Už je to pár roků, co jsem na brněnských veletrzích navštěvoval pohledné soutěže zážitkové gastronomie, kterých se pravidelně účastnila jedna moje dobrá přítelkyně. V tvrdém klání přitom nešlo ani tak o chuť, jako spíše o vzhled. Zručné kuchařky a šikovní kuchaři tu z těsta, ryb, kdovíjakého masa, zeleniny i ovoce vyráběli nejrůznější pávy, mostní konstrukce, hrady a zámky... Prostě radost pohledět. Paradoxní bylo, že po pár ždibcích přísné kontroly skončila jejich díla v ohromném plechovém kýblu, k nerozeznání od pomejí pro tučná prasátka. Ono skutečně nešlo až tak o chuť, nýbrž především o lahodný pohled...

Na tuhle situaci jsem si vzpomněl dnes nad ránem, když jsem na hvězdárně v Úpici čekal na východ tenkého Měsíce. Vždyť pohled na našeho nebeského přítele, stejně jako na vycházející Slunce, není nic jiného než zážitková astronomie. O nic důležitého nejde, ale je to krásné na pohled.

Háček byl pouze v tom, že to byla již pátá jasná noc našeho astronomického tábora. A pokud jste se někdy podobné akce zúčastnili, asi mi dáte za pravdu, že po takové pozorovací šňůře není v dobré kondici ani ten nejodolnější hvězdář. Cítíte se unaveni, podrážděni a docela upřímně si přejete, aby se alespoň na jednu noc zatáhlo a vy se mohli pořádně vyspat.

V noci ze čtvrtka na pátek zataženo nebylo. Jelikož však nepatřím mezi nejmladší, raději jsem se kolem půl jedné natáhnul do spacáku a do třetí hodiny vyčkával na východ Měsíce v poloze vodorovné.

Snad pod vlivem probdělých nocí, snad pod vlivem okolního ruchu, ocitl jsem se najednou v říši psychedelických představ. Bojoval jsem s mutanty, svými kolegy, černokněžníky a skřítky. Vše korunovalo poslední představení, kdy jsem se podruhé ocitnul v Angole a chystal se pozorovat zatmění Slunce. Nejdříve jsem zjistil, že mi chybí jakýkoli dalekohled a pak s hrůzou ve tváři sledoval vzdušný souboj několika stíhaček, který se odehrával přímo nade mnou. Rakety "vzduch -- vzduch" svištěly jedna za druhou, exploze stíhala explozi. Až najednou jsem viděl, jak se kus jedné ohořelé stíhačky řítí přímo na mne! Před smrtí v plamenech mne zachránilo jenom prudké probuzení...

Rozespalý, zpocený a snad i s nějakým šploucháním v hlavě jsem se vydal na parkoviště, odkud je dobrý výhled na východ a čekal na ten "skvělý" Měsíc. Dlouhou dobu se nic nedělo. Dokonce jsem nic neviděl ani dvacet minut po okamžiku východu deklarovaném ve Hvězdářské ročence...

No a pak si ho někdo všimnul. Úzký srpek se utápěl v téměř neprůhledné břečce oparu podél celého obzoru. Očima byl na hranici viditelnosti, v dalekohledu vypadal jako mdlá oranžová suspenze, o kterou by si člověk ani kolo neopřel. Všichni nadávali, že už mohli dávno spát... Ranní zvuky, zbloudilé Perseidy, stejně jako intenzivní zívání však potvrdilo, že i tohle představení patřilo do zážitkové astronomie.

Březen

Katalog francouzského astronoma Charlese Messiera (1730-1817) není nutné představovat. Vždyť obsahuje většinu nejnápadnějších hvězdokup, mlhovin a galaxií viditelných ze severní polokoule, které jsou častým terčem mnoha amatérských dalekohledů. Ve hvězdářském žargonu se zřejmě navždy uhnízdila označení em-třináctka, em-dvacet sedmička, em-čtyřicet dvojka...

Poněkud paradoxní však je, že prvním impulsem k sestavení tohoto soupisu nebyla krása mlhavých skvrnek, nýbrž pravý opak: pro lovce komet konce osmnáctého století byly matoucím nebeským hmyzem, jenž zdržoval práci pilných hvězdářů. A aby si na ně mohli dát pozorovatelé větší pozor a předem se vyvarovali z jásotu nad objevem nové, avšak falešné vlasatice, začal Charles Messier někdy od roku 1758 sestavovat jejich soupis -- jednak s pomocí dostupné literatury, jednak na základě vlastních objevů při hledání nezbedných komet.

Optické soustavy ani další pozorovací vybavení však tehdy nebyly nejkvalitnější, a tak do konce života zapsal do seznamu zhruba sto objektů. Ze stejného důvodu je také jejich rozložení na nebi zcela nerovnoměrné, určené pouze náhodou, která danou hvězdokupu či galaxii přivedla do zorného pole dalekohledu.

Samotný Messier však nových objektů na nebi příliš nenalezl. I když vlastně ani není divu. Vždyť nejstarším objektem sledovaným za humny Sluneční soustavy je Mléčná dráha a hodně dlouho jsou známé také některé nápadné skupiny jasných stálic, eventuálně drobné mlhavé skvrnky nerozlišených hvězdokup. O Plejádách se například zmiňuje už řecký básník Hesiodes v době kolem roku tisíc před naším letopočtem. Navíc je také možné, že Aristoteles kolem roku 325 před naším letopočtem pozoroval dvojici otevřených hvězdokup M 41 ve Velkém psu a M 39 v Labuti, které zřejmě považoval za komety.

Zatímco Aristotelovy záznamy nejsou nijak přesvědčivé, o řeckém astronomovi Hipparchovi již žádné pochyby nemáme. Jeho katalog, který se nám bohužel nedochoval, obsahoval nejméně dvě "mlhoviny": Jesličky v Rakovi a c, h v Perseovi. Ptolemaius, jenž o dvě stě padesát let později využil Hipparchova díla, k nim přidal dalších pět mlhovin. Tři z nich jsou pouze náhodnými skupinkami hvězd (w1,2 Cygni, n1,2 Sgr a Hlava Oriona), objevil však M 7 ve Štíru a popsal skupinu hvězd ve Vlasech Bereniky, dnes označovanou jako blízkou otevřenou hvězdokupu Melotte 111.

Další významný úlovek zaznamenal až významný arabský astronom Al Súfi (903-986), který provedl revizi Ptolemaiova díla. K seznamu stálic tehdy přidal tři skvrnky, z nichž nejdůležitější byla ta v Andromedě, o tisíciletí později identifikovaná jako jedna z nejbližších galaxií M 31. Kromě ní popsal "mlhavou hvězdu" dva stupně od d Velorum v Plachtách -- hvězdokupu IC 2391 a také Ramínko na šaty (Cr 399), které bylo dlouhou dobu považované za řídkou otevřenou hvězdokupu. Nejnovější studie tuto možnost ale jednoznačně vyloučily.

