Vesmír :-) - Astrofotografie

Přejít na obsah

Hlavní nabídka:


                                                                     Vesmír


Vesmír je všude kolem nás, spolu s naší planetou jsme jeho součástí.Je úžasný, krásný i krutý zároveň.Je tvořen z hvězd, planet, komet, černých děr, meteoritů a mlhovin. Pro nás nejbližší vesmír je naše galaxie nazývaná Mléčná dráha a naše Sluneční soustava.

Co tvoří sluneční soustavu?

                                                                         
Sluneční soustava
Měsíc:


Měsíc obíhá kolem Země, ale hodně se od ní liší. Není tam vzduch a proto ani život. je to pusté a prašné místo,které rozžhavené ve dne a zmrzlé v noci.Povrch je pokrytý prohlubněmi miskovitého tvaru, kterým se říká krátery.Krátery vznikly při dopadu meteoritů a ty veliké jsou vidět za jasné noci i bez dalekohledu.Jsou různě veliké od malinkatých po obrovské s velikostí naší republiky. I když to tak nevypadá i Měsíc se otáčí kolem své osy a to jednou za 27dní, je to stejná doba za kterou oběhne Zemi, proto nemůžeme vidět jeho odvrácenou stranu.

Pro pozorování měsíce stačí náš zrak a nebo malý dalekohled zvaný triedr.Pro pozorování detailů na jeho povrchu je potřeba hvězdářský dalekohled.  Pak uvidíme takové detaily, jako tato krátery:


     
Fáze Měsíce
                                            

Toto je můj poslední snímek Měsíce pořízený přes dalekohled WO 132 FLT, průměr 132 mm a ohnisková vzdálenost 925mm. Jedná se o špičkový refraktor.

                      
Větší verze snímku na klik.                                                                                                                     WO 132 FLT
Plné rozlišení je zde. Tam už jsou vidět i detaily povrchu.



Slunce

Je to nejbližší hvězda.Ohromná žhavá koule, která vyrábí světlo a  teplo.Teplota na povrchu je 5500°C. Slunce nehoří, ale dochází v něm k výbuchům jako ve velké jaderné bombě. Tmavé fleky na jeho povrchu jsou  sluneční skvrny a v nich je teplota nižší.
K pozemnímu pozorování stačí malý dalekohled, který ale musí být opatřen slunečním filtrem.Přes tento filtr jsou pak vidět sluneční skvrny.
Pokud bychom chtěli vidět povrch a výtrisky hmoty, musí se použít speciální dalekohled optřená Ha filtrem.

   
Slunce přes běžný dalekohled Sluneční filtr.     Sluneční skvrny.                               Slunce přes Ha dalekohled a filtr.


                  

Merkur

Merkur je často viditelný triedrem nebo i pouhým  okem, ale je vždy velmi blízko Slunce a je těžké ho uvidět na zesvětlené obloze. Jeho jasnost  je více než jasnější hvězdy, avšak v přesvětlení zapadajícím či vycházejícím Sluncem jeho záře snadno zaniká.
Merkur má velmi tenkou atmosféru, složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem. Protože je povrch Merkura velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Takže v protikladu se Zemí nebo s Venuší, jejichž atmosféry jsou stabilní, Merkurova atmosféra je proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, tedy v pozemských měřítkách ultravysoké vakuum, daleko vyšší tlak má i vakuum v běžné žárovce. Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru, i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením. Merkurova atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety než samy mezi sebou.

Merkur je v mnoha směrech podobný Měsíci. Jeho povrch je velice starý a pokrytý krátery. Obsahuje prohlubně vytvořené mnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. Velikost kráterů se pohybuje od 100 metrů  až do 1300 kilometrů. Mají různé stupně zachování původního tvaru. Některé krátery jsou mladé s ostrými hranami a jasnými paprsky, které z nich vyčnívají, viz doprovodný obrázek vlevo. Merkur nemá žádnou tektonickou činnost, která by povrch omlazovala, podobně jako Měsíc. Kdyby jste se mohli projít po jeho povrchu, spatřili by jste podivný svět, velmi podobný tomu měsíčnímu. Merkurovy oválné, prachem pokryté kopce jsou nahlodávány erozivní činností dopadajících meteoritů, kterými je povrch neustále bombardován. Stěny geologických zlomů a rozsedlin povstávají na výšku několik kilometrů a táhnou se v délce stovek kilometrů.








Venuše

Zpočátku si lidé neuvědomovali, že "Večernice" a "Jitřenka" je ve skutečnosti stejná planeta. To bylo již hodně dávno.
Astronomové se nyní někdy zmiňují o Venuši jako o sestře Země. Obě mají podobnou velikost, hustotu a objem. Obě vznikly ve stejné době zahuštěním ze stejné mlhoviny. Nicméně, během posledních málo roků vědci přišli na to, že tady podobnosti končí. Nemá žádné oceány a je obklopena hustou atmosférou, složenou převážně z oxidu uhličitého a v atmosféře se nachází i kapky kyseliny sírové. V atmosféře nenaleznete téměř žádné vodní páry. Na povrchu je atmosférický tlak 90 x větší než na Zemi v nulové nadmořské výšce.

Venuše je po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze. Má na to nárok, protože je Zemi nejblíže. Venuši lze pozorovat ráno nebo večer. Na Venuši lze už triedrem nebo malým dalekohledem pozorovat fáze dne, ale jak je známo, Venuše je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy lze pozorovat jen atmosféru.

