:: Navod na pouziti vesmiru ::

Nejslavnější galaxie

Galaxie M 31 (NGC 224) je až na skutečně velmi špatné pozorovací podmínky snadno viditelná prakticky vždy, když se ocitne nad obzorem. Bez dalekohledu si jí totiž všimnete i za svítání a nebo na světlé městské obloze! Pokud se ovšem neocitnete uprostřed Prahy, Londýna či New Yorku.

Nejstarší záznam o existenci tohoto zvláštního útvaru pochází od perského astronoma Abdurralunana al-Sufiho z desátého století našeho letopočtu -- už tehdy upoutala svojí netradiční, mlhavou podobou. "Zjasňující se směrem do středu a podobná svíci svítící přes průhlednou rohovinu," tak "mlhovinu" později popsal Simon Marius, který byl zřejmě prvním pozorovatelem, jenž na ni zamířil dalekohled. Stalo se tak 15. prosince 1612.

Své nejznámější označení, tedy kromě poněkud zavádějícího Mlhovina v Andromedě, však galaxie dostala až o další století později. Tehdy se totiž ocitla jako 31. položka na seznamu katalogu Charlese Messiera. On sám ji přitom pozoroval hned několikrát, následující popis pochází z roku 1764, kdy se díval asi šestnácticentimetrovým reflektorem se 104násobným zvětšením: "Pěkná mlhovina v pase Andromedy, tvaru vřetena; při zkoumání různými přístroji nerozeznány žádné hvězdy; podobá se dvěma kuželům či pyramidám světla, postaveným na sebe svými základnami, jejich osa leží ve směru od severozápadu k jihovýchodu; světelné vrcholky těchto dvou útvarů jsou od sebe vzdáleny asi 40'; základna společná oběma pyramidám má 15'."

Další, neméně zajímavé pozorování pochází od Williama Herschela z konce 18. století: "Je nepochybně nejbližší z velkých mlhovin; má jeden a půl stupně v délce a v nejužším místě ne méně než 16' v šířce. Nejjasnější část se podobá rozlišitelné mlhovině a má mírně červenou barvu. Věřím, že to znamená, že její vzdálenost není větší než dvěstěnásobek vzdálenosti Siria." Tato hodnota sice představuje méně než jedno procento dnes uznávané vzdálenosti M 31, podstatná je však Herschelova domněnka, že "mlhovina" představuje velmi vzdálený systém hvězd. Na základě pozorování svého otce pak John Herschel roku 1826 přímo vyslovil myšlenku, že "ačkoli se mlhovina jeví jako "mléčná", věřím, že je složena z hvězd." Je však nezbytné dodat, že se jednalo o pouhou spekulaci, bez jakýchkoli důkazů.

Další krůček k poznání tohoto nápadného systému učinil roku 1847 George P. Bond (1825-1865), který v kresbě patnáctipalcovým refraktorem zachytil dva neznámé temné "kanály" procházející podél delší osy mlhoviny na severozápadní straně. Tyto Bondovy kanály, jak byly záhy pojmenovány, se staly předzvěstí objevu spirální struktury mlhoviny. Odtud už byl totiž pouhý krůček k objevu skutečné podstaty "mlhoviny" -- snadný ale v žádném případě nebyl.

Dvacátého srpna 1885 nalezl estonský astronom Ernst Hartwig pouhých 16 úhlových vteřin od jádra M 31 "novou hvězdu", později označenou S Andromedae. Měla šestou velikost a stala se tak jednou z mála extragalaktických hvězd, které jsme mohli vidět na nočním nebi jen tak bez dalekohledu. Bohužel se nám z této vzácné doby zachovalo jen několik málo fotografií, a co se týče spektra, musíme se dokonce spokojit jen se slovním popisem.

Je to poněkud paradoxní, ale "nová hvězda" v M 31 se stala velkým argumentem především pro odpůrce myšlenky existence vzdálených hvězdných ostrovů, tedy galaxií v dnešním slova smyslu. Důkaz byl přitom velmi jednoduchý: hvězda, která se objevila v M 31, byla obdobně jasná jako jiné "nové" hvězdy, jež se podařilo sledovat i v jiných částech oblohy a které s největší pravděpodobností patřily do naší Galaxie. Pokud by se jednalo o novu, pak by musela být z mnohem větší vzdálenosti nepředstavitelně svítivější... Jednoduše řečeno, astronomové tehdy nevěděli, že S Andromedae nebyla novou, nýbrž supernovou, pravděpodobně prvního typu s absolutní vizuální hvězdnou velikostí -19,3 mag. Z dohledu astronomům přitom zmizela až v únoru 1886, kdy zeslábla pod 16. velikost. Dodejme, že se o sto roků později podařilo s Hubblovým kosmickým dalekohledem najít stopy po této výjimečné události. Každopádně na sklonku devatenáctého století se M 31 díky S And vrátila mezi relativně blízké mlhoviny, ve kterých vznikají nové hvězdy.

Od poloviny roku 1880 se začala v astronomii uplatňovat fotografie, mezi jejíž nejznámější průkopníky se tehdy zařadil i Angličan Isaac Roberts (1829-1904). Fotografické desky sice z počátku nebyly nijak citlivé, takže k pouhému zobrazení jádra M 31 bylo potřeba mnohahodinových expozic, během několika málo roků však došlo k výraznému zlepšení: "Na fotografii, kterou jsem získal s 20ti palcovým reflektorem 10. října 1887, se poprvé objevil skutečný vzhled Velké mlhoviny; jedním z nejdůležitějších poznatků bylo, že temné pásy popisované Bondem jsou částmi dělení mezi symetrickými kruhy mlhavé hmoty obklopující difúzní centrum mlhoviny." Robertsovy fotografie, z nichž nejlepší uveřejnil v prvním fotografickém atlase Photographs of Stars, Star Clusters, and Nebulae (1893), zachycují nejen spirální ramena, ale také skutečné hvězdy z galaxie.

