Miroslav Holub

Na světě je několik věcí, které mne pokaždé, kdy je spatřím, fascinují. Z těch astronomických se jedná o každodenní východ Slunce a během léta bez problémů pozorovatelnou Mléčnou dráhu. V obou případech se jedná o silný zážitek. Slunce, majestátně se vynořující zpoza obzoru, dává jasně na vědomí, kdo je tady pánem - miliardy miliard (či ještě více) tun těžká žhavá koule z vodíku, trochy helia a zanedbatelného množství ostatních prvků. Na temném nebi a pokud možno z jižních šířek zase připomíná světlý pás Mléčné dráhy se svými světlými i tmavými zákoutími bezvýznamnost a zanedbatelnost planety Země. Schválně si někdy jen tak lehněte a pozorně se zadívejte. Nezdá se vám, že ležíte v ohromném skleníku, za kterým se nacházejí další - blízké, bizardní a početné - světy?

Právě Mléčné dráze, resp. naší Galaxii, je přitom věnováno několik následujících článků, početních úloh a dokonce jedna vystřihovánka. Jako jakási "šlehačka na dortu" k nim potom bude přidána přednáška Leoše Ondry, kterou přednese na chystaném Setkání členů APO.

Takže se pohodlně usaďte, procházka Galaxií začíná...

Kresbu Mléčné dráhy reprodukovanou na protější stránce pořídil během dvou nocí (6. července a 1. září) roku 1991 Otto Janoušek v obci Strkov. Nepokusíte se o něco podobného i vy?

Tomuto názoru o uspořádání všech útvarů, se kterými se moderní astronomie v galaktické soustavě setkala, vadí ovšem výsledky, které byly docíleny s ohledem na tak zvanou rotaci galaktické soustavy. Během posledních let podařilo se totiž ukázat, že pohyby hvězd se dějí skutečně tak, jako kdyby se celý galaktický systém otáčel kol středu, který kupodivu leží právě tam, kde je i největší kondensace hmoty, totiž v místech, kde je i střed kulových hvězdokup. Počítáme-li relativní rychlost slunce vůči kulovým hvězdokupám, dostáváme pro rychlost otáčení soustavy v blízkosti našeho slunce, hodnotu řádově asi 300 km/s. Tyto počty se vztahují vůči tak zv. radiálním rychlostem, které se měří posunem Doppler-Fizeauovým a jsou proto poměrně spolehlivě určeny. Uvažujeme-li proto případ, že se slunce pohybuje kol galaktického středu rychlostí 300 km/s, dostaneme pro vzdálenost gravitačního středu hodnotu přibližně 10 000 parsec nebo 32 000 světelných let, což řádově souhlasí s hodnotou Shapleyovou pro střední vzdálenost kulových hvězdokup. Z mechaniky víme, že pohyb tělesa kol nějakého středu gravitačního se děje ve drahách eliptických. Z toho vyplývá, že dráhy hvězd musí býti elipsy o větších nebo menších excentricitách. Z toho ovšem plyne, že relativní rychlosti (to jest takové, které vztahujeme vzhledem k našemu slunci, jež se rovněž pohybuje) se musí díti všemi směry, čili, že musí vyplňovat tak zvaný elipsoid rychlostí, který je znám již od dob Schwarzschilových. Směr velké poloosy tohoto elipsoidu rychlostí musí nutně směřovati ke gravitačnímu směru otáčení, což se také skutečně pozoruje.

Moderní astronomie proto přijímá, že systém hvězd náležející Mléčné dráze rotuje kol středu kulových hězdokup a sice tak, že hvězdy, které jsou blíže středu, rotují rychleji, kdežto hvězdy, které jsou dále, pomaleji. Eventuální subrotace hvězd lokálního systému kol jeho středu není dodnes patrná a proto většina badatelů neuznává ani existenci lokálního systému. Střed kulových hvězdokup je v relativním klidu vůči pohybům hvězd, což je z dynamických příčin nutné, neboť jinak by se také kulové hvězdokupy neudržely ve své dnešní podobě.