Povrch Venuše dosahuje teplot 500 stupňů Celsia (900° F). Hlavní příčinou této vysoké teploty je pokročilé stádium skleníkového efektu, který je způsoben hustou atmosférou uhlíku. Sluneční záření je zadržováno hustou atmosférou, která nedovoluje jeho vyzáření do kosmu. Tento efekt způsobuje, že Venuše je dokonce teplejší než planeta Merkur, která je ke Slunci nejblíže.
Díky husté atmosféře je na povrchu Venuše obrovský tlak. Dle výzkumu je tento tlak 92x větší než na Zemi.







Atmosféra

Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak devadesátkrát větší než u nás na Zemi. Stejný tlak působí u nás na ponorku, která je 3000 m pod hladinou oceánu.
Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jimž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány prvky jako: oxid siřičitý, vodní páry, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík.

Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem již atmosféra ven nepustí. Bylo vypočítáno, že Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla, všechno ostatní je přeměněno na jinou vlnovou délku. V případě Venuše především v teplo, tedy v infračervené záření, které je polapeno v mracích oxidu uhličitého. Situaci ozřejmuje obrázek, na kterém je vidět povrchová teplota kolem 460° C (860° F) a postupné ochlazování ve vyšších vrstvách.

Měření sondami, které zkoumaly teplotu atmosféry přineslo zajímavé poznatky. Teplota ve stejné výšce je přibližně stejná, ať se jedná o oblast nad rovníkem či oblast na póly Venuše. Dále se zjistilo, že teplota atmosféry Venuše se v oblasti, na kterou Slunce svítí, se také příliš neliší od oblasti, kde je noc. Příčinu tohoto jevu je zřejmě nutno hledat v proudění větrů, které v horních vrstvách atmosféry vanou vysokou rychlostí (360 km/h).

Jednou ze zajímavostí atmosféry jsou černé skvrny, které krouží v jejích horních vrstvách. Podle výzkumníků Texaské univerzity Dirk Schulz-Makuch a Louis Irwin může planeta obsahovat v horní atmosféře vhodné místo pro život. Dle jejich slov není Venuše z astrobiologického hlediska zcela ztracena. K podpoře svého tvrzení použili výsledky archivních dat z ruských sond Veněra a amerických sond Pioneer Venus a Magellan. Chemické složení atmosféry Venuše naznačuje, že se tam odehrává něco zvláštního - odpovědí může být bakteriální život. Výzkumníci našli sirovodík a oxid siřičitý, plyny, které spolu za běžných podmínek reagují - pokud neexistuje jejich zdroj, nejsou nikde nalézány společně. Nalezen byl také sirouhlík, plyn, který za běžných podmínek pochází pouze z biologických zdrojů. Sirovodík a sirouhlík mohou pocházet z neznámého nebiologického zdroje, ale tyto reakce k účinnosti vyžadují katalyzátory. Na Zemi jsou nejlepšími katalyzátory bakterie. Podle této teorie mohou bakterie žít v mracích ve výšce 20 km v atmosféře Venuše. Tam jsou podmínky poměrně mírné. Teplota je přibližně 70 stupňů Celsia, tlak odpovídá jedné atmosféře a Venušina atmosféra v těchto výškách obsahuje vodní kapičky. Bakterie by mohly jako energetický zdroj využívat ultrafialové záření ze Slunce. Tím by se vysvětlily neobvyklé tmavé skvrny na UV snímcích planety.





Mars

Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.
Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO2 trvalá.

Planeta Mars patří mezi planety, které je možné na obloze nalézt pouhým okem. Pro detailnější pozorování se ovšem bez dalekohledu neobejdeme.

V dalekohledu uvidíme Mars na obloze jako malý kotouček se světlejšími a tmavšími oblastmi a s jasně bílou skvrnou u jednoho z pólů, severní nebo jižní polární čepičkou.Takto ho ale můžeme vidět je za opravdu dobrých podmínek, kdy je klidná a čistá obloha , běžně je tato planeta vidět jako na fotografii vlevo. Čas od času by se vám mohlo podařit spatřit jemné bílé mraky nebo dokonce žlutý zákal zakrývající rozsáhlé oblasti planet. - prachovou bouři.

Protože je jeho oběžná dráha výrazně excentrická, jeho vzdálenost od Země v opozici se mění v rozmezí 56 až 101 milionů km. Tím je dáno kolísání pozorovaného průměru v intervalu 14 až 25 úhlových vteřin, což odpovídá intervalu hvězdných velikostí -1,0 až -2,8 mag. Příznivé opozice pro pozorování nastávají v intervalech 15 až 17 let.
Mars nejeví celý rozsah fází jako Měsíc, Venuše nebo Merkur. V opozici je v úplňku, minimální fázi pozorujeme, když se nachází v kvadratuře. Pak se neosvětlená část zmenšuje a v konjunkci je opět v úplňku.
Marsu je nejvýhodnější období jeho opozice se Sluncem, kdy je planeta nad obzorem po celou noc a zároveň má největší zdánlivý průměr. Opozice nastává každý druhý rok. Velice výhodné je, když je planeta v období opozice v perihéliu (přísluní, je nejblíže Slunci a zároveň i Zemi). Tyto opozice, která nastávají v období od konce srpna do začátku září, se nazývají "velké opozice".
Mars má typickou červenou barvu, která ho výrazně odlišuje od hvězd. V určitém období je možno vidět malé fáze, které ovšem nejsou tak nápadné jako u Venuše. Objekty, které nejvíce charakterizují Mars - polární čepičky - ukáže při opozici už malý dalekohled s objektivem o průměru 40 mm při 30-ti násobném zvětšení. Větším dalekohledem je možné sledovat, jak se mění rozsah polárních čepiček po dobu marťanského roku. Můžeme se i pokusit vyhledat jednotlivé detaily na povrchu, avšak viditelnost těchto útvarů je velmi proměnlivá. Na to mají vliv nejen prašné bouře v atmosféře Marsu, ale i silná oblačnost.
Velké části povrchu občas pokrývá jinovatka, která vytváří rozsáhlé bílé skvrny. Oblačnost se dá pozorovat podle toho, jak se pod ní objevují a mizí známé objekty. Jestliže rotace planety trvá zhruba 24 h 37,4 min, máme možnost během 40 dní prozkoumat postupně celý povrch Marsu, když jej budeme denně pozorovat v určitý čas. Mars patří k objektům, které jsou náročné na přístrojové vybavení i na zkušenosti pozorovatele. Mimo období opozice není na amatérské pozorování příliš vhodné.






