1952 30 0 1953 25 0 1955 31 0 1957 23 0 1981 23 0 Thorium Protaktinium Ural Neptunium Plutonium Americium Curkm Berfcelium Kalifornium Einsteinium renin um Mendelevium Nob elfem Lament i um Thorium Protaktinium Uranium Neptunium Plutonium Americium Curium Berkelium Californium Einsteinium Fermium Mendelevium Nobelium Lawrentium 0 2013 vyvvw.prvky.com Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 18.2 Sluneční soustava Tabulka 1: Základní fyzikální vlastnosti Slunce, všech planet a dvou trpasličích planet naší sluneční soustavy. Název Poloměr (km) Poloměr (Rzemě) Hmotnost (kg) Hmotnost (M země) Průměrná hustota (g/cm3 ) Povrchová gravitace (Země= 1) Úniková rychlost Slunce 695 000 109 1,99-103 0 333 000 1,41 27,5 Merkur 2440 0,382 3,30-102 3 0,055 5,43 0,38 4,43 Venuše 6051 0,949 4,87-102 4 0,815 5,25 0,91 10,4 Země 6378 1,000 5,97-102 4 1,000 5,52 1,00 11,2 Mars 3397 0,533 6,42-102 3 0,107 3,93 0,38 5,03 Jupiter 71 492 11,19 1,90-1027 317,9 1,33 2,36 59,5 Saturn 60 268 9,46 5,69-102 6 95,18 0,70 0,92 35,5 Uran 25 559 3,98 8,66-102 5 14,54 1,32 0,91 21,3 Neptun 24 764 3,81 1,03-1O26 17,13 1,64 1,14 23,6 Pluto 1187 0,186 1,31102 2 0,0022 1,86 0,06 1,21 Eris 1163 0,183 1,67-102 2 0,0028 2,52 0,08 1,38 135 Přílohy Tabulka 2: Vlastnosti rotace a oběžných drah Slunce, všech planet a dvou trpasličích planet naší sluneční soustavy. Název Vzdálenost od Slunce (au) Vzdálenost od Slunce (106 km) Oběžná doba (roky) Sklon ro­ viny oběhu (stupně) Excentricita dráhy Siderická doba ro­ tace (pozemské dny) Sklon rotační osy (stupně) Slunce — — — — — 25,4 7,25 Merkur 0,387 57,9 0,2409 7,00 0,206 58,6 0,0 Venuše 0,723 108,2 0,6152 3,39 0,007 -243,0 177,3 Země 1,00 149,6 1,0 0,00 0,017 0,9973 23,45 Mars 1,524 227,9 1,881 1,85 0,093 1,026 25,2 Jupiter 5,203 778,3 11,86 1,31 0,048 0,41 3,08 Saturn 9,54 1427 29,5 2,48 0,056 0,44 26,73 Uran 19,19 2870 84,01 0,77 0,046 -0,72 97,92 Neptun 30,06 4497 164,8 1,77 0,010 0,67 29,6 Pluto 39,48 5906 248,0 17,14 0,248 -6,39 112,5 Eris 67,67 10,120 557 44,19 0,442 15,8 78 136 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 18.3 Hvězdy Tabulka 3: Vlastnosti 15 nejbližších hvězd. Hvězda Vzdálenost (ly) Spektrální typ Luminozitní třída Rektascenze Deklinace Zářivý výkon (L/Ls) Hvězda Vzdálenost (ly) Spektrální typ Luminozitní třída h m stupně minuty Zářivý výkon (L/Ls) Slunce 0,000016 G2 V — — — — 1,0 Proxima 4,2 M 5 V 14 30 -62 41 0,0006 a Cen A 4,4 G2 V 14 40 -60 50 1,6 a Cen B 4,4 K0 V 14 40 -60 50 0,53 Barnardova hvězda 6,0 M 4 V 17 58 +04 42 0,005 Wolf 359 7,8 M 5 V 10 56 +07 01 0,0008 Lalande 21185 8,3 M 2 V 11 03 +35 58 0,03 Sirius A 8,6 A l V 06 45 -16 42 26,0 Sirius B 8,6 D A 2 B T 06 45 -16 42 0,002 B L Ceti 8,7 M 5 V 01 39 -17 57 0,0009 U V Ceti 8,7 M 6 V 01 39 -17 57 0,0006 Ross 154 9,7 M 3 V 18 50 -23 50 0,004 Ross 248 10,3 M 5 V 23 42 +44 11 0,001 137 Přílohy Tabulka 4: Vlastnosti nejjasnějších hvězd: Hvězda Sou­ hvězdí Rek- tascenze Deklinace Vzdá­ lenost (iy) Spektrální typ Lumino- zitní