Co nás čeká na obloze v květnu 2010?
Jiří Dušek, Sobota, 1. Květen 2010
I když jsou s nezadržitelným příchodem léta noci stále kratší, pořád můžeme během května zahlédnout prakticky všechny planety Sluneční soustavy. Venuše, Mars a Saturn okupují večerní oblohu, přičemž poslední dvě jmenované jsou patrné až do půlnoci, naopak Jupiter, Uran a Neptun musíme hledat za ranního rozbřesku. Nejvzdálenější dvě planety jsou ale viditelné pouze větším dalekohledem.
Bezesporu nejnápadnější bude po celý květen Venuše. Najdeme ji krátce po západu Slunce nad západním obzorem v podobě výjimečně jasné „hvězdy“, jejíž lesk převýší pouze Měsíc a Slunce. V první polovině května bude Venuši konkurovat také pravidelně přelétající Mezinárodní kosmická stanice – to je však umělá družice. Zpočátku se Venuše promítá mezi hvězdy souhvězdí Býka, po 20. květnu se ale přesune do Blíženců. V prvních květnových dnech proto v její blízkosti zahlédneme nápadný Aldebaran. Naopak o sobotním večeru 15. května se k ní přidá úzký srpek Měsíce – obě tělesa bude dělit zhruba šest úhlových stupňů.
Obdélníkový výřez zobrazuje pohled nad západní obzor, kde můžeme 15. května zahlédnout Venuši s Měsícem. Velikost všech těles je zvětšena.
Venuše je druhou planetou v pořadí od Slunce a pro Zemi nejbližší sousedkou. Její vzdálenost od Slunce kolísá jenom minimálně, v rozmezí 107,5 až 108,9 milionu kilometrů, výrazně se však mění její vzdálenost od Země (od 39 do 260 milionů km). V pozemských dalekohledech ovšem zahlédneme pouze změny fází a úhlové velikosti, dohlédnout až na povrch brání venušina hustá atmosféra. Řada pozorovatelů se sice shoduje v názoru, že v atmosféře přeci jenom můžeme sledovat nevýrazné tmavší či světlejší skvrny, nejen na Sluncem osvětlené straně, nýbrž v podobě popelavé záře také na straně neosvětlené. I když jsou tyto jevy popisovány již od poloviny 17. století, jejich realita zůstává velmi diskutabilní. Díky výkonným radarům a meziplanetárním sondám ale víme, že se pevný povrch kolem rotační osy otáčí jednou za 243,2 pozemského dne. V kombinaci s jejím pohybem na oběžné dráze zde Slunce vychází na západě a den trvá asi 117 dnů pozemských. Svrchní vrstva atmosféry však proudí rychlostí až několika set kilometrů v hodině, takže planetu oběhne za několik dní!
Snad nejzajímavější je sledovat dalekohledem s velkým zvětšením západ planety za velmi vzdálený obzor. Pokud se Venuše ocitne skutečně nízko nad vodorovnou rovinou, pak spodní okraj jejího kotoučku získá nápadně červené zabarvení, zatímco horní odstín je modrý. Příčinou je lom světla v pozemské atmosféře – paprsky červené barvy se totiž na vzdušných vrstvách lámou méně než modré a obraz Venuše se tudíž promění v úzké spektrum (podobně jako u Merkuru).
Zatímco v případě Venuše a zemské atmosféry je pohled na barevné spektrum pouze „astronomickým zážitkem“, v mnoha jiných případech nám rozbor přicházejícího světla vzdálených hvězd poskytuje nenahraditelné informace o povrchové teplotě, zastoupení jednotlivých chemických prvků, intenzitě magnetického pole, existenci plynné obálky, rychlosti vzdalování, rotace či přítomnosti neviditelných průvodců.
Už více než sto padesát roků totiž víme, že atomy různých chemických prvků velmi specifickým způsobem ovlivňují procházející záření. I malé množství atomů přitom může výrazně ovlivnit záření určitých vlnových délek. Jednoduše řečeno, částice elektromagnetického záření – fotony – mohou při srážce s atomem poslat atom do tzv. excitovaného stavu s vyšší energií. Ten však netrvá věčně a po čase se atom vrátí opět do základního stavu. Přebytečná energie je přitom vyzářena v podobě nového fotonu nebo ji atom předá prostřednictvím tzv. superpružné srážky okolním částicím. Tato energie pak ohřívá okolní plyn.
