Top

Co nás čeká na obloze v březnu 2009?

Jiří Dušek, Neděle, 1. Březen 2009

Pokud bychom měli v březnu upozornit na jedno jediné těleso sluneční soustavy, pak to bude Saturn. V neděli 8. března ve 21 hodin našeho času se totiž ocitne v tzv. opozici, bude přesně na opačné straně Země než Slunce. Téhož dne, jenom o několik hodin dříve, se v tomto roce také k naší planetě přiblíží na minimální vzdálenost 1 255 725 000 kilometrů. Saturn je tedy v březnu pozorovatelný po celou noc. Po západu Slunce jej nalezneme jako zářící „hvězdu“ nad východním obzorem, mezi souhvězdím Lva a Panny. O půlnoci se ocitne vysoko nad jižním obzorem a ráno jej uvidíme nízko nad západem. Na záběrech z kosmických sond je Saturn čarokrásnou planetou opásanou jemnými prsteny. Pohled dalekohledem ale ukáže jenom „odvar“ pestrého Jupiteru. Úhlový průměr Saturnu se pohybuje kolem dvaceti vteřin, pokud započítáme prstence, pak je dvakrát větší. Je tedy výjimečným drahokamem – avšak drahokamem více než drobným.

Jestliže se na planetu podíváme kvalitním dalekohledem o průměru objektivu alespoň pět centimetrů, všimneme si drobného prstence už při dvacetinásobném zvětšení. Právě on dává systému neuvěřitelný, „trojrozměrný“ vzhled. Je přitom samozřejmé, že na vzdálenost jeden a půl miliardy kilometrů pozbýváme byť i náznaků prostorového vjemu. Saturnův prstenec ale není celistvý. Zhruba uprostřed si můžeme všimnout tmavšího předělu – Cassiniho dělení. Je snadno pozorovatelné v dalekohledu o průměru objektivu kolem 10 centimetrů a nejnápadnější bývá na východním a západním okraji prstence.

Celooblohová mapka je nastavena na 1. března 2009 na 22 hodin středoevropského času (15. března tedy platí pro 21 hodin středoevropského času a 31. března pro 21 hodin letního středoevropského času). Měsíc v kruhové mapce nenajdeme, každou noc má totiž jinou polohu, vždy se ale nachází poblíž tzv. ekliptiky, která je v mapce vyznačena čárkovanou čarou.

Celooblohová mapka je nastavena na 1. března 2009 na 22 hodin středoevropského času (15. března tedy platí pro 21 hodin středoevropského času a 31. března pro 21 hodin letního středoevropského času). Měsíc v kruhové mapce nenajdeme, každou noc má totiž jinou polohu, vždy se ale nachází poblíž tzv. ekliptiky, která je v mapce vyznačena čárkovanou čarou.

Podobně jako ostatní obří planety i Saturn doprovází celá suita menších a větších satelitů. Nejjasnější je Titan – vypadá jako zářící bod osmé velikosti, který kolem Saturnu oběhne jednou za necelých šestnáct dní. V největší východní či západní výchylce se vzdaluje až na pětinásobek průměru prstenů, tedy tři úhlové minuty.

V menších dalekohledech spatříme i Rheu (10,5 mag), satelit desáté velikosti nevzdalující se na více než dvojnásobek velikosti prstenů. Vzhledem ke vzdáleným hvězdám oběhne kolem Saturnu jednou za 4,5 dne. Šanci máme také u měsíce Japetus (oběžná doba 79 dní). Jeho polokoule, která směřuje při letu kolem Saturnu dopředu, je výrazně tmavší, proto má při největší západní výchylce jasnost deset magnitud. Naopak při východní výchylce je o celé dvě magnitudy slabší. Jelikož se vzdaluje až na dvanáct průměrů prstenů (10 úhlových minut), bývá těžké jej odlišit od běžných stálic. Snadné není ani zahlédnutí Dione – je o něco slabší než Rhea a pohybuje se také blíže k Saturnu (oběžná doba 2,7 dne).

V březnu a dubnu najdete kolem půlnoci v zenitu třetí největší souhvězdí Velké medvědice; na nebi zabírá plných 1280 stupňů čtverečních. Jádrem je sedm hvězd obrazce Velkého vozu, který tvoří „ocas“ a „tělo“ medvědice. V okolí stálic 23 UMa, Muscida (ο UMa) a υ UMa se nalézá hlava, hvězdami Talitha (ι UMa) a Al Kaprah (κ UMa) jsou zakončeny přední nohy, Tania Borealis a Tania Australis (λ a μ UMa) první zadní noha, resp. Alula Borealis a Alula Australis (ν a ξ UMa) druhá zadní noda. Právě ξ UMa, označovaná Alula Australis podle arabského „al-qafza al-ula“, v překladu „první tlapa“, představuje jeden z nejdůležitějších astrofyzikálních systémů v přilehlém vesmíru.

