Spatřit impaktní skvrnu na Jupiteru bude obtížné, říká V. Kocour

Kresba Jupitera, 25. 9. 2009, 19:06-19:21, Hvězdárna Prostějov, dalekohled Newton 310/3110, zv. 311x. Autor: V. Kocour
Kresba Jupitera, 25. 9. 2009, 19:06-19:21, Hvězdárna Prostějov, dalekohled Newton 310/3110, zv. 311x. Autor: V. Kocour

Před několika dny jsme vám dali možnost pokládat otázky Vladimíru Kocourovi z České skupiny pozorovatelů planet. Došle dotazy jsme doplnili a nyní vám nabízíme odpovědi.

 



Aleš Kopecký: Planety pozoruji poměrně pravidelně, mám na to refraktor 150/1200mm od firmy Celestron. Většinou pozoruji vizuálně pro oko a občas, když je dobrý vzduch, tak se je zkouším i nakreslit. Dělám to jen tak pro radost bez nějakého vědeckého cíle. Když jsem se koukal na stránky Vaší skupiny, tak mi to nedá se nezeptat. Máte tam hodně kreseb planet, více než jejich fotografií. Zpracováváte nějak dále pozorování a kresby vašich členů? Dají se vůbec kresby planet použít v moderní astronomii při výzkumu (profesionálové)? Na světě je přece dost detailních snímků planet. Docela by mě to zajímalo. Děkuji za odpověď.

 

Vladimír Kocour: Otázka č. 1. „Máte tam hodně kreseb planet, více než jejich fotografií. Zpracováváte nějak dále pozorování a kresby vašich členů?“.

 

Důvod, proč máme na stránkách ČSPP mnohem víc kreseb než fotografií, je daný technickým vybavením členů. Kresby dál nezpracovávám, snažím se ale o takový způsob archivace, který další zpracování umožní. Určité zpracování provádí náš člen Pavel Lukeš, který na základě kreseb Marsu vytváří mapy viditelného povrhu v rámci jedné opozice se Sluncem. Zde by bylo vhodné doplnit, že i my, členové ČSPP, kreslíme pro radost. Děláme to ve svém volném čase; kdyby nás to nebavilo, nedělali bychom to. Přinejmenším v tom jsme na tom úplně stejně jako Vy.

 

Otázka č. 2. „Dají se vůbec kresby planet použít v moderní astronomii při výzkumu (profesionálové)? Na světě je přece dost detailních snímků planet.“.

 

Otázkou je, co máte na mysli detailními snímky planet. Česká skupina pozorovatelů planet se zaměřuje jen na 2 planety: Mars a Jupiter. Má to svoje důvody. Jsou to v podstatě jediné dvě planety, na kterých je amatérskými prostředky možné něco pozorovat. U Merkuru a Venuše nebyla do vyslání kosmických sond k nim známa spolehlivě ani perioda rotace těchto dvou planet. To znamená, že pozemní pozorování učiněná do té doby selhala v úkolu rozeznat detaily na jejich povrchu. K Venuši se ještě krátce vrátím na konci. Vzdálenější planety – Saturn, Uran a Neptun jsou zase příliš vzdálené (Saturn možná není příliš vzdálený, ale jeho povrch je velmi málo kontrastní, takže i když jeho kotouček je úhlově asi poloviční ve srovnání s Jupiterem, detaily v jeho atmosféře jsou pozorovatelné jen velmi obtížně. Za detailní snímky planet lze považovat například snímky z kosmických sond a nebo snímky velkými dalekohledy (velkými v celosvětovém měřítku). Tyto snímky jsou sice detailní, ale sonda je schopna je pořídit jen v době, kdy létá kolem planety. I tehdy je ale schopna snímkovat jen tu část povrchu nad kterou se pohybuje – může se jednat o jednu polokouli nebo o menší část povrchu, to se liší případ od případu. Velké světové dalekohledy jsou sice schopny rovněž pořídit velmi detailní snímky, ale zpravidla byly postaveny k jinému účelu, než je pozorování planet, a k pozorování planet se dostanou spíše výjimečně, když vznikne „díra“ v jiném pozorovacím programu. Máme proto k dispozici sice detailní snímky, ale jen velmi zřídka. A v tom je právě výhoda astronomů-amatérů. Ti mohou pozorovat planety i v době, kdy velké dalekohledy případně sondy pozorovat nemohou. Navíc pozemní pozorování z malých dalekohledů máme k dispozici z období nejméně desítek, spíše několika málo set roků. To představuje unikátní, protože dlouhou, podrobnou a homogenní pozorovací řadu a na tu je potřeba nová pozorování – ze sond a velkých dalekohledů – nějak navázat. A to není jednoduché. Proto je potřeba, aby astronomie měla k dipozici pozorování malými dalekohledy a pozorování ze sond a velkými dalekohledy ze stejné doby.

