Cestovat do oblastí, ze kterých je na několik málo minut patrné úplné zatmění Slunce, není vůbec jednoduché. Vždyť první problémy přicházejí už s dopravou do pásu totality. Samotní hvězdáři to sice za pomoci nejrůznějších známých a kontaktů většinou zvládnou, do poněkud prekérnější situace se však dostávají přístroje -- neméně podstatná součást celé výpravy. Na rozdíl od lidí totiž technika své zájmy v žádném případě neuhájí a dalekohledy zabalené v nárazuvzdorných, nepotopitelných, nehořlavých a pokud možno i co nejlehčích bednách zůstávají často napospas drsnému osudu... Zásilka do mexického La Passa se tak z ničeho nic objeví v Bolívii, jiný balík bloudí "někde" po Evropě, zatímco vy čekáte na jihu Afriky, eventuálně se ztratí úplně.

Vyhráno ovšem není ani v okamžiku, kdy dalekohledy dorazí až na místo určení. Do cesty se totiž postaví tvrdohlavý celník, který buď čeká na tučný úplatek nebo se jenom špatně vyspal. Následuje tudíž nekonečná kombinace hysterických hádek prokládaná rafinovanými prosbami nebo dokonce strategickým ponižováním, která shodou neuvěřitelných náhod vede k prolomení byrokratické bariéry. Většinou.

Teprve pak se ukáže, jak moc na dopravní firmy zapůsobily rudé nálepky "Fragile". Pomačkaný tubus, díra v bytelné bedně, kterou neprostřelíte z malorážky, proříznutý batoh -- to jsou známky o situacích, které běžně doprovází leteckou, lodní, pozemní i podzemní dopravu vašich zavazadel. První dny na pozorovacím stanovišti proto zaberou restaurační práce a více či méně úspěšné pokusy o kompletaci dalekohledů.

Technika, dokonce i ta astronomicky přesná technika, se totiž řídí Murphyho zákony. Především pak tím, jenž upozorňuje na nepostradatelnost všech postradatelných věcí. I když jste všechno před odjezdem kontrolovali nejméně stokrát, malá, avšak klíčová, redukce mezi dalekohledem a fotoaparátem přesto zůstane doma. Krokový motorek, jenž v minulosti zvládl cokoli, odmítá poslušnost a prostřednictvím integrovaného obvodu za pár šupů začne nejen stávkovat, ale dokonce se rovnou odporoučí do horoucích pekel. Pracně vyrobená příruba k objektivu je náhle zcela nepoužitelná a na řadu přijde pilka na železo, kombinačky a hrubá síla. A tak dále a tak dále...

Po řadě dní a často i nocí je nakonec všechno více méně připraveno na onen okamžik "O". Právě s tím však přicházejí další potíže. Nervozita je veliká a člověk leccos poplete. Nenamontuje si drátěnou spoušť, nezapne nahrávání nebo mu povolí kriticky důležitý šroub. Třesoucí se ruce nastaví kameru místo na snímání na tzv. fotorežim, takže získáte jediný záběr šest vteřin před úplným zatměním. Velmi oblíbený je i výpadek elektrického proudu, vlezlým novinářem nakopnutý stativ, eventuálně propálená uzávěrka.

Nesmírně cenné vteřiny temného Slunce utíkají mnohonásobně rychleji, než je dobrým zvykem. Přetlak emocí, kombinovaný s pracovním vypětím a jedinečností události, tak hvězdáři řeší různě: křehká žena sprostými nadávkami, extrovert naprostým strnutím.

Jako by toho nebylo málo! Život je zlomyslný a nevzdává se ani tehdy, když astronomové oblafnou všechny políčené nástrahy. Cenné výsledky může zlikvidovat transport domů, záměna černobílého a barevného filmu zlikvidovaných následným vyvoláním, eventuálně zloději, kteří si z hvězdárenského trezoru odnesou prakticky bezcenný diktafon s drahocennými poznámkami. Jednoduše řečeno, je skoro zázrak, že se podaří nějaký experiment dotáhnout až do konce. Je to zázrak podobný úplnému zatmění Slunce.

Únor

Astronomie je odpradávna symbolem rafinované dokonalosti a sousloví "astronomická přesnost" se v průběhu staletí zažralo do slovníků celé řady národů. Hvězdáři operují s ohromnými ciframi, ať už mluví o vzdálenostech v prostoru nebo v čase, navíc s přesností na několik řádů či rovnou desetinných míst. Ostatně i tento Nebeský cestopis navozuje atmosféru dokonalého souznění všech nebeských sfér. Vždyť už známe míry a váhy stovek hvězd, hvězdokup i mlhovin, vystopovali jsme vývoj jednotlivých vesmírných objektů, dokonale chápeme jejich chemické složení... Opravdu?

Bohužel nikoli. Pod označením "astronomická přesnost" se ukrývá nepřesnost, nejistota, domněnky podpořené jenom nepřímými důkazy a fantazie erudovaných odborníků. Vesmír známe jenom velmi schematicky, doslova mlhavě a nejistě. Názorným příkladem jsou třeba vzdálenosti.

Pro naše oči je hvězdné nebe dvojrozměrné, prostě vnitřní povrch koule. Udělat z něj třírozměrný vesmír dá fušku a ještě dnes jsou vzdálenosti většiny objektů ukrutně nejisté.

Metody, kterými se v astronomii měří vzdálenosti, lze v zásadě rozdělit do dvou kategorií: na přímá měření a na odhady vycházející z představ o vesmírných objektech. Mezi ty první patří především paralaxa, kdy astronomové triangulací měří úhel, pod jakým je z hvězdy vidět spojnice Země a Slunce.

Princip samotného měření je velmi jednoduchý a vlastně shodný se způsobem, jak se až do nedávna určovaly polohy různých objektů na zemském povrchu. Prostě se dvakrát během roku s odstupem šest měsíců odhadne pozice hvězdy na nebi vůči vzdálenějším objektům. Jelikož pokaždé pozorujeme z místa o tři sta milionů kilometrů dál, je blízká stálice vždy na trochu jiném místě a paralaxa, označovaná řeckým písmenem p, je rovna polovině této úhlové změny. Převrácená hodnota d=1/p, kde p je v úhlových vteřinách, nakonec udává vzdálenost v tzv. parsecích, zkráceně pc. (Ve skutečnosti se však měří několikrát v průběhu řady roků. To proto, aby se odlišily změny způsobené prostorovým pohybem stálice a taky kýváním zemské osy.)

Je vidět, že paralaxa je vlastně neobyčejně malá a dokonce i v případě nejbližších hvězd nepřevýší jednu úhlovou vteřinou. Přesto všechno je určování vzdáleností triangulací ta nejpřesnější metoda, kterou mají astronomové k dispozici.

Bohužel neklid zemské atmosféry umožňuje z povrchu Země měřit úhly malé nanejvýš 0,04", takže astronomové znali až do konce dvacátého století věrohodnou vzdálenost jenom několika málo nejbližších stálic do osmdesáti světelných roků (25 parseků)! K měření menších úhlů bylo nezbytné přestěhovat detektory na oběžnou dráhu kolem Země, což se podařilo až v devadesátých létech, kdy západoevropská sonda Hipparcos posunula hranici dobře odhadnuté paralaxy do vzdálenosti pět set světelných let. Jakousi představu o vesmíru však poskytne až projekt Gaia -- Global Astrometric Interferometer for Astrophysics, který se stane realitou přibližně za deset roků. Změří totiž paralaxy u padesáti milionů objektů s chybou 10 mikrovteřin a spolehlivě určí vzdálenosti prakticky po celé Galaxii.

