Tak tady se to prý stalo. Choulili jsme se za nízkou kamennou zídkou, těsně pod vrcholem Mojžíšovy hory na egyptské Sinaji a čekali na východ Slunce.

Tak tady se prý odehrál jeden z vrcholných okamžiků mnohaletého bloudění Izraelců do země zaslíbené. Tak tady, na vrcholu hory vysoké dva tisíce tři sta metrů, uprostřed načervenalých skal a písku suchého jako troud, zvěstoval Bůh Mojžíšovi desatero. Tak tady, na úpatí hory, stojí klášter svaté Kateřiny, který ve svých kamenných zdech už po tisíciletí ukrývá kapli hořícího trnitého keře.

Na horu Džabal Músá jsme se vyšplhali pohodlnou cestou s mnoha serpentinami, vroubenou pravidelnými, napůl rozpadlými stánky s bohatým občerstvení. Nebylo to nic těžkého, i když nám dvoukilometrové převýšení zdolané během několika málo hodin přeci jenom trochu zamotalo hlavu. Na vrcholku, kudy možná kráčely lidské dějiny, nás čekala nejen malá bazilika, nezbytný stánek s jídlem a pitím, ale především skvělý výhled do dálky, snad až k Rudému moři na horizontu rozmazaném pouštním pískem.

Zapadající Slunce dalo malebným průrvám okolního pohoří, ozdobených černými pásy ztuhlé lávy, patřičnou plastiku. Hráli jsme piškvorky, luštili křížovky a čekali až se setmí. Obloha se zaplnila tisíci hvězdami, my je sledovali s triedrem v ruce a spolu s několika dalšími Novozélanďany se choulili v závětří kamenné římsy.

Ten nejzajímavější okamžik však přišel až s rozbřeskem. V dáli se objevily první paprsky Slunce, které prořízly nový den a zaplavily Mojžíšovu horu studeným teplem. Dokonalost sfér a jedinečnost místa podtrhly unikátní kompozici.

Velkolepé přírodní představení nám však nebylo dovoleno vychutnat v tichu a samotě. V průběhu noci zaplnily vrcholek desítky turistů, jejichž výskání, doplňované chaotickými záblesky jednoduchých fotoaparátů, podpořila bohoslužba skupiny ortodoxních Židů.

Prožít noc v místech, kde se to stalo, bylo velmi poučné. I zde, v poetickém prostředí jedné ze zastávek Bible, jsme totiž narazili na jednoznačný protiklad obyčejného lidství. Na vrcholu populární hory není jediný záchod. Východ Slunce proto doprovodila nejen řada pachových stop, ale i v nejbližším okolí neméně četné nášlapné miny. Inu, takový je náš svět. Jemně krásný s řadou pih.

Duben

Valná většina pozorovatelů považuje za nejbližší otevřenou hvězdokupu Hyády, které tvoří jednu z dominant souhvězdí Býka. Ve skutečnosti je však nejbližším takovým útvarem kupa Velkého vozu, odborně označovaná jako Collinder 285. Je natolik blízko, že Slunce -- které k němu ovšem nepatří -- leží na jejím okraji. Doslova a do písmene touto blízkou hvězdokupou prolétáme.

Skutečně. Pět ze sedmi stálic, jejichž obrazec u nás v Evropě nazýváme Velký vůz, netvoří jen tak ledasjakou skupinu, nýbrž k sobě fyzicky patří. Vznikly z jednoho oblaku plynu a prachu zhruba před třemi sty miliony roky a představují jádro řídké hvězdokupy, které se v porovnání s Hyádami nachází přibližně v poloviční vzdálenosti -- asi osmdesát světelných roků daleko.

To, že hvězdy Velkého vozu mají něco společného, věděli astronomové už na konci devatenáctého století. Až na krajní dvě stálice, tedy Dubhe (a UMa) a Benetnaš (h UMa), se totiž všechny shodně pohybují prostorem. Beta, gama, delta, epsilon a zeta mají navíc stejný vzhled spektra (typu A), stejný zářivý výkon přibližně padesátkrát větší než Slunce a na pozemské obloze se každý rok přesunou o 0,11 úhlové vteřiny směrem na východ. Vzdálenost shodnou s průměrem našeho Měsíce tedy urazí za 16 tisíciletí.

Ke hvězdokupě patří i 37 UMa, 78 UMa, 21 LMi a Gemma (a CrB). Celkem se jedná o tucet objektů, které vyplňují prostor o průměru kolem pětadvaceti světelných roků. Pokud by bylo Slunce nehybné, pak by skupina vylétla ze souhvězdí Blíženců a nyní pozvolna směřuje k východnímu okraji Střelce. Nejblíže k nám bude přibližně za milion roků, kdy ji najdeme v Herkulovi. Tehdy se hvězdokupa přiblíží na dvě třetiny současné vzdálenosti.

Navíc se ukazuje, že existuje celá řada dalších stálic, které jeví velmi podobný pohyb prostorem jako skupina Velkého vozu (hovoří se o proudu skupiny Velký vůz). Jde nejméně o stovku případů rozesetých po celé obloze, jako například g Ceti, a Ophiuchi, i Cephei, b Aurigae, g Leonis nebo Sírius (a CMa). Od sebe jsou ovšem natolik daleko, že je nemůžeme považovat za právoplatné členy skupiny. V prostoru je dělí až několik stovek světelných roků, tedy zhruba desetkrát víc než v případě samotné hvězdokupy.

Je tedy správné následující pořadí čtyř nejbližších otevřených hvězdokup? Na prvním místě skupina Velkého vozu s osmdesáti světelnými roky, na druhém Hyády se 150 světelnými roky a dál Kupa ve Vlasech Bereniky s 250 světelnými roky a Plejády s více než čtyřmi sty světelnými roky?

Jednoznačná odpověď neexistuje. Hodně totiž záleží na našich představách o otevřených hvězdokupách a řídkých skupinách, které mohly kdysi představovat výrazně sevřenější útvary. Hyády jsou staré asi šest set milionů roků a i když při setkáních s jinými hmotnými útvary přišly o řadu stálic, pořád jich obsahují několik stovek. Jejich okraj končí asi třicet světelných roků od Země a dobře definované jádro najdeme ve čtyřikrát větší vzdálenosti. Naproti tomu skupina Velký vůz má sice poloviční stáří, avšak tvoří ji pouze hrstka hvězd roztroušených v prostoru o průměru kolem dvaceti pěti světelných roků. Kdybychom se například z jádra této skupiny, tedy ze vzdálenosti osmdesáti světelných roků, podívali na dvojici Slunce - a Centauri, dělily by je od sebe pouze tři úhlové stupně. Tedy polovina úhlové vzdálenosti stálic Velkého vozu při pohledu ze Země.