Roku 1912 objevila Henrieta S. Leavittová vztah mezi jejich jasností a periodou u zvláštní kategorie proměnných hvězd, tzv. cefeid, které se vzápětí začaly využívat ke spolehlivému měření vzdáleností v nejbližším vesmíru. V souvislosti s naším příběhem byly poprvé aplikovány na Magellanova mračna, jejichž vzdálenost byla odhadnuta na 80 tisíc světelných roků.

Ve stejné době se o cefeidy začal zajímat Harlow Shapley (1885-1972), který se u šedesátipalcového reflektoru na Mt. Wilsonu zabýval studiem proměnných hvězd u kulových hvězdokup. Brzo v nich našel několik cefeid a určil jejich vzdálenosti, kolem 50 tisíc světelných roků. Předpokládal přitom, že kulové hvězdokupy jsou symetricky rozloženy kolem středu Galaxie a tedy, že střed jejich "kostry" definuje střed našeho hvězdného systému. Z jejich rozložení na nebi a z jejich vzdáleností pak usoudil, že neviditelné jádro Galaxie leží několik desítek tisíc světelných let směrem do souhvězdí Střelce. Shapley doslova uvedl: "Rovníkový průměr systému [Galaxie -- pozn.] je kolem 300 000 světelných let, centrum je asi 60 000 sv. r. daleko. Naše místní skupina, velmi volná a pravděpodobně špatně určená, je asi uprostřed cesty mezi středem a okrajem."

To byl ale vážný problém. Kdyby to byla pravda, pak by naše Galaxie byla mnohem větší než Mlhovina v Andromedě, o které se tehdy už všeobecně soudilo, že je tvořena jednotlivými hvězdami. Nepřekvapí tedy, že sám Shapley napsal: "Spirální mlhoviny jsou pravděpodobně objekty Galaxie na bázi mlhovin... jsou částí velkého systému, než aby byly individuálními galaxiemi nebo jinými velikými vesmíry." Na vysvětlenou dodejme, že Shapleyho odhad ovlivnily dvě věci: jednak nepozoroval cefeidy, ale podobné hvězdy typu RR Lyrae, jednak nevzal v úvahu mezihvězdnou extinkci. Každopádně Shapleyho závěry byly brzo potvrzeny -- zjistilo se totiž, že hvězdy v okolí Slunce obíhají kolem vzdáleného středu Galaxie.

Výsadní postavení Galaxie jako velkého hvězdného ostrova, který je obklopen spoustou menších, bylo trnem v oku mnoha astronomům. Proto se v dubnu 1921 uskutečnila ve Washingtonu tzv. Velká debata mezi H. Shapleym a H. D. Curtisem, na které každý obhajoval protichůdné představy o velikosti Galaxie a původu spirálních mlhovin. Podle prvního byly spirální mlhoviny pravděpodobně skutečnými mlhovinami, a jestliže by se přeci jenom jednalo o hvězdné systémy, pak byly nesrovnatelné s Galaxií, co do velikosti i stavby. Curtis naopak tvrdil, že se jedná o hvězdné systémy, které se nacházejí ve vzdálenostech 500 tisíc až 10 milionů světelných roků, jejich rozměry jsou tudíž srovnatelné z Galaxií, která je pravděpodobně také spirálou. Každý však pro své hypotézy používal -- z dnešního pohledu -- špatné argumenty.

Problém se spirálními mlhovinami byl naštěstí brzo vyřešen. Počátkem třicátých let dvacátého století se totiž staly předmětem studia slavného Edwina Hubbla (1889 - 1953). Prvním úspěchem bylo, že s šedesátipalcovým reflektorem Mt. Wilsonu u některých "extragalaktických mlhovin" prokazatelně rozlišil jednotlivé hvězdy. Proto také mohl od roku 1923 používat právě dostavěný 100palcový reflektor na témže kopci, tehdy největší a dodnes docela úspěšný astronomický přístroj.

V poměrně málo známé "mlhovině" NGC 6822 (nazývané Barnardova galaxie) sice brzo nalezl několik proměnných hvězd... Ovšem ještě než je podrobně prozkoumal, přestala být NGC 6822 ze souhvězdí Střelce pozorovatelná. Proto svou pozornost obrátil na podzim téhož roku k Mlhovině v Andromedě, kde jiní astronomové nalezli několik nov, mnohem slabších než ta z roku 1885.

"První dobrá deska programu... dovolila objevit dvě normální novy a jeden slabý objekt, který může být na první pohled považován za novu," řekl později o snímku z 5. října 1923. Srovnáním se staršími deskami ale Hubble vzápětí zjistil, že se jedná o cefeidu! V dopise zaslaném v únoru roku 1924 Shapleymu pak najdete revoluční sdělení: "Přikládám kopii světelné křivky, která nadevše pochybnosti patří cefeidě... Perioda 31,45 dne odpovídá absolutní hvězdné velikosti -5 mag... střední jasnost je 18,5 mag a vyžaduje korekci vzhledem na barevný index... vzdálenost tedy vychází na 300 000 parseků. [tj. 1 milion světelných roků]..." Krátce poté Hubble identifikoval cefeidy i u NGC 6822, jejíž vzdálenost vyšla hodně podobná. Nezbylo než přiznat, že tyto "mlhoviny" leží daleko za hranicemi Galaxie a jsou podobně veliké jako náš hvězdný ostrov. Nova S Andromedae pak nemohla být obyčejnou novou, nýbrž něčím úplně jiným, supernovou.

