Co nás čeká na obloze v březnu 2011?
Jiří Dušek, Úterý, 1. Březen 2011
V úterý 1. března 2011 se v ranních hodinách na pozemské obloze potká zářivá Venuše s úzkým srpkem našeho Měsíce. Obě tělesa od sebe budou vzdálena pouze 1,5 úhlového stupně a patrná by měla být nízko nad jihovýchodním obzorem až do svítání.
Obdélníková mapka ukazuje výhled nad jihovýchodní obzor, kde bude 1. března ráno viditelné seskupení Venuše s Měsícem.
V polovině března budeme mít v tomto kalendářním roce jedinou možnost zahlédnout na večerní obloze planetu Merkur. Všechna ostatní období viditelnosti jsou totiž velmi nepříznivá. Nejdříve bude po 11. březnu Merkur velmi nápadný (hvězdná velikost -1,2 mag), poté však jasnost planety rychle klesne, takže na konci tohoto období (29. března) bude až čtyřikrát slabší. Zajímavé je, že ve středu 16. března večer můžeme poblíž Merkuru zahlédnout Jupiter (bude 2 úhlové stupně jižním směrem). K přiblížení těchto těles dojde na konci občanského soumraku, kdy se bude Merkur nacházet víc jak 9 úhlových stupňů vysoko nad západním obzorem.
Celooblohová mapka je nastavena na 1. března 2011 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 mapce nenajdeme, každou noc má totiž jinou polohu, vždy se ale nachází poblíž tzv. ekliptiky, která je v mapce vyznačena čárkovanou čarou.
Na jarním nebi shodou náhod najdeme také jeden z nejvzdálenějších vesmírných objektů, který je ještě dostupný běžným dalekohledům. V souhvězdí Panny, asi čtyři úhlové stupně od hvězdy gamma Virginis (též Porrima), leží jasný kvasar označovaný 3C 273. Představuje jeden z nejslavnějších a v astronomické literatuře nejcitovanějších objektů velmi vzdáleného vesmíru. Za běžných podmínek je přitom viditelný „už“ v dalekohledech o průměru objektivu kolem patnácti centimetrů.
Poněkud zvláštní označení „3C 273“ odkazuje na Third Cambridge Catalogue of Radio Sources, tedy Třetí cambridžský katalog rádiových zdrojů, jenž byl publikován Královskou astronomickou společností v Londýně roku 1959. Obsahoval necelých pět set položek, z nichž většina byla záhy ztotožněna s mlhovinami v naší Galaxii, zbytky po supernovách, např. Krabí mlhovinou, eventuálně blízkými galaxiemi (M 87, M 82). Také se však ukázalo, že alespoň dva objevené rádiové vysílače – 3C 48 a 3C 273 – byly na první pohled „obyčejnými hvězdami“, které však jevily naprosto atypická spektra. Nepodobala se žádným jiným hvězdám, mlhovinám či galaxiím, dokonce se ani nepodařilo identifikovat jednotlivé absorpční čáry – klíč k chemickému složení většiny vesmírných objektů. Není divu, že se pro ně ujalo označení „kvasar“, jenž pochází z anglického sousloví „QUASi-stellAR radio sources“, v překladu „kvazistelární rádiový zdroj“ (tj. jakoby hvězdný rádiový zdroj).
Celou záhadu se podařilo brzo rozluštit. Už roku 1962 americký astronom Maarten Schmidt dokázal, že tajemné spektrální čáry patří obyčejnému vodíku – jsou však výrazně posunuté směrem k červenému okraji viditelného spektra. Objekty se tudíž nachází nesmírně daleko, nejméně několik miliard světelných let, a k posuvu absorpčních čar došlo vlivem rozpínání samotného vesmíru (důsledek tzv. kosmologického červeného posuvu).
Nyní se naskýtá otázka, jak se vlastně měří vzdálenosti tak odlehlých objektů. Velmi obtížně, jediným vodítkem je zmiňovaný kosmologický červený posuv. Vzhledem k tomu, že se v důsledku rozpínání vesmíru neustále zvětšují vzdálenosti mezi galaxiemi (či spíše kupami galaxií), prodlužuje se i vlnová délka vyzářených fotonů. Představíme-li si foton jako klubko vlnění, pak se při své pouti prostorem natahuje úměrně natahování samotného prostotu: vlnová délka záření se prodlužuje a ze záření modrého se postupně stává záření červené. Odtud název kosmologický červený posuv. Cílem navíc bylo odlišit tento efekt od běžného Dopplerova červeného posuvu, který je způsoben „obyčejným“ vzdalováním objektu od pozorovatele.
To znamená, že čím déle fotony vyslané z hodně vzdálené galaxie či kvasaru letěly prostorem, tím více jsou rozpínáním poznamenány. Když nakonec porovnáme vlnovou délku sledovaného záření s vlnovou délkou, kterou mělo v okamžiku, kdy se vydalo na cestu, můžeme určit, kolikrát se mezitím vesmír zvětšil. Kosmologický červený posuv nám tedy de facto říká pouze to, kolikrát byl vesmír v době vyslání právě pozorovaných fotonů z galaxie menší než dnes. S patřičnou nejistotou lze ale odhadnout i jeho stáří a tedy i vzdálenost.
Jaký tedy mají kvasary původ? Nejspíš se jedná o kompaktní a neobyčejně svítivá jádra obřích eliptických galaxií, která jsou ovšem aktivní jen krátkou dobu na samém počátku své existence. Konkrétně 3C 273 představuje tzv. eliptickou galaxii, která se nachází zhruba 2,5 miliardy světelných let daleko. V jejím centru je veleobří černá díra o hmotnosti až několika miliard hmotností Slunce, do které po spirále padají obří oblaka horkého plynu i na kusy rozervané hvězdy. Třením se tento materiál zahřívá na miliony stupňů Celsia a ještě předtím, než provždy zmizí v černé díře, stává se velmi výkonným zdrojem elektromagnetického záření. Kvasar 3C 273 je trilionkrát zářivější než Slunce a zhruba stokrát intenzivnější než záření celé naší Galaxie. Podstatné je také to, že tento obrovský výkon je vyzařován z objemu o 20 řádů menšího, než je objem galaxie. Rozměr oblasti, ze které vychází záření, nepřevyšuje několik světelných dnů, takže je srovnatelný s velikostí naší Sluneční soustavy.