Na začátku šestnáctého století objevili evropští mořeplavci Magellanova oblaka, která však byla pro protinožce samozřejmou součástí nebe už celá tisíciletí, a celkový počet mlhavých skvrnek zdobících noční oblohu překročil první desítku. Další objekty však musely počkat celých sto let na vynález dalekohledu. Simon Marius (1570-1624) znovuobjevil Mlhovinu v Andromedě (její vzhled v zorném poli primitivního teleskopu popsal jako "plamen svíčky svítící skrz průhlednou rohovinu"), zatímco Nicholas Peiresc poprvé spatřil Mlhovinu v Orionu. Mimochodem Simon Marius se "proslavil" vleklým sporem s Galileem Galileim o prvenství objevu Jupiterových měsíců. Možná je skutečně zahlédl o pár dní dříve, ale jeho mnohem slavnější sok pozorování dříve publikoval.

Existují však zajímavé důkazy, že již v polovině sedmnáctého století by ke spočítání všech známých mlhovin a hvězdokup nestačily všechny prsty na rukou ani na nohou jednoho pozorovatele. V osmdesátých letech 20. století byl totiž čirou náhodou objeven dobový soupis nebeských objektů italského astronoma Giovanni Batisty Hodierny (1597-1660), který má celkem čtyřicet položek, z nichž polovina představuje skutečné mlhoviny nebo hvězdokupy. Všechny nalezl dalekohledem, jenž zvětšoval pouze dvacetkrát.

Hodierna poprvé popsal nejméně deset objektů: kupu hvězd v okolí a Persei, M 6 ve Štíru, trojici M 36, M 37 a M 38 ve Vozkovi, M 41 ve Velkém psu, M 47 v Lodní zádi, NGC 2362 kolem t Velkého psa -- Canis Majoris, NGC 6231 ve Štíru a NGC 6530 (kupa v Laguně). Dost možná znal i galaxii M 33 v Trojúhelníku, hvězdokupy M 34 v Perseovi, NGC 752 v Andromedě a NGC 2451 v Lodní zádi. Škoda jen, že se jeho dílo na několik staletí zcela "ztratilo".

Díky tomu, že Messierův soupis obsahuje pouze jasné objekty, stal se všeobecně oblíbeným a vlastně se používá dodnes. Od toho původního, který si můžete prohlédnout kliknutím na podobenku Charlese Messiera, se však poněkud liší. Za svého života totiž autor nikdy nevydal katalog, který by obsahoval více než 103 položek. O ty další -- až do čísla 110, byl rozšířen teprve na základě objevů v jeho denících či korespondenci.

Camille Flammarion zavedl galaxii M 104, Helen S. Hogg M 105 (galaxie ve Lvu), M 106 (galaxie v Honících psech) a M 107 (kulová hvězdokupa v Hadonoši), Owen Gingerich dvojici galaxií ve Velké medvědici M 108 a M 109, Keneth G. Jones M 110 (galaxie v Andromedě). Tím byl výčet definitivně uzavřen.

Naopak se také zjistilo, že některé objekty katalogu neexistují, nebo mají poněkud problematickou identifikaci. Například zjasnění v Mléčné dráze M 24 bylo dlouhou dobu ztotožňováno s nevýraznou kupou NGC 6603, čtyřicátý objekt soupisu (tj. M 40) je pro změnu pouhou těsnou dvojhvězdou, M 47 a M 48 měly špatně zaznamenané polohy, M 91 se ztotožnit nepodařilo vůbec a M 102 je druhým pozorováním M 101 s mylně udanou polohou.

Dodejme ještě, že se Messierův soupis vzápětí stal vzorem pro další astronomy. Jenom o pár desetiletí později publikoval William Herschel katalog několika set dalších objektů a mlhovin, který jeho syn John postupně rozšířil až na dva tisíce exemplářů. Vrcholem se pak stal New General Catalogue, známý pod zkratkou NGC, jenž sestavil na základě předcházejících publikací na sklonku devatenáctého století John Louis Dreyer. Jedná se o velmi podrobný seznam (dodatečně doplněný tzv. Index Catalogue, zkr. IC) většiny otevřených a kulových hvězdokup, včetně náhodných seskupení hvězd, difúzních i planetárních mlhovin, zbytků po supernovách a také všech typů galaxií. NGC obsahuje skoro deset tisíc položek, u kterých je kromě základních údajů uveden i velmi stručný popis vzhledu ve větším dalekohledu.

V průběhu 20. století pak vznikla řada dalších katalogů, často s méně či více rozsáhlými průniky, někdy orientovanými jen na konkrétní typ objektů, observatoř nebo část oblohy. Mezi amatéry se však dodnes používá především ten od Charlesse Messiera (zkr. M) a Johna Dreyera (tj. NGC a IC).

Messierův maratón

Náhoda tomu chtěla, že se Slunce jednou ročně, vždy kolem jarní rovnodennosti, dostane do takových míst nebe, kde neleží žádný objekt Messierova katalogu. To ovšem znamená, že v této době lze teoreticky během jediné noci spatřit prakticky všechny položky slavného soupisu. Stačí jen, když vám bude přát trocha štěstí...

Tomuto zvláštnímu pozorování se někdy říká Messierův maratón a "běhá" se už mnoho desítek let. Samozřejmě, že není vůbec jednoduchý, obzvlášť když "pravověrní sportovci" zakazují používat automaticky naváděné dalekohledy. Takže když se vám napoprvé podaří zahlédnout alespoň sedmdesát, osmdesát položek z katalogu, můžete být velmi spokojeni. Každopádně se jedná o skvělé procvičení práce s hvězdnými mapami a dalekohledem, které lze provádět (samozřejmě, že ne s takovými výsledky) i jindy během roku.

Co všechno budete k maratónu potřebovat? Červenou baterku, triedr, dalekohled na stativu (nejlépe obří binar 25x100) a dobrý atlas (Atlas Coeli, Sky Atlas 2000), ve kterém si -- pokud je přesně neznáte -- vyznačte polohy jednotlivých Messierových objektů. Hodit se bude také podrobnější mapa souhvězdí Panny a Vlasů Bereniky (například z Uranometrie 2000.0). A důležitou podmínkou je vhodný výběr pozorovacího stanoviště: musíte mít nerušený výhled nízko nad obzor a samozřejmě čistý průzračný vzduch. Ve městech tedy do cíle maratonu rozhodně nedoběhnete.

Jestliže máte všechno připraveno, stačí počkat na jasné počasí a pokud možno v době kolem novu vyběhnout. Jak ukazují zkušenosti mnoha hvězdářů, je výhodné začít již za soumraku. Prvními dvěmi zastávkami pak musí být galaxie M 77 ve Velrybě a M 74 v Rybách nízko nad severozápadním obzorem. Spatřit je bude velmi obtížné a s velkou pravděpodobností se vám to vůbec nepodaří.

Moc tedy neotálejte a rychle se podívejte na trojici M 31, 32 a 110 v Andromedě, kulovou hvězdokupu M 79 v Zajíci a galaxii M 33 Trojúhelníku, které také rychle mizí ve světlém oparu západního obzoru. Po těchto metách již tolik pospíchat nemusíte a v klidu si prohlédněte objekty podzimních a zimních souhvězdí.

Pravděpodobně někdy k půlnoci dorazíte do "srdce jarních galaxií" -- souhvězdí Panny a Vlasů Bereniky. Zde nastanou přímo "messierovské žně". V nepřehledné tlačenici mlhavých skvrnek bezesporu oceníte podrobnější mapu než jakou je Bečvářův Coeli či Tirionův Sky Atlas, ale možná budete také natolik zruční, že si po hodince dvou hledání dáte na krátkou chvíli pauzu s hrnkem horkého čaje nebo kávy.

