Ač to tak na první pohled možná nevypadá, jsou astronomové ze stejného masa a kostí jako běžní smrtelníci. V této souvislosti nemohu nevzpomenout na jeden pikantní zážitek z počátku devadesátých let. Díky průsečíku mnoha neuvěřitelných náhod, ocitl jsem se v létě roku 1991 na zapadlé hvězdárně v zapomenuté vesnici Roztoky, nedaleko zapomenutého Svidníku, jenom kousek od slavného Dukelského průsmyku.

Zdejší večery byly báječné. S několika dalšími pozorovateli jsme tenkrát proplouvali Mléčnou dráhou, obdivovali temné mlhoviny, cítili téměř erotické vzrušení při východu Jupiteru, jehož největší satelity prosakovaly mezi větvemi borovic na příšerně vzdáleném obzoru, a zažili ten neopakovatelný zážitek při východu Slunce... Neopakovatelný?

V kontrastu s řadou jiných nebeských objektů, které náhodný pozorovatel tenkrát zahlédl na sametově temné obloze, onen ranní oranžový disk doslova vybledl závistí. Kdo poprvé zažil zjasnění SS Cygni, kdo zkoumal detaily Činky a komu se před očima vykreslily temné mlhoviny... nemohl považovat východ Slunce za příjemný okamžik. Naopak! Byl to odporný vetřelec, jehož jas se přikradl stejně jako neúprosný požár nemilosrdně požírající všechno krásné.

Možná právě proto tenkrát onen "svatý" východ Slunce degradoval na naprostou parodii. V přesně stanoveném okamžiku, který odvodily zástupy astronomů pečlivě sepisujících dění na hvězdné obloze, zjevila se nad východem ona toužebně očekávaná koule šest tisíc stupňů horkého plazmatu. Bylo to skvělé, přímo fascinující. Fotony pronikaly pod unavenou kůži a vpíjely nám do žil novou životodárnou energii.

Prudký svah, na kterém stála hvězdárna, však skýtal ještě další překvapení. Stačilo na povel seběhnout o pár metrů dolů a fascinující východ Slunce dostal možnost k finálnímu repete... Jednou, dvakrát... nakonec jsme se podobné události dočkali hned několikrát, tuším, že pětkrát.

Není divu, že pozorovací noc zakončil výlet do místního pohostinství. Roztoky byla malá vesnice, kde hospoda a konzum srostly v jedno siamské dvojče. Dorazili jsme proto k obchodu krátce po východu Slunce, spolu s řadou zemědělců, co si odskočili z kravína, pole nebo záhumenku. První pivo na patníku hned vedle schodů do obchodu následovalo druhé, třetí, čtvrté... Naprosté vyčerpání, umocněné nedostatkem spánku a skvělými zážitky, brzo vyčerpalo i nabité pozorovatele. Co vám budu povídat. Po fantastické noci, která pro mnohé z nás představovala neskutečné prozření, následovala fantastická opice. Opice, která mává opojným ocasem a závidí všem kosmoplavcům. Kéž by to šlo zopakovat.

Září

Většina lidí této planety o nich sice prakticky nic neví, přesto jsou ale nebeská znamení už několik tisíc roků velmi zajímavým obchodním artiklem. Najdete je nejen na zlatých přívěšcích, ale i hrníčcích, ručnících a samozřejmě i na stránkách novin i časopisů, kde doprovází mdlé předpovědi blízké či vzdálenější budoucnosti. Naskýtá se tedy logická otázka: Odkud vlastně pochází znamení zvěrokruhu?

Po pravdě řečeno, nevíme. Z dob, kdy se tvořily základy nebeské nomenklatury, prakticky neexistují písemné záznamy, takže veškeré teorie vycházejí z nejrůznějších předpokladů a výkladů historických souvislostí. Je však hodně pravděpodobné, že jména některých skupin hvězd pocházejí ze skutečně pradávné doby. Za jedno z nejstarších souhvězdí se například považuje Velká medvědice, kterou na nebi viděli nejen Evropané, ale i řada indiánských kmenů, tedy civilizace prokazatelně izolované nejméně od doby ledové. Stejné spekulace se vedou o Býkovi a Plejádách -- naznačují to skalní kresby zanechané kromaňonskými lovci v jeskyni Lascaux objevené v jižní Francii.

Nejstarší klínový záznam tradičních dvanácti zvířetníkových souhvězdí, které dodnes užíváme, pochází z pátého století před naším letopočtem, nicméně základ nejstarších souhvězdí určitě vznikl už ve třetím tisíciletí před naším letopočtem v Mezopotámii. Heliakické východy či západy těchto skupin totiž pomáhaly určovat čas a současně sloužily jako značky na nebesích při sledování Slunce, Měsíce a nejjasnějších planet. Názvy těchto útvarů se sice v mnohém lišily od současných -- na obloze se vyskytovala například Velká vlaštovka (část Ryb), Podvodník (Žirafa) či Nebeská dáma (Andromeda) -- na druhou stranu se zde ale usadilo také několik dobře známých souhvězdí -- Býka, Lva, Štíra, Střelce nebo Kozoroha. Kdykoli se tehdy za svítání objevil na východním nebi Kozoroh, ohlašoval zimní slunovrat. Ranní východ Býka naopak charakterizoval začátek jara, ranní východ Lva počátek léta a ranní východ Štíra blížící se podzim. Nezapomeňme přitom, že díky precesi byla pro různé roční doby typická poněkud jiná souhvězdí než dnes.

 

Jak vypadá popis hvězdné oblohy zanechaný na hliněné destičce, dokumentuje tento překlad: První den měsíce Nisannu začíná být viditelný Námezdník. Dvacátý den měsíce Nisannu začíná být viditelný Šejdíř. První den měsíce Ayyaru začínájí být viditelné Hvězdy. Dvacátý den měsíce Ayyaru začínají být viditelné Čelisti býka. Desátý den měsíce Simanu začíná být viditelný Skutečný pastýř Anu a Velcí blíženci. Pátý den měsíce Du'uzu začínají být viditelní Malí blíženci a Krab. Patnáctá den měsíce Du'uzu začíná být viditelný Šíp, Had a Lev; čtyři míny je denní světlo, dvě míny je noc. Pátého dne měsíce Abu začíná být viditelný Střelec a Král. Prvního dne měsíce Ululu … Desátého dne měsíce Ululu začíná být viditelná hvězda z Eridu a Krkavce. Patnáctého dne měsíce Ululu začíná být viditelný Šu-pa, Enlil. Dvacátého pátého měsíce Ululu začíná být viditelné Otep ječmene.

Bylo to patrně ono těžko popsatelné ohromení z oblohy poseté zářícími stálicemi, mezi kterými tajemně kroužilo několik vyvolených hvězd, jenž vedlo ke vzniku astrologie. Obyvatelé Mezopotámie nejen věřili, že veškeré pozemské dění určují nebeská tělesa, ale dokonce je velmi bedlivě pozorovali. Důkazem jsou záznamy o první viditelnosti Venuše na ranním a večerním nebi z poloviny druhého tisíciletí před naším letopočtem. Už tehdy přitom astronomové věděli, že Jitřenka a Večernice představují jednu a tutéž planetu! Ostatně, velmi působivě je tato víra vyjádřena v babylonské "Obětní modlitbě k noci":

Z dochovaných pečetních válečků, hliněných destiček a babylonských hraničních kamenů je zřejmé, že už v období kolem roku jeden tisíc před naším letopočtem používali Babylóňané systém nejméně dvou desítek "souhvězdí" rozprostřených podél cesty Měsíce. Existenci ekliptiky si však pozorovatelé uvědomili až o něco později, snad kolem pátého století před naším letopočtem. Při té příležitosti pak došlo k další změně: vužívání si nechali jen ty skupiny, které ležely přímo na ekliptice, navíc byly "rozsekány" na dvanáct stejně velikých dílů o délce třicet stupňů -- Skopce, Býka, Blížence, Raka, Lva, Pannu, Váhy, Štíra, Střelce, Kozoroha, Vodnáře a Ryby.

V té době už totiž astronomové dokázali pracovat s úhly a zvládli předpovědět polohy jednotlivých těles. A se dvanácti stejně velikými souhvězdími se při sestavování astrologických předpovědí počítalo mnohem snáze, navíc se takto rozdělená obloha ocitla v symetrii pro 12 měsíců po 30 dnech, které tvořily základ babylonského kalendáře. Věštění z nebe tak povzbudilo zájem o systematickou astronomii a matematickou analýzu.