 

Zde je vhodné zdůraznit následující okolnost. Cílem pozorování kosmických objektů je studovat fyzikální a chemické vlastnosti kosmických těles. Kosmická tělesa nejsou stálá. Vyvíjejí se v čase a mnohdy velmi dynamicky. Proto nestačí prostě jeden obrázek. Ten, i kdyby byl sebepodrobnější, nám poskytne sice přesnou informaci o stavu planety v čase pořízení snímku, ale neříká nám nic o tom, jak planeta vypadala před tím a potom. Proto je význam jednoho snímku, byť sebepodrobnějšího, poměrně malý. To, co potřebujeme, je monitoring. Kosmické sondy ho dokážou udělat – ale jen po dobu, po kterou jsou v činnosti, tj. létají kolem planety, snímkují a snímky posílají na Zemi. Mimo toto období jsme odkázáni na data pozemských pozorovatelů. Zakreslování je nejstarší pozorovací metoda. Není-li k dispozici nic jiného, nese i zákres jedinečnou informaci. Informace, která je jedinečná, může být cenná nebo se může ukázat jak cenná při budoucím výzkumu. Totéž platí pro pozorování jakýchkoli kosmických objektů. Navíc kresby poskytují dlouhodobě velmi stabilní data a navazují na období několika desítek až stovek let. Něco podobného platí i pro vizuální zakreslování sluneční fotosféry. Pozorování planet bývají občas zpochybňována. Při zpochybňování pozorování planet obvykle nezazní, že zpochybňovaná jsou také pozorování jiných kosmických objektů. Nevýhodou pozorování planet ve srovnání například s pozorováním mnohem důležitějšího Slunce, je že planety ovlivňují lidský život poměrně málo (v tomto bodě se mnou asi nebudou souhlasit astrologové, nicméně já teď hovořím jako astronom). Zatímco dění na Slunci ovlivňuje činnost telekomunikačních družic a v krajním případě může ohrozit dálkový rozvod elektrické energie, fyzikálně neméně zajímavé děje na Jupiteru, zajímají pouze astronomy.

 

