ZÁKRYT ANTARA MĚSÍCEM 26./27. 4. 2005

A

 PÁR ÚVAH NAD NÍM A JEHO PRŮVODCEM

A

 CO MŮŽEME OČEKÁVAT PŘI ZÁKRYTU ,

A

NYNÍ I TROCHU, JAK SE POZOROVALO, - !! NOVÉ  !!

7. 7. 2005 - jedna malá poznámka, aspoň je vidět, že na Antara myslím kudy chodím

(I KDYŽ JSEM CHTĚL PŘED ČASEM TUTO STRÁNKU JIŽ ODSTRANIT, PONECHÁVÁM JI ZDE DÁLE. ZÍSKAL JSEM TOTIŽ NĚKOLIK ZPRÁV, KTERÉ O TOM JASNĚ ROZHODLY. POKUD MÁTE POZOROVÁNÍ TOHOTO ÚKAZU, KTERÉ BY MOHLO VNÉST DALŠÍ UPŘESNĚNÍ, MŮŽETE MI HO ZASLAT VČETNĚ OBRAZOVÉHO DOPROVODU. ADRESA sandor@hapteplice.cz )

Údaje z této stránky můžete volně používat kromě snímků a dopisů, které zaslali pozorovatelé. Zde je nutno získat jejich svolení.

nejdříve však rozházený úvod:

Podobnost barvy hvězdy s planetou Mars vedla antické myslitele k názvu Antares (římský Mars je řeckým Áresem, proti Mars = anti Áres = Antares). Hvězda však dostávala i jiné názvy: Cor Scorpii  - latinsky, Srdce Štíra – podle umístění ve tvaru souhvězdí; Kalb al Akrab –  arabsky, Srdce Štíra; ale také Vespertilio – Netopýr. Můžeme přidat alfa Sco či katalogová čísla podle různých autorů (část informací získaných výpisem z programu Cartes du Ciel):

Proměnná hvězda 739001 alf Sco Druh proměnlivosti: LC Magnituda: V 0.88/ 1.16

Hvězda HR 6134   HD148478 Flamsteed - číslo: 21 Bayer - písmeno: Alpha Souhvězdí: Scorpius Vizuální magnituda: 0.96 Barvený index: 1.83 Spektrální třída: M1.5Iab-Ib+B4Ve

Hvězda TYC6803-02158-1 Magnituda Tycho BT: 3.49 Magnituda Tycho VT: 1.29 Vizuální magnituda: 1.09 Barvený index: 1.87

Hvězda HD148478 SAO184415 CD-26 11359 Vizuální magnituda: 1.07 Barvený index: 1.84 Spektrální třída: M1 Dbl: 2.90"/ 4.40m

Dvojhvězda GNT 1 Magnituda: 0.96/ 5.40 1847: 2.6"/273° 1996: 2.8"/277° Spektrální třída: M1 Poznámky: NO DM:-26 11359

Různé katalogy vykreslují jednu a tutéž hvězdu poněkud jinde, je to dáno jejich přesností a dalšími záležitostmi. V Cartes du Cielu je Antares vykreslen následovně (naznačené zorné pole má průměr 1´, plnou verzi obrázku získáte kliknutím na snímek):

A nyní to nejdůležitější: výpis z předpovědí pro Teplice (zkráceno) coby základní údaje o zákrytu (a další katalogové označení):

 26/22 04 28/DD 1 XZ80Q 22374           97  1.1 M1  92- 147     3 139-80N

 26/23 08 51/RD 1 XZ80Q 22374            99  1.1 M1  92- 147     8 152 68N

V Teplicích se vstup odehraje pouhé 2 až 3° nad JV obzorem, výstup bude trochu příznivější: 8° nad JJV. Vstup (D) bude na osvětlené straně Měsíce, výstup (R) u tmavého okraje.