To ovšem znamená, že o všech objektech, které se nachází dál než pět set světelných roků, máme zatím jenom mlhavé představy zatížené chybou až několika desítek procent! Metody určování jejich vzdáleností totiž vycházejí například z předpokladu, že hvězdy shodného spektra mají stejné další vlastnosti, takže se porovnávají jejich pozorované hvězdné velikosti. Tento poměrně nejistý základ samozřejmě následně zkresluje mezihvězdný prach, jenž v různých směrech a částech Galaxie různě zeslabuje procházející světlo. A protože se vždy jedná o odhad, jsou patřičně nejisté i další odvozené fyzikální veličiny, jako třeba rozměry, zářivé výkony apod.

Hmotnosti stálic lze přesně stanovit pouze u blízkých dvojhvězd z třetího Keplerova zákona, u osamocených hvězd pak spoléháme na velmi nejisté představy založené na vzhledu spektra. (U vzdálených spektroskopických dvojhvězd, kde se nepodařilo změřit paralaxu, mají astronomové k dispozici pouze poměr hmotností obou těles.) Stáří hvězd se zase určuje z jejich umístění v tzv. Hertzsprungově-Russellově diagramu, z jejich hmotnosti a zastoupení jednotlivých prvků ve spektru.

Ano, je to tak. Nic není tak nepřesné jako většina astronomicky přesných odhadů.

 

Představte si, že se mávnutím kouzelného proutku vesmírného stvořitele přesunou všechny hvězdy do stejné vzdálenosti od Slunce. Jak se asi změní noční obloha? Zcela k nepoznání... Většina nápadných stálic ustoupí do pozadí, naopak jinak prakticky opomíjené hvězdy najednou přezáří všechny ostatní. Háček je totiž v tom, že stálice nejsou v žádném případě stejné. Naopak. Existují mezi nimi propastné rozdíly: co do hmotnosti, povrchové teploty, průměru a také zářivého výkonu. Mapa, která se vám rozevře po kliknutí na přiložený obrázek, reprezentuje hvězdnou oblohu, ve které jsou zakresleny absolutní jasnosti stálic, tedy takové hvězdné velikosti, jaké by měly, kdybychom je sledovali přesně ze vzdálenosti 10 parseků, tj. 32,6 světelného roku. Velikosti jednotlivých kotoučků tak popisují rozdíly v zářivých výkonech jednotlivých těles. Je však nutné výslovně zdůraznit, že v zásadě nemůže být takové zobrazení nikdy správné. Výpočet absolutních hvězdných velikostí je totiž založen na mnohdy nejistých odhadech vzdálenosti, navíc vychází pouze ze soupisu stálic normálně viditelných bez dalekohledu. Přesto všechno má jistou vypovídací hodnotu. Především je patrné, jak najednou vystoupila "do popředí" Mléčná dráha, která je na rozdíl od zbytku oblohy bohatá na mladé, zářivé hvězdy. Největší zastoupení takových stálic je totiž ve spirálních ramenech, které tvoří právě onen mlhavý pás. Zimní obloze tak dominuje Orion (resp. asociace Orion OB1) a Velký pes (asociace Canis Maioris OB1). Naopak Sirius se zeslabil z -1,5 magnitudy na +1,4 mag a Procyon z +0,3 mag na +2,6 mag. Stejně jako řada jiných jsou totiž tyto stálice nápadné jenom proto, že se nachází nedaleko Slunce. Jejich absolutní hvězdná velikost je tudíž menší než pozorovaná. Jiným takovým příkladem může být Altair z Orla, jenž degradoval z +0,8 mag na +2,2 mag nebo Fomalhaut z Velryby, který si pohoršil z +1,2 mag na +2,0 mag. Všimněte si také, jak se zvýraznil Deneb z Labutě, jehož absolutní hvězdnou velikost hvězdáři odhadují na -9 magnitud. Stejně tak je patrná i 4 Lacertae, e Aurigae a nebo třeba m Sagittarii. Na sestavení mapy spolupracoval Petr Scheirich, autor počítačového planetária Albiero, http://albiero.astromomy.cz.

Nebeská meteorologie

Člověk sledoval oblohu od nepaměti. Z náboženských důvodů, pod vlivem tajemného úžasu a také kvůli měření času. Pravidelné proměny Mléčné dráhy a hvězdného nebe, odpozorované během staletí nejen Babyloňany, ale i Egypťany a Řeky, předpovídaly změny klimatických podmínek, které ovlivňovaly zemědělce a tedy vlastně celou společnost. "Plejády Atlantovy, když stoupají po nebi vzhůru, nastává k žatvě čas, a začnou-li zapadat, k orbě. Ony čtyřicet dní jsou skryty a čtyřicet nocí, ale pak znovu, jak rok se otáčí dokola kolem, zjeví se nad námi tehdy, když poprvé brousíme srpy... Orión se Síriem když přijdou do středu nebes a když růžovoprstá se uvidí s Arkturem Zora, očesej, Perse, hrozny a všechny je do domu dones." Tak popisuje část rolnického roku řecký básník Hesiodos v sedmém století před naším letopočtem.

Vyskytly se však pokusy také o krátkodobé meteorologické předpovědi, z nichž ta nejznámější přísluší k jedné z nejkrásnějších otevřených hvězdokup, Praesepe ze souhvězdí Raka (čti prézepe).

"Jestliže jsou na čisté obloze viditelné, neklamné to znamení bouře," uvádí doslova římský učenec Gaius Plinius. Jiní autoři z doby na přelomu letopočtu připisovali jejich zmatnění a zmizení kondenzaci páry v atmosféře, která určitě přinese déšť.

Nikdo z nich samozřejmě pravdu neměl. Tato blízká otevřená hvězdokupa, která se bez dalekohledu jeví jako mlhavá skvrna o průměru kolem jednoho stupně, totiž nanejvýš "reaguje" na jas oblohy a přítomnost jemné oblačnosti. Nic víc, nic míň. I tak si ovšem zaslouží naší pozornost, vždyť Praesepe jsou nebeským útvarem, jenž člověka provází od nepaměti.

Slovo praesepe je z latiny a znamená žlab, stáj, chlév a nebo také jesličky. Právě pod posledním jménem -- Jesličkami -- se přitom s hvězdokupou setkáte nejčastěji. Podobnost s křesťanskými jesličkami je však čistě náhodná... Tohle označení totiž dostaly nejpozději ve třetím století před naším letopočtem, tedy dávno před narozením Ježíše Krista. Navíc se dnes pro hvězdokupu používá i neméně poetická přezdívka Včelí úl nebo pořadové číslo v Messierově katalogu M 44.