Udává-li se dnešní rychlost slunce hodnotou 300 km/s a je-li jeho okamžitá vzdálenost od středu 10 000 parsec, plynulo by z toho, že jeden oběh Slunce kolem galaktického středu se uskuteční v době přibližně asi 200 000 000 let. Protože slunce ve své eliptické dráze je právě blízko perigalaktika, to jest toho místa, které je nejblíže středu otáčení, znamená to, že za přibližně 100 000 000 let bude slunce v apogalaktiku. Tam jeho rychlost musí nutně klesnouti a jednoduchý výpočet udává, že rotační rychlost slunce bude asi 250 km/s, protože excentricita sluneční dráhy nepřesahuje hodnoty 0,1. Celková hmota galaktické soustavy se udává vysokou číslicí 250 000 000 000 sluncí a také její průměr je značný. Dříve byla pro průměr galaktické soustavy udávána hodnota 100 000 parsec. Je to číslo, které zejména pod dojmem výzkumů Shapleyových bylo všeobecně uznáváno. Dnes tato hodnota byla zredukována asi na 30 000 parsec, z čehož vyplývá, že Slunce se nalézá blíže okraji galaktické soustavy než jeho středu. Tedy krajiny Mléčné dráhy, které jsou odvráceny od galaktického středu - partie mezi Perseem a Orionem, které vídáme v zimě - jsou nám blíže než ty partie, které vídáme při obzoru v létě.

Následující obrázek nám ukazuje pohled shora na rovinu Mléčné dráhy s rozvrstvením důležitých útvarů náležejících Mléčné dráze, s eventuálními směry pohybu celého útvaru. Na tomto obrázku značí nám vnější kružnice hranici praktického systému ve vzdálenosti 15 000 parsec od středu. Jména souhvězdí, která jsou napsána po okrajích této kružnice, nám představují partie Mléčné dráhy v těchto souhvězdích. Čárkovaná kružnice je zakreslena s poloměrem 10 000 parsec, značí tedy dráhu slunce kol středu otáčení. Kroužek kolem slunce nám představuje předpokládaný lokální systém hvězd v našem okolí. Jeho poloměr je 1000 parsec, což znamená prakticky kouli, ve které je soustředěna většina hvězd, které vidíme pouhým okem. Prostřední kružnice nám znázorňuje prostor, ve kterém se nalézají kulové hvězdokupy, kromě temných difusních mlhovin, které absorpcí pravděpodobně způsobují zjev rozštěpení Mléčné dráhy.

V čem analogie Mléčné dráhy se spirálními mlhovinami byla velmi neuspokojivá, byla ta okolnost, že pro rozměry většiny spirálních mlhovin byly nalézány hodnoty menší než pro galaktickou soustavu. Moderní věda však zredukovala rozměry naší soustavy, jak bylo uvedeno a kromě toho se podařilo zjistit, že spirální mlhoviny jsou dále než se původně odhadovalo, takže jejich rozměry vzrostly. Také jejich hmota se v důsledku toho odhaduje nyní čísly většími, takže výlučnost naší soustavy se tím odstraňuje. Avšak tím otázka, zda naše soustava je jednoduchým spirálním systémem, jako jsou spirální mlhoviny, které jsme na počátku reprodukovali, nebo zda je shlukem tvořící rodinu hvězdných systémů, není rozhodnuta, dokud se nepodaří zjistit, zda kromě hlavního rotačního pohybu hvězd kol centra ve Střelci, neexistuje ještě podružnější rotační pohyb kol centra lokálního systému. Neboť má-li existovati lokální systém jako shluk hvězd, je třeba, aby rotoval kol svého středu, vždyť jinak by se rotací kol galaktického centra neudržel pohromadě. Dokud tato otázka nebude jasná, do té doby není možno rozhodnouti o naší otázce. Proto je výzkum hvězdných pohybů tak důležitý a počínáme jej i u nás pěstovati ve větším měřítku také v astronomickém ústavě Karlovy university.