PÁR ÚVAH NAD NÍM A JEHO PRŮVODCEM

Antares je známý nejen svou červenou barvou, ale i jako hvězda s velkým rozměrem nejen absolutním, ale i úhlovým. Patří do skupiny nadobrů polopravidelně či nepravidelně proměnných pozdního spektrálního typu. Proměnnosti dosahuje pulsacemi. Příčinou pulzací je takzvaný záklopkový efekt, který pracuje s rekombinací a ionizací atomových jader: hvězda pulsuje kolem polohy hydrostatické rovnováhy, při zvětšování průměru klesá její teplota nejen na povrchu, ale i pod povrchem, dochází tak k poklesu teploty a ta začíná být vhodná k tomu, aby se elektrony navázaly na jádra atomů (vodíku a hélia), čímž se sníží propustnost pro záření, dochází k zahřívání a dalšímu nafukování a řídnutí beztak již řídkého prostředí. Zadržovaná energie způsobí ohřátí podpovrchových vrstev na teplotu vedoucí k ionizaci atomů, propustnost prostředí pro záření se zvýší a energie se vyzařuje do prostoru. To vede k ochlazování a smršťování. Přitom se teplota zvyšuje, hvězda se začne bránit dalšímu smršťování, začne se nafukovat a celý děj se opakuje. Nutno podotknout, že zde hraje roli mechanická setrvačnost a že hvězda vždy každou fázi (nafukování i stlačování) tím pádem poněkud přežene. Pulsace se týkají pouze vnějších vrstev a části podpovrchových, hlouběji v nitru je udržovaná hydrostatická rovnováha, tady pulsace neprobíhají. Antares samotný nemá jen jednu periodu pulsací, má jich několik, které se navzájem překrývají. V katalogu proměnných hvězd je zařazen buď do skupiny polopravidelných proměnek, kde byla vytušena perioda 1733 dnů (typu SRc), nebo také nepravidelných proměnných hvězd typu Lc. Změna jasnosti je od 0,88 do 1,16 magnitudy. Jak vidno, zařazení Antara do přesné skupiny proměnných hvězd není ustálené.

Zařazení do pozdního spektrálního typu není však známkou časové starobylosti hvězdy, naopak jedná se o poměrně mladou hvězdu patřící do populace galaktického disku. Pozdní spektrální typ hovoří o rychlém průběhu života hvězdy, která se rychle dopracovala z hlavní posloupnosti na větev veleobrů, kde za nějakou relativně krátkou dobu zakončí svůj celkem krátký aktivní hvězdný život. Odhad délky života hvězdy můžeme udělat podle vzorce, který je pouze přibližný, ale má určitou vypovídací hodnotu:

t_roky=1,1 x 10¹⁰M/L

M - hmotnost hvězdy; L - zářivý výkon hvězdy; oboje ve slunečních jednotkách.

Výraz 1,1 x 10¹⁰ je vyjádření délky života našeho Slunce v rocích.

Pohledem do literatury jsem zjistil M = 14 M_Slunce; L = 10400 L_Slunce; ale také jsem našel L = 1900 L_Slunce.

Z uvedených údajů vyplývá délka života Antara okolo 810 miliónů let (pro L = 1900), ale také 148 milionů let (pro L = 10400). 

Na každý pád je absolutní stáří Antara velmi malé a to již ve srovnání se Sluncem (4,5 miliardy let). Vznikl vlastně nedávno coby součást hvězd galaktického disku, což potvrzuje i jeho vlastní pohyb v Galaxii. Kolik zbývá Antaru života? Podle současných odhadů zatím není kandidátem na supernovu v horizontu příštích několika desítek až stovek tisíc let, možná ani několika miliónů.

Antares bývá uváděn častokrát jako příklad hvězdy s velkým úhlovým rozměrem. To je pravda, nicméně jak velký je jeho zdánlivý úhlový rozměr, toť otázka. Stačí se podívat do katalogu CADARS a hned vás může napadnout spoustu nepříjemných otázek. Ostatně výpis z katalogu následuje:

ra               dec                     číslo     označení      magnituda spektrum    průměr úhlový, absolutní  metoda a poznámky

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       0.96  M1.5IB             4.20E-02    -9.99E+20   1  D17  EW  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       0.96  M1.5IAB          4.13E-02    -9.99E+20   2  R27  W   

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.2   M1.5IB              2.78E-02    -9.99E+20   2  S34  AE  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1I                  3.57E-02    -9.99E+20  6G  B3   EGD 

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               4.14E-02    -9.99E+20  6G  S1   GD  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               2.80E-02    -9.99E+20   1  C8   ADL 

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       0.9   M1IB                4.00E-02    -9.99E+20   2  T3   E   

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.2   M0                    4.20E-02    -9.99E+20   2  E3   GD  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               4.50E-02    -9.99E+20   2  C16  L   

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               4.57E-02    -9.99E+20  6I  B13  EL  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               3.90E-03    -9.99E+20   2  E11      

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               4.00E-02    -9.99E+20   1  P11  A   

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               4.20E-02    -9.99E+20  3B  G1   EDG 

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               6.50E-02    -9.99E+20  6D  L1   AGD 

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       0.8   M1IB                4.57E-02    -9.99E+20  6I  C2   EGD 

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       1.08  M1IB               3.80E-02     5.10E+02   2  W22  EW  