Jesliček si lidé všimnuli skutečně už hodně dávno, pravděpodobně v době, ze které nemáme prakticky žádné písemné záznamy. Každopádně je jisté, že byly například součástí Hipparchova katalogu hvězd, jenž vzniknul ve druhém století před naším letopočtem, a že je na jednotlivé stálice rozštípnul samotný Galileo Galilei. Ve fenomenálním Hvězdném poslu z roku 1610 dokonce uvádí: "...obsahuje mlhavou hvězdu nazývanou Praesepe, která se jeví ne jednou, nýbrž souborem hvězdiček počtem větším čtyřiceti. Kromě Oslat jsme vyznačili třicet šest hvězd..." Dodejme, že jako "oslata" se označují hvězdy g a d Cancri.

Přestože od tohoto zlomu uplynuly již čtyři staletí, úplně stejně uvidíte Jesličky i vy. V triedru se totiž jeví jako hrst stálic šesté až sedmé velikosti, z nichž některé mají lehce oranžový odstín. Větší přístroje ani zvětšení hvězdokupě na kráse kupodivu příliš nepřidají: není nijak koncentrovaná a chybí u ní mlhavé pozadí. Několik desítek hvězd nanejvýš vytvoří těsnější dvojice či trojice.

M 44 jsou jednou z nejbližších otevřených hvězdokup -- dělí nás sto sedmdesát parseků, tedy o něco více než v případě Plejád. Mnohem zajímavější je však fakt, že Jesličky mohou být sourozenci Hyád! Mají totiž velmi podobné zastoupení jednotlivých typů hvězd, stejné stáří a skoro shodný prostorový pohyb. Ani jejich úhlová vzdálenost přes šedesát stupňů není na překážku. V prostoru je dělí pouze 160 parseků, takže kdyby Praesepe odstartovaly ze společného hnízda rychlostí jen o 250 metrů za sekundu větší, vzdálily by se od Hyád za 600 miliónů let přesně tak, jak je dnes vidíme na pozemské obloze.

Příliš stará hvězdokupa

Otevřená hvězdokupa M 67 (NGC 2682) má smůlu -- i když je docela pohledná, mnozí ji dokonce řadí mezi ty nejkrásnější hvězdokupy, o patřičnou pozornost ji obraly nedaleké Jesličky. A to i přesto, že se hledá více než snadno: leží totiž dva stupně západně od hvězdy a Cancri. Takže pokud vám to počasí dovolí, nehleďte na štiplavý mráz a určitě se na ní také podívejte.

Na lokalizaci M 67 stačí divadelní kukátko, její pravou podstatu však ukáže až triedr. Podle různých kosmoplavců vypadá jako jasná skupina dvou desítek stálic ve tvaru lesního rohu či chutné jitrnice na zřetelném mlhavém podkladu. Hvězdokupa má v průměru půl stupně a její celková jasnost dosahuje asi sedmi magnitud.

Stejně jako všechny otevřené hvězdokupy se i M 67 pohybuje poblíž roviny Galaxie a účastní se tak kruhové rotace podobně jako třeba spirální ramena. Na rozdíl od většiny ostatních je však v jednom zcela výjimečná. Většina skupin poskládaných nanejvýš z několika tisíc stálic podléhá vlivem okolních objektů, především rozsáhlých molekulových mračen, rychlé zkáze, při které se rozpadnou na jednotlivé osamocené hvězdy, eventuálně dvojhvězdy a vícehvězdy s podobným prostorovým pohybem. Stáří většiny otevřených hvězdokup tudíž jenom výjimečně přesáhne několik stovek milionů roků. Například takové Plejády mají věk pouze 60 milionů roků, Jesličky 600 milionů roků a NGC 752 v souhvězdí Andromedy 1,1 miliardy roků.

M 67 se však momentálně nachází přibližně 1500 světelných roků od roviny Galaxie, navíc v prostoru o průměru zhruba 20 světelných roků obsahuje několik set hvězd. Patří tedy mezi ty hustší hvězdokupy. Na cestě kolem centra Galaxie se přitom vyhnula většině rušivých setkání a mohla ve vesmíru setrvat ohromných čtyři a půl miliardy roků. Ano, M 67 považují astronomové za jednu z nejstarších otevřených hvězdokup!

Večerní menu tohoto zákoutí navíc doplňuje pozoruhodný systém dzéta Cancri, který leží jenom šest stupňů na severozápad od M 67. Jako dvojhvězda byla astronomům známa už v době, kdy šlo počet takových soustav spočítat na prstech jedné ruky. Roku 1781, konkrétně o čtvrté hodině ranní 21. listopadu 1781, ovšem William Herschel rozlouskl hlavní hvězdu na dvě: s jasností 5,6 a 6,0 magnitudy a vzdáleností kolem úhlové vteřiny. Doslova si zapsal: "Jestliže teď ráno nevidím moc špatně, tak se hlavní hvězda skládá ze dvou. Na první pohled je protáhnutá, ale při větší pozornosti a za dobrých podmínek je zřejmé, že je skutečně dvojitá..." A protože tento těsný pár vzápětí zařadil mezi několik desítek systematicky kontrolovaných hvězd, mohl v průběhu dvou desetiletí sledovat, jak se poziční úhel dvojhvězdy změnil o téměř deset stupňů.

Dnes tedy spolehlivě víme, že z Cancri tvoří velmi pěknou trojhvězdu. Dvě bližší stálice kolem sebe obíhají s periodou šedesát roků, vzdálenějšímu průvodci to trvá asi dvacetkrát déle. Vzhledem k tomu, že těsný pár dělí jedna úhlová vteřina, budete k jeho pozorování potřebovat dalekohled o průměru objektivu alespoň patnáct centimetrů. Třetí složka, která má šestou velikost, se pohybuje asi šest úhlových vteřin daleko. S ní tedy nebudou problémy ani v obřích triedrech. Vzdálenost z Cancri činí asi 85 světelných roků, složky těsného páru tedy v prostoru dělí asi 40 astronomických jednotek, třetí stálice je pak sleduje z dálky kolem 135 astronomických jednotek.

Z pečlivého rozboru pohybu třetí složky přitom hvězdáři v polovině dvacátého století zjistili, že ji ovlivňuje čtvrtý průvodce. Obě tělesa obíhají kolem společného těžiště s periodou 17,6 roku a mají zhruba srovnatelnou hmotnost 0,9 Slunce. Jejich úhlová vzdálenost však nepřevyšuje 0,3 úhlové vteřiny, a proto ji rozliší jenom ty největší dalekohledy. Není přitom vyloučeno, že kolem jedné z nich obíhá další, tedy páté těleso...

Dzéta Cancri, spolu s nedalekou deltou, sehrála i nechtěnou roli "planety" během úplného zatmění Slunce v červenci 1878. Obě stálice tehdy dalekohledem spatřil profesor J. Watson, který je však považoval za dva satelity obíhající uvnitř dráhy Merkuru. Ne poprvé a ne naposledy tak byly (ne)objeveny chimérické planety Vulkán.