Ve tři hodiny ráno se každopádně blížíte k cíli. Za chvíli totiž začne svítat, takže nezbude než se zaměřit nad východní obzor a podívat se na objekty letní a podzimní oblohy: kulové hvězdokupy M 2, M 72 a M 73 ve Vodnáři, M 55 a M 75 ve Střelci, M 30 v Kozorohovi a jestli se vám to nepovedlo z večera, můžete se pokusit na světlé obloze znovu vyhledat Mlhovinu v Andromedě M 31 spolu s dvojicí satelitních galaxií M 32 a 110.

S rostoucím jasem oblohy, kokrháním kohoutů ve vzdálené vesnici, padající rosou a příjemnou únavou se krátce poté ocitnete v zaslouženém cíli. Jaké asi bude skóre?

Říše galaxií

Jarní obloha je na první pohled skutečná nebeská poušť; vždyť zde vyjma hvězd odcházející zimy a naopak jenom nesměle nakukujícího léta najdete pouze několik málo otevřených hvězdokup, které doplňuje hrstka slabých mlhovin, osamocených kulových hvězdokup a téměř zapomenutých dvojhvězd či vícehvězd. Tedy zajimavostí, jen co by se za nehet vešlo.

Nenechejte se ovšem mýlit. S dalekohledem, jenž překročil práh běžného triedru, budete sice v této v pustině chvíli tápat, pak se ale v zorném poli objeví první mlhavá skvrnka. Za chvíli se přidá druhá, třetí, čtvrtá... A najednou vás zaplaví krásná a zcela bezpečná lavina podivuhodných útvarů největší konstrukce viditelného vesmíru. Na první pohled sice nebudou jarní galaxie nijak exkluzivní, vždyť pokaždé půjde "jenom" o skvrnky různých tvarů, nanejvýš doplněné zajímavým stelárním pozadím, hned na ten druhý pohled si však určitě uvědomíte, že jsou odrazem podivuhodné, neuchopitelné a fantasticky rozlehlé vesmírné struktury, největší jakou můžete spatřit na vlastní oči. Navíc každá z těchto skvrnek reprezentuje galaktické světy jako ten náš. Mnohdy dokonce ještě větší. Jestli pak jsou i tam živé bytosti, které se na nás v daném zlomku okamžiku také dívají. A co si o nás asi myslí. To co my?

Je to překvapující, ale galaxie nejsou v prostoru rozloženy nahodile, nýbrž se sdružují do kup, které vytvářejí různé shluky, hnízda a řetězce dlouhé až 500 milionů světelných roků. Ukazuje se dokonce, že galaxie zaujímají pouhou osminu kosmického prostoru a že převážně leží podél stěn jakýchsi buněk, připomínajících nadýchanou vesmírnou pěnu. Právě tyto bubliny tvoří ty největší kosmické struktury. To ovšem neznamená, že by uvnitř takové "pěny" žádné galaxie neexistovaly. Pouze jich je výrazně méně.

Bohužel, většina těchto struktur je nám, běžným smrtelníkům zcela zastřena. Ať už pro malou jasnost zrníček, ze kterých je složeny, nebo pro složitost, jež vynikne teprve na monitorech hvězdných analytiků. Největší nebeskou tapiserií v dosahu běžných přístrojů tak zůstává Kupa galaxií v Panně. Shluk asi dvou a půl tisíce galaxií, který leží ve vzdálenosti jenom sedmdesát milionů světelných roků a jenž na pozemské obloze zabírá zhruba patnáct stupňů.

 

Jak by vesmír asi vypadal, kdybychom ho miliardkrát zmenšili? Kolik hmoty obsahuje? Jaké největší struktury v něm nalezneme? To jsou otázky, na které hledá odpověď řada astronomů. Největší šanci ale mají ti, kteří trpělivě proměřujících polohy stovek tisíc nejbližších galaxií. Princip té nejrozsáhlejší prohlídky 2dF Galaxy Redshift Survey je přitom vtipně jednoduchý: pozorovatelé pomocí čtyřmetrového dalekohledu Anglo-australské observatoře Siding Spring odhadují červené kosmologické posuvy, tedy stopy ve světle vzdálených galaxií, na kterém se podepsalo samotné rozpínání vesmíru. Přitom platí jednoduchá úměra: čím jsou dál, tím větší posuv u nich můžeme sledovat. Navíc všechny potenciální cíle jejich projektu leží ve dvou řezech nápadně připomínajících kousky pizzy: na šířku mají tři stupně, na délku celých devadesát (viz schematická kresba). Hvězdářům se do zorného pole dosud podařilo dostat už několik set tisíc galaxií, které se nacházejí do vzdálenosti dvě miliardy světelných roků, resp. přesněji vyjádřeno velikostí kosmologického posuvu do z < 0,25. Konečným cílem přehlídky je pak ve vytipovaných oblastech proměřit na 250 tisíc galaxií, čtyřikrát více než všechny předcházející projekty. Úkol to není vůbec jednoduchý a bez speciálních zařízení by byl vlastně zcela nemožný. Naštěstí mají k dispozici zvláštní zařízení, se kterým mohou současně analyzovat světlo čtyř set galaxií najednou. Fotony každé z nich totiž z ohniskové roviny do spektrografu, jenž měří kosmologický posuv, vyvede zvláštní optické vlákno. A co se dosud podařilo objevit? Na první pohled to může být překvapující, ale hvězdné ostrovy nejsou v prostoru rozloženy nahodile. Naopak vytvářejí různé shluky, hnízda a řetězce. Tyto podivuhodné struktury jsou pravděpodobně odrazem jemných fluktuací na úrovni subatomárních částic, které se vytvořily v prvních okamžicích po Velkém třesku. Ostatně, dokládají to i variace známého reliktního (zbytkového) záření. Ba co víc! Mezinárodní tým astronomů už předvedl unikátní filmové představení Letu vesmírem, spočítané na základě skutečných měření kombinovaných se záběry blízkých galaxií. Mapa sestavená britskými, australskými a americkými hvězdáři pokrývá 1/20 celé oblohy a dosahuje hloubky až čtyři miliardy světelných roků. Pokrytý prostor je skutečně impozantní, jedná se o 13 miliard miliard miliard světelných roků krychlových. Celý záznam si přehrajete kliknutím na obrázek (mpeg, 3 min, 14 MB). Snímek začíná "pohledem" na mateřský dalekohled, který je součástí australské Siding Spring Observatory v Novém jižním Walesu. Poté se vydáme dál a prohlédnete celou řadu galaxií různých typů: spirálních, eliptických i nepravidelných. Vzhledem k omezenému pokrytí nebe, je celá přehlídka umístěna do nápadně zploštělého pásu. Temné oblasti "nad" a "pod" zorným polem tedy neznamenají, že by se zde žádné hvězdné ostrovy nenacházely, nýbrž že se v této části vůbec nepozorovalo. Záznam demonstruje řadu objektů důležitých v různých měřítcích. Začíná se u planet a jednotlivých hvězd, poté se přejde ke galaxiím a skončí u těch největších vesmírných struktur. V posledních záběrech "kosmické pěny" reprezentuje každá žlutá tečka jednu galaxii, modře jsou pak vyznačeny oblasti vyšší koncentrace látky. Úplně na závěr se opět vrátíme do okolí Země a na fiktivní sféře si ukážeme, v jaké části oblohy se prohlížené galaxie nacházely. Skutečně -- půjde o dva relativně úzké pásy.