Pozici nejbližší hvězdokupy bychom proto měli nechat Hyádám. Skupina Velkého vozu je spíše volně vázanou soustavou, kterých je ve vesmíru ohromné množství. Kdyby se nenacházela tak blízko, nejspíš bychom si jí vůbec nevšimli. Rozpustila by se v anonymní záplavě naší Galaxie.

Velká naběračka

Ať už budeme Velký vůz považovat za nejbližší otevřenou hvězdokupu či nikoli, jedno je jisté: na první zmínky o existenci této skupiny narazíme už v Sumerské říši, kde si vysloužila označení Margidda -- Vůz. Tehdejší pozorovatelé si totiž všimli, že každou noc krouží kolem nebeského pólu a věčně tak putuje oblohou. Označení zcela poslušně přebrali i Řekové, ačkoli Vůz současně začlenili do většího obrazce -- Medvěda. Například v Homérově Iliadě se proto o souhvězdí střídavě mluví jako o Vozu a o Medvědovi.

V moderní literatuře, především severoamerické, narazíte na jiné označení sedmi jasných hvězd: Velká naběračka. Přestože jde o poněkud nepoetické přirovnání, tvar obrazce charakterizuje docela úspěšně. V dnešní moderní době si totiž jen málokdo představí, že je "Velký vůz" podobný povozu taženého koněm nebo oslem, jaký vídáme v historických filmech o Římské říši.

Velká medvědice je třetí největší souhvězdí na obloze, takže není divu, že obsahuje celou řadu zajímavých objektů, z nichž můžeme na prvním místě jmenovat dvojici galaxií M 81 (NGC 3031) a M 82 (NGC 3034). Jednoduše se s triedrem v ruce odpíchněte od g UMa směrem na severozápad přes Dubhe (a UMa) až dorazíte ke hvězdě 24 UMa. Stupeň od této stálice, směrem na východ, vám do zorného pole vpluje drobná oválná skvrnka mírně se zjasňující do středu -- galaxie M 81. V dalekohledu o průměru objektivu alespoň pět centimetrů se na tmavé obloze přidá i M 82, která leží asi tři čtvrtě stupně severně od předcházející.

M 81 uvidíte ve větších teleskopech jako oválnou "mlhovinu" s nápadným jádrem a slabým okrajem, u kterého leží dvojice stálic jedenácté velikosti. M 82 se promění ve výrazně protáhlou skvrnu o velikosti 7x1,5 úhlové minuty, v níž mohou být patrné dva temné pruhy, které galaxii rozdělují na tři části. Na zahlédnutí takových detailů však potřebujete skutečně velký přístroj.

Oba objekty nalezl německý hvězdář Johann Elert Bode. Ostatně zde je jeho doslovný popis: "31. prosince 1774 jsem našel, s dalekohledem sedm stop dlouhým, dvě malé mlhavé skvrny méně než 3/4 stupně od sebe, nedaleko hlavy Velké medvědice a poblíž východní hvězdy 'd' v jejím uchu. Skvrna alfa (= M 81) se jevila víceméně kruhová a ve středu měla husté jádro, druhá, beta, (= M 82) byla slabší a protáhlá."

Astrofyzikální záznamy prozrazují, že obě galaxie mají společného víc než jenom shodné místo u čumáku nebeské medvědice. Jde o dva vesmírné ostrovy, které obíhají kolem společného těžiště, byť v astronomicky dlouhé době. M 81, M 82 a několik menších tvoří řídkou skupinu galaxií vzdálenou asi 12 milionů světelných roků.

Dominantní dvojice galaxií se přitom v průběhu posledních milénií zcela zásadním způsobem pozměnila. Zatímco u jedné gravitační vazba stimulovala vznik nádherných spirál (tj. M 81), u druhé (M 82) naopak vedla ke zborcení původně veliké diskové galaxie a vzniku ohromných turbulentních proudů plynu a prachu. Poslední těsné přiblížení obou hvězdných ostrovů nastalo zhruba před šesti sty miliony roky.

V temných mračnech M 82 dodnes existuje celá řada hvězdných porodnic, kde se překotně rodí nové stálice. Mnohé z nich končí explozí supernovy, jejichž rozpínající se obálky podporují další tvorbu hvězd. Na první pohled roztrhaná a "zanikající" galaxie, za jakou byla M 82 v minulosti vydávána, tak představuje bublající kotel, kde se rodí nové stálice ne po stovkách či po tisících, nýbrž rovnou po milionech. Galaxie se tak řadí mezi velmi atraktivní astrofyzikální laboratoře a pravidelně se na ni dívají nejen pozemské, ale také kosmické observatoře. Ostatně M 82 k nám posílá záření snad z celého oboru elektromagnetického spektra, počínají rádiovými vlnami a konče měkkým gama zářením.

 