Celooblohová mapka je nastavena na 1. května 2010 na 23 hodin letního středoevropského času (15. května tedy platí pro 22 hodin a 31. května pro 21 hodin letního středoevropského času). Měsíc v mapce nenajdete, každou noc má totiž jinou polohu, vždy se ale nachází poblíž tzv. ekliptiky, která je v mapce vyznačena čárkovanou čarou.
Pokud by teploty procházejícího záření a plynu byly totožné, pak by byly oba procesy v rovnováze a v dané vlnové délce bychom nepozorovali ani úbytek, ani přírůstek počtu fotonů. Ve skutečnosti však s rostoucí výškou ve hvězdné atmosféře teplota většinou klesá, což znamená, že ve spektru pozorujeme převážně temné, tzv. absorpční čáry. Jen zcela výjimečně je tento chod teploty v atmosféře opačný, a to se pak projeví výskytem, jasných, tzv. emisních čar. Ve spektrech nejchladnějších stálic (3 tisíce stupňů Celsia) objevujeme kromě spektrálních čar neutrálních prvků i čáry iontů a jednodušších molekul. Čím jsou totiž atmosféry hvězd teplejší, tím častěji se v nich setkáme s atomy, v nichž chybí jeden, dva nebo i více elektronů – čili s tzv. kladnými ionty chemických prvků. V atmosférách těch nejteplejších hvězd se s molekulami a dokonce i neutrálními atomy nesetkáme vůbec – vzájemné srážky s ostatními atomy a fotony existenci takových struktur nedovolí.
Spektroskopické studie ukazují, jak pestrý je svět hvězd. Existují stálice, které obsahují tak málo těžší prvků, že jsou složeny prakticky jenom z vodíku a helia, stejně jako objekty, u nichž je naopak jejich výrazný přebytek. A objeveny byly i naprosté záhady – třeba lambda Bootis. Tato na první pohled tuctová hvězda se nachází na rozhraní souhvězdí Pastýře a Velké medvědice. Na pozemské obloze má čtvrtou velikost, takže ji při pohledu z města snadno přehlédneme. Lambda Bootis se nachází 97 světelných roků daleko, má zářivý výkon 15krát větší než Slunce, její povrchová teplota dosahuje zhruba 9 tisíc stupňů Celsia, hmotnost 1,5 hmotnosti Slunce a průměr zhruba 2 průměry Slunce. Rotuje přitom 65krát rychleji než Slunce. Zatímco naše denní hvězda zvládne jednu otočku kolem své osy za zhruba čtyři týdny, lambda Bootis totéž stihne za pouhých 16 hodin.
Při bližším pohledu je ale zřejmé, že rozhodně není tuctovou stálicí. V jejím spektru sice sledujeme standardní chemické prvky v běžném množství (třeba uhlík, dusík, kyslík), avšak desetkrát menší zastoupení těžších prvků jako je chrom, barium, nikl, titan či mangan. Lambda Bootis je tak prototypem asi pěti desítek dosud objevených velmi unikátních hvězd s anomálním složením atmosfér. Jak mohlo k něčemu takovému vůbec dojít? Většina odborníků se shoduje v názoru, že mladou lambda Bootis (desítky milionů let) obklopuje rozsáhlý oblak mezihvězdného prachu, který na sebe navázal atomy těžších prvků. S tím, jak rostl zářivý výkon hvězdy, však byla jednotlivá zrna vytlačena do vzdálenějšího okolního prostoru. Existuje dokonce představa, že v tomto periferním oblaku nyní vznikají nové planety. Je však tento model skutečně pravdivý? Těžko říci. Lambda Bootis je totiž pro pozemské astronomy skutečnou záhadou.
Ve zkrácené podobě vyšlo v příloze Lidových novin. Uveřejněno s laskavým svolením redakce.