Jupiter

Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9.1027 kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1). Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.

Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.

V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky

V oblasti pozorování planet patří Jupiter k nejzajímavějším, a proto i nejvyhledávanějším objektům. Jeho velký zdánlivý průměr (až 50"), velká jasnost (-2,4 mag), způsobují, že je po Venuši nejnápadnější planetou. Jeho disk se dá rozpoznat už při 10-ti násobném zvětšení. 30-ti násobné zvětšení už ukáže, že je Jupiter v důsledku rychlé rotace zploštělý (polární průměr je o 1/15 kratší než rovníkový).

Malým dalekohledem o průměru objektivu 50 mm uvidíme po obou dvou stranách rovníku dva tmavé pásy, zatímco rovníková oblast je světlá. Ve vyšších šířkách se dají rozpoznat jiné dva tmavé pruhy a ve větších přístrojích ještě další, které pokračují až k pólům. Všechny pásy jsou rovnoběžné s rovníkem. Na jižním okraji rovníkového pásu je vidět jakýsi zářez, ve kterém se občas objevuje tzv. velká rudá skvrna. Protože rotace planety trvá jen 10 hodin, útvary viditelné na Jupiteru se na disku planety rychle přemisťují.


Čtyři největší měsíce, které jsou vidět už triedrem nebo malým dalekohledem, mohou být zdrojem dalších zajímavých pozorování. Jejich dráhy se nacházejí v rovníkové rovině planety, proto při pozorování ze Země se Jupiter a jeho měsíce jeví stále v jedné přímce. Velmi vděčné je pozorování změn jejich poloh a jiných úkazů spojený
ch s přechodem měsíců přes planetu a za ní.


Přibližně takto uvidíme Jupiter amatérským dalekohledem.









Saturn

Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.
Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.
Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg/m3) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.                

Planeta Jupiter patří mezi planety, které je možné na obloze nalézt pouhým okem. Pro detailnější pozorování se ovšem bez dalekohledu neobejdeme.

S malým dalekohledem nebo silným triedrem můžeme opakovat pozorování čtyř velkých Jupiterových měsíců, poprvé provedené Galileem v roce 1610. Poblíž planety spatříme až čtyři světelné body, podobné hvězdám. Když je ale budeme pozorovat několik nocí po sobě, zjistíme, že mění své polohy. Při sledovaní Jupiterových měsíců po několik týdnů, chce to mít ovšem štěstí na dobré počasí, a zaznamenáváním jejich poloh, můžeme odhadnout oběžnou dobu každého měsíce. Možné je také sledovat zatmění Jupiterových měsíců. Jupiter vrhá do kosmického prostoru stín a jak jeho měsíce tímto stínem procházejí, zmizí z našeho pohledu.
Na noční obloze lze planetu spatřit pouhýma očima, pokud se právě nenachází poblíž konjunkce se Sluncem.

V dalekohledu se planeta jeví jako nažloutlý zploštělý kotouček s tmavšími pruhy rovnoběžnými s rovníkem. Saturn je mnohem méně barvitý než Jupiter. Lze pozorovat pásy v odstínech žluté, hnědé, zřídka bílé skvrny, které po několika dnech či týdnech zanikají. Největší chloubou zůstává však soustava Saturnových prstenců.

Viditelnost a vzhled prstence Saturnu závisí na poloze planety na oběžné dráze kolem Slunce. Protože rovina prstence je skloněna k rovině oběžné dráhy Slunce, díváme se ze Země střídavě na severní nebo na jižní stranu prstence. Od zdánlivého "uzavření" (až zmizení) do největšího rozevření uplyne vždy asi 7,5 roku.

Doba uzavření prstenců je pro astronomy vhodným pozorovacím oknem k objevování nových Saturnových měsíců. K tomu také došlo v letech 1980 a 1981, kdy bylo spatřeno více než dvacet výskytů měsíců, mnohé však téhož tělesa.

Ze Země běžně pozorujeme dva nejjasnější prstence, označované A a B, oddělené zdánlivě prázdnou mezerou - Cassiniho dělením. Slabý, jakoby průsvitný prsten C, zvaný též krepový, lze spatřit jen většími dalekohledy. Ostatní prstence či jejich jemná struktura jsou pozorovatelné až kosmickými sondami.


Uvedený snímek je fotografovaný dalekohledem Vixen VC 200L. foto autor.







Uran

Uran je sedmá planeta od Slunce a je třetí největší ve sluneční soustavě. Má rovníkový průměr 51 800 kilometrů a oběhne okolo Slunce jednou za 84,01 pozemských let. V rovníkovém průměru je větší než Neptun, ale co do váhy je lehčí než on. Jeho střední vzdálenost od Slunce je 2 870 milionů kilometrů. Délka dne na Uranu je 17 hodin 14 minut. Uran má známých 21 měsíců, ale předpokládá se, že jich je ještě o něco více. Dva největší měsíce, Titania a Oberon, byly objeveny Williamem.Uran je někdy právě stěží viditelný samotným okem za velmi jasné noci a je docela snadné ho pozorovat dalekohledem nebo triedrem (jestliže víte, kde ho přesně hledat ). Malý hvězdářský dalekohled ho už bude ukazovat jako malý disk.