Pokud se někdy rozhodnete přijít na kloub zázrakům předváděným na kouzelnickém představení, pak nikdy nedovolte, aby zručný iluzionista -- byť jenom na krátký okamžik -- odlákal vaši pozornost. Polonahé pomocnice, mávání rukou, lesklé konfety a oslnivé exploze totiž nemají za úkol nic jiného, než vás zmást a zamaskovat skutečné provedení triku. Zajímavé je, že podobně se chová i řada vesmírných objektů. Podívejme se třeba na spirální galaxie. Jejich fotografie zdobí nejednu astronomickou knížku a názorně tak všem čtenářům ukazují typicky výrazné jádro, ze kterého se odvíjí hebká spirální ramena. Na první pohled tak vzniká iluze, že právě v těchto částech je v galaxiích nejvíce hvězd, jejichž slitá zář vykresluje ladné tvary vesmírných ostrovů. Je tomu tak doopravdy? Nikoli. Hvězdy se samozřejmě nalézají i v na první pohled temných oblastech mezi spirálními rameny. Prostorová hustota stálic je dokonce po celé galaxii prakticky stejná a spirály jsou nápadné pouze díky extrémně zářivým hvězdám, které v temnějších oblastech chybí. Iluzi přitom nahrávají i další hráči. Většina hvězd se rodí v rozsáhlých oblacích mezihvězdné látky, jež se nachází v místech, kde pozorujeme zářivá ramena. Nejhmotnější a extrémně svítivé stálice vykreslující galaktickou strukturu přitom žijí velmi krátce, většinou několik milionů roků, takže se nestihnou příliš vzdálit od rodného mračna. Svým světlem tedy zvýrazňují oblasti, kde se zrovna rodí nové hvězdy. Druhou přihrávkou je fakt, že většina fotografických emulzí, které se využívají k portrétování galaxií, bývá nejcitlivější na světlo kratších vlnových délek, tj. v modré oblasti. Právě v ní jsou přitom horké hvězdy nejnápadnější. Navíc jsou tyto jasné stálice, resp. jejich shluky, zpravidla výrazně přeexponovány: světlo se na fotografickém filmu či CCD čipu "slije" v jednolitou zář a zvýrazní tak "krásu" spirálních ramen. Na vlastní oči totiž spirální galaxii jen tak nezahlédnete. V dalekohledech, i těch hodně velkých dalekohledech, je zpravidla patrné nanejvýš jádro galaxie. Ostatně to docela názorně dokazuje přiložený záběr M 81 ze souhvězdí Velké Medvědice. Fotografický snímek ve viditelném světle (nahoře) ukazuje typickou spirální galaxii: jasné jádro, ze kterého se rozvíjí dvě ramena doplněná několika menšími výběžky. Pokud si ale nasadíte infračervené brýle, pak se M 81 změní v prakticky rovnoměrně mlhavou skvrnku (dole). Nyní se totiž zviditelnily starší, načervenalé, obří hvězdy, které vesměs povstaly z hvězd sluneční hmotnosti. Tyto stálice měly během aktivního života dostatek času na to, aby opustily oblaky mezihvězdné látky, takže se vcelku rovnoměrně rozptýlily po celé galaxii. Uprostřed těchto dvou záběrů je kresba M 81 pořízená dvaceticentimetrovým dalekohledem brněnské hvězdárny. Je ve stejném měřítku jako předcházející obrázky, takže zřetelně demonstruje, že na vlastní oči uvidíte nanejvýš jasné jádro galaxie, nikoli spirální ramena. (Součástí kresby je i supernova 1993J, která koncem března roku 1993 vzplanula na okraji M 81.)

Pokud bychom chtěli zůstat u nápadných objektů, pak ve Velké medvědici stojí za pozornost také planetární mlhovina M 97 (NGC 3587), známá pod přezdívkou Soví. Na tmavé obloze je lehkým objektem pro větší binary, snadněji se ale hledá v přístrojích na stativu, ve kterých má podobu mírně oválné skvrnky o průměru kolem tří úhlových minut. U okraje ji navíc doprovází slabá hvězda 11. velikosti. Jméno získala díky dvojici temných skvrn, podobné očím, která se nalézá uvnitř mlhoviny.

Soví mlhovina leží dva a půl stupně od b UMa a v její blízkosti najdete i 108. objekt Messierova katalogu, poměrně nenápadnou galaxii NGC 3556. Ve větších dalekohledech vypadá jako velmi protáhlá, prakticky rovnoměrně světlá skvrnka.

Podobně dopadnete i při pozorování M 109 (NGC 3992). Nachází se totiž jenom 0,6 stupně od g UMa, takže v "obřích triedrech" a ještě lépe dalekohledech o průměru objektivu kolem deseti centimetrů, tvoří mlhavou skvrnu o průměru kolem tří úhlových minut, která vystupuje ze světlého hala rozptýleného světla blízké stálice. Docela chytrým trikem je použít natolik velké zvětšení, aby se g UMa dostala mimo zorné pole. Zkusit můžete i mírné kmitání celým dalekohledem: pohybující "nic" totiž bývá zřetelnější než "nic" stojící. Možná si přitom všimnete, že je galaxie protažená směrem ke hvězdě desáté velikosti, která leží pět úhlových minut směrem na jihozápad.

Předposledním koutem Velkého vozu, u něhož se zastavíme, bude samotná a UMa -- tedy Dubhe. Už v obyčejném divadelním kukátku se totiž promění v pohlednou dvojhvězdu: nažloutlou jasnější složku doprovází ve vzdálenosti asi pěti úhlových minut namodralý průvodce sedmé velikosti.

Nejslavnější dvojhvězda

Hvězdné páry, dokonce i vícenásobné systémy nejsou ve vesmíru nijak vzácné. Naopak -- odhaduje se, že zcela osamoceně žije pouze jedna třetina hvězd. Pokud by vás však někdo nečekaně zaskočil otázkou "Která je ta nejslavnější?", nejspíš si ihned vzpomenete na Mizar s Alkorem v oji Velkého vozu. Zřejmě proto, že kráčely novodobými dějinami astronomie a tu a tam si dokonce zahrály pěkně výrazné sólo.

Na první pohled nejde o nijak exkluzivní zátiší. Vždyť dvojici Mizar -- Alcor snadno rozlišíte i bez dalekohledu. Obě stálice dělí 11 úhlových minut, takže pokud nepotřebujete brýle na dálku, nemohou pro vás představovat žádný problém. Stačí však vada půl dioptrie a hvězdy se promění ve dvě kruhové skvrnky, které už od sebe odděleně nerozlišíte.

 

Když se podíváte na Mizar s Alcorem malým dalekohledem, pak se vám v zorném poli zjeví nejen jedenáct úhlových minut vzdálený Alcor (4,1 mag) a dvojice Mizar A (2,3 mag) a Mizar B (4,0 mag), jež dělí 15 úhlových vteřin, nýbrž také na první pohled nenápadná hvězda osmé velikosti. I ona má zajímavou historii: v první polovině osmnáctého století byla považována za novou planetu! Johann G. Liebknecht z německého Giesenu totiž na základě nepřesných měření došel v prosinci roku 1722 k závěru, že jde o nové těleso Sluneční soustavy. Aniž by se ohlížel na poněkud zvláštní polohu mimo ekliptiku, aniž by ji sledoval delší dobu, nazval ji Sidus Ludoviciana -- Hvězda Ludvíkova -- podle svého panovníka Ludwiga Hessenského. Liebknecht sice sklidil patřičnou ostudu, nicméně se postaral o další historku pojící se k tomuto bezesporu podivuhodnému zátiší a proslavil jinak zcela nezajímavou stálici

Tím ale nabídka rozhodně nekončí. Samotný Mizar totiž v malém dalekohledu rozložíte na dvě hvězdy. Jasnější Mizar A má hvězdnou velikost 2,4 magnitudy, Mizar B leží 14 úhlových vteřin daleko a je o jeden a půl magnitudy slabší. K jejich rozlousknutí stačí obří triedr -- samozřejmě na stativu, jinak vám obraz rozmaže klepající se ruka.