Sedm jednou ranou

I když je anatomie Kupy galaxií v Panně mnohem složitější, za dynamický střed tohoto vesmírného útvaru považují astronomové obří eliptickou galaxii M 87 (NGC 4486), jež se nachází pět úhlových minut jižně od bezejmenné hvězdy osmé velikosti, zhruba uprostřed mezi e Vir a b Leo, v těsné blízkosti hranice Panny a Vlasů Bereniky. Na první pohled vypadá "jenom" jako drobná skvrnka o průměru kolem pěti úhlových minut, která je patrná už v triedru, ve skutečnosti se však jedná o jeden z nejzajímavějších útvarů v celém přilehlém vesmíru.

M 87 je totiž tzv. galaktický kanibal: ze svého okolí vyžírá menší galaxie, obírá je o hvězdy, mezihvězdný plyn i celé kulové hvězdokupy. Jenom těch v jejím okolí pozorujeme na 15 tisíc -- stokrát víc než kolik kulových hvězdokup obklopuje naší Galaxii. Průměr mírně eliptické M 87 přesahuje 120 tisíc světelných roků a celkovou hmotnost astronomové odhadují nejméně na trilion Sluncí (desetkrát víc než u našeho hvězdného ostrova).

Ale to není všechno. Je téměř jisté, že se v centru tohoto "budulínka" ukrývá supermasivní černá díra s hmotností kolem tří miliard Sluncí. Jako hladové zvíře požírá veškerý materiál, který se dostane do její blízkosti: plyn, prach, dokonce celé stálice. Gravitace černé díry je natolik drtivá, že se zde hvězdy rozpadají a stávají se součástí rozsáhlého rotujícího tzv. akrečního disku o průměru několik desítek světelných roků. Při pádu plynu z disku směrem do pekla černé díry se přitom pozorují ohromné výtrysky plynu s rychlostí až poloviny rychlosti světla.

Sedm galaxií jednou ranou však "zabijete" či spíše spatříte o kousek dál. Pokud se totiž přesunete zhruba jeden stupeň na severozápad od M 87, narazíte na dvojici messierových galaxií M 84 (NGC 4374) a M 86 (NGC 4406). Za mezní hvězdné velikosti kolem šesti magnitud vypadá M 86 v menších dalekohledech jako výrazná skoro přesně kruhová skvrna o průměru tři úhlové minuty s téměř bodovým jádrem. M 84 je jí velmi podobná, byť je trochu slabší a bez středového zjasnění. Galaxie dělí úhlová vzdálenost kolem 15 minut, což v absolutním měřítku činí nejméně 400 tisíc světelných roků.

Podíváte-li se na tuhle oblast dalekohledem s velkým zorným polem (stačí už obří binar 25x100), přidá se k oběma galaxiím pět dalších skvrnek. Na prvním místě je tu zřetelně protáhlá NGC 4438, které se dotýká úhlově malá, bočním pohledem však nepřehlédnutelná NGC 4435. Obě leží na opačné straně od M 86 než M 84 a souhrnně se nazývají Oči.

Jižně od M 84 narazíte na slabší NGC 4387 a hned pod ní na jasnější, nápadně protaženou NGC 4388. Poslední do sbírky je pak galaxie NGC 4425, vedle které leží slabá hvězda (z naší Galaxie). S identifikací všech těchto objektů vám pomůže přiložená mapka.

 

Detailní portrét čtvrtiny hvězdné oblohy do 23. velikosti a hned v pěti barvách. Půl miliardy galaxií a ještě větší počet hvězd. Miliony spekter. Patnáct terabajtů informací. Během pozorování nekončící proud pěti megabajtů dat za sekundu! Tak tato čísla charakterizují nejrozsáhlejší prohlídku hvězdné oblohy na světě -- Sloan Digital Sky Survey. I když není dosud u konce, už nyní tento unikátní, homogenní statistický soubor informací o stovkách milionů těles odhaluje řadu dosud neznámých trendů, velkoškálových útvarů a exotických objektů. Jednou z perliček je i tzv. Sloanova velká zeď -- vlákno několika tisíc galaxií, které se nachází asi jednu miliardu světelných roků daleko a na délku má asi 1,4 miliardy světelných roků (na obloze se tedy podél nebeského rovníku táhne v délce asi sedmdesát stupňů). Je třikrát vzdálenější a přibližně dvakrát větší než dosud nejvzdálenější útvar tohoto druhu tzv. Velká zeď objevená v roce 1989. Rozdíl názorně dokládá i grafické porovnání dvou přehlídek. Na menší výseči jsou vyznačeny všechny galaxie sledované v rámci projektu Harvard-Smithsonian Center fot Astrophysics (zkr. CfA), během které byla v roce 1989 objevena Velká zeď. Výsledky Sloan Digital Sky Survey z jiné části oblohy ukazuje druhá, větší výseč. Tato přehlídka dosud pozorovala téměř desetkrát víc galaxií ve výrazně větší vzdálenosti. Sloanova velká zeď se táhne od levého až k pravému okraji sledované oblasti, kde se také nápadně přibližuje směrem k nám. Vzdálenosti všech galaxií se v tomto případě samozřejmě měřily pomocí tzv. kosmologického červeného posuvu. Je existence této největší věci ve vesmíru náhoda? Ano, je. Odborníky sice překvapila, ale nijak neznepokojila. Jedná se prostě o náhodné seskupení galaxií -- největší věc dosud pozorovaná v celém vesmíru...

Co přinesla jedna kometa

Je pravdou, že v osmnáctém století většina astronomů zcela ignorovala objekty vzdáleného vesmíru, jako jsou hvězdokupy, galaxie i hezky zabarvené dvojhvězdy. Velkou módou byly především tělesa Sluneční soustavy, takže pozorovatelé dalekohledy nejčastější mířili především na nečekané nebeské návštěvníky -- komety. Tuto módní vlnu nejspíš vyvolal úspěch s předpovědí návratu Halleyovy komety, která se na pozemské obloze zjevila o vánocích 1758. Navíc tehdejší optické přístroje nebyly bůhvíjak kvalitní, takže ani neumožňovaly rozsáhlejší studie drobných mlhovin, natožpak komplexní přehlídky celé oblohy.

Přesto všechno k poznání vzdáleného vesmíru svým dílem přispěly i vlasatice. Při jejich pozorování se totiž tu a tam připletla do zorného pole nějaká galaxie nebo hvězdokupa, počet těchto opomíjených objektů tedy pozvolna narůstal a tak si na sklonku osmnáctého století někteří astronomové začali klást otázku: Co jsou vlastně zač? Krásným příkladem "plodné" komety je ta, která se na nebi zjevila roku 1779.

Celý příběh začal večer šestého ledna 1779, kdy německý astronom Johann Elert Bode objevil nad severozápadním obzorem slabou kometu. Zcela nezávisle ji ráno 19. ledna zahlédl i Charles Messier; pohybovala se poblíž Albirea z Labutě a stále ještě nebyla patrná bez dalekohledu. Francouzský pozorovatel však tehdy poblíž vlasatice zaregistroval i slabou mlhovinu bez hvězd, která se později dostala jako 56. objekt do jeho známého katalogu. Dnes víme, že jde o docela pohlednou kulovou hvězdokupu M 56, zhruba uprostřed mezi betou Labutě a gamou Lyry.