třída Hvězdná velikost (mag) Zářivý výkon (IVLS) Hvězda Sou­ hvězdí h m stupně mi­ nuty Vzdá­ lenost (iy) Spektrální typ Lumino- zitní třída Hvězdná velikost (mag) Zářivý výkon (IVLS) Sirius C M a 6 45 -16 42 8,6 A I V -1,46 26 Canopus Car 6 24 -52 41 313 F0 I b - I I -0,72 13 000 a Cen Cen 14 40 -60 50 4,4 G2 V -0,01 1,6a Cen Cen 14 40 -60 50 4,4 K0 V 1,3 0,53 Arcturus Boo 14 16 +19 11 37 K2 III -0,06 170 Vega Lyr 18 37 +38 47 25 A 0 V 0,04 60 Capella Aur 5 17 +46 00 42 G0 III 0,75 70Capella Aur 5 17 +46 00 42 G8 III 0,85 77 Rigel Ori 5 15 -08 12 772 B8 la 0,14 70 000 Procyon C M i 7 39 +05 14 11,4 F5 I V - V 0,37 7,4 Betelgeuze Ori 5 55 +07 24 643 M 2 lab 0,41 120 000 Achernar Eri 1 38 -57 15 144 B5 V 0,51 3600 Hadar Cen 14 04 -60 22 525 B l III 0,63 100 000 Altair Aql 19 51 +08 52 17 A7 I V - V 0,77 10,5 Acrux Cru 12 27 -63 06 321 B1/B3 IV/V 1,4/1,9 22000/7500 138 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 18.4 Galaxie Tabulka 5: Vlastnosti vybraných členů Místní skupiny galaxií. Název Vzdálenost (Mly) Rektascenze Deklinace Typ galaxie Zářivý výkon (miliony Ls)Název Vzdálenost (Mly) h m stupně minuty Typ galaxie Zářivý výkon (miliony Ls) Galaxie — — Sbc 15 000 W L M 3,0 00 02 -15 30 Irr 50 IC 10 2,7 00 20 +59 18 dlrr 160 N G C 147 2,4 00 33 +48 30 dE 131 N G C 185 2,0 00 39 +48 20 dE 120 N G C 205 2,7 00 40 +41 41 E 370 And VIII 2,7 00 42 +40 37 dE 240 M 3 2 2,6 00 43 +40 52 E 380 M 3 1 2,5 00 43 +41 16 Sb 21 000 S M C 0,19 00 53 -72 50 Irr 230 M 3 3 2,7 01 34 +30 40 Sc 2 800 L M C 0,16 05 24 -69 45 Irr 1 300 N G C 3109 4,1 10 03 -26 09 Irr 160 N G C 6822 1,6 19 45 -14 48 Irr 94 IC5152 5,2 22 03 -51 18 dlrr 70 139 Přílohy 18.5 Přehled důležitých konstant ASTRONOMICKÉ VZDÁLENOSTI 1 A U ~ 1,496-108 km = 1,496-1011 m 1 světelný rok (ly) ~ 9,4-101 2 km = 9,46-101 5 m 1 parsec (pc) ~ 3,09-101 3 km ~ 3,26 ly 1 kiloparsec (kpc) = 1000 pc ~ 3,26-103 ly 1 megaparsec (Mpc) = 106 pc ~ 3,26-106 ly FYZIKÁLNÍ KONSTANTY Rychlost světla: c = 3,00-105 km/s = 3 • 108 m/s Gravitační konstanta: G = 6,67-10" m3 /(kgs2 ) Planckova konstanta: h = 6,63TO 3 4 joule s Stefanova-Boltzmannova konstanta: s = 5,67T0~8 watt/(m2 • K 4 ) Hmotnost protonu: m p = 1,67• 10"2 7 kg Hmotnost elektronu: m e = 9,11 TO"3 1 kg Hmotnost Slunce: 1 M S ~ 2-103 0 kg Poloměr Slunce: 1RS ~ 696 000 km Zářivý výkon Slunce: l L s ~ 3,8T 0 2 6 wattů Hmotnost Země: 1 M Z ~ 5,97 T O2 4 kg Poloměr Země (rovníkový): l R z ~ 6378 km Gravitační zrychlení na povrchu Země: g = 9,8 m/s2 Úniková rychlost pro povrch Země: v = 11,2 km/s = 11 200 m/s 140 Tomáš Gráf- Astronomický proseminář la II JEDNOTKY ČASU 1 sluneční den = 24h 1 hvězdný den ~ 23h 56m 4,09s 1 synodický měsíc ~ 29,53 slunečních dnů 1 siderický měsíc = 27,32 slunečních dnů 1 tropický rok ~ 365,242 slunečních dnů 1 siderický rok ~ 365,256 slunečních dnů DALŠÍ JEDNOTKY Energie: 1 joule = 1 (kgm2 )/s2 Výkon: 1 watt = 1 joule/s Elektronvolt: 1 e V = 1,60-10"19 joule 141 Přílohy 18.6Orientace na noční obloze 