Mizar A+B je zřejmě člověku nejstarší známá dvojhvězda. V řadě astronomických učebnic se sice dočtete, že ji objevil už roku 1650 jezuitský astronom Giovanni B. Riccioli, ve skutečnosti ho ale "rozštípnul" už v lednu 1615 Galileo Galilei a jeho přítel Benedetto Castelli.

Galileo i Casteli se o Mizar zajímali především proto, že jim nabízel způsob, jak změřit vzdálenost alespoň nějaké stálice. Jasnější složku totiž považovali za bližší, zatímco slabší za výrazně vzdálenější. První tudíž měla, ruku v ruce s pohybem Země kolem Slunce, jevit paralaktický pohyb.

Znovu se Mizar na scénu vrátil roku 1857, kdy se jako první dvojhvězda -- tehdy už jedna z mnoha tisíc -- ocitla na mokré koloidové desce, čerstvém vynálezu daguerotypie v astronomii. Skutečný převrat však nastal teprve v osmdesátých letech devatenáctého století, kdy na Harvardově hvězdárně probíhal rozsáhlý průzkum spekter jasnějších hvězd severní oblohy. Během rutinní klasifikace pořízených záznamů si jedna z asistentek všimla pravidelného zdvojování jedné z absorpčních čar Mizaru A. Po řadě nekonečných analýz se nakonec zjistilo, že jasnější hvězdu ve skutečnosti tvoří dvě stálice, které kolem společného těžiště obíhají s periodou pouze 20 a půl dne.

Jenom o pár roků později se přišlo na to, že také slabšího průvodce tvoří dvě hvězdy. V jeho případě je však druhá stálice příliš nevýrazná, proto je Mizar B tzv. jednočarová spektroskopická dvojhvězda s periodou 175,6 dne.

Dvě z historických spekter Mizaru A, které vznikly na Harvardově hvězdárně v roce 1887. Na prvním je čára jednou ionizovaného vápníku v modrém konci viditelného spektra jednoduchá, zatímco na druhém dvojitá. Širší čára vlevo patří vodíku (He). Uveřejněno se svolením Harvard College Observatory (poskytl Leoš Ondra).

Mizar A se navíc stal jednou z prvních spektroskopických dvojhvězd rozlišených interferometrem. Což je soustava zrcadel doplněná řadou velmi důmyslných zařízení, se kterými lze rozlišit i úhlově velmi blízké zdroje světla. Ty nejlepší dnes zvládnou nejen odhadnout úhlové průměry kotoučků obřích hvězd, ale rozlousknou i těsné dvojhvězdy. Teoreticky by dokonce mohly odhalit šlápotu amerického kosmonauta na povrchu Měsíce... Na základě těchto měření je dnes zřejmé, že se vzájemná vzdálenost složek Mizaru A pohybuje od 15 do 55 milionů kilometrů, v měřítcích Sluneční soustavy tedy uvnitř dráhy Merkuru. Obě tyto stálice jsou přitom asi 2,5krát hmotnější než Slunce.

A s jakou periodou kolem sebe obíhá Mizar A a B? Nevíme. Získané záznamy však hovoří o několika tisíciletích. V případě Mizaru jako celku a Alkoru byla odpověď dlouhou dobu mnohem nejistější -- dokonce se nevědělo, zda vůbec tvoří nějakou soustavu. Nedávná pozorování ukazují, že k sobě zřejmě nepatří. Zatímco Mizar je od nás 78 světelných roků daleko, Alcor je o tři světelné roky dál. Sice mají shodný prostorový pohyb, shodný původ i osud, avšak vzájemné pouto chybí.

Alcor s Mizarem jsou tedy velmi vzácným příkladem hned několika typů dvojhvězd. Alcor s Mizarem tvoří optickou dvojhvězdu, poměrně vzácný případ stálic, které jsou úhlově blízko pouze při pohledu ze Země, jinak ale nemají nic společného. Mizar A a B, tedy dvě hvězdy, jež rozlišíme i menším dalekohledem, představují fyzickou dvojhvězdu: stálice, které obíhají kolem společného těžiště. Byť s tisíciletou periodou.

Obě složky jsou navíc spektroskopickými dvojhvězdami. Jejich jednotlivé hvězdy pozemními prostředky sice "nerozštípneme" na jednotlivé zářící body, avšak o jejich povaze vypovídají periodické posuvy zdvojených absorpčních čar. Mizar B je navíc jednočarová spektroskopická dvojhvězda: je u ní patrná pouze jedna sada čar, druhá hvězda v systému je natolik slabá, že se ve směsi přicházejících fotonů neprosadí. Mizar A je pak zatím jednou z mála spektroskopických dvojhvězd, kterou se podařilo speciální technikou rozlišit na jednotlivé zdroje světla. Není divu, že jde o mediálně nejslavnější systém. Alespoň u pozemských hvězdářů si to zcela jistě zaslouží.

Dodejme, že existují další dvě skupiny dvojhvězd. Tzv. astrometrické, jejichž zpárovanost odhalují periodické změny vlastního pohybu. Hezkým příkladem je třeba Sírius B, který byl nejdříve objeven na základě zvlněného pohybu jasnějšího Síria A. Druhou kategorii tvoří zákrytové dvojhvězdy, u nichž jedna složka periodicky zakrývá druhou a my pak na Zemi sledujeme rytmické poklesy celkové jasnosti.

Pětník

Při hledání galaxie M 101 (NGC 5457) začněte u Alkora s Mizarem, od kterých se přesuňte směrem na východ, podél čtyř hvězd asi páté velikosti. Dva stupně severovýchodně od té poslední a jihovýchodně od dvojice hvězd osmé velikosti najdete samotnou galaxii. Předem se však připravte na neúspěch. M 101 není nijak nápadná a za většího jasu oblohy, například svitu Měsíce, rychle "zmizí". Při mezní hvězdné velikosti pod pět magnitud vám skutečně nepomůže ani sebevětší dalekohled. (V těsné blízkosti M 101 jsou dvě nápadné stálice, vůči kterým můžete úhlový průměr galaxie docela snadno srovnávat.)