Tím ale není příběh M 31 zcela uzavřen. Během několika dalších roků astronomové přišli na to, že odhad vesmírných vzdáleností zkresluje mezihvězdný prach. Naše Galaxie se proto zmenšila a M 31 přiblížila na 230 000 parseků, tj. v přepočtu 750 tisíc světelných roků. Ani to ale nebyl správný odhad. První revizi provedl roku 1952 Walter Baade, jenž zjistil, že pozorované hvězdy můžeme rozdělit do dvou věkových kategoriích, tzv. populacích. Hvězdy I. populace jsou relativně mladé, horké, zářivé a nacházejí se především ve spirálních ramenech, na rozdíl od hvězd populace II., které jsou v kulových hvězdokupách a galaktickém halu. Stejně tak existují i dva typy cefeid. M 31 se tak přesunula do dvakrát větší vzdálenosti než se tehdy předpokládalo (1,5 milionu světelných roků), o pár desetiletí později dokonce až do pásma v rozmezí 2,4 až 2,5 milionu světelných roků. Poslední změnu přinesla kalibrační měření družice Hipparcos, která M 31 umístila do vzdálenosti 2,9 milionu světelných roků!

Přestože světlo, která nám nyní dopadá na sítnici či jakýkoli jiný detektor, opustilo M 31 v době, kdy na Zemi slézal z větví náš opičí předchůdce, je tento nebeský objekt bezesporu nejstudovanější galaxií. Ostatně není divu, je totiž hodně podobná našemu hvězdnému ostrovu. Plochý disk M 31 má průměr asi 250 tisíc světelných roků, což je zhruba dvakrát víc než u naší Galaxie. Na druhou stranu je však o něco lehčí, celková hmotnost se odhaduje na 1,2 bilionu Sluncí (naše Galaxie má cca 2 biliony Sluncí).

Pokud kliknete na obrázek, přehraje se vám animace srážky dvou spirálních galaxií --nejdříve při pohledu shora, poté při pohledu z boku (mpeg, 1 min 25 s, 1,1 MB)

Už řadu desetiletí je zřejmé, že se M 31 přibližuje k naší Galaxii rychlostí asi pět set tisíc kilometrů v hodině. Je to málo nebo hodně? Srazí se jednou? Nevíme. S největší pravděpodobností od svého vzniku krátce po Velkém třesku obíhají obě galaxie kolem společného těžiště a pokud už k jejich setkání skutečně dojde, pak to bude v budoucnosti měřené mnoha miliardami roků. Přesto všechno ale zkusme zavřít oči a představit si, že se za tři miliardy roků oba hvězdné ostrovy setkají... Iluzionistou nám bude model Johna Dubinského z Univesity of Toronto, který provedl řadu numerických simulací na superpočítači Blue Horizon s 1152 procesory. Každou spirální galaxii přitom poskládal ze 40 milionů hvězd a 10 milionů částic temné látky v symetrickém halu. Celkově se tedy počítal vzájemný vztah a následný pohyb stovky milionů objektů.
Výsledná animace vás bezesporu překvapí množstvím dramatických momentů. Slapové působení obou spirálních galaxií povede v průběhu jedné miliardy roků nejdříve ke vzniku dlouhých výtrysků směsi mezihvězdné látky a hvězd. Tedy k podobným útvarům jako vídáme v řadě jiných interagujících galaxií. V zorném poli o průměru jeden milion světelných roků můžete sledovat, jak první průlet vytvoří v obou ostrovech nová, výrazná spirální ramena, která se propojí mostem zářícího plynu a jednotlivých stálic. Obě galaxie se poté vzdálí, aby se spolu zakrátko opět srazily. Po několika dalších stále těsnějších průletech, kdy hvězdy vykreslí komplikovanou strukturu mnoha oblouků a slepých ramen, se však nakonec usadí do jedné eliptické galaxie.
A jak bude vypadat celé divadlo očima budoucích pozemšťanů? Za tři miliardy roků bude Slunce sice poněkud vyžilé, ale stále ještě v plné síle. Zpomalené záběry nejdříve zaznamenají pozvolné zvětšování úhlového průměru M 31, které postupně vyplní celou oblohu. Při samotném setkání se k ní připojí i nejrůznější mosty a výstřiky plné hvězd. Vytvoří se řada velmi mladých, hustých hvězdokup s celkovým zářivým výkonem až stokrát větším v porovnání se současnými kulovými hvězdokupami. Žádná z nich ale nevydrží déle než kolem stovky milionů roků. Pro samotné stálice však nebude kolize nijak obzvlášť dramatická. Vzdálenosti mezi nimi jsou totiž stomilionkrát větší než jejich velikosti, takže k jejich blízkému setkání dojde zcela výjimečně. Gravitační tanec Galaxie a M 31 však změní život mezihvězdných mračen s rozměry až několika stovek světelných roků, ve kterých pak dojde přímo k explozivnímu zrodu nových hvězd. Navzájem se potkávající oblaka plynu a prachu se současně zahřejí a stanou se tak nesmírně intenzivními zdroji infračerveného záření.
Poloha Slunce se však určitě změní. Z dosavadního poměrně fádního místa daleko od středu Galaxie nás možná hříčka náhody odhodí do některé z rozsáhlých hvězdných porodnic. V takovém případě se máme na co těšit. Při srážce dvojice galaxií totiž naroste počet nově vznikajících stálic o několik řádů. Ruku v ruce s tím se zvětší i počet explodujících supernov. Pokud tedy za tři miliardy roků dojde k setkání M 31 s naší Galaxií, pak se můžeme připravit na tisíce explodujících hvězd ročně. Páni, to bude ohňostroj!
Simulace uveřejněna s laskavým svolením Johna Dubinského z Univesity of Toronto.