V roce 1977 bylo objeveno devět prstenců Uranu při zákrytu hvězdy SAO 158 687 touto planetou. Leží v rovině Uranova rovníku, takže změny jejich tvaru jsou ještě zajímavější než u Saturna. Za 84 let se dvakrát promítají do jedné čáry postavené takřka kolmo na ekliptiku a dvakrát se projekcí rozšíří téměř na kruhové. Během Voyagerových setkání s touto planetou byly tyto prstence vyfotografovány a změřeny a byly objeveny dva nové prstence a prstýnky. Prstence jsou velmi tmavé, jako u Jupiteru, ale stejně jako u Saturnu se skládají z poměrně velkých částeček, které mají až 10 metrů v průměru. Obsahují ale také samozřejmě velmi jemný prach. Je známo 11 prstenců, všechny velmi tenké. Rozsah vzdálenosti prstenců je od 42 000 kilometrů do 52 000 km od planety. Vnější prstenec je největší a nejjasnější, je znám jako prstenec Epsilon, je skoro neprůsvitný a jeho šířka je asi 100 km. Čtyři vnější prstence mají šířku jen kolem 10 - 15 km a mezery mezi sebou mají od 700 do 3 000 km. Velmi zředěné rozložení jemného prachu v prstencích také napovídá, že prach je rozšířen skrz celý prstencový systém.

Uranovy prstence byly objeveny první po prstencích Saturnu. Byl to objev značného významu, protože nyní víme, že prstence jsou společný rys planet, ne zvláštností osamoceného Saturnu. Uranovy prstence jsou hodně odlišné od těch na Jupiteru nebo Saturnu. Prstenec epsilon je složen většinou z ledových balvanů o průměru asi kolem jednoho metru. V prstencích je také pravděpodobně nepřeberné množství dalších úzkých nebo neúplných prstenců či prstencových oblouků, jež mají na šíři jen něco kolem 50 metrů. Individuální části prstenců mají totiž jen velmi malou odrazivost, takzvané albedo, a tak jen velmi málo září. Přinejmenším jeden prstenec, epsilon, byl nalezen jako šedý. Měsíce Cordelia a Ophelia fungují pro prstenec epsilon jako pastýřské satelity (tady zajišťují tedy jeho soudržnost svým gravitačním působením, navádějí částečky v blízkosti zpět do prstence).







Neptun

Neptun je typickým představitelem planety zvané plynný obr, jeho průměr je 49 500 km. Oběžná doba kolem Slunce činí 165 roků. Perioda rotace je 16 hodin a 7 minut. Narozdíl od Země se může pochlubit 8 měsíci, z nichž šest bylo objeveno sondou Voyager. Den na Neptunu trvá 16 hodin a 6,7 minut. Centrální část nitra planety, přibližně dvě třetiny poloměru, je složena postupně od středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu. Vnější část, zhruba třetina, je směsí horkých plynů vodíku, hélia, vody a metanu. Metan dává Neptunu charakteristickou modrou barvu.

Pozorování
Na Neptunu lze pozorovat několik velkých, temných skvrn, připomínajících bouře na Jupiteru. Největší skvrna, známá jako Velká temná skvrna, o velikosti průměru asi jako naše Země, je podobná Velké rudé skvrně na Jupiteru. Voyager odhalil malé nepravidelnosti mezi východně se pohybujícími mračny, která oběhnou Neptun každých 16 hodin. Tato mračna jsou při svém oběhu doplňována mračny z nižších vrstev.

Dlouhé světlé mraky (podobným na Zemi říkáme cirry) je možné spatřit i vysoko v Neptunově atmosféře. V nízkých severních zeměpisných pásmech pořídil Voyager obrázky mraků, od kterých lze pozorovat stín na mracích pod nimi.
Neptun je místem, kde vanou nejsilnější větry v naší sluneční soustavě. Poblíž Velké temné skvrny dosahuje rychlost větru 2000 km/h. Většina větrů vane západním směrem, tedy proti rotaci planety.

Neptun má 4 slabě znatelné prstence. Prstence jsou tvořeny z prachových částic a malých tělísek, které často dopadají na povrch Neptunových měsíců. Z pozemských dalekohledů jsou prstence pozorovatelné jen jako oblouky. Pomocí přístrojů sondy Voyager 2, které nám umožnily vidět víc, se některá místa v prstencích jevila jako světlé skvrny nebo chomáče. Pravá příčina těchto světlých chomáčů zatím není přesvědčivě vysvětlena.

Osa magnetického pole Neptunu je obdobně jako u Uranu skloněna, má sklon 47 stupňů k ose rotace. Porovnáním magnetických polí Neptuna a Uranu došli vědci k závěru, že toto extrémní odklonění magnetického pole je charakteristické pro planety s pohyblivým jádrem.


Snímky planet
, pokud není uvedeno jinak, převzaty z Astro.cz

                                                                   


                                                                   Hluboký vesmír

Hluboký vesmír tvoří galaxie, mlhoviny, hvězdokupy a komety.

Galaxie


Galaxie je obrovský systém hvězd, mezihvězdného prachu, mezihvězdného plynu a nezářivé hmoty. Systém je vázaný vzájemnou gravitací složek. Naše Galaxie (na obloze viditelná jako pruh podél ekliptiky - nazývané jako Mléčná dráha) je jedna z galaxií, pouze ji vidíme z vnitřku - od Slunce. Ostatní galaxie se nám jeví na obloze jako mlhavé obláčky. Proto byly dlouho považovány za mlhoviny . Hrubý odkad ukazuje, že se v pozorovaném vesmíru (do vzdálenosti 10 miliard let) vyskytuje až 120 miliard galaxií. Galaxie mají různý tvar a velikost.