V této souvislosti dodejme, že souhvězdí nesloužila k proměřování pohybu planet a Měsíce, nýbrž k počítání jejich poloh v budoucnosti. Dvanáct souhvězdí/znamení tedy bylo pouhou matematickou konstrukcí, do které se "promítala" skutečná obloha. Fakticky už ale astronomové/astrologové nepotřebovali pozorovat planety na vlastní oči. Jednoduše si odvodili jejich ekliptikální délku od nějakého "nulového" bodu a nakreslili si pozice všech potřebných těles na hliněnou destičku.

Díky čilému obchodníku ruchu se babylonský zvířetník rozšířil do celého středomoří. Médové, Peršané a Řekové pak získané vědomosti nejen přejímali, ale i rozšiřovali, takže se babylonské zkušenosti i spekulace dostaly ke všem národům starověku. Ostatně, přesnou kodifikaci a také nastavení "nulového bodu", tj. počátku souhvězdí Berana na průsečíku rovníku s ekliptikou (tzv. jarní bod), provedli právě Řekové. Dost možná to mohl být právě slovutný Hipparchos z ostrova Rhodos někdy ve druhém století před naším letopočtem.

Tím by mohla být historie dvanácti zvířetníkových souhvězdí uzavřena. Jenže není. Byl to již zmiňovaný Hipparchos, jenž zjistil, že se poloha jarního bodu mění -- díky precesi, která stáčí osu zemské rotace. Jde sice o pomalý pohyb, jarní bod projde celou ekliptikou za téměř 26 tisíciletí, nicméně od dob Hipparcha dodnes už k velmi nápadné změně skutečně došlo. Jarní bod totiž už dávno neleží v souhvězdí Berana, nýbrž v Rybách a pomalu směřuje do Vodnáře.

No a právě tady je jeden dost podstatný háček. Zatímco astronomové se neustále potýkají s přesným určováním poloh nebeských těles a berou v úvahu i aktuální pozici jarního bodu (proto se většinou měřené pozice vztahují k poloze jarního bodu v nějaký významný okamžik, třeba rok 2000,0), astrologové berou při sestavování horoskopů v úvahu za počátek "jarní bod" v souhvězdí Berana. Už po celá dvě tisíciletí!

Původní, zcela shodná "znamení" a "souhvězdí" se tudíž značně rozešla. Takže například první jarní den sice Slunce vstoupí do znamení Berana, ale na obloze ho najdete v souhvězdí Ryb. Stejně tak lidem, kteří "patří" do znamení Lva, může Slunce v době narozenin zářit v souhvězdí Raka. Dnes jsou "znamení" posunuta zhruba o jedno "souhvězdí" a v dalších staletích bude rozdíl dál narůstat.

Situaci navíc zamotává i fakt, že ekliptika dnes prochází třinácti kodifikovanými souhvězdími! Kromě dvanácti "zvířetníkových" se mezi Štíra a Střelce vklínil i Hadonoš, ve kterém se Slunce pohybuje v první polovině prosince. Svým způsobem je zavádějící i samotný název "zvěrokruh". Když se totiž podíváte na seznam souhvězdí/znamení, najdete zde nejen zvířata, ale i lidské bytosti a dokonce předmět denní potřeby, tedy Váhy.

Vodní svět

Není náhodou, že se na hvězdné obloze končícího léta a počínajícího podzimu usadilo tolik "vodních" souhvězdí. Za všechno mohou (opět) pozorovatelé z Mezopotámie. Když se totiž na přelomu roku ocitlo Slunce v této části oblohy, nastalo na Blízkém východě období dešťů. Zvýšené srážky a následné jarní záplavy na Eufratu a Tigridu přitom odplavily neúrodné solné usazeniny a umožnily tak v dalším vegetačním období novou úrodu.

Od těch dob je tudíž tato nebeská kulisa spojována s vodou -- proto se zde usadily Ryby, Vodnář, Velryba a vlastně i Kozorožcem, jenž byl kdysi zobrazován jako koza s rybím ocasem. Ostatně právě Vodnář patří mezi ty úplně nejstarší používaná souhvězdí -- zmiňují se o něm válečková pečetidla z třetího tisíciletí před naším letopočtem. Začněme ale popořádku...

Když Charles Messier objevil v červenci roku 1778 severozápadně od hvězdy z Sagittarii "nápadnou mlhovinu... s jasným středem a bez hvězd", zřejmě ho vůbec nenapadlo, jak podivný objekt přidal do svého katalogu. Ostatně, ono se to nevědělo až do roku 1993. Teprve tehdy byla v souhvězdí Střelce nalezena nevýrazná galaxie SagDEG, která leží na druhém konci Galaxie asi 24 tisíc parseků daleko. I když na obloze zabírá přes deset stupňů, má neobyčejně malý jas, a proto byla odhalena až čirou náhodou.

Už na první pohled je přitom zvláštní, že se téměř stejným směrem jako nejhustší část galaxie SagDEG nachází i kulová hvězdokupa M 54 (NGC 6715). A nejen to. M 54 je ve stejné vzdálenosti a má velmi podobnou radiální rychlost. Je tudíž hodně pravděpodobné, že hvězdokupa nepatří k naší Galaxii, ale právě k tomuto trpaslíkovi. Nemusíme se však bát, že bychom o M 54 někdy v budoucnosti přišli. Trpasličí galaxii SagDEG totiž naše mnohem větší Galaxie časem zcela pohltí.

Zůstaňme i nadále v jižních oblastech od nás viditelné části nebe. Na hranicích Střelce a Kozoroha najdete další kulovou hvězdokupu -- M 75 (NGC 6864). Objevil je Pierre Méchain v roce 1780 a jak dokládají zkušenosti nejrůznějších pozorovatelů, představuje snadný cíl i pro malé dalekohledy. M 75 patří mezi silně koncentrované kulové hvězdokupy -- její úhlový průměr nepřevyšuje jeden a půl minuty a ve středu má výrazné, téměř stelární zjasnění.

Hned vedle M 75 najdete pohlednou dvojici a 1,2 Capricorni. V triedru vás určitě zaujmou svým nažloutlým odstínem. Tvoří však skutečnou dvojhvězdu? Nikoli. Zatímco a 1 Cap sledujeme ze vzdálenosti zhruba sedmi set světelných roků, a 2 Cap ke je k nám sedmkrát blíže. Pokud ale na jasnější a 2 Cap zamíříte dalekohled o průměru objektivu kolem deseti centimetrů, pak v jeho těsné blízkosti zahlédnete naoranžovělého průvodce slabého 9,5 magnitudy. Kdybyste použili ještě větší přístroj, zřejmě s překvapením zjistíte, že je ve skutečnosti dvojitý: tvoří ho dvě hvězdy 11. velikosti vzdálené přes jednu úhlovou vteřinu. Ostatně i a 1 Cap sestává nejméně ze dvou stálic, její rozštípnutí je však nad schopnosti běžných astronomických dalekohledů.

 

Kanibalistické chování naší Galaxie, která časem pohltí trpaslíka SagDEG, názorně ilustruje počítačová simulace sestavená pracovníky Weslayan University pod vedením Kathryn V. Johnsonové. V modelu je naše Galaxie vyznačena jako nehybný tmavě modrý disk, na který se díváme z boku. Kolem něj pak v průběhu několika miliard roků proletí trpasličí galaxie, která se vlivem slapového působení rozpadne v rozplývající se proud hvězd a mezihvězdného plynu. Různé barvy odpovídají různé hustotě hvězd, od bílé (největší) po tmavě modrou (mpeg, 20 sekund, 1,6 MB).

Ještě překvapivější je b Capricorni, zvaná Dabih. Už v divadelním kukátku ji totiž uvidíte jako nažloutlou hvězdu (3,1 mag) s bílým průvodcem (6 mag). I když jsou od sebe relativně daleko, hvězdy k sobě tentokrát skutečně patří. Pohybují se totiž shodně prostorem. Během zákrytu Měsícem v roce 1883 se přitom u slabší z hvězd podařilo Edwardu E. Barnardovi nalézt dalšího průvodce. Jeho jasnost odhadl na 10,2 magnitudy. Protože však leží jen 0,9 úhlové vteřiny daleko, je ho velmi obtížné zahlédnout i kvalitním dalekohledem s objektivem o průměru třicet centimetrů.