16 29 24.5  -26 25 55    148478    ALF   SCO       0.96  M0IB               3.32E-02    -9.99E+20  6H  O6   A   

(bližší údaje o jednotlivých sloupcích na adrese: http://xml.gsfc.nasa.gov/archive/catalogs/2/2224/index_long.html#2224_notes.dat , 

katalog i hořejší odkaz na adrese: http://xml.gsfc.nasa.gov/archive/catalogs/2/2224/index.html )

Jak patrno, není úhlový průměr Antara zdaleka tak jednoznačně stanoven, jak by se mohlo zdát a závisí nejen na metodě, ale i na dalších okolonostech. Protože ve změně jasu se u Antara neuplatňuje (s velkou pravděpodobností) efekt TiO (viz odkazy na konci), změny jasu jsou vyvolávané pouze změnou průměru a teploty, nemůže být tak velký rozdíl úhlových průměrů sveden na samotné pulsace hvězdy. K tomu, abychom určili absolutní průměr, je zapotřebí znát i jeho vzdálenost. Literatura se tady opět značně rozchází, od 424 světelných let do 604 světelných let. Podle katalogu HYG je vzdálenost Antara 185,2 pc (= 604 LY; paralaxa 0,0053996"). Pro zajímavost uvádím paralaxu z Bečváře (Katalog Atlasu Coeli): 0,009" = 111 pc = 360 světelných let. Inu, měření se stávají přesnějšími.

Pokud bych se držel naměřených úhlových rozměrů Antara a vzdálenosti 185,2 pc, poté vychází absolutní průměr hvězdy následovně:

Udělejme si malý obrázek jeho absolutního rozměru, jak je zvykem tak, že umístíme Antara místo Slunce. Přepočet průměru Slunce na astropnomické jednotky je 108. Pro 600 průměrů Slunce vychází 5,5 AU (poloměr 2,25 AU), pro 800 je 7,4 AU (poloměr 3,7 AU), pro 1300 je 12 AU (poloměr 6 AU). Povrch Antara podle různých měření může být zrovna tak v hlavním pásu planetek jako až za drahou Jupiterovou. Nejmenší hodnota katalogu CADARS vede k absolutnímu průměru okolo 550 průměrů Slunce (průměr 5,1 AU).

Potíže s teplotou, tak bych nazval další odstaveček. Uváděné teploty povrchu Antara jsou obecně okolo 3500 K. Lze se také setkat s hodnotami 3100 K až 3400 K. Pokud však nahlédnu do Fyziky hvězd a vesmíru (M. Šolc a kolektiv), zjišťuji, že pro spektrální třídu M0 na hlavní posloupnosti je teplota okolo 3900 K, pro M0 III (normální obři) 2900 K a pro M0 I (veleobři) 2800 K (efektivní teploty). Antares zjevně není na hlavní posloupnosti, je veleobrem (třída I), přesto je teplejší než je průměr v dané skupině. Jasně, hvězdy jsou fyzikální tělesa s mnoha odlišnostmi a nelze je napasovat do ideálních křivek diagramů. Prostě se musíme smířit s tím, že Antares je sice veleobrem, ale přesto má poněkud vyšší povrchovou teplotu. Pokud bych se měl přiklonit k nějakému údaji, čistě intuitivně bych preferoval nižší teplotu před vyšší. Konec konců, vychází to i z odhadního propočtu pro absolutně černé těleso, které má dosáhnout určité velikosti v určité vzdálenosti. Jen podotýkám, že hodnoty jsou vypočtené z magnitudy 0,88 (maximum jasu) a vzdálenosti 185,2 pc:

Pro srovnání následuje tabulka pro minimum jasu 1,16 mag:

Protože maximum jasu bývá spojováno s fází smrštění a vyšší teplotou, kolísal by průměr od 350 do 390 průměrů Slunce. Vzhledem k tomu, že výpočet uvedený v horních dvou tabulkách je poněkud ošidný, neboť nebere v úvahu zvláštnosti červených obrů a veleobrů, jako jsou rozsáhlé atmosféry a okrajová ztemění, je zapotřebí zavést pro tento typ hvězd koeficient pohybující se okolo 2 - 2,5, někdy i více. Přesto bych teplotě 3500 K běžně uváděné v současné době nevěřil, bral bych ji za vyšší než ve skutečnosti je. Z úvah bych se klonil k teplotě v rozmezí 3100 K až 3400 K, hodnotu 3500 K bych považoval za starý údaj nebo za údaj pouze přibližný, i když nelze vyloučit ani tuto hodnotu jako maximální.