Vývoj astronomického bádání však jde dnes takovými kroky kupředu, že není daleko doba, kdy i tato otázka bude rozřešena.

"Připomínám každému, kdo bude měřit hvězdný vesmír, že hvězdné kupy jsou signální světla. Ukazují cestu do centra Galaxie i na její okraje... Kulové hvězdokupy jsou svého druhu kostra - vágní kostra celé Galaxie, první a stále nejlepší indikátory jejího rozsahu a tvaru."

Byl to Harlow Shapley, autor předcházejících slov, který začal roku 1914 studium rozmístění kulových hvězdokup v Galaxii. Stejně jako u mnoha jiných objevů, i za tímto přitom stála dynastie Herschelovců, přesněji John Herschel, který první poukázal na nerovnoměrné rozložení kulových hvězdokup na nebi.

O tom se ostatně můžete přesvědčit sami. Přílohou tohoto čísla Trpaslíka je globus, který nakreslil Leoš Ondra ke své přednášce o Mléčné dráze. Bude se ale lepit trochu jinak než ten z minulého čísla. ( K minulému číslu snad ještě jedno upřesnění, na které mne přivedl Mirek Plavec. " Nulla dies sine linea}" se překládá " Ani den bez řádky" a bylo to heslo středověkých učenců, kterým si dávali zásadu, že každý den něco napíší nebo si něco přečtou, a že nebude jediného dne, aby nenapsali ani jedinou řádku). Nejdříve si zvlášť slepte obě polokoule. Poté jednu z nich nalepte na kolečko o průměru 7 centimetrů, na které z druhé strany přilepte polokouli druhou. Vzniklý šef podél galaktického rovníku nakonec zakryjte páskem, který je na příloze vysázen mezi oběma polokoulema. Výsledkem bude model rozmístění kulových hvězdokup na nebi. Zřetelně uvidíte, že se třetina z nich koncentruje do oblasti kolem souhvězdí Střelce.

V případě, že jsou kulové hvězdokupy rozmístěny středově symetricky kolem centra Galaxie, usoudil přitom Shapley, že Slunce leží na okraji Mléčné dráhy. A jakmile se mu podařilo určit vzdálenost středu systému kulových hvězdokup, určil i vzdálenost Slunce od středu Galaxie.

Shapleyho metoda, kterou určoval vzdálenost kulových hvězdokup, byla založena na pozorování proměnných hvězd typu RR Lyrae. Jiné studie z počátku tohoto století totiž ukazovaly, že tyto hvězdy mají všechny přibližně stejnou absolutní hvězdnou velikost kolem nulté magnitudy. Srovnáním s pozorovanou střední hvězdnou velikostí pak snadno určil vzdálenost (ovšem bez ohledu na mezihvězdnou extinkci) několika nejbližších kulových hvězdokup.

Proměnné typu RR Lyrae u těch vzdálenějších hvězdokup ale byly pro tehdejší techniku příliš slabé. Shapley si ovšem všiml, že nejsvítivější hvězdy v blízkosti kupy jsou obvykle o dvě magnitudy jasnější než proměnné RR Lyrae. Takže i v těchto případech byl schopen provést jakýsi odhad vzdálenosti.

U úplně nejvzdálenějších kup ale nebyly pozorovatelné žádné hvězdy. Zde Shapley měřil úhlové rozměry a jasnost kupy. Za předpokladu, že jsou si hvězdokupy podobné, i v tomto případě odhadl jejich rozumnou vzdálenost.

Celkem tak změřil vzdálenost 69 kulových hvězdokup. Průměr Galaxie odhadl na 300 000 světelných let, její tloušťku na pouhých 30 000. Což bylo o dost jinak, než jaké byly tehdejší představy tzv. Kaptyenova vesmíru, ve kterém Slunce leželo uprostřed hvězdného oblaku o průměru 20 000 světelných let a tloušťce 6000 let.