Ani nažloutlá b1 Cap není v prostoru osamocená. Změny vzhledu jejího spektra již dávno prozradily, že je složena celkem ze tří hvězd. Základ tvoří červený obr s hmotností asi čtyři Slunce a poloměrem třicet Sluncí. Kolem něj obíhá dvojice sestavená z horké hvězdy spektrální třídy B a oranžového trpaslíka třídy G. Jeden oběh jim kolem hlavní hvězdy zabere asi tři a půl roku. Společné těžiště pak oblétnou jednou za osm a půl dne.

Budete-li pokračovat s prohlídkou oblohy dál na východ, najdete poblíž hranic se souhvězdím Vondáře nápadnou kulovou hvězdokupu M 30 (NGC 7099). Jako mírně rozostřená hvězda je vidět i v triedru 7x50. Jednotlivé hvězdy v ní rozlišíte až ve větších dalekohledech, všimněte si přitom, že se seskupují do jakýchsi krátkých řetízků. Pro milovníky "Messierova maratónu" však M 30 představuje skutečnou noční můru. Většinou je totiž posledním a zpravidla i neúspěšným cílem při jarním běhu této nebeské disciplíny.

Hlemýžď se Saturnem

Dál na východ, už v souhvězdí Vodnáře, najdete jednu z nejznámějších planetárních mlhovin -- Helix (NGC 7293) -- v překladu Hlemýžď. Patří mezi nejbližší a úhlově největší objekty svého druhu. Odhady její vzdálenosti jsou však značně nejisté, pohybují se od tří set do sedmi set světelných roků. V každém případě má tato bublina velmi řídkého plynu v prostoru průměr asi dva světelné roky a celkovou hmotnost kolem jedné desetiny Slunce.

Fotografie mlhovinu ukazují jako světlý prsten s tmavším středem. Střed Helixu mívá na uměle zabarvených snímcích barvu zelenkavou či modrou, kdežto okraje jsou spíše do červena. Zabarvení centrálních částí totiž způsobuje především záření excitovaných atomů kyslíku, kdežto na okrajích atomů vodíku. Bílý trpaslík, jenž leží uprostřed mlhoviny, má hvězdnou velikost asi třináct magnitud, takže je stěží pozorovatelný těmi největšími amatérskými dalekohledy.

Kdybychom světlo přicházející od planetární mlhoviny NGC 7293 zkoncentrovali do jednoho zářivého bodu, vznikla by nám hvězda asi šesté velikosti. Ve skutečnosti je ale Helix výrazně úhlově větší, jeho nejnápadnější část dosahuje poloviny úhlového průměru Měsíce. Plošná jasnost mlhoviny je tudíž čtyřicet milionkrát menší než jas našeho vesmírného souseda. Jakkoli je tedy Helix úhlově velikým objektem, není snadné ho zahlédnout ani za dobrých pozorovacích podmínek. V této souvislosti vám doporučujeme jeden malý trik: zkuste z dalekohledem pomalu kmitat sem a tam. Pohybující se "nic" totiž bývá nápadnější než "nic" stojící...

Cestu za Helixem můžete začít například u d Aquarii, odkud se přesunete přes dvojici 66 a 68 Aqr až ke hvězdě u Aqr. NGC 7293 leží pouhý stupeň na západ. Mlhovina by měla být na tmavé obloze viditelná i v triedru 7x50, nečekejte však nic zřetelného. Skvrnka to bude hodně nenápadná, nejspíše podobná jakémusi nezřetelnému přízraku. Za nepříznivějších podmínek ji přitom vůbec nespatříte.

V malých dalekohledech Helix zahlédnete jako rovnoměrně světlou, snad mírně oválnou skvrnku o průměru přes deset úhlových minut. Všimněte si přitom, že jsou v ní vidět slabé hvězdy, mlhovina je totiž průhledná.

A odkud vlastně pochází onen poněkud netradiční název? Helix byl objeven již v první polovině devatenáctého století, své jméno si však vysloužil až díky fotografickým portrétům. To, že je fantazie některých astronomů skutečně hodně veliká, dokazuje i jeho alternativní, neméně výstižné jméno -- Slunečnice.

Pokud se vám Helix nepodaří ulovit, pak u jiné planetární mlhoviny -- NGC 7009, přezdívané Saturn, určitě zabodujete. Najdete ji stupeň západně od n Aquarii. V triedru či Sometu binaru 25x100 vypadá jako "obyčejná", snad mírně rozostřená hvězda osmé velikosti. Její skutečnou krásu odhalí až velký dalekohled poskytující patřičné zvětšení. V něm totiž mlhovinu spatříte jako oválnou čočkovitou plošku o průměru kolem půl úhlové minuty s náznakem středového zjasnění, ve kterém se nachází bílý trpaslík 12. velikosti. Pokud se budete dívat pozorněji, pak si určitě všimnete, že na západ i na východ vybíhají z mlhoviny dva slabé laloky s délkou asi patnáct úhlových vteřin. Právě ony daly objektu pojmenování -- s trochou představivosti lze říci, že podobně vypadá i planeta Saturn.

Kousek od mlhoviny Saturn leží i kulová hvězdokupa M 72 (NGC 6981). Není nijak oslnivá, dokonce lze říci, že je poměrně nenápadná. Hodí se proto spíše pro větší dalekohled. Jeden a půl stupně směrem na východ od NGC 7009 se pak "nachází" jeden z neexistujících Messiérovských objektů, M 73. Sám objevitel ji popisuje následovně: "Seskupení tří nebo čtyř malých hvězd; na první pohled připomínající mlhovinu, obsahuje trochu mlhoviny; tato kupa je umístěna na rovnoběžce předchozí mlhoviny; její poloha byla určena podle stejné hvězdy, n Vodnáře." Ve skutečnosti se ale jedná o bezvýznamné seskupení čtyř velmi slabých hvězd, které nemají nic společného. Ostatně v řadě hvězdářských atlasů není M 73 ani zakreslena.

Příliš rychlá proměnná

Na hvězdné obloze existuje celá řada jiných kuriozit. V kategorii proměnných hvězd se na předním místě určitě drží na první pohled nenápadná proměnná hvězda nedaleko hranic s Pegasem a Rybami v místech, kde se kreslí Vodnářovo vědro. Jmenuje se CY Aquarii, najdete ji dva stupně severovýchodně od h Aquarii, a patří mezi tzv. trpasličí cefeidy.

CY Aqr mění hvězdnou velikost v rozmezí 10,4 až 11,1 magnitudy s periodou 0,061038354 dne, tedy pouhých 88 minut. Změna z minima do maxima přitom trvá pouze dvanáct minut, takže odhady jasnosti musíte provádět po jedné minutě! Poté následuje pozvolný pokles a vše se opakuje. Za dobrých pozorovacích podmínek může ke sledování CY Aqr stačit i binar 25x100. Pohodlněji je ale pozorovatelná ve větším dalekohledu, samozřejmě s velkým zorným polem. Její vyhledání by vám za dobrých podmínek nemělo činit žádné velké problémy a její pozorování pak bude ještě snazší. A navíc, celou světelnou křivku CY Aqr pořídíte za pouhé dvě hodiny!

Dvojice kulových hvězdokup

Dovolme si nyní ten luxus a přesuňme se do vyšších nebeských šířek, až k Enifu ze souhvězdí Pegasa. Právě tady totiž začne cesta za dvojicí nápadných kulových hvězdokup.

Pozorovatelé se shodují v názoru, že M 15 a M 2 představují nejnápadnější objekty svých souhvězdí. Jak by ne, vždyť jim v této vzdálenosti od letní Mléčné dráhy vlastně žádná velká konkurence ani nehrozí. Pegasova M 15 je svou hvězdnou velikostí kolem šesti magnitudy a úhlovým průměrem asi 12 minut viditelná za vynikajících podmínek i pouhým okem, a M 2 je na tom při stejném průměru a hvězdné velikosti 6,4 mag obdobně. Pokud máte chuť si to ověřit, potřebujete kromě výborného zraku už jenom čistou a temnou oblohu (nejlepší jsou prý Himaláje, ale postačí i vrcholy Vysokých Tater). Nejjistější metodou je nakreslit si skicu širšího okolí hvězdy e Pegasi, případně i b Aquarii, a dodatečně ji porovnat s vhodnou mapou. V nejhorším případě alespoň zjistíte, jak slabé hvězdy ještě vidíte, a možná, že i tak budete příjemně překvapeni.

