Takto dokonale a podrobně zakreslil vzhled Mlhoviny v Orionu Angelo Secchi v letech 1867-8. Originál, který má rozměry 45.5x35.5 cm, najdete v práci "Grande Nebulosa di theta Orione" (Firenze, 1868), kterou mají například v ondřejovské knihovně.

Z jeho snažení nám ale přeci jenom něco dodnes zůstalo. V Memoirs Královské astronomické společnosti roku 1826 vyšla kresba (její adaptaci najdete na této straně), ve které jsou pojmenovány nejnápadnější útvary M 42 - některé dle "zřetelné podobnosti mlhoviny k hlavě, čumáku a tlamě monstrózního zvířete, příšery", zbývající dle dřívějších slavných pozorovatelů, kteří M 42 také sledovali. Regio Huygeniana, Huygensova oblast, je nejjasnější částí mlhoviny. Název dostala podle Christiaana Huygense, kterého Herschel považoval za objevitele M 42. (Jím ve skutečnosti zřejmě byl Nicolas Peiresc z Francie (1611) a Johann Baptist Cysat ze Švýcarska, jenž při pozorování komety roku 1618 nalezl "těsnou skupinku hvězd, vloženou do jasné, světlé mlhoviny".) Obklopuje Trapez a byla Johnem přirovnána ke "sražené kapalině, povrchu pokrytém chumáči vlny, resp. rozervané drobně pruhované obloze". Koresponduje s vrchní části hlavy monstra: Fronsznačí Čelo, Occiput - Temeno a Rostrum - Zobák.

Na jihovýchod od Rostrum je Proboscis Major - Velký chobot, mlhavý pás, který poprvé roku 1773 pozoroval Charles Messier s 3.3-palcovým refraktorem. Temná oblast mezi ním a Proboscis Minor se nazývá Regio Messieriana.

Nápadný temný pás, který sahá od východního  okraje až k Trapezu a jenž tvoří otevřenou tlamu příšery, pojmenoval John Herschel Sinus Magnus (Velký záliv). Několik pozorovatelů (viz též kresba na protější straně) v něm  vidělo jeden i více slabých svítících pásů - ten nejnápadnější byl později (ne však Johnem) označen podle známého  německého amatéra, který ho popsal roku 1797, jako Pons Schroeteri (Schröterův most). Jižně od Regio Huygeniana leží jiný zřetelný temný záliv - Sinus Gentilii, jehož jméno připomíná francouzského astronoma G. H. Le Gentila,1 který jej poprvé detekoval roku 1758. (Guillaume Joseoh Hyacinthe Jean Baptiste Le Gentil de la Galaziere (1725-1792)mimo jiné objevil M 32, 36, 37 a mlhovinu Lagunu).

Kromě těchto detailů zavedl John Herschel i pojmenování (podle prvních pozorovatelů M 42) šesti rozsáhlejších částí mlhoviny. Ve směru hodinových ručiček to je Regio Gentiliana, Regio Huygeniana(Christiaan Huygens (1629 - 1695) se především proslavil jako objevitel prstenců Saturna a jeho největšího měsíce Titanu. S použitím dva a čtvrt palcového refraktoru také zhotovil roku 1659 nejstarší dochovanou kresbu M 42.) , Regio Derhamiana, ( William Derham (1657 - 1735) jako první pozoroval popelavý svit Venuše a byl mimo jiné kaplanem Prince z Walesu, pozdějšího krále George II.) Regio Picardiana, (Jean Picard (1620 - 1682) založil známé efemeridy "Connaissance des Temps". ) Regio Godiniana (Louis Godin (1704 - 1760) byl matematikem a geodetem.) a Regio Fouchiana. (J. P. Grandjean de Fouchy. To je vše, co se mi o něm podařilo zjistit). V identifikační  kresbě jsou zhruba jednotlivé oblasti odděleny pomocí spojnic jasnějších hvězd, které se promítají na mlhovinu (takových Herschel s 5-ti palcovým refraktorem napočítal přes 150). Mnohé z nich jsou proměnné, ty nejjasnější byly známy již v polovině minulého století (např. T, AF, AP, AQ a NV Ori objevil v letech 1857 až 1865 William Cranch Bond, první ředitel Harvardské observatoře.), a dnes jich je celkem známo přes padesát. Dvě jsou dokonce vyznačeny ve skice: KS Ori a V362 Ori - mění hvězdnou velikost mezi 9.9 až 10.9, resp. 7.8 až 9.6 magnitudy. ( Označení Bond 479 je původem z katalogu hvězd mlhoviny stejnomenného autora.)

Historie vizuálního studia Mlhoviny v Orionu a osudy všech zúčastněných pozorovatelů by vydalo na nejedno povídání. Ale nejen historií je tento objekt zajímavý. I dnes na M 42, coby významnou hvězdnou porodnici, míří mnohé významné přístroje. Podívejte se proto na ni i vy a zjistěte, co všechno z ní můžete spatřit.

1 Guillaume Joseph Hyacinthe Jean Baptiste Le Gentil de la Galaziere (1725 - 1792) mimo jiné objevil M 32, 36, 37 a mlhovinu Lagunu

Mlhavé hvězdy

Hvězdokupy a hvězdné asociace pozoruje lidstvo vlastně již od pradávných časů. Sice si to tehdejší "dřevění astronomové" nebyli s to uvědomit, ale jasné členy některých kup, jako je třeba pohybová hvězdokupa Ursae Maioris či rozsáhlá skupina hvězd ze souhvězdí Oriona a jeho okolí, dnes označovaná jako hvězdná asociace Orion OB 1, si dokonce nevědomky pospojovali myšlenými čarami do souhvězdí. odkazpodčarou Poslední dohady o tom, zda mohou také některá další souhvězdí tvořit či netvořit fyzicky vázané systémy, skončily až v polovině minulého století. Stalo se tak poté, co byly objeveny vlastní pohyby většiny jasnějších hvězd.

Po stejně dlouhou dobu jako výše uvedená seskupení jsou lidstvu známy také některé úhlově podstatně menší a kompaktnější skupiny hvězd. Jedná se samozřejmě o otevřené hvězdokupy Plejády (M 45, Mel 22) a Hyády (Mel 25) a o kupu Comae Berenices (Mel 111), které jsou rozložitelné na jednotlivé hvězdy již při pozorování pouhým okem.

Patrně jen o málo mladší je lidstvu znalost několika mlhavých hvězd. Takové hvězdy byly většinou uváděny již v těch nejstarších hvězdných katalozích. Tolik populární Hipparchos (190-125 před n.l.) uvádí ve svém katalogu z poloviny druhého století před Kristem minimálně dvě mlhavé hvězdy: jednu v Perseovi (dnes je známa jako c a h Persei), jednu v rakovi (Jesličky, Včelí úl, dnes např. M 44).

Ve druhé polovině prvního století pak k objektům obsaženým v Hipparchově katalogu připojuje Klaudius Ptolemaios (100-178 ? n.l.)

odkazpodčarou Kdy nepřesně žil tento významný antický astronom nevíme. Jisté je pouze datum jeho prvního a posledního pozorování. Z nich se odvozuje rok narození i smrti.

další tři mlhavé hvězdy, které jsou dnes všechny klasifikovány jako otevřené hvězdokupy: hvězdokupu M 7 ve Štíru, kupu ve středu Vlasů Bereniky a mlhovinu zvanou Hlava Oriona, tvořenou několika hvězdami a dnes známou jako kupa l Orionis (Cr 69).

Fakticky druhou revizí a zdokonalením Hipparchova hvězdného katalogu je dílo perského učence a astronoma Al-Sufiho (903-986). Kromě toho, že Al-Sufi uvádí přesnější hvězdné velikosti, inovuje také soupis známých mlhavých objektů. Jeho katalog obsahuje z výše jmenovaných objektů Jesličky, dvojitou kupu Persea a hvězdokupy M 7 a l Orionis. Chybí v něm skupina hvězd Kštice Bereniky, ale objevují se další dva mlhavé obláčky - otevřená hvězdokupa IC 2391, obklopující hvězdu o Velorum, a také všem známá mlhovina - galaxie M 31 Andromedy.

K obrázku: Hipparchos z Níkaie byl jedním z nejvýznamnějších antických astronomů. Působil v letech 160 až 125 př.n.l. převážně na ostrově Rhodos, občas i v Alexandrii. Kromě komentáře k Arátově didaktické básni se ale všechna jeho díla ztratila. O těch nejdůležitějších jsme informováni z díla Klaudia Ptolemaia. Největším Hipparchovým vědeckým přínosem bylo objevení precese podzimního bodu. Stálice Spica se podle jeho výpočtů přibližuje podzimnímu bodu o 1stupňů za 80 let (dnes se počítá zhruba 1stupňů za 72 let). O přesnosti jeho měření svědčí i určení délky roku (jen o 6 minut 26 vteřin déle) a měsíce, kterou vypočítal jen o necelou sekundu kratší. Sestavil též katalog s více než 800 hvězdami. Jejich polohu zřejmě jako první určoval podle šířky a délky.

Po celých osmnáct století - v časech od Hipparcha až po Galileiho - si jsou astronomové vědomi existence jen dvou nebo tří "očividných" hvězdokup: jsou jimi Plejády, Hyády a kupa ve Vlasech Bereniky. Před očima sice mají také dvě další soustavy, které dnes označujeme jako pohybovou hvězdokupu a hvězdnou asociaci, domnívají se však, tyto skupiny se nikterak neliší od ostatních, obyčejných souhvězdí. K tomu všemu znají polohu pěti či šesti mlhavých obláčků, ale o jejich skutečné podstatě nemají ani tušení; spojovat si je s hvězdokupami je zcela jistě nenapadá.