Konečně k dalekohledu

Nuže tedy, co všechno můžeme na M 31 vidět dalekohledem? Tak předně, galaxie je snadno viditelná i bez dalekohledu, dokonce i při mezní hvězdné velikosti kolem čtyř magnitud! Tehdy ale vypadá jen jako nevýrazná, možná trochu mlhavá hvězda. Naopak za vynikajících podmínek se rozvine ve velmi zajímavý objekt. Jihozápadně od M 31 se nachází hvězda slabá asi 6,9 magnitudy -- uvidíte-li ji bez dalekohledu, pak si všimněte, že galaxie sahá až k ní a má tedy na obloze délku přes čtyři úhlové stupně. Její slabé okraje se přitom nezdají být souměrné, nápadnější bývá východní část.

Za pozornost stojí i vzdálenost M 31 od okraje Mléčné dráhy: za skutečně průzračné noci se svítící pás prostírá až ke galaxii, kde ostře končí, v "horších" podmínkách se objevuje mezera široká několik stupňů.

Mnohem zajímavější je však pohled na M 31 dalekohledem. V triedru se nejdříve ukáže nápadně jasné oválné jádro o průměr asi čtvrt stupně, kolem kterého se rozkládá rozlehlé velmi protáhlé halo o délce až čtyři stupně. Ve východní části, která se může zdát mírně jasnější než západní, se nachází hvězda asi deváté velikosti (patří do naší Galaxie). Jádro M 31 je ale tak výrazné, že při sledování slabých partií nemůžeme uplatnit trik z "bočním pohledem". Jednoduše oslňuje!

Ve větších přístrojích, řekněme binaru 25x100 a nebo jakémkoli jiném dalekohledu s větším zorným polem, se určitě podívejte i na dvojici satelitních galaxií. Nápadnější, ale méně pohledná je M 32 (NGC 221), která se nachází jižně od jádra M 31. V triedru se tváří jako mlhavá hvězda osmé velikosti severovýchodně od jasnější skutečné stálice. Slabší M 110 (NGC 205) hledejte asi půl stupně severozápadně od jádra M 31. Je úhlově větší (kolem deseti úhlových minut) a zřetelně oválná. Kdyby se vyskytovala osamoceně, určitě by si vysloužila označení "nepřehlédnutelná", v kontrastu se zářivější M 31 však lehce unikne pozornosti. Všechny tři galaxie, tedy M 31 a dva její menší satelity M 32 a M 110, jsou vidět v jednom zorném poli binaru 25x100.

Pokud disponujete ještě větším přístrojem, pak se ponořte do útrob samotné M 31. Nejjasnější modří veleobři, kteří patří přímo do galaxie, mají sice jenom 16. velikost, některé zajímavé detaily jsou však patrné i v menších dalekohledech. Za dobrých podmínek a při troše fantazie je například v centru M 31 patrné stelární jádro. Jak ukazují poslední pozorování, např. z Hubblova kosmického dalekohledu, jedná se o gravitační centrum celé soustavy, v němž je v oblasti o průměru jen několik desítek světelných roků natěsnáno přes milion zářivých hvězd.

V patnácticentimetrovém refraktoru zase uvidíte na severozápadní straně od jádra temnější pás (na fotografiích je zpravidla přeexponován), který představuje první náznak spirální struktury. V jihozápadním rameni, jeden a půl stupně od středu jádra, můžete pro změnu nalézt NGC 206, rozsáhlý komplex mladých hvězd a horkého plynu.Vypadá jako slabá světla ploška o průměru kolem několika úhlových minut.

Foto STScI Digitized Sky Survey

Kromě toho jsou v M 31 patrné i některé kulové a otevřené hvězdokupy, všechny ale vypadají jen jako velmi slabé "hvězdičky". Výjimku tvoří kulová hvězdokupa G1 (též Mayall II), která má hvězdnou velikost asi 13,7 mag a je tak nejsvítivějším objektem tohoto typu v celé Místní skupině galaxií. Kupodivu je téměř neznámá, leží totiž asi dva a půl stupně od středu M 31. Díky velké vzdálenosti od galaxie (v prostoru téměř 130 tisíc světelných let) není zeslabena mezihvězdným prachem a na temném pozadí pěkně vyniká. Kulová hvězdokupa G1 se před pár roky dokonce stala cílem Hubblova kosmického dalekohledu, takže dnes víme, že je dokonce větší než naše w Centauri (NGC 5139), která se obecně považuje za jádro trpasličí galaxie.