Nyní možná trochu překročím hranice Vaší otázky. Ze Země lze malými dalekohledy pozorovat planety v zásadě dvojím způsobem: tím jedním, klasickým, je vizuální pozorování, kreslením, druhým je digitální fotografie. Dnes, díky pokroku digitální fotografie a výpočetní techniky, zvládla fotografie postupy umožňující do jisté míry korigovat rušivý vliv zemské atmosféry na pozorování. Moje zkušenost je taková, že (při pozorování stejně velkým dalekohledem, tj. dalekohledem stejného průměru) dosahuje kresba někdy stejně dobrého výsledku jako fotografie, jindy je fotografie lepší. Dnes se zpracovávají především fotografická pozorování; například v Německu běží mezinárodní projekt JUPOS. Důvodem je to, že fotografické pozorování s využitím počítače je mnoho lidí pohodlnější, navíc surová data mohou i po zpracování zůstat stále k dispozici (když si je nevymažete nebo o ně jinak nepřijdete), a to vám umožní je v případě potřeby znovu zpracovat, a tak případně eliminovat možné chyby ve zpracování. Zpracování totiž není vůbec jednoduchá záležitost. Můžete k němu přistupovat různě a různým zpracováním zdůraznit a/nebo potlačit v obraze něco jiného. Při kreslení je situace jiná. Kreslení, který by u obou pozorovatelných planet mělo trvat asi čtvrt hodiny, protože planety, zejména Jupiter, rotují, je jednorázová činnost, kterou když skončíte, už se k ní nemůžete vrátit. Co jste viděli, zaznamenáváte jen tou kresbou, nic jiného se neuchovává. Někdy se můžete setkat s výroky, že pozorovatelé si vymýšlejí, nebo že dělají chyby. To ale není pravda. Špatný pozorovatel dělá chyby, a ten, kdo si vymýšlí, není pozorovatelem vůbec. Toto mylné a zavádějící hodnocení vzniklo jednak ze zášti lidí neobdařených kreslicími dovednostmi vůči těm, co kreslit umějí, jednak výskytem špatných pozorovatelů a nepozorovatelů mezi dobrými pozorovateli. Chcete-li například za každou cenu nakreslit co nejvíce podrobností na planetě, na které v důsledku špatných pozorovacích podmínek takřka vidíte málo, začnou vám v obraze vznikat artefakty. Oko (a stejně tak i jiný detektor) dává spolehlivé výsledky po určitou hranici prostorových frekvencí, které detekujeme. Za touto hranicí už dává buď výsledky matoucí nebo žádné. Takto můžete vytvořit artefakty i při fotografování. Nad zpracováním fotografie ovšem máme mnohem lepší kontrolu, protože se můžeme vracet k surovým snímkům, kolikrát chceme. K tomu, co jsme jednou viděli, se vrátit nelze. Lidé, kteří kreslí něco jiného, než co tam reálně je, se ve skutečnosti nenaučili dobře zacházet se svým zrakem – z dobře míněné snahy zachytit co nejvíce vznikají artefakty ve zrakovém vjemu – jednou z nezbytných schopností vizuálního pozorovatele je umět tyto artefakty rozpoznat a odfiltrovat. Je to stejná dovednost jako dovednost správně používat jakoukoli jinou část vlastního těla.

 

Závěrem lze o vizuálním pozorování (a nejen planet) říci toto: vědci všeobecně mají rádi, když se mohou vracet na začátek a ověřovat postupy zpracování. To jim moderní digitální fotografie umožňuje – pokud neztratíte surová data. U vizuálního pozorování je ztrácíte vždy.

 

Nyní se vrátím k té Venuši, jak jsem slíbil. Pokrok v detekční technice umožňuje dnes (nebo brzy umožní) amatérům fotografovat Venuši v různých filtrech, eventuálně v blízké ultrafialové oblasti. A tam je možné sledovat útvary v horní vrstvě atmosféry Venuše, která rotuje diferenciálně s periodou 3 – 4 dny a v direktním směru. To bylo donedávna nemyslitelné.

 


 

Tomáš Němeček: Jde jednoduše vysvětlit jak funguje optika která dokáže eliminovat vliv atmosféry na světlo přicházející z vesmíru? Protože snad jen díky tomu, lze pozorovat exoplanety z matičky země …

 

Vladimír Kocour: úplně jednoduše to vysvětlit nelze. Metod je víc a navíc různé metody jsou vhodné při různě klidné nebo neklidné atmosféře. Jedna z metod spočívá – zjednodušeně řečeno – v pořízení dlouhé a husté série snímků, které se potom „zprůměrují“ (tzv. metoda shift-and-add) a zkombinují s jednou dlouhou expozicí, která slouží k získání průměrné odezvy atmosféry. Metoda ale selhává při příliš velkém seeingu („chvění vzduchu“). Přitom se může stát, že neexistuje jeden průměrný snímek, ale dva nebo více. Potom by bylo nutné projít všechny snímky a roztřídit je na dvě nebo více skupin a tyto skupiny zprůměrovat. Vzniklo by tak několik průměrných snímků, který poměrně ostrý, ovšem lišily by se od sebe velikostí, protažením v nějakém směru apod. Tyto zprůměrované snímky by potom v zásadě bylo možné ještě složit dohromady, ovšem museli bychom je umět složit na sebe, tzn. jeden si vybrat jako „ten nejlepší“, ostatní upravit na jeho velikost, a poté složit. Tato metoda se dá použít na snímkování planet a Měsíce. Další možností je použití adaptivní optiky. To je optika, která mění tvar v průběhu pozorování tak, aby korigovala rušivý vliv atmosféry. Zpětná vazba se realizuje pomocí sledování obrazu referenčního bodového zdroje (tím může být nějaká skutečná hvězda nebo, u největších dalekohledů, tzv. umělá hvězda vytvořená laserovým svazkem).