Mlhavé skvrnky v dalekohledech

Další etapa výzkumu hvězdokup (a po dvě století současně s nimi také mlhovin) se mohla začít odvíjet až v době po vynalezení dalekohledu. V letech 1609 a 1610 zjišťuje Galileo Galilei (1564-1642), že možnosti jeho dalekohledů jsou dosud nevídané. Postupně objeví asi 80 nových hvězd v oblasti Orionova Meče a Pásu, napočítá 40 slabých a dosud neznámých hvězd v Plejádách, 20 nových hvězd ve skupině Hlavy Oriona (lambda Ori), a mlhavý objekt Jesliček se mu v dalekohledu rozloží na skupinku přibližně čtyř desítek slabých hvězd. Také některé výrazné části Mléčné dráhy se Galileimu podaří rozložit ve hvězdy.

Galileo byl těmito objevy natolik nadšen, že se pak ve svém díle ita Hvězdný posel (Sidereus Nuncius, 1610) odvažuje tvrdit, že všechny objekty tohoto druhu, tehdy nazývané mlhovinami a mlhavými hvězdami, jsou ve skutečnosti skupinami slabých hvězd - hvězdokupami. Skutečnost, že je jako hvězdokupy nepozorujeme, zdůvodňuje tak, že jsou od nás příliš vzdáleny a lidstvu dostupné dalekohledy jsou příliš slabé.

K obrázku: "Abych ukázal na pár příkladech jejich téměř neuvěřitelné množství, rozhodl jsem se popsat dvě souhvězdí, abychom si z toho mohli učinit úsudek i o ostatních. Nejdříve jsem se rozhodl nakreslit celé Orionovo souhvězdí, leč ohromen velikým množstvím hvězd a nedostatkem času, zanechal jsem tento postup na jindy; vždyť jich více než pět set rozseto jest okolo starých hvězd v rozmezí jednoho či dvou stupňů. Proto kromě tří v Opasku a šesti v meči, které již dlouho byly zaznamenány, doplnil jsem sousedících dalších osmdesát, nedávno viděných, vzdálenosti mezi nimiž jsem uchoval pokud možno co nejpřesnější. Známé čili staré hvězdy jsem pro názornost a odlišení nakreslil větší a dvojitou čarou; druhé, neviděné, menší a jednoduchými čarami; odlišnosti ve velikostech jsem, nakolik to bylo možné, zachoval také."

V roce 1610 je pomocí dalekohledu objevena také první skutečná mlhovina - Velká mlhovina M 42 v Orionu. Zadařilo se tak Francouzi Nicholasi Peirescovi; velký Galileo ji přehlédl, a to i přes to, že je viditelná pouhým okem. (Někdy se také jako objevitel mlhoviny M 42 uvádí Christian Huygens (rok 1656) - takto se mýlí již samotný pan Messier ve svém proslulém katalogu. Od něho ale pochází první dochovaná kresba.)

Mezitím uběhne téměř půl století, než je dalekohledem objeven další mlhavý objekt. Je jím kulová hvězdokupa M 22 Sagittarii. Prvenství jejího objevu však není zcela jasné: většinou se jako objevitel M 22 uvádí Němec Abraham Ihle, jenž ji měl objevit v roce 1665 při pozorování Saturna, není ale vyloučeno, že ji dalekohledem vlastní konstrukce pozoroval již Johannes Hevelius (1611-1687) - navíc je tato kulová hvězdokupa bez větších problémů viditelná i pouhým okem.

V průběhu dalších desetiletí byly postupně přiobjevovány nové a nové hvězdokupy: roku 1677 objevuje Edmond Halley (1656-1742) nejjasnější kulovku pozemské oblohy w Centauri ( Je největší známou kulovou hvězdokupou: tak velkou, že ji dnes řadíme někam na pomezí mezi kulovými hvězdokupami a trpasličími eliptickými galaxiemi.) , roku 1680 pak John Flamsteed (1646-1719) otevřenou hvězdokupu NGC 6530 (hvězdokupa v mlhovině Laguna), 1. září 1681 Gottfried Kirch otevřenou hvězdokupu M 11. John Flamsteed později (roku 1690) objeví také otevřenou hvězdokupu v mlhovině Rosetta - NGC 2244 - a v roce 1702 její kolegyni M 41 - o té se však jako o mlhavé skvrně pod Siriem zmiňuje již 325 let před Kristem ve svém spise Meteorologica Platónův žák Aristoteles. Z následujících objevů můžeme ještě jmenovat kupříkladu Gottfrieda Kircha - kulová hvězdokupa M 5 Serpentis (1702), Cassiniho objev otevřené hvězdokupy M 50 v Jednorožci (před rokem 1711) a Edmonda Halleyho a jeho objev známé M 13 (rok 1714).

V těchto dávných dobách ještě nebylo technicky možné rozlišit difúzní mlhoviny od kulových hvězdokup a později i od galaxií, takže když Edmond Halley sestavoval pro jedno ze svých děl soupis nejjasnějších mlhavých skvrn oblohy, který je vlastně prvním katalogem zasvěceným pouze deep-sky objektům, nezbylo mu nic jiného, než w Centauri, M 11, M 13, M 22, M 42 a M 31 naházet takříkajíc "do jednoho pytle"}.

Další objevy mlhavých objektů - především hvězdokup, které nás zajímají ze všeho nejvíce - byly spojeny s objevováním a sledováním komet a svázány se jmény jako je de Chéseaux, jenž v letech 1745 až 1746 objevil dalších šest otevřených hvězdokup a dvě hvězdokupy kulové (M 4 a M 71), Maraldi (objevil kulové hvězdokupy M 2 a M 15) a Le Gentil (1725-1792), který v roce 1749 jako první pozoroval hvězdokupy M 36 a M 38.

K obrázku: Le Gentilova kresba Galaxie v Andromedě z 29. října 1749, na které je poprvé zaznamenána M 32.

První systematická pozorování

Házení objektů do jednoho pytle se pak jen pozvolna zlepšuje v de Chéseauxově spisku, který byl s největší pravděpodobností druhým publikovaným seznamem deep-sky objektů. Toto dílo bylo roku 1746 představeno francouzské Akademii a o půl druhého století později, v roce 1891, jej otiskl ve své práci A. Bigurdan. Objekty v něm obsažené jsou již rozděleny do dvou kategorií. V první jsou zahrnuty ty, jež jsou již pouhým okem či některým z dostupných dalekohledů rozložitelné na jednotlivé hvězdy, ve druhé pak ty, které nešlo rozložit ani největšími teleskopy tehdejší doby (tedy kulové hvězdokupy, mlhoviny a galaxie dohromady).

Kromě postupného zavádění systematizace do třídění mlhavých objektů hvězdného nebe se v polovině 18. století poprvé objevuje také poněkud systematičtější práce objevitelská.

Nicolas de la Caille (1713-1762) během svého průkopnického mapování jižní oblohy z mysu Dobré naděje v letech 1751 až 1752 počet známých hvězdokup téměř zdvojnásobil: objevil 21 nových objektů, mezi nimi například kulovou hvězdokupu známou jako 47 Tucanae či seskupení hvězd IC 2602. Ve svém katalogu hvězdokup a mlhovin jižního nebe (1755) pak zavedl tři kategorie objektů: I. mlhoviny bez hvězd, II. mlhavé hvězdy, jevící se v dalekohledu jako skupiny hvězd, a III. hvězdy doprovázené mlhovinou. Podobně jako Galileo se la Caille domnívá, že všechny tyto objekty by bylo možné vhodnými dalekohledy rozložit na hvězdy, a dále, že objekty třídy I. jsou analogické Magellanovým oblakům a od třídy III. se liší jen tím, že se na ně nepromítají jasnější hvězdy.

K obrázku: Jižní kříž a Magellanova oblaka jsou bezesporu nejznámnějšími objekty jižní a od nás bohužel neviditelné oblohy. Obrázek na tomto místě reprodukovaný je pak zřejmě první, i když dosti špatná, kresba všech tří objektů. Zhotovil ji italský mořeplavec Andrea Corsali kolem roku 1517.

První systematickou prohlídku severního nebe zahájil v Paříži roku 1764 Charles Messier (1730-1817). Messiera však nezajímají ani tak hvězdokupy a mlhoviny, jako spíše komety - cítil aktuální potřebu vytvořit seznam "nekometárních objektů kometárního vzhledu": tento seznam neměl sloužit k tomu, aby se v něm uváděné objekty dále studovaly, ale naopak k tomu, aby jim nebyla věnována žádná další pozornost.

Během prvního roku pozorování Messier objevil 16 nových hvězdokup. Byly mezi nimi kulové hvězdokupy M 3, M 10, M 12, M 14 a otevřené kupy M 37, M 39 a další. Roku 1771 k nim přidává další čtyři hvězdokupy, a ještě tentýž rok publikuje svůj první katalog mlhovin a hvězdokup, který obsahuje 45 objektů.