Antarův průvodce mě inspiroval k malému propočtu, který se uplatňuje při výpočtu hmot dvojhvězd. Prostě jsem prachsprostě dosadil zjištěné údaje a něco odvodil. Nepochodil jsem zrovna dobře:

Vzdálenost a (v AU) obou složek dvojhvězdy známe - li jejich úhlovou vzdálenost (") a paralaxu:

a = a"/paralaxa"

Pro Antara a jeho složku jsou hodnoty a" = 2,7  (ale také 2,6; 2,9; 3; 3,4); paralaxa = 0,0054"; vychází 500 AU (nejmenší, nerozhodneme, zda je složka blíže či dále od nás než Antares, skutečná vzdálenost by pak byla pochopitelně větší). Pokud bych bral údaje, že v roce 1847 byl průvodce na pozičním úhlu 273° a v roce 1996 na pozičním úhlu 277° jako velmi přesné, a uvážil více méně kruhovou oběžnou dráhu, pak by vycházela doba oběhu (velmi prostý propočet až nehorázně zjednodušený, 4° za 149 roků) na nějakých 13400 let. Vyzkoušet si, jak propočítat hmotnosti dvojhvězd je lákavé a použijeme - li známý vztah:

a³/P² = M1 + M2

obržíme součet hmotností obou hvězd. Po dosazení a = 500; P = 13400 je výsledek 0,696 hmot Slunce jakožto součet hmot obou hvězd. Tento výsledek je pochopitelně špatný. Proto jsem zvolil jinou cestu, přes známou hmotnost Antara (M1 = 14 M Slunce), zdánlivou jasnost průvodce a jeho absolutní jasnost a polohu v diagramu hmotnost / svítivost. Jasnost průvodce se v rúzných zdrojích liší: najdeme magnitudy od 5,4 přes 6,5 k téměř 7. Vybral jsem si 5,4 (spektrum B) a Pogsonovou rovnicí spočítal absolutní magnitudu (jak by zářila ve vzdálenosti 10 pc):

m - M = 5logr - 5

odtud je

M = -5logr + 5 + m

a po dosazení (m = 5,4 mag.; r = 185,2 pc) vychází absulutní magituda průvodce M = - 0,9 ^mag. Pohledem na graf M / Mh (hmotnost ve slunečních) okolo 4 hmotností Slunce. 

S využitím vztahu a³/P² = M1 + M2 a úpravu pro vyjádření oběžné doby po dosazení hodnot (a = 500 AU; M1 + M2 = 18 hmot Slunce) vychází oběžná doba na 2640 let. Protože však není jisté, že velká poloosa relativní elipsy je skutečně  nyní pozorovaná (průvodce může být v apoastru nebo periastru, obecně kdekoliv mezi krajními hodnotami, navíc neřeším rozdíl vzdáleností obou hvězd a skutečnou vzdálenost), je nutné uvážit i jiné možnosti velikosti velké poloosy. Při úhlové vzdálenosti složek 3,4" je vzdálenost 630 AU (a pokud tuto hodnotu budeme brát jako velkou poloosu dráhy relativní oběžné elipsy) a součtu hmot obou hvězd 18 hmot Slunce by vycházela doba oběhu 3730 let. Nutno podotknout, že Antares leží již dosti daleko a ve směru s dosti velkou mezihvězdnou absorpcí, která může dosáhnout až 3 magnitudy na 1 kpc. Tudíž absolutní hvězdná velikost by se měla opravit o příslušnou hodnotu.

Jak bylo zmíněno, jasnost druhé hvězdy Antara může být nižší, použijme hodnotu 7,0 magnitudy. Pak by jeho absolutní jasnost byla +0,7 mag., z diagramu by vycházela hmotnost okolo 2 hmot Slunce, součet hmotností by byl M1 + M2 = 16. Pro různě velké poloosy pak by vycházely doby oběhů podle následující tabulky:

Jaký je tedy Antares a jeho průvodce? Při pohledu do malého dalekohledu si povšimneme, že se jedná o dvojhvězdu celkem pěkných barevných kontrastů. Červený Antares a zelenkavý průvodce. Obří hvězda nevysokého věku a přesto již v důchodovém stavu a sousední bujarý, stejně starý a přesto stále na hlavní posloupnosti žijící. Obr mající průměrnou hustotu milionkrát menší než je hustota vody sousedící s nepoměrně hutnější hvězdou. Napadá mě, zda by se nenašla nějaká gravitační skulinka, kudy by veleobr předával část své hmoty na svého souseda, který má průměr dva krát větší než Slunce (podle některých zdrojů), zda nedochází k přelévání hmoty aspoň v malém měřítku tak, jak to dělají blízké dvojhvězdy. Možná, že v periastru k tomu může docházet. Mě dostupná literatura o tom nedokáže rozhodnout, dokonce ani o době oběhu. Přesto věřím, že někde něco musí být, protože nějak se musela hmotnost Antara přece jen stanovit, když je brán coby jasně zvážená hvězda.

