Když se střílí na družice aneb Pozdrav z Rakouska

Zdravím všechny Apače! V současnostijsem na pracovní cestě v rakouském Grazu,kde se nachází nejpřesnější stanice pro la-serové měření vzdáleností družic na světě.A tak mě napadlo napsat vám o ní a o tomco tu dělám něco víc a připojit i pár foto-grafií.

Vzdálenosti umělých družic Země se tuměří pomocí pulsního laserového dálko-měru, což je v podstatě radar, který jenmísto rádiových vln vysílá zelené světlo.Prostě vyšleme ke družici kratičký impulssvětla z laseru a stopujeme dobu, za jakouse nám vrátí zpět pár odražených fotonů.Na stejném principu funguje i známé lase-rové měření vzdálenosti Měsíce, na toovšem potřebujetehodně silný laser a vel-ký dalekohled. Zdejšípřijímací dalekohled jepůlmetrový Cassegra-in, hlavní zbraní stani-ce je ovšem high-techlaser, který za sekundudovede vyslat 2000 ul-trakrátkých pulsů,dlouhých pouze osmpikosekund. Pro před-stavu, za osm piko-sekund uletí světloněco přes dva milimet-ry(!). Z vysílacího dale-

kohledu tedy vylétávají vlastně „destičky“světla široké 10 cm (průměr dalekohledu)a tlusté jen 2,4 mm. Laser má průměrný vý-kon asi 1 W, takže když do paprsku strčíteruku, nic se vám nestane. Ale dost už čísel.Za zmínku by sice stál i rychlý detektor od-ražených fotonů, který byl vyvinut u nás naČVUT, unikátní časovací elektronika nebopřesná montáž dalekohledu, ale na to zdenení místo.

Takovýmto laserovým radarem nelzeměřit vzdálenosti všech družic, ale jen těch,které jsou vybaveny odražeči laserovéhopaprsku. Ty odrazí veškeré světlo zpět dosměru, odkud přišlo (jako odrazky na kole).Z těch známějších se tady měří např. Lage-

Číslo 124   2005   duben/květen

Vysílací a přijímací dalekohled a laserové srdce celého přístroje.

os, Envisat, Gravity Probe B, Topex/Posei-don, Grace, některé družice navigačníchsystémů GPS a GLONASS aj. Tyto družicese pohybují ve výškách od čtyř set kilomet-rů do dvaceti tisíc kilometrů nad Zemí,a jejich okamžitou vzdálenost jsou zdeschopni měřit s milimetrovou přesností(!!). Měření probíhá nejen v noci, ale i vedne – jas denní oblohy je blokován úz-kopásmovým filtrem, který propustí jen ze-lené světlo laseru. Z naměřených dat z vícestanic se zpětně počítají přesné dráhy sle-dovaných satelitů, což slouží např. pro ma-pování gravitačního pole Země, měření po-hybu kontinentů, kalibraci jiných metodurčování polohy (GPS, GLONASS), prokalibraci družicových pozorování Země(Envisat, Topex) aj.

Celá stanice je hodně zautomatizovaná,nicméně stále vyžaduje přítomnost pozo-rovatele, který vybírá cíl měření, ručně (po-mocí joysticků) dolaďuje směrování laserua dalekohledu, upravuje další nastavenísystému, hlídá, aby laser nezasáhl prolé-távající letadla, apod. Pro noční pozo-rování jsou najímáni pozorovatelé hlavněz řad studentů. Jedním z nich jsem se na je-

den měsíc stal i já v rámci své stáže loni napodzim (fotky na http://kral.astrono-my.cz/fotolist.htm). Věřte, že je to mochezký zážitek, když vidíte, jak laserovýpaprsek jako obří ukazovátko běží oblohoua zviditelňuje vám tak pohyb vzdálenéhosatelitu. Ve vyhřáté plexisklové kukani jsemza ovládacím pultem stanice strávil mnohozajímavých nocí.

Nyní jsme se sem s kolegy vrátili,abychom vyzkoušeli jeden experiment. Tenspočívá v současném měření vzdálenostidružice pomocí laseru a určování polohydružice pomocí CCD snímkování, a to přes40-cm dalekohled Meade LX200 umístěnýve vedlejší kopuli (cílem je kalibrace metodpoužívaných při určování dráhy družice).

Na přiloženém snímku vidíte nahvězdném pozadí průlet družice Topex/Po-seidon (slouží pro výzkum cirkulace vodyv oceánech) – to je ta jasná čára. Zdolazleva sleduje a osvětluje družici paprsek la-seru, který je vidět díky rozptylu světla v at-mosféře. Paprsek je záměrně přerušovánkaždou sekundu, aby vytvořil na dráze dru-žice časové značky pro naše měření polohy.Během krátké doby, kdy laser nesvítí

Průlet družice Topex, fotoL. Král, M. Němeca M. Fuchs

2

(50 ms), je družice stále slabě viditelnádíky osvětlení Sluncem. Konec dráhy jedán koncem CCD expozice (4 s). Zornépole je asi 50'.

Snad vás tohle téma alespoň trochu za-ujalo, a pokud ano, rád o něm něco více po-povídám např. na příštím Setkání APO, nakteré se už doufám konečně dostanu.

– Lukáš Král –

Deep Impact

Klidné prosluněné odpoledne nafloridském Cape Canaveral naru-šil na pár okamžiků mohutnýhřmot motorů ladně vypadajícíštíhlé rakety Boeing Delta II2925. Nic nechápající vystrašeníptáci se rozlétli do širého okolía dočasně přenechali vzdušnýprostor lidem, aby si mohli splnitjeden mnoha dávných snů.

Dne 12. ledna 2005 seve 13.47:08 místního času (SEČ+6h) odlepila od rampy 17-B ra-keta Boeing Delta II 2925,ukrývající ve svém nitru sonduDeep Impact. Započala takunikátní mise, která nemá obdo-by. Zhruba po půlročním pu-tování chladným prostorem slu-neční soustavy dospěje sondak cíli, stane se tak 4. července2005, v ten čas bude mít za seboupouť dlouhou více jak 431 milio-nů km a bude jí od Země dělit133,6 mil. km.

Hlavním úkolem kosmickésondy je přiblížení ke krátkoperi-odické kometě 9P/Tempel 1 a do-pad impaktoru, který by měl vy-tvořit na povrchu jádra kráter.Tím bychom se měli více dozvě-dět o struktuře kometárních jadera především o jejich přesném

Obr. 1 zachycuje startující raketu Boeing Delta II 2925 se sondouDeep Impact na palubě.

3

složení. Pokud se vše podaří, nakouknemedo let dávno minulých, přeneseme se v časeo pár miliard let zpět, do doby, kdy se for-movala naše sluneční soustava. Všeobecněse totiž předpokládá, že komety jsou nosi-telkami původní látky, ze kterých vzniklplanetární systém, Země a život na ní. Ko-mety jsou klíčem k poznání našeho bytí.

