Podklady k tomuto článku poskytl David Jeřábek (FIDONET: 2:423/53.1) a snímek Jan Veselý z Hvězdárny a planetária v Hradci Králové, jimž touto cestou děkuji.

Kometu C/1995 O1 objevili v noci z 22. na 23. července 1995 nezávisle na sobě američtí astronomové Alan Hale a Tom Bopp pomocí 41 cm a 44 cm zrcadlového dalekohledu. Objev byl učiněn náhodně při pozorování kulové hvězdokupy M 70 v souhvězdí Střelce. V té době byla pozorovatelná pouze větším dalekohledem jako slabý mlhavý obláček. Několik dní po objevu již bylo zřejmé, že jde o mimořádně velké a aktivní těleso. Na základě pozdějších pozorování velikost jádra komety Hale-Bopp byla odhadnuta na 42 kilometrů. Z pozičních měření pořízených řadou observatoří, mimo jiné také v České republice na Kleti a v Ondřejově, byly vypočteny její dráhové elementy.

Kometa se pomalu přibližovala k Zemi a největšího přiblížení dosáhla 23. března 1997, kdy byla od Země vzdálena 194 miliónů kilometrů (tedy o něco více, než je střední vzdálenost Země od Slunce, tj. 1 AU). Po přiblížení k Zemi se pohybovala dále směrem ke Slunci a perihélia (bodu, kdy byla nejblíže Slunci) dosáhla 1. dubna 1997 v 18 hodin středoevropského času ve vzdálenosti 138 miliónů kilometrů. Svojí jasností a velikostí se kometa Hale-Bopp stala jednou z nejjasnějších komet 20. století.

V únoru 1997 byla kometa pozorovatelná na ranní obloze nízko nad obzorem. Byla již jasná a snadno pozorovatelná pouhým okem. Její pohyb po obloze se zrychloval a přešel ze souhvězdí Orla přes souhvězdí Šípu a Lištičku do souhvězdí Labutě.

V březnu 1997 od 1. do 6. byla kometa pozorovatelná ráno nízko nad severovýchodním obzorem. Byla neobyčejně jasná a její jasnost ještě rostla. V období od 7. do 14. března byla kometa pozorovatelná večer nad severozápadním a ráno nad severovýchodním obzorem a přešla do souhvězdí Ještěrky. 9. března nastalo úplné zatmění Slunce, které však bylo pozorovatelné v Mongolsku a ve východní Sibiři. V té době byla kometa viditelná také ve dne 6 stupňů od Slunce, společně s Merkurem, Venuší, Jupiterem a Saturnem. V našich zeměpisných šířkách kometa Hale-Bopp byla cirkumpolární a proto od 11. března do 9. dubna byla pozorovatelná celou noc. V období od 15. do 31. března dosáhla největší jasnosti. Kometa byla viditelná po celou noc v souhvězdí Andromedy.

V dubnu 1997 byla kometa viditelná nad severozápadním obzorem a přešla ze souhvězdí Andromedy do souhvězdí Persea a Býka. Pohybovala se na jih a blízko Slunce a její jasnost klesala.

Začátkem května byla kometa pozorovatelná velmi nízko nad severozápadním až západním obzorem. V období od května do září 1997 mířila na ranní obloze směrem od Slunce a rychle přešla na jižní oblohu.

(snímek (c) 1997 Hvězdárna a planetárium Hradec Králové)

Poloha komety C/1995 O1, Hale-Bopp
 

den	RA h min.	DE st. min.	R(Z) AU	R(S) AU	mg	vých. h min	průch. h min.	záp. h min
30.1.	19 35.7	+14 32	2.044	1.392	2.8	03 43	10 58	18 15
9 2	20 01.7	+19 40	1.846	1.274	2.3	03 00	10 45	18 32
19.2	20 35.5	+25 58	1.656	1.164	1.9	02 13	10 40	19 10
1.3.	21 21.9	+33 17	1.489	1.067	1.4	01 15	10 47	20 27
11.3.	22 28.4	+40 35	1.368	0.989	1.1	*****	11 15	*****
21.3.	23 58.9	+45 19	1.316	0.936	0.8	*****	12 07	*****
31.3.	01 38.1	+44 52	1.344	0.914	0.8	*****	13 07	*****
10.4.	02 59.8	+39 54	1.442	0.928	1.0	*****	13 48	*****
20.4.	03 57.2	+33 12	1.586	0.974	1.3	04 35	14 05	23 30
30.4.	04 37.4	+26 37	1.753	1.048	1.7	05 35	14 05	22 32
10.5.	05 07.1	+20 43	1.924	1.141	2.1	06 05	13 55	21 43
20.5.	05 30.8	+15 32	2.090	1.248	2.5	06 19	13 39	20 57
30.5.	05 50.6	+10 56	2.243	1.364	2.9	06 24	13 19	20 14

RA Right Ascension
Rektascenze, souřadnice rovníkových souřadnic 2.druhu. (viz pozn. 1).

DE Declination
Deklinace, souřadnice rovníkových souřadnic 2.druhu. (viz pozn. 1).

AU Astronomical Unit
Astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 582 km (s odchylkou 5 km).

R(Z)
Vzdálenost od Země.