               

M31                                                         
foto autor.                             M33                                                                                 Foto autor.

Galaxie je obrovský systém hvězd, mezihvězdného prachu, mezihvězdného plynu a nezářivé hmoty. Systém je vázaný vzájemnou gravitací složek. Naše Galaxie (na obloze viditelná jako pruh podél ekliptiky - nazývané jako Mléčná dráha) je jedna z galaxií, pouze ji vidíme z vnitřku - od Slunce. Ostatní galaxie se nám jeví na obloze jako mlhavé obláčky. Proto byly dlouho považovány za mlhoviny . Hrubý odkad ukazuje, že se v pozorovaném vesmíru (do vzdálenosti 10 miliard let) vyskytuje až 120 miliard galaxií. Galaxie mají různý tvar a velikost.
M33 - je jednou z našich nejbližších  galaxií, jedná se o spirální galaxii. Je téměř stejně vzdálená  jako M31. M33 patří k Místní skupině galaxií. Tato galaxie je druhá nejjasnější spirální galaxie na naší obloze. Nejjasnější je M31.Za  velmi dobrých  podmínek je tato galaxie  pozorovatelná pouhým okem. V triedru je vidět jako mlhavý obláček, protože i přes svou velikost má malou plošnou jasnost. Krása této galaxie vynikne až na fotografiích, na kterých jsou vidět i mlhoviny (ty růžové flíčky).


              
NGC891                                                
(foto autor)             M101                                                            (foto autor)

M33 - je jednou z našich nejbližších  galaxií, jedná se o spirální galaxii. Je téměř stejně vzdálená  jako M31. M33 patří k Místní skupině galaxií. Tato galaxie je druhá nejjasnější spirální galaxie na naší obloze. Nejjasnější je M31.Za  velmi dobrých  podmínek je tato galaxie  pozorovatelná pouhým okem. V triedru je vidět jako mlhavý obláček, protože i přes svou velikost má malou plošnou jasnost. Krása této galaxie vynikne až na fotografiích, na kterých jsou vidět i mlhoviny (ty růžové flíčky).

NGC 891 - tuto galaxii pozorujeme přesně z boku. Na snímku je vidět jak se přes rovinu galaxie táhne  pás  temné hmoty.

M101 - Galaxie M101 nazývaná Větrník je od Země vzdálena 27 miliónů světelných let a je nejjasnějším členem kupy galaxií M 101.

Zde si můžete prohlédnou mé fotografie několika galaxií   KLIK , další snímky budou postupně doplňovány.   
     



Mlhoviny



V prostoru mezi hvězdami se nachází množství mezihvězdné látky, která se skládá z prachu a plynu. Největší hustota mezihvězdné látky je v rovině galaktického disku, kde není látka rozložena rovnoměrně. Zde se mezihvězdná látka shlukuje do oblaků, kterým říkáme mlhoviny. Tento název pochází z latinského mrak, mlha, pára nebo kouř. V astronomii označuje mlhavé objekty, které září vlastním světlem, a objekty, které samy nezáří a jsou vidět díky jasnému pozadí nebo rozptylu záření z jiného zdroje. Jako mlhoviny jsou také označovány objekty, které mají charakter mlhoviny nejen ve viditelném světle, ale i v jiných částech spektra. Do 19. stol. byly za mlhoviny považovány například i galaxie a další objekty, které nebylo možno přesně odlišit od hvězd. Tyto omyly odhalilo až použití prvních spektroskopů, které pomohly objevit zprvu záhadné nebulární spektrální čáry. Následně byly nalezeny i mlhoviny vně naší Galaxie. Poměr prachu a plynu v mlhovinách není vždy stejný a podle toho se mlhoviny také mnohdy rozdělují. Hmotnost oblaků je asi jedna desetina hmotnosti zářících hvězd v galaxii. Prachovou složku tvoří prachové částice a plynnou molekuly, atomy a elementární částice.







Složení mlhovin

Prachová složka je kombinací uhlíku a křemičitanů, které mohou být obaleny ledem nebo nečistotami. Prachové částice vznikají převážně v atmosférách obřích hvězd, které jsou bohaté na páry uhlíku, a z nich vznikají amorfní uhlíkové částice, které jsou velké asi jako saze z cigaretového kouře. Do prostoru se z atmosféry hvězdy dostávají tlakem záření hvězdy, které je může dostat z atmosféry hvězdy díky jejich malým rozměrům. Plynová složka je tvořena tak, že na 1 000 atomů vodíku připadá 80 atomů hélia a 1 atom těžšího prvku, což přibližně odpovídá složení průměrných hvězd. Mlhoviny se často nachází v blízkosti horkých hvězd a díky tomu, že je jejich plynná složka tvořena převážně vodíkem, tak tato horká hvězda vodík ionizuje a díky tomu mlhoviny září.