Obě hvězdokupy našel při pozorování nové komety v září 1747 Giovanni Domenico Maraldi, tehdy asistent na Pařížské observatoři a editor na svou dobu velmi známé ročenky Connoissance des Temps. Právě v ní byly například publikovány první verze Messierova katalogu.

Hvězdokupy najdete více než snadno: začít se doporučuje s M 15 (NGC 7078), kterou uvidíte čtyři stupně západně od Enifu (e Peg). V obřím binaru 25x100 se vykreslí jako pěkná jasná skvrnka s téměř stelárním jádrem, jejíž nápadné okraje přecházejí do ztracena. Hvězdokupa je lehce zřetelná i v triedru -- v sousedství dvojice hvězd sedmé velikosti, s nimiž tvoří nápadný trojúhelník -- a dokonce vám neunikne ani "při zametání" oblohy.

Profesionální astronomové dnes M 15 řadí mezi nejhustší známé kulové hvězdokupy. Celá polovina veškeré hmotnosti této soustavy spadá na malou oblast kolem středu o průměru asi dva světelné roky. Připomeňme, že ke Slunci nejbližší hvězda leží ve vzdálenosti přes čtyři světelné roky. A zatímco zde v prostoru vůbec nic není, v jádru M 15 se tísní několik tisíc stálic. Centrum hvězdokupy totiž prošlo tzv. kolapsem, jenž se běžně pozoruje u řady jiných podobných objektů. Vědci se však dosud neshodli v názoru, zda jde o výsledek náhodných pohybů hvězd kolem těžiště soustavy, a nebo o následek existence velmi hmotné černé díry usazené v centru hvězdokupy. Každopádně zde bylo dodnes objeveno na deset pulsarů, tedy pozůstatků po explozích supernov.

Vodnářova M 2 (NGC 7089) leží asi pět stupňů od b Aquarii, v oblasti bez jasnějších hvězd. Nejsnadněji se k ovšem dostanete od M 15: stačí se spustit v deklinaci o třináct stupňů směrem na jih. Pokud budete mít v dalekohledu malé zvětšení a tudíž i větší zorné pole, odpoutáte se od jedné kulové hvězdokupy a v klidu doplujete ke druhé.

M 2 je objekt, který si zaslouží důkladnou prohlídku velkým dalekohledem. Pouze takový přístroj vám totiž rozdrobí kruhovou mlhovinu na bezpočet drobných stálic čtrnácté velikosti, jež vám možná připomenou zářící jemný písek někde na pláži Středozemního moře. Pokud se budete dívat alespoň trochu pozorně, určitě vám neunikne jedna hvězdička, přímo na východním okraji, která všechny ostatní výrazně předčí. Je to možná překvapivé, ale tato světlá výjimka skutečně patří do M 2. Ba co víc, jmenuje se Chévremontova proměnná, podle francouzského pozorovatele, který ji objevil před více než sto roky. Pokud budete mít tu trpělivost, můžete si sami všimnout, že hvězda skutečně mění jasnost -- v rozmezí 12 až 14 magnitud s periodou asi 67 dní. Dvojka z Vodnáře je tak jednou z mála kulových hvězdokup, která dovoluje i amatérským pozorovatelům spatřit nějakou proměnnou hvězdu.

Jiným příkladem pak může být M 5, kde D. E. Packer v roce 1890 objevil proměnnou hvězdu V 42. Leží tři úhlové minuty jihozápadně od jádra hvězdokupy a pravidelně mění jasnost v rozmezí od 10,6 do 12,1 magnitudy s periodou 27,738 dne.

Podivuhodná

Už je to více než čtyři století roků, kdy byla nalezena první a pravděpodobně vůbec nejslavnější periodická proměnná hvězda -- Mira z Velryby. Samozřejmě jen v tom případě, že budeme za jejího objevitele považovat holandského duchovního Davida Fabricia (1564-1617). Čínští a korejští pozorovatelé totiž už o několik let dříve zaznamenali v souhvězdí Velryby "hvězdu -- hosta", která byla pozorovatelná po dobu asi patnácti měsíců (pravděpodobně ne pořád). Zda se jednalo konkrétně o Miru, však zřejmé není.

Každopádně v Evropě si Miry -- nové hvězdy na hřbetu Velryby jasnější než a Arietis -- poprvé všiml holandský duchovní a amatérský astronom David Fabricius 13. srpna 1596. Jak se sám přesvědčil, nebyla zaznamenána v žádném katalogu, atlasu ani hvězdném globu, který měl k dispozici. Opět ji pozoroval na začátku září a pokles její jasnosti sledoval až do poloviny října téhož roku. Pak mu zmizela z dohledu. Víc však Fabricius stálici pozornosti nevěnoval. Považoval ji totiž za jiný případ nové hvězdy objevené Tycho Brahem roku 1572 v souhvězdí Kasiopeji (v tomto případě ale jedinečné supernovy). Proto ho nejspíš hodně udivilo, když se v roce 1609 ve Velrybě objevila znovu, na témže místě!

Nezávisle na pozorování Davida Fabricia, ocitla se tato zvláštní hvězda roku 1603 v atlasu Uranometria od Johanna Bayera. Právě on ji věnoval řecké písmeno omikron, její podivuhodný charakter však nezaznamenal. Jiný holandský pozorovatel Johann P. Holwarda, jenž tuto proměnnou zastihl v zimě na přelomu let 1638 a 1639, potom odhalil, že se zjasnění hvězdy opakují. No a od této doby už nebylo ignorováno jediné maximum hvězdné velikosti.

K nalezení periody světelných změn chyběl pouhý krůček. Ten učinil roku 1667 Ismael Boulliau (1605-1694), jež došel k závěru, že se Mira mění s periodou 333 dní. O pár let dříve přitom Johann Hevelius vydal knihu Historiola Mirae Stellae, které vděčí omikron Ceti za rozšíření jména Mira -- Podivuhodná. Historickou pravdou však zůstává, že křest nestálé stálice provedl již objevitel David Fabricius.

Mira běžně mění hvězdnou velikost v rozmezí od tří do devíti magnitud. V některých cyklech však dosahuje maximální hvězdné velikosti až kolem dvou magnitud, v jiných se naopak nezmůže na víc než pět magnitud. Rekord drží pozorování Williama Herschela z listopadu 1779, kdy "překonala a Arietis, soupeřila s Aldebaranem a takto zůstala po dobu celého měsíce." Podobné představení zopakovala i v únoru 1997.

Omikron Ceti patří mezi hvězdy tzv. asymptotické větve obrů a představuje nejjasnější prototyp jednoho z nejznámějších druhů proměnných hvězd, tzv. mirid. Paradoxní je, že i když astronomové vědí o existenci těchto dramaticky se měnících hvězd už po stovky roků, mechanismus světelných změn kloudně vysvětlili až na sklonku 20. století. Klíčem se stalo vytváření lehkých chemických sloučenin ve hvězdné atmosféře, které dokáží účinně absorbovat světlo; stejné sloučeniny se používají v ochranných krémech na opalování.

Tyto proměnné hvězdy totiž mění jasnost díky malým pravidelným pulsacím povrchu, které připomínají tlukot srdce. Při zvětšování povrchu hvězda chladne, naopak při následné kompresi se opět ohřívá. Navíc ve chvíli, kdy se v průběhu expanze ochladí, vzniknou ve vnějších částech obalu hvězdy molekuly oxidů těžších prvků. Ty pak velmi účinně blokují záření vnitřních částí hvězdy, takže na Zemi vidíme jen záření přicházející z okrajových, relativně velmi chladných a řídkých oblastí hvězdy. Proto jasnost Miry ve viditelném světle zřetelně poklesne.

Jakmile se hvězda začne opět smršťovat, zahřeje se a i malý vzestup teploty znamená, že se většina složitých molekul rozpadne. Hvězda náhle zprůhlední a my máme možnost do ní hlouběji nahlédnout. Jasnost Miry enormně stoupne -- proměnná hvězda se probojuje k novému maximu své jasnosti. Po čase se ale opět rozepne, zchladne a v jejím obalu se objeví nové molekuly. Celý koloběh se tedy opakuje...