Architektura sondy Deep Impact bylakompletně navržena společností Ball Ae-rospace & Technologies Corp. Hlavní částsondy nese dva ze tří nejdůležitějších pří-strojů, High Resolution Instrument (HRI)a Medium Resolution Instrument (MRI),které budou sloužit k pořizování fotografií,infračervené spektroskopii a optické navi-gaci. Sonda je tříose stabilizovánaa zdrojem energie je pevně umístěný (bezmožnosti natáčení) panel slunečních bate-rií o rozměru 2,8×2,8 m, který je schopendodávat od 92 W (v závislosti na vzdá-lenosti od Slunce), získaná energie jeuchovávána v malém NiH2 akumulátoru.Základní konstrukce plástvového tvaru jez hliníku a na ní jsou pověšeny všechny pří-stroje a zařízení. Pohonnou jednotku tvoříjednoduchý hydrazinový motor, který

dokáže dosáhnout 190 m/s V. Důležitousoučástí je také High Gain Antenna (HGA),která v čase dopadu impaktoru budeschopna přenášet na Zemi snímky téměřv reálném čase. Sonda bude současně ko-munikovat se Zemí, v pásmu X a s oddě-leným impaktorem v pásmu S. Jelikož sesonda bude při průletu vnitřní komou po-hybovat velmi znečištěným prostředím,hrozí velké riziko srážky s malýmiprachovými částicemi, které by mohly po-škodit životně důležité části sondy. Navšechna citlivá místa tak byly instaloványmalé destičky, jež poslouží jako ochrannéštíty a minimalizují následky případnýchkolizí. Součástí sondy je též samostatnéplavidlo, impaktor, které má dopadnout napovrch komety a vyvolat mohutný out-burst. Po celou dobu letu ke kometě je me-chanicky připevněn k sondě a je napojen najejí elektrický systém. K oddělení dojde až24 hodin před dopadem. Přesně na tentočasový úsek má impaktor dimenzovanývlastní zdroj energie potřebné pro všechnypřístroje. Nejdůležitějším je ImpactorTarget Sensor (ITS), vysoce přesný sle-dovač hvězd, který ve spolupráci s auto-navigačním algoritmem (vyvinutým v JPLpro misi DS-1) navede impaktor s dosta-tečnou přesností na cíl. Případné malé ko-rekce dráhy budou napraveny hydrazi-novým motorkem, který si impaktorponese sebou. Předpokládaná chyba místadopadu je kolem 300 m. Možná se tatohodnota zdá příliš velká, ale musíme si uvě-domit, že rozměr jádra je kolem 6 kma trefit se do něj při rychlosti kolem10 km/s bude velkým úspěchem. Vzhledemk hmotnosti impaktoru 370 kg a při oče-kávané rychlosti kolem 10,2 km/s se uvolníenergie 19 gigajoulů (4,8 tun TNT). Ná-sledkem by mělo být vytvoření kráteruo průměru kolem 30 m. Při dopadu seuvolní do prostoru velké množství látkyukrývající se pod povrchem a ta bude zkou-

Sonda Deep Impact.

4

mána výše zmíněnými přístroji umístěnýmina hlavní části sondy, která bude v době do-padu prolétat ve vzdálenosti asi 500 km odjádra. Aby nebyla spektroskopická měřenípříliš zatížena znečištěním od pozůstatkůimpaktoru je tato část sondy vyrobenaz větší části z materiálů, které se s největšípravděpodobností nenacházejí v jádře.Nejvíce zastoupena je měď (49 %) a hliník(24 %).

Rozměry sondy Deep Impact jsou při-bližně 3,2×1,7×2,3 m a celková váha sepohybuje okolo 601 kg (515 kg sondaa 86 kg palivo). Náklady mise, od startu ažpo finální fázi činí pouhých 300 milionůUSD.

Důsledky střetnutí impaktoru s jádremkomety se budou také snažit detekovat pří-stroje a teleskopy umístěné na oběžnédráze Země (HST, Chandra, Spitzer). Domonitorování se zapojí i pozemské ob-servatoře. Náhlé zjasnění komety, ažo několik magnitud, by mělo být pozorova-telné kolem 6.00 UT ze západního pobřežíUSA, Havajských ostrovů, východního po-břeží Austrálie a jižní části Tichého oce-ánu. V tento čas by měla být kometa vidi-telná i pouhým okem.

Nedílnou součástí mise Deep Impact jeprojekt Small Telescopes Science Program(STSP), který má za úkol shromažďovatpozemská optická data, ve spolupráciprofesionálních astronomů, soukromýchobservatoří a zkušených amatérských ast-ronomů. Společným úsilím tak vznikne ce-losvětová síť, která bude díky velkémumnožství pozorovatelů schopna zajistitkontinuální monitorování komety9P/Tempel 1, jak v období před dopademimpaktoru, tak i po něm. Získaná data bynám měla poskytnou komplexní pohled naprocesy probíhající v komě. Projekt má ná-sledující oblasti zájmu:• širokopásmová RI fotometrie – lis-

topad 2004 až prosinec 2005

• širokopásmové VRI a nefiltrovanésnímky ke studiu aktivity jetů – bře-zen až září 2005

• širokopásmové VRI a nefiltrovanésnímky ke studiu outburstů – od lis-topadu 2004 a po celý rok 2005

• úzkopásmová fotometrie a spek-troskopie v období dopadu impaktoru

K zapojení do programu STSP stačí spl-ňovat několik základních požadavků. Mi-nimální průměr teleskopu je stanoven na24 cm a světelnost na f/4 nebo f/5. KvalitaCCD kamery by měla dosahovat vyššíhostandardu, jaký poskytují renomovaní ko-merční výrobci těchto zařízení, např.Apogee, HiSIS, SBIG a Meade. Rozlišeníby mělo být 2” na pixel nebo lepší. Regis-trace pozorovatelů a týmů je možná na ad-rese http://deepimpact.umd.edu/stsp/lo-gin.cfm. Prvním českým zástupcem, kterýse zapojil do projektu STSP, se stala MPCstanice 048 Hradec Králové s 0,40-m f/5reflektorem JST.

Stranou mise Deep Impact však nezů-stanou ani ti, kteří nemají vážnější vědeckéambice. Na adrese http://deep-impact.umd.edu/amateur/login.cfm jemožné se zaregistrovat do amatérské sekceAmateur Observers’ Program. Zde budevznikat jedinečná galerie obsahující CCDsnímky, skenované fotografie, kresby a po-

Platforma s přístroji MRI a HRI.

5

pisy. Projekt Deep Impact je tak otevřen ši-roké odborné veřejnosti.

Na závěr by se slušelo uvést několik zá-kladních informací o kometě samotné. Jejíhistorie se z lidského hlediska začala psátv druhé polovině 19. století. Objevena bylavečer 3. dubna 1867, když se dostala dozorného pole 16cm refraktoru Marseillskéobservatoře, který Ernst Wilhelm Lebe-recht Tempel využíval k vizuálnímu hledáníkomet. Nacházela se na rozhraní sou-hvězdí Hada a Vah a měla vzhled difúzníhoobláčku o průměru 4’ až 5’. Jasnost se po-hybovala okolo 9 mag. V květnu 1867 vy-počítal C. Bruhns z Lipska, že se jednáo krátkoperiodickou kometu s periodou5,74 let. Následující pozorování přineslazpřesnění a konečná varianta dráhyukazovala na periodicitu 5,68 let. Po-sledním kdo spatřil kometu byl Julius Sch-midt, nalezl ji 27. srpna 1867, ale byla jižnatolik slabá, že nebylo možné provést po-užitelné určení polohy. Kometa se ponořilado vzdálenějších končin sluneční soustavya zmizela z dosahu tehdejších dalekohledů.Znovu ji nalezl až 4. dubna 1873 E. J. M.Stephan z Marseillské observatoře. Potvr-dila se tak periodicita komety a na základědvojice návratů byla učiněna úspěšná před-pověď pro rok 1879. Podle výpočtů, kteréprovedl Raoul Gautier, byla kometa naleze-na 25. dubna 1879 poblíž očekávané polo-hy. Při tomto návratu byla sledována až do8. července, nikdo však v té době netušil, žese jednalo o poslední pozorování na dlouhádesetiletí. Jak se později zjistilo, kometa sev roce 1881 přiblížila na 0,55 AU k Jupite-ru a gravitační interakcí došlo k zvětšeníperiheliové vzdálenosti z 1,8 na 2,1 AU.Následkem toho prakticky ustala veškeráaktivita a kometa se stala velmi slabým ob-jektem. Fotografické pokusy o její znovu-nalezení při návratech v letech 1898 a 1905tak ztroskotaly. Kometa se tak zařadilamezi ztracené objekty. Obrat nastal v roce