Přestože G1 patří mezi výjimečně zářivé kulové hvězdokupy, není jednoduché ji zahlédnout. Ostatně zde je doslovný popis pozorování s dalekohledem typu cassegrain o průměru objektivu 25 centimetrů (zv. 140x): "Naprosto extrémní pozorování. Zhluboka jsem dýchal, šíleně mne oslňovala LEDka a obloha. Po chvilkách expozice se mi zdálo, že ji vidím mírně se zjasňující do středu a se slabou hvězdou na západním okraji; chvílemi mi naopak připadala bez zjasnění a těsné hvězdy. Každopádně není stelární." O něco lépe je patrná v ještě větších dalekohledech, například o průměru objektivu 35 centimetrů: "Hledá se vcelku dobře, je krásně vidět. I ve zvětšení 92x je zřejmé, že není stelární. Zvětšení 207x: paráda, krásná maličká kulovečka (průměr asi tak 15'' až 20''), nemá centrální bodové zjasnění, jenom prostě slábne u okrajů a přechází v okolí. Vypadá spíš jak planetárka. Kdyby to byla kometa, tak bych jí dal DC=1."

S galaxií M 31 je spojena ještě jedna velmi pěkná pozorovací úloha. Sledujte, jak se s pozorovacími podmínkami mění její úhlová délka. Někteří pozorovatelé například uvádějí, že za vynikajících podmínek může mít až pět stupňů! Pravidelně se proto na Mlhovinu v Andromedě dívejte a porovnávejte její úhlové rozměry například vzhledem k velikosti zorného pole. Nejlépe se k tomu hodí triedr 7x50. Spolu s úhlovou délkou si zapisujte i mezní hvězdnou velikost (při pohledu bez dalekohledu) a po čase si tyto změny vyneste do jednoduchého grafu. Sami budete překvapeni výsledkem.

A navíc! O tom, že je M 31 skutečně "živým organismem", svědčí práce známého pozorovatele Haltona C. Arpa, který našel v oblasti o poloměru 15 úhlových minut od středu během jediného roku celkem 30 nov (z toho polovinu fotograficky). Novy s jasností až patnácté velikosti se zde objevují i dvě za měsíc! Což je skvělá šance pro astrofotografy a CCD-many, český astronom Kamil Hornoch z Lelekovic u Brna by vám mohl vyprávět...

Průvodci nejslavnější ze slavných

M 31 má celkem deset známých satelitních galaxií, z nichž čtyři jsou v dosahu normálních amatérských přístrojů. M 32 (NGC 221) a M 110 (NGC 205) -- dvě trpasličí galaxie naleznete v bezprostředním sousedství. Ostatně jsme se s nimi už seznámili.

Další dvě musíte hledat o sedm stupňů severněji až v souhvězdí Kassiopeji. Západně od hvězdy omikron Cassiopeiae leží NGC 185 a NGC 147. Ačkoli mají podle většiny katalogů stejnou úhlovou velikost i jasnost, vy sami se můžete přesvědčit o něčem úplně jiném. Mnohem lépe totiž půjde zahlédnout NGC 185 -- jako mírně oválnou, koncentrovanou skvrnku o průměru asi pět úhlových minut, orientovanou ve směru východ-západ, zasazenou v pěkném hvězdném poli. Na rozdíl od ní je NGC 147 kruhová až stelární a rozhodně méně nápadná.

Hodně zajímavá především ve velkých přístrojích je také jejich "sousedka" -- NGC 278. Ta ovšem s M 31 nemá nic společného. Obě satelitní galaxie jsou za vynikajících podmínek zřetelné i v obřím binaru 25x100. Snadněji je ale najdete ve větších přístrojích.

Tolik tedy k průvodcům nejslavnější galaxie. Než se ale vydáme po dalších členech Místní skupiny galaxií, zastavíme se ještě u několika dalších objektů této části oblohy. Na hranicích souhvězdí Andromedy a Persea, méně než stupeň severozápadně od j Persei, najdete zajímavou planetární mlhovinu M 76 (NGC 650 a NGC 651). Už dvojí označení v New General Catalogue -- NGC 650 a NGC 651 -- poukazuje na její zvláštnost. Má nepravidelný tvar, zhruba řečeno, o vzhledu obdélníku se stranami dlouhými 2x1 úhlová minuta. Dle podoby ve větších dalekohledech se ji proto někdy říká Malá činka a často je také považována za nejslabší z Messierovských objektů.

Planetární mlhovinu nalezl v září 1780 Pierre Méchain a nezávisle na něm o šest týdnů později i Charles Messier. Zatímco první z nich ji popsal jako "malou, slabou mlhovinu bez hvězd", Messierovi se jevila "složená z velmi malých hvězd, obsahující mlhovinu a mizela mu už při sebemenším osvětlení vláken mikrometru".

Zřejmě první, kdo M 76 přirovnal k Čince, byl Thomas E. Webb, jenž v polovině 19. století publikoval vcelku populárního průvodce noční oblohou: "jiskřivě bílá mlhovina, dvojitá, kuriózně miniaturní M 27 a, stejně jako ona, plynová... předcházející část (tedy západní) je mírně jasnější". Lord Rosse zase pozoroval spirální strukturu M 76, jakési oblouky vybíhající z mlhoviny... V malých dalekohledech se M 76 skutečně jeví kruhová. V těch větších lze zcela jasně rozlišit dvě její části -- jádra, navíc se k nim přidají i některé další podrobnosti.