Dnes si můžete jeho postup přesnější metodou zopakovat. Na reprodukovaném obrázku je barevný diagram kulové hvězdokupy M 13. Na vodorovné ose je vynášen barevný index (B-V), na svislé pozorovaná hvězdná velikost. Je přitom nepřehlédnutelné, že se v něm hvězdy soustřeďují do tří skupin. Ta spodní je tzv. hlavní posloupnost. Na ni navazuje (nahoru směrem doprava) tzv. asymptotická větev červených obrů - hvězd s degenerovaným kyslíko-uhlíkovým jádrem. U levého okraje je potom tzv. horizontální větev, kde se nacházejí hvězdy, které v jádře spalují helium na uhlík a další prvky. Na ní se nacházejí i proměnné typu RR Lyrae. Protože však mění svoji hvězdnou velikost, nebývají v barevném diagramu vyznačeny a projevují se jako mezera v horizontální větvi (označená písmenem A ). Tato mezera ale prozrazuje, jakou pozorovanou střední hvězdnou velikost mají hvězdy typu RR Lyrae. Jejich absolutní hvězdná velikost je přitom v současnosti odhadována na -0.6 mag.

Váš postup by měl být tedy následující:

Pro dvacet vybraných kulových hvězdokup je v předcházející tabulce uvedena pozorovaná hvězdná velikost hvězd typu RR Lyrae, která byla zjištěna z barevných diagramů (z polohy horizontální větve a mezery v ní). V sousedním sloupci je uvedena velikost extinkce způsobená mezihvězdnou látkou. Pozorovanou velikost tedy u každé kupy opravte a vypočítejte potom její vzdálenost.

Z galaktických souřadnic l a b a vzdálenosti vypočítejte pravoúhlé souřadnice x , y, z. Použijte známé vztahy

Na milimetrový papír si v rovině x-y vyneste ve vhodném měřítku souřadnice x, z hvězdokup. Z grafu stanovte střed rozložení bodů. Takto najdete střed Galaxie, takže můžete určit vzdálenost Slunce od tohoto středu. Jak moc jste se strefili?

Podle Astronomického praktika RNDr. Zdeňka Pokorného, CSc. Vzdálenost středu Galaxie a cvičení A. Hirshfelda How Far Is the Galactic Center?

Jak by zřejmě vypadala naše Galaxie při pohledu se shora, ukazuje kresba převzatá z knihy The Guide to the Galaxy. ( Udělat si takovou představu není nic snadného. Vždyť v optickém oboru vidíme podél roviny Galaxie do vzdálenosti jen asi 3 kpc, v radiovém potom pouze pětkrát dál.)Písmenem A je označeno jedno z vnějších ramen. B blízké rameno Persea, do kterého například patří komplex kolem hvězdokup c a h Persea. C udává přibližnou polohu Slunce, jehož vzdálenost od středu se odhaduje na 7 až 9 kiloparseků. D určuje rameno Střelce, na které máme skvělý výhled především v této době. E udává rameno Štít-Kříž, F rameno Normy a G tzv. rameno 3 kiloparseků, které je do nás vzdáleno právě 3 kiloparseky.

Na základě statistického sledování relativních pohybů hvězd vzhledem ke Slunci lze určit povahu rotace hvězd kolem středu Galaxie. Ukazuje se, že oběžná rychlost roste se vzdáleností od středu až na 300 mathrm km.s^-1 a to do vzdálenosti Magellanových mračen. Protože je ale většina hvězd soustředěna do koule o poloměru menším jak 8 kpc, měla by ve větší vzdálenosti (podle Kepplerova zákona) rychlost klesat. Z tohoto rozporu vyplývá existence tzv. vnějšího galaktického hala skryté hmoty, které hmotností 10x převyšuje hmotnost centrálních částí Galaxie. Jeho hustota klesá se čtvercem vzdálenosti, dominantní postavení získává ve vzdálenosti našeho Slunce a končí ve vzdálenosti 60 až 100 kiloparseků, někde za Magellanovými mračny. Tam také leží hranice Galaxie.