1963, kdy Brian G. Marsden výpočty zjistil,že kometa prodělala další dvě přiblíženík Jupiteru, v roce 1941 na 0,41 AU a v roce1953 na 0,77 AU, což mělo za následekopětovné snížení periheliové vzdálenosti.Poklesla až na 1,5 AU, tato hodnota bylao trochu menší než v době objevu v roce1867. Vzhledem k této skutečnosti se daloočekávat zvýšení aktivity a naděje naznovunalezení se zvýšila. Brian G.Marsden tak publikoval nové předpovědina následující dva návraty, 1967 a 1972. Připrvním z nich se o vyhledání kometypokoušela Elizabeth Roemer. Na observa-toři Catalina pořídila několik fotografií, alejejich první zběžná prohlídka nedala žádnévýsledky. Nicméně při podrobnější revizidesek v roce 1968 byl na jedné z samo-statné expozici, pořízené 8. června 1967,nalezen blízko předpovězené polohy slabýdifúzní objekt asi 18. mag. Nicméně jedinýsnímek nemohl sloužit k definitivnímu po-tvrzení znovuobjevení komety9P/Tempel 1. K němu došlo až 11. ledna1972 na observatoři Steward. Od té doby jekometa sledována pravidelně a i kdyžvzhledem k rezonanci 2:1 s Jupiterem jeperiheliová vzdálenost neustále pod vlivemzměn, v současnosti roste, nebude sníženíaktivity znamenat opětovnou ztrátu kome-ty neboť přístroje vybavené CCD prvky jidokáží uhlídat.

Impaktor.

6

Kometa 9P/Tempel 1 byla při svém mi-nulém návratu v roce 1994 sledována takéna královéhradecké hvězdárně. Během ob-dobí od 30. března do 12. června získalMartin Lehký celkem 16 vizuálních odha-dů celkové jasnosti komy. Počátkem června

dosáhla maximální jasnosti, kolem8,5 mag a byla bez větších obtíží viditelnái v binokuláru Somet Binar 25×100.Všechna pozorování jsou volně přístupnáprostřednictvím internetu.

– Martin Lehký –

Dráha sondy Cassini u Saturnu – nová mapka

V tomto čísle Bílého trpaslíka naleznete jako přílohu další ze slibovaných mapek dráhysondy Cassini okolo planety Saturn, tentokrát od dubna do prosince 2005. Můžete si ji po-věsit např. na zeď, vyrobit si ze špendlíku vlaječku, a pro každý den si ji zapíchnout nasprávnou polohu. Polohy sondy (odpovídající vždy 0 h UT) jsou vyznačeny velkými znač-kami s odstupem dvou dnů, malými značkami s odstupem jednoho dne, a po čtyřechdnech je vždy u dané značky zobrazeno datum (obvykle jen den v měsíci, při přechodu dodalšího měsíce i číslo měsíce). Dráha sondy okolo planety se ovšem neodehrává stálev jedné rovině – na mapce je zobrazen pouze její průmět do roviny ekliptiky. Protožedráhy při jednotlivých obězích se značně překrývají, celá mapka je kvůli přehlednosti roz-dělena do několika částí

Na mapce je kromě dráhy sondy kotoučkem vyznačena planeta Saturn, schematickyjejí prstence (na všech obrázcích kromě červnového) a dále dráhy měsíců Encladusa Titan. Na první mapce, zobrazující celou předchozí trajektorii, je navíc i dráha měsíceIapetus, na červnové mapce pak také Hyperion, Rhea, Dione, Tethys a Mimas.

Dráha končí kvůli přehlednosti 31. prosince 2005. Její další vývoj ale včas vyjde napodobné příloze v některém z dalších čísel Bílého trpaslíka. Mapka byla vytvořena na zá-kladě dat z JPL Ephemeris Generator (http://ssd.jpl.nasa.gov/cgi-bin/eph).

– Petr Scheirich –

Přímé pozorování 3­D magnetické rekonexe v zemskémagnetosféře

Předpokládá se, že magnetická rekonexeje v zemské magnetopauze nejefektivnějšímechanismus umožňující průnik materiálupřicházejícího od Slunce skrz magnetickýdeštník. Již dříve byly pozorovány některé

geometrické vlastnosti penetrujících plaz-matických struktur (tranzientů) a prosto-rově ohraničených rekonexí, ale jejich prin-cipy nebyly spolehlivě vysvětleny předevšímkvůli vysoké rychlosti magnetopauzy a pro-

7

tože byla k dispozici data vždy jen z jednédružice. 8. října 2004 byla v časopise Ge-ophysical Research Letters publikována pří-padová studie založená na vícebodovém mě-ření získaném během mise Cluster.

Vědci dostali poprvé příležitost trojroz-měrně přímo pozorovat topologii magne-tického pole v magnetopauze a její změny,vedoucí k rekonexi ve více místech, kteroulze vysvětlit pozorované geometrickévlastnosti. Každou sekundu opustí Sluncedo všech směrů v průměru miliarda ki-logramů elektronů, protonů a těžšíchčástic. Zemi tyto částice dosahují nadzvu-kovou rychlostí (typicky kolem 400 km/s)a jsou zpomaleny nejprve hraniční oblastízvanou rázová vlna (bow shock). Poté jsoučástice odkloněny zemským magnetickýmpolem podobně, jako vzduch obtékající au-to. Oblast převažujícího vlivu zemskéhomagnetismu (auto) se nazývá magnetosfé-ra, hraniční vrstva (karosérie) oddělujícímagnetosféru od slunečního větru pakmagnetopauza.

Nicméně magnetopauza netvoří nepro-niknutelný štít. Deštník může být narušenv místech, kde se zemské magnetické polepřepojí s meziplanetárním (IMF = In-terplanetary Magnetic Field), které s seboupřináší sluneční vítr1. V takto narušenýchmístech může dovnitř zemské magnetosfé-ry prostoupit sluneční materiál. Přepojení– rekonexe – bylo jako jev předpovězeno

1 Vlastnosti plazmatu jsou jiné, než je naše běžnázkušenost. Jedním z jevů, které v plazmatunastávají, je tzv. „zamrzání magnetickéhopole“. Na plazma je pak třeba pohlížet jako nakomplexní balík nabitých a neutrálních částic,v němž existují elektromagnetická pole.Magnetické pole však nemůže oblak plazmatusamovolně opustit a v důsledku dlouhýchrelaxačních dob v diskutovaných případech aninezeslábne. Pohybující se oblak částic paks sebou přináší své vlastní magnetické pole,které je v oblaku udržováno po velmi dlouhoudobu.

poprvé v padesátých letech minuléhostoletí jako velkorozměrový ustálený pro-ces. Na konci 70tých let byly identifikoványpohyblivé a prostorově omezené typy těch-to jevů (FTE = magnetic flux transferevents). Bylo zjištěno, že FTE mají velmisložité geometrické vlastnosti, ale ty se ne-podařilo teoreticky vysvětlit.