 

Vulkán není pouze jméno neklidné sopky v Liparském souostroví a domovská planeta špičatouchého Mr. Spocka z kultovní série Star Trek, nýbrž i jméno tělesa, které se pohybuje uvnitř dráhy Merkuru. Tedy pohybuje. Přestože byla tato planeta v minulých staletích několikrát hledána a dokonce i nalezena, s největší pravděpodobností vůbec neexistuje. Přestože je historie vysněné planety Vulkán více než složitá, navíc zanesená celou řadou bludů různých pseudobadatelů, má skutečný "vědecký" základ. Francouzský matematik Urbain Le Verrier totiž v lednu roku 1860 vysvětlil pozorované nesrovnalosti v pohybu Merkuru existencí dalšího tělesa nebo dokonce celého pásu planetek v blízkosti oslnivého Slunce. Připomeňme, že to byl právě Le Verrier, který se předtím významně podílel na objevení Neptunu na základě rozboru poruch drah planety Uran. Nové oběžnice prý dosud unikaly pozornosti díky oslnivému Slunci a do zorného pole pozemských dalekohledů se mohly dostat pouze tehdy, když přecházely přes sluneční disk, resp. v době úplných zatmění. A skutečně, řada pozorovatelů vzápětí objevila téměř dvě desítky nejrůznějších temných těles, které kolem Slunce obíhaly s periodou od čtyř do šesti týdnů. Le Verrier svoji domněnku navíc založil na pozorování jednoho amatérského pozorovatele, jenž v roce 1859 spatřil na Slunci temnou, kruhovou skvrnu, která se podobala planetě promítající se na světlý disk a v průběhu hodiny urazila vzdálenost kolem sedmi úhlových minut. Z tohoto popisu Le Verrier vypočítal, že Vulkán obíhá s periodou 19 dní a má odhadem pouhou dvacetinu hmotnosti Merkuru. Tedy málo na to, aby dostatečně silně cloumal Merkurem, mohl však představovat největšího zástupce z domnělého pásu planetek. K potvrzení této teorie přišlo velmi vhod úplné zatmění Slunce pozorovatelné v roce 1860 ze Severní Ameriky, Evropy a také severní Afriky. Přes poměrně rozsáhlou kampaň se však na žádný podezřelý objekt nenarazilo. Úspěch přišel až 4. dubna 1875, krátce před Le Verrierovou smrtí, kdy německý astronom H. Weber nalezl na slunečním disku kruhovou skvrnku, kterou se podařilo na dalších dvou observatořích dokonce vyfotografovat. Opojení z objevu navíc podtrhl fakt, že podle předpovědi měl Vulkán procházet před Sluncem jenom o den dříve! Ještě fantastičtější zpráva přišla po úplném zatmění v červenci 1878, kdy hned dva pozorovatelé zahlédli v těsné blízkosti Slunce několik zářících bodů: profesor Michiganské univerzity J. C. Watson tak došel k závěru, že musí existovat nejméně dvě intra-merkurovské planety. V tomto případě se ale nejspíš jednalo o dvě obyčejné hvězdy z a d Cancri. Nastala další zatmění, zdokonalovala se pozorovací technika, přibývalo hvězdářů ale domnělé planety Vulkán už nikdo znovu nespatřil. Poslední ránou z milosti byla Obecná teorie relativity, pomocí které Albert Einstein vysvětlil většinu nesrovnalostí v pohybu Merkuru. Přesto všechno ještě Vulkán v zapomnění zcela nezmizel. Tu a tam se totiž v průběhu některých zatmění pozorovaly velmi nenápadné objekty: pravděpodobně komety zanikající v blízkosti Slunce. Cílené studie však uvnitř dráhy Merkuru nic zvláštního neobjevily, dokonce se zde nepohybují ani žádné velké planetky. Zatím se podařilo identifikovat pouze tělesa, která dráhu Merkuru "jenom" křižují. To však na Vulkán rozhodně nestačí.

Galaxie ve Lvu

Ve druhé polovině roku 1773 byl velkým hitem většiny pozorovatelů Saturn. Rovina jeho prstenů totiž procházela Zemí a tak při pohledu z boku prakticky zmizely z dohledu. Při jedné takové seanci se Charlesu Messierovi podařilo nad ránem třináctého října objevit nedaleko planety slabou skvrnku s nenápadným středovým zjasněním. Přestože bylo druhý den polojasno, vyhledal mezi mraky neznámý objekt znovu a zjistil, že se nejen nápadně posunul, ale také zjasnil. Zatímco první noc byla nová kometa viditelná jenom v dalekohledu, nyní se dala sledovat i bez něj.

Zpráva o objevu neznámé vlasatice ihned putovala k dalším hvězdářům po celé Evropě. Poštovní služby však byly na sklonku osmnáctého století v plenkách a tak Messier zůstal po celý říjen a vlastně i část listopadu jediný pozorovatelem tohoto vzácného návštěvníka. Právě díky jeho záznamům proto víme, že se kometa v průběhu několika málo dní přesunula ze souhvězdí Sextantu, do Lva, Vlasů Bereniky, Honících psů a s novým rokem až do Velké medvědice. Definitivně zmizela z dohledu dokonce až na jaře 1774.

Kometa Messier 1773 nebyla nijak jasná, nanejvýš se dostala na hranici viditelnosti bez dalekohledu, přesto všechno zastínila celou řadu nebeských objektů, kolem kterých prošla. Jeden takový případ nastal i v prvních listopadových dnech roku 1773, kdy se ocitnula v těsné blízkosti dvojice nápadných galaxií M 65 (NGC 3627) a M 66 (NGC 3623) zhruba uprostřed spojnice s a i Lva.

Na zajímavé zátiší narazil znovu o tři roky později jiný slavný lovec komet Pierre Mechain. Aby se dalším pozorovatelům nepletly do díla, poskytl Méchain informaci o jejich existence kolegovi Charlesu Messierovi, který sestavoval katalog takových drobných mlhovin. V něm je doslova uvedeno: "M 65 -- mlhovina ve Lvu; je velmi slabá a neobsahuje žádnou hvězdu. M 66 -- mlhovina objevená ve Lvu; má velmi slabé světlo a je velmi blízko předcházející; obě dvě jsou patrné v jednom [zorném] poli dalekohledu; kometa [Messier 1773] pozorovaná v letech 1773 a 1774 procházela mezi těmito dvěma mlhovinami 1. a 2. listopadu 1773; pan Messier je přitom neviděl, nepochybně pro příliš velikou jasnost komety."

Dvojice galaxií je přitom vhodným cílem už pro triedr 7x50: M 66 bývá vidět na první pohled jako oválná mírně protáhlá skvrnka o průměru několika úhlových minut, M 65 je menší, kondenzovaná a za horších podmínek výrazně nenápadnější. Obě dělí vzdálenost necelého půl stupně.

Samozřejmě, že ještě hezčí jsou ve větších přístrojích. Už v obřím binaru 25x100 se k nim dokonce připojí třetí galaxie! Třicet pět úhlových minut od M 66 leží NGC 3628, která je sice větší než předcházející, ale výrazně slabší. Za dostatečného zvětšení se jeví jako velmi protáhlá skvrna, podél roviny rozdělená tmavým pásem. Trojice tvoří dohromady jádro malé kupy galaxií, jejíž střed leží asi 35 milionů světelných roků daleko.

V souhvězdí Lva však najdete celou řadu dalších galaxií. Za všechny jmenujme alespoň NGC 2903. I k ní se dostanete velmi lehce: jednoduše se od Algieby (g Leo) svezte po oblouku jasných hvězd, jež tvoří hřívu Lva, až k l Leonis. Asi stupeň od ní směrem na jih narazíte na vlastní galaxii. Vidět by měla být již v triedru, vhodnější ale bude, když se na ni podíváte alespoň binarem 25x100. V něm by mohla NGC 2903 vypadat jako poměrně nápadná mlhavá skvrnka protažená směrem k severu o velikosti 8'x4'.