Mezi atraktivní planetární mlhoviny patří i NGC 7662, přezdívaná Modrá sněhová koule. Najdete jen půl stupně jihozápadně od 13 Andromedae a jako hvězdička osmé velikosti je patrná i v těch nejmenších dalekohledech. Od hvězdy ji však spolehlivě rozliší až větší přístroj a především dostatečné zvětšení. I v nich se ale většinou objeví "jen" jako hvězda, kterou nelze pořádně zaostřit. Ani barva NGC 7662 není bůhvíjak výrazná, spíše lze hovořit o bílé s příměsí modré. Barevné podání se přitom liší pozorovatel od pozorovatele, takže se mlhovina může někomu jevit i lehce do zelena.

Z dalších objektů stojí za pozornost galaxie NGC 891 a otevřená hvězdokupa M 34 (NGC 1039). K zahlédnutí galaxie, která se nachází zhruba uprostřed mezi g Andromedae a M 34, musíte použít trochu větší dalekohled. V binaru 25x100 je vidět jen s velkými problémy, nejvýraznější detaily se ukáží až v přístrojích s průměrem objektivu nad dvacet centimetrů. V nich se NGC 891 představí jako vřetenovitá skvrnka o délce pěti úhlových minut, uprostřed zřetelně rozšířená, kterou při bedlivějším pohledu rozděluje nezřetelný temný pás.

NGC 891 patří do malé skupiny galaxií, ze kterých je v dohledu ještě NGC 1023 nedaleko Algolu (b Persei). Tento mlhavý obláček zahlédnete za dobrých podmínek i v obřím binaru 25x100, ve větším dalekohledu je zcela nepřehlédnutelná, oválná (3'x1'), s jasným stelárním jádrem.

To otevřená hvězdokupa M 34 je zcela jiné kafe. Za lepších podmínek je bez problémů viditelná i pouhým okem. V triedrech se představí jako skupina desítky hvězd osmé velikosti s pár dalšími slabšími hvězdami. Zajímavé je jejich rozložení -- zdá se, jako by měla zřetelně oddělené dvě části, malou vnitřní kompaktní hustou přibližně kruhovou oblast většinou z jasných hvězd a vnější řidší "prstenec", který už je hodně neuspořádaný, zřetelně oddělený od jádra. Vzhledem k odhadované vzdálenosti M 34 -- tisíc pět set světelných let, vychází průměr kompaktního jádra na čtyři světelné roky, tj. vzdálenost Slunce-Proxima Centauri.

Falešná kometa

Každý, kdo si pravidelněji prohlíží nebe, objeví dřív nebo později mezi hvězdami nenápadný mlhavý obláček, který není vyznačen v právě používané hvězdné mapě -- novou kometu! Po několika minutách či hodinách horečného hledání v jiných dostupných atlasech a fotografiích se z něj zpravidla vyklube těsná skupinka slabých hvězd, méně známá jasnější galaxie nebo mlhovina. Zklamání sice bývá veliké, patří však k životu pozorovatele.

Podle Briana G. Marsdena, bývalého vedoucího centrály Mezinárodní astronomické unie, která vydává telegramy upozorňující astronomy celého světa na nové objevy, je nejčastěji za "novou" falešnou kometu považována galaxie NGC 404 v Andromedě. Tato ne příliš nápadná mlhavá skvrnka s odhadovanou hvězdnou velikostí 10 magnitud (úhlové rozměry 5'x4') totiž leží pouhých šest úhlových minut severozápadně od naoranžovělé b Andromedae. Ve většině hvězdných atlasů, protože by její symbol překrýval symbol hvězdy druhé velikosti, přitom není vyznačena! Činí tak například oblíbený Atlas Coeli.

NGC 404 je jako "nesymetrie" ve světlém halu rozptýleného světla kolem b And vidět na tmavé obloze i v binaru 25x100! Bez problémů ji lze spatřit ve větších přístrojích, jen musíte použít takové zvětšení, aby byla blízká jasná hvězda b And mimo zorné pole. Galaxie vám tak může posloužit jako test kvality vašeho dalekohledu. Tedy, zda jste v tubusu odstranili všechny plochy, které rozptylují rušivé světlo.

Zajímavá je i samotná b Andromedae zvaná Mirach, v astrologii považována za šťastnou hvězdu, která přináší slávu a štěstí v manželství. Jedná se o svítivého obra ve vzdálenosti 27 parseků, kterého doprovází průvodce 14. velikosti ve vzdálenosti 30 úhlových minut jihozápadním směrem. Jelikož obě hvězdy jeví shodný pohyb prostorem, pravděpodobně tvoří fyzický pár. V prostoru obě složky dělí asi tisíc astronomických jednotek.

Mirach je prostřední z trojice jasných hvězd, které tvoří tělo krásné Andromedy. Východním směrem od ní leží g Andromedae -- Alamak, západním směrem a Andromedae -- Alpheratz nebo častěji Sirrah. Druhá hvězda (a And) je někdy spolu s b Cassiopeiae a g Pegasi nazývána Tři průvodci, protože západně od nich probíhá nultý poledník. K a Andromedy se váže ještě jedna drobná kuriozita: v mnoha starých hvězdných atlasech ji najdete pod označením d Pegasi. Tvoří totiž severovýchodní roh Pegasova čtverce, charakteristického útvaru podzimní oblohy, jenž je zřetelný i na světlé městské obloze.