18.6.1 POLOHA SLUNCE, MĚSÍCE A PLANET SLUNEČNÍ SOUSTAVY Ke zjištění aktuální polohy Slunce, Měsíce, planet nebo dalších těles ve sluneční soustavě je vhodné využít Hvězdářskou ročenku na daný rok nebo některý z níže uvedených odkazů. KLEŤSKÁ ASTRONOMICKÁ ROČENKA Jedná se o jednoduchou online ročenku, která j e praktická, pokud potřebujete údaje pro jeden konkrétní den: http://www.hvezdarnacb.cz/cgi-bin/kar.cgi Polohy planet, Slunce a Měsíce Poloha: Iambus = + 1 S ° 0 0 ' 0 0 " phi = + 5 0 ° 0 0 ' 0 0 ' r ft = 260 m . n . m . Čas: UT- 2019-04-13 19: 08:00 JD - 2458587 . 29722 TT-2458587 . 2 9826 LAST- 09 : 46 : 43 H rektasceitze deklinace delta r prümer fáze Bon mag í Azi h H hh mm.m + 3 3 mm Afi.UUUUU AŘ.UUUUU w . v f. f f SSSS mm.EL lüi mm.m TSS Merkur 23:19.1 -03 39 0.89S69 0.46502 7.5 0.51 26Z 0.3 09:57.7 14 1 -37 Venuše 23:31.6 -04 33 1.35036 0.72817 12.4 0. 84 322 -3.5 10:15.1 14 5 -39 Mars 04:28.2 +22 46 2.11721 1.58275 4.4 0. 95 45V 1.5 05:18.5 98 24 Jupiter 17:35.4 -22 41 4.75612 5.31840 38.8 0.99 1193 -2.4 16:11.3 2é5 -34 Saturn 19:27.6 -21 30 9.94794 10.05514 15.1 1. 00 93a 1.2 14:19.1 237 -51 Uran 02:00.0 +-11 43 20.84139 19.85010 3.3 1. 00 SV 5. S 07:46.7 118 -7 Neptun 23:15.6 -05 49 30.74181 29.93705 2.2 1. 00 362 7.5 10:31.1 150 -42 rektascenze f . f f ss ss 0.61 103V H rektascenzQ deklinace delta průměr f Azi ft H M i mm s s +ss mm w MJ.UUUUU nmi.nm hh mm.m s s s t s s Slunce 01:27:15 +09"08, 57" 1.00271 31.90 08:19.5 123 -14 im v-,s', étiľ, <•-. K výpočtu je jiito s;ra-.G\ arr.'ch KAR 1.31 í20'-i-0'--0':\ •S--Č64/ Kleťská astronomická ročenka on-line je určena pouze pro nekomerční využití! Obrázek 21: Ukázka výstupu z Kleťské astronomické ročenky. CELESTIAL OBSERVER Portál CalSky umožňuje generovat textovou nebo grafickou podobu astronomické ročenky. Je to pouze jedna z jeho palety služeb, které astronomům poskytuje na adrese: https://www.calsky.com/ Zdroj: http://www.hvezdarnacb.cz/cgi-bin/kar.cgi 142 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all Obrázek 22: Titulní strana portálu Celestial Observer.2 2 ASTRONOMICAL APPLICATIONS DEPARTMENT OF THE U . S . NAVAL OBSERVATORY Pravděpodobně nej kvalitnější efemeridy, které jsou přístupné online naleznete na portále U.S. Naval Observatory na adrese: https://aa.usno.navy.mil/data/index.php D a t a S e r v i c e s Information Center Publications Software AboulAA I WÓMr.* (;( r,[i -<:.. Rise/Set/Transit/Twilight Data • Complete Sun and Moon Data for One Day • Table o( Sunrise/Sunset, Moonrisemtoonset. or Twilight Times tor an Entire Year • Rise/Set/Transit Times tor Major Solar System Objects and Bright Stars « Duration of Daylight/Darkness Table for One Year Phases of the Moon • Dates of Primary Phases ot the Moon • Fraction of the Moon Illuminated • What the Moon Looks Like Now Eclipses and Transits « USNO Eclipse Portal Maps global crcumstances kical tncumstances and aramations 1« at st from 1501 thtouejh 2100 melusft* « Eclipses of the Sun and Moon Ecipse