Ve větších dalekohledech je skutečně bohatá na detaily: všimněte si jasného jádra, které je na severní straně výrazně jasnější -- to kdysi vedlo Williama Herschela k nezávislému označení této části, jenž se později dostalo i do známého díla New General Catalogue (zkráceně NGC). Zatímco galaxie má pořadové číslo 2903, zjasnění 2905. Kromě něj se můžete poohlédnout i po dalších světlých skvrnkách a také náznacích spirálních ramen. Všechny tyto objekty jsou patrné v teleskopu o průměru objektivu alespoň dvacet pět centimetrů.

Souhvězdí Lva získalo své jméno strašně dávno. Na obloze ho v této části oblohy "viděli" už Babylóňané čtyři tisíce roků před naším letopočtem. Spolu s Býkem, Štírem a Rybou totiž Lev patřil mezi klíčové obrazce v astronomické chronologii a jeho kresbu najdeme na řadě prastarých pečetních válečcích a dalších artefaktech, které se nám z této doby zachovaly.

Ostatně, na výjimečný původ odkazuje i jméno nejjasnější hvězdy souhvězdí: Regulus (a Leo) znamená v latině "malý král". Stálici druhé velikosti tak sice pokřtil až Mikuláš Koperník, už Sumerové ji ale řadili mezi jednu ze čtyř královských hvězd, které vyznačovaly letní slunovrat (Regulus), podzimní rovnodennost (Aldebaran), zimní slunovrat (Fomalhaut) a jarní rovnodennost (Antares). Královské hvězdy tehdy rozdělovaly dráhu Slunce a tím i rok na čtyři roční období.

Regulus patří do třetí desítky nejjasnějších hvězd. Je zhruba třikrát větší než naše Slunce, vznikl před třemi sty miliony roky a sledujeme ho ze vzdálenosti asi osmdesáti světelných roků. Navíc se nachází jen půl stupně od ekliptiky, takže ho může tu a tam zakrýt Měsíc (nejbližší série zákrytů začne v lednu 2007) a výjimečně i jasná planeta! Například 7. července 1959 se Regulus nakrátko schoval za Venuši. Bohužel další takový úkaz nastane až 1. října roku 2044...

Mnohem zajímavější než Regulus -- alespoň na pohled -- je však nedaleká proměnná hvězda R Leonis, kterou najdete pět stupňů západním směrem. Pokud budete mít tu trpělivost, zjistíte, že mění jasnost v cyklech dlouhých asi 310 dní v rozmezí od šesti do deseti magnitud. Pokud ji přitom chytíte v době maxima jasnosti, ukáže se vám v nápadně oranžových barvách!

Na závěr připomeňme, že právě z toho souhvězdí vylétají Leonidy. "00:10 Od této chvíle nejsem schopen registrovat čas, protože divadlo, které pro nás kometa Tempel-Tuttle připravila právě zvedá oponu. Prásk! Prásk! A ještě jeden. Na uvítanou přichází první vlna meteorů a také mraky. Postupně se zatahuje, ale kolem Lva, který právě zvedá mohutnou šíji nad horizont pokrytý stromy, padají meteory -- jeden za druhým. Naše vzrušení se stupňuje úměrně tomu, co se na nebi děje. Konstatujeme, že vidíme pouze jasné meteory, které jsou nápadně oranžové a rychlé. Také si začínáme všímat, že přicházejí ve vlnách. Chvíli nic a potom jeden -- dva -- pět meteorů! Každý druhý je jasnější než Jupiter. Každý desátý jako Venuše v maximálním lesku. A první skutečně výjimečný bolid na sebe nenechá dlouho čekat. Desettisíckrát jasnější než Sirius, který na konci dráhy explodoval. Záblesk ozářil stromy." Tak popsal jejich návrat v roce 1998 Rudolf Novák z brněnské hvězdárny.

Hydra

Pokud si vykládáme správně obrázky zanechané na stěnách jeskyní, pak první astronomické znalosti měli již kromaňonští obyvatelé západní Evropy v období 30 až 26 tisíc let před naším letopočtem. Tito lovci a sběrači pravděpodobně poznali čtyři základní body na horizontu (slunovraty a rovnodennost), a dokonce existují náznaky, že pravidelně sledovali Měsíc. V období před šestnácti až dvaceti tisíci roky, v tzv. solutreánském období, byla ustavena první souhvězdí, o pár tisíc let později dokonce lidé hvězdy rozdělili na tři oblasti: nízký, střední a vysoký svět, reprezentující vodu, zemi a vzduch.

Právě někdy v tomto období se zrodila i Hydra. Sumerové v jižní Mezopotámii totiž do oblasti stejnojmenného souhvězdí umístili "Muš" -- Hada, jehož podobiznu pro nás zanechali na válcových pečetidlech z prvního tisíciletí před naším letopočtem -- bůh zde běží po hřbetě dlouhého hada.

Tento souboj mezi hadem a hrdinným bohem se zřejmě o něco později stal základem pro řeckou legendu o boji Herkula s nebezpečnou Hydrou, která žila v bažinách na pobřeží Argolského zálivu a nemilosrdně pustošila okolí. Jelikož z každé useknuté hlavy vyrostly dvě nové, navíc jedna z nich byla nesmrtelná, lidé byli proti ní zcela bezmocní. Nakonec se s ní vypořádal Herkules: smrtelné hlavy pobil, tu nesmrtelnou pohřbil pod horou kamení.

Tento příběh má stejně jako celá řada dalších řeckých bájí více než hororovou příchuť, ozdobenou ponurými zákoutími křesťanských chrámů, kde se ozvěna tříští na komplikovanou kakofonii nesrozumitelných výstřelů. Dnes v kosmickém věku se ovšem Hydry nebojíme, vždyť ji ani pro světelné znečištění téměř nemůžeme vidět. Stačí však najít místo s temnou oblohou, vzít si dalekohled, atlas, pozorovací deník a prozkoumat ji od hlavy až po ocas. Jelikož se v útrobách této nestvůry skrývá množství krásných objektů, budete od té chvíle k tomuto nejdelšímu a nejrozsáhlejšímu souhvězdí oblohy vzhlížet s úctou a láskou, tak jako ke všem ostatním.

Hydra se táhne od Prokyonu z Malého psa až po Váhy, takže symbolicky spojuje zimní oblohu s letní. Severní konec Hydry má deklinaci sedm stupňů, zatímco jižní mínus třicet pět a v rektascenzi přesahuje celých sedm hodin, tedy přes sto stupňů.

Začnete-li s prohlídkou na západním okraji, najdete hned u hranic s Rakem hlavu Hydry. Tvoří ji šestice hvězd čtvrté velikosti, o průměru asi pět stupňů, takže se akorát vejde do zorného pole triedru. Dokonce by se mohlo na první pohled zdát, že tvoří velmi řídkou otevřenou hvězdokupu. Pravý opak je však pravdou: vzdálenost nejjasnější z Hydrae (3,1 mag) se odhaduje na 150 světelných let, zatímco e Hydrae je o 25 světelných roků blíže a d Hydrae naopak o 30 světelných roků dál.