Slunce je v porovnání s ostatními hvězdami Galaxie, starou hvězdou populace I, která vznikla před 4.7 miliardami let. Kolem středu obíhá po téměř kruhové dráze ( 8 +- 1 kpc) rychlostí asi 240 km.s^-1. Jeden oběh tedy vykoná za 230 milionů let. Nakonec ještě. Galaxie má několik průvodců - trpasličích galaxií, z nichž některé v nejbližší době pohltí. (Takže i náš mateřský hvězdný ostrov je kanibalem.) Nejznámější Magellanova mračna nejsou zdaleka jediná. V předminulém roce byla například objevena nová trpasličí galaxie ve Střelci, která leží 24 kpc přes střed Galaxie daleko. V současnosti je tak nejbližší známou galaxií (pouze 16 kpc od středu).

Jiří Dušek

"Jelikož jsme se před několika týdny rozhodli přijmout list jako legální platidlo, jsme teď všichni samozřejmě ohromně bohatí."
Ford nevěřícně zíral na Golgafrinťamany, pochvalně mručící a chamtivě ohmatávající balíky listí, jimiž měli vycpány tepláky.
"Tím nám ovšem také vznikl menší problém v důsledku vysoké míry dostupnosti listu," pokračoval řečník, "což znamená, že současný běžný kurs je něco kolem tří opadavých lesních za jeden arašíd z lodi."
Dav začal znepokojeně reptat. Pracovník v řídícím aparátu je pokynem ruky utišil.
"Abychom tedy problém vyřešili," pokračoval, "a účinně revalvovali list, zahájíme rozsáhlou odlistňovací akci, a ...  éé ...  spálíme všechny lesy. Myslím, že všichni souhlasíte, že je to za daných okolností jediné rozumné řešení."
Dav vteřinu či dvě váhal. Pak ale kdosi poznamenal, že to prudce zvýší hodnotu listí v jejich kapsách, načež shromáždění nadšeně zajuchalo a poděkovalo pracovníkovi potleskem. Účetní, kterých bylo v zástupu dost, se už těšili na výnosný podzim.

Douglas N.Adams, Stopařův průvodce po galaxii

Vlastní postup je následující. Na obrázku máte zakresleny profily vodíkové emisní čáry, zářící v radiovém oboru na vlnové délce 21 cm. Číslo uvedené vlevo od každého profilu udává galaktickou délku l_G. Maximum čáry (v mnoha případech se pozoruje maxim několik) je doplerovsky posunuté k vyšším či nižším frekvencím; z tohoto posuvu určíte radiální rychlost v_r (měřítko pro přímý přepočet v_r je uvedeno pod vodíkovými čarami).

Vyberte prostě první levé maximum profilu pro mathrm l_G=68°, změřte v_r a vypočítejte postupně R₀  .sin l_G , w - w₀ w. Z obrázku, který zachycuje průběh závislosti úhlové rychlosti na vzdálenosti, odečtěte nakonec vzdálenost R.

Do reprodukovaného grafu s polárními souřadnicemi nakonec vyneste R a l_G. Slunce přitom umístěte do počátku souřadnic. Jako vhodné měřítko doporučujeme mathrm 10 kpc=50 mm. Zakreslete střed Galaxie a uvažte, jak se počítá délka l_G$. Pozor! R značí vzdálenost objektu od středu Galaxie, nikoli od Slunce.

Postup opakujte pro sousední l_G a pokračujte tak dlouho, pokud lze maximum vodíkové čáry sledovat. Vše zopakujte i pro další maxima. Ja však třeba vzít v úvahu, že pro R < R₀ je řešení nejednoznačné (v daném případě mají dva body tutéž vzdálenost od středu). Proto se omezte jen pro případy vně trajektorie Slunce. To znamená, že budete vybírat jen maxima, pro něž platí:

V polárním diagramu nakonec spojte vynesené body plynulou čarou. Zjistíte tak hrubou strukturu spirálních ramen v okolí Slunce - Orionovo rameno a o 2 kpc vzdálenější rameno Persea.

Podle Astronomického praktika RNDr. Zdeňka Pokorného, CSc. Spirální struktura Galaxie připravil Jiří Dušek.