To g Andromedae je velmi známou dvojhvězdou, kterou pravděpodobně v druhé polovině 18. století objevil Johann Tobias Mayer. Barva hlavní složky je přirovnávána ke žluté, tu a tam dokonce ke zlaté. Asi deset úhlových vteřin daleko pak najdete o tři magnitudy slabšího zelenomodrého průvodce. Když ale uvidíte hvězdy jinak barevně, nezoufejte. Barevné odstíny hvězd jsou totiž obecně velmi nevýrazné a výsledný dojem hodně závisí na citlivosti vašeho zraku, kontrastu s okolím, jasnosti hvězdy a neklidu atmosféry. Zelenomodré zabarvení průvodce už se skutečným barevným odstínem nemá společného nic -- vzniká jako doplňkový barevný odstín ke žlutému nádechu jasné hvězdy.

Priblizny vzhled Alamaku ve velkem dalekohledu. Bez zajímavosti není ani to, že v říjnu 1842 Wilhelm Struve rozštípl průvodce g And na dvojici 5,5 a 6,3 mag -- jejich vzdálenost během za 61 roků společného oběhu nikdy nepřevýší 0,6 úhlové vteřiny. V současnosti jsou od sebe asi 0,5" daleko, slabší hvězda leží vůči jasnější přibližně východním směrem. Jasnější hvězda z tohoto těsného páru je přitom zároveň spektroskopickou dvojhvězdou -- dvojicí horkých hvězd, které kolem sebe obíhají s periodou necelých tří dnů. Vzdálenost celé čtyřhvězdy g And se odhaduje na 37 parseků.

V Andromedě také najdete nápadnou otevřenou hvězdokupu NGC 752, která leží asi pět stupňů jižně od g And. Dobře se ale hledá od dvojice g a b Trianguli, kterou jednoduše dvakrát protáhnete směrem nahoru. Na tmavé obloze zde spatříte NGC 752 i bez dalekohledu jako nápadnou kruhovou skvrnku, snad mírně protáhlou, o průměru asi 3/4 stupně, na západě s oranžovou dvojhvězdou 56 And. V triedru 7x50 má podobu zrnité velmi pohledné mlhavé skvrny ze které vystupují slabé hvězdy. V binaru 25x100 se promění v šest desítek hvězd, které se koncentrují směrem k východnímu konci. Některé z nich přitom mají žlutý, a nebo dokonce oranžový odstín! Pro větší dalekohledy a menší zorná pole je však NGC 752 řídká a tudíž i nevhodná.

Z rozboru vlastních pohybů jednotlivých stálic vyplývá, že ke hvězdokupě patří přes půl stovky hvězd, z těch nejjasnějších však žádná. Výjimkou není ani dvojice 56 Andromedae. NGC 752 leží asi 1300 světelných let daleko, její skutečný průměr je tedy kolem 20 světelných let. Protože je poměrně hodně vzdálena od roviny Galaxie (v prostoru to činí asi 600 světelných let), unikla všem možným rušivým gravitačním vlivům, které otevřené hvězdokupy zpravidla po jednom oběhu kolem galaktického středu roztrhají na jednotlivé hvězdy, a mohla se tak dožít vysokého stáří 1,1 miliardy let.

Amorfní skvrna

Na nejrůznějších místech se můžete často dočíst, že nejvzdálenějším objektem, který na nebi uvidíte bez dalekohledu, není nic jiného než Mlhovina z Andromedy. Jak už to tak ale bývá, na výjimečně tmavé obloze jsou patrné i další vzdálené galaxie. Pro příklad nemusíme chodit nijak daleko, poblíž M 31 leží druhá jasná galaxie M 33 (NGC 598), jiný člen Místní skupiny galaxií. Přesná měření sondy Hipparcos ji přitom umístila ještě o něco dál než Mlhovinu v Andromedě, kolem tří milionů světelných roků daleko od Země!

Samozřejmě k tomu, aby se vám nezřetelná skvrnka M 33 zjevila i při pohledu bez jakýchkoli pomůcek, potřebujete nejen oblohu černou jako samet, ale dokonalou průhlednost vzduchu a hlavně galaxii co nejblíže zenitu! Něco takového se však blíží téměř výhře v loterii a proto není divu, že galaxii bez dalekohledu dosud zahlédl jen málokdo.

V triedru nebo binaru 25x100 vypadá M 33 jako rozlehlá beztvará hmota, poněkud jasnější ve dvou třetinách svého průměru, o velikosti srovnatelné s Měsícem. Nachází se uprostřed kosočtverce hvězd asi osmé velikosti, mírně se zeslabuje k okrajům a má nevýrazné jádro. Vcelku jednoduše ji lokalizujete od a Trojúhelníku (pravé špičky). Hvězdu si dáte doprostřed zorného pole a pak se posunete směrem nahoru, zhruba doprostřed mezi a Tri a b And.

Jak dokumentují pozorování zkušenějších pozorovatelů, při podrobnějším pohledu si člověk všimne i dalších detailů: jádro M 33 je výraznější podél kratší osy, spíše u severozápadního okraje. Na severozápadě je naopak ostře ohraničené, kdežto na ostatních stranách mizí více do ztracena. Další "drobností" je zjasnění přímo u západního okraje M 33. S ohledem na malý jas galaxie však stačí jen o něco horší podmínky, třeba Měsíc na obzorem, a už se vám beznadějně ztratí z dohledu...