Přesto všechno si alespoň jedna z nich zaslouží pár řádek navíc: epsílon Hydry je totiž docela pohledná trojhvězda. Jako první si ji pravděpodobně všimnul v první polovině devatenáctého století Friedrich G. W. Struve, který uviděl nažloutlého průvodce, jenž ve vzdálenosti tří úhlových vteřin doprovázel hlavní hvězdu čtvrté velikosti. I když se od těch dob vzájemná poloha obou těles prakticky nezměnila, odhaduje se, že kolem společného těžiště oběhnou jednou za devět století.

Na sklonku 19. století se ale ukázalo, že jasnější hvězdu ve skutečnosti tvoří hned dvě tělesa, jejichž průměrná vzdálenost nepřevýší 0,2 úhlové vteřiny. Jsou tedy velmi špatně rozlišitelné, dokonce i ve velkých dalekohledech. Kolem sebe obíhají s periodou patnáct let. Do soustavy nakonec patří i slabý červený trpaslík 13. velikosti, který se nachází 19 úhlových vteřin daleko. Epsilon Hydry je tedy čtyřhvězda. Vlastně nikoli. Průvodce objevený na počátku devatenáctého století je spektroskopická dvojhvězda; oko Hydry je tedy nejméně pětihvězda.

Jiný velmi zajímavý objekt Hydry leží u hranic s Jednorožcem. Jde o výraznou otevřenou hvězdokupu NGC 2548, která je dnes všeobecně považována za čtyřicátý osmý objekt Messierova katalogu. U něj sice Charles Messier uvádí popis "kupa velmi malých hvězd; bez mlhoviny, tato kupa je nedaleko tří hvězd, které jsou na začátku ocasu Jednorožce", ovšem v zadané poloze žádný takový útvar neexistuje. Za předpokladu, že ocas Jednorožce tvoří hvězdy z, 27 a 28 Mon a že se Messier dopustil chyby v určení polohy, vychází jako M 48 právě hvězdokupa NGC 2548.

Celková hvězdná velikost 5,5 magnitudy řadí M 48 mezi objekty pozorovatelné i bez dalekohledu. Přitom ji tvoří velmi pohledná skupina několika desítek hvězd, které na nebi zabírají plochu o průměru asi půl stupně. Jádru vévodí řetízek jasnějších stálic, na nějž se napojují dva oblouky slabších hvězd, takže kupa může s trochou fantazie připomínat letícího motýla.

Budete-li se dál pohybovat tělem Hydry, narazíte vzápětí na nejjasnější hvězdu souhvězdí Alpharad (2,0 mag) a o kus dál i na známou jasnou planetární mlhovinu NGC 3242. Té si jako první všimnul v únoru 1785 objevitel planety Uran, William Herschel. Svůj poněkud zvláštní název, související s jinou planetou Sluneční soustavy, si však NGC 3242 vysloužila až o pár desetiletí později od Willama H. Smythe, kterému rozměry, tvarem, jasností i hvězdným okolím připomínala Jupiter. Od těch dob se NGC 3242 říká Jupiterův přízrak.

Jak se můžete sami přesvědčit, planetární mlhovina patří mezi ty nejjasnější. Ve větších dalekohledech vypadá jako rozostřená stálice osmé velikosti bílé barvy o průměru asi 30 úhlových vteřin.

Mimochodem, víte proč se nejjasnější hvězdě Hydry říká Alpharad? Jméno pochází z arabštiny a znamená Osamělá. Do vzdálenosti dvaceti stupňů totiž nesousedí s žádnou stálicí jasnější třetí velikosti.

Při další cestě útrobami Hydry si prohlédněte především kulovou hvězdokupu M 68 (NGC 4590), která se nejlépe hledá tak, že se s triedrem v ruce spustíte asi čtyři stupně na jih od bety ze souhvězdí Havrana. Tam se vám představí slabě koncentrovaná kruhová skvrna, jen o málo slabší než M 79 v Zajíci, o velikosti asi pět úhlových minut. Patnácticentimetrový refraktor potom v M 68 ukáže jednotlivé hvězdy a v ještě větších přístrojích je prý přímo úžasná.

Za pozornost stojí i galaxie M 83 (NGC 5236), která leží u hranic s Kentaurem. Na sklonku osmnáctého století ji objevil během pobytu na jihoafrickém Mysu Naděje abbé de la Caille. Od nás na ní sice příliš dobrý výhled nemáme, ale pro jižnější pozorovatele je více než pěkným cílem. V binaru 25x100 je M 83 za dobrých podmínek nepřehlédnutelnou skvrnou s téměř stelárním jádrem. A patrná bývá už v triedru 7x50.

M 83 je učebnicových příkladem spirální galaxie. Zdobí ji dvě výrazná spirální ramena, která obsahují řadu drobných mlhovin. Galaxie je v porovnání s naší sice třikrát menší, ale výrazně aktivnější: hvězdy zde často zanikají v podobě nápadných supernov, jenom od roku 1923 jsme jich tady pozorovali už pět. Svým způsobem jsou však obě soustavy podobné. Podle současných poznatků totiž i náš hvězdný ostrov tvoří dvě výrazné spirály a celá řada kratších výběžků. V obou případech souhlasí i oválná podoba centrální výdutě. M 83 je součástí malé Skupiny galaxií v Kentauru a leží 12 milionů světelných roků daleko.

Vraťme se ale zpět. Necelé tři stupně východně od g Hydrae najdete oranžovou hvězdičku s nepoetickým označením R Hydrae, avšak o to bohatší historií. Jedná se totiž o tzv. miridu, která v maximu jasnosti dosahuje čtvrté velikosti a v minimu je stěží pozorovatelná většími binary. Navíc se mění i její zabarvení: zatímco v minimu je skoro rudá, s rostoucí hvězdnou velikostí nápadně bledne.

První stopa o existenci R Hydrae pochází z poloviny sedmnáctého století od Johanna Hevelia, který výše zmíněnou hvězdu zařadil do právě sestavovaného katalogu a aniž by poznal její proměnnost, přiřadil ji šestou velikost. V dubnu 1670 ji pozoroval italský astronom a matematik Geminiano Montanari jako hvězdu čtvrté velikosti, kterou vyznačil do svého exempláře Bayerova atlasu (1603). Zda ji sledoval i později bohužel nevíme, říká se však, že jeho ztracené dílo obsahovalo seznam asi stovky(!) proměnných hvězd. Nicméně právě jeho poznámka v Bayerově atlase zaujala Dominique Maraldiho, který se v roce 1702 pokusil hvězdu opět vyhledat. Neuspěl, podařilo se mu to až v roce 1704. Poté ji však systematicky pozoroval dalších osm let, takže právě jemu patří prvenství objevu proměnnosti. R Hydrae se tak stala čtvrtou periodicky proměnnou hvězdou známou lidstvu. Po Miře, Algolu a c Cygni.

Tím ale příběh R Hya nekončí. Periodu světelných změn o velikosti 467 dní poprvé určil až v roce 1784 Edward Pigott. Pak se však perioda světelných změn začala zkracovat, až ve třicátých letech dvacátého století klesla na 389 dní. Nejrůznější indicie přitom naznačují, že na konci sedmnáctého století pulsovala v cyklech dlouhých až pět set dní. Proč? Zatímco příčiny změn jasnosti lze hledat ve změnách průhlednosti atmosféry hvězdy, za změny periody patrně odpovídá dění pod povrchem, kde se v jakýchsi slupkách střídá hoření vodíku a helia. R Hydrae nám tak naznačuje, jak bude za pár miliard roků nejspíš vypadat i naše Slunce.