Zde zřejmě nacházíme nejdůležitější klíč k vyřešení otázky, proč jsou do Messierova katalogu zahrnuty také Plejády. Jak se na nedávném Setkání členů APO vyjádřil Leoš Ondra, "člověk nakonec dělá něco úplně jiného, než zpočátku plánoval", a tak není divu, že se Messier rozhodl zařadit na (dočasný) závěr svého seznamu také Plejády - objekt, o jehož existenci samozřejmě věděl a jenž navíc není nepodobný mnohým hvězdokupám, které svým dalekohledem objevil. Navíc lze podobnou teorii aplikovat i na hvězdokupu Praesepe - ani ta totiž v Messierově dalekohledu kometu připomínat nemohla. Zdá se tedy, že objekty číslo 44 a 45 Messier do svého katalogu zařadil takříkajíc "navíc".(Nutno také poznamenat, že autorem tohoto vysvětlení není nikdo jiný než Jeník Hollan, který se jím začal kochat již během mé přednášky: "vždyť je to přece úplně jasné"). Druhé vydání Messierova katalogu (1780) mělo 68 objektů, třetí a vlastně poslední (1781) sto tři. Z nich se 57 objektů jevilo jako hvězdokupy obou kategorií. V letech 1774 až 1782 pak Charles Messier a jeho kolega a současně také rival Pierre Méchain nalézají 13 nových hvězdokup, většinou kulových. Johann Elert Bode (1747-1826) objeví další kulové hvězdokupy M 53 a M 92 a Köler k nim přidá další, jednu z nejstarších otevřených hvězdokup - M 67.

Mitchelova astrofyzika

(Je otázka, jak se vlastně jméno Johna Mitchela píše. V mnohých renomovaných knihách je ho totiž možné najít také pod příjmením Michell.)

Současně s rozkvětem a zdokonalováním pozorovacích metod a astronomické techniky se objevují také první pokusy o objasnění skutečné podstaty sledovaných objektů. První kroky v oblasti, kterou bychom dnes mohli nazvat "moderní astrofyzikou", má na svědomí anglický "sciencista", astronom a reverend John Mitchel.

Tento muž skutečně položil základy současné astronomie: kromě toho, že jako jeden z prvních začal šířit myšlenku, že většina na obloze pozorovaných dvojhvězd je fyzicky vázanými systémy, ukázal v roce 1767 ( Mem. Of The R.A.S.: Parallax Of The Fixed Stars, 1767) pomocí tehdy velice mladého počtu pravděpodobnosti, že šest nejjasnějších hvězd v Plejádách se nemůže nacházet, budeme-li uvažovat náhodné rozložení hvězd po nebi, na tak malém kousíčku oblohy. A pravděpodobnost náhodného setkání čtyř desítek hvězd v Jesličkách je podle Mitchela ještě mnohem menší. (Maličká úloha Jeníka Hollana: pravděpodobnost, že se sejde šest nejjasnějších Plejád tak těsně u sebe, si můžete spočítat sami ... Třeba během některé své cesty na oběd).

John Mitchel se, podobně jako Johann Heinrich Lambert (1728-1777), a nezávisle na něm, již kolem roku 1761 zabýval otázkou, zda také naše hvězda - Slunce - není členem některé, zatím neznámé hvězdokupy. Mitchel se dokonce odhodlává k pokusu o určení vzdálenosti hvězdokupy Plejád, k čemuž použije následujících dvou postupů.

Za prvé předpokládá, že střední svítivost nejjasnějších hvězd hvězdokupy je rovna svítivosti našeho Slunce - všechny hvězdy jsou vlastně standardní svíčky. Se znalostí zákona, který nám říká, jak se jasnost (způsobené osvětlení) objektu mění s jeho vzdáleností od nás, si pak můžeme spočítat vzdálenosti jednotlivých hvězd. Mitchel takto dospěl ke vzdálenosti Plejád přibližně 50 pc. Dnes víme, že nejjasnější hvězdy v Plejádách jsou spíše o něco jasnější než Slunce, a Plejády jsou proto od nás o něco dále - podle posledních měření je to asi 126 pc.

Druhá metoda spočívala v tom, že Mitchel zkusil předpokládat, že střední lineární vzdálenost mezi členkami Plejád (dnes se většina astronomů shoduje na tom, že je to právě 1 pc) je rovna střední lineární vzdálenosti hvězd v blízkém okolí našeho Slunce. Tyto vzdálenosti Mitchel určuje díky tak zvaným fotometrickým paralaxám, tedy opět za pomoci předpokladu, že všechny hvězdy jsou stejnými svíčkami. Když si potom dále určí, jaká je střední úhlová vzdálenost mezi hvězdami kupy (což není zrovna jasné, jak udělal), dochází k závěru, že Plejády jsou od nás vzdáleny asi 100 pc. Takto určená vzdálenost je velmi blízko dnes uznávané hodnotě. (Obě metody, jimiž určil vzdálenost hvězdokupy, by měly být podrobněji popsány v již zmíněném článku O paralaxe stálic).

Malá odbočka: John Mitchel (nar. Nottinghamshire (?) 1724 (?), zemřel v thornhill near Leeds 1793):

Mitchel si zaslouží přední místo v historii astronomie ze dvou důvodů: Jako první provedl realistický odhad vzdálenosti hvězd a předpověděl existenci fyzických dvojhvězd. Studoval v Cambridge, po ukončení jako Master of Arts (1752) a Bachelor of Arts na Queen's College, se stal vedoucím geologie v Cambridge (1762-1764). Roku 1767 byl jmenován rektorem v kostele Sv. Michala v thornhill nedaleko Leed, kde zůstal až do konce svého života. Tamtéž je pohřben (na farnosti je veden jako 69-letý, z toho vyplývá, že se narodil r. 1724).

Mitchelovy publikované vědecké práce, které mu roku 1760 zajistily členství v Královské společnosti, se týkaly mnoha problémů, včetně zemětřesení (1760), pozorování komety z ledna 1760 a také metody měření zeměpisných délek (1766). Jeho dva nejvýznamnější příspěvky byly publikovány v Philosophical Transactions of the Royal Society: "An Inquiry Into the Probable Parallax and Magnitude of Fixed Stars From the Quantity of Light Which They Afford Us, and the Particular Circumstances of Their Situation" (1767) a "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, etc. of the Fixed Stars" (1784).

V první práci ukazuje, že rozdělení úhlových vzdáleností těsných dvojhvězd známých v té době se silně odlišuje od toho, které bychom měli dostat za předpokladu, že hvězdy jsou na nebi rozloženy rovnoměrně - ukazuje tedy, že je výrazný přebytek úhlově blízkých hvězd. Proto došel k závěru: "Přirozený závěr, tedy velká pravděpodobnost, téměř jistota, že hvězdy tvořené dvěma a více stálicemi těsně u sebe, jsou doopravdy hvězdy položené těsně u sebe, je možné dát na úroveň obecného zákona...  Příčinou toho může byt vzájemná přitažlivost, nebo něco jiného zákonitého či ustanoveného Tvůrcem."

Mitchelovým druhým velkým úspěchem byl realistický odhad vzdáleností hvězd, provedený více jak půl století před prvním změřením paralaxy. Jeho argument byl velmi břitký a může být považován za předchůdce fotometrických paralax tak, jak je používáme dnes. Všiml si totiž, že se Saturn v opozici jeví stejně jasný jako Vega. Průměr jeho disku odhadl na 20 úhlových sekund a při pohledu ze Slunce jen na 17 sekund. Tudíž, Saturnova osvětelná polokoule zachycuje (17/3600)² (p/720)² světla vyzářeného Sluncem. Proto, a právě to je podstatné, za předpokladu, že Slunce a Vega mají stejnou svítivost a Vega je stejně jasná jako Saturn (že jasnost klesá se čtvercem vzdálenosti, určil už Bouguer), musí být vzdálena (3600/17)(720/p), resp. 48 500 krát dál než Saturn. Vzhledem k tomu, že je Saturn 9.5 astronomických jednotek daleko od Slunce, musí potom být Vega vzdálena kolem 460 000 AU. (Zkuste za stejných předpokladů dojít k obdobným výsledkům. Uvidíte, že to není vůbec jednoduché.) Ačkoli je tato hodnota jen čtvrtinová ze skutečné, poprvé trigonometricky změřené F. G. W. Struvem roku 1837 (Vega je tedy svítivější než Slunce), Mitchelova hodnota je prvním realistickým odhadem.

Jinak se Mitchel zabýval též hudbou. Traduje se, že častým návštěvníkem v thornhill býval mladý William Herschel, tehdy hudebník v Yorkshire, a že právě on dal Herschelovi základy v broušení zrcadel. Ale jisté to není.

První pozorování Williama Herschela

Nebyla by to ta pravá astronomická historie, kdyby v ní nefiguroval také všem notoricky známý Sir William Herschel (1738-1822). Kromě toho, že se tento astronomický velikán německo-moravského původu věnoval pozorování a měření vzájemných poloh dvojhvězd (za účelem zjištění paralaxy blízkých hvězd a rozřešení otázky jejich skutečné vzdálenosti), prováděl také jednu z prvních (pravděpodobně druhou v pořadí) systematických prohlídek (severní) hvězdné oblohy. Ovoce, které jeho pozorování vlastnoručně zhotovenými zrcadlovými dalekohledy přineslo, je nám všem důvěrně známé.

Největším dalekohledem své doby, dvacet stop dlouhým reflektorem se zrcadlem o průměru 48 cm, objevuje William Herschel během dvaceti let po vydání třetí a poslední verze Messierova katalogu přes 500 mlhovin a hvězdokup. S pomocí svého reflektoru přitom také zjistí, že mnoho objektů, klasifikovaných Messierem jako obyčejné mlhoviny, je ve skutečnosti hvězdokupami.