Vzdálenost Miry se odhaduje na asi sto parseků, vzhledem ke změřenému úhlovému průměru 0,04'' se proto její střední velikost pohybuje kolem šesti set průměrů Slunce! Kdyby se tedy nacházela uprostřed Sluneční soustavy, sahala by její velmi řídká atmosféra až mezi dráhu Marsu a Jupiteru.

V maximu má Mira povrchovou teplotu kolem 2500 kelvinů a jejímu spektru dominují jasné čáry vodíku a temné pásy TiO2 (měly by být vidět i jednoduchým spektroskopem). Při cestě do minima, kdy se také mění její zabarvení z oranžové na temně rudou, klesá povrchová teplota na 1900 kelvinů a ve spektru mizí emisní čáry. V této době se ale objeví jiný systém spektrálních čar, jehož původcem je horký, slabý průvodce proměnné hvězdy -- tzv. Mira B. Úhlová vzdálenost obou hvězd je však příliš nízká na to, aby mohly být rozlišeny normálními amatérskými dalekohledy. Drobný průvodce, chladnoucí bílý trpaslík, se pohybuje ve vzdálenosti asi sedmdesát astronomických jednotek a zdá se, že alespoň částečně na sebe váže plyn unikající z obří Miry.

Zapomenuté galaxie

Jsou galaxie známé -- například M 101 z Velké medvědice. Jsou galaxie jasné -- například M 31 z Andromedy. A jsou galaxie tak říkajíc zapomenuté. Moc se o nich nehovoří, a přesto jsou snadno viditelné i malými dalekohledy. Celou řadu takto ignorovaných objektů přitom najdeme právě na podzimní obloze.

Například v souhvězdí Velryby narazíte na nejznámější a pravděpodobně i nejjasnější Seyfertovu galaxii -- M 77 (NGC 1068). Spatřit ji není obtížné. Leží asi stupeň jihovýchodně od d Ceti. Je vidět i v triedru, hezčí je ale v Sometu binaru 25x100 a samozřejmě ve větších dalekohledech. První, čeho si na M 77 asi všimnete, bude nápadné stelární jádro (asi 10 mag). Po chvíli se vám vynoří i slabé okraje o průměru několika úhlových minut a jihovýchodně od jádra i hvězda 11. velikosti. Někdy se může zdá, že je galaxie jasnější směrem od této hvězdy, pak prý připomíná miniaturní kometu.

M 77 patří mezi první galaxie, u kterých byla rozpoznána spirální struktura. Podařilo se to už v polovině devatenáctého století anglickému pozorovateli lordu Rossovi. Tento movitý amatér měl tehdy k dispozici největší dalekohled světa o průměru zrcadla kolem dvou metrů. Náznak spirální struktury je však patrný i v dalekohledech o průměru objektivu kolem dvaceti centimetrů. Přeci jenom, kvalita optiky se za poslední století prudce zlepšila.

Už na počátku dvacátého století se přitom zjistilo, že se M 77 chová skutečně velmi zvláštně. V jejím spektru byly občas pozorovány nápadné emisní čáry, které naznačovaly pohyb rozsáhlých oblak horkého plynu v centru galaxie. V době druhé světové války pak Carl K. Seyfert zjistil, že podobných galaxií existuje hned několik, a zavedl pro ně speciální kategorii, dnes označovanou jako Seyfertovy galaxie. Definitivní řešení zajímavého problému přinesl až Hubblův kosmický dalekohled. V centru M 77 totiž pozoroval rozsáhlou horkou mlhovinu, která se pohybuje kolem velmi malého objektu s hmotností přes deset milionů Sluncí. S největší pravděpodobností se tedy jedná o velmi hmotnou černou díru, která ve svém okolí vyžírá mezihvězdný plyn a samozřejmě i jednotlivé hvězdy. Část plynu však nepadá do kosmického inferna, nýbrž v podobě výtrysků horkého a velmi rychle se pohybujícího materiálu uniká ven z centra galaxie. Právě jeho záření pak sledujeme našimi detektory.

V souhvězdí Velryby najdete také jednu z galaxií tzv. Sochařovy kupy, velmi blízké skupiny galaxií, jejíž střed leží asi deset milionů světelných roků daleko. NGC 247 se sice nachází poměrně nízko nad obzorem, nejvýše bývá o půlnoci ke konci září a začátkem října, je však natolik jasná, že je vidět i v "mezerách mezi stromy". Dobře se hledá např. pomocí b Ceti, nejjasnější hvězdy Velryby. V triedru 7x50 má NGC 247 podobu menší mírně protáhlé mlhavé skvrnky, na jejímž jihozápadním okraji leží hvězda deváté velikosti. Samozřejmě lépe je vidět ve větších dalekohledech.

Dalším jasným členem Sochařovy kupy je NGC 253, která se nachází právě v souhvězdí Sochaře. Škoda jen, že je tak nízko nad obzorem. V opačném případě by totiž byla ozdobou naší oblohy a bezesporu by se dostala i do exkluzivního klubu Messiérovských objektů. Ostatně se honosí docela zajímavou přezdívkou Stříbrná mince.

Také NGC 253 se hledá docela snadno. Leží totiž jižně od b Ceti, sedm a půl stupně daleko. Jak se sami můžete přesvědčit, představuje velmi jasnou galaxii, po Magellanových oblacích dokonce nejjasnější galaxii jižní oblohy. Ve větších triedrech vypadá jako protáhlá skvrnka o délce až dvacet úhlových minut, tedy skoro dvou třetin Měsíce! Do oka vám přitom padne i při náhodném zametání oblohy. V newtonu 110/805 při třicetinásobném zvětšení se galaxie představí jako velká výrazně protáhlá skvrna bez nápadného středového zjasnění, kterou ve vzdálenosti dvou stupňů doprovází kulová hvězdokupa NGC 288. I ona je pozorovatelná -- jako kruhová skvrnka o průměru několika úhlových minut. NGC 288 však nepatří do NGC 253 nýbrž do naší Galaxie.

Celková hvězdná velikost NGC 253 se ve fotometrickém oboru V odhaduje na 7,4 magnitudy. Jedná se o spirální galaxii (má dvě hlavní ramena a nevýraznou příčku) bohatou na mezihvězdnou látku. Proto asi nikoho nepřekvapí, že obsahuje množství oblastí, kde vznikají nové hvězdy. Svou velkou aktivitou, doprovázenou tzv. "hvězdným supervětrem", který generují neustále explodující supernovy, je NGC 253 podobná například galaxii M 82. Většina supernov je ale skryta za neprůhlednou mezihvězdnou látkou -- rovina galaxie je totiž k zornému paprsku skloněna pod úhlem asi osmdesát stupňů. Ostatně právě proto má NGC 253 tak protáhlý tvar.

Zajímavou perličkou je i fakt, že NGC 253 objevila Karolína Herschelová, sestra Williama Herschela, jinak též vynikající pozorovatelka a objevitelka hned osmi nových komet. NGC 253 přitom představuje zřejmě největší klenot v galerii jejích úlovků. Narazila na ni 23. září 1783.

Z Kupy galaxií v souhvězdí Sochaře je patrná i NGC 300 a NGC 55. Obě jsou z jižnějších zeměpisných šířek patrné i v triedru. Nápadnější je NGC 55, která se v lecčem podobá NGC 253. Naopak NGC 300 je kruhová a promítá se na ni několik slabších hvězd.

V souhvězdí Sochaře se nachází ještě jeden velmi zajímavý objekt -- tzv. Galaxie v Sochaři, která patří mezi satelity naší Galaxie. Jako první svého druhu byla náhodně objevena při testování fotografických emulzí v roce 1937. Jde o trpasličí eliptickou galaxii s celkovou hvězdnou velikost devět magnitud. Díky svým úhlovým rozměrům (zabírá asi dva stupně čtverečné) má však natolik malý jas, že je amatérskými dalekohledy nepozorovatelná. Leží 80 tisíc parseků daleko, její průměr činí dva tisíce parseků a svítivost 1/10 000 svítivosti Galaxie. Střed tohoto zajímavého systému lokalizovaly fotografie někde pod s Sochaře.