Prohlídku celého souhvězdí zakončíme jak se sluší a patří -- na chvostu Hydry. Právě v těchto místech se totiž po nějakou dobu kreslilo souhvězdí Noční sovy, poskládané z řetízku hvězd 57, 56, 55, 54 Hya a 4 Lib. Podobně jako Hlava hydry jde jenom o náhodné, byť docela milé, seskupení několika drobných stálic. Ale tak už to na nebi chodí.

 

Proč je Slunce žluté? Hovořit o barvě Slunce není vůbec jednoduché. Je příliš oslňující a jeho barevný tón navíc ovlivňuje zemská atmosféra. Do hry především vstupuje jedna z vlastností lidských očí: velmi jasné objekty se nám jeví bílé, i když třeba bílé nejsou. To je případ Slunce, ale i vlákna žárovky nebo tekutého železa v tavící peci. Když se ale v letní poledne podíváte na Slunce skrz dostatečně hustý neutrální filtr, ve kterém už nebude oslňovat, snadno se přesvědčíte, že je Slunce skutečně bílé. To, že se nám občas jeví nažloutlé a nebo nízko nad obzorem naoranžovělé či dokonce červené, má na svědomí rozptyl slunečního světla na náhodných shlucích molekul v zemské atmosféře. Modré světlo se přitom na těchto shlucích rozptyluje účinněji než červené. Proud fotonů, který k nám plyne od Slunce, je tedy na cestě zemskou atmosférou více či méně "odmodrán", a proto se nám i Slunce jeví více či méně žluté až oranžové. Záleží na jeho výšce nad obzorem a tedy i vrstvě vzduchu, kterou musí světlo projít, a také na momentálním stavu atmosféry (zaprášení, vlhkosti apod.). Rozptýlené sluneční světlo se však nikam neztrácí, nýbrž barví oblohu do modrého odstínu.

Rudé hvězdy

Faktem je, že většina hvězd na obloze jeví pouze velmi mdlé barevné odstíny. A to i v případě, že si vezmete na pomoc dalekohled. Jednou z mála výjimek potvrzujících pravidlo šedivého vesmíru tak zůstávají uhlíkové hvězdy: oranžové a někdy i krásně červené stálice, které jako vzácné koření dochucují jemnost pozemské oblohy.

Uhlíkové hvězdy mají hmotnost srovnatelnou se Sluncem, na rozdíl od něj jsou však na sklonku vývoje: vyčerpaly prakticky všechny zásoby vodíku a chystají se na vznik planetární mlhoviny a pomalu chladnoucího bílého trpaslíka. V nitru takových stálice se nachází elektronově degenerované kyslíkouhlíkové jádro, kolem kterého hoří tenká slupka helia. Nad ní je pak další slupka z helia, kde ovšem teplota nedosahuje potřebně velkých hodnot a kde tudíž neprobíhají příslušné reakce. O něco výše však leží oblast hoření vodíku, který se mění na helium. Nad tím vším je nakonec velmi rozsáhlá, řídká a chladná atmosféra, do níž se dostávají produkty jaderného hoření. Plynné obálky takových stálic jsou proto bohaté na uhlík, kyslík, dusík a další chemické prvky. Ty se v relativně chladném prostředí, za teploty nepřesahující tři a půl tisíce stupňů, slučují na složitější molekuly, jako C3, CN, CH apod., včetně tolik populárních fulerénů C60. Mějte však na paměti, že i tak jsou uhlíkové hvězdy z valné části složeny především z vodíku. Ve spektrech těchto stálic převládají exotické molekuly jenom proto, že je lze k záření vybudit snadněji než atomy těch nejčetnějších prvků.

Uhlíková epizoda je v celkovém vývoji nesmírně krátká -- zabere nanejvýše stovky tisíc roků. Proto jsou takové stálice velmi vzácné. Mezi půl milionem hvězd do deváté velikosti najdete pouze dvě stovky takových případů a bez dalekohledu je patrná jenom hrstka z nich.

Poznat uhlíkovou hvězdu však není vůbec těžké -- většinou nepravidelně mění jasnost v rozmezí jedné až dvou magnitud, navíc jsou nesmírně červené. Za to všechno vděčí jednak nízké povrchové teplotě (do 3500 stupňů), jednak rozsáhlé prachové obálce, která jejich světlo dodatečně zbavuje modrých fotonů, obdobně jako zemská atmosféra u zapadajícího Slunce.

Ať už se díváme na jakékoli hvězdy, velikost jejich zčervenání nejlépe popisuje tzv. barevný index (B-V), který jednoduše vyjadřuje rozdíl hvězdné velikosti daného objektu v krátkovlnném (modrém) fotometrickém oboru B a dlouhovlnějším oboru V, jenž zhruba odpovídá pohledu očima. Takže bílé stálice, jako je třeba Vega nebo Sirius, mají barevný index kolem +0,3 mag, zatímco u "modřejších" -- bílých hvězd s lehce modrým odstínem nabývá záporných hodnot až do -0,5 magnitudy. Například Bellatrix z Orionu má barevný index -0,25 mag.

A samozřejmě také opačně: lehce nažloutlé Slunce má rozdíl (B-V) +0,65 mag, oranžový Aldebaran a Arcturus kolem +1,25 mag, Betelgeuze nebo Antares +1,85 mag a v případě uhlíkových hvězd přesahuje barevný index dvě magnitudy.

Na současné obloze lze doporučit hned několik nápadně červených stálic. Na prvním místě je tu V Hydrae u hranic se souhvězdím Poháru. Podle měření sondy Hipparcos má barevný index (B-V) 5,5 magnitudy! Proto není divu, že se objevuje ve většině seznamů nápadně červených stálic. Slečna Agnes Clerke o ní například roku 1905 napsala: "...nyní známa jako V Hydrae, jinak také Lalande č. 16, Schjellerup č. 136, byla dr. Copelandem z Dunsiku 22. března 1876 popsána jako 'červenohnědá' s jasností 7,2 magnitudy. Ovšem o tři roky později dr. Dreyer zjistil, že se zjasnila na šest magnitud a má spíše barvu mědi, zatímco Birmigham roku 1874 ji odhadl na osmou velikost a Duner v roce 1884 zjistil její pokles na 9 a půl magnitudy. Tyto změny naznačují základní periodu 575 dní."

Dnes víme, že jasnost V Hydrae kolísá mezi sedmou a devátou velikostí, jednou za dvě desetiletí se ale může zahalit do neprůhledného oblaku uhlíkového prachu, takže se zeslabí až na 12. velikost. Naposledy se tak stalo v polovině devadesátých let.

Asi devět stupňů severozápadním směrem najdete v souhvězdí Hydry další červenou uhlíkovou hvězdu: U Hydrae, která je natolik jasná, že vám její zabarvení neunikne ani v triedru. Její hvězdná velikost se až na drobné výkyvy pohybuje kolem pěti a půl magnitudy.