Herschel ve svém prvním katalogu deep-sky objektů (celkem jsou dnes na jeho kontě tři seznamy tohoto druhu) z roku 1787 zavedl o poznání pečlivější rozdělení jednotlivých druhů objektů na třídy, než tomu bylo dosud. Vlastně se ani není čemu divit - obrázky, které jeho dalekohled nabízel, byly již tak kvalitní, že se podobné třídění muselo nabízet úplně samo. My jako pozorovatelé většiny těch mlhovinek a skupinek hvězd se s tímto rozdělením můžeme setkat ještě dnes, např. v některém z posledních vydání Nortonova atlasu.( Tuto Herschelovu klasifikaci jsem s úspěchem využíval při svém pozorování na první Expedici Roztoky v červenci 1991 - již podle třídy, uvedené vždy u Herchlelova označení, jsem byl schopen odhadnout vzhled objektu v Sometu 25x100). Herschelových tříd bylo a je osm: I. jasné mlhoviny, II. slabé mlhoviny, III. velmi slabé mlhoviny, IV. planetární mlhoviny, V. velmi rozsáhlé mlhoviny, VI. velmi husté a bohaté hvězdokupy, VII. středně bohaté kupy jasných i slabých hvězd a konečně VIII. hrubé a rozházené hvězdokupy. V úvodu ke svému třetímu katalogu Herschel v žertu přirovnává tento, pro pozorovatele údajně velmi výhodný systém klasifikace, k systému rozmístění knih v knihovně, kde také upoutají vaši pozornost nejprve rozměry a vzhled svazků, a ne obsah díla.

Stejně, jako některé Messierovy mlhoviny, dopadlo o pár let později také několik Herschelových objektů, zařazených původně do první až páté třídy. V roce 1789 si Herschel vlastní pílí zaopatřil ještě větší dalekohled, než byl jeho 48-mi centimetrový reflektor. Nové zrcadlo o průměru 120 centimetrů a ohniskové vzdálenosti asi 40 stop se sice neovládalo nejsnadněji, přesto pozorování jím provedená ukázala, že jako hvězdokupy se jeví nejen objekty tříd VI. až VIII., ale také některé z objektů prvních pěti tříd.

Jen tak pro zajímavost: za 174 let (od objevu dalekohledu až do roku 1783, kdy William Herschel zahájil svá pozorování deep-sky objektů), bylo objeveno celkem 78 hvězdokup. W. Herschel během let 1783 až 1788 objevil 160 nových hvězdokup, v letech 1789 až 1799 ještě dalších třiadvacet. Do konce 18. století měli tedy pozemští astronomové zaregistrováno 270 hvězdokup - z nich přesně 200 otevřených a 71  kulových.

Také Herschel, stejně jako Galileo Galilei, zpočátku předpokládal, že všechny mlhavé objekty, které na obloze pozorujeme, jsou hvězdokupami, a že záleží jen na síle a kvalitě používaného dalekohledu, zda jsou, nebo nejsou rozloženy na jednotlivé hvězdy. Dokonce i Prstencovou mlhovinu M 57 v Lyře pokládal William Herschel ještě v roce 1789 za jakýsi "hvězdný prstýnek".

Nová Herschelova teorie

Již o pouhé dva roky později přichází William Herschel s myšlenkou, že kromě klasických hvězdokup by mohly ve vesmíru existovat také skutečné, v různých oblastech prostoru rozmístěné mlhoviny. Podle Herschela by mohly být podobné Velké mlhovině M 42 v Orionu a měly by být tvořeny svítící látkou, jejíž složení a příčina záření nám není známa.

Podrobnou analýzou velikostí a tvarů objektů, které svými dalekohledy pozoroval, dospěl Herschel k závěru, že všechny objekty lze seřadit do jisté posloupnosti - od nejrozsáhlejších nepravidelných mlhovin až po objekty téměř stelárního vzhledu. Tuto skutečnost pak interpretoval tak, že mlhovinná látka během několika tisíc až milionů let postupně zkondenzovala pod vlivem přitažlivých sil na jednotlivé hvězdy. Později, v roce 1812, pak Herschel nakreslí a publikuje obrázek, jenž jednotlivé fáze této kondenzace znázorňuje.

Herschelova myšlenka gravitační kondenzace difúzní hmoty ve hvězdy se nám dnes může zdát jakkoli naivní... Ale pozor: není to náhodou idea ještě grandióznější než Laplaceova teorie zrodu Sluneční soustavy smrštěním původní plynné mlhoviny, která byla publikována až v roce 1796 ?!?

Roku 1790 William Herschel na téma hvězdného vývoje, který přímo pozorujeme, napsal: Hvězdné nebe můžeme přirovnat k nádhernému sadu, ve kterém roste v řadách mnoho různých rostlin. V tom právě spočívá naše výhoda: jestliže bychom před sebou měli jednu jedinou rostlinku, museli bychom strávit mnoho času sledováním toho, jak klíčí, raší na ní první listy, rozkvétá, objevují se na ní plody, které postupně dozrávají a rostlina usychá a pomalu tlí v zemi. Je pro nás tedy mnohem výhodnější, můžeme-li místo života jedné rostlinky pozorovat různé fáze jejího života současně.

Herschelova interpretace vlastních pozorování tvrdí, že astronomové jsou přímými svědky procesů vzniku hvězd. To je však myšlenka, kterou tehdejší věda stále ještě považovala za nepřípustnou - proto trvalo ještě více než sto let, než byla tato skutečnost astronomy bezezbytku přijata. Pro úplnost musíme ovšem dodat, že již v roce 1847 se Herschela zastává samotný Friedrich Wilhelm Struve (1793-1864), tvrdíce, že " možná existují astronomové, kteří se dívají na Herschelovy myšlenky o zrodu hvězd z mlhovinné hmoty jako na fantastické a extravagantní projevy autora a kteří tvrdí, že všechny mlhoviny nejsou ničím jiným než vzdálenou a nerozlišitelnou kupou hvězd. Musíme jim však připomenout, že totéž byl i původní Herschelův názor v časech, kdy se jeho kariéra astronoma teprve začínala, a že tuto novou teorii vytvořil až poté, co objevil a na vlastní oči si prohlédl přes 500 mlhovin a jim podobných objektů. (Existenci skutečných mlhovin dokázal v roce 1864 Sir William Huggins (1824-1910) rozborem prvních spekter. Některé deep-sky objekty totiž ukázaly spektrum podobné spektrům hvězdným (hvězdokupy), jiné na sebe ve spektru prozradily, že jsou složeny z prachu a plynu.)

Herschelova evoluční klasifikace

Kolem roku 1814 se William Herschel vrací k problémům kondenzace mlhovinné látky a následného vzniku hvězd a podrobně vykládá své nové názory týkající se zrodu a evoluce hvězdokup. Podle jeho současných názorů, jež jsou vlastně jistou syntézou první a druhé teorie, má tatáž přitažlivá síla, která způsobuje kondenzaci hvězd ze svítící látky, za následek i to, že se hvězdy shlukují ve hvězdokupách, kde se stářím kupy postupně roste také stupeň koncentrace jednotlivých hvězd ke středu.

Poté, co Herschel provede další revizi všemožných typů hvězdokup a mlhovin, rozhodne se zavést novou klasifikaci, která má podle jeho názoru také evoluční charakter. Toto nové třídění nyní začíná kategorií tzv. hvězdných agregátů, které William popisuje asi takto: " Na mnoha místech oblohy pozorujeme skupiny hvězd, jež mají natolik osobité vlastnosti, že si je troufám nazvat formujícími se (vznikajícími) hvězdokupami. Soudím tak zejména podle toho, že v některých objektech tohoto typu existují dokonce hvězdy uspořádané podél jakýchsi linií, mířících pod různými úhly k centrální skupince hvězd. Toto uspořádání zřejmě naznačuje, že nejvnitřnější z vnějších hvězd se pod vlivem přitažlivé gravitační síly postupně přibližují ke hvězdám centrálním. Zmiňovaná tendence je pak velmi nápadná v oblastech extrémně bohatých na hvězdy."

Dnes již víme, že toto je pravděpodobně první zmínka o tzv. hvězdných řetízcích, ve kterých vidí současná astrofyzika charakterický znak struktury právě vzniklých či ještě vznikajících hvězdokup, přestože William Herschel je považuje spíše za důkaz existence oné všeobecné "kondenzační síly". Z dvaceti příkladů hvězdných agregátů, které ve svém díle William Herschel uvádí, je dnes 14 klasifikováno jako skutečné hromádky hvězd. Tři z nich (NGC 381, NGC 6910 a NGC 7160) náleží do systému OB asociací Cas I, Cyg I a Cep II, a další tři (NGC 436, NGC 1647 a NGC 6405) obsahují B hvězdy - to znamená, že všechny skutečně patří mezi ta nejmladší hvězdná seskupení, která dnes známe.

V Herschelově nové, evoluční klasifikaci následují nyní nepravidelné otevřené hvězdokupy (patřící do VIII. třídy původní klasifikace), dále otevřenky s postupně rostoucím stupněm koncentrace (původní třídy VII. a VI.), až téměř na samém konci přicházejí na řadu kulové hvězdokupy. Teprve po roce 1814 se v klasifikaci objektů oddělují kulové hvězdokupy od ostatních hvězdokup do samostatné třídy: 40-ti stopý Herschelův teleskop je prvním, který je schopen odlišit kulové hvězdokupy od hustých hvězdokup otevřených, obsahujících velké množství slabých hvězd (příkladem takové kupy může být NGC 7789 Cas).

I když dnes s určitostí víme, že Herschelovy názory a představy o vzniku hvězdokup gravitačním zahušťováním hvězdného pole jsou velice naivní a že samotný proces je fyzikálně nerealizovatelný, některé závěry plynoucí z jeho teorie souhlasí s teoriemi současnými: přinejmenším v tom, že u žádné ze starších a hmotnějších hvězdokup neexistují nepravidelnosti struktury a že čím starší hvězdokupu pozorujeme, tím větší je koncentrace jednotlivých hvězd do středu kupy.