V 80tých a 90tých letech se objevily teo-retické studie navrhující modely vysvětlují-cí tato pozorování. Některé z nich nazna-čovaly, že rekonexe by se mohla odehrávatsoučasně na více místech, což by vedlo k re-konfiguraci magnetického pole do velmispecifické trojrozměrné struktury. Avšakpro potvrzení takového modelu chyběla po-zorování. První pozorování podporující po-psanou teorii se uskutečnilo díky čtveřicisond mise Cluster, projektu mezinárodníspolupráce mezi ESA a NASA.

Studie tohoto typu jsou poměrně důleži-té. Transport hmoty (ale také energie a mo-mentu hybnosti) přes magnetopauzu jecentrálním bodem zájmu kosmické fyziky.Nejvíce se o výsledky studií zajímají specia-listé, monitorující vliv kosmického počasína zemské prostředí a infrastrukturu. Stu-dium těchto vazeb provádějí na základěměření z mnoha kosmických satelitů i po-zemských pozorování. Jedním z hlavníchcílů celého bádání je schopnost předpoví-dat sluneční bouře a jejich důsledky na kri-tické části infrastruktury v blízkém kos-mickém prostoru i zde, na Zemi.Magnetické bouře typicky vyvolané silnýmislunečními erupcemi2 mají na techniku naZemi i ve vesmíru nezanedbatelný vliv. Dů-sledky silné geomagnetické bouře bývajívýpadky energetických sítí, poškozování

2 Pro zajímavost je třeba podotknout, že slunečníerupce a výrony částic do korony (CME =Coronal Mass Ejections) jsou pravděpodobnětaké způsobeny magnetickou rekonexív komplikovaných smyčkách koronárníhomagnetického pole.

8

energetického vedení, kolaps kabelovýchsystémů, selhání satelitů a výpadky radi-ového spojení. Abychom uspěli při předpo-vědích, je zapotřebí vysvětlit ještě mnohodílčích jevů a podmínky průniku slunečnímplazmatem zemským magnetickým štítemjsou jedním z nich.

Dynamická magnetopauzaHlavním důvodem, proč nebyla popi-

sovaná 3-D magnetická topologie pozo-rována dříve, je vysoce dynamické chovánípozice magnetopauzy. Ve směru na Sluncese nejzazší bod magnetopauzy nachází vevzdálenosti přibližně 10 RE od středuZemě (1 RE = 6378 km), což je asi šestinavzdálenosti k Měsíci, pološířka magne-topauzy ve směru kolmém činí nějakých15 RE. Nicméně tyto vzdálenosti jsou pou-ze průměrné. Měření z družic prováděnéna začátku 60tých let minulého stoletíukázala, že magnetopauza se vlastně neu-stále pohybuje. Tento pohyb je způsoben

změnami ve směru meziplanetárníhomagnetického pole a dynamického tlakuslunečního větru3. Tento bod problému ilu-struje obr. 1.

Podmínky v klidném slunečním větrulze popsat rozmezím parametrů −5 nT <Bz < 5 nT a P < 3 nPa. Odhadnutý vrcholekmagnetopauzy nachází ve vzdálenosti ko-lem 10 RE (osa x), zatímco šířka magneto-sféry je přibližně ±15 RE (osa y). Na obr. 1je zachycen časový vývoj situace, kdy se veslunečním větru objevily výrazné poruchy(−23 nT < Bz < 23 nT a 2 < P < 17 nPa).Pozorované změny v parametrech slu-nečního větru se projeví jako „vlny“ podélrázové vlny a magnetosféry. Na začátkujsou parametry slunečního větru srovna-telné s hodnotami v klidném větru. Se

3 Dynamický tlak slunečního větru je přímoúměrný iontové hustotě () a druhé mocnině

rychlosti slunečního větru v2. Předpokládá se, žekosmické ionty se skládají z 96 % z protonůa 4 % helia (He2+).

Obr. 1: Horní panel: z-komponenta meziplanetárního magnetického pole (Bz), nahoře, a dynamický tlak(v), dole, měřené družicí ACE 8. června 2005. Dolní panel: pozice magnetopauzy (vnitřní nepřerušovaná li-nie) a pozice rázové vlny (vnější nepřerušovaná čára) odhadnutá na základě dat o slunečním větru z panelunahoře pomocí teoretického modelu. Oblast mezi těmato dvěma hranicemi se označuje jako přechodová ob-last, zatímco oblast uzavřená magnetopauzou symbolizuje magnetosféru. Čárkovaná kružnice, umístěná vevzdálenosti 6,6 RE, znázorňuje geostacionární dráhu, kde obíhá mnoho komunikačních a meteorologickýchsatelitů. Slunce se nachází zcela vlevo (není zobrazeno). Pohled do rovníkové roviny od severního pólu.(S. M. Petrinec, Lockheed Martin)

9

vzrůstem dynamického tlaku je magneto-sféra stlačována směrem k Zemi dokonceaž za geostacionární orbitu. Mezitím se z-komponenta jasně otočí do jižní polarity,což naznačuje velkorozměrovou rekoneximagnetických polí.

Statistické analýzy průchodů družicmagnetopauzou ukázaly rychlost jejího po-hybu mezi 10 a 80 km/s ve většině případů.Takový pohyb je mnohem rychlejší, než jevlastní rychlost družice (asi 5 km/s) a protokomplikuje studie průchodů magnetopau-zou. Pokud jsou v takovém případě k dispo-zici data pouze z jedné družice, je velmi ob-tížné přetransformovat změřený časovýprofil do profilu odpovídajícímu prosto-rovému rozložení.

Bylo předpovězeno mnoho procesů,které mají za následek penetraci sluneční-ho plazmatu touto vysoce dynamickouhraniční vrstvou:• rekonexe mezi meziplanetárním

magnetickým polem a magnetickýmpolem Země,

• rychlá penetrace, kdy plazmová vlák-na, jež mají mnohem větší momenthybnosti než okolní plazma sluneční-ho větru, zasáhnou a pravděpodobněproniknou do magnetosféry,

• tekutinová interakce.Rozlišení mezi těmito procesy rozhodně

není jednoduché a to nejen díky pohybumagnetopauzy. Prostorové rozměry těchtojevů zahrnují rozsah od stovek metrů poněkolik zemských poloměrů. Další fy-zikální parametry jako hustota plazmatu,

časové škály a vl-nové jevy majípodobné rozsahy.