Další pěkná uhlíková hvězda leží v souhvězdí Honících psů. Označuje se písmenem Y CVn a nese jméno La Superba, které dostala na základě podoby spektra od italského pozorovatele devatenáctého století Angelo Secchiho. Již zmiňovaná Agnes Clerke popisuje vizuální podobu světla Y CVn rozloženého skleněným hranolem jako "výjimečně zářivé pásy spektrálních barev červené, žluté a zelené, oddělené hlubokými temnými oblastmi." Něco podobného můžete spatřit na vlastní oči, dokonce i pomocí jednoduchého spektroskopu. Jasnost "La Superby" nepravidelně kolísá mezi pátou a šestou velikostí, její vzdálenost vychází na 720 světelných let.

Ze zimních objektů lze telegraficky jmenovat i UX Draconis, pouze dva a půl stupně od k Cephei. Z pohledu České republiky nikdy nezapadá, má podobnou jasnost jako Y CVn a barevný index (B-V) 2,9 magnitudy. Velmi pohledná je i R Leporis, Hindova karmínová hvězda, o které se mluví v lednovém dílu Nebeského cestopisu.

Uděláme-li nyní výjimku a přeskočíme na letní a podzimní oblohu, pak stojí za zmínku především T Lyrae, dva stupně jihozápadně od Vegy. Její extrémní barevný index 5,5 magnitudy z ní dělá jednu z nejkrásněji zabarvených hvězd na obloze. Jiným případem je m Cephei (Granátová hvězda), a nebo TX Piscium. Paráda, že?

 

Píše se rok 1687. V druhé bitvě u Moháče poráží císařská armáda osmanské Turky. Výbuchem skladiště střelného prachu je v Athénách zničena Akropole. Leeuwenhoeke pozoruje bakterie. Paříž se s více než půl milionem obyvatel stává hlavním městem Evropy. Objevují se inzeráty, nájemné fiakry, zmrzlina! V Praze se jako medikament prodává káva. Isaac Newton uvažuje o gravitaci. Švýcarští sedláci umí bezvadně lyžovat. V Anglii se těží kamenné uhlí. Začíná se používat "papiňák". Vychází další zásadní dílo astronomické kartografie Prodromus Astronomiae. Jeho počátky však musíme hledat o více než třičtvrtě století dříve, v roce 1611, kdy se v polském přístavním městě Gdaňsk narodil Jan Hevelius. Protože byl ze zámožné rodiny, dostalo se mu velmi dobrého vzdělání, které si později doplnil návštěvami na mnoha evropských univerzitách. Už jako třicetiletý si přitom na střechách několika domů postavil prvotřídní pozorovatelnu vybavenou nejen monstrózními dalekohledy, z nichž největší přesáhly délku 45 metrů, ale též řadou přístrojů inspirovaných konstrukcemi z dílny Tychona Brahe. Sledoval komety, sluneční skvrny, nakreslil mapu Měsíce a navíc byl i sládkem a purkmistrem... Dánský astronom Tycho Brahe byl pro Johanna Hevelia více než jenom inspirací. Při práci na hvězdném atlasu a katalogu totiž odmítnul používat dalekohled a spoléhal se jenom na vlastní oči. Ke zdlouhavému a pracnému měření poloh hvězd tedy používal velký kvadrant a mosazný sextant. Naštěstí mu byla nenahraditelnou pomocnicí jeho manželka Margareta, která se vyznala v počtech, dovedně zhotovovala nákresy, přenášela je do mědirytin a uměla je dokonce i vytisknout. Počátkem roku 1674 však začal spor, který se vlekl mnoho dalších let a do kterého nakonec zasáhl mladý Edmund Halley. Základní otázka tehdy zněla: Má ještě smysl pozorovat hvězdy bez dalekohledu? Hevelius byl evidentním zastáncem kladné odpovědi, naopak Robert Hooke, tajemník britské Královské společnosti, jeho zarputilým odpůrcem. Na veřejnost se nakonec dostala Halleyho velmi diplomatická odpověď: Robert Hooke má pravdu teoretickou a Hevelius praktickou. Tehdejší dalekohledy totiž trpěly celou řadou optických vad, takže se jim Heveliova pozorování s klasickými přístroji pro volné oko stále ještě vyrovnala. Bohužel, v září 1679 zasáhla těžká rána osudu. Heveliovu observatoř zničil požár a finální hvězdný atlas tak vyšel až po smrti samotného pozorovatele. O tři roky později (už v péči manželky Margaret) nakonec krásné dílo doplnil i katalog. Nesmrtelné dílo manželů Heveliových nakonec dosáhlo kýženého konce a oba skvělí pozorovatelé se právem stali nesmrtelní: na 54 mapách jednotlivých souhvězdí a dvou hemisférách (severní a jižní) bylo zakresleno celkem 1 564 hvězd. Včetně dvou nov, několika proměnných hvězd a skoro dvou desítek mlhavých objektů. Navíc je doplnily velmi pěkné barokní kresby, které jsou dodnes jeho ozdobou. Kromě toho Hevelius zavedl pár nových souhvězdí. Některá se ujala, např. Honící psi, Malý lev, Lištička, jiná kuriózní -- Nejjasnější, nejsilnější a nepřemožitelný Jan III. či Kerberus -- naštěstí nikoli. Dílo, titulované Firmamentum Sobiescianum a připsané polskému králi Janu Sobieskému, však vyšlo jen v několika exemplářích, z nichž se do dnešních dob zachovalo pouze pár kusů. Teprve faksimile z roku 1968 redigovaná ruským astronomem V. P. Šeglovem rozšířila Heveliův atlas po celém světě. Důležité je, že o necelé půl století později spatřil světlo světa další významný hvězdný atlas Atlas Coelestis Johna Flamsteeda (1646-1719), prvního anglického královského astronoma, prvního ředitele Královské observatoře v Greenwichi a také zběhlého mnicha. Podle dochovaných klepů byl John Flamsteed až chorobný perfekcionista; tvrdohlavě odmítal publikovat jakákoli pozorování, dokud nebyl absolutně přesvědčen o jejich správnosti. Nakonec tedy první vydání hvězdného katalogu Historia Coelestis Britannica vydal právě Edmund Halley -- pod nátlakem prince Jiřího a dokonce bez souhlasu samotného autora. Flamsteed se však tolik rozzuřil, že se snažil skoupit celý náklad (což se mu ze tří čtvrtin podařilo), který pak okamžitě spálil. Asi také proto se Flamsteed Halleymu posmrtně pomstil -- když po něm převzal greenwichskou observatoř, našel ji úplně prázdnou. Druhé revidované vydání katalogu bylo publikováno jeho žáky ve třech svazcích až šest let po smrti Johna Flamsteeda. Krátce poté následoval i hvězdný atlas. Na rozdíl od předcházejících kartografických děl byl tentokrát postaven výhradně na pozorování dalekohledem. Navíc ho doplnila velmi precizní souřadnicová síť, kresby souhvězdí byly kresleny při pohledu ze Země a hvězdy označeny řeckými písmeny. Atlas i katalog obsahoval celkem 2 935 hvězd. Katalog i atlas se v 18. století dočkal mnoha dalších vydání, dosáhly velké obliby a díky pečlivosti, s jakou byly sestaveny, umožnily nakonec astronomům té doby mnohé významné objevy. John Flamsteed přitom už tenkrát, s ještě dost nedokonalým dalekohledem, který trápila nejen barevná vada, dosahoval lepší a přesnější výsledky. A tak je tomu dodnes.