Rozdělení mlhovin

Mlhoviny můžeme rozlišovat podle nejrůznějších hledisek. Následující dělení patří mezi nejpoužívanější a dělí mlhoviny podle typu pozorovaného spektra. Mlhoviny tedy dělíme na:

         - jasné mlhoviny mlhoviny dělíme na:
                                    -  mlhoviny emisní (plynné) – záření způsobuje zahřátý plyn. Tyto pak dále rozdělujeme na:
                                    -  planetární mlhoviny – mlhoviny s bílým trpaslíkem v centru, který tuto mlhovinu ionizuje;
                                    - zbytky supernov – zbytky po výbuchu supernovy
                                                               
         -
oblasti HII – oblasti, které jsou z velké části tvořeny ionizovaným vodíkem:
                                   - mlhoviny reflexní (prachové) – záření je způsobené rozptylem světla blízké hvězdy na prachových částečkách mlhoviny

       - temné mlhoviny, které jsou oblaky nesvítícího prachu a plynu a jsou vidět jen díky zářícímu pozadí, kterým může být například jiná (difúzní) mlhovina



      Ukázky jasných mlhovin:

      
                               
      
IC 5146 - ukázka jasných i temných oblastí                                                               M17 - mlhovina Omega - kolébka hvězd


Emisní mlhoviny

Emisní mlhovina je oblast ionizovaného horkého plynu. Červenou barvou září proto, že je tam velké množství vodíku.




  
M16                                                                                                                                           
Foto autor.


 M16 -  je řídká otevřená hvězdokupa nepravidelného tvaru obklopená difúzní mlhovinou. Jeden z nejkrásnějších objektů svého druhu. Hvězdokupa se skládá převážně ze žhavých obrů s velkou svítivostí. Probíhá zde stále proces formování nových hvězd uvnitř mlhovin. V popředí jsou oblasti chladné a temné mezihvězdné hmoty vytvářející kuriózní obrazce. Vizuálně je mlhovina špatně pozorovatelná, protože září velice slabě na velké ploše. V této mlhovině vznikají hvězdy a tyto mladé horké hvězdy osvětlují ty viditelné sloupy. Druhý snímek ukazuje detail sloupů, kterým se také říká Pilíře stvoření.  M16 a a Orlí mlhovina se nacházejí asi 7000 světelných let daleko a jsou snadným cílem pro triedry nebo pro malé dalekohledy

IC 5146 - Emisní a temná mlhovina Cocoon - Zámotek. Je to nenápadná malá mlhovina. V jejím okolí je temná mlhovina Barnard 168, která ale na mém snímku není vidět, protože bych musel použít optiku s kratší ohniskovou vzdáleností.  Nachází v souhvězdí Labutě (Cygnus) a je vzdálená asi 4000 světelných let. Uvnitř Zámotku je nově se vyvíjející otevřená hvězdokupa. Podobně jako jiné hvězdné kolébky, je i mlhovina Zámotek zároveň emisní, reflexní i absorpční mlhovinou..

( Foto autor.)               
   



Planetární mlhoviny

Planetární mlhoviny nemají s planetami nic společného. Říká se jim tak proto, že tak vypadají. Povětšinou bývají kulaté nebo podobného tvaru. Většinou je v centru těchto mlhovin hvězda, která ukončila svůj cyklus a explodovala. Předtím byla červeným obrem. Vyvržená její obálka je pak to, co vidíme při jejich pozorování a nebo na fotografiích. Tato obálka se od centrální hvězdy vzdaluje, a to různou rychlostí, nakonec se úplně rozplyne.

             

NGC 7293 Helix                                                                  M27 - Činka                                                      foto autor.

NGC 7293 Helix  - tato planetární mlhovina se nachází v souhvězdí Vodnáře. Je to největší planetární mlhovinou na obloze a zároveň také nejbližší planetární mlhovinou.Celková jasnost mlhoviny je poměrně velká, ale je však rozložena na velkou plochu a proto ji nelze vizuálně pozorovat. I když se to na první pohled nezdá, tak tato mlhovina má poměrně složitou strukturu.Je od nás vzdálená 650 světelných let a vznikla asi před 25 000 lety odhozením svrchních vrstev mateřské hvězdy a rozpíná se rychlostí 24 km/s.

M27 - Činka - jde o planetární mlhovinu, kterou nalezneme v souhvězdí Lištičky. Je stará 3 až 4 tisíce let. Je to snadno  pozorovatelný objekt již malým dalekohledem  a vypadá v něm jako mlhavý objekt. Patří k nejbližším planetárním mlhovinám a rozpíná se rychlostí 27 km/s.


             
M97                                                                       M57                                                      
Foto autor.

M57 -  Prstencová mlhovina - je nejznámější a nejsnáze rozpoznatelná planetární mlhovina, nachází se v souhvězdí Lyry. Je vzdálena 2300 světelných led od Země. Rozpíná se rychlostí 20 až 30 kilometrů za sekundu, což při pohledu ze Země odpovídá zhruba 1 úhlové vteřině za století. V jejím středu je hvězda bílý trpaslík.

M97 - Na celém snímku je vidět mnoho velmi vzdálených galaxii. Celý snímek je zde. Je považována za jednu z nejsložitějších planetárních tzv. mlhovin. Její stáří je přibližně 6 tisíc let a  její průměr 3 světelné roky. Centrální hvězda o zdánlivé magnitudě 16 váží zhruba 0,7 hmoty Slunce a okolní hmota mlhoviny 0,15 Slunce.




Zbytky supernov

Jsou to mlhoviny, které vzniknou po výbuchu supernovy a které se dále rozpínají. Původní hvězda je explosí roztrhána a nebo zůstává v centru v podobě neuronové hvězdy(pulsar).Supernova je hvězdné stádium, při kterém je výbuchem uvolněno velké množství nahromaděné energie.





             
NGC 6960                                                                          NGC 6992 a 6995                                            Foto autor.

             
M1                                                                                      NGC 6979                                             
Foto autor.

NGC 6960 - této mlhovině se říká Koště čarodějnice, je to západní část obrovského komplexu mlhovin zvaných Řasových. Tyto mlhovina jsou v souhvězdí Labutě. Při pozorování těchto mlhovin je potřeba opravdu tmavá obloha, na přesvětlené příměstské obloze nemáme šanci tento komplex spatřit.                                               

NGC 6992-6995 - jedná se východní oblouk Řasových mlhovin. Tyto mlhoviny jsou zajímavé tím, že je neozařují žádné zdroje světla, a přesto svítí.