William Herschel také jako první upozorňuje na hvězdokupy, jejichž jasné hvězdy mají vesměs červenou barvu - zmiňuje v této souvislosti především hvězdokupy M 4, NGC 6144 a NGC 6284. Ovšem až za celé století astronomové pochopí, že jde o hvězdy z větve rudých obrů, tedy o velmi hmotné a staré hvězdy, které se vyskytují především v kulových hvězdokupách.

K obrázku na další straně: Poslední stádia životního cyklu hvězdokup, jak se formují pod vlivem gravitačních sil, zachycená v Herschelově práci z roku 1814.

Pod jižní oblohou

Vraťme se však na chvíli pod jižní hvězdnou oblohu. Její první a zatím také poslední prohlídkou byl La Caillův pobyt na mysu Dobré naděje v letech 1751 až 1752. Dalších 76 let trvalo, než do Austrálie přicestoval se svým devítistopým dalekohledem o průměru 23 cm John Dunlop a než během roku 1827 napozoroval a o rok později sestavil a publikoval katalog objektů v zóně od -29 ° do -88 ° deklinace. Jeho soupis obsahuje 629 deep-sky objektů, ale jak později ukáže čas a John Herschel, reálných je jen asi jedna třetina z nich. Podle Herschela je to způsobeno tím, že se Dunlop snažil svým malým dalekohledem spatřit co nejvíce objektů - více, než mu síla jeho teleskopu povolovala (což byl a je ostatně problém také některých dalších pozorovatelů). Navíc je Dunlopova "neúspěšnost" způsobena tím, že do svého katalogu zařadil velké množství tzv. hvězdných řetízků, často velice podezřelých tvarů a velikostí, které se později ukázaly býti pouze náhodnými uskupeními. Ovšem i tak zůstává na Dunlopově kontě objev 54 nových hvězdokup patřících do naší Galaxie (z nich je 20 kulových) a 28 hvězdokup náležících do Velkého a Malého Magelanova oblaku (mezi nimi jsou tři hvězdokupy kulové).

Pozorování Johna Herschela

Stejně jako Sir William nemůže v našem povídání nefigurovat ani Sir John Herschel (1792-1871), který v roce 1825 zahajuje v rodinném sídle ve Slough v Anglii svá pozorování 20-ti stopým reflektorem svého otce. Během prvních osmi let své pozorovatelské kariéry provede opětovnou prohlídku drtivé většiny deep-sky objektů objevených jeho otcem Williamem i staršími pozorovateli, přičemž na severní obloze objevuje ještě dalších 43 nových hvězdokup otevřených a dvě nové hvězdokupy kulové.

Počátkem roku 1834 se John Herschel i se svým 20-ti stopým teleskopem přeplaví do Jižní Afriky, aby mohl v okamžiku svého příjezdu do Kapského Města spatřit na obloze současně Měsíc v dokonalém úplňku a zapadající Slunce a během pěti následujících let (1834-1838) dokončit úplnou a homogenní prohlídku mlhovin a hvězdokup celé pozemské oblohy. Na jižním nebi objevuje 76 nových hvězdokup příslušejících naší Galaxii (deset z nich je kulových), 39 hvězdokup v Malém Magelanově oblaku (11 kulových) a celkem 275 hvězdokup v Magelanově oblaku velkém (z nich je 35 kulových). Veškerá svá pozorování John publikuje po svém návratu do Anglie a po důkladném zpracování až v roce 1847.

K obrázku: Neexistuje mnoho dochovalých portrétů Johna Herschla. Na jednom z nich, fotografii Julie Margaret Cameronové z roku 1867, však příliš inteligentně nevypadá.

Již William Herschel si při svých pozorováních povšimnul toho, že otevřené hvězdokupy pozorujeme převážně v těsné blízkosti proudu Mléčné dráhy, zatímco podstatná část hvězdokup kulových se nachází mimo. John Herschel však měl k dispozici větší počet pozorování, a tak zejména díky svým pozorováním z Cape Town zjistil, že většina kulových hvězdokup se na obloze nachází v oblasti o průměru asi 36 stupňů - v okolí souhvězdí Jižní koruny, Střelce a Štíra. John se pak na základě vlastních úvah táže, zda toto rozložení nějak souvisí se strukturou naší Mléčné dráhy: jak sami dnes víme, právě koncentrace kulových hvězdokup do souhvězdí Střelce nám ukazuje, kde se nachází střed naší Galaxie.

Dávné časy se uzavírají

V roce 1864 publikuje John Herschel v Monthly Notices Of The Royal Astronomical Society svůj velký katalog hvězdokup a mlhovin, který obsahuje 5079 objektů. V tomtéž svazku prací londýnské Královské společnosti je publikována také stať  Williama Hugginse (1824-1910), týkající se pozorování spekter mlhovin a hvězdokup. Jak jsme již zmínili, zatímco Herschelovci ještě nedisponují žádnými důkazy o existenci skutečných plynných mlhovin, Huggginsova práce je první zmínkou o tom, že kulové hvězdokupy M 92 a NGC 6229 a mlhoviny M 31 a M 32 mají hvězdná spektra, oproti čemuž spektra osmi jasných planetárních mlhovin vykazují jen několik málo emisních čar, svědčících o tom, že tyto objekty nemohou býti pojímány jakožto agregáty sluncí.

( V témže roce pak bylo pořízeno také spektrum Velké mlhoviny M 42 v Orionu a byla tak dokázána její plynná podstata.)

O tři roky později, v roce 1867, začíná William Hyggins ze spekter pořizovat také informace o radiálních rychlostech hvězd. Hvězdná astronomie tak vstupuje do nové éry, do éry, kam spadá například objevení pohybových hvězdokup. To však již nepatří do dávných časů - na téma radiálních rychlostí a moderní astrofyziky snad někdy přístě.

Tiše se zrodil slaboučký náznak jitřního světla. Několik bilionů trilionů tun superžhavých vybuchujících vodíkových jader se zvolna vyšplhalo nad obzor a nějak se jim podařilo vypadat nepatrně, studeně a mírně vlhce.

Důležitá fakta z galaktické historie, číslo dvě:
(Přetištěno z Populární příručky galaktické historie, vydané deníkem Siderický denní šťoural.)

Od samých počátků této Galaxie vznikaly a opět zanikaly velké civilizace, vznikaly a zase zanikaly. Vznikaly a zanikaly tak často, že je člověk v pokušení myslit si, že život v naší Galaxii musí být
a/ něco podobného jako mořská nemoc - kosmická nemoc, časová nemoc, časová nemoc, historická nemoc nebo něco takového, a
b/ pitomý.

Zbývá ještě otázka proč. Proč jsem se do toho pustil. Zapeklitá otázka. Nejzapeklitější ze všech představitelných otázek. Když jsem byl v červnu zkoušen z atomové fyziky, zeptal se mě u jednoho vzorečku zkoušející, proč platí. Zapeklitá otázka. Určitě se Vám to také někdy stalo. Určitě jste si přáli, aby se Vás někdo někdy zeptal na cokoli, jen ne "proč". Ze všech možných odpovědí jsem si tenkrát vybral "už si to nepamatuju". Dostal jsem za dvě. Odpověď se osvědčila. Od té doby ji používám často. Je přece jen důmyslnější než "nevím". A tak to říkám i teď: "už si to nepamatuju". Přece si nemůže člověk pamatovat všechno. Těžko si na to někdy vzpomenu. Nezapsal jsem si to, tenkrát, když jsem to věděl.

A tak Vám aspoň řeknu proč píšu tenhle leták. To jsem si raději zapsal hned zkraje. Jednak Vám předkládám seznámek ke kritickému posouzení. Jistě v něm najdete chyby a snad mě na ně i upozorníte. Je tu však ještě jeden důvod. Docela by pomohlo, kdyby měl někdo chuť se po pár objektech podívat. Kdokoli. Teda skoro kdokoli. Kdo si někdy prohlížel  oblohu, necítí odpor k difúzním objektům, kdo disponuje jakýmkoli přístrojem, netřese se strachy před slovy Argelanderova, Sidgwickova, Morrisova či Bobrovnikovova metoda  a komu těch 20 minut na jeden kousek nepřipadá nepřekonatelně moc. Nebylo by to věru tolik práce; mapku okolí poskytnu a odhad zpracuju včetně pravděpodobné chyby, zbývá jen těch 20 minut pečlivého odhadu (pochopitelně včetně nalezení objektu). A třeba to stihnete za kratší dobu.

Ozvěte se na adrese: Honza Kyselý
Čs. armády 1088
258 01 VLAŠIM

Sice věřím, že i sám dotáhnu během roku alespoň planetárky a kulovky "do konce" (= do 12 mag komplet), ovšem pomoc by v každém případě byla vítaná. Snad se podaří sestavit seznam nejen krásných popisů krásných objektů, ale také hvězdných velikostí. Ne krásných hvězdných velikostí, ale skutečných.

V příloze tohoto Trpaslíka naleznete přehled dle mého soudu všech kulových hvězdokup a planetárek severní oblohy, dostupných Sometu, kde v jednotlivých sloupcích vystupují tyto položky:

označení
druh objektu
rektascenze (2000), deklinace (2000)
souhvězdí
úhlový rozměr (diam)
hvězdná velikost dle různých zdrojů:
	NGC = New General Catalogue
	AC = Atlas Coeli
	HR = Znojilův odhad v HR 1991
	jk = můj odhad

(s maximální chybou, sestávající z vnitřní chyby odhadu a nejistoty ve hvězdných velikostech srovnávaček)

Seznam je případným zájemcům k dispozici u mě na disketě nebo na ftp serveru psycho.fme.vutbr.cz soubor fotometrie.txt.