Jupiter - o pozorování jen se Sometem se o něm zmíním ještě později, s nástavcem byl i s měsíčky, vypadá jako velmi rozplizlá jasná skvrna.

b Cygni - Albireo - v Sometu podle mě úplně ta nejhezčí dvojhvězda, kterou jsem kdy viděl. Klenot mezi dvojhvězdami, nádherný barevný kontrast modré a žluté. Budí na hvězdném pozadí fantastický dojem. S nástavcem to je zajímavější, nejde úplně zaostřit (to u všech "nástavcových" pozorování), barevný kontrast zůstal, hvězdy se cudně od sebe odtáhly, jsou rozplizlé. V Sometu jim to sluší mnohem víc.

e Bootis - Izar - pro Somet nemožná dvojhvězda, vypadá v něm jako pěkná oranžová hvězdička. S nástavcem je to stejné, jen vypadá vlivem nezaostření jako kotouček.

g Andromedae - Alamak - několikrát jsem se o tuto hvězdu pokoušel v Sometu, ale neúspěšně. Teď se mi chvílemi zdá, jako by se už tak, tak chtěl rozdělit na dvě složky, ale zřetelné to určitě není. Závěr pro pozorování s nástavcem by byl stejný jako pro Izara, tak to zkrátím na to, že Alamak vypadal rozplizle.

Konečný verdikt pro nástavec teda bude znít takto: nástavec není pevně zachycen, držím ho pouze v rukou, a tak se hvězdné pole, které není zase tak velké, silně klepe. Čili pozorovat se s ním v podstatě nedá. Slabší hvězdy, hvězdokupy, mlhoviny a galaxie nejdou vidět skoro vůbec.

Ještě abych nezapomněl, když jsem přišel a postavil Somet, zahlédl jsem meteor: jasný byl asi tak 1 mag, ale stopu měl velmi krátkou (maximálně 5°), byl s jedním výbuchem asi po 2/3 dráhy. Pohyboval se souhvězdím Štíra. Podle toho, odkud letěl, tedy podle radiantu (ten jsem určil ještě z několika meteorů, které jsem tuto noc zahlédl. Všechny byly velmi pěkné, i když tak zajímavý jako ten první se už neobjevil.) bych řekl, že patřil do d-Aquarid jižních. Jejich maximum nastane přibližně za týden. Doufám, že mi do toho nic nevleze a že budu moci pozorovat.

Teď zase zpět za objekty poněkud vzdálenějšími.

Jupiter - dívám se na něj pořád, snad ze zvědavosti, ale dnes to bylo doopravdy zajímavé. O pozorování s nástavcem jsem psal už dříve. Jinak dnes jsem byl pravděpodobně svědkem velmi rychlého oběhu měsíčků kolem Jupiteru. Nakreslím Sometem dvě kresby, tak jak to vypadalo po sobě s odstupem asi 1 hod 15 min. Byl jsem tedy svědkem vynoření měsíčku z Jupiterova světla. Protože kreslím zpaměti, kresby nemusí být přesné, doufám však, že podstata zůstane zachována.

K tomuto pozorování však musím podotknout jednu věc: protože se mi nezdá, že by za hodinu "odjel" měsíček od Jupiteru o takový kus, musím vyslovit domněnku, že jsem si ho prostě při prvním pozorování nevšiml. Což nelze vyloučit i vzhledem k nízké poloze Jupiteru nad obzorem. Pravděpodobnost výskytu úkazu bych odhadoval tak na 75%.