VtsAaty Maps from The Astronomic^ Almanac (PDF) • 2017 August 21 Total Solar Eclipse Resource center for the 2017 eclpse crossing the contnental Unfed Stales » 2023 October 14 Annular Solar Eclipse Resource cento for the 7023 eclpse crossing the contnental Untied Stales • 2024 April 8 Total Solar Eclipse Resource center for the 2024 eclpse crossrg the corpnentai Unted Slates » Solar Eclipse Computer Computes c ncumsIarKies for selected SOtST ectpses St any gwn location • Lunar Eclipse Computer Computes c»cumstances lor selected lunar eckpses at any given location • Recent and Upcoming Transits of Mercury and Venus • Transit Computer Computes circumstances for selected transits of Mercury and Venus at any gwen location Positions of Selected Celestial Objects » Altitude and Azimuth of the Sun or Moon During One Day Obrázek 23: Titulní strana portálu U . S . Naval Observatory. 2 2 Zdroj: https://www.calsky.com/ 2 3 Zdroj: https://aa.usno.navy.mil/data/index.php 143 Přílohy 2 4 Zdroj: https://www.calsky.com/ 144 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 18.6.2 TABULKA ČESKÝCH A LATINSKÝCH NÁZVŮ SOUHVĚZDÍ Latinský název genitiv zkratka překlad Andromeda Andromedae And Andromeda Antlia Antliae Ant Vývěva Apus Apodis Aps Rajka Aquartus Aquarii Aqr Vodnář Aquila Aquilae Aql Orel Ara Arae Ara Oltář Aries Arietis Ari Beran Auriga Aurigae Aur Vozka Bootes Bootis Boo Pastevec, Pastýř Caelum Caeli Cae Rydlo Camelopardalis Camelopardalis Cam Žirafa Cancer Cancri Cnc Rak Canes Venatici Canum Venaticorum C V n Honící psi Canis Maior Canis Maioris C M a Velký pes Canis Minor Canis Minoris C M i Malý pes Capricornus Capricorni Cap Kozoroh Carina Carinae Car Lodní kýl Cassiopea Cassiopeiae Cas Kasiopeja Centaurus Centauri Cen Kentaur Cepheus Cephei Cep Kefeus Cetus Ceti Cet Velryba Chameleon Chamaeleontis Cha Chameleón Circinus Circini Cir Kružítko Columba Columbae Col Holubice Coma Berenices Comae Berenices Com Vlasy Bereniky Corona Australis Coronae Australis C r A Jižní koruna Corona Borealis Coronae Borealis CrB Severní koruna Corvus Corvi Crv Havran Crater Crateri Crt Pohár Crux Crucis Cru Kříž, Jižní kříž Cygnus Cygni Cyg Labuť Delphinus Delphini Del Delfín 145 Přílohy Dorado Doradus Dor Mečoun Draco Draconis Dra Drak Equuleus Equulei Equ Koníček Eridanus Eridani Eri Eridanus Fornax Fornacis For Pec Gemini Geminorum Gem Blíženci Grus Gruis Gru Jeřáb Hercules Herculis Her Herkules Horologium Horologii Hor Hodiny Hydra Hydrae Hya Hydra Hydrus Hydri Hyi Malý vodní had Indus Indi Ind Indián Lacerta Lacertae Lac Ještěrka Leo Leonis Leo Lev Leo Minor Leonis Minoris L M i Malý lev Lepus Leporis Lep Zajíc Libra Librae Lib Váhy Lupus Lupi Lup Vlk Lynx Lyncis Lyn Rys Lyra Lyrae Lyr Lyra Mensa Mensae Men Tabulová hora Microscopium Microscopii Mic Mikroskop Monoceros Monocerotis Mon Jednorožec Musca Muscae Mus Moucha Norma Normae Nor Pravítko Octans Octantis Oct Oktant Ophiuchus Ophiuchi Oph Hadonoš Orion Ononis Ori Orion Pavo Pavonis