Stejná kometa jenom o pár dní později přivedla Amtoine Darquire z Toulouse k objevu Prstencové mlhoviny v Lyře -- M 57. Doslova ji popsal jako "velmi slabou, bezchybně ohraničenou; stejně velkou jako Jupiter a podobnou slabé planetě", je dost možné, že právě odtud pochází označení planetární mlhovina. Za křestního otce názvu této kategorie nebeských objektů se však považuje William Herschel.

I když vlasatici sledovala celá řada evropských pozorovatelů, mezi ty nejpečlivější patřil právě Charles Messier. Kometa však nebyla nijak výrazná, potácela se na hranici viditelnosti bez dalekohledu, navíc ji chyběl tak pohledný chvost. V průběhu následujících měsíců prošla relativně neúrodnou oblastí Herkula, Severní koruny a Pastýře. Koho by tenkrát napadlo, že Messiera dovede hned k několika úlovkům v jeho seznamu mlhavých skvrn?

Pravé žně přišly až v dubnu -- kometa sice rychle slábla, ale také vstoupila do souhvězdí Panny. Jako první se Messierovi dostala v noci z 13. na 14. dubna do zorného pole dvojice galaxií M 58 a M 59, o den později i M 60. Dvacáté druhého dubna prošla vlasatice těsně vedle M 49, jíž si Messier všimnul už o řadu roků dříve, nicméně už 11. května ho navedla ke galaxii M 61, kterou dokonce po několik dní považoval za samotnou kometu. Bylo tenkrát dost špatné počasí, takže není ani divu.

Je samozřejmé, že všechna zmiňovaná "eMka" patří mezi nápadné objekty, vhodné i pro méně zběhlé pozorovatele. Nejjasnější z těch jmenovaných je M 60 (NGC 4649), která je za dostatečného zvětšení patrná i v malém dalekohledu. Tváří se jako kruhová skvrnka, která se mírně zjasňuje směrem do středu, o průměru zhruba dvou úhlových minut. Druhá v pořadí je M 59 (NGC 4621) -- se dvěma slabými hvězdami na severu vytváří vcelku pohledný trojúhelník. No a nakonec tu máme M 58 (NGC 4579), jenž se nachází v těsné blízkosti poměrně nápadné stálice sedmé velikosti.

Půjdeme-li dál po stopách komety z roku 1779, narazíme na M 49 (NGC 4472), která patří mezi obzvlášť hezké galaxie. Proto si jí také Charles Messier všimnul o mnoho roků dříve, už 19. února 1771. I když doslovný popis zní poněkud skepticky: "Mlhovina objevená blízko hvězdy r Panny. Lze ji vidět jenom obtížně obyčejným dalekohledem 3 a půl stopy [dlouhým]. Kometa z roku 1779 byla panem Messierem porovnána s touto mlhovinou 22. a 23. dubna; kometa i mlhovina byly stejně jasné." M 49 připomíná v malých dalekohled drobnou kulovou hvězdokupu o průměru několika úhlových minut a její vzhled se nezmění ani ve větších přístrojích.

Poslední galaxie z našeho příběhu -- M 61 (NGC 4303) -- je předcházející velmi podobná; tedy při pohledu amatérským dalekohledem. Na rozdíl od obří eliptické galaxie M 49 se však jedná o hezkou spirálu s dvěmi nápadnými rameny, na kterou se díváme prakticky "shora". Právě v oblastech bohatých na mladé, zářivé hvězdy byly v M 61 pozorovány nejméně tři jasné supernovy: v roce 1926, 1961 a 1964. Jasnost žádné z nich však nepřesáhla 13 magnitud.

 

Kupy galaxií nejsou v žádném případě strnulé, nýbrž i ony mají svůj pomalý vývoj. Pokud kliknete na přiložený obrázek, dostanete se k počítačovému modelu, jenž vykreslí pohyb několika hvězdných ostrovů v průběhu deseti miliard roků. Jednotlivé galaxie se v něm nejen potkávají, ale navzájem deformují a postupně slévají do stále větších gravitačně vázaných celků. Nakonec se uprostřed skupiny vytvoří jedna veliká, eliptická galaxie, která ovládne hemžení v celém okolí. V podobném stavu je i Kupa galaxií v Panně, v jejímž centru sedí rozsáhlá M 87. Život virtuální skupiny galaxií (ve skutečnosti 5 až 10 milionů jejich jednotlivých částí) v zorném poli o průměru pět milionů světelných roků spočítal John Dubinski, University of Toronto. (mpeg, 1,6 MB)

Sombrero

Aniž bychom vyčerpali všechny zajímavé objekty, procházku kupou galaxií zakončíme na hranicích Panny s Pohárem, kde leží M 104 (NGC 4591). O existenci této spirály sice víme už od konce osmnáctého století, kdy ji náhodou objevil francouzský astronom Pierre Méchain, jméno Sombrero však dostala mnohem později. Každopádně vcelku úspěšně charakterizuje její vzhled: M 104 vypadá jako typická spirála, z boku rozříznutá temným pásem mezihvězdných mračen rozmístěných podél roviny galaxie.

Náznak této zvláštní struktury je patrný i ve středně velkém dalekohledu. V triedru se M 104 tváří jako rozostřená hvězda 9. velikosti. S rostoucím zvětšením se však změní ve zřetelnou podlouhlou skvrnu, ve které se rýsuje již zmiňovaný temný pás. Pokud jsou však horší pozorovací podmínky, můžete spatřit "pouze" eliptickou mlhovinu s výrazně nižším jasem na jižní straně.

M 104 leží téměř dvanáct stupňů západně od Spiky (a Vir), v místech, kde je poměrně málo hvězd. Proto není až tak snadné namířit na ní dalekohled. Na cestě za ní vám snad pomůže fakt, že spolu s y a c Virginis tvoří rovnostranný trojúhelník.

Vzdálenost Sombrera se odhaduje na padesát milionů světelných roků. Mnohem zajímavější je však skutečnost, že ho obklopuje na dva tisíce kulových hvězdokup. V porovnání s tím je naše Galaxie (necelých 200) či M 31 (kolem 350 hvězdokup) jenom "chudým příbuzným". Navíc má Sombrero mnohonásobně větší zářivý výkon a v nitru pravděpodobně ukrývá černou díru s hmotností kolem dvou miliard Sluncí.