S objekty vzdáleného vesmíru v souhvězdí Velryby se rozloučíme pohledem na planetární mlhovinu NGC 246 poblíž trojice hvězd j₁, j₂ a j₃ Ceti. Už v triedru si přitom můžete všimnout, že není úplně bodová, jak by se na běžnou hvězdu slušelo, nýbrž že jde o skutečný, byť velmi drobný kotouček! Nečekejte však něco tak nápadného jako v případě Činky z Lištičky. NGC 246 vypadá jako mlhavá skvrnka o průměru asi dvou úhlových minut

 

Souhvězdí pojmenované po bájné řece Eridanus není vlastně příliš zajímavé. Rozlohou sice patří mezi ty největší, nicméně na 1138 čtverečních stupních jeho rozlohy najdete jenom tři hvězdy třetí velikosti. Výjimkou je hluboko na jihu Achernar s hvězdnou velikostí 0,5 magnitudy. Eridanus neobsahuje žádnou otevřenou hvězdokupu a jediná jeho kulová hvězdokupa -- objevená fotograficky v roce 1976 -- je amatérským přístrojům zcela nedostupná. Mlhovina IC 2118 na východním okraji, kterou zřejmě osvětluje Rigel z Oriona, je příliš slabá, takže za zmínku stojí pouze planetární mlhovina NGC 1535 (viditelná i v malém dalekohledu) a celá hrst dvojhvězd a vícehvězd. Mezi ně patří i omikron Eridani, kterou tvoří dvě stálice o1 Eri -- nese jméno Beid -- a jen mírně slabší o2 Eri nazývaná Keid. Označení pochází -- jak jinak -- z arabštiny. Beid nejspíše vzniklo z Al Baid, Vejce, Keid je zkomoleninou Al Kaid -- Skořápky. Aniž bych chtěl naše předky nějak kárat, názvy měli přehodit. Zatímco Vejce je prakticky nezajímavou hvězdou ve vzdálenosti 125 světelných let, ze Skořápky se vylíhl velmi zvláštní systém. Nebyl by to William Herschel Williamem Herschelem, aby si v roce 1783 nevšiml, že Keid, jinak též 40 Eridani, tvoří dvě hvězdy (4,5 a 9 mag) s úhlovou vzdáleností kolem jeden a půl minuty. O tři čtvrtě století později zjistil jiný slavný pozorovatel dvojhvězd, Otto Struve, že se slabší složka ve skutečnosti rozpadá na dvě stálice; s jasností 9,5 a 11,2 magnitudy a úhlovou vzdáleností jenom několi vteřin.   Na Skořápku, tedy o2 Eridani, se určitě nezapomeňte podívat nějakým trochu větším dalekohledem, řekněme od průměru objektivu osm centimetrů. Uvidíte v něm nápadnou mírně naoranžovělou o2 Eri A (Vulkánské slunce) a poblíž slabý pár bílých hvězd -- ta jasnější o2 Eri B je bílým trpaslíkem, zatímco chladnější červený trpaslík o2 Eri C je zhruba o jednu magnitudu slabší. Bílý trpaslík má sice průměr jenom osmnáct tisíc kilometrů, jeho povrchová teplota však dosahuje přes třináct tisíc stupňů Celsia. Proto má v porovnání se Sluncem asi třetinový zářivý výkon. Červený trpaslík, byť má zhruba poloviční průměr jako Slunce, je velmi chladný. Se třemi tisíci kelviny má zářivý výkon jenom 0,08 Slunce. Důležité je, že celý systém leží hodně blízko; se vzdáleností šestnáct světelných let se dostala do paté desítky v tabulce nejintimnějších přátel Slunce. Právě proto se už na počátku devatenáctého století podařilo zjistit, že "prostřední" člen trojhvězdy má velmi zvláštní spektrum -- nápadně rozšířené čáry vodíku. Jak se později ukázalo, jedná se o charakteristický znak tzv. bílých trpaslíků, chladnoucích jader zaniklých hvězd. Od té doby se na systém o2 Eri B podívala celá řada astronomických přístrojů, takže máme velmi dobrou představu o jeho podobě: sonda Hipparcos nám prozradila, že má hmotnost rovnou polovině Slunce. Chladnoucí hvězdné jádro má však průměr jenom 18 tisíc kilometrů, tedy o pouhou polovinu více než Země. S kalkulačkou v ruce určitě snadno spočítáte jakou neuvěřitelnou střední hustotu má: 0,28 x 109 kg.m-3. Kávová lžička materiálu nabraného z povrchu by tedy vážila čtvrt tuny! Omikron 2 Eridani B je tedy bílým trpaslíkem! Ba co víc, je prvním známým bílým trpaslíkem a navíc i jedním z mála, který je dostupný menším astronomickým přístrojům! Podívejme se nyní letmo na celý systém o2 Eridani jaksi z nadhledu. Náš trpaslík o2 Eri B se pohybuje ve společnosti o magnitudu slabší hvězdy, pro změnu červeného trpaslíka. Na základě dlouhodobých pečlivých měření různých pozorovatelů dvojvězd víme, že obíhají kolem společného těžiště s periodou 248 let; přibližují se k sobě až na necelé dvě úhlové vteřiny a naopak vzdalují na téměř devět vteřin. Jejich průměrná prostorová vzdálenost činí asi čtyřicet pět astronomických jednotek, tedy více než je vzdálenost Pluto-Slunce. Nejjasnější člen systému omikron 2 Eridani A leží poněkud odstrčen -- dva světelné dny, tj. čtyři sta astronomických jednotek, od této dvojice. (Kolem společného těžiště obíhají s periodou asi osm tisíc roků.) Může se však pochlubit jednou zajímavostí: právě u ní leží Vulkán -- domovská planeta špičatouchého Mr. Spocka ze známé série Star Trek! Skutečně. V roce 1991 jsme shodou náhod oslavili dvě čtvrtstoletí: kulatého jubilea se dočkal tzv. HK project observatoře Wilson, kde hvězdáři monitorují magnetickou aktivitu několika set Slunci podobných hvězd, a podobně slavili i tvůrci televizního seriálu Star Trek. K jeho celosvětovému úspěchu, ze kterého dodnes těží další (neoriginální) nástupci, bezesporu přispěla zajímavá postava "člověka" bez emocí -- Mr. Spocka. Podle scénářů pocházel ze zvláštní, velmi horké planety Vulkán. Tohle zajímavé místo sice nebylo nikdy identifikováno s konkrétní hvězdou, nicméně v literatuře se dva kandidáti objevily: epsílon nebo omikron dvě Eridani. Na oba se při oslavách "podívali" členové HK projektu a brzy se přiklonili ke druhé z možností: 40 Eridani A je totiž ideálním vulkánským sluncem. HK projekt dostal jméno podle dvojice spektrálních čar vápníku H a K -- z jejich vzhledu lze totiž odvodit změny magnetické aktivity stálice a tak i její věk. Hvězdáři z kalifornské hory Wilson došli k jednoznačnému závěru: epsílon Eridani je stará nejvýše jednu miliardu roků, takže pokud se zde nachází nějaké planety, život neměl dostatek času ke stvoření inteligentních živočichů, nanejvýš se zmohl na nějaké bakterie. To 40 Eridani A je coby vulkánské slunce ideální, její věk totiž odhadli na čtyři miliardy roků! Oproti naší hvězdě má sice poněkud chladnější povrch a je také méně svítivější, potenciální planeta by však mohla obíhat blíže, v porovnání se Sluneční soustavou někde mezi Merkurem a Venuší. Její oblohu by zdobilo naoranžovělé Slunce jedenapůlkrát větší než naše. A dvojice trpaslíků? Jsou sice natolik daleko, že při pohledu z Vulkánu vypadají jako zářící body -- nicméně naprosto nepřehlédnutelné: o2 Eri B s jasností -7,5 magnitudy (šestnáctkrát jasnější než Venuše), o2 Eri C o magnitudu slabší. Na obloze by se nikdy nevzdálily na více než šířku sevřené pěsti na natažené ruce. Určitě se jedná o úžasný pohled!

Ryby

Do naši přehlídky "vodního světa" bezesporu patří i Ryby, rozsáhlé ale nijak výrazné souhvězdí podél ekliptiky. Spolu s Rakem představují Ryby jediná dvě ekliptikální souhvězdí, které neobsahují žádnou hvězdu jasnější tří magnitud! Jejich pověst proto zachraňuje jen velmi chudá hrstka zajímavých objektů. Majitelům menších dalekohledů a triedrů doporučujeme prohlédnout především dvojhvězdy z a y₁ Psc. První z nich je složena z hvězd jasných 4,2 a 5,3 magnitudy vzdálených od sebe půl úhlové minuty. Druhá je obdobně širokou dvojicí stejně jasných hvězd (5,7 mag).