Často se můžete dočíst, že M 67 v rakovi je nejstarší známou otevřenou hvězdokupou. Se svými 6 až 8 miliardami let je vskutku "stařenkou", rekord však ani zdaleka nedrží. Starší je třeba NGC 6791 (kolem 9 miliard let), kterou najdete na východním okraji Lyry. V Sometu vypadá jako velmi nenápadný, kruhový, zrnitý obláček (snad se dají rozeznat i jednotlivé hvězdy), na jehož okraji se nachází U Lyr - nepravidelně se měnící v rozmezí 8 až 13 mag. Na snímcích je ovšem neobyčejně bohatou kupou, která obsahuje několik stovek hvězd mezi 9 až 13 mag.

Jasným favoritem je ale Berkeley 17. Dle práce The Oldest Open Cluster (Phelps a kol., Astronomical Journal, 107, 3, 1994) je totiž tato kupa a ještě Collinder 261 a Lynga 7 starší než NGC 6791. Be 17 je potom zřejmě úplně nejstarší a její věk je srovnatelný s věkem nejmladších kulových hvězdokup.

A kde ji najdete? Ve Vozkovi, přesně v místech 5^h 20.6^m +30 stupňů 36', tedy kousek od b Tauri. Osobně jsem se na ni podíval jednou v roztokách a neúspěšně. Doslovna mám v deníku uvedeno: negativní, za to však v místech 5^h 23^m, 31.3 stupňů poměrně zajímavé malinké seskupení (ve tvaru trojúhelníku) hvězdiček, trochu zavánějící falešností. Je tedy zřejmě dost slabá a potřebuje větší dalekohled. Ale určitě by ji stálo za to tuhlectu vykopávku spatřit ...

PS: Podívejte se též do rubriky Zajímavá pozorování.

Jedná se o mapku asi dvoustupňového okolí této otevřené hvězdokupy, na které jsou hvězdy do 14 mag (fotografické), nakreslenou dle práce pana I. Plataise z Yale University (získanou prostřednictvím počítačových sítí). Hvězdy, které jsou v ní zakresleny plnými kolečky, pak s pravděpodobností 50-ti procent (na základě vlastních pohybů) patří k NGC 752, hvězdy vyznačené jen kroužky nikoli. Z těch jasných (vč. dvojice 56 And) to jsou kupodivu téměř všechny.

Jinak už konečně došlo pár vašich prázdninových, poprázdninových a dokonce ještě předprázdninových pozorování. Z nich jsem vybral pěknou, detailní kresbu Měsíce, konkrétněji okolí kráteru Pythagoras, kterou 23. dubna s AD 800 (zvětšení 80x) pořídil Otto Janoušek. Sever je dole, Měsíc byl stár 12 dní (teplota 12.5 stupňůC).

Vidíte, to mi něco připomnělo. Po dohodě s Pavlem Gabzdylem jsem se rozhodli pozvolna rozšířit oblast působnosti APO i na Měsíc. Všechno ale záleží na Pavlovi, on je garantem a organizátorem.

Deprese v nás opět vyvolala obálka od Tomáše Havlíka. Z jeho záznamů proto odtajním jen dvě věci:

14./15. července 1994 N300/2100 zv. 210x mhv 5.0 mag M 27 (NGC 6853) Vul - Na první pohled krásná, tutová, jasná. Výrazný "ohryzek" jehož vykousnuté strany míří na NW-SE. při řádném rozkoukání se objeví různý jas na ploše, do kterého se mísí slabší hvězdičky (asi šest kusů) převážně 13 mag. Pěknou kulisu rovněž tvoří hvězda asi 9 mag západním směrem. Naprosto nejjasnější partie (viz obrázek) je lem banánového tvaru jihozápadního okraje, která pomalu přechází do slabších oblastí ve středu. Tam je také kousek od centra jasnější hvězda (relativně, zhruba 12 mag). Rovněž severovýchodní okraj je celkem kontrastní. Vybíhá z něho trojúhleníkovitá část, jenž sahá skoro až ke "středové" hvězdě. Ty okraje a vykousy jsou pěkně vidět a taky v nich asi není slabý závoj.

PS: Na kresbě to vypadá nádherně, ona nádherná je. Ale celek se všemi detaily je nemožné spatřit najednou, to se musí postupně.

Kresba je doopravdy povedená. Porovnal jsem ji s fotkou a až na ty dvě hvězdy uprostřed ohryzku jsou všechny v pořádku. Každopádně by to chtělo kontrolní skicu obdobně velkým přístrojem. Co tomu říkáš, Kamile Hornochu? Když už jsi si koupil toho Dobsona 35 cm. Popis nestačí!

18./19. října 1994 N350/1660 zv. 292 mhv 5.2 mag (v dal. 15 mag) ruší Měsíc M 27 (NGC 6853) Vul - Krásná. Je vidět skoro tak, jak je na fotkách z velkých dalekohledů. Proměmnná hvězda, kterou u ní před několika lety objevil Leoš Ondra, není vidět. Je ale bez problémů vidět centrální hvězda, má asi tak 14 mag, a ještě asi skoro 10 hvězd promítajících se na mlhovinu.

Ke Kamilově pozorování (ještě jednou ti připomínám kresbu) bych snad dodal, že přeci jenom pár lidí vlastní přístroje, jimiž lze Ondrovu proměnnou sledovat. V poslední době jsem proto dlouho tlačil na Leoše, aby mi o tom něco napsal. Nakonec se povedlo (poslal mi to po síti, tak je to bez hacku a carek) a dokonce k tomu namnožil dva CCD snímky, které najdete vložené do tohoto čísla Trpaslíka:

Ahoj Jiro,

Posilam Ti udaje o te promenne v Cince, pokud jsem si je nezapomnel vzit s sebou. Jo, mam je. Data expozic mas na snimcich samych. Ten Amerikan se jmenuje Dan(iel) Del Rio, zije ve Fort Lauderdale na Floride, a je, krome toho, ze pozoruje, editorem "The Coal Sack", coz je zpravodaj tamejsi "Southern Cross Astronomical Society Inc."}. V listopadovem cisle otiskl mou vyzvu k pozorovani Cinky spolu s mapkou, kterou v podstate prevzal z TPO. Hlavni jeho pozorovaci naplni je patrani po supernovach v kolekci pres 150 galaxii, k cemuz mu slouzi 14.5-inch f/6.02 reflector a CCD kamera. Ty snimky (viz priloha) jsou zrejme nefiltrovane, ale jiste to nevim. Podstatne je, ze je zvykly na rutinni pozorovaci program a Cinku do nej prida. Pro urceni typu promennosti, priblizne periody a amplitudy staci i instrumentalni relativni magnitudy. Zatim ma 3 snimky, vsechny za rijen, a promenna, jak se zda, se vyrazne zjasnuje. Druhou veci, ktera Goldilock's Variable zatim chybi k definitivnimu oznaceni, je presnejsi poloha. Ted uz jsou tedy tri, od Honzy Manka, Petra Pravce a posledni od M. Morel(-a, -ove?) z Australie (IBVS 4037), shoda je v ramci uvadene presnosti (1-2 vteriny) skvela:

Toz tak, Leos

A teď už to druhé Havlíkovo pozorování:

2./3. srpna 1994 dB 10x80 mhv 6.5 mag Temné mlhoviny u a Cygni a NGC 7000 - Vydal jsem se na prohlídku temných mlhovin v okolí NGC 7000, kde jsou nejvýraznější a hlavně krásně v kontrastu s mlhovinami v okolí Denebu. (viz též kresba na další straně)

Na d -47°30', a 21^h 03^min je taková libůstka - temná mlhovina tvaru prstenu (uvnitř sebe má jasnější obláček).

Popis posledního objektu mi připomenul i dvě má dřívejší pozorování. Před třemi lety jsem v bájných Roztokách (dodnes existují a dodnes tam jezdí pozorovatelé) v Labuti našel v Sometu binaru kupu Do 36: " zabírá asi 1/2 stupně, má tvar prstenu hvězd s několika (1 až 2) ve středu, moc zajímavé" a letos v květnu, hluboko na jižní obloze NGC 6281: " 30 až 40 hvězd ve tvaru kosočtvercu se zřetelným ztemněním uprostřed. Dvě jasnější hvězdy v jeho vrcholech, zřetelná, moc pěkná."