M1 - také se jí říká Krabí mlhovina, vznikla  po výbuchu supernovy v roce 1054. Nachází se  v souhvězdí Býka. V těsné blízkosti středu Krabí mlhoviny se nachází pulzar rotující přibližně 30krát za sekundu. (Pulsary jsou rotující neutronové hvězdy, které vyzařují zjistitelné elektromagnetické záření ve formě rádiových vln. Intenzita radiace se mění v pravidelných periodách, pravděpodobně v souvislosti s rotací hvězdy. Majákovým efektem vytváří iluzi záblesků. Často vznikají jako pozůstatky po explozích supernov. )

NGC 6979 - jedná se zbytek supernovy a patří do skupiny tzv. Řasové mlhoviny.




Mlhoviny reflexní (prachové)

Reflexní mlhoviny jsou oblasti prachu a plynu. Pokud se takové mračno nachází v blízkosti hvězdy a nebo skupiny hvězd, tak světlo z nich rozzáří prach a plyn, a mlhovina je vidět.  


             
M45                                                                                       NGC 1977                                              
 Foto autor.

M45 Plejády -  jsou též známé jako Kuřátka nebo Sedm sester.Jsou jednou z nejjasnějších a nejbližších otevřených hvězdokup.Obsahují přes 3000 hvězd, jsou asi 400 světelných let daleko a napříč mají pouhých 13 světelných let. Na na fotografii jsou velice zřetelné modré reflexní mlhoviny, které obklopují  jasnější hvězdy.V Plejádách  byly také nalezeny slabé, nízkohmotné hvězdy zvané hnědí trpaslíci. M45 je také pohybovou hvězdokupou, která se pohybuje směrem k nám.

NGC 1977 - Jde o část mlhoviny v Orionu, která je pozorovatelná pouhým okem jako rozmazaná skvrna blízko proslulého pásu tří hvězd v souhvězdí Orionu. NHC 1977 bezprostředně odráží světlo z jasných hvězd Orionu. Díky tomuto odrazu se zdá, že mlhovina je modrá, protože modré světlo ze sousedních hvězd se v plynu mlhoviny rozptyluje mnohem snadněji než světlo červené. Tmavé pruhy jsou většinou složeny z mezihvězdného prachu - jemných uhlíkových zrnek.




T
emné mlhoviny

Temné mlhoviny jsou mezihvězdné mračna plynu a prachu, které pohlcují světlo z blízkých hvězd. Pokud se taková mlhovina nachází před jasnou hvězdou a nebo zářící mlhovinou, tak můžeme vidět temnou mlhovinu jako temnou.



Mlhovina Koňská hlava.                                  Foto autor.


Mlhovina Koňská hlava - je jedna z nejsnáze rozpoznatelných mlhovin na obloze, je součástí velkého, tmavého molekulárního mračna.Červená záře pochází převážně od vodíku za mlhovinou, který ionizuje blízká jasná hvězda.Tmavost této mlhoviny většinou způsobuje hustý prach.

Zde si můžete prohlédnou mé fotografie několika mlhovin   KLIK  a několika planetárních mlhovin KLIK   Další snímky budou postupně doplňovány.



Hvězdokupy



Hvězdokupa je skupina hvězd, která se pohybuje prostorem jako celek. Existují otevřené a kulové hvězdokupy.

Kulové hvězdokupy obsahují mimořádně mnoho hvězd (statisíce až miliony), které jsou ve větší blízkosti a zabírají přibližně kulový prostor, jehož průměr je obvykle 50 až 150 světelných let. Hvězdy jsou silně nahuštěny poblíž středu tohoto útvaru. Kulové hvězdokupy obsahují velmi staré hvězdy (hvězdy populace II). Nacházejí se v halu naší Galaxie. Kompaktnost a velká celková hmotnost kulových hvězdokup je důvodem jejich značné stability, trvající miliardy let. Existuje ovšem určitý pomalý a ustálený úbytek hvězd, zvláště těch s menšími hmotnostmi, jestliže získají únikovou rychlost při vzájemných přiblíženích s jinými hvězdami. Jev úbytku hvězd se nazývá vypařování hvězdokupy.


Kulová hvězdokupa M11, foto autor

Otevřené hvězdokupy neobsahují takové množství hvězd jako kulové. Jsou tvořeny mladými hvězdami (hvězdy populace I) a jejich střed není tak hustě zaplněn. Nacházíme je v centrální rovině naší Galaxie nebo v její blízkosti. Mají sklon k rozpadu nejen pouze v důsledku vypařování, ale také působením slapových interakcí s Galaxií jako celkem, nebo v důsledku srážek s mezihvězdnými mračny. Jen ty nejbohatší otevřené hvězdokupy dosahují věku staršího než miliardu let, zatímco menší a nejmenší, těsně k sobě vázané, nepřežívají déle než několik milionů let.