M 101 objevil v roce 1781 Pierre Méchain: "Mlhovina bez hvězd, velmi tmavá a značně rozsáhlá, 6 až 7 úhlových minut v průměru, mezi levou rukou Pastýře a ohonem Velké medvědice. S námahou rozeznatelná při osvětlených vláknech mikrometru." Tentýž astronom také objevil 102. objekt Messierova katalogu. Jak ale později sám přiznal, jednalo se jen o zmatené pozorování M 101. Tato galaxie je tudíž v Messierově katalogu "uvedena" hned dvakrát. Paradoxem je, že mnozí astronomové Méchainovo přiznání přehlédli a ztotožnili M 102 s galaxií NGC 5866 v Drakovi. Činí tak i známý Atlas Coeli od Antonína Bečváře. Každopádně NGC 5866 patří mezi jasné objekty a je dost pravděpodobné, že galaxii Méchain vidět mohl. Kdyby se na ni ovšem podíval.

Vraťme se ale zpět k M 101. V malých dalekohledech vypadá jako poměrně slabá kruhová skvrnka o průměru kolem 20 úhlových minut. Proto se galaxii občas říká Pětník, podle dávno nepoužívané drobné mince. Už v patnácticentimetrovém dalekohledu se ale můžete přesvědčit, že kromě nevýrazného náznaku spirálních ramen (odtud druhé jméno Větrník) obsahuje několik nepatrných zjasnění -- rozsáhlých komplexů svítivých hvězd spektrální třídy O a B a ionizovaného vodíku (v odborné literatuře se označují HII oblasti). Zhruba řečeno se jedná o jakési kupy velmi horkých, svítivých hvězd, které ohřívají okolní mezihvězdný plyn, podobně jako Mlhovina v Orionu. Na rozdíl od M 42 jsou však až desetkrát větší (kolem tisíce světelných roků), takže i přes ohromující vzdálenost vytváří drobné skvrny pozorovatelné ve spirálních ramenech.

Galaxie M 101 vypadá jako mírně oválný flíček o průměru asi 20' x 15', který uprostřed doplňuje malé, kruhové jádro s jasností asi 12,5 magnitudy. Nejnápadnější z komplexů ohřátého plynu a mladých hvězd -- NGC 5461 -- najdete asi osm úhlových minut od středu, směrem na jihozápad. Patrný může být už v dalekohledech o průměru objektivu dvacet centimetrů.

Nebeský vír

Velmi zajímavou galaxii hledejte také na opačné straně oje Velkého vozu. Tři a půl stupně jihozápadně od hvězdy Benetnaš (též Alkaid, ale především h UMa), už v souhvězdí Honících psů, objevil v říjnu roku 1773 Charles Messier drobnou mlhavou skvrnku. Jeho kolega Pierre Méchain si vzápětí všiml, že je ve skutečnosti dvojitá, což se projevilo i v následujícím popisu: "Je dvojitá, každé jádro má světlý střed, které jsou od sebe úhlově vzdáleny 4 minuty 35 vteřin. Mlhoviny se dotýkají, přičemž jedna je slabší druhé."

Další krok v astronomické pitvě M 51 učinil anglický pozorovatel lord Rosse, jenž si v polovině devatenáctého století všiml, že v zrcadlovém dalekohledu o průměru objektivu dva metry připomíná zcela netradičně spirálu. Nazval jí proto Vírová.

Lord Rosse byl velmi zajímavý člověk. Astronomii se sice věnoval pouze jako amatér, díky svému jmění si však mohl postavit největší dalekohled na světě. Začal se zrcadlem o průměru necelý metr, avšak už roku 1845 disponoval přístrojem o průměru objektivu šest stop (tj. 1,8 metru), se kterým spolu s asistenty systematicky zkoumal především tzv. mlhoviny. Těchto objektů bylo tehdy známo již několik stovek, o jejich původu však hvězdáři vedli dlouhé diskuze. Podle jedné skupiny šlo o velmi vzdálené hvězdné systémy, podle druhé o relativně blízké mlhoviny, ve kterých se formují nové hvězdy a planety.

Jedním z prvních objektů, na které se s unikátním přístrojem tehdy Lord Rosse podíval, byla i Vírová mlhovina. Spirální strukturu Messiera č. 51 jsme detekovali na jaře roku 1851, napíše o pár let později. Kupodivu paradoxně tak podpořil myšlenku Francouze Pierra Laplaceho o kondenzaci hvězd z oblaků plynu a prachu. Nikoli existenci osamocených hvězdných ostrovů.

V triedru 7x50 si můžete dvojité galaxie M 51 všimnout jako zřetelné, avšak úhlově malé skvrnky o průměru asi sedm úhlových minut. Ve větším binaru a nebo třeba dalekohledu na stativu se ukáže jako oválný obláček, ve kterém po chvíli rozeznáte dvě nápadná zjasnění. M 51 tvoří dvě galaxie; jižní (NGC 5194) je jasnější a větší, severní (NGC 5195) je naopak slabší a má zhruba třetinové rozměry.

Spirální struktura větší z nich, včetně velmi nenápadného mlhavého mostu, který NGC 5194 spojuje s NGC 5195, je na tmavé obloze patrná v kvalitním dvaceticentimetrovém dalekohledu. O nic zřetelného však nepůjde. Takové detaily totiž patří spíše do říše nebeských duchů.

M 51 představuje dominantního člena malé kupy galaxií, která se nachází asi třicet milionů světelných roků daleko. Nádherné spirály, které ji zdobí, má na svědomí již zmíněná náhodně prolétající menší galaxie NGC 5194. Setkání s větším ostrovem ji však přijde draho. Nejen, že je pod diktátem gravitace značně deformována, ale také z ní proudí mezihvězdný plyn, jenž spolu s hvězdami tvoří mezi oběma galaxiemi podivuhodný most. Odměnou je "pouze" zvýšená tvorba nových stálic.