Tučnou obálku jsem dostal i od Pepy Ďurecha, který sice momentálně zápolí s vysokou školou v Praze, ale občas se přeci jenom na nebe podívá. Mimo jiné má přitom v oblibě i dvojhvězdy:

2./3. srpna 1994 Cass 250/4500 mhv kolem 5.5 mag

i Cas (S 262) - v Sb 25x100 je normální, hned nad ní jsou dvě slabší hvězdy; 113x hlavní hvězda žlutá, kousíček od ní o hodně, hodně slabší hvězdička, dost dobrý; 180x že by? Možná vidím i tu třetí, ale klidně to může být duch; 281x slabý obraz, předcházející nepotrvzeno, vysouvá se okulárový výtah; 180x je tam i třetí, určitě! Asi to nebude duch:

C, B zhruba stejně jasné

mezi A,C jen uzounká mezera

Doopravdy, i Cas je velmi pěknou, i když ne příliš známou trojhvězdou. Sky Catalogue 2000.0 (mohl bych se podívat i do WDS, ale nemám ho po ruce) dokonce uvádí čtyři hvězdy. Nejjasnější A je proměnnou typu a CVn 4.45-4.53 mag (perioda 1.74050 dne). Kolem ní obíhá s periodou 840 let B 6.9 mag (je asi 2.5'' daleko). A má potom spektrum A3V, kdežto B F5 a od Slunce jsou zhruba 50 parseků daleko. Třetí v pořadí jasnosti je C 8.4 mag, dnes zhruba 7.2 úhlové vteřiny na jihovýchod od A. Celých 3.5' od Céčka se nakonec uvádí ještě další hvězda. Ale ta určitě fyzickým členem není. Sky Catalogue dokonce ani neuvádí hvězdnou velikost. Céčko však zřejmě do skupiny patří, jen doposud není přesně definována její orbita. Prostorová vzdálenost je tedy mezi A-B 115 AU, A-C 350 AU. Zřejmě ji, coby dvojhvězdu, objevil 17. srpna 1779 William Herschel. O barvách se stejně jako další moc nezmiňuje. Snad jen, že se jeví namodralé. Já osobně jsem si ji podrobně prohlédl před šesti lety:

26./27. července 1988 R150/2250 mhv neuvedeno

i Cas (S 262) - zv. 56x: jasná, žlutozelená a kousek od ní slabá, temně modrá; 100x: jasná světle žlutá, kousek od ní světle modrá a k ní nalepená světle zelená, obě slabé, hvězdy svírají úhel asi 110stupňů; ten slabý vzdálený průvodce by měl být spíš tmavě modrofialový; rozhodně to je jedna z nejhezčích dvojhvězd na obloze, kterou jsem kdy viděl; 141x: jasná hvězda světle žlutá se špetkou zelené a na ni přilepen slabý jasně světle zelený doplněk (už to vypadá dost nepřehledně díky "chlupům", které vybíhají z jasné hvězdy); ta vzdálená je teď hezky modrofialová; 225x: jasná začíná být zelenožlutá (chvílemi převládá jedna a pak zase druhá barva); bližší průvodce je nyní jasně světle zelený a vzdálenější se začíná nějak vytrácet, má ale hezky modrofialovou barvu - na tuty; 375x: nádherný pohled, jasná je nazelenalá a ve spleti difrakčních kroužků je vidět (i když ne zřetelně) bližší průvodce, ale ten vzdálenější je fantastický; v prvním okamžiku vypadal úplně nádherně fialově - měl stejnou barvu jako UV lampy nebo některé zářivky, ale po chvilce rozkoukání se zjasnil a už tak hezky nevypadal; počet difrakčních kroužků: 2 a další dva občas; 563x: jasná se zdá být světle zelená, kus od ní průvodce, barev nevýrazných a ten vzdálenější má takovou tmavě fialověmodrou barvu. Toto zvětšení je asi pro tmavší oblohu, pak vynikne.

Petr Fabian, který měl před prázdninama v trpaslíku pěkný článek o galaxiích v Panně, v srpnu prošťáral známé oblasti v okolí Mléčné dráhy:

9./10. srpna 1994 Sb 25 100 mhv v zenitu 5.9 mag NGC 6712 Sct - Celkom pekná guľová kopa veľkosti 1/3 z 2 hviezd na ľavo od nej v Uranke (2.2'). Veľmi pripomína kométu. Asi 9 mag. Jasnosť len miernučko rastie do stredu.

NGC 6664 Sct - Na prvý pohľad žiadna kopa. Po chvíli si všimnem, že je tam asi poltucet hviezd. Čo je viac ako hviezdna hustota okolia. O chvíľu je ich trochu viac a nakoniec periférne vidím akú - takú kopu: v kostre jasnejších hviezd je tušiť nejaké ďalšie. Kopa je nepravideľná, najjasnejšie hviezdy sú v severnej časti. Všetko je to na veľkej ploche.

A do třetice všeho dobrého:

Tr 34 Sct - Slabý difúzny objekt asi 11. veľkosti. Nie najmenšia - 1/3 až 1/4 (tj. cca 4.3'). Ináč sa nič viac nedá povedať.

Ale dá. Možná vás bude zajímat, kde se vzalo ono označení ita Tr. Jako u většiny jiných, jedná se o část jména R. J. Trumplera, který sestavil jeden z mnoha katalogů otevřených hvězdokup. Mimochodem tento pán také zavedl "třísložkový"kódový zápis jejich vzhledů (pro Tr 34 ita II 2 m):

Na začátku této rubriky jsem zmínil jedno zajímavé pozorování Kamila Hornocha. Zde jsou tři další (k tomu bych jen řekl, že není divu, že toho Kamil tolik vidí, když má ve srovnání s námi zdaleka nejvýkonnější přístroj):

1./2. prosince 1994 N350/1660 mhv 5.8 mag 22:55 UT
Kulová hvězdokupa G 1 v M 31 And - zv. 92x: hledá se vcelku dobře, je krásně vidět. I ve zvětšení 92x je zřejmé, že není stelární. zv. 207x: - paráda, krásná maličká kulovečka (průměr asi tak 15'' až 20''), nemá centrální bodové zjasnění, jenom prostě slábne u okrajů a přechází v okolí. Vypadá spíš jak planetárka. Kdyby to byla kometa, tak bych jí dal DC=1.

2./3. prosince 1994 N350/1660 mhv 5.7 mag 21:20 UT
Planetární mlhovina Pease 1 v M 15 Peg - zv. 207x: V 17:25 UT jsem začal se šílenou věcí - při 207-násobném zvětšení jsem se pokoušel zorientovat v záplavě hvězd, které tvoří M 15. Po asi čtvrthodince se mi to povedlo - dvěma nezávislými metodami - podle jedné jasnější hvězdy než jsou ostatní (má asi tak 13.5 mag) a podle orientace na mapce. Po chvíli jsem identifikoval několik dalších hvězdiček (14.5 - 15 mag) - asi 10 a taky jsem uviděl planetárku! Je to malý difůzní obláček (průměr do 10''), DC=2-3, bez výrazného centrálního zjasnění. Nechtělo se mně to ale věřit, že je tak slušně vidět. Jiné podobné (nehvězdné, plošné) zjasnění jsem uvnitř hvězdokupy nenašel a poloha přesně sedí podle mapky z Deep Sky č. 32. Co jiného by to mělo být, než planetárka Pease 1?! Co se týče jasnosti, tipl bych ji tak na 14.5 mag (na hvězdách jsem to v okrajích kulovky dotáhl skoro k 15.5 mag). Naštěstí pro nás pozorovatele leží těsně u okraje té nejjasnější centální oblasti, která je při 207-násobném zvětšení velice jasná, zrnitá a kompaktní, takže jakékoli podrobnosti vyjma zrnitosti by se v ní ztratily.

M 82 (NGC 3034) UMa - zv. 207x: Nádherná (to slovo je tady oprávněné), plná detailů, vypadá tak jako na fotkách z velkých dalekohledů (ale o to tady teď ani tak moc nejde, přesný popis udělám jindy). Kousek od jádra (a "přeříznutí" temnou hmotou) vidím slabou hvězdu, má tak 14 mag, možná je i slabší. Vypadá jako pěkná supernova. Pozn.: Po konzultaci s J. Duškem a literaturou jsme zjistili, že je to pouze stelární zjasnění v galaxii. Nevadí, i tak je pěkné.

Takže jestli máte zhruba takových pětadvacet tisíc, rozjeďte se do Rtyně v Podkrkonoší a tam si u pana Drbohlava stejný dalekohled kupte.

Dál tu mám úryvek popisu hvězdné oblohy od Jay Apta, amerického astronauta, který se v dubnu 1991 zúčastnil letu Space Shuttlem: "To, že hvězdy neblikají, působí dojem temnější oblohy než na zemi, ale limitní hvězdná velikost není tak dobrá, jako na nejlepších místech na Mauna Kea." Během každého oběhu je totiž 37 minutová noc, příliš krátká na plnou adaptaci zraku na tmu. "Ale i tak jsem viděl Magellanova oblaka či Mléčnou dráhu. Také bylo možné pozorovat větší množství barevných hvězd, zřejmě díky úplné absenci atmosférického odmodrání."

Někteří astronauti také tvrdí, že ze všeho nejkrásnější je pohled na horizont. "Počet barevných vrstev, které můžete vidět ve stratosféře je skutečně omračující," poznamenává Apt, ita "napočítali jsme jich devět, oddělených od sebe pásy indické modři, ačkoli na našich fotografiích jsou díky rozmazání jen tři nebo čtyři." Stejně jako hvězdy a planety skrz ně pozorované, i samotné vrstvy ita "blikají jako šílené". Naprosto nejhezčí ze všeho ale bylo ita "spatřit ohnivou čáru meteoru doslova a do písmene přímo pod sebou!"

No a nakonec tady mám, když už budou ty Vánoce, jeden dárek. Rozhodl jsem se, že nejlepšímu pozorovateli z vás daruji Sto astronomických omylů přivedených na pravou mírů s vlastnoručními podpisy obou autorů. Dlouho jsem rozmýšlel, koho vybrat - volba to byla vskutku těžká. Ale pak jsem se vnitřně shodl na Tomášovi Havlíkovi, který je bezesporu jedním z nejlepších. Teda ne, že by jste i vy ostatní nebyli dobří, ale právě Tomáš nás během roku šokoval ze všech nejvíc.

Toť vše. V příštím roce vám přeji hodně pozorovacích nocí, samozřejmě i dostatek všeho ostatního, moc děkuji za pozorování a těším se na brzkou shledanou.