 

K dosažení velkého úhlového rozlišení se používá metoda skvrnkové (speklové) interferometrie, která vlastně interferometrií není, pouze se tak nazývá. Vysvětlení této metody by bylo na samostatný článek, který by se neobešel bez vyšší matematiky.

 

V případě exoplanet, na které se ptáte, je třeba použít sofistikovanější metody. Převážná většina exoplanet byla detekována nepřímo: buď spektrometricky nebo fotometricky. Tyto metody jsou vysvětleny v Encyklopedii na Exoplanety.cz.

 


 

Jakub: jaký význam má v době kosmických sond pozorování a zakreslování planet ze Země?

 

Vladimír Kocour: Na tuto otázku jsem odpověděl předchozímu tazateli Aleši Kopeckému (otázka č. 2).

 


 

Jiří Novák: Dobrý den pane Kocoure, kterou planetu pozorujete nejraději? Děkuji

 

Vladimír Kocour: Nejraději pozoruji Jupiter. :-)

 


 

Redakce: pokud by někdo ze čtenářů chtěl pozorovat tranzity exoplanet, jakou CCD kameru a dalekohled byste mu doporučil? A v jaké cenové relaci se kompletní vybavení pohybuje?

 

Vladimír Kocour: Na tuto otázku není jednoduchá odpověď. Tranzity exoplanet způsobují pokles jasnosti hvězdy o tisíciny až řádově jednu, dvě, tři (výjimečně i 5) setin magnitudy po dobu desítek minut až hodin. Abyste tyto poklesy jasnosti mohli detekovat – a jde nám především o zjištění přesných času začátku poklesu, konce poklesu, začátku vzestupu a konce vzestupu jasnosti – potřebujete vybavení pro diferenciální fotometrii s přesností alespoň setin magnitudy. Jde v zásadě o stejný typ pozorování jako u zákrytových proměnných hvězd. Rozdíl je v tom, že zde je sekundární složka – exoplaneta – mnohem menší, než složka primární. To má za následek jednak velmi malý pokles jasnosti při primárním minimu (což je nevýhoda), jednak minimalizaci až úplné vymizení méně významných jevů jako je sekundární minimum a variace jasnosti mimo období zákrytů. Existují dva pohledy na detekční techniku a metodu, kterou se takové pozorování má úspěšně provést.

 

Pokusím se ve stručnosti odpovědět. Přesnější odpověď naleznete na stránkách SPHE ČAS – http://var.astro.cz v materiálech věnovaných pozorovacím metodám.

 

Dříve se tvrdilo, že je k tomu zapotřebí astronomická CCD-kamera s chlazeným černobílým čipem, 16bitovým AD-převodníkem a bez antibloomingu. Antiblooming je opatření proti nadměrné saturaci pixelů a rozlévání signálu do okolních pixelů (iradiaci, de facto oslnění). Téměř všechny CCD-čipy antiblooming mají, jen astronomické CCD-kamery nikoli. Důvodem je to, že antiblooming narušuje linearitu odezvy čipu na signál. Linearita odezvy je nutná kvůli korigovatelnosti atmosférické extinkce. Ta roste se zenitovou vzdáleností – ovšem jak, to není tak snadné říci. Jednak je spektrálně závislá, jednak závisí na nepředpověditelných parametrech jako je vlhkost, množství prachu, oblačnost (včetně velmi řídké, normálně nepozorovatelné) apod. Navíc, kvůli korekci spektrální závislosti atmosférické extinkce je třeba použít nějaký (jeden) fotometrický filtr i pro pozorování zákrytových proměnných. Bez filtru se totiž světelná křivka zdeformuje, a to vede k nalezení trochu jiného času minima. Snímky se zpracovávají odečtením temného snímku (darkframe) a kalibrací na odezvou na rovnoměrné osvětlení (flatfield). Technika, která má tyto vlastnosti, je poměrně drahá. CCD-kamera s fotometrickými filtry za několik desítek tisíc (orientačně 60 – 70). Počítač (dnes 10 – 20 tisíc), dalekohled s čistě zrcadlovou objektivovou podsoustavou (Newtonův), paralaktická montáž z pohonem (výhodou je vidlicová; proložení dalekohledu u německé paralaktické montáže způsobí „zub“ na světelné křivce s amplitudou až 0,05 mag, pokud se provede v průběhu snímání). Poznámka: budete-li si vybírat mezi paralaktickou montáží s pohonem a samonajížděním (Go To) nebo bez samonajíždění, je třeba porovnat ceny. Samonajíždění není příliš drahé. Bez samonajíždění potřebujete takový hledáček, ve kterém i za horších pozorovacích podmínek spolehlivě uvidíte ty hvězdy, které potřebujete k identifikaci hvězdného pole. To předpokládá hledáček většího průměru objektivu: 10 cm i větší. I tak počítejte s tím, že v 10-cm hledáčku uvidíte hvězdy jen asi 8 mag, přestože vzorce uvádějí 11,5 mag (12,5 mag). Vidět v hledáčku hvězdy kolem 8 mag většinou postačí k identifikaci hvězdného pole pro pozorování proměnné hvězdy kolem 11 – 12 mag. Konečná fáze identifikace se sice provádí CCD-kamerou, ale nějak to pole musíte nalézt. Velký hledáček s průměrem 10 cm ovšem také stojí přes 4000 Kč.