 

Na jarním nebi shodou náhod najdete i jeden z nejvzdálenějších vesmírných objektů, který je ještě dostupný běžným amatérským dalekohledům. V souhvězdí Panny, asi čtyři a čtvrt stupně od g Virginis, totiž leží nejjasnější kvasar 3C 273, jeden z nejslavnějších a v astronomické literatuře nejcitovanějších vyslanců kosmických útrob. Nijak se však neradujte -- na první pohled vypadá jako tisíce jiných hvězd 13. velikosti. Za běžných podmínek je však patrný už v dalekohledech o průměru objektivu kolem patnácti centimetrů. Poněkud zvláštní označení "3C 273" odkazuje na Third Cambridge Catalogue of Radio Sources, tedy Třetí cambridžský katalog rádiových zdrojů, jenž byl publikován Královskou astronomickou společností v Londýně roku 1959. Obsahoval necelých pět set položek, z nichž většina byla záhy zidentifikována s mlhovinami v naší Galaxii, zbytky po supernovách, např. Krabí mlhovinou, eventuálně blízkými galaxiemi (M 87, M 82). Také se však ukázalo, že alespoň za dva objevené rádiové vysílače -- 3C 48 a 3C 273 -- mohou "obyčejné" stálice, které však jeví naprosto atypické spektrum. Nepodobalo se žádné jiné hvězdě, mlhovině či galaxii, dokonce se ani nepodařilo identifikovat jednotlivé absorpční čáry -- klíč k chemickému složení většiny vesmírných objektů. Není divu, že se pro ně vzápětí ujalo označení "kvasar", jenž pochází z anglického sousloví "QUASi-stellAR radio sources", kvazistelární rádiový zdroj. Celou záhadu se naštěstí podařilo brzo rozluštit. Už roku 1962 americký astronom Maarten Schmidt dokázal, že tajemné spektrální čáry patří obyčejnému vodíku -- jsou však výrazně posunuté směrem k červenému okraji viditelného spektra. Objekty se tudíž nachází nesmírně daleko, nejméně několik miliard světelných roků, a k posuvu absorpčních čar došlo vlivem rozpínání samotného vesmíru (tzv. kosmologickému červenému posuvu). Jak se vlastně měří vzdálenosti tak odlehlých objektů? Velmi těžko. Jistým vodítkem je onen kosmologický červený posuv, který je důsledkem rozpínání vesmíru. Jednoduše řečeno: vzhledem k tomu, že se neustále zvětšují vzdálenosti mezi galaxiemi (či spíše kupami galaxií), prodlužuje se i vlnová délka fotonů. Představíme-li si foton jako klubko vlnění, pak se při své pouti prostorem natahuje úměrně natahování samotného prostotu: vlnová délka záření se prodlužuje a ze záření modrého se postupně stává záření červené. Odtud název kosmologický červený posuv. Aby se tak odlišil od běžného Dopplerova červeného posuvu, který je způsoben "obyčejným" vzdalováním objektu od pozorovatele. To znamená, že čím déle fotony vyslané z nějaké hodně vzdálené galaxie či kvasaru letěly prostorem, tím více jsou rozpínáním poznamenány. Když pak porovnáme vlnovou délku sledovaného záření s vlnovou délkou, kterou mělo v okamžiku, kdy se vydalo na cestu, můžeme určit, kolikrát se mezitím vesmír zvětšil. Kosmologický červený posuv nám tedy de fakto říká pouze to, kolikrát byl vesmír v době vyslání právě pozorovaných fotonů z galaxie menší než dnes. S patřičnou nejistotou lze pak odhadnout i jeho stáří a tedy i vzdálenost. A co jsou vlastně kvasary zač? Pravděpodobně nebývale kompaktní a neobyčejně svítivá jádra obřích galaxií, která jsou ovšem aktivní jen krátkou dobu na samém počátku své existence.

Navždy spolu

Přesuňme se nyní od největších, k nejmenším. Jarní obloha totiž není plodná jenom na velkolepé galaxie, ale také na krásně barevné dvojhvězdy, které povlávají v prázdnotě vesmírného vakua a jsou tak skvělým cílem pro větší dalekohledy -- o průměru objektivu alespoň deset centimetrů. Proto se nyní stáhněte do hvězdárenské kopule, uchopte vodící tyče teleskopu a vydejte se na tenkou nebeskou linii.

Tvar, do kterého jsou seskupeny nejjasnější hvězdy souhvězdí Lva zcela výjimečně odpovídá názvu. Ležícího lva se zadními tlapami a ocasem kolem jasné Deneboly (b Leo) na východě, předníma nohama u Regula (a Leo) a hrdě vztyčenou hlavou s bohatou hřívou nad Algiebou (g Leo) si totiž na nebi představí i náhodný kolemjdoucí. Právě posledně jmenovaná stálice je přitom krásným objektem pro malý dalekohled: skládá se z dvojice nažloutlých hvězd obíhajících kolem společného těžiště s periodou asi šest set let. V současnosti jsou od sebe nejdál, poněkud slabšího průvodce najdete i v malých dalekohledech asi čtyři a půl úhlové sekundy jihovýchodním směrem od hlavní složky. Nejblíže si budou kolem roku 2350, kdy jejich úhlová vzdálenost klesne pod 0,4", takže splynou v jednu stálici i v přístrojích o průměru objektivu nad dvacet centimetrů.

Podvojnost Algieby poprvé popsal roku 1782 známý pozorovatel Sir William Herschel. Zatímco přesná perioda oběhu -- vzhledem ke krátké době pozorování -- není dosud přesně známa, detailní rozbory spektra ukazují, že obě hvězdy tvoří značně vyvinuté stálice spektrální třídy K, jejichž celková hmotnost bude menší než 0,6 Slunce. Dle pozorování sondy Hipparcos leží ve vzdálenosti 125 světelných let (38 parseků).

A co její barvy? Úplně vyčerpávající popis před několika roky pořídil Leoš Ondra: "Hlavní složka má sytý teplý odstín žluté s příměsí oranžové, zatímco světle žlutá barva průvodce připomíná třpyt bílého vína." Popis barevných odstínů dvojhvězd je prostě jemná práce, u které se mohou znalci skutečně "vyřádit".

Uvidíte-li hvězdy jinak barevně, nezoufejte. Barevné odstíny jsou obecně velmi nevýrazné a výsledný dojem hodně závisí na citlivosti vašeho zraku, kontrastu s okolím, jasnosti hvězdy a neklidu atmosféry. Namodralost či zelenkavost slabých průvodců dvojhvězd potom s jejich skutečným barevným odstínem většinou nesouvisí vůbec -- vzniká jako klamavý odstín k oranžovému či žlutému nádechu jasné hvězdy.

Zhruba deset stupňů nad Arkturem, v místech, kde začíná Pastýřovo P, najdete e Bootis -- Izara, považovaného za jednu z nejhezčích známých dvojhvězd. Od významného pozorovatele první poloviny devatenáctého století Friedricha G. W. Struveho si dokonce vysloužil poetické označení Pulcherrima, tedy Nejhezčí. Skutečně, pokud se na e Boo podíváte v extrémně velkém zvětšení dalekohledu o průměru objektivu kolem patnácti centimetrů, zahlédnete jasnější výrazně oranžovou stálici, kterou doprovází sytě modrozelený průvodce, to vše ponořené do slabých soustředných kroužků kolem obou stálic, jenž vznikají ohybem (difrakcí) světla na objímce objektivu.

Hvězdy Izaru sice tvoří fyzický pár, kolem sebe však obíhají s extrémně velkou periodou nejméně několika tisíc roků. Za klidného vzduchu si je sice prohlédnete i v deseticentimetrovém kvalitním refraktoru, v horších podmínkách vám však k rozlišení dvojice nemusí stačit i výrazně větší přístroje. Úhlová vzdálenost obou stálice je totiž pouhé tři úhlové vteřiny, takže je neklid ovzduší často rozmaže do jedné, pulsující skvrnky. Pulcherrima tedy není příliš vhodným cílem pro začínající pozorovatele.