Jirka Dušek

PS: Začátkem prosince jsem dostal z Ostravy zprávu, že se možná něco začalo dít s "chybějící" hvězdou v soustavě s Ori (zhruba před rokem jsem psal, že ji někdo viděl a někdo zase ne. Vy, co máte dalekohled s větším zvětšením, podívejte se na ni a když tak i odhadněte.

PPS: A ještě je tu jedno pozorování od Kamila Hornocha: Berkeley 17 Newton 350/1660, zv. 92x, mhv 5.6 mag; Be 17 (ta zřejmě nejstarší) na první pohled nenápadná, několik hvězd 12. až 13. velikosti (zřejmě hvězdy v popředí); teprve při pozornějším pohledu si lze povšimnout nepravidelné kompaktní mlhavé oblasti o průměru asi 10' složené z hvězdiček 14.5 mag a slabší.

Historie Stopařova průvodce Galaxií je historií idealismu, zápasu, zoufalství, vášně, úspěchu, neúspěchu a enormně dlouhých poledních přestávek.

Prvopočátky Průvodce se dnes, spolu s většinou finančních záznamů, ztrácejí v mlze času.

Další, kurióznější teorie o tom, kde jsou ztraceny, jsou uvedeny níže.

Většina dochovaných historek hovoří o zakládajícím šéfredaktorovi jménem Hurling Frootmig.

Hurling Frootming, jak se praví, založil Průvodce, stanovil jeho základní zásady, to jest poctivost a idealismus, načež zkrachoval.

Následovalo mnoho let nouze a zpytování svědomí, během nichž se radil s přáteli, vysedával v ztemnělých místnostech v ilegálních rozpoloženích mysli, přemýšlel o tom či onom, trochu blbnul s činkami, a pak, po náhodném setkání s Vyznavači Svatého Oběda z Voondoonu (kteří tvrdí, že stejně jako je oběd středobodem našeho světského dne, přičemž náš světský den může být nahlížen jako analogie našeho duchovního života, tak by měl být Oběd

Kromě toho také začal rozvíjet a zkoumat redaktorské polední pauzy, která měla později hrát tak významnou roli v historii Průvodce, protože znamenala, že většinu práce udělali náhodní kolemjdoucí, kteří se bezděky zatoulali do prázdných kanceláří a uviděli tam něci, co stálo za to udělat.

M 42 tedy leží 450 parseků daleko, na okraji rozsáhlého prachoplynného oblaku, který na obloze obklopuje celý Meč. Do něj se noří několik horkých hvězd spektrální třídy O a B (především nejjasnější hvězda Trapezu u₁ C Ori) jejichž energetické ultrafialové fotony ionizují okolní materiál - nejvíc vodík. Proto je mlhovina na fotografiích červená (nejvýraznější čára H_a totiž leží na červeném okraji viditelného spektra). Oblast, ve které k ionizaci dochází, je ale, díky různé hustotě mračna, velmi nepravidelná (v obrázku vyznačena tečkovaně) s výrazným temným zálivem (Dark Bay) korespondujícím se Sinus Magnus.

Ionizovaný materiál se také po ohřátí rozpíná a proudí v této "kapse" podél ionizačního rozhraní, je urychlován hvězdným větrem hvězd Trapezu (šipky naznačují jak se promítají nejvýraznější proudy) a někde na jihozápadním konci M 42 opouští molekulární oblak (tímto způsobem se molekulární mračno účinně destruuje). Světlý pás, který se mlhovinou táhne ze severovýchodu na jihozápad (hlava a hřbet monstra) je potom část samotné ionizační fronty, na kterou se díváme z boku. Proto je zde M 42 nejjasnější.

Část mlhoviny je dále zakryta (ztlumena) neutrálním materiálem (HI Absorption), který už není ionizovanám a v němž lze pomocí HST pozorovat různé tmavé (neosvětlené) chuchvalce. Je také možné, že hvězdy Trapezu, ač si dnes myslíme pravý opak, v tomto molekulárním oblaku nevznikly, ale jen náhodou se ocitly na jeho okraji. Máme tudíž veliké štěstí - okolní mračno je silně neprůhledné, a kdyby se M 42 nacházela na odvrácené straně, či někde na boku, nikdy bychom ji nespatřili. Hvězdy se přitom pohybují rychlostí několika kilometrů za sekundu směrem dovnitř (velikosti radiálních rychlostí některých některých emisních a absorbčních oblastí jsou v obrázku uvedeny).

Jak si myslíte, že by vypadala obloha kolem vás, kdyby jste se nacházeli někde v okolí hvězd Trapezu? Mám to rozmyšlené, takže vás nebudu napínat (ovšem nemusí to být pravda):

První čeho si určitě všimnete, bude "příšerně" světlá obloha (zhruba jako půl hodiny po západu Slunce u nás na Zemi) s šedozeleným zabarvením a místy s červenofialovými pruhy. Zdrojem tohoto světla budou excitované atomy vodíku, které ve viditelné oblasti spektra září čarách H_a (656 nm), H_b (486 nm) a H_g (434 nm). Nejvýraznější bude ta první, ale na ní je lidské oko jen velmi málo citlivé, a proto bude dominantní H_b, která má barvu zelenou. Jas mlhoviny přitom bude 0.1081 cd.m^-2, tedy jasnost celé oblohy se vyrovná jasnosti našeho Měsíci v úplňku! ( V méně fyzikálně přesných, ale názornějších jednotkách, je její maximální jas 15 magnitud na čtvereční úhlovou sekundu).

Budou vidět hvězdy? Budou. Dokonce i bez dalekohledu. Hvězdy Trapezu jsou totiž součástí tzv. Lichoběžníkové kupy (viz článek Mirka Plavce v jednom z minulých Trpaslíků) - nejhustší známé otevřené hvězdokupy (průměrná hustota zde je 3000 hvězd na kubický parsek), Kterou ze Země nevidíme (nebo alespoň ne snadno), právě pro příliš jasnou mlhovinu. Prachem jsou totiž zeslabeny jen nepatrně. Ze středu mlhoviny jsou ovšem mnohem blíž a tudíž i jasnější. Ty nejjasnější budou mít kolem -13 mag, ty nejslabší "jen" -5 mag. Takže všech 150 hvězd kupy uvidíte bez problémů.

Teď si vezměte dalekohled s filtrem, který odstraní světlo emisní mlhoviny. Začněte se dívat kolem sebe a sledujte především slabé hvězdy (jestli nějaké spatříte, pak to ve většině případů nebudou ty z Lichoběžníkové kupy). Jak brzo zjistíte, nejméně na půlce oblohy žádné takové neuvidíte. V těchto místech, směrem od Země, totiž bude ono molekulární mračno zeslabující až o 30 magnitud. V jiných oblastech, tam, kde je absorpční vrstva velmi tenká, však nějaké hvězdy budou. Sice zeslabeny a odmodrány, tedy červené, ale budou. A možná také kolem některých hvězd, které patří do M 42, uvidíte i prachové obálky, zřejmě zbytky vnějších částí protoplanetárních disků (říká se jim proplydy). A když ne, budou tyto hvězdy alespoň naoranžovělé. (V prostoru mají proplydy, které souvisejí se vznikem hvězd - M 42 je totiž jedna z hvězdných porodnic - průměr několik stovek astronomických jednotek.) Amen.

Stejně jako Yerkes nese i Lick jméno mecenáše, který "sponzoroval" výstavbu velké observatoře. V tomto případě jde o observatoř Lickovu, kterou najdete 21 kilometrů východně od San Jose v USA. Provoz na ní byl zahájen roku 1888 a patří ke Kalifornské univerzitě. Byl zde také instalován druhý největší refraktor světa s průměrem 91 cm. Dalekohled byl samozřejmě hojně používán pro pozorování měsíčního povrchu. Po zaclonění objektivu se zde také fotografoval celý disk Měsíce, který měl na deskách průměr 13 cm. Takto pořízené snímky se vyznačovaly výbornou kvalitou s vysokým stupněm rozlišení jednotlivých detailů, a tak není divu, že je nalezneme i v mnohých současných publikacích.

Tyto úžasné snímky putovaly ale také okolo roku 1895 do Prahy k profesoru Ladislavu Weinekovi, který na podkladě jejich extrémních zvětšenin zhotovil řadu kreseb detailů měsíčního povrchu. Kdo je viděl, určitě mi dá za pravdu, že jsou úžasné. Kreseb má být celkem dvěstě (já jsem jich zatím nasbíral jen dvaadvacet) a všechny by měly být otištěny v jeho atlase z roku 1899. Jinak byl prof. L. Weinek (1848 - 1918) též ředitelem Klementina a já slibuji, že se ještě o něm a jeho díle někdy a někde rozepíšu mnohem podrobněji.

K obrázku: Tradičním doplňkem Měsíčních okének se staly podobizny kráterů. Ani tentokrát jsem nechtěl šetřit, problém byl ale v tom, že žádnou detailnější podobiznu Licka nemám. Právě před dvěma lety jsem si ale nechal poslat od Sky Publishing Co. knihu H. Cherringtona Exploring the Moon through Binoculars and Small Telescopes, ve které je mimochodem i sedm fotografií z Lickovy observatoře, tedy takových, z jakých Weinek kreslil zvětšeniny. Na jedné z nich, v době kdy terminátor zrovna prochází kráterem Fracastorius, je skvěle vidět Mare Crisium. Lupou jsem tam našel i Licka, který má na fotografii průměr jen jeden milimetr. Kvalita tisku mi ale nakonec dovolila, abych lupou zvětšeného Licka nakreslil. Sever nahoře, západ vlevo.