Cor Caroli

Oblast mezi Pastýřem a Velkou medvědicí byla astronomy dlouhou dobu zcela ignorována. Až na jednu stálici třetí velikosti zde totiž nic nápadného neleží, takže se zde ve starověku ani neuhnízdila žádná příšera či antický hrdina. Myšlenka, že by si nebeský pastýř zasloužil pomoc v podobě dvojice honáckých psů, proto vznikla až na počátku šestnáctého století. Definitivně se však Honící psi v panteonu pozemských souhvězdí uhnízdili teprve prostřednictvím Heveliova atlasu na konci století sedmnáctého.

Zvláštně zašmodrchaný příběh se váže k nejjasnější hvězdě Honících psů. Jmenuje se Cor Caroli a jde o jednu z mála stálic spojených s historicky známou osobou. Srdce Karlovo, jak zní český překlad, vzniklo podle tradovaného příběhu na návrh Edmonda Halleyho pro slávu anglického krále Charlese II.

Hvězdářští historici jsou však jiného názoru. Původní jméno stálice znělo Cor Caroli Regis Martyris -- Mučedníkovo srdce krále Karla. Odkazuje tak na jiného anglického vládce Charlese I., jednoho z nejvíc haněných, ale i oslavovaných britských panovníků, jenž přišel po dlouhé občanské válce mezi royalisty a parlamentaristy vedenými Oliverem Cromwellem v roce 1647 o trůn a vzápětí i o hlavu.

Následující jedenáctiletou vládu Commonwealthu charakterizovala politická nestabilita, náboženská intolerance a puritánské zákony, takže není divu, že syn zavražděného krále v roce 1660 snadno obnovil monarchii. Legenda pak dodává, že v květnu téhož roku, v den triumfálního příjezdu Charlese II. do Londýna, objevil královský lékař na sametově černém nebi neobyčejně zářivou hvězdu. Náhlé zjasnění a CVn pak vysvětlili jako srdce Karla I. dmoucí se pýchou nad nastolením spravedlnosti.

Ať už to tak bylo či nikoli, patří Cor Caroli mezi atraktivní dvojhvězdy. Jasnější složka třetí velikosti je lehce nažloutlá, její průvodce ve vzdálenosti dvaceti úhlových vteřin bývá namodralý. Barevný kontrast však není nijak výrazný. Pohledem astrofyzika je zajímavé to, že jasnější stálice -- tedy Cor Caroli samotná -- představuje velmi zvláštní případ hvězdy s extrémně silným magnetickým polem. Oproti Slunci až tisíckrát intenzivnějším. V důsledku toho vznikají na povrchu skvrny s různým chemickým složením a ve spektru, jehož vzhled se neustále mění, jsou zřetelné takové exotické prvky jako křemík, rtuť a nebo vzácné europium.

Na chvíli se ale ještě vraťme ke králi Karlovi II. Jakkoli byly jeho pohnutky spíše mocenské, právě tento britský panovník založil jednu z nejslavnějších hvězdáren všech dob -- Královskou observatoř v Greenwich. Jeho oficiální milenka Louise de Kéroualle ho totiž přivedla k myšlence, že astronomové mohou vyřešit jeden velmi závažný problém -- určování zeměpisné délky, tedy strategický klíč k dalekým zaoceánským plavbám.

Zatímco zeměpisnou šířku tehdy námořníci určovali z výšky Polárky nad obzorem, zeměpisnou délku spíše odhadovali. Chyběl jim totiž jakýkoli "pevný bod" (vysoká hora, pobřežní město) a Slunce, hvězdy či Měsíc jako takové využít nemohli -- na kymácející lodi totiž nedokázali udržet správný chod kyvadlových hodin, tedy klíčový údaj pro tento způsob astronavigace (např. při porovnávání průchodu Slunce místním poledníkem s nějakým referenčním místem). Takže i takový Kryštof Kolumbus, jakkoli byl odborníkem, spoléhal spíše na své znalosti moře, rychlost větru, tvar vln, stupeň slanosti mořské vody, předměty plovoucí na hladině a směr mořských proudů, eventuálně na vzorky vytažené ze dna. Není proto divu, že kapitáni mnohdy vůbec nevěděli, kde se vlastně nacházejí...

Francie, Británie, Španělsko a Holandsko svedly v sedmnáctém století boj o nové světy, objevené na druhé straně Atlantiku a Pacifiku. Klíčovou se přitom zdála myšlenka, že Měsíc a hvězdy mohou posloužit jako ohromné nebeské hodiny, které by pomohly určovat zeměpisnou délku. John Flamsteed, jenž byl požádán takříkajíc o odborný posudek, se však této představě vysmál: chyběly totiž přesné hvězdné mapy a samozřejmě i ročenky popisující polohu Měsíce. Charles II. proto v roce 1674 rozhodl, že se za tímto účelem postaví v Greenwichi hvězdárna, kterou povede právě John Flamsteed. Základní kámen byl položen 10. srpna 1675 ve 3 hodiny a 14 minut odpoledne, první královský astronom k této příležitosti dokonce vypracoval horoskop, a otevřena byla o 11 měsíců později. Stavba Královské observatoře v Greenwichi přišla jeho výsost na 520 liber a 9 šterlinků, jejichž velká část byla získána prodejem starého střelného prachu.

Nicméně problém byl vyřešen až o století později, kdy John Harrison sestrojil speciální hodiny, které udržely přesný čas i při velmi dlouhých zaoceánských plavbách. Mocným stimulem, podobně jako u jiných velmocí, byla cílová prémie 20 tisíc liber vypsaná britským parlamentem pro toho, kdo dokáže určit zeměpisnou délku s chybou menší než půl stupně...

 

Představte si, že se nějakým zázrakem ocitnete na kosmické observatoři, která obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti půl světelného roku. Kdybyste odtud sledovali po dobu jednoho oběhu kolem Slunce okolí Velkého vozu a pak by vaše pozorování (třeba fotografické záběry), vytvořila podobnou animaci jako na přiloženém obrázku. Stálice v zorném poli jeví tzv. paralaktický pohyb -- tj. mění svoji polohu vůči vzdálenějším objektům v závislosti na změně polohy pozorovacího stanoviště. Stejné pohyby by hvězdy vykazovaly i při pohledu ze Země. Krajní polohy naší planety však tvoří základnu o velikosti pouze 16 světelných minut, takže paralaxa je i u té nejbližší hvězdy menší než jedna úhlová vteřina. (Poměr úhlových velikostí je v obou případech stejný, s rostoucí základnou jsou však paralaktické pohyby větší.) Pokud budete obrázek chvíli sledovat, určitě si všimnete, že existují případy stálic, které se prakticky vůbec nehýbou. Ty jsou samozřejmě hodně daleko. Většina hvězd však jisté změny polohy vykazuje -- většina jasných stálic se totiž vyskytuje nedaleko Slunce (čím blíže, tím větší ovál opisuje). Pravděpodobně nejblíže k nám bude nápadná hvězda u spodního okraje. Jde o b CVn, kterou sledujeme ze vzdálenosti 30 světelných roků. (Zdroj http://www.astronexus.com/ a Hipparchos).