Za objevitele M 33 se obecně považuje Charles Messier, který ji poprvé pozoroval v srpnu roku 1764. O její spirální struktuře se však jako první zmínil až Lord Rosse, jenž v polovině 19. století svým šestistopým reflektorem galaxii viděl ve tvaru písmene S. Dnes můžeme náznaky spirálních ramen zahlédnout na velmi tmavé obloze i lepším dalekohledem o průměru objektivu kolem patnácti centimetrů.

Kromě toho můžete spatřit i NGC 604 -- rozsáhlou oblast ionizovaného vodíku 12 úhlových minut severovýchodně od jádra. Jako stelární objekt, jednu úhlovou minutu severozápadně od hvězdy jasné 10,5 mag, ji uvidíte i v malých dalekohledech. Ve dvaceticentimetrovém reflektoru se promění na skvrnku o velikosti 30''x20'', která obsahuje dvě hvězdy. Mezi nimi je mlhovina poněkud slabší. V ještě větších dalekohledech pak vypadá jako koncentrovaná skvrna podobná eliptické galaxii o průměru kolem jedné úhlové minuty. NGC 604 je oblastí o průměru asi tisíc pět set světelných let, kde bouřlivě vznikají nové hvězdy. V porovnání třeba s Mlhovinou v Orionu M 42 je tedy zhruba desetkrát rozlehlejší! Srdcem této soustavy je více než dvě stě horkých hvězd o hmotnosti 15 až 60 Sluncí. Právě ony ohřívají okolní vodík a nutí ho svítit.

Další prominentní oblastí horkého vodíku je v galaxii M 33 oblast nazvaná NGC 595. Má zhruba poloviční velikost jako předcházející, ale i tak je snadno pozorovatelná. Budete-li pokračovat na jihozápad od jádra M 33, můžete spatřit i NGC 588 a NGC 592. Ty jsou však ještě slabší.

V těsné blízkosti M 33 leží i zákrytová dvojhvězda V Trianguli, která je zajímavá nejen svoji polohou, ale i tím, že má díky periodě 0, 5852057 dne během naprosté většiny nocí minimum! Bohužel vlivem malé jasnosti (10,7 až 11,8 mag) je vhodná spíše pro větší dalekohledy.

Bledé tváře

Za posledním nápadným členem Místní skupiny galaxií se musíte vydat až do souhvězdí Střelce. Dva stupně severovýchodně od hvězd 54 a 55 Sgr totiž září NGC 6822. Jelikož byla objevena roku 1884 známým pozorovatelem Emersonem E. Barnardem, říká se ji často Barnardova galaxie. Pro menší dalekohledy ale představuje oříšek. Díky malé výšce nad obzorem a jasnosti ji lze spatřit jen za dobrých podmínek.

Vidět je třeba v obřím binaru 25x100, v němž se vykreslí jako oválná skvrnka o průměru kolem deseti úhlových minut s nápadným jádrem. Na sever od ní leží jasná planetární mlhovina NGC 6818. Ta má sice poměrně malý úhlový průměr, takže připomíná hvězdu 9. velikosti, při pečlivějším pohledu si však můžete všimnout, že nejde jaksi "doostřit" a že je spíše drobným kotoučkem.

NGC 6822 je velmi blízká a také velmi malá, dokonce lze říci trpasličí galaxie. Sledujeme ji ze vzdálenosti asi 1,8 milionu světelných roků, je k nám tedy blíže než M 31 nebo M 33. Právě proto není náhodou, že v ní Edwin Hubble objevil první cefeidy. Zajímavé je i jeho osobní svědectví, že galaxii bez problémů pozorovával ve čtyřpalcovém hledáčku 100palcového reflektoru na Mt. Willsonu, zatímco v tom velkém přístroji ji pro malý jas nikdy nespatřil. Dodejme snad, že za severním okrajem NGC 6822 leží oblast horkého vodíku a mladých hvězd označovaná IC 1308. Její jasnost se však odhaduje na 14 mag a velikost na 30 úhlových vteřin, takže je spíše pro naprosté fanjšmekry.

Bohužel, NGC 6822 uzavřela naši procházku členy Místní skupiny. Za ostatními blízkými galaxiemi byste totiž museli buď odcestovat pod jižní oblohu (Magellanova oblaka) a nebo k hodně velikým přístrojům. Jednou z mála "výjimek" je IC 1613 ve Velrybě, která se nachází 10 úhlových minut jihovýchodně od hvězdy asi 8. velikosti. V půlmetrovém reflektoru vypadá jako slabá kruhová skvrnka o průměru několika úhlových minut. Hodně jasná, ale bohužel hodně na jihu, je i NGC 55, která se sice řadí do blízké Skupiny galaxií v Sochaři, ale možná leží na periferii Místní skupiny.

Všechny ostatní galaxie jsou spíše pro fotografy, velmi dlouhé expozice a kvalitní emulze. Částečnou výjimkou je Galaxie ve Fornaxu. Její celková jasnost se sice odhaduje na přijatelných 9 magnitud, díky své úhlové velikosti kolem čtvrtiny Měsíce je však lahůdkou pro třiceticentimetrové dalekohledy. Pokusit se ale můžete spatřit její nejjasnější kulovou hvězdokupu -- NGC 1049, která je za výborných podmínek patrná i v poněkud menších dalekohledech s objektivem o průměru nad patnáct centimetrů.

Inu, Místní skupina galaxií je sice pro nás více než důležitá, na rozdíl od jiných kup je však velmi řídká. Není ničím jiným než nevýrazným smítkem v pustém vesmírném prostoru. Smítkem, jenž dává domov jediné dosud známé obydlené planetě -- Zemi.