Jeden a půl stupně severovýchodně od h Psc se můžete podívat na galaxii M 74 (NGC 628). V triedru je sice na hranici viditelnosti, ve větších dalekohledech se ale jedná o velmi snadný objekt. Vypadá jako kruhová skvrnka o průměru kolem šesti úhlových minut s nenápadným jádrem. Také se na ni promítá několik slabých hvězd. Náznaky spirálních ramen jsou pozorovatelné až v třiceticentimetrových dalekohledech.

Za zmínku pak stojí i TX Piscium, označovaná též Flamsteedovým číslem 19, která představuje jednu z nejnápadnějších uhlíkových hvězd. Jednak mění jasnost, což není tak podstatné, jednak je zřetelně naoranžovělá. Ostatně přesvědčete se na vlastní oči. Stačí k tomu triedr na stativu.

Fomalhaut

Hlavní hrdinkou jinak zapomenutého souhvězdí Jižní ryby je Fomalhaut, stálice první velikosti, která v podobě poblikávajícího majáku září nízko nad podzimním obzorem. A skutečně, pravidelný kosmoplavec se jen stěží ubrání jakési melancholii a přídavku tajemna, které doprovází tuto výjimečnou hvězdu na cestě od východu k západu v průběhu několika málo hodin kolem zářijové půlnoci.

Jméno Fomalhaut pochází z arabštiny, ze zkomoleniny al-Fum al Hut, tedy ústa ryby. V triedru vypadá jako světle modrá hvězda, která však bojuje s neklidem zemské atmosféry a také nezbytným "odmodráním". Za příhodných podmínek proto dokonce zoranžoví a nebo úplně zčervená.

I bez tohoto barevného představení patří Fomalhaut mezi zvláštní objekty. Nachází se pouze 25 světelných roků daleko a jak dokazují pozorování v infračerveném oboru spektra, obklopuje ho rozsáhlý oblak plynu a prachu. V těsném okolí hvězdy je dokonce zřetelná proluka, což sugestivně naznačuje, že se zde mohly vytvořit kompaktnějších zárodky planet, které však zatím nemáme možnost vidět. To, co sledujeme, je prach a drobná tělíska ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy, zhruba v těch místech, kde by mohla být obdoba našeho Kuiperova pásu planetek a komet. Na rozdíl od našeho Slunce je ale Fomalhaut starý pouze dvě stě milionů roků, takže zdejší planetární soustava je teprve na počátku vývoje. Pokud zde vůbec existuje.

 

Souhvězdí Eridana a Velryby je bohaté na řadu poměrně blízkých hvězd. Na první pohled sice nevypadají nijak zvláštně, pokud ale zrychlíme čas, dají se přímo do úprku. Animace ukazuje změny poloh nejjasnějších stálic v průběhu následujících 30 tisíc roků -- nejrychleji se pohybuje e Eridani (vzdálenost 10,5 sv. roku), t Ceti (11,9 sv. roků), o2 Eridani (16,4 sv. roků) a 82 G Eridani (19,8 sv. roku). Zastavme se na chvíli u první jmenované hvězdy. Epsílon Eridani je o něco lehčí než naše Slunce, poněkud chladnější a především výrazně mladší. Odhaduje se, že oslavila teprve první miliardu. Sledujeme ji ze vzdálenosti pouhých 10 a půl světelného roku a do obecného podvědomí se dostala v roce 1960 díky Franku Drakovi, jenž si ji vybral jeden ze dvou cílů projektu Ozma, při kterém pátral po rádiových projevech mimozemských civilizací. Samozřejmě neúspěšně. První domněnka, že by v okolí e Eridani mohla existovat vzdálená planeta, pochází z roku 1990. Klíčový důkaz podaly záběry pořízené v oboru mikrovln, na kterých se podařilo sledovat rozsáhlý asymetrický prsten prachových částic. Sahá zhruba 60 astronomických jednotek od e Eridani a může být obdobou tzv. Oortova oblaku v naší Sluneční soustavě. Nepravidelný tvar obálky se přitom vysvětluje přítomností hmotnější planety pohybující se na vnitřní straně prstenu, ve vzdálenosti kolem 30 astronomických jednotek. Později se podařilo detekovat i další těleso -- s minimální hmotností kolem jednoho Jupiteru, které se pohybuje ve vzdálenosti asi tři astronomické jednotky. Epsílon Eridiani je tedy nejbližším planetárním systémem. Je tak blízko, že existují reálné šance na přímou detekci jejích planet. Inteligentní bytosti zde ale najdeme jenom stěží. Hvězda je nejvýše jednu miliardu roků stará, takže život zde pravděpodobně neměl příliš času k jakémukoli vývoji. Nanejvýš se zmohl na nějaké bakterie.

Na sever!

Existuje část oblohy, na kterou se dá -- prakticky bez jakéhokoli rozdílu -- hledět po celý kalendářní rok. Ano, v lednu, v dubnu, v srpnu i v říjnu, stále nám padesát stupňů nad severním obzorem stojí Polárka, nijak nápadná, avšak nesmírně důležitá hvězda z Malé medvědice.

Lze říci, že na nebesích existují tři hvězdy, které vždy zásadním způsobem ovlivňovaly běžný lidský život. Tou první je samozřejmě Slunce. Druhou král zimní oblohy Sírius a třetí Polárka z Malé medvědice. Jakkoli se jedná o stálici, která se sotva protlačila do páté desítky nejjasnějších hvězd, v minulých staletích k ní upírali zrak jak poutníci na pouštích tak i odvážní mořeplavci. Právě její nenápadný svit totiž určoval klíčový směr k severu a nedovolil sejít z cesty do nebezpečného neznáma.

Polárka si však naši pozornost zaslouží i z jiného důvodu než jenom proto, že se náhodou ocitla poblíž severního nebeského pólu. Ostatně o tuto výsadu po pár tisících rocích stejně přijde. Díky precesi zemské osy se totiž pomyslný šroub nebeského severního pólu mezi hvězdami nezadržitelně posouvá. Kolem roku tři tisíce před naším letopočtem byl pólu nejblíž Thuban (a Draconis), naopak ve 14. tisíciletí našeho letopočtu se za Polárku převleče Vega (a Lyrae). Za pár století tedy a UMi zcela logicky pozbude jméno Polárka a lidé se zřejmě vrátí k alternativnímu jménu Kynosura, což v řečtině znamená Psí chvost.

Řada laiků považuje za Polárku buď "hvězdu, která se momentálně nachází přímo nad moji hlavou", nebo "tu nejjasnější hvězdu na obloze". Jejich škoda, obzvlášť pokud se rozhodnou někde zabloudit. My, kteří víme, kde Polárku hledat, bychom ale neměli váhat a první jasnou noc na ni namířit dalekohled. Nejlépe nějaký větší s dostatečným zvětšením.

Jakkoli nebude jednoduché přístroj na paralaktické montáži tímto směrem natočit, odměnou vám bude pohled na roztomilou dvojhvězdu. Modrobílý průvodce deváté velikosti leží necelých dvacet úhlových vteřin daleko a měl by být patrný už v dalekohledu s průměrem objektivu kolem sedmi centimetrů. Je téměř jisté, že obě viditelné hvězdy obíhají kolem společného těžiště, byť se jedná o periodu v řádu nejméně několika tisíc roků. Polárka A je však navíc dvojitá. Spektrum prozradilo, že kolem ní jednou za třicet roků oběhne neviditelný průvodce.

A aby toho nebylo málo, Polárka A je navíc velmi zvláštní proměnná hvězda typu d Cephei. Původně se sice se čtyřdenní periodou měnila až o dvě desetiny magnitudy, ve druhé polovině dvacátého století však astronomové sledovali, jak se amplituda těchto variací postupně zmenšovala až téměř vymizela. Zřejmě totiž pulzuje v tzv. první harmonické, asi jako struna držená prstem uprostřed své délky. My proto vidíme rytmicky pulzovat jen vnější části atmosféry, které jsou tak řídké, že se to na jasnosti prakticky neprojeví. Nezbytné je však poznamenat, že existuje i řada dalších, alternativních vysvětlení, proč a UMi pulsuje tak, jak pulsuje.

Jako na potvoru je přitom Polárka nejbližší cefeidou -- sonda Hipparcos odhadla vzdálenost této kuriozity na 430 světelných roků, pomocí speciálního interferometru Americké námořní observatoře se dokonce podařilo změřit i její průměr na 46 Sluncí.