Vlasy Bereniky

Nenápadná skupinka slabých hvězd v severní části souhvězdí Vlasy Bereniky odpradávna zdobila konec ocasu nebeského Lva. Řekové však poházenou hrst stálic ztotožnili s kadeřemi skutečně živého člověka -- manželky a také sestry egyptského krále Ptolemaia III., válečníka a mecenáše některých vědeckých projektů, za jehož vlády ve třetím století před naším letopočtem dosáhl Egypt jednoho z fenomenálních vrcholů. Alexandrie se tehdy dokonce stala velkým, ne-li největším, intelektuálním centrem naší planety.

Podle téměř pohádkového příběhu se Ptolemaios III. chystal krátce po svatbě na válečnou výprav do nedaleké Sýrie. Starostlivá královna Berenika, v touze zajistit šťastný návrat faraóna, se přitom rozhodla obětovat své plavé vlasy Afrodité -- bohyni lásky. Vlasy totiž pro bohy představovaly nesmírnou cennost a lidé věřili, že je v nich ukrytá vitalita a životodárná energie.

Během bohoslužeb však kněží zjistili, že Bereničina oběť z oltáře zmizela... Vyhrocenou situaci zavánějící buď naprostým lajdáctvím a nebo spíše pokusem zničit charisma samotného vládce, zachránil dvorní astronom Conon ze Sámosu, jenž králi a královně sdělil, že Afroditu tento dar natolik potěšil, až jej umístila na oblohu. A aby svůj výklad potvrdil, ukázal veličenstvu drobnou skupinu hvězd jarní oblohy.

Ať už je tato legenda pravdivá, či nikoli, samotné Berenice oběť příliš štěstí nepřinesla. Ještě než se stačil Ptolemaios III. vrátit z jednoho z válečných tažení, byla společně se synem zavražděna.

Zajímavé je, že alespoň některé hvězdy z Vlasů Bereniky mají skutečně leccos společného. Tvoří řídkou hvězdokupu, jejíž těžiště se nachází necelých tři sta světelných roků daleko. (V odborné literatuře se označuje jako Melotte 111.) Jsou tedy po skupině Velkého vozu a Hyádách třetím nejbližším objektem tohoto druhu. Bohužel ze stejného důvodu je kupa úhlově velká (pět stupňů) a tudíž nijak atraktivní. Pěkně vypadá jenom v malých triedrech či divadelních kukátcích s velkým zorným polem.

Z rozboru prostorových pohybů vyplývá, že ke hvězdokupě patří tyto jasné stálice: 12, 13, 14, 16 a 21 Comae Berenices. Ty zbývající -- jako třeba g, 7 či 17 Comae -- jsou mnohem dál či naopak mnohem blíž.

Po pravdě řečeno, tato půl miliardy roků stará hvězdokupa skutečně za moc nestojí. Obsahuje nanejvýš několik desítek hvězd, které jsou naskládány do prostoru o průměru asi šedesát světelných roků. Tamní "prostorová hustota" stálic je proto pouze desetkrát větší než v okolí Slunce. Na druhou stranu je však zřejmé, že v minulosti až tak chudá být nemusela. Při oběhu kolem centra Galaxie se zřejmě několikrát dostala do okolí rozsáhlých mezihvězdných mračen, které z ní "vysály" méně hmotné stálice. Podobný proces "vypařování" přitom postihuje všechny otevřené hvězdokupy, takže není vyloučeno, že i Slunce kdysi patřilo po podobné soustavy, která se během uplynulých pěti miliard roků zcela rozpadla.

Monokl

"Kromě komety, která byla večer 4. dubna 1779 severně od Vindemiatrix v Panně [e Vir], pozoroval jsem slabou mlhavou hvězdu jeden stupeň severovýchodně od hvězdy 35 Vlasů Bereniky." Tak zní zřejmě nejstarší popis nápadné galaxie M 64 pořízený německým hvězdářem Johannem E. Bodem. Leží pouze jeden stupeň od hvězdy páté velikosti -- 35 Comae, mimochodem roztomilé trojhvězdy. Proto se M 64 hledá více než snadno. Jednoduše se "odpíchnete" od a Com, přesuňte se asi pět stupňů na severozápad, kde narazíte na 35 Com a odtud je to už k M 64 skutečně kousek.

Na M 64 (NGC 4826) se shodou náhod podíval 13. února 1787 i slavný William Herschel.V jeho šestistopém dalekohledu však zahlédl něco skutečně netradičního: "Velmi nápadný objekt, podlouhlý, asi 12 úhlových minut dlouhý, 4-5 úhlových minut široký; obsahuje světlou skvrnu podobnou hvězdě s malým temným obloučkem nad ní, což mne vedlo k myšlence, nazvat ji Black eye." Od těch dob se skutečně galaxie familiérně označuje Monokl, nebo též Ďáblovo oko. Proč?

Fotografie pořízené prostřednictvím těch největších dalekohledů ukazují, že M 64 představuje spirální galaxii s nádherně vykreslenými rameny téměř bez jakýchkoli kazů. Nedaleko jádra, na jeho jihozápadní straně, je však kompozice brutálně narušena obrovským komplexem hustých mračen mezihvězdné látky. Z rádiových pozorování vyplývá, že se nejspíš jedná o dědictví po srážce s jinou galaxií.