Po Jupiteru jsem zase začal prohlížet mlhoviny, otevřenky, kulové hvězdokupy ve Střelci. Smutně jsem prohlížel tyto nádherné objekty. Dnes to vypadalo doopravdy pěkně, viditelnost byla nad jižním obzorem sice ne perfektní, ale lepší než obyčejně. Když jsem si tak prohlížel objekty, které lze pozorovat ne zrovna velkou část roku, uvědomil jsem si platnost 1. kosmického zákona podle Mirka Plavce: "Každý chce to, co nemá." Uvědomil jsem si, že se v podstatě na obloze pachtím za objekty, které už jsou před západem a že se mi stalo jen velmi málokrát, abych např. v zimě pozoroval objekty v Panně, nebo na začátku léta, abych si prohlížel souhvězdí Vodnáře. Toto zjištění pro mě však neznamenalo prohlížení podzimních deep-sky, jak by se mohlo zdát, ale podíval jsem se spíše na tu část oblohy, která se mi zdála dříve všední, tedy souhvězdí od zenitu na sever - Kasiopeju, Perseus a spol. Lehl jsem si na chvíli na zem (dokud po mě nezačali lézt slimáci) a zadíval se přímo nahoru, kde se nalézalo souhvězdí Labutě. Namířil jsem tam mathrm LD9x 63 s cílem konečně uvidět mlhovinu Severní Ameriku, tedy NGC 7000 a měl jsem skutečně pocit, že jsem ji uviděl. Bylo v ní poměrně dost jasných hvězd. V poli dalekohledu to však nebyla jedna světlá skvrna. Bylo jich tam skutečně víc. NGC 7000 se mi zdála jiná právě díky těm více jasnějším hvězdám. Všiml jsem si také velmi jasné hvězdy na západním pobřeží, tedy asi v Pacifiku. Byla to x Cygni (podle Atlasu Coeli). Takže konečně jsem po dlouhé době tuto přerostlou mlžinku viděl.

Když už jsem tak ležel na zádech a lezli po mě slimáci, porovnával jsem, ve které oblasti Mléčné dráhy je nejvíc jasných hvězd. Výsledek mě docela dost překvapil. Byla to právě ona souhvězdí, jejichž pozorování jsem stále odkládal, protože jsou vidět skoro pořád. Ano, Perseus a Kasiopeja opět překvapili. Pokud jsem je srovnal s ostatními oblastmi, v této noci neměli v podstatě konkurenci. Jasnější byly jen osamocené hvězdy Deneb, Altair a jeho dva parťáci, a pak sice pěkné souhvězdí Střelce, ale ztrácející se v záři olomouckých sodíkových výbojek.

Když mě tak nadchla Kasiopeja s Perseem, vstal jsem, otřepal ze sebe slimáky a namířil tam dalekohled. Jako objekt č. 1 bych stoprocentně uvedl známý duel c a h Persei - tyto otevřenky jsou naprosto geniální a zaslouží si podle mého názoru být na první straně každé astronomické publikace (žádnou takovou jsem však ještě neviděl). Jestliže Toma Rezka vzrušuje IC 4665, pro mě je naprostým potěšením hledět na tyto hvězdokupy. Kdyby byly obě osamoceny, patřila by určitě každá z nich k těm nejlepším otevřenkám (h Persei se mi přitom zdá hezčí svou jedinečnou kombinací jasných a slabších hvězd, u c Persei se mi jeví hvězdy více si podobné), ale tvoří naprosto prvotřídní kombinaci, která nemá nikde na obloze konkurenci. A přitom je nám tato mlhavá skvrnka dostupná v podstatě po celý rok, nikdy nám nezapadá. V publikaci Astronomický atlas hvězdné oblohy jsem se o c a h dočetl jen to, že je skvělá v triedru a ještě lepší v dalekohledu, zatímco o M 6, která vystupuje nad obzor jen několik týdnů v roce, píší, že je překrásná každým přístrojem. Nechtěl bych M 6 nějak urážet, ale se svými několika hvězdami (i když jsou také celkem pěkně uspořádány, někdy se jí říká "Motýl" (ostatně už jsem ji kreslil)) se s c a h vůbec nemůže porovnávat. Pokud by se pořídila pěkná fotografie nebo kresba (mám sto chutí jí udělat), určitě by měla šanci uspět v nějaké soutěži.

