Hvězdáři
už od starověku rozdělují stálice podle jasnosti na tzv. hvězdné
třídy. Zprvu je třídili odhadem od jedné do šesti, od poloviny devatenáctého
století podle návrhu Normana R. Pogsona exaktněji a vlastně ve zcela
libovolném rozsahu. A zatímco původně se pouze respektoval způsob vnímání
světla očima a mozkem, dnes je jasnost hvězdy podle definice
"osvětlení, které stálice vyvolává v místě pozorovatele", přičemž
se předpokládá, že neexistuje rušivý vliv zemské atmosféry. (To samozřejmě
není pravda, ostatně se o tom dočtete i v této kapitole.) Fyzikální
jednotkou jasnosti je lumen na čtvereční metr.
Astronomové však používají odvozenou veličinu -- hvězdnou velikost. Navíc poněkud paradoxně platí, že pokud se hvězdná velikost zmenšuje, jasnost objektu roste. Tak se totiž navázalo na původní vyjadřování a současně se zachovala "zvláštní" rozdělení, kdy se nám stálice dvou sousedních "velikostí" jeví slabší stejným dílem jako v jiných případech, třeba mezi druhou a třetí, nebo pátou a šestou.
Hvězdnou velikost -1 magnituda mají jen dvě hvězdy: Sírius a Canopus. Do druhé velikosti (tj. jasnější 2,49 mag) jich už zařadíme devadesát, do páté velikosti přes dva a půl tisíce a do osmé velikosti, tedy k hranicím viditelnosti bez dalekohledu, nad pětačtyřicet tisíc. Naopak Jupiter v opozici mívá -2,5 magnitudy, Venuše v největším lesku -4 magnitudy, Měsíc v úplňku -13 magnitud a oslnivé Slunce dokonce sahá na mínus dvacátou sedmou velikost!
Ovšem může být na hvězdách vůbec něco zajímavého? I při pohledu bez dalekohledu? Ano! Když už nic, tak to, že nesvítí stálým světlem nýbrž blikají a že nejsou bodové nýbrž cípaté.
Neklid atmosféry
Mihotání hvězd (tzv. scintilace) je výsledkem nepravidelného přísunu hvězdných fotonů, který má na svědomí atmosféra naší planety. S podobným jevem se ale setkáme také u vzdálených pozemských zdrojů světla, třeba u pouličních lamp.
Paprsek přicházející od hvězdy se totiž láme na rozhraních vzdušných vrstev, které mají různé teploty, vlhkost, hustotu a především index lomu. Jejich skladba se navíc v průběhu zlomků sekund neustále mění; proto se v malém rozmezí mění i směr světelného paprsku. Fotony, které nakonec dopadnou až do našeho oka, tudíž vykonají křivolakou cestu zemskou atmosférou. Původně bílé světlo, směs všech vlnových délek viditelného záření, se navíc rozloží na jednotlivé barvy. A protože se může stát, že se na okamžik o něco více odkloní modré fotony, převáží v přicházejícím proudu dočasně červené světlo. Nebo opačně. To způsobuje, že se hvězda nejen mihotá, ale přitom i mění zabarvení.
Velikost scintilace závisí na mnoha okolnostech, nejen na stavu atmosféry, ale také na blízkých a vzdálených pozemských zdrojích tepla. Obecně však roste s klesající výškou nad obzorem: Čím je hvězda blíže obzoru, tím delší cestu atmosférou musí její světlo proletět a tím více je neklidná. Například barvy prakticky nikdy nemění stálice ve výšce větší než padesát stupňů. Když se ale nachází níže než třicet stupňů, je tento jev naprosto běžný. Snad nejhezčí je pohled na zapadajícího či vycházejícího Síria z Velkého psa, event. jinou jasnou stálici, třeba Capellu z Vozky.
Scintilace je poměrně rychlý jev, nicméně existuje hned několik možností, jak ho "studovat". Půjčete si třeba od někoho silnější brýle a podívejte se skrz ně na hodně jasnou pulsující hvězdu. Brýle si ale nenasazujte na nos, nýbrž je držte v ruce a opisujte s nimi malé kroužky (tři až čtyři otočky za sekundu). V rozmazaném obrazu hvězdy pak snadno odhalíte jakékoli variace jasnosti i barev.