Poznámka (vložena 7. 7. 2005): DUŠEK JIŘÍ, GABZYL PAVEL, HOLLAN JAN: BÁJEČNÝ SVĚT HVĚZD - JAK SE STÁT HVĚZDÁŘEM. V této knížce se uvádí doba oběhu Antarova průvodce okolo 800 let. Tento údaj umožňuje poněkud zlepšit naše úvahy: Propočtem získáme velkou poloosu pro součet hmot hvězd 18 Sluncí okolo 226 AU, pro 16 hmot Sluncí 217 AU. Společné těžiště soustavy by v prvním případě (18 hmot Slunce) a při skutečné vzdálenosti odpovídající příslušné velké poloose by leželo asi 50 AU od Antara, v druhém případě (součet hmot hvězd 16 hmot Slunce) 27 AU od Antara. Protože je současná vzdálenost obou hvězd okolo 500 AU, můžeme předpokládat, že Antarův průvodce je nyní někde kolem apoastra, ale jeho oběžná dráha může být ještě výstřednější a v tomto případě by skutečnost byla zase poněkud jiná. V současné době pokud by součet hmot obou hvězd byl 18 hmot Slunce, pak by těžiště soustavy leželo ve vzdálenosti okolo 110 AU od Antara, v případě 16 hmot Slunce 62 AU od Antara.

CO MŮŽEME OČEKÁVAT PŘI ZÁKRYTU

Co vlastně můžeme očekávat při tomto zákrytu? Vstup za osvětlený okraj Měsíce je velmi problematický, navíc v Teplicích výškou nad obzorem. Výstup by měl být poněkud na tom lépe, je přece jen na tmavé straně a i když Měsíc je ve značné fázi, můžeme předpokládat že za průměrného počasí by měl být vcelku ještě pozorovatelný bez větších problémů. Nejdříve by se měl odehrát výstup Antarova průvodce, asi o 10 sekund později vykoukne samotný Antares. Jeho objevení nebude žádné teď a jsem tu, ale bude se vynořovat jak se sluší a patří na hvězdu s velkým úhlovým rozměrem pěkně postupně. Tedy i postupně bude nabírat na jasu. Co to "postupně" znamená z hlediska času? To záleží na několika okolnostech, jako je kupříkladu možný svah na okraji Měsíce či skutečný úhlový rozměr Antara. Ohybové jevy raději zmiňovat nebudu, zcela určitě se projeví, ale pro naši běžnou techniku v příliš krátkém časovém sledu a splynou do jednoho celku (povětšinou), snad jen náhodně by kamery mohly zaznamenat na jednom půlsnímku jakousi anomálii vybočující z celkového průběhu nárůstu jasu zvláště v době před skončením vstupu a hned při počátku výstupu. Počítejme s tím, že jak bude se Antares zakrývat (odkrývat), bude jeho jas klesat asi následovně (nepočítám okrajové ztemnění kotoučku hvězdy, které bude hrát určitě nějakou roli zvláště při vělším procentu zakrytí):

Relativní rychlost stínu vůči pozorovateli bude 1,058 km/sec. To bude obnášet pro nás délku vstupu či výstupu kotoučku hvězdy po dobu v rámci několika setin sekundy až do 0,19 sekundy (v závislosti na skutečném úhlovém průměru hvězdy a dalších stavech (úklon a členitost okraje Měsíce). Čistě teoreticky můžeme počítat s těmito možnostmi:

Vzhledem k tomu, že běžné videokamery snímají 50 půlsnímků za sekundu, měl by se projevit postupný zákryt či odkryt na několika půlsnímcích, jak patrno může to být od 3 do 11. S průvodcem takovéto "potíže" nebudou, je úhlově malý a měl by se objevit i pro kamery najednou, maximálně jeden půlsnímek by mohl být přelomový, kde se již ukáže jako slabší hvězda (v průběhu expozice půlsnímku zrovna se odkryl/zakryl), na dalším bude mít již vyrovnaný jas, nebo bude chybět. Jak však podotýkám, je vstup Antara za měsíční okraj pro nás těžko pozorovatelný z mnoha důvodů a tudíž příliš neuvažuji o sledování zákrytu průvodce, spíše při jeho odkrytí máme určitou naději na zaznamenání děje a to jak vizuálně, tak pomocí kamer.

Stav okraje Měsíce pro hvězdárnu v Teplicích dokumentují dva obrázky pořízemé programem LOW 3.1. Zajisté poznáváte printscreeny. Pokud byste chtěli si tento program pořídit, najdete ho na adrese http://home.plex.nl/~gottm/doa/ v různých velikostech. Mimo jiné má i test našich reakcí, takže můžete před i po pozorování si stanovit osobní chybu.