Pozorováníz ClusteruZe všech výše uve-dených důvodůjsou pro studiedynamiky magne-topauzy nezbytnéměření prováděnéz více kosmickýchsond simultánně.Poprvé byla ta-ková studieumožněna díkymisi Cluster, ur-čené ke studiihraničních vrstevmagnetosféry vetřech rozměrechna různých pros-torových škálách.Mise se skládá zečtyřech identic-kých satelitů letí-cích ve formacis flexibilní vzdá-leností jednotlivých satelitů, jež se běhemletu již několikrát změnila (od 100 km do5 000 km). Satelity byly vypuštěny dvěmaraketami typu Sojuz-Fregat v červencia srpnu roku 2000. Společně se slunečníobservatoří SoHO vypuštěnou v prosinci1995 do Lagrangeova bodu L1 jsou sondy

Obr. 2: Přibližná pozicevšech čtyřech satelitůCluster pohybujících se po-dél magnetopauzy 30. červ-na 2001 mezi 5.00 a 6.00UT. SC3 se nacházív magnetosféře, zatímcoostatní tři Cluster družicese nacházejí v přechodovévrstvě. (S. M. Petrinec, Lo-ckheed Martin)

Obr. 3: Během magnetické rekonexe v plazmatu dojde k přepojení magnetických siločar opačných znameníformující charakteristickou topologii ve tvaru písmene X. Přepojené pole urychluje plazma od X bodu ve smě-ru původních siločar. (Center for Visual computing, University of California Riverside)

10

Cluster základními kameny vědeckéhoprogramu ESA Horizons 2000. Čtyři sondyjsou nezbytné pro získání trojrozměrnéhopohledu na dynamiku plazmatických struk-tur ve svrchní magnetosféře Země a oddě-lení prostorových a časových charakteris-tik jevů v ní probíhajících.

30. června 2001 družice Cluster pro-cházely magnetopauzou v ranním sektoru,podmínky ve slunečním větru byly klidnéa meziplanetární magnetické pole mělomírně severní polaritu. Magnetopauza senacházela mezi satelitem SC3 (v magneto-sféře) a dalšími třemi satelity Cluster v pře-chodové oblasti (SC1, SC2 a SC4). Pozicejsou hrubě načrtnuty v projekci do rovní-kové roviny na obr. 2.

Jak bylo zmíněno již v úvodu, magne-tická rekonexe dočasně mění topologiimagnetického pole, která pak umožňujeprůtok slunečního plazmatu skrz magne-

topauzu. Jednoduchá ilustrace mechanis-mu magnetické rekonexe, nastíněná vedvou rozměrech na obr. 3 napomáhá po-chopení toho, co vlastně satelity Cluster de-tekovaly. V plazmatu se mohou siločárymagnetického pole opačné orientace půso-bením kompresních pohybů dostat velmiblízko sebe (vytvořit konfiguraci typu X,obr. 3), kde může dojít k přepojení siločardo energeticky stabilnější konfigurace. Popřepojení jsou z bodu X urychlovány nabi-té částice. Výskyt takového osamoceného Xbodu může být zjištěn na základě měřenímagnetického pole takzvaným Walénovýmtestem. Ten je založen na magnetohydro-dynamických rovnicích řešených na tenkévrstvě se skokem v parametrech plazmatu.

Tok plazmatu skrz magnetopauzu můžebýt také testován satelitními měřeními.Částečně z měření iontové rozdělovací

Obr. 4: 3-D scénář přepojené magnetické konfigurace a související pozorování iontových rozdělovacích funkcízměřených přístrojem CIS na sondách Cluster 1 a Cluster 3. Pro srovnání jsou distribuce 1 a 2 typická mě-ření provedená kolem 5.10 UT na opačných stranách téměř nepropustné magnetopauzy. V magnetické trubi-ci 1 SC1 pozoroval horkou izotropní a hustou (~10 cm-3) plazmovou bublinu (distribuce 3, změřenov 5.12:44 UT). Bublina je tvořena zpomalenými částicemi z přechodové vrstvy spojenými s krátkodobou reko-nexí. Na magnetosférické straně struktury 1 (distribuce 4) SC3, nacházející se v magnetickém poli bubliny,měřil horkou populaci (6 cm-3, ~360 eV, v 5.14 UT) pohybující se směrem ke Slunci podél lokálního magne-tického pole. Rozdělení má ve fázovém prostoru podobný tvar jako distribuce 3, což naznačuje, že částicez přechodové vrstvy vstupují do magnetosféry podél přepojených siločar. Distribuční funkce 5 (ze SC1) zob-razuje přesvědčivý D-tvar s chybějícími nízkými rychlostmi. (Louarn et al., 2004).

11

funkce4, neboť distribuce iontů v přepo-jených polích je mixem iontové populacez přechodové vrstvy a magnetosféry. Po-pulace přechodové vrstvy má tvar písmene„D“ s uříznutím nízkoenergetické části(dolní pravý panel na obr. 4).

Během klidného měřícího intervalu30. června 2001 byl úhel mezi magnetosfé-rickým magnetickým polem (SC3) a polemv přechodové vrstvě (SC1, SC2, SC4)~170 °. Jinými slovy měla magnetická polena opačných stranách magnetopauzy prak-ticky opačnou orientaci.

Mezi 5.00 do 6.00 UT byla tato skoroideálně dvojrozměrná magnetopauzaněkolikrát narušena pokaždé na několikminut. Všechny studované časové intervalybyly detailně vyšetřeny. Zejména byl apli-

4 Rozdělovací funkce (distribuční funkce,distribuce) je funkce, která popisuje rozdělenípočtu daných částic podle jejich rychlosti.Máme-li oblak N částic a známe-li jehodistribuční funkci f(v), jsme schopni říci, kolikčástic z oblaku bude mít rychlost mezihodnotami v1 a v2, ovšem bez nároku určit, kterékonkrétní částice této podmínce vyhovují. Tentopočet se vypočítá podle vzorečku:n v1 vv2=N∫v1

v2 f vdv . Distribučnífunkce má některé důležité vlastnosti, jakonapř. N∫−∞

∞f vdv=N , která logicky říká,

že počet částic z N, které mají rychlostv v intervalu ⟨−∞ ,∞⟩ , je N, neboli že každáz částic má nějakou rychlost.

kován Walénův test a změřen tvar dis-tribuční funkce iontů. Pro dva z intervalubyl Walénův test úspěšný a pozorovala seiontová distribuce ve tvaru písmene D. Vevšech případech byly výsledky interpre-továny jako výskyt magnetické rekonexes jednoduchou topologií typu X. V ostat-ních dvou případech Walénův test selhal.Nicméně i tak se pozorovala iontová dis-tribuce ve tvaru D. Jak je to možné? Po de-tailní analýze jednoho z těchto intervalůdospěli vědci z týmu k názoru, že jednodu-chá rekonexe v jednom bodě nemůže tatopozorování vysvětlit. Místo toho navrhlijiné vysvětlení. Předpokládali existencidvou systémů magnetických trubic orien-tovaných v úhlu 90 °, které se navzájem při-bližují a celý jev vede ke dvěma rekonexím,které byly pozorovány družicemi Cluster.Topologie magnetického pole před a pojevu je zachycena na obr. 5.