Od mrkajících hvězd-stálic lze po většinu nocí snadno odlišit hvězdy-bludice, čili planety, které jsou jako plošné zdroje světla vůči neklidu atmosféry odolnější. Mnohdy je ovšem scintilace tak veliká, že se ani ony "neubrání".
Zemská
atmosféra se ale na vzhledu hvězd a vlastně všech ostatních nebeských
objektů podepisuje i tehdy, kdy je na první pohled velmi klidná. Proudění
vzduchu totiž rozmazává jinak bodové obrazy do malých plošek měřitelného
úhlového průměru. Této veličině se říká seeing (čtí síing)
a její velikost běžně dosahuje jedné úhlové vteřiny. U obzoru je samozřejmě
větší, naopak na vysokohorských observatořích klesá až na třetinu. Takto
"poškozený" obraz, který samozřejmě výrazně degraduje kvalitu špičkových
dalekohledů, lze odstranit hned dvěma způsoby: Buď přístroj vybavíte
tzv. adaptivní optikou, která rychlé změny kvality atmosféry
koriguje (to vás přijde na statisíce dolarů), nebo investujete přece
jen trochu víc (několik stovek milionů dolarů) a vyšlete observatoř
na oběžnou dráhu. Hubblův kosmický dalekohled je toho zářným příkladem.
Za známou cípatost hvězd a všech ostatních vzdálených světelných zdrojů mohou lidské oči -- resp. uspořádání rohovky a čočky. Když se totiž podíváte na jasnou stálici skrz milimetrovou dírku v nějakém tvrdém neprůhledném papíru, zjistíte, že cípy zmizí. Tehdy totiž úzký paprsek prochází jenom malou částí rohovky a čočky. Jednoduchý návod k vysvětlení tohoto klamu přitom podal již Leonardo da Vinci.
Barvy hvězd
V časopisech, filmech, na fotografiích i v astronomických mapách se často hovoří o barvách hvězd. Také nejrůznější "fantasy" obrázky ukazují krvavě rudé obry, oslnivě modré neutronové hvězdy, nadýchané zelené mlhoviny, oranžové planety a fialové Slunce. Barvami z celého oboru viditelného spektra hýří záběry jak z Hubblova kosmického dalekohledu, tak i jednotlivých světových observatoří nebo meziplanetárních sond. To všechno je ovšem lež!
Vždyť se můžete sami přesvědčit: stálice totiž v podstatě barevné nejsou. Jinou než bílou barvu vnímáme při pozorování bez dalekohledu jen u asi sto padesáti hvězd (hranice barevného vnímání leží někde mezi hvězdnou velikostí dvě až tři magnitudy). Přitom i mezi třiceti nejjasnějšími stálicemi lze mluvit pouze o odstínu žlutooranžovém, žlutém a bleděmodrém. Hvězdy druhé velikosti již neuvidíte modré, u slabších stálic lze nakonec mluvit jen o studené bílé či šedé barvě.
K barevnému vidění totiž používáme tři druhy buněk citlivých na
světlo, tzv. čípků, které správně pracují jen za vhodného osvětlení.
Jsou-li zahlceny fotony, vidíme pozorovaný objekt bíle, je-li jich málo,
přestávají postupně fungovat a oko přechází na černobílé tyčinky. V
noci je proto normální barevné vidění -- při pohledu bez dalekohledu
-- omezeno rozsahem od -2 do +2 magnitudy. Objekty jasnější jsou bílé,
u objektů slabších přestáváme barvy postupně vnímat a jsou tedy opět
bílé.
Ostatně, prohlédněte si Antares, Betelgeuze a Aldebaran. Zdají se vám naoranžovělí? A co slabší alfa z Kasiopeji, gama ze Lva či beta z Malé medvědice? Jsou Arkturus a Pollux světle oranžovo-žlutí? Je Vega bleděmodrá? U nejjasnějších hvězd (stálic i planet) vám může napomoci mírné rozostření obrazu. Je to pravda? Srovnejte Regula s Vegou. Regulus je slabší než Vega. Jeho barva se tedy může jevit jiná, ačkoli by tomu tak být nemělo. Nezdají se vám barevné odstíny nápadnější u jasných hvězd, když ještě nejste plně adaptováni na tmu, nebo když je sledujete na mírně světlé obloze? Nepřipadá vám většina slabých hvězd modrá?
Hvězdy nesvítí jen v jedné spektrální čáře či v úzkém oboru elektromagnetického spektra, ale různě intenzivně na všech vlnových délkách. Za předpokladu, že září jako tzv. černá tělesa (což je téměř pravda), mají "nejčervenější" chladné hvězdy spektrální třídy M odstín oranžový, který odpovídá smíchání dvaceti procent skutečné oranžové barvy s osmdesáti procenty bílé. Hvězdy podobné Slunci (tj. spektrální třídy G) jsou bledě žluté, spektrální třídy F5 až A5 čistě bílé, horké O a B hvězdy mají zase do bílé namícháno kolem deseti procent modré. Žádné modřejší objekty neexistují. Kdybychom mohli vidět miliony stupňů teplé neutronové hvězdy, zdály by se nám stejně namodralé jako hvězdy např. Orionova pásu!
Naproti tomu někteří obři a veleobři spektrálních tříd K a M mohou být červenější, než by odpovídalo jejich spektrální třídě a povrchové teplotě. Zpravidla jsou totiž obklopeni prachoplynovou obálkou, která způsobuje odmodrání jejich světla a na prachových částicích se pak výrazněji rozptyluje světlo kratších vlnových délek. Obdobný vliv (i na ostatní typy hvězd) má mezihvězdná látka a také naše atmosféra.
Proto lépe než spektrální třída popisuje zabarvení hvězd barevný index (B-V), rozdíl mezi hvězdnou velikostí ve fotometrickém oboru V a krátkovlnnějším oboru B. Naoranžovělé hvězdy mají barevný index kladný a velký až pět magnitud (to v případě uhlíkových hvězd), namodralé záporný a malý (kolem -0,5 mag).
U záběrů nebeských objektů je situace ještě složitější. Jejich snímky se jednak pořizují skrz různé, většinou jenom úzkopásmové filtry, které propouštějí pouze světlo vybraných vlnových délek, jednak se snímají prostřednictvím detektorů s jinou citlivostí než mají lidské oči. Kompozice prezentované veřejnosti jsou nakonec uměle zabarveny tak, aby se zvýraznily jednotlivé detaily, eventuálně celkový estetický dojem (někdy se hovoří o tzv. "falešných barvách").
Takový Jupiter je ve skutečnosti žlutošedý, jeho družice Ió, ač prezentována jako oranžovo-žlutá skvrnitá pizza, nejspíš žlutavě bílé až šedě žlutozelené. Ani červený Mars není červený. Základní odstín jeho povrchu -- podle rozboru sond, které na něm přistály -- je nejspíš "světlá čokoláda". Navíc je velmi tmavý; odráží pouze deset procent dopadajícího světla. V dalekohledu se nám "krvavý" jeví jenom proto, že ho v tmavém zorném poli nemáme s čím srovnávat. Dokonce i to naše Slunce není žluté nebo oranžové, jak si obvykle myslíme. Když se totiž na něj podíváte přes dostatečně hustý neutrální filtr, bude bílé...
Nejinak je tomu u vzdálenějších objektů. I ony mají mdlé barvy, nepříliš rozdílné od toho, co vidíme v dalekohledech. I kdybyste se totiž k libovolné mlhovině přiblížili na skutečně malou vzdálenost, vzrostou její úhlové rozměry natolik, že jas zůstane na stejné úrovni jako při pohledu ze Země. Laguna ve Střelci proto bude navždy šedivá, Mlhovina v Orionu (M 42) nejspíš nazelenalá a známé Sloupy stvoření v mlhovině M 16, jejichž zelené obrázky z Hubblova dalekohledu před časem obletěly svět, temně růžové.
Také hvězdy pozorované z vysněné planety, jak nám to předkládají fantastické kresby zručných malířů, vypadají ve skutečnosti mnohem fádněji. Kdybychom se například dívali na Miru, jednu z "nejčervenějších" hvězd na nebi, jevila by se nám nejspíš jako světlý kotouč s naoranžovělou atmosférou.
Skutečně! Snímky v "pravých barvách", prezentované některými špičkovými astrofotografy (např. Davidem Malinem), sice odpovídají pohledu lidskýma očima, avšak s panenkou o průměru tak jeden metr! Vesmír je prostě téměř černobílý a nám nezbývá nic jiného, než se s tím smířit.
|
Jsou hvězdy barevné? Jak jejich barevné odstíny korespondují s jejich barevným indexem (B-V)? Přesvědčit se můžete velmi jednoduchým experimentem. Jednoduše si v menším dalekohledu prohlédněte několik set jasných hvězd -- trošku si je rozostřete, pak se odstíny lépe vnímají -- a jejich zabarvení oklasifikujte podle následující, velmi jednoduché stupnice:
V prezentovaném grafu je zahrnuto celkem 155 hvězd pozorovaných binarem 25x100. Je patrné, že hvězdy s velkým kladným barevným indexem se skutečně většinou jeví oranžové a naopak hvězdy s malým a nebo záporným indexem spíše do bíla. Rozptyl je však více než veliký... |
Meze
Pozorovatelé často hovoří o tzv. mezní hvězdné velikosti (zkráceně mhv), někdy též o limitní hvězdné velikosti, která udává jasnost nejslabších stálic v daném místě. I když představuje snad nejdůležitější charakteristiku pozorovacích podmínek, není těžké ji určit. Třeba taková Mléčná dráha: Pokud jsou vidět stálice slabší než šest a půl magnitudy, rozvine se po obloze v plné kráse. Při mezní hvězdné velikosti kolem 5,5 magnitudy jsou však patrné jen jasnější části a při mhv 4,5 mag přestává být pozorovatelná úplně.
Mezní
hvězdná velikost se většinou odhaduje v oblasti kolem pozorovaného objektu,
někdy se ještě přidává odhad v zenitu. Způsobů, jak na to, je hned několik.
Liší se pracností, pomůckami, které potřebujete, a též svými výsledky.
Dokonce i mezi jednotlivými pozorovateli bývá za stejných podmínek běžně
rozptyl kolem půl magnitudy.
Postup, jenž můžeme nazvat "dva ze čtyř", definuje mhv jako hvězdnou velikost takových stálic na hranici viditelnosti, které zahlédnete dvakrát, učiníte-li čtyři pokusy, z nichž každý trvá asi pět sekund. Používají se k tomu alespoň tři hvězdy s barevným indexem (B-V) menším než půl magnitudy, tedy bílé. Vhodným zdrojem takových srovnávacích hvězd jsou atlasy určené k pozorování meteorů, třeba Gnómonický atlas Brno 2000.0. Tato metoda, která se běžně zkracuje na "jeden pokus a jednu stálici", je mezi hvězdáři nejrozšířenější a vzhledem k nejistotě odhadu je v drtivé většině případů zcela dostačující.
Jinou možností, kterou preferuje např. Mezinárodní meteorická organizace (zkr. IMO), je odhadnout "počet viditelných stálic" v nějaké vybrané oblasti, zpravidla definované třemi či čtyřmi jasnými hvězdami. Například pokud vidíte mezi hvězdami alfa, beta a zeta Tauri (tedy mezi rohy Býka) deset hvězd, je mhv kolem 5,9 mag, patnáct 6,2 mag, dvacet 6,5 mag atd. V případě malé oblasti se však jedná o metodu značně nepřesnou. Jednak je tu problém s hvězdami na hranicích oblasti, jednak nejsou některé oblasti dostatečně hustě pokryty hvězdami různých velikostí. Metoda také není použitelná pro mezní hvězdné velikosti pod pět magnitud.
Poslední, nejpracnější metodou je "nakreslit si skicu" pozorované oblasti a zachytit v ní všechny viditelné hvězdy. Ta nejslabší udává mezní hvězdnou velikost.
Jak ale sami zjistíte, je u každé z metod naprosto nezbytné, abyste hvězdy viděli ostře. Tedy jste-li krátkozrací, použijte vhodné brýle! Jinak se vám mhv podstatně snižuje. Důležité je i to, jestli mezní hvězdnou velikost odhadujete jedním okem nebo oběma. Rozdíl činí až půl magnitudy! Takže třeba Jan Žižka z Trocnova měl o půl magnitudy horší mezní hvězdnou velikost než jeho společníci. Samozřejmě jen do doby, než mu vypíchli oko druhé...
Za průměrných pozorovacích podmínek je mezní hvězdná velikost kolem šesti magnitud, na vynikající obloze mohou být vidět stálice až sedmé velikosti. Hranice viditelnosti nejslabších možných hvězd se pohybuje ještě níže, kolem osmé velikosti. Z laboratorních experimentů potom vyplývá, že je lidské oko schopné registrovat na perfektně tmavém pozadí (v noci nikdy není) světelné objekty osmé až deváté velikosti!
| Kromě
popisu pozorovacích podmínek může mezní hvězdná velikost
odhadnutá v různých úhlových výškách posloužit k orientačnímu studiu
tzv. extinkce, tedy absorpce a především rozptylu procházejícího
světla zemskou atmosférou. Jednoduše řečeno: čím se hvězda nachází
blíže k obzoru, tím více se jeví zeslabena. (S tímto jevem se musí
počítat především při pozorování proměnných hvězd bez dalekohledu.)
Existuje hned několik způsobů, jak popsat jas oblohy a atmosférickou extinkci. Nejjednodušším, který ale dává jen velmi hrubé výsledky, je odhadnout změny mezní hvězdné velikosti s výškou nad obzorem. Sami tak můžete porovnat, jak moc se u vás mění pozorovací podmínky (s časem a v různých směrech) a jak jste na tom ve srovnání s jinými stanovišti. Za dobrých pozorovacích podmínek (bezměsíčná a bezoblačná noc po konci soumraku) určete v jednom azimutu mezní hvězdnou velikost v různých výškách nad obzorem, především pak mezi obzorem a padesáti stupni. Výšku nad obzorem, ve které jste stanovili mhv, odhadněte co nejpřesněji, třeba pomocí stupnice na teodolitu či jiných azimutálních montážích, resp. pomocí počítačového atlasu. Svá pozorování zaneste do grafu, ve kterém na svislou osu vynesete mhv a na vodorovnou parametr t, jenž závisí na vzdušné hmotě vztahem t=(1/sin h)-1, kde h je výška nad obzorem. V zenitu je tloušťka vzdušné hmoty rovna jedné (parametr t je pak nulový), ve výšce třicet stupňů dvěma, ve výšce 19,5 stupňů třem. V menších výškách už aproximace 1/sin h neplatí. (Ve výšce deset stupňů prochází světlo 5,60krát tlustší vrstvou než v zenitu, pět stupňů nad obzorem je to již 10,4 vzdušné hmoty a ve výšce dva stupně 19,8.)
Vynesenými body proložte od oka přímku a určete její směrnici. Hodnota směrnice pak udává velikost koeficientu Kviz, tj. velikost úbytku mhv na jednu vzdušnou hmotu, který je z poloviny dán vzrůstem jasu oblohy a z poloviny extinkcí. Platí mzenit=m0-Kviz, kde m0 je mezní hvězdná velikost bez vlivu atmosféry a mzenit je pozorovaná mezní hvězdná velikost v zenitu. Pro mezní hvězdnou velikost ve výšce h pak existuje vztah m(h)=mzenit-Kviz.t. Příklad takového pozorování najdete v přiloženém grafu, jenž byl sestaven na základě odhadů provedených Markem Kolasou na Hvězdárně v Úpici v roce 1997 (koeficient Kviz 0,6 mag na jednotku vzdušné hmoty), Lukášem Králem v ostravské Polance (Kviz 0,6 mag) a Tomáše Apeltauerem v Brně (Kviz 0,8 mag). A jen tak pro ilustraci: Bradley E. Scheefer odvodil podobným způsobem extinkční koeficient po Cerro Tololo, chilský vrchol, který má jedny z nejlepších pozorovacích podmínek na světě. Jeho hodnota je přímo pohádková, 0,17 magnitudy na jednotku vzdušné hmoty.
|