 

Dnes se setkáváme s jiným přístupem, který byl donedávna navrhován. Místo astronomické CCD-kamery digitální zrcadlovku s čipem vybaveným Hartmannovou maskou. Čtveřice pixelů vybavených různými filtry se zprůměrováním interpretuje jako jeden černobílý pixel. Velmi důležité je před samotným pozorováním u každého čipu digitální zrcadlovky proměřit linearitu odezvy – kam až je odezva lineární, a potom snímkovat tak, aby obraz hvězdy zůstal v oblasti linearity. To se u astronomické CCD-kamery dělat nemuselo. Standardní fotometrické filtry se nepoužívají – vliv atmosférické extinkce se nekoriguje. Čip se ponechává teplotně nestabilizovaný, spoléhá se na to, že po nějaké době provozu se na něm ustálí určitá teplota. Ta je sice poměrně vysoká, vysoký je tedy i šum, ale předpokládá se, že je přibližně konstantní. Díky tomu, že čipy digitálních zrcadlovek mají velký počet pixelů, mnohem větší, než astronomické CCD-kamery, je možné si dovolit binning 2×2, a ještě i poté je pixelů více než u astronomické CCD-kamery. Tak je možné zobrazit rozostřenou hvězdu na podstatně více elementů, což zvyšuje přesnost (jinak sníženou řadou ostatních, nepříznivých, rozdílů). Digitální zrcadlovka se dá pořídit řádově od 10 000 Kč. Ostatní je podobné.

 


 

Redakce: Jak velkým dalekohledem můžeme vidět skvrnu po impaktu v atmosféře Jupiteru?

 

Vladimír Kocour: Skvrnu v jižním rovníkovém pásu na Jupiteru – tedy v tom, který nedávno „zmizel“ (přesněji řešeno stal se velmi nevýrazným – vzniklou impaktem ze dne 3. 6. 2010 byste za velmi dobrých pozorovacích podmínek mohl spatřit dalekohledem o průměru 30 – 40 cm. Přitom je třeba použít dostatečného zvětšení, tj. 1x – 2x průměr objektivu v milimetrech. Přitom je žádoucí, aby Jupiter byl ve větší výšce nad obzorem. Bohužel v České republice je Jupiter zatím ráno poměrně nízko, nanejvýš 20° , což je nedostačující. Skvrna přitom navíc musí být na straně Jupitera přivrácené k nám, nejlépe uprostřed kotoučku, protože potom ji uvidíme „seshora“, tedy „v celé šířce“. Vzhledem k těmto okolnostem považuji spatření této skvrny za všeobecně obtížné. Vzhledem ke zkušenostem s předchozími impakty se dá předpokládat, že skvrna přibližně za jeden měsíc zmizí. Mezitím se geometrické podmínky viditelnosti Jupitera z území ČR sice zlepší, ale ne příliš.

 

 


 

Odkazy:

 

 

 

www.novedalekohledy.cz