Mezi pěkné páry se řadí i g Virginis, zvaná Porrima. Je jednou z nejdéle známých fyzických dvojhvězd. Vzájemný oběh dvou bíložlutých hvězd jasných 3,5 mag totiž objevil už počátkem 19. století William Herschel. V současnosti se složky k sobě blíží. Roku 1995 byly vzdálené 2,5'' a tedy v dosahu libovolného hvězdářského dalekohledu, na přelomu tisíciletí se k sobě přiblížily pouze na 1,8 úhlové vteřiny a v těchto chvílích přestává být Porrima dvojitou pro deseticentimetrové dalekohledy. V březnu roku 2008 bude šířka tohoto krásného páru činit jenom 0,4'' -- pak půjde obtížně rozdělit i ve velkém dalekohledu. Poté se bude opět rozšiřovat, např. roku 2012 na 1,4' úhlové vteřiny.

 

Rozlišovací schopnost dalekohledu nás informuje nejen o rozměrech nejmenších vnímatelných detailů -- v našem případě o nejmenší úhlové vzdálenosti dvou oddělených hvězd, ale poskytuje i velmi citlivé kritérium kvality optické soustavy celého přístroje. Problém má ale celou řadu háčků. Tak předně -- až na Slunce se nám sice všechny hvězdy jeví jako bodové zdroje světla, vlivem ohybových jevů se ale v dalekohledu nezobrazí jako nekonečně malý bod, nýbrž jako ploška (nazývaná Airyho) s několika málo soustřednými kružnicemi (tzv. difrakční kroužky). Ostatně tento obrazec můžete spatřit, budete-li za dobrých pozorovacích podmínek pozorovat nějakou jasnější hvězdu pod velkým zvětšením -- tehdy se vykreslí jako světlá ploška obklopená jedním až dvěma difrakčními kroužky. Přítomnost difrakčních kroužků je dokonce klíčovým ukazatelem kvalitně seřízené optické soustavy. Navíc je lze využít i při sledování těsných průvodců jasných hvězd (např. Siria B). Když totiž upravíme obrubu objektivu do tvaru šestiúhelníku, difrakční obrazec se kvalitativně změní, tj. hvězda se stane "šesticípá" (nebo u n-obruby n-cípá), kde cípy jsou kolmé k okrajům obruby objektivu. Rotací obruby nakonec můžeme cípy nastavit tak, že nebudou vadit při pozorování slabšího průvodce. Za předpokladu, že máme dva bodové zdroje světla (tj. hvězdy) o stejné jasnosti, pak je teoreticky uvidíme odděleně, pokud bude jejich úhlová vzdálenost (v úhlových vteřinách) větší než 120/D, kde D je průměr objektivu v milimetrech. Máme-li však využít této teoretické meze, je třeba, aby detektor obrazu (fotografická deska, lidské oko) byl schopen rozlišit obrazy hvězd odděleně. Pro lidské oko s průměrnou rozlišovací schopností jedné úhlové minuty je tedy nezbytné, aby měl dalekohled zvětšení větší než D/2. A navíc, ačkoliv existuje mnoho dvojhvězd složených zpřibližně stejně jasných hvězd, valná většina má složky podstatně rozdílné a výše uvedený vztah pro ně tedy neplatí. Je-li slabý průvodce dostatečně daleko od jasnější složky, nic se neděje (až na to, že si ho nemusíte všimnout). Ovšem může nastat případ, kdy se maximum jasnosti slabší složky nachází v místech prvního difrakčního kroužku jasnější složky, a výše uvedené kritérium pak vůbec neplatí pro hvězdy na hranici viditelnosti, kdy je rozlišovací schopnost zraku mnohem horší, než jedna úhlová minuta. Šedivá je teorie, zelený strom života. Pokuste se proto "ocejchovat" svůj dalekohled sami. Prohlédněte si několik desítek dvojhvězd a pak svá pozorování shrňte v diagramu, kde na horizontální osu vynášejte úhlovou vzdálenost prohlédnutých dvojhvězd a na vertikální pak rozdíl hvězdné velikosti obou komponent. Plným kolečkem vyznačte rozlišené páry, prázdným pak nerozlišené, speciální značku můžete zavést i pro páry, které jste viděli oválné, avšak ne oddělené. Něco podobného vytvořil před několika roky Leoš Ondra na základě pozorování dvojhvězd refraktorem o průměru objektivu 15 centimetrů, jenž je instalován na brněnské hvězdárně. Dvojhvězdy spolehlivě rozlišené jsou vyznačený bílou značkou, nerozlišené červenou a ty, které se jevily oválné nebo v podobě "osmičky" jsou zakresleny modře. Teoretická rozlišovací schopnost takového přístroje je kolem 0,8 úhlové vteřiny. Graf ale ukazuje, že tato hodnota platí pouze pro dvojhvězdy s přibližně stejně jasnými složkami. V takovém případě jsou dokonce rozlišitelné i poněkud úhlově bližší hvězdy, za příznivých podmínek byly dokonce jako ovály patrné dvojhvězdy s úhlovou šířkou jen 0,5 vteřiny. Naopak, pokud je rozdíl jasností stálic příliš veliký, uniknou pozornosti, i když jsou od sebe mnohem dál. Samozřejmě že na kvalitu obrazu a také na rozlišovací schopnost dalekohledu mají velký vliv i atmosférické podmínky. Neklid vzduchu způsobuje, že obrazy hvězd jsou větší než rozměr Airyho kotoučku, což snižuje rozlišovací schopnost. Velikost takového kotoučku ("rozmazanost") v úhlových sekundách se udává jako tzv. seeing. Za nevyhovujících podmínek je větší než teoretické rozlišení, takže nemáme šanci spatřit difrakční kroužky. Podmínky velmi dobré pak nastávají pro seeing menší než je teoretická rozlišovací schopnost dalekohledu, takových nocí je však v našich zeměpisných podmínkách jen několik málo do roka. Na kvalitu obrazu má také vliv výška pozorované hvězdy. Nízko nad obzorem mohou být hvězdy zobrazeny jako krátká spektra. Nezanedbatelná je též čistota optiky a tepelná vyrovnanost dalekohledu a pozorovatelny. Ale na to už určitě přijdete brzo sami. Seznam dvojhvězd, alespoň pro začátek, najdete ve zvláštním okně, které se vám otevře po kliknutí na diagram.

V březnu a dubnu najdete kolem půlnoci v zenitu třetí největší kodifikované souhvězdí Velké medvědice; na nebi zabírá plných 1280 stupňů čtverečních. Jádrem je sedm hvězd ve tvaru naběračky, které se nejčastěji nazývají Velký vůz. Hvězdy h, z, e tvoří ocas medvědice, d, g, b a a tělo. V okolí 23 UMa, r a o se nalézá hlava, hvězdami i a k jsou zakončeny přední nohy, n, x, l a m pak nohy zadní. No a právě zde se opět zastavíme. Hvězda x UMa, jinak též nazývaná Alula Australis, se totiž už v běžném dalekohledu jeví jako těsnější dvojhvězda tvořená téměř stejně jasnými stálicemi (4,3 a 4,8 mag).

Podvojnost Aluly Australis objevil 2. května 1780 opět William Herschel. "Pěkná dvojhvězda, přibližně stejné jasnosti, 2/3 průměru od sebe, přesný odhad," uvedl tenkrát doslova v pozorovacím deníku. (Herschel poněkud nesmyslně srovnával úhlové vzdálenosti složek s jejich pozorovanými "průměry".) O devatenáct dní později si pak ještě poznamenal: "nerovné hvězdy, velmi jasné, jeden průměr větší z nich, velké chvění vzduchu". Dnes víme, že kolem společného těžiště obíhají s periodou necelých šedesát roků.