R(S)
Vzdálenost od Slunce.

mg Magnitude
Magnituda (viz pozn. 2).

vých., průch., záp.
Východ, průchod nejvyšším bodem zdánlivé dráhy a západ.

Všechny údaje jsou vztaženy k místu Praha, Česká republika:
Latitude: 50d30'00" N (zeměpisná šířka, N = severní šířka)
Longitude: 14d30'00" E (zeměpisná délka, E = východní délka)

a časové údaje jsou uvedeny v středoevropském čase SEČ.

Země obíhá kolem Slunce v rovině ekliptiky. Tato rovina protíná nebeskou sféru v hlavní kružnici zvané ekliptika. Vlivem pohybu Země po ekliptice se mění poloha spojnice Země a Slunce na ekliptice. Ekliptika je množina bodů, v níž je během roku pozorovatelný střed pravého Slunce.

Základní kružnice používané v zeměpisných souřadnicích (zeměpisný rovník a nultý poledník) nemění svoji polohu vzhledem k zemskému povrchu.

Na nebeské sféře lze realizovat souřadnicový systém, jehož základní kružnice nemění svoji polohu při otáčení nebeské sféry. Tyto základní kružnice jsou světový rovník a kolur jarní rovnodennosti.

Deklinační kružnice jsou průsečnice rovin, které procházejí světovou osou, s nebeskou sférou. Jde o hlavní kružnice (středem hlavní kružnice je místo pozorovatele).

Kolur jarní rovnodennosti je deklinační kružnice procházející jarním bodem N. Jarní bod N je ten z průsečíků ekliptiky s rovníkem, v němž je na počátku jara střed pravého Slunce.

Souřadnice v tomto souřadnicovém systému jsou deklinace a rektascenze.

Deklinace je délka oblouku DH (velikost středového úhlu DPH), kde D je průsečík světového rovníku s deklinační kružnicí, která prochází hvězdou H a P je místo pozorovatele (střed nebeské sféry).

Rektascenze je délka oblouku ND (velikost středového úhlu NPD).

Deklinaci měříme ve stupních, na sever od světového rovníku je kladná, na jih je záporná. Rektascenzi měříme od jarního bodu ve směru proti dennímu pohybu nebeské sféry, tedy při pohledu pozorovatele stojícího na severní zemské polokouli vlevo (neboli proti směru pohybu hodinových ručiček držených ciferníkem vzhůru). Rektascenzi měříme v hodinové míře od 0 do 24 h, tj.

1 h = 15d      1d = 4 m      1 m = 15'      1' = 4 s      1 s = 15"      1" = 1/15 s

Údaje o jasnostech hvězd se udávají většinou ve hvězdných velikostech (magnitudách). Hvězdná velikost nemá žádný vztah ke skutečnému rozměru hvězdy. Magnitudy hvězd jsou nejstaršími fotometrickými údaji o hvězdách, které používala již astronomie ve starověkém Řecku. Exaktní pojem magnitudy zavedl v 19.století N. Pogson.

Při měření zdánlivé magnitudy m pozorovatel zachytí tok záření F od této hvězdy plochou objektivu o obsahu S. Z celkového zářivého výkonu L hvězdy se tak zachytí

F = \frac{S}{4.p.r²}}.L

kde r je vzdálenost hvězdy od pozorovatele. Pro dvě hvězdy A a B máme proto poměr

\frac{F_A}{F_B} = \frac{r_A²}{r_B² } \frac{L_A}{L_B}

kde r_A je vzdálenost hvězdy A, r_B je vzdálenost hvězdy B, L_A je zářivý výkon hvězdy A a L_B je zářivý výkon hvězdy B.

Pogson zavedl způsob podobný v akustice při definice jednotky decibel s tím, že se snažil zachovat vyjádření zdánlivých hvězdných velikostí používaných v minulosti. Proto rozdíl hvězdných velikostí hvězd A a B je roven

m_A - m_B = - 2,5 log \frac{F_A}{F_B}      (Pogsonova rovnice)

Pro určení počátku stupnice zdánlivých hvězdných velikostí (magnitud) se musí definovat magnituda jedné zvolené hvězdy. Dříve se používala Polárka, dnes se používá standardní skupina hvězd.

Zdánlivé magnitudy neposkytují informace o skutečných poměrech zářivých výkonů různě vzdálených hvězd. Proto se definuje absolutní magnituda M, která odpovídá zdánlivé magnitudě hvězdy ve vzdálenosti 10 pc. Z Pogsonovy rovnice pak plyne

m - M = 5 log r - 5

kde m je zdánlivá magnituda hvězdy ve vzdálenosti r. Rozdíl m - M je tzv. modul vzdálenosti.
 

m-M	-5	0	5	10
r	1 pc	10 pc	1 kpc	1 Mpc

Literatura:

[1] Haloda, Jakub; Rozehnal, Jakub: Kometa C/1995 O1 (Hale- Bopp). Hvězdárna a planetárium hl.m. Prahy, Praha 1996

[2] Pavlousek, J.; Hlad, O: Přehled astronomie. SNTL, Spálená 51, 113 02 Praha 1, Praha 1990

[3] Šolc, Martin; Švestka, Jiří; Vanýsek, Vladimír: Fyzika hvězd a vesmíru. Státní pedagogické nakl., Praha 1983