Vstup:

Výstup, který mě zajímá více, protože bude pozorovatelnější:

A ještě legenda k jednotlivým křivkám:

Protože se nejedná o oblast, která by měla příliš mnoho rozdílných údajů, nejsou všechny zdroje profilu okraje Měsíce využity (například Cassiniho regiony).

Jen pro doplnění a trošku povbudit představivost: Pokud by měl Antares úhlový průměr 0,0264", pak by ramena úhlu ve vzdálenosti Měsíce byla rozevřena na 48 metrů, tedy jako by těsně za okrajem Měsíce se schovával nebo vystupoval kotouč o tomto průměru. Pokud by však měl Anaters úhlový průměr 0,065", poté by příslušný kotouč narostl na průměr 117 metrů. Naschvál si prohlédněte některé snímky Měsíce, jeho pohoří či okraje pořízených z bezprostřední blízkosti a vypusťte draka fantazie z jeskyně. Jen ať trochu řádí. Dobře nám tak.

Dvě gif animace vytvořené Cartes du Cielem, vstup a výstup v Teplicích (bez obzoru, sever nahoře, východ vlevo):

vstup    a    výstup.

JAK SE POZOROVALO

V Teplicích a blízkém či širším okolí bylo zataženo, takže nebylo pozorovat možné. Na astrofóru však nějaké zprávy o úspěšném pozorování byly. Požádal jsem pozorovatele, zda by mohli přispět trochou do mlýna. Doufal jsem, že by se mohlo sebrat několik pozorování, která by dokázala aspoň přiblížit nějakou hodnotu úhlového rozměru Antara. Z tohoto pohledu jsem také vyhodnocoval došlá pozorování.

Ozval se pan Petr Šauman, ostatně jeho zprávička následuje:

Dobrý den,
počasí přálo a zákryt byl pěkně vidět. Pozoroval jsem triedrem 8x30 na okraji Vítkova (délka +17,757°, šířka +49,776°) s výhledem na JV obzor. Vstup nastal v 0h 7,3min za osvětlenou částí Měsíce. Protože Měsíc byl 24. dubna v úplňku, tak ještě poměrně dost oslňoval, a proto byl vstup špatně pozorovatelný. Naproti tomu výstup Antara nastal v 1h 11,9min za neosvětlenou částí Měsíce, proto byl krásně vidět. Bliknutí, jak se hvězda vedle Měsíce rozsvítila, bylo velice hezké.
S pozdravem

Petr ŠAUMAN

Bohužel se toto pozorování nedá blíže zpracovat, ale zase na druhou stranu ne vždy se musí pozorovat za účelem úplně nejvyšší přesnosti a přesto si odnášíme dobrý pocit z něčeho zajímavého či hezkého. Konec konců: dělám to kolikrát také. Přesto děkuji za zaslání zprávy, může být inspirující pro jiné pozorovatele a lovce pěkných pohledů na dění na nebi. Důležité je také jeho svědectví o tom, jakým přístrojem pozoroval a za jakých podmínek. Možná, že si nyní svých některých dalekohledů budete vážit o něco více.

Pro pana Šaumana na jeho pozorovací pozici vychází profil Měsíce pro vstup Antara za jeho okraj následovně:

Pro výstup je předpokládaný okraj Měsíce:

Zatímco u vstupu bychom mohli počítat s určitou nerozhodností, zda se odehrál za kolmějším či šikmějším svahem, u výstupu je stav poněkud jednodušší.

Druhý dopis přišel ze Slovenska od p. Viliama Švehly:

Vážení priatelia,
posielam Vám správu o pozorovaní výstupu Antaresa spoza Mesiaca
videokamerou v Žiline dňa 27. 4. 2005. Dosť dlho mi trvalo, kým som spracoval moje pozorovanie. Dňa 26. 4. 2005 bolo celý deň beznádejne zatiahnuté a pršalo. Po polnoci, už 27. 4. 2005, sa okolo 00:45 hod. LSEČ ukázali nejaké diery v oblakoch. Vyšiel som na pozorovacie miesto, ale ešte aj o 01:10 hod. sa cez Mesiac prevaľovali oblaky. V tejto minúte sa akoby zázrakom úplne vyjasnilo. Mesiac však bol mierne nažltlý a okolo neho bol malý pozorovateľný dvorec. Pozoroval som pri žilinskej hvezdárni (18:45:06,6 E, 49:12:20,6 N). Výstup Antatresa som zaznamenával videokamerou Sony Digital 8, typ DCR-TRV 355E, 20x optický zoom (ekvivalent f=900 mm), priemer objektívu cca 35mm, 25 obr./sek., expozíciou 1/60 sek, f/2, 0 dB. Čas som korigoval podľa DCF stopiek Eurochron pred aj po úkaze. Pri pozorovaní cez monitor kamery som videl viaceré záblesky po objavení sa Antaresa spoza tmavého okraja Mesiaca. Pri spracovávaní videozáznamu bolo vidno veľký nekľud atmosféry v okolí Mesiaca, keď Antares ešte aj 5 minút po výstupe výrazne preblikoval.
Po korekcii času som určil čas výstupu o 01:12:40,3 hod. LSEČ.
Prvý blik bolo vidno na troch po sebe idúcich políčkach videozáznamu. Na videopolíčku veľkosti 640x480 mal Mesiac priemer cca 165 pixelov a Antares iba niekoľko málo pixelov. V prílohe Vám posielam záznam prvého záblesku Antaresa a obrázok cca 5 minút po výstupe. Obrázky sú výrezy z originálnej veľkosti, pri prvom bliku je upravená gama, aby ho bolo vôbec vidno.
K pozorovaniu pripájam nasledovné poznámky:
1. Chybu citlivosti kamery pri takomto úkaze nemám overenú, bolo to moje prvé pozorovanie zákrytu hviezdy. 2. Chyba odčítania prvého záblesku je nulová, predtým nebolo skutočne nič ani v šume. 3. Metódu korekcie času kamery podľa DCF stopiek mám overenú, lebo takto sme na žilinskej hvezdárni merali prechod Venuše 2004. Chyba časového údaja je maximálne 0,08 sek. - nepresnosť max. 2 políčka pri odčítavaní zmien na displeji DCF stopiek. 4. Dátový a časový kód z digitálnej videokamery sa nedá vložiť do obrázka, musí sa odčítať na obrazovke a ručne odpísať. 5. Teleskopické pozorovanie zákrytu sa žiaľ nerobilo a preto nie je možné urobiť porovnanie môjho výsledku. 6. Najväčší problém som však objavil pri pokuse porovnať moje meranie s predpoveďou! Zistil som nasledovné predpovede: Astronomická ročenka 2005:
predpoveď: pre BB 01:12:59, prepočítané na moju polohu 01:12:36. www . astro . sk:
predpoveď: pre BB 01:12:49 - rozdiel 10 sekúnd proti AR, predpoveď pre Žilinu 01:12:30.
Ja som si urobil predpoveď v programe LOW Lite 3.0:
pre moje pozorovacie miesto vyšlo 01:12:39 LSEČ s presnosťou 1 sek.
Keď porovnám môj výsledok s touto predpoveďou, myslím si, že som dosiahol na prvý pokus celkom dobrú zhodu.
Je veľká škoda, že počasie bolo aké nepriaznivé a pozorovanie nemohli uskutočniť viacerí pozorovatelia.
V prílohe Vám zasielam 2 obrázky:
MesAnt01 - prvý záblesk
MesAnt02 - 5 minút po znovuobjavení

S pozdravom
Viliam Švehla, Žilina

Pro jeho stanoviště vychází profil Měsíce při výstupu Antara poněkud nerozhodně, ale ne s tak výrazným rozdílem, aby příliš ovlivnil případný výsledek:

Pan Viliam Švehla mi s nevšední ochotou zaslal i jednotlivé snímky z kamery. Ukázka původního jednoho původního snímku:

Soubor snímků jsem provláčel fotošopem a udělal z nich výřezy. Antares je tak patrnější. Snímky jsou řazené v časovém sledu po řádcích tak, jak čteme. První snímek byl pořízen v čase 40,2sec (hodiny a minuty vynechávám), další s odstupem 0,04sec. Antares začíná být patrný v čase 40,28 sec.

40,20	40,24	40,28	40,32
40,36	40,40	40,44	40,48
40,52	40,56	40,60	40,64
40,68	40,72	40,76	40,80

 Zcela určitě jste si všimli, jak velký byl neklid ovzduší a tudíž i obrazu. Pokud si chcete udělat jasnější představu, jednotlivé snímky si zanimujte v nějakém prohlížeči.

Má naděje, že by se dal aspoň rámcově stanovit úhlový rozměr Antara dostala několik trhlin: jednak velké chvění vzduchu (což jsem očekával, ale doufal jsem, že nebude tak katastrofální), které způsobilo rozkmit jasu hvězdy takový, že nelze jednoznačně přiřadit příčinu postupného zjasnění při výstupu hvězdy jejímu postupnému odkrývání. Druhý důvod je tu však také: kamera mohla mít v danou chvíli dostupnost okolo 2. - 3. magnitudy (stejný typ kamery máme na hvězdárně, myslím že odhad není z nejhorších) a časová základna 0,04 sec je také méně vyhovující.