Naznačená interakce může vysvětlitfakt, proč Walénův test selhal. Výslednámagnetická konfigurace zdaleka nevy-hovuje dvourozměrnému tekutinovémumodelu, na němž je Walénův test založen.Tuto trojrozměrnou magnetickoutopologie zamotaných magnetickýchstrukturu je možné vidět uprostřed obr. 4,kde modrá rovina označuje magnetopauzu.Tři měření iontových distribucí z SC1a SC3 podporující tuto interpretaci jsouzobrazena na pravé straně přímo pod sché-

Obr. 5: Vývoj magnetických trubic povícebodové rekonexi v paralelní konfiguraci.Číslice označují jednotlivé větve přepojenýchsilotrubic. Osa N souřadnicového systému jerovnoběžná s normálou magnetopauzy(označena MP) a míří směrem k přechodovévrstvě, M má směr vektoru průměrnéhomagnetického pole v magnetosféře, L ležív rovině magnetopauzy a doplňujeortogonální systém souřadnic. Rychlostpohybu přechodové vrstvy je označenasymbolem Vs. (Louarn et al, 2004).

12

matem situace. Každá z těchto distribucí jepřipojena na příslušné místo topologické-ho schématu červenou šipkou. Na levéstraně jsou pro srovnání zobrazeny dis-tribuce z obou stran téměř neprostupnémagnetopauzy zachycující stav v klidnémobdobí. Tato propojená magnetická konfi-gurace je prvním přímým pozorovánímtrojrozměrné magnetické topologie vzniklémagnetickou rekonexí ve více místechmagnetopauzy.

Na palubách sond Cluster se nacházíněkolik přístrojů, pro tuto studii byly pou-žity přístroje FGM (FluxGate Magnetome-ter) a CIS (Cluster Ion Spectrometry).Předkládaná studie není jediným vý-sledkem dosaženým s pomocí tohotounikátního projektu, získaná data podléha-jí pečlivému zpracování a dá se očekávat,

že další, možná zlomové objevy, budou při-cházet. Mise byla plánována do prosinceletošního roku, avšak s ohledem na sou-časný průběh mise a také na stav všechčtyřech družic se ESA rozhodla operačnífázi projektu prodloužit o celé čtyři rokya mírně modifikovat (rozšířit) hlavní cílecelé mise.

– Michal Švanda –

Literatura:

Louarn, P. et al: 2004, Cluster observations ofcomplex 3D magnetic structures at themagnetopause, Geophys. Res. Lett., 31

Podle: ESA Science and Technology,http://sci.esa.int

Aktivní galaxie  NGC 4151 CVn

Aktivní galaktická jádra patří bezesporumezi nejfantastičtější a nejzáhadnější extra-galaktické objekty současné astrofyziky.Jsou to nejzářivější objekty ve vesmíru a ne-změrné množství energie chrlí domezigalaktického prostoru na všechvlnových délkách, od rádiových vln až po zá-ření gama. Stejně extrémní jsou světelnézměny. Aktivní galaktická jádra mohou mě-nit svoji jasnost na časových škálách něko-lika minut, dní až desetiletí.

V západní části souhvězdí Canes Venati-ci se nachází jeden z nejjasnějších zástupcůaktivních galaktických jader, Seyfertovagalaxie I. typu, NGC 4151. Podle origi-nálního „New General Catalogue“ (NGC)z roku 1888 je objevitelem NGC 4151a sousední maličké galaxie NGC 4156,William Herschel. Jednu z prvních kresebtěchto galaxií je možno najít v díle Willia-

ma, third Earl of Rosse „On the Con-struction of Specula of Six-Feet Aperture;and a selection from the Observations ofNebulae made with them“, PhilosophicalTransactions 1861, Plate XXVII, Fig. 20.Autorem kresby je B. Stoney a věrně za-chycuje základní strukturu galaxie. Jasnéjádro obklopené difúzní mlhovinkoukruhovitého tvaru, která je protilehlýmisouměrně položenými jasnějšími lalokydomodelována v eliptický tvar. Křížováidentifikace galaxií je následující H 1111 =NGC 4151 a H 1113 = NGC 4156.

Galaxie NGC 4151 se nachází nasouřadnicích = 12 h 10 m 32,579 s a =+39 ° 24 ‘ 20,63 “ (ekvinokcium 2000,0).Celkový zdánlivý rozměr galaxie činí 7×6 ’,ale krajové části jsou velice nezřetelné. Nej-jasnější částí, která dominuje galaxii, jekompaktní jádro. V porovnání s galaxií má

13

téměř zanedbatelný průměr, předpokládáse, že není větší než 0,08 ”. Na základě sou-časných znalostí je NGC 4151 klasifiková-na jako (R')SAB(rs)ab: Sy1.5. Vzdálenostse v závislosti na použitých metodách po-hybuje v rozmezí 13 až 20 Mpc. Heliocent-rická radiální rychlost je 995±3 km/sa rudý posuv 0,00332±0,00001.

Jasnost galaxie se udává 11,5 mag, aleve skutečnosti se dá hovořit o jasnosti prů-měrné, neboť neustále podléhá změnám.Proměnnost ve viditelné oblasti spektrabyla poprvé oznámena v roce 1967 a o rokpozději došlo k potvrzení této skutečnosti.V následujících letech byla shromažďovánaarchivní pozorování a světelná křivka bylapodrobena množství analýz. Hlavnímpředmětem zájmu se stalo hledání periody,ale snažení zůstalo bezúspěšně. Nalezenéperiody se nepodařilo potvrdit. Jistý zlomnastal v roce 1981, kdy Lyutyi a Oknyanskiipřišli s vícesložkovou strukturou proměn-nosti. Jako řešení navrhli čtyři komponen-ty. V roce 1984 nastalo u galaxie hlubokéminimum, a jelikož bylo v souladu s jejichvícesložkovou teorií, přineslo podnětk dalšímu studiu. Lyutyi a Oknyanskii sepustili do důkladné analýzy všech publi-kovaných pozorování a výsledek zveřejniliv práci z roku 1987. Jako podklad pro svě-telnou křivku sloužilo zhruba 420 měřeníve filtrech UBV získaných za období 1967–1984 a 560 měření z fotografických desekzískaných za období 1906–1982. Vý-

sledkem studia bylo zpřesnění vícesložkovéstruktury proměnnosti. První komponen-tou jsou rychlé změny na škále 10 až 100dní, druhá složka ovlivňující světelné změ-ny má periodu zhruba 4 roky, třetí zhruba14 let a čtvrtá složka je dlouhodobá s peri-odou asi 80 let (minima 1910 a 1980). Svě-telná křivka však není jednoduše tvořenavýše uvedenými složkami, ale bývá výrazněovlivňována rychlými změnami. Na jejichexistenci upozornil už Fitch et. al. [1], zá-roveň s publikováním objevu proměnnostijádra. Rychlá proměnnost je v zásadě ne-pravidelná a neprojevuje se vždy. Nezávisítaké na aktivitě samotného jádra, není roz-dílu zda se nachází v minimu či maximu.Amplituda změn je do 10 % za období 15–20 minut (zhruba 0,07 mag. za 11–15 mi-nut).

Podle teorie vícesložkové strukturyproměnnosti mělo na počátku devadesá-tých let dojít ke zvýšení aktivity galaktické-ho jádra. V souvislosti s touto skutečnostíbyla v časopise anglické společnosti TheAstronomer publikována výzva k pozo-rování, součástí textu byla i vyhledávacímapka s vyznačenými srovnávacímihvězdami.