Po c a h Per jsem přejel Sometem trochu severněji do velmi bohaté oblasti Mléčné dráhy na hvězdokupy, do oblasti v okolí e a d Cas. Je tam skutečně několik pěkných otevřenek, i když některé z nich docela vkusně splývají s velmi bohatým hvězdným pozadím. K těmto hvězdokupám vede od c a h velmi pěkný a poměrně dlouhý řetízek z jasnějších hvězd. Vše dohromady vypadá velmi efektně a nádherně. A taky je to v oblasti pro nás vždy dostupné.

Když jsem se pokochal otevřenkami, všiml jsem ji, že poměrně vysoko nad obzorem je i Andromeda se svým klenotem - galaxií M 31. Okamžitě jsem tam namířil Somet a opět mě překvapila. Vypadalo to, že se táhne po nezanedbatelné části zorného pole Sometu. Skutečně královský pohled. (Dnes jsem však viděl i její satelitní M 110 jako docela zřetelný mlhavý oblak nahoru od centra M 31. Docela mě překvapilo, že jsem si jí dříve nevšiml. Po M 32 jsem však i dnes pátral marně. Prý vypadá jako hvězda. Chtělo by to zkusit s atlasem, po kterém si mi dnes tak nechtělo šahat.)

M 31 mě příjemně naladila na další atraktivní objekty podzimního souhvězdí. Hledal jsem otevřenku NGC 752, taktéž v Andromedě, ale vďaka (jak by řekl slovenský bratr) svoji únavě jsem jí ani nezahlédl (teď to nemůžu pochopit). Když jsem tak projížděl oblohou, ihned mě uhodila do očí velmi jasná, ale dosti rozpitá mlhvavá skvrna M 33, tedy galaxie, která musí být nádherná na fotkách. Není asi moc podlouhlá, ani fádně kulatá, za to je pěkně rovnoměrně slabě jasná, vypadá asi jako těžce rozpitá hvězda.

Je asi 1 hod SELČ, tedy 23 UT. Už jsem dál neměl sílu pozorovat. Škoda, že jsem nemohl nic nakreslit. V příštích dnech nastane nov a to bude určitě podle zákona schválnosti zataženo. Doufám, že bude jasno alespoň na h Aquaridy. Hawg.

K obrázku: Hvězdné okolí c a h Persei s hvězdnými velikostmi některých hvězd (v decimagnitudách). Mapka byla pořízena počítačovým atlasem MegaStar a obsahuje hvězdy do 13 mag (v oboru GSC). Některé hvězdy, obzvlášť v centru obou kup, jsou ale často shluky několika slabších hvězd. Šipka vpravo od h Persei ukazuje na bílého trpaslíka H Per 1166 s jasností kolem 13.7 mag ve fotometrickém oboru V, který byl objeven ve dvacátých letech tohoto století. Jeho značný vlastní pohyb však vylučuje, že by patřil k hvězdokupám. Nachází se mnohem blíž. Jak blízko si určitě spočítáte sami. Absolutní hvězdná velikost tohoto trpaslíka se totiž odhaduje na 10.7 mag.

Zákony astrofotoamatéra:
1. Nejlepší záběry se nabízejí, jakmile vám dojde film.
2. Rovněž tak nejlepší záběry jsou ty, při kterých jste nechali přikrytý objektiv.
3. A o ty nejlepší záběry, které se vám nakonec povedou, přijdete, když někdo znenadání otevře dveře do temné komory.

Vloni na podzim se poprvé na setkání APO a o něco později i v BT objevila zpráva o tom, že jsem se z kraje jara 1994 pustil do odhadování jasností planetárek a kulovek. Do konce roku 1994 jsem se počtem odhadů přiblížil ke stovce, ve stejné době jsem získal příslib pomoci od Kamila Hornocha a začátkem letošního roku jsem zpracoval kolem 150 pozorování planetárek a kulovek (většinou těch skutečně jasných) pořízených v letech 1990-93 asi dvacítkou našich kolegů (do té doby pobývala v archivu Jirky Duška, kterému za zpřístupnění děkuji). Z těchto pozorování bylo zhruba 110 na velmi slušné úