“Na temné obloze zářily miliardy hvězd.” Touto lyrickou větou popisuje pohled na oblohu bezpočet autorů. Obloha člověka vždy fascinovala jako něco nedostupného a tajemného. A tak není divu, že autoři krásné literatury počet hvězd nad našimi hlavami vyjadřovali tak nadnesenými čísly. Skutečnost je podstatně prozaičtější – pouhým okem jich vidíme jen něco málo přes tři tisíce.
JIŽ STAŘÍ ŘEKOVÉ…
Říká se, že touto větou má začínat každá přednáška – a kupodivu, nevyhneme se jí ani my. Dokonce musíme ještě dále do historie – člověk hledí na oblohu již od počátků svého bytí, od doby, kdy se stal člověkem. A je docela možné, že se jím stal právě tehdy, když si uvědomil, že světélka na obloze představují něco zvláštního, vzrušujícího a tajemného. Pokusy o ztvárnění hvězdné oblohy – mohli bychom použít termín mapy nebo kresby – do hlíny a do kamene jsou velmi staré. Z archeologického výzkumu v Dendeře se dochovala staroegyptská mapa oblohy, vyrytá do kamenného kotouče. Některé hliněné destičky z oblasti Babylónu, staré přes 5 tisíc let, rovněž zachycují polohy hvězd.
Antická věda, jejíž počátky klademe do 7. až 6. století před naším letopočtem, pochopitelně neznala fyzikální podstatu hvězd ani jejich skutečnou vzdálenost (vzdálenosti hvězd byly poprvé změřeny až v roce 1838 Besselem, zdroje hvězdné energie – jaderné reakce – byly poznány teprve v polovině tohoto století). Přesto se z antické doby dochovala první měření poloh hvězd a první mapy oblohy. Obloha byla sídlem bohů, bájných reků a zvířat, jejichž postavy tehdejší pozorovatelé viděli ve skupinách jasných hvězd. V této době se také objevuje pojem souhvězdí – poměrně přesně určená skupina hvězd vytvářející charakteristický obrazec. Na mapách je pak reprezentovala zmíněná bájná postava.
Tento způsob tvorby hvězdných map se udržel do počátku novověku. Z první poloviny 17. století pocházejí Atlas hvězdného nebe od Hewelia a Bayerova Uranometria – spis s obrazy hvězdných map ojedinělé umělecké hodnoty a krásy.
JASNOSTI HVĚZD
První dochovaný katalog hvězd se připisuje Hipparchovi. Práce na něm byly inspirovány objevením se nové hvězdy v souhvězdí Štíra, jež vzplála v roce 134 př. n. l. Pravděpodobně se však nejedná o původní práci, ale o kompilaci a rozšíření katalogů předchozích, které se ovšem nedochovaly. Hipparchův katalog z poloviny druhého století před naším letopočtem obsahoval údaje o polohách asi 800 hvězd, Ptolemaios jej později rozšířil o údaje o dalších 200 hvězdách.
Hipparchovi vděčíme za stupnici pro určování jasnosti hvězd. Ve svém katalogu označoval nejjasnější hvězdy jako hvězdy první velikosti, nejslabší hvězdy ještě viditelné okem byly označeny jako hvězdy šesté velikosti. Z řeckého slova pro označení velikosti (magnitudo) vznikl dodnes používaný termín pro určování jasnosti hvězd – hvězdné magnitudy.
Hipparchos měl neobyčejné štěstí – určil svou škálu hvězdných velikostí tak, že hvězda druhé velikosti byla 2,5x slabší než hvězda první velikosti. Hvězda třetí velikosti byla opět 2,5x slabší než hvězda druhé velikosti. Zkrátka – rozdíl jedné velikosti v Hipparchově stupnici udával, že hvězda je 2,5x slabší (nebo jasnější) než druhá. To však bylo zjištěno až podle mnohem pozdějších měření, která byla uskutečněna Herschelem v letech 1780-1800. Herschel je také autorem prvního přístroje určeného pro přesná, nedokonalostmi oka nezatížená měření jasnosti hvězd. Hvězdné fotometry jsou od konce 18. století jedním ze základních a nepostradatelných přístrojů pro zjišťování vlastností hvězd.
Odtud byl již jen krok k zavedení exaktní škály hvězdných jasností. V roce 1857 upravil ještě Pogson poměr jasností odpovídající rozdílu jedné velikosti na 1:2,512. Proč tato zdánlivě nesmyslná korekce? Protože 2,512 je pátá odmocnina ze sta – to pak znamenalo, že hvězdy, jejichž hvězdné velikosti se liší o 5 tříd, mají své jasnosti v poměru 1:100. Tak je hvězda 1. velikosti 100x jasnější než hvězda 6. velikosti. Herschel a Pogson také zavedli do označování jasnosti hvězd záporná čísla. Hvězda nulté velikosti je tak zhruba 2,5x jasnější než hvězda první velikosti. A hvězda -1. (minus první) velikosti je opět přibližně 2,5x jasnější než hvězda nulté velikosti.
Pro shrnutí uveďme, že i nadále mají nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem 6. velikost (magnitudu), jasná hvězda Vega, dominující letní obloze právě v nadhlavníku, má nultou velikost (přesně +0,02 mag). Nejjasnější hvězda oblohy Sirius (na zimní obloze vlevo pod souhvězdím Orion) má jasnost -1,46 mag. A konečně Měsíc v úplňku má kolem -12 mag a Slunce -26 mag.
Z konce devatenáctého století také pochází snaha o zavedení standardů hvězdných velikostí. Plamen svíčky nebo kahanu není vhodný “etalon” jasnosti. Stačí závan větru, změna délky knotu nebo změna složení vosku, a plamen již má jinou jasnost. Proto bylo po celé obloze vybráno několik desítek hvězd, které byly definovány jako základní opěrné standardy. Jednou z těchto hvězd byla i Polárka. K překvapení astronomů se postupem doby ukazovalo, že jasnost řady hvězd se s časem mění. U některých proměnných hvězd, jak se jim začalo říkat, byly změny velké a nápadné – často i několik hvězdných velikostí. U některých byly změny malé – třeba jen jedna nebo dvě desetiny magnitudy nebo i méně. Pak záleželo na pokroku měřicí techniky, jak dokonale se podařilo určit jasnost hvězdy, a tím stanovit, zda si zaslouží své místo mezi standardy hvězdných jasností. Již zmíněná Polárka byla mezi standardy ještě v době mých studií na přelomu 60. a 70. let. Později se přišlo na to, že její jasnost se také mění – ne o mnoho, asi o 0,2 magnitudy. Málo, ale stačilo to k vyřazení z kategorie fotometrických standardů.
POŘÁDEK V SOUHVĚZDÍCH
Souhvězdí ve starověku i středověku byla chápána jen jako ony bájné figury. Celá obloha ani nebyla souhvězdími pokryta – vyskytovala se prázdná místa, kam se dala “vtlačit” dodatečně nově vytvořená malá souhvězdí. Zatímco na severní obloze existovala řada souhvězdí, která byla převzata již od řecké civilizace, a byla zde jistá tradice, na jižní obloze tomu tak nebylo. Astronomické znalosti indiánských obyvatel Jižní Ameriky, stejně jako původního obyvatelstva Nového Zélandu a Austrálie se nedochovaly a ztratily se při zániku tamních kultur. Civilizace severní polokoule vlastně ani nemohla jižní oblohu znát – a tak se první pokusy o vytváření souhvězdí na jižní obloze vyskatují až v období objevitelských cest v 16. století. A protože hlavní objevitelské výpravy užívaly jako dopravní prostředek lodě, objevují se typicky “lodní” souhvězdí. V názvech najdeme navigační a optické přístroje (Sextant, Oktant, Kompas, Dalekohled, Mikroskop, Pravítko a Kružítko), části lodi (Lodní kýl, Plachty, Lodní záď) i další výtvory techniky (Vývěva, Chemická pec) či připomínku misionářských aktivit cestovatelů (Oltář).
Definitivní pořádek do rozdělení oblohy na jednotlivá souhvězdí a jednoznačné vytyčení jejich hranic přinesl až kongres Astronomické unie v roce 1925. Ten definitivně “rozparceloval” oblohu na 88 souhvězdí a stanovil přesné souřadnice jednotlivých bodů hranic. Od té doby již obloha neobsahuje prázdná místa “nikoho”, každá i sebeslabší hvězda patří do některého souhvězdí. Souhvězdí tak ztratila vzhled krásných figur bájných zvířat a lidí, a stala se prostou oblastí na obloze.
MAPOVÁNÍ OBLOHY
Mapování oblohy se od samého počátku potýká s několika problémy typickými právě pro tvorbu map. První problém, který znají i pozemští kartografové, plyne z toho, že obloha je koule (trojrozměrná), zatímco papír mapy je dvojrozměrná plocha. Při převodu koule na plochý papír je nevyhnutelné dopustit se větších či menších chyb a zkreslení tvaru obrazců hvězd.
Jistě – nejjednodušší by bylo vytvářet mapy oblohy ve formě glóbusu. Tím by odpadla všechna zkreslení způsobená převodem koule do plochého papíru. Mapa by ale nebyla příliš praktická – moderní mapy oblohy s větším měřítkem (a desetitisíci zobrazených objektů) by musely mít průměr glóbu i více než dva metry. Jak by se asi taková “kulička” dopravovala dveřmi a po schodech kopule k dalekohledu…?
Přesto se glóbusy objevují, byť jen v únosných rozměrech, a je zajímavé si všimnout jednoho rysu. Většina z nich má hvězdy souhvězdí kresleny způsobem, pro který se vžil název “Gottes Sicht”. Zatímco reálnou oblohu pozorujeme zevnitř “koule oblohy”, jsou glóbusy kresleny při pohledu zvnějšku. Tedy tak, jak by odpovídalo “božímu pohledu” zvenku, což je přesný význam německého názvu kresebné techniky glóbusů.
Klasické papírové mapy ale odpovídají pohledu na oblohu zevnitř sféry. Pro potřeby mapování i dalších měření je třeba na obloze nadefinovat systém souřadnic. Ten je obdobný jako systém souřadnic geografických, který je rovněž definován na kouli. Základní rovinou nebeského systému souřadnic je rovina zemského rovníku, průsečík zemské rotační osy s oblohou udává polohu severního a jižního pólu oblohy.
S oblohou je ale jeden problém – protože ji pozorujeme z rotující Země, tak se nám zdá, že je to obloha, která se otáčí kolem nehybné Země. S tímto závažím starověku se astronomie sice již dávno vyrovnala, avšak v tuto chvíli jde o to, ukázat, že měřit polohu hvězd “vůči kopci na obzoru” by nebylo praktické. Za malou chvíli by se Země pootočila, a polohy hvězd v soustavě “kopce” by se změnily. Vhodnější je zvolit nějaký bod na nebeském rovníku a ten prohlásit za počátek souřadnic. Příroda nám zde pomohla. Druhá hlavní rovina používaná v astronomii je rovina oběhu Země kolem Slunce – rovina ekliptiky. Pokud se na malou chvíli vrátíme do starověku a budeme si představovat, že stojíme na nehybné Zemi, “uvidíme” rovinu ekliptiky na obloze jako zdánlivou dráhu Slunce po obloze v průběhu celého roku. Rovina zdánlivé dráhy Slunce, neboli ekliptiky, je vůči nebeskému rovníku skloněna o úhel 23,5° a protíná se s rovníkem ve dvou bodech. V jednom z průsečíků je Slunce právě tehdy, když na severní polokouli začíná podzim (v okamžiku tzv. podzimní rovnodennosti). Ve druhém průsečíku je Slunce na začátku jara, při jarní rovnodennosti. A právě tento průsečík rovníku s ekliptikou, tzv. jarní bod, byl vzat jako počátek pro měření nebeských souřadnic.
Stále ale ještě nebylo řečeno, jaké souřadnice se používají. Na Zemi se používá zeměpisná délka a šířka. Analogií zeměpisné délky – souřadnice měřené “podél” rovníku – je na obloze tzv. rektascenze. Obdobou zeměpisné šířky je tzv. deklinace, která udává, jak moc na sever (nebo na jih) je hvězda vzdálena od rovníku.
Deklinace se měří v úhlových stupních a nabývá (stejně jako zeměpisná šířka) hodnot mezi +90° a -90°. Hvězda, jejíž deklinace je přesně +90°, je na severním pólu oblohy. Rektascenze se z důvodů praktické návaznosti na jiná v astronomii používaná měření udává nikoliv ve stupních, ale v hodinách. Kolem rovníku tak není 360°, jak by tomu bylo při měření ve stupních, ale 24 hodin. Souvisí to s rotací Země, 1h=15°.
JAK MĚŘIT POLOHY HVĚZD
Nejjednodušší úlohou poziční astronomie je určení vzájemné vzdálenosti dvou objektů – například hvězdy a pohybující se planety nebo komety. K tomu stačí jednoduché úhloměrné přístroje, jako sextanty či oktanty. Takové měření nám ale dá možnost zjistit polohu jednoho objektu relativně vůči druhému. Pokud je však zapotřebí nakreslit mapu oblohy, potřebujeme znát skutečné, absolutní souřadnice hvězd vůči nějaké síti souřadnic – třeba té, kterou jsme popsali výše.
 Kvadrant se používal k měření výšky tělesa nad obzorem – pak býval namontován za zdi ve směru sever-jih, nebo pro měření úhlové vzdálenosti mezi dvěma tělesy – pak byl montován pohyblivě. |
Měření absolutních souřadnic hvězd v sobě skrývá dvě úlohy – ta jednodušší představuje určení deklinace hvězdy, neboli její polohy na sever nebo na jih od nebeského rovníku. Stačí upevnit úhloměrný přístroj (zde nejlépe kvadrant, abychom mohli měřit úhly od 0° do 90°) na pevný stojan nebo zeď přesně ve směru sever-jih. V okamžiku, kdy hvězda prochází rovinou sever-jih – a tedy i rovinou přístroje – určíme její výšku nad obzorem. Pokud známe své zeměpisné souřadnice, můžeme pak vypočítat vzdálenost hvězdy od nebeského rovníku, neboli její deklinaci.
K měření rektascenze – druhé ze souřadnic – můžeme použít stejný přístroj, ale musíme kromě toho znát přesný okamžik, kdy hvězda prochází rovinou sever-jih. Obvykle se to dělalo tak, že na měřicím přístroji byl zprvu nějaký záměrný systém (muška a hledí jako u pušky), později dalekohled. V zorném poli bylo nataženo vlákno a pozorovatel měřil okamžik, kdy se hvězda ocitla za vláknem. Tak bylo vlastně úhlové měření nahrazeno měřením času – a to je i důvod, proč se rektascenze neudává ve stupních, ale v časových hodinách.
Dnes se místo kvadrantů používá jiných přístrojů, například pasážníků, ale princip měření je zachován. Jde v podstatě o dalekohled, který se může pohybovat jen v rovině sever-jih otáčením kolem vodorovné osy. Pozorovatel opět měří výšku hvězdy nad obzorem a tím její deklinaci, rektascenze se měří zjištěním okamžiku průchodu hvězdy přes vlákno představující rovinu sever-jih.
Tímto způsobem se zjišťují polohy jen menšího počtu hvězd, které tvoří základní síť opěrných bodů na obloze. Polohy dalších hvězd a jiných objektů, zachycených třeba na fotografickém snímku oblohy, se pak určují relativně vzhledem k těmto základním hvězdám.
Již zmiňovaný Hipparchův katalog hvězd měl malou přesnost – úhloměrné přístroje byly dřevěné, stupnice pochopitelně nepřesné. Kovové přístroje se objevují až ve středověku – armilární sféry a astroláby té doby jsou nejenom měřicími přístroji, ale nadto malými uměleckými díly.
Nejvyšší přesnost měření z období před použitím dalekohledu v astronomii (Galilei, 1610) dosáhl dánský astronom Tycho Brahe (nesprávně se někdy uvádí jeho jméno jako Tycho de Brahe, což je stejný nesmysl jako například Jan z Žižky). Tycho měřil pomocí velkých kovových přístrojů vlastní konstrukce, s nimiž dosahoval přesnosti kolem 1 obloukové minuty. V době jeho pobytu v Praze (umírá zde roku 1601) vznikl v dílně E. Habrmela sextant, o kterém Tycho nepochybně věděl a pravděpodobně s ním i krátce měřil. Sextant se dochoval a je spolu s dalšími přístroji vystaven v Národním technickém muzeu.
Přesnost měření se zvyšovala montováním dalekohledů na úhloměrné přístroje. Na přelomu 17. a 18. století dosahuje Flamsteed přesnosti již kolem 10 obloukových vteřin. Jedno z nejgigantičtějších děl poziční astronomie vzniklo v letech 1837-63. F. W. Argelander, ředitel hvězdárny v Bonnu, dalekohledem o průměru pouhých 10 cm za 25 let změřil polohy a jasnosti 324 000 hvězd na celé severní polovině oblohy. (Do roku 1914 byl projekt rozšířen i na jižní polokouli.) Bonner Durchmusterung, jak se publikovaný katalog pozic hvězd jmenuje, byl prvním velkým a dostatečně přesným katalogem, jenž pokrýval celou oblohu.
Nejpřesnější současná měření poloh hvězd pocházejí ze specializovaných družic, které pochopitelně měří jiným způsobem. Měřicí družice Hipparcos v polovině devadesátých let změřila polohy asi 110 000 hvězd s přesností, jež o několik řádů překonává vše, co bylo kdy změřeno. S přesností o něco menší pak změřila polohy dalšího milionu hvězd. Vzniklý katalog se stal základem dalšího měření a mapování objektů na obloze, přispěl významně i k určování vzdáleností hvězd od Slunce. Zlepšené znalosti vzdáleností hvězd v okolí Slunce umožňují lépe určit vzdálenosti bližších i vzdálených galaxií. To se pak promítá i do tak abstraktních záležitostí, jako je určení velikosti vesmíru a jeho stáří.
VŠECHNO JE JINAK
Dokonce i v astronomii, kde zdánlivě milion let není žádná míra, toto heslo platí. Hvězdy se navzájem vůči sobě pohybují, čímž se jednak deformují známé obrazce souhvězdí, jednak se mění polohy hvězd v síti nebeských souřadnic. Ani poloha počátku těchto souřadnic není stálá. Protože se Země kolébá jako roztočený setrvačník s periodou 26 800 let, kolébá se i základní rovina souřadnic – nebeský rovník, a tím se mění i poloha pólů na obloze. Před 5 tisíci lety, v době egyptské civilizace, nebyla polárkou dnešní Polárka (UMi Ursa Minor – Malý Medvěd), ale hvězda Thuban ze souhvězdí Draka.
Zjednodušeně řečeno, každá mapa je platná jen v jeden okamžik – později se hvězdy rozběhnou, souhvězdí změní svůj tvar, souřadnicové roviny změní svou polohu, a to se projeví i ve změně souřadnic hvězd. Proto je při kreslení map nutné udat okamžik, pro nějž jsou souřadnice hvězd platné. V astronomii jsou zavedeny určité standardní “epochy”, pro které se udávají polohy hvězd a ostatních objektů. Pokud se měření uskuteční v jiném okamžiku, všechny souřadnice se přepočítají na některou standardní epochu, takže je potom snadné porovnat různá měření, provedená sice v různých dobách, ale přepočtená na stejnou standardní epochu. Standardními epochami, které se v poslední době v astronomii používaly, jsou počátky roků 1900, 1950, 1975, 2000, a do budoucna je již připravena epocha 2050. Uvidíte-li tedy na titulu hvězdné mapy napsáno např. Mapa oblohy 2000.0 nebo Atlas Coeli Novus 2000.0, nejde o “miléniové šílenství”, ale o prosté označení skutečnosti, že souřadnice všech objektů jsou přepočítány na polohu rovníku a ekliptiky, která byla počátkem roku 2000. A to bez ohledu na skutečnost, že mapy vznikaly a byly vydány i několik let předtím.
MODERNÍ MAPY OBLOHY
Moderní mapy oblohy již nejsou uměleckými díly, hodnými zarámování na stěnu. Také nevznikají rydlem umělce, ale mnohem prozaičtěji, na obrazovce počítače. Postup jejich zhotovování je vždy obdobný. Základem mapy jsou katalogy neboli seznamy objektů. Jsou to vlastně velké tabulky (řečeno počítačovou mluvou jde o databázové soubory) s údaji o souřadnicích, jasnostech a dalších vlastnostech objektů, které se na obloze nacházejí.
Pak následuje důležitá fáze výběru objektů – musí se jich vybrat jen tolik, aby mapa byla na jedné straně přehledná, a na druhé straně aby ukazovala vše, co od ní budou její uživatelé čekat. Z vesmírných objektů se tedy vyberou jen ty hvězdy, které jsou jasnější než zvolená hranice, a například jen ty mlhoviny, které jsou větší než určitá stanovená minimální velikost.
Vzniklé soubory údajů o vybraných objektech pak slouží jako výchozí data pro kreslení. Na hvězdárně v Planetáriu hl. m. Prahy používáme pro kresbu objektů do mapy počítačový program AutoCad. Ten ve své původní formě slouží pro technické a stavební kreslení, ale jde o program natolik flexibilní, že jej lze “naučit” kreslit hvězdy, mlhoviny, galaxie a další nebeské objekty. Je ale nutno přiznat, že ono “učení” – neboli příprava programu s kreslicími instrukcemi trvalo v případě velkého Atlasu Coeli Novus 2000 skoro rok.
Jakmile je kreslicí program vytvořen, vykreslí AutoCad podle údajů v databázi objektů jednotlivé druhy objektů na mapu, přidělí jim barvy a popíše textovým označením. Jediná ruční práce (ale zato je jí hodně) spočívá v tom, že se musí myší posunout nápisy objektů, aby nekolidovaly mezi sebou nebo s jinými objekty. Jeden list Atlasu (je jich celkem 40) trvá takto asi 2 dny celodenní práce s počítačem a je na něm vykresleno a popsáno asi 10-12 tisíc objektů, jejichž popisy je nutno zkontrolovat a přesunout tak, aby se nepřekrývaly. Popsané a zkontrolované soubory s výkresy z map se nakonec převedou do formátu, jemuž rozumí osvitové jednotky – velké “fotoaparáty”, které jsou schopny připravit filmové předlohy o velikosti třeba i 1×1 metr, z nichž se v tiskárně vyrobí tiskové desky pro čtyřbarevný ofsetový tisk. A pak už nic nebrání tomu, aby se Atlas Coeli Novus 2000, který je důstojným nástupcem Bečvářova Atlasu Coeli ze čtyřicátých let, i další mapy rozběhly za astronomy amatéry i profesionály do řady zemí Evropy. březen 2000