Pav Páv Pegasus Pegasi Peg Pegas Perseus Persei Per Perseus Phoenix Phoenicis Phe Fénix Pictor Pictoris Pic Malíř Pisces Piscium Psc Ryby 146 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all Piscis Austrinus Piscis Austrini PsA Jižní ryba Puppis Puppis Pup Lodní záď Pyxis Pyxidis Pyx Kompas Reticulum Reticuli Ret Mřížka Sagitta Sagittae Sge Síp Sagittarius Sagittarii Sgr Střelec Scorpius Scorpii Sco Stír Sculptor Sculptoris Scl Sochař Scutum Scuti Set Stít Serpens Serpentis Ser Had Sextans Sextantis Sex Sextant Taurus Tauri Tau Býk Telescopium Telescopii Tel Dalekohled Triangulum Trianguli Tri Trojúhelník Triangulum Australe Trianguli Australis TrA Jižní trojúhelník Tucana Tucanae Tue Tukan Ursa Maior Ursae Maioris U M a Velká medvědice Ursa Minor Ursae Minoris Umi Malý medvěd Vela Velorum Vel Plachty Virgo Virginis Vir Panna Volans Volantis V o l Létající ryba Vulpecula Vulpeculae Vul Lištička 147 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all LITERATURA [1] T. Gráf, Se zakloněnou hlavou pozorujeme hvězdy, C P Press Brno, E A N : 9788025124864, [2] J. Janík, Z. Mikulášek, Obecná astronomie, M U Brno, http://astro.physics.muni.cz/ download/documents/skripta/F3170.pdf, 2017, [3] M . G. Minnaert, Praktická astronómia, Obzor, ISBN neuvedeno, 1979, [4] Z. Mikulášek, M . Zejda, Proměnné hvězdy, M U Brno, http://astro.physics.muni.cz/download/ documents/skripta/F5540.pdf, 2013, [5] P. Moore (Ed.), The Observational Amateur Astronomer, Springer, ISBN 3540198997, 1995, [6] P. Moore (Ed.), The Modern Amateur Astronomer, Springer, ISBN 3540199004, 1995, [7] A . J. Norton, Observing the Universe, Cambridge University Press, ISBN 0521603935, 2004, [8] Z. Řehoř, Základy optiky, portál C A S , http://posec.astro.cz/index.php/clanky/ teorie, 2013, [9] M . Wolf a k o l , Astronomická příručka, Academia, ISBN 802000467X, 1992, [10] M . Zejda, Základy astronomie 1, M U Brno, http://astro.physics.muni.cz/download/ documents/skripta/F 1251.pdf, 2013, 148 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II SHRNUTÍ STUDIJNÍ OPORY Text této studijní opory by měl zájemcům o studium předmětu Proseminář z astronomie (I a II) usnadnit orientaci v tématech, kterými se zmíněný dvousemestrální kurz zabývá. Jednotlivé kapitoly jsou zaměřeny na různé oblasti astronomie a jsou koncipovány jako úplný úvod do této problematiky. V textu jsou použity prvky typické pro distanční studijní texty, jejich přehled je na konci textu a jejich význam je zřejmý z názvosloví i použitého grafického prvku. Studijní opora má také svou E L M nadstavbu v prostředí Moodle, kterou mohou zájemci najít na univerzitním nebo fakultním e-learningovém portálu (https://elearning.slu.cz/). Přehled kapitol: 1 HISTORIE A S T R O N O M I E , FYZIKÁLNÍ K O N S T A N T Y A J E D N O T K Y P O U ŽÍVANE V A S T R O F Y Z I C E - obsahuje historii zkoumání vesmíru, zavedení fyzikálních konstant a jednotek: jednotky vzdálenosti, hmotnosti, času, zářivého výkonu, a také