Podvojnost Aluly Australis objevil 2. května 1780 William Herschel. Doslova si o ní zapsal: „Pěkná dvojhvězda, přibližně stejné jasnosti, 2/3 průměru od sebe, přesný odhad.“ Herschel poněkud nesmyslně srovnával úhlové vzdálenosti složek s jejich pozorovanými „průměry“. O devatenáct dní později si ještě poznamenal: „nerovné hvězdy, velmi jasné, jeden průměr větší z nich, velké chvění vzduchu.“ V běžně dostupném astronomickém přístroji se totiž jeví jako dvojhvězda tvořená téměř shodně jasnými stálicemi. Tentýž anglický pozorovatel s odstupem několika let nalezl i další pozoruhodný fenomén. Obě viditelné hvězdy evidentně obíhají kolem společného těžiště. Anglický astronom William Herschel přitom objevil tisíce dalších dvojhvězd. Stejně jako Galileo Galilei totiž předpokládal, že slabší hvězda, promítající se poblíž jasnější leží mnohem dál, takže pokud bude pečlivě měřit jejich vzájemné polohy, pak časem odhalí pohyb jasnější složky způsobený oběhem Země kolem Slunce a tedy i paralaxu. Slabší stálice tak sloužila jako dostatečně vzdálený nehybný bod, vůči kterému se musí jasná a tedy i blízká hvězda zřetelně pohybovat.

Obdélníkový výřez zobrazuje pohled do zenitu, kde můžeme každý večer obdivovat souhvězdí Velké medvědice.

Obdélníkový výřez zobrazuje pohled do zenitu, kde můžeme každý večer obdivovat souhvězdí Velké medvědice.

Po řadě let soustavného pozorování Herschel skutečně jisté změny objevil – nikoli však v důsledku paralaxy, nýbrž díky oběhu hvězd kolem společného těžiště. Narazil tedy na fyzické dvojhvězdy. Statisticky a vlastně i na základě pozorování k podobnému závěru došli také jiní hvězdáři, avšak teprve Herschel podal dostatečně průkazné a rozsáhlé důkazy. (Opakem fyzických dvojhvězd jsou dvojhvězdy optické, kdy se dvě stálice k sobě jenom náhodou promítají. Takových je ale málo.)

William Herschel položil nejen základy metodiky systematického studia dvojhvězd, ale navíc nečekaně dokázal, že Newtonovy gravitační zákony platí i mimo sluneční soustavu. Řada pozorovatelů pak samozřejmě pokračovala v jeho stopách: dnešní katalogy dvojhvězd proto čítají kolem stovky tisíc položek. Význam těchto soustav je přitom pro dnešní astrofyziku nesmírný: pouze u nich lze dostatečně věrohodně odhadnout hmotnost obou stálic. Tedy klíčový údaj pro celou řadu astrofyzikálních teorií. Nejnápadnější členka systému Alula Australis, označovaná ξ UMa A (4,33 mag), má průměr 1,04 průměru Slunce, hmotnost 1,0 hmotnosti Slunce a zářivý výkon 1,1 zářivého výkonu Slunce.

Průměr o něco nenápadnější ξ UMa B (4,80 mag) se odhaduje na 0,9 průměru Slunce, hmotnost na 0,98 hmotnosti Slunce a zářivý výkon 0,72 zářivého výkonu Slunce. Obě stálice mají zhruba stejnou povrchovou teplotu 6 tisíc stupňů Celsia a kolem společného těžiště oběhnou jednou za 59,9 roku v průměrné vzdálenosti 21 astronomických jednotek. Systém je však ještě komplikovanější. Vzdálenost Alula Australis byla stanovena na 26 světelných let a stáří celého systému se odhaduje na zhruba 6 miliard let. Kolem ξ UMa A oblétne jednou za 1,8 roku málo zářivý červený trpaslík s hmotností 0,5 hmotnosti Slunce. U ξ UMa B se pohybuje s periodou 3,98 dne ještě menší objekt. Jeho hmotnost se odhaduje na pouhých 0,15 hmotnosti Slunce, takže se téměř řadí mezi hnědé trpaslíky, kteří představují přechod mezi planetami a klasickými hvězdami.

Aby toho nebylo málo, není vyloučeno, že se kolem ξ UMa B pohybuje ještě další těleso. Alula Australis tak na první pohled vypadá jako dvojhvězda, zcela jistě je ale čtyřhvězda a dost možná pětihvězda. Není dokonce vyloučeno, že by se mohlo jednat o šestinásobný systém. Poblíž se totiž pozoruje další červený trpaslík, který by mohl ve vzdálenosti 450 astronomických jednotek kolem dokola obíhat s periodou asi 6 tisíc roků.

Ve zkrácené podobě vyšlo v sobotní příloze Lidových novin. Uveřejněno s laskavým svolením redakce.

Jiří Dušek Jiří Dušek

Komentáře

Kometáře jsou uzavřeny.

Bottom