Ve stejném období se u nás zformovalaskupina vizuálních pozorovatelů, která sevěnovala této nevšední galaxii. Nicméněsledování aktivních galaktických jader jedlouhodobou a na první pohled nudnou zá-ležitostí a tak postupem času ubývalo pozo-

Světelná křivka galaxieNGC 4151. 515 vizuálníchodhadů od 21 pozorovatelů,celé skupiny za časové obdo-bí 10. dubna 1993 až8. února 2005.

14

rovatelů, až došlo k úplnému rozpadu celéskupiny. Splnila však svůj účel, během své-ho působení pokryla vizuálními odhady ob-dobí zjasnění, ke kterému na počátku deva-desátých let skutečně došlo. Jasnost jádrase tehdy vyšplhala až k 10,5 mag a galaxiebyla bez větších obtíží dobře viditelnái v binokuláru 25×100. Při odhadováníjasnosti však museli být pozorovatelé obe-zřetní a k odhadům se spíše doporučovalopoužití většího přístroje. Velkým nebezpe-čím, je přecenění výsledné jasnosti, pokudby se důkladně neoddělila stelární centrálníčást jádra od slabě difúzního „obalu“.

V současnosti se jádro galaxie nacházív klidové fázi a jasnost zlehka kolísápřevážně kolem 12,0 mag. Databáze pozo-rovací skupiny obsahuje celkem 515

vizuálních odhadů celkové jasnosti jádraod 21 pozorovatelů, za období od 10. dub-na 1993 do 8. února 2005. Největší početpozorování, 317, učinil Martin Lehký.

Pokud se mezi čtenáři tohoto krátkéhočlánku najdou zájemci o pozorování nechťse obrátí na adresu autora.

– Martin Lehký –makalaki@astro.sci.muni.cz

Informační zdroje:[1] Fitch, W. S. et al, 1967, ApJ, 150, p. 67

Autorova pozorovací data lze nalézt na in-ternetu na adrese ftp://astro.sci.mu-ni.cz/lehky/

Zajímavá pozorování

Na konci každého Bílého trpaslíka vždy naleznete rubriku o zajímavých pozorováních,která přicházejí právě od vás, členů Amatérské prohlídky oblohy a také jiných čtenářůtohoto zpravodaje. Bohužel musím podotknout, že v poslední době jsem nucen do tétorubriky zahrnout prakticky všechna pozorování, která se mi dostanou do ruky. Je to ško-da, jsem přesvědčen, že spousta z vás stále ještě používá oči k tomu, k čemu jsou určeny –

Světelná křivka galaxieNGC 4151. 515 vizuálníchodhadů od 21 pozorovatelů,celé skupiny za časové obdo-bí 10. dubna 1993 až8. února 2005.

15

k dívání se kolem sebe a v našem případě k dívání se na oblohu. Bohužel se zdá, že si svépostřehy necháváte pro sebe. Berte tento odstavec plný povzdechu jako apel na otevřenívašich šuplíků. Adresa redakce je v tiráži.

Nejdříve se podívejme na pozorování předsedy sdružení. Netýká se až tak astronomie,ale spíše zajímavých meteorologických jevů. A že jich bylo možné v nedávné době vidět naobloze spoustu. Stačilo se jen pozorně dívat do těsného okolí Slunce a případně s seboumít sluneční brýle.

Halové šílenství

Čas od času nastane pro pozorovatele radostné období, kdy si všimne něčeho zajímavého naobloze a je toho ve „více než malém množství“. V mém případě to bylo březnové pondělí, úte-rý a středa (21. až 23. března 2005).

Pro některé může být zklamáním, že vše se odehrálo na denní obloze. Jednalo se totiž o slu-neční halové jevy. Počasí nám totiž v těchto dnech „zařídilo“ nad naší republikou velkémnožství cirrovité oblačnosti ...

21. 3. 2005, okolo 9.30 UT

Martin Vilášek mne upozornil, že se „cosi“ děje okolo Slunce. Vykouknu z okna a co nevi-dím, krásný kruh (Malé halo) okolo Slunce. Digitálním fotoaparátem se mi podařilo zachy-tit jednak celý jev a jednak z mého pohledu zajímavé detaily.

22. 3. 2005, ráno

Při dnešním vstávání jsem vyšel na balkón, abych se trochu osvěžil studeným vzduchema přitom jsem si všiml „bočního slunce“, napravo od skutečného vycházejícího Slunce. Ihnedjsem se tedy pokusil daný úkaz zvěčnit.

Druhý pohled na halový jev se mi podařil zhruba za půl hodiny při cestě do práce, kdy bylovidět „horní slunce“ s pravděpodobným náznakem dotykového oblouku. Ráno bylo opravduzajímavé, a tak nějak se i lépe vstávalo ...

16

Snímek byl pořízen 21. 3. 2005 ve 9.20 UT, fotoapa-rátem Sony F828. Použitá expozice je 1/2000 sekun-dy, clona 8. Citlivost nastavena na ISO 64. Morav-ská Ostrava.

23. 3. 2005, celý den

V tomto období je situace pro pozorování halových jevů opravdu příznivá. Dnes ráno jsemopět zahlédl při svém odchodu do práce další halový jev. Krásně se vyjímal na roztrhanécirrovité oblačnosti protkané kondenzačními stopami letadel ...

Jelikož to halo z rána mělo dlouhou vydrž, zdokumentoval jsem ho ještě jednou před devátouhodinou občanského času.

Ani se mi to nechce věřit, ale halo přetrvalo od rána až do odpoledních hodin. Nasnímal jsemtedy i třetí sekvenci snímků.

Čtvrtý den už „naštěstí“ přišla oblačnost jiného typu, takže jsem se mohl přestat stále kou-kat nahoru ...

Z vlastní zkušenosti však vím, že na obloze se něco zajímavého děje neustále, jen to chce setam v pravý čas a pravidelně dívat.

Pozn.

Přiložené obrázky jsou jen výběrem mého pozorování a jsou upraveny pro „jednoduchý“černobílý tisk. Barevné verze naleznete na mém elektronickém pozorovacím deníku –http://denik.astronomie.cz/.

Marek Kolasa

Další zajímavou událostí uplynulých dvou měsíců, o které se nám dochovalo některýchzpráv, byla elongace Merkuru. 12. března byl Merkur od Slunce nejdál. První dvě pozo-rování jsou od Martina Viláška.

Pro ty, kteří to nestihli, zapomněli nebo jim prostě nevyšlo počasí, tady mám alespoň malounáhradu.

Vlevo: 23. 3. 2005 v 6.47 UT, 1/2000 sekundy, clona 5,6, ISO 80. Havířov-Podlesí. Vpravo: 23. 3. 2005 ve13.07 UT, expozice je 1/2000 sekundy, clona 8, ISO 64. Moravská Ostrava.

17

Jakmile jsem v sobotu k večeru zjistil, že by mohlo být jasno, začal jsem se připravovat na lovMerkura. Nejdříve jsem našel úzký srpek Měsíce a poté jsem se pokoušel i o planetusamotnou.

První pokus v 17.55 SEČ nevyšel, bylo příliš jasno. Druhý pokus v 18.06 se vydařil a já jsemMerkura našel v triedru, poměrně vysoko nad západním obzorem. Očima byl viditelný až setrochu setmělo v 18.18 SEČ. Snažil jsem se planetu vyfotit, což se mi nakonec podařilo.