zavedení některých pojmů, 2 ZÁKLADNÍ STAVEBNÍ K A M E N Y H M O T Y A ČTYŘI FUNDAMENTÁLNÍ SILY - shrnuje systém elementárních částic a jejich charakteristiky, interakce a intermediální částice, sjednocení interakcí, 3 Z D R O J E INFORMACÍ O VESMÍRU - představuj e záření j ako hlavní zdroj informací o vesmíru (záření absolutně černého tělesa, brzdné, cyklotronové a synchrotronové záření, kosmické záření, neutrina, gravitační vlny, 4 HVĚZDY - kapitola představuj e základní charakteristiky hvězd, modely hvězd, zavádí veličiny popisující jasnost hvězd, definuje Harvardskou klasifikaci, luminozitní třídy a Hertzsprungův-Russellův diagram, 5 SFÉRICKÁ A S T R O N O M I E , ČAS - kapitola obsahuje úvod do sférické astronomie a představuje základní časové systémy, 6 HVĚZDNÉ M A P Y A K A T A L O G Y , OTOČNÁ M A P K A , HVĚZDÁŘSKÁ R O ČENKA - obsahuje vysvětlení používání otočná mapky a také základní informace o katalozích a atlasech hvězd i využití astronomických ročenek, 7 DŮLEŽITÁ SOUHVĚZDÍ, VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ P O D L E ROČNÍCH D O B - seznámení s orientací na hvězdné obloze, pozornost je věnována zejména ekliptikálním souhvězdím. 8 SOUHVĚZDÍ PODZIMNÍ A ZIMNÍ O B L O H Y , 149 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I a II 9 P O H Y B TĚLES V E SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ - vysvětlení pojmů opozice, konjunkce, elongace a Keplerovy zákony pohybu planet, 10 ASTRONOMICKÉ PŘÍSTROJE - přehled typů dalekohledů, vad optiky a montáží, 11 SOUHVĚZDÍ JARNÍ A LETNÍ O B L O H Y , 12 P L A N E T Y SLUNEČNÍ S O U S T A V Y - základní pravidla pozorovatelnosti planet a přehled jejich vlastností, přirozené satelity planet a trpasličí planety, 13 MALÁ TĚLESA SLUNEČNÍ S O U S T A V Y - planetky, komety, meziplanetární látka, meteory, 14 OPTICKÉ J E V Y V ATMOSFÉŘE, 15 PROMĚNNÉ HVĚZDY - historie, nomenklatura, mechanismy proměnnosti, 16 G A L A X I E - hvězdné soustavy, Galaxie a extragalaktické systémy, 17 MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ V E VESMÍRU - přímá měření, nepřímé metody, 19 PŘÍLOHY - periodická tabulka prvků, další přehledové tabulky: sluneční soustava, hvězdy, Galaxie, poloha Slunce, Měsíce a planet sluneční soustavy a také seznam českých a latinských názvů všech 88 souhvězdí hvězdné oblohy. 150 Tomáš Gráf - Astronomický proseminář I all PŘEHLED DOSTUPNÝCH IKON Čas potřebný ke studiu B • Klíčová slova Průvodce studiem <$> I Rychlý náhled LU Tutoriály K zapamatování Řešená úloha Kontrolní otázka |v^ Odpovědi Samostatný úkol Cíle kapitoly Nezapomeňte na odpočinek i * I Povodce textem 2 I Shrnuti 0 m Definice Případová studie Věta | [ X J Korespondenční úkol Otázky Další zdroje Pro zájemce Úkol k zamyšlení 151 Název: Astronomický proseminář I a II Autor: RNDr. Tomáš Gráf, Ph.D. Vydavatel: Slezská univerzita v Opavě Filozoficko-přírodovědecká fakulta v Opavě Určeno: studentům S U FPF Opava Počet stran: 152 Tato publikace neprošla jazykovou úpravou.