A jak vypadá pohled na Ďáblovo oko běžně dostupnými přístroji? Nejmenší dalekohled, ve kterém ho zahlédnete, je triedr. Na tmavé obloze se M 64 tváří jako oválná skvrnka 6' x 3' s nápadným jádrem a celkovou jasností asi 8,5 magnitudy. Na temný pás M 64 budete potřebovat dalekohled o průměru objektivu alespoň patnáct centimetrů. "Velmi jasná, velká, oválná galaxie, temná skvrna však není zcela temná, zdá se poměrně zřetelná a mírně zakřivená. Jádro galaxie je nápadné a leží přesně na okraji prachového mračna, které je nejtmavší u východního okraje; v této oblasti je však také několik světlých skvrnek." Tak by mohl znít váš doslovný popis.

 

Může mít naše planeta druhý měsíc? Podařilo se ho už nalézt? Na to odpovídá stručná historie marného lovu hypotetického satelitu. Mezi první "druhé průvodce" Země patří těleso nalezené roku 1846 Fredericem Petitem, ředitelem hvězdárny v Toulouse. Byl spatřen hned třemi pozorovateli večer 21. března 1846 a Petit na základě jejich záznamů rychle spočítal, že se pohybuje po eliptické dráze s periodou dvě hodiny a čtyřicet pět minut ve vzdálenosti od 3570 kilometrů do pouhých 11,4(!) kilometrů. Petit také o patnáct roků později přišel s myšlenkou, že přítomnost jiného malého satelitu vysvětluje sledované občasné změny v pohybu našeho Měsíce. Seriozní astronomové jeho "objevy" samozřejmě zcela ignorovali a Petitův nesmyslný satelit téměř skončil v zapomenutém kabinetu astronomických kuriozit. Kdyby se ovšem o malém průvodci nezmínil v knize Ze Země na Měsíc samotný Jules Verne. Druhý satelit Země se tak stal značně populární a řada hvězdářů, zřejmě v touze po slávě a věčném zápisu v astronomických análech, věnovala celé roky jeho hledání. Z působení na Měsíc například roku 1889 Georg Waltemath z Hamburgu vypočítal, že jsme obklopeni celým systémem těles: jedno z nich má průměr až sedm set kilometrů a nachází se ve vzdálenosti kolem jednoho milionu kilometrů. Občas prý v noci svítí stejně jako Slunce, dokonce byl "pozorován" jeho přechod přes sluneční disk. A jelikož ho roku 1918 tehdejší módní astrolog Sepharial pokřtil na Lilith, uhnízdil se tento temný satelit na čas i v horoskopech řady obskurních badatelů. Seriozním hledáním možného souputníka se na začátku našeho století zabýval až William H. Pickering, americký astronom, který mimo jiné nalezl devátý Saturnův měsíc Phoebe (čti fébe). Jeho teoretické závěry však byly jednoznačně negativní: kdyby se na oběžné dráze ve výšce několika set kilometrů pohybovalo těleso o velikosti jenom několika metrů, viděli bychom ho i bez dalekohledu jako světlý bod o jasnosti kolem pěti magnitud. Proto také Pickering žádné takové těleso nehledal, nýbrž se zaměřil na zcela jiné místo: okolí Měsíce. Na počátku dvacátého století však po důkladné fotografické přehlídce došel k závěru, že ani na jeho oběžné dráze nemůže existovat žádné těleso větší než tři metry. Jinou studii provedl v padesátých letech dvacátého století Clyde Tombaugh, jenž prostřednictvím systematického prohledávání fotografických desek objevil roku 1930 Pluto. První výsledek hledání druhého Měsíce přišel na podzim 1954, kdy narazil na malý satelit ve výšce 700 kilometrů a druhý o tři sta kilometrů výše. Nikdo jiný je ovšem nezahlédnul a tak byla celá prohlídka po pár letech prohlášena za negativní. Žádné velké těleso, byť si ho přál i slovutný Jules Verne, tedy v okolí Země neexistuje. To však neznamená, že naše planeta nemůže alespoň dočasně nějaké takové těleso získat. Stačí, když se setkáme s meteoroidem, jenž prolétne pouze svrchními vrstvami atmosféry, ztratí rychlost a usadí se na oběžné dráze. Takový "měsíc" však nedoprovází Zemi nijak dlouho: při každém průletu přízemím se opět zbrzdí a za několik málo oběhů shoří jako klasický meteor. Stejně tak je omezená doba pobytu meteoroidu zachyceného na dráze kolem Měsíce, jakkoli je takové zachycení málo pravděpodobné. Těleso se na jeho povrch zřítí v průběhu několika málo roků nebo desetiletí. Poslední místa, kde by se mohly vyskytovat nějaké družice Země, představují některé z tzv. Lagrangeových libračních bodů. Dva takové jsou umístěny na spojnici Země-Měsíc, ty jsou ale značně nestabilní, další dva na zemské dráze, šedesát stupňů před a za planetou při pohledu od Slunce. Pod vlivem okolních těles a samozřejmě i Slunce však pro větší tělesa také neposkytují dlouhodobější útočiště. Přesto všechno existuje alespoň jeden "průvodce" Země -- planetka číslo 3753, pojmenovaná Cruithne po jedné z prvních keltských skupin, která se usadila na britských ostrovech kolem roku pět set před naším letopočtem. Jde o pět kilometrů veliké těleso, jehož pohyb je natolik synchronizovaný s pohybem Země, že je doslova zajatcem naší planety. Těleso se se však neusadilo na dráze kolem společného těžiště se Zemí, nýbrž obíhá kolem Slunce. Jeho dráha vyniká velkou výstředností a také sklonem k rovině ekliptiky. Cruithne driftuje po neuzavřené dráze mezi Venuší a Marsem, k naší planetě se přiblíží až na patnáct milionů kilometrů, tedy 40x dál než je náš Měsíce, ale dokáže se také vzdálit na 375 milionů kilometrů. Přestože jde o relativně stálého souputníka Země s životností řádu sto milionů roků, riziko srážky je prakticky zanedbatelné. Je však pravděpodobné, že existuje několik dalších těles s podobně naladěnou dráhou. Jejich lov je ostatně cílem několika specializovaných přehlídek. Animace demonstrující pohyb fiktivních těles v tzv. Lagrangeových bodech na dráze planety Země v průběhu osmi milionu roků. Všechna tělesa jsou zvětšena (mpeg, 30 s, 3,1 MB). Pohyb planetky Cruithne v průběhu několika století v modelu, ve kterém se nehýbe Země ani Slunce. Velikosti těles jsou zvětšeny (mpeg, 1 min, 4,7 MB). (Autor animací: Paul Weigert a kol., Dept. of Physics, UWO, London Ontario)