Ani sousedství Polárky není rozhodně nezajímavé. Přímo na jih od ní si můžete v triedru nebo divadelním kukátku všimnout jakéhosi prstýnku hvězd sedmé a osmé velikosti, kterému se někdy přezdívá "Polárčin zásnubní". Jistě, tohle je kuriozita, nicméně NGC 188 si už vaši pozornost zaslouží zcela bez diskuze.

Zatímco dvojice c a h v Perseovi vznikala v době, kdy se na Zemi rozkoukával druh Homo sapiens, Plejády se rozzářily nad hlavami umírajících dinosaurů a Hyády svítily slizkým primitivním řasám v mělkých mořích, otevřená hvězdokupa NGC 188 zde byla už v okamžiku vzniku Slunce a samozřejmě i planetárního systému. Stáří této netradiční soustavy se totiž odhaduje na šest miliard roků!

Ostatně to dokazuje i její vzhled. Marně byste v ní hledali nějaké jasnější hvězdy. NGC 188 sice leží jen čtyři stupně od Polárky, blízko hvězdy, kterou Flamsteed nazval 2 UMi, formálně však patří do Cephea. A rozhodně to není nápadný objekt -- ačkoliv se celková jasnost kupy udává kolem osmi magnitud, je rozprostřena na plošce v průměru 13 úhlových minut a její nejasnější hvězdy nemají ani 10 magnitud! Za velmi dobrých podmínek se vám ukáže jako nevýrazný "duch" i v triedru 10x50. To však musí být skutečně dobré podmínky, na světlejší obloze se totiž okamžitě ztratí z dohledu. V obřím binaru typu Somet 25x100 si můžete navíc všimnout, že se skládá z řady drobných hvězdiček, kterých je více než stovka.

NGC 188 je vůbec dost neobvyklá. Typické otevřené hvězdokupy totiž nacházíme v pásu Mléčné dráhy, ty mladé dokonce velice blízko galaktické roviny (pokud ovšem nejsou blízko k nám, jako třeba Plejády, které se jen promítají dost daleko od Mléčné dráhy). Vzdálenost NGC 188 však astronomové odhadují na téměř dvacet tisíc světelných roků. A protože ji pozorujeme dvacet stupňů od galaktického rovníku, musí být skoro dva tisíce světelných roků daleko od roviny Galaxie. Vysvětlení se tudíž naskýtají dvě hned dvě: buďto v době jejího vzniku bylo ještě dost hmoty pro tvoření hvězdokup v galaktickém halu, nebo tam NGC 188 odputovala během svého dlouhého života. Ostatně ani naše Slunce nemá co pohledávat tak blízko roviny Galaxie, podobné hvězdy jsou vesměs mnohem dál. Však za toto postavení také draze platíme: spoustu zajímavých objektů nevidíme proto, že je zaclánějí prachová mračna soustředěná v úzkém pruhu podél roviny Galaxie.

 

Byl to jeden z prvních, skutečně velikých astronomických objevů. Řecký astronom Hipparchos někdy kolem roku 130 před naším letopočtem zjistil, že se posouvá průsečík rovníku a ekliptiky, tzv. jarní bod! Porovnáním vlastních pozorování a záznamů zhotovených o sto sedmdesát roků dříve totiž došel k podivuhodnému objevu, že se tzv. jarní bod posunul o celé dva stupně. K přesnému měření polohy Slunce přitom využil téměř geniálního triku: jednoduše se díval, kde se v době úplného zatmění nachází Měsíc. V takovém okamžiku pak Slunce leželo přesně na opačné straně. Ostatně takto nějak možná astronomové vystopovali průběh ekliptiky mezi hvězdami. Od dob Hipparcha tedy můžeme sledovat, jak se jarní bod ze souhvězdí Berana přesunul do Ryb a nyní směřuje do Vodnáře. Ostatně se o tom zpívá ve slavném muzikálu Vlasy. Všechno má na svědomí již zmiňovaná precese zemské osy, která se díky přítomnosti Slunce a Měsíce v prostoru stáčí podobně jako dětská káča. Osa otáčení Země prostě nemíří do jednoho místa na obloze, ale v prostoru opisuje plášť kužele s osou kolmou k rovině oběhu a vrcholovým úhlem 47 stupňů. Sklon rotační osy k rovině oběhu tedy zůstává více méně zachován, směr, kam osa míří, se však pomalu mění. Celé to dění se nám samozřejmě promítá i na oblohu. Zatímco poloha ekliptiky zůstává na hvězdné obloze stálá, mění se poloha průsečíku ekliptiky a nebeského rovníku (tj. posouvá se jarní a podzimní bod), stejně tak mezi hvězdami putuje severní a jižní nebeský pól. Celý cyklus trvá jeden tzv. platónský rok, tedy necelých 26 tisíc roků. Což je sice z hlediska jednoho lidského života doba skutečně veliká, z pohledu historika se však jedná o docela kratičký okamžik, jenž se promítá i do lidských dějin. Taková Polárka (a UMi) je v současnosti asi tři čtvrtě stupně daleko od nebeského pólu. Ještě zhruba sto roků bude úhlová vzdálenost obou bodů klesat, pak se ale začne severní nebeský pól opět vzdalovat. Ve čtvrtém tisíciletí se tak "Polárkou" stane g Cephei, o tři tisíce roků později a Cephei a ve 14. tisíciletí Vega z Lyry! Na otázku, kdy přesně bude Polárka nejblíž k severnímu nebeskému pólu, však není jednoduché odpovědět. Pod vlivem Měsíce i jiných těles Sluneční soustavy totiž zemská osa nekoná pouze precesní pohyb, nýbrž i řadu dalších (např. nutaci). Do hry pak vstupuje i tzv. roční aberace a řada dalších jevů. Zdá se však, že nejblíže a UMi bude 24. března 2100, kdy se přiblíží na 27 úhlových minut a 9 vteřin. Dost možná se ale v dalších rocích dočkáme nějakého zpřesnění. Podívejme se ale také do minulosti. Ještě v polovině 16. století byla a UMi tak daleko od nebeského pólu, že se v mapách vyznačovala odděleně. V rozpuku řecké i římské kultury byly k pólu nejblíže Kochab (b UMi) a Phecda (g UMi) a v době, kdy na břehu Nilu vznikaly pyramidy, určoval směr k severu Thuban (a Draconis). A šlo o skutečně parádní Polárku! Kolem roku 2830 před naším letopočtem se totiž Thuban ocitl pouze deset úhlových minut od severního nebeského pólu. V literatuře dokonce koluje představa, že vstupní chodba, event. jedna z větracích šachet Cheopsovy pyramidy mířila právě na tuto hvězdu. I když tehdejší konstruktéři bezesporu využívali Thuban jako "záměrnou" hvězdu, myšlenka s dokonalou orientací chodby byla přesnými výpočty vyvrácena. Problém s pohyblivou Polárkou ostatně názorně demonstruje i tento úryvek ze hry Julius Caesar od Williama Shakespeara: Dal bych se pohnout snad, být jako vy: sám umět prosit, dojal bych se prosbou. Však já jsem stálý jako Severka, jíž nerovná se věrným, pevným klidem nic na veškerém nebi zářícím. Bezpočet jisker skví se na obloze, všechny jsou oheň, jedna každá svítí, však jenom jediná se nepohne. Tak je i na zemi: je plná lidí, již tělo jsou a krev a mají rozum. Však jednoho jen mezi všemi znám, kdo nezdolně své důstojenství třímá, kým nelze nepohnout. A že já to jsem, ukázat dovolte mi také tím, že na vyhnání Cimbrovu jsem trval a neoblomně na něm trvám dál. Za života Williama Shakespeara byla Polárka skutečně pouhé dva stupně od severního nebeského pólu, takže se při zamhouření oka jevila nehybná. Ovšem římský císař Julius Caesar žil o jeden a půl tisíciletí dříve! Tehdy byla Polárka celých deset stupňů daleko a rozhodně ji nebylo možné považovat za nehybnou. Na obloze totiž opisovala kružnici o poloměru asi deset stupňů! Prohlášení "Stálý jako Severní hvězda" je tudíž neplatné hned z několika důvodů -- jednak je a UMi Polárkou jen dočasně, navíc mění svoji jasnost... Chudák Caesar, není divu, že to s ním dopadlo tak, jak to dopadlo.