Přesto malé zamyšlení nad následující tabulkou a možnosti úklonu svahu (podle profilu Měsíce) okolo 30° od kolmice postupu Antara. Antares zřejmě začal být patrný, když byl odkryt z 20% až 40% svého průměru (zakryto 60% až 80% průměru). Na následujícím snímku již zřejmě dosahuje plného jasu (o 0,04 sec později). Vzhledem k tomu, že není jisté, kdy dosáhl plného jasu, zda těsně po expozici snímku, kde se objevil jako vycházející, či těsně před expozicí (nebo dokonce v části jejího průběhu) snímku dalšího, je rozptyl odhadu úhlového rozměru Antara dost velký, i kdyby bylo ovzduší klidné a obraz hvězdy také. To jsou meze, které nutno zvážit. 

Výsledek úhlového rozměru Antara je velmi nejistý. Prostým odhadem při uvážení, že Antares byl zachycen na prvním snímku (40,28 sec) při 60% svého zakrytí (za vyloučení některých vlivů), by vyšla celková délka výstupu Antara na 0,10 sec, to jest na 3 snímky (přesněnji na 5 půlsnímků) a odtud by vycházel jeho úhlový rozměr okolo 0,045". Nutno podotknout, že Antares by v tomto případě byl odkrývaný svahem kolmým ku pohybu Měsíce. Jak ukazuje profil Měsíce, tuto možnost nemůžeme brát zcela do úvahy, okraj Měsíce se mohl svažovat a Antares by mohl být odkrývaný ukloněným svahem (asi 0 30° od kolmice postupu), čímž se jeho výstup prodloužil. Aby byla zachována celková délka výstupu 0,10 sec, pak musí být úhlový rozměr hvězdy menší. V tomto případě by vycházel 0,04". Nutno podotknout, že tato hodnota je v rámci i hodnoty předchozí, neboť je nejisté, kdy Antares mezi jednotlivými snímky získal plný odkryt zrovna tak, jakou měl jasnost na snímku, kdy se poprvé objevil. 

Ale můžeme také tvrdit, že vlivem chvění obrazu hvězdy na jednom snímku nebyla zachycen proto, že zrovna si turbulence pohrávaly se světlem, na druhém, kde je již vidět coby objevující se, je ještě její světlo značně zeslabeno a dalším je již v plné parádě. V tomto případě by délka výstupu byla poněkud delší, kolem 0,12 sec. Pak by pro kolmo postupující svah vycházela hodnota úhlového rozměru Antara 0,055", pro svah ukloněný o 30° od kolmice hodnota 0,046".

Tyto hodnoty vycházejí z jednoho krajního případu uvažování, lze je považovat, pokud jsou odhady dobré, za největší. V případě úvah nejmenších možných hodnot by se nám Antares poněkud zcvrknul, možná že měrou nebývalou.

Můj odhad úhlové velikosti Antara je velmi hrubý, nicméně porovnejte si tyto nejvyšší odhady vytvořené na základě několika snímků z kamery s údaji katalogu CADARS.

DĚKUJI VŠEM, KTEŘÍ PŘISPĚLI SVÝM POZOROVÁNÍM A OCHOTOU. 

PROFILY MĚSÍCE JSOU VYTVOŘENÉ PROGRAMEM LOW 3,1.

I KDYŽ JSEM CHTĚL PŘED ČASEM TUTO STRÁNKU JIŽ ODSTRANIT, PONECHÁVÁM JI ZDE DÁLE. ZÍSKAL JSEM TOTIŽ NĚKOLIK ZPRÁV, KTERÉ O TOM JASNĚ ROZHODLY.

PROTO: POKUD MÁTE POZOROVÁNÍ TOHOTO ÚKAZU, KTERÉ BY MOHLO VNÉST DALŠÍ UPŘESNĚNÍ, MŮŽETE MI HO ZASLAT VČETNĚ OBRAZOVÉHO DOPROVODU.

Odkazy, které doporučuji přečíst:

Výborný proměnkářský přehled: http://astro.sci.muni.cz/variables/pejcha/typescz.htm 

Velmi dobrá počteníčka a něco navíc o jiných hvězdách (vybrané články z IAN, doporučuji přečíst i komentáře k článkům): 

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=753 

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=1465 

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=1460 

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=1443 

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=818

 Údaje z této stránky můžete volně používat kromě snímků a dopisů, které zaslali pozorovatelé. Zde je nutno získat jejich svolení.

 Adresa na mou osobu: sandor@hapteplice.cz

Otta Šándor.