Kulové hvězdokupy


Hvězdokupa téměř kulového tvaru, složená z velmi starých hvězd (populace II), je součástí hala naší Galaxie. Kulové hvězdokupy mohou obsahovat od sta tisíc do několika milionů hvězd, které jsou tak koncentrovány v blízkosti středu, že pozemským dalekohledem nelze jednotlivé hvězdy zcela rozeznat. Kulové hvězdokupy jsou staré nejméně deset miliard let, jak plyne z pokročilého vývojového stadia jednotlivých hvězd. Jejich mimořádné stáří i jejich rozmístění v galaktickém halu ukazuje, že se kulové hvězdokupy tvořily v době, kdy v naší Galaxii probíhalo zhušťování obrovského mračna plynů. V naší Galaxii víme asi o 140 kulových hvězdokupách. I když jsou umístěny v kulovém galaktickém halu, většina z nich není od středu Galaxie dále než Slunce. Proto pokrývají celou oblohu v prostoru, ve kterém je střed naší Galaxie, zvláště pak v souhvězdích Střelce, Hadonoše a Štíra. Kulové hvězdokupy obíhají kolem galaktického středu a periodicky procházejí rovinou Galaxie.


                                 
M13                                                                                                    M3                                                       
foto autor



Otevřené hvězdokupy

Jedná se o skupinu mladých hvězd ve spirálních ramenech naší Galaxie, která může obsahovat několik desítek až několik tisíc hvězd. Otevřené hvězdokupy jsou známy také pod starším názvem galaktické hvězdokupy. Jejich skutečný průměr je obvykle roven několika světelným rokům.


                             

                             M45
Zde si najdete další  fotografie hvězdokup. KLIK  Další snímky budou postupně doplněny.



Komety


Komety jsou  malá tělesa tvořená především z ledu a prachu obíhající kolem Slunce, zpravidla po značně protáhlé elipse, s periodou několika roků až tisíce roků. Kometa s periodou větší než 100 roků se nazývají dlouhoperiodické, komety s kratší periodou se řadí mezi krátkoperiodické.Při přiblížení k Slunci se zmrzlé plyny a led vypařují a tvoří komu - ohon.

Kometa se skládá z těchto částí:
Jádro – pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek kilometrů.
Koma – kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů.   
Ohon – plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas).


                               
C/2006 M4 SWAN                                                                            C/2006 P1 (McNaught)



                          
17P/Holmes                                                                              C/2011 L4 PanSTARRS                                                


Pojmy a zkratky

Pro lepší pochopení některých zkratek a pojmů jsem připravil malý seznam základních pojmů a zkratek.

Malá plošná jasnost - platí,  když celková jasnost mlhoviny nebo galaxie je poměrně velká, ale je však rozložena na velkou plochu,a proto nelze nebo jen velmi obtížně pozorovat.

NGC - NGC (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars), tedy Nový všeobecný katalog mlhovin a hvězdokup. V roce 1888 ho publikoval dánský astronom J. L. E. Dreyer na Armagh Observatory v Irsku. Tento katalog byl sestaven na základě předcházejících katalogů Williama a Johna Herschela. Původně NGC katalog obsahoval 7840 známých mlhovin, hvězdokup a galaxií. Všechny objekty mají v katalogu pořadové číslo podle rektascenze. Jako doplněk NGC katalogu byl vydán dvousvazkový IC katalog (Index Catalogue, IC I a IC II). Ten obsahuje přes 5000 objektů a společně s NGC tak čítá přes 13 000 objektů.

M** - Messierův katalog - je to seznam hvězdných objektů, které zapisoval Charles Messier od roku 1759 při svém hledání nových komet. Tyto objekty mohly být považovány za komety, protože se při pohledu dalekohledem zdály být mlhavé stejně jako komety. Jeho katalog vydaný v roce 1781 čítal 103 takovýchto objektů. S přibývajícími objevy se katalog rozšiřoval a dnes zahrnuje 110 objektů, hlavně hvězdokup, mlhovin a galaxií.V roce 1888 vyšel i Nový všeobecný katalog (NGC). Některé objekty Messierova katalogu tak nesou vedle označení např. M42 i označení např. NGC 1976.

IC** - Katalog objektů.

Světelný rok - jednotka vzdálenosti. Vzdálenost, kterou světlo urazí za 1 rok, 1 ly = 9 460 730 472 580 800 m ≈ 9,46×1015 m ≈ 10 bilionů km.


Ohnisková vzdálenost - je vzdálenost čočky nebo zakřiveného zrcadla od jejich ohniska.

Bílý trpaslík - je astronomický objekt vznikající zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti.Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku. Poté co se stanou rudým obrem během své fáze spalování hélia, odhodí své vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinou. Na místě původní hvězdy zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku.

Hnědý trpaslík - je hvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii.

Červený obr - je hvězda, která přeměnila vodík ve středové oblasti na hélium a to se za teplot 100 miliónů kelvinů mění na uhlík.

Kelvin - (značený K) je jednotka teploty, indikující termodynamickou teplotu. Absolutní velikost jednoho stupně v Celsiově i Kelvinově stupnici je stejná – teplotní rozdíl 1 K je roven rozdílu 1 °C.

Rektascenze - je vzdálenost hvězdy měřená od jarního bodu (0° Berana) na rovníku. Odpovídá zeměpisné délce na zeměkouli. Rektascenzi měříme od jarního bodu (VP) ve směru proti dennímu pohybu sféry (neboli proti směru hodinových ručiček otočených ciferníkem vzhůru) a je možné ji měřit ve stupních od 0° do 360°, obvykle je uváděna v hodinách od 0 do 24 hodin.

Deklinace -  (δ) je v systému rovníkových souřadnic souřadnice, která udává úhlovou vzdálenost od světového orvníku. Na severní polokouli je kladná, zatímco na jižní je záporná. Hvězdy na rovníku mají deklinace rovnou nule, hvězda  na severním pólu by měla deklinaci +90°, hvězda na jižním pólu -90°. Deklinace se měří podél deklinační kružnice ve stupních , minutách a vteřinách.



______________________________________________________________________________________________________________

                              
 Ladislav Spejchlík









Návrat na obsah | Návrat do hlavní nabídky