Alula Australis je však ještě zajímavější. Obě složky jsou totiž také dvojhvězdami. U té jasnější obíhají stálice s periodou kolem 1,8 roku, u průvodce pak s periodou čtyři dny. Jedná se tedy o velmi komplikovaný systém několika navzájem spojených hvězd.

Vzdálenost x UMa byla trigonometricky stanovena na 26 světelných let. Průměrná prostorová vzdálenost obou pozorovatelných složek je tedy dvacet astronomických jednotek a při pohledu dalekohledem je uvidíte asi jednu a půl úhlové vteřiny daleko.

Možná vás v těchto chvílích napadne otázka, proč vlastně tolik dvojhvězd objevil právě William Herschel? Odpověď je jednoduchá: díky systematické píli a náhodě. Na dvojhvězdy totiž obrátil William Herschel pozornost už na počátku osmdesátých let osmnáctého století. Stejně jako Galileo Galilei totiž předpokládal, že slabší hvězda promítající se poblíž jasnější leží mnohem dál, takže pokud bude pečlivě měřit jejich vzájemné polohy, pak časem odhalí pohyb jasnější složky způsobený oběhem Země kolem Slunce a tedy i paralaxu. Slabší stálice tak sloužila jako dostatečně vzdálený nehybný bod, vůči kterému se musí jasná a tedy i blízká hvězda zřetelně pohybovat.

Po řadě let soustavného pozorování Herschel skutečně jisté změny objevil -- nikoli však v důsledku paralaxy, nýbrž díky oběhu hvězd kolem společného těžiště. Narazil tedy na fyzické dvojhvězdy. Statisticky a vlastně i na základě pozorování k podobnému závěru došli také jiní hvězdáři, avšak teprve Herschel podal dostatečně průkazné a rozsáhlé důkazy. (Opakem fyzických dvojhvězd jsou dvojhvězdy optické, kdy se dvě stálice k sobě jenom náhodou promítají. Takových je ale málo.)

William Herschel položil nejen základy metodiky systematického studia dvojhvězd, ale navíc nečekaně dokázal, že Newtonovy gravitační zákony platí i mimo Sluneční soustavu. Řada pozorovatelů pak samozřejmě pokračovala v jeho stopách: dnešní katalogy dvojhvězd proto čítají kolem stovky tisíc položek. Dokonce se odhaduje, že zhruba sedmdesát procent všech stálic ve vesmíru je již od zrodu vázáno ve dvojhvězdách či vícenásobných soustavách. Význam těchto soustav je přitom pro dnešní astrofyziku nesmírný: pouze u nich lze dostatečně věrohodně odhadnout hmotnost obou stálic. Tedy klíčový údaj pro celou řadu astrofyzikálních teorií.

 

Když někdo vypráví nebo píše o galaxiích, má většinou na mysli objekty podobné Mlhovině v Andromedě, naší Galaxii, nádherné Vírové M 51 či eliptické M 87 v souhvězdí Panny. Ovšem, jsou právě tohle typické příklady svého druhu? Jak už pomalu bývá v astronomii zvykem, nikoli. Čtyři zmíněné galaxie totiž patří mezi obří, masivní a svítivé objekty, kterých je v celém vesmíru poskrovnu. Hvězdné ostrovy, jež považujeme za typické, jsou naopak natolik slabé, že je s obtížemi studujeme i v největších dalekohledech světa vybavených nejmodernější technikou. Na rozdíl od svých masivních příbuzných, kteří jsou jako ohromné pochodně viditelní na velké vzdálenosti, mají typické galaxie neobyčejně malý jas, mnohdy menší než jas samotné oblohy. Proto známe jen ty nejbližší galaxie a ostatní, přestože jich je ohromné množství, zůstávají utajeny. Pro představu se podívejme na objekty soustředěné v tzv. Místní skupině galaxií, což je gravitačně vázaný systém asi třiceti galaxií včetně naší. Větší než Galaxie je přitom pouze Mlhovina v Andromedě, označovaná M 31. Až na spirální soustavu M 33 v souhvězdí Trojúhelníku, která má obdobnou velikost, jsou pak všechny zbývající mnohem menší. Mnoho z nich dokonce tvoří pouhé satelity naší Galaxie a M 31. Mezi ty nejznámější, poněkud zavádivě označované jako trpasličí galaxie, patří Velký a Malý Magellanův oblak. Oba můžete spatřit na jižní obloze. Vypadají jako odtrhnutá část Mléčné dráhy o průměru několika stupňů. Magellanova oblaka se svou hmotností blíží typickým galaxiím. Nápadné jsou pouze proto, že se nacházejí velmi blízko. Vzdálenost Velkého oblaku je asi 170 tisíc světelných let, jeho příčná velikost je asi 20 tisíc světelných let. Patří mezi malé spirální galaxie s příčkou, které mají pouze jedno rameno. Odhaduje se, že kolem Galaxie oběhne jednou za několik miliard let. Malý oblak je o něco vzdálenější. Jeho přední strana leží 160 tisíc světelných let daleko, zadní je o šedesát tisíc světelných let dál. Ve srovnání s Velkým Magellanovým oblakem má poloviční rozměry a čtvrtinovou hmotnost. Svým tvarem patří mezi tzv. nepravidelné galaxie. Ještě menší hvězdné ostrovy, byť v našem těsném sousedství, si musely na svůj objev dlouhou dobu počkat. První nalezl zcela náhodou, při testování fotografických emulzí, v roce 1938 Harlow Shapley v souhvězdí Sochaře. Galaxie byla tak slabá, že ji nejdříve považoval za pouhý kaz na fotografické desce. Teprve další snímky potvrdily její skutečnou existenci. Shapley se ale i poté ještě dlouhou dobu domníval, že se ve skutečnosti jedná pouze o blízké rozsáhlé mračno hvězd. Až pozdější pozorování dokázala, že se nachází více než dvě stě padesát tisíc světelných let daleko, spolehlivě za hranicemi naší Galaxie. Dnes víme, že galaxie v Sochaři, která svým tvarem patří mezi eliptické, má průměr pouhých osm tisíc světelných let a obsahuje jen několik milionů hvězd. Její zářivý výkon se odhaduje na jednu desetitisícinu výkonu Galaxie. Právě tato drobná hvězdná soustava je příkladem nejrozšířenějšího druhu galaxií ve vesmíru. Odhaduje se například, že v našem bezprostředním okolí může takových objektů existovat až tisíc -- dnes jich přitom známe jen několik procent. Kromě eliptických galaxií existují ještě galaxie, jejichž tvar je nepravidelný. Jednou z největších v Místní skupině je exemplář označený NGC 6822 v souhvězdí Střelce. Má průměr asi osm tisíc světelných let a obsahuje kolem dvou miliard hvězd. Naopak mezi nejmenší patří galaxie GR8. Má průměr pouhých tisíc světelných let a je poskládána z milionu hvězd. Co do hmotnosti tudíž úspěšně soupeří s největšími kulovými hvězdokupami. Takové jsou tedy nejrozšířenější galaxie: malé a chudé na hvězdy, prakticky neviditelné. Zato jsou však nejméně desetkrát početnější než jejich obří příbuzní.