Postupně se mi Merkur začal schovávat do jednoho velmi nepříjemného oblaku, který se na-konec roztáhl přes celý západní obzor a já nemohl pozorovat Merkura až k horizontu. Aleještě není všem dnům konec, počkáme do večera ...

Včera večer se vyjasnilo, takže jsem toho využil pro vyhledání Merkura. Vidět planetu něko-lik dní za sebou se mi ještě nepodařilo.

Tentokrát jsem jej v triedru našel téměř o 15 minut později, protože obloha nad západembyla pořád příliš jasná. Očima jsem jej viděl ještě později. Tak jsem se jal získat několiksnímků a skvěle mi přitom asistoval můj mladší pětiletý kluk. I on za chvíli viděl Merkuraočima nad domem našich sousedů a komentoval to jásavým výkřikem: „Jo, jo, už ho vidím.Tam ta malá tečka. To tak bliká ...!“

Skutečně, Merkur se poměrně nízko nad obzorem velmi pěkně mihotal, od obzoru jej dělilosotva 10 stupňů ... Traduje se, že mnoho slavných astronomů planetu vůbec nevidělo, nejvícese tato domněnka váže k Mikoláši Koperníkovi, který pro Merkura spočítal oběžnou dráhua na smrtelné posteli prý litoval, že jej nikdy neviděl na vlastní oči. Kdo ví, jak to bylo do-opravdy ...

A navíc, pokud jste si včera všimli Měsíce, byl zase malý kousek nad Plejádami a spolu vytvá-řeli velmi pěkné seskupení. Nevyfotil to náhodou někdo? Pokud ano, tak nám napište.

Na Martinovu výzvu o seskupení Merkuru a Měsíce zareagoval Radim Slovák.

Merkur (uprostřed snímku), 18.18 SEČ,Minolta Z1. Negativ.

18

Vracel jsem se s manželkou ze sobotního (12. 3. 2005) odpoledního nakupování, a na něja-ké pozorování jsem ani nepomyslel, obloha byla totiž zatažená celý den. Když jsem, ale zjis-til, že se začíná nad západním obzorem vyjasňovat a já uviděl tenký srpek Měsíce, tak jsemneváhal ani chvilku a po příjezdu domů jsem popadl stativ a fotoaparát a vyrazil na nej-bližší místo, kde mám lepší výhled na západ.

Naoranžovělý Merkur jsem v průzračné obloze uviděl hned a nedal se přehlédnout. Protožese blízko něho tyčila silueta zříceniny Boskovického hradu, říkal jsem si že bych mohl udělatpěkný záběr celého seskupení. Za účelem vytvoření pěkné kompozice jsem se počal broditvíce než 100 m sněhovými závějemi, abych na to zjistil, že než jsem našel vhodné místo a na-chystal foťák, tak se u obzoru objevily mraky a silueta hradu v nich zanikla. No ale pársnímků jsem udělal.

A to je bohužel z této rubriky již zcela vše. Doufám, že za dva měsíce bude více možností,z čeho vybírat. A proto na závěr přijměte jeden pozorovací návrh. Vhodný jak provizuálních, tak pro CCD pozorovatele. Jde o proměnnou hvězdu v kulové hvězdokupěM 5. Slovo ale předávám Jiřímu Duškovi a citaci z jeho Návodu na použití vesmíru:

V rozdělení hvězdné oblohy na jednotlivá souhvězdí, ve jménech hvězd i v označení ne-beských objektů je zapsán neuvěřitelně komplikovaný soubor příběhů pozemských hvězdářů,včetně dávno zapomenutých generací pozorovatelů šerého starověku. Příkladem může býtkuriózní souhvězdí Hada, formálně považované za jedno, ve skutečnosti však rozdělené nadvě části oddělené rozlehlým Hadonošem – Hlavu (Serpens Caput) a Ocas (SerpensCauda).

V Hlavě hada je nejpozoruhodnějším objektem kulová hvězdokupa M 5 (NGC 5904), kteráse řadí mezi nejjasnější objekty svého druhu. Ačkoli leží mimo jasné hvězdy, není problém jinalézt. Patrně nejrozumnější cestou je spustit se od hlavy Hada k trojici jasných hvězd v čeles a Serpens a odtud se vydat směrem na jihozápad.

I přes nasouvající se oblačnost, byla oblo-ha průzračná až k obzoru 12. 3. v 18:57SEČ, expozice 3 s, clona 2,5, f=77 mm(ekv.). Negativ.

19

Hvězdokupa leží čtyři stupně východně od 110 Virginis, v těsném sousedství nápadnédvojhvězdy 5 Serpentis. V triedru 6×30 se M 5 jeví jako malá kruhová skvrnka o průměrukolem 15 úhlových minut s nápadným jádrem. V obřím binaru 25×100 je nevýslovně jasnás nápadným středovým zjasněním a na jejím jihozápadním okraji můžete dokonce za-hlédnout relativně jasnou proměnnou hvězdu!

Ve větších dalekohledech spatříte vedle nažloutlé 5 Ser slabšího průvodce, M 5 vám pak nej-spíš připomene zrnité klubko lemované rozsáhlým halem jasnějších i slabších hvězd.Stručně řečeno: otevře se vám pohled na kulovou hvězdokupu valící se vesmírem, která vásstrhne do propasti podivuhodného prostoru.

– sesbíral Michal Švanda –

Obsah čísla:

Když se střílí na družice ..., Lukáš Král..........................................................................1

Deep Impact, Martin Lehký..............................................................................................3

Dráha sondy Cassini u Saturnu – nová mapka, Petr Scheirich....................................7

Přímé pozorování 3-D magnetické rekonexe ..., Michal Švanda..................................7

Aktivní galaxie NGC 4151 CVn, Martin Lehký.............................................................13

Zajímavá pozorování.....................................................................................................15

BÍLÝ TRPASLÍK je zpravodaj sdružení Amatérská prohlídka oblohy. Adresa redakceBílého trpaslíka: Marek Kolasa, Točitá 1177/3, 736 01 Havířov-Podlesí, e-mail:marek@ready.cz. Najdete nás také na WWW stránkách http://www.astronomie.cz. Napřípravě spolupracují Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně, Hvězdárnaa planetárium Johanna Palisy v Ostravě a Hvězdárna v Úpici. Redakční rada: JanaAdamcová, Jiří Dušek, Eva Dvořáková, Pavel Gabzdyl, Zdeněk Janák, Marek Kolasa,Lukáš Král, Rudolf Novák, Petr Scheirich, Petr Skřehot, Tereza Šedivcová, Petr Šťastný,Michal Švanda, Martin Vilášek, Viktor Votruba.Sazba Michal Švanda písmem Lido STF v programu OpenOffice.org © APO 2005

20

Proměnná hvězda V42, která je součástí kulovéhvězdokupy M 5, leží na jejím jihozápadním okraji.Jasnost mění v rozmezí 10,6 až 12,1 mag s periodou25,738 dne. V hledací mapce (sever nahoře, západvpravo, průměr necelý jeden stupeň) jsou vyznačenyhvězdné velikosti několika srovnávacích hvězd. Grafdole obsahuje pozorování V42 zhotovená fotografickyv osmdesátých letech 20. století (plná kolečka) a od-hady pozorovatelů J. Duška, K. Hornocha a L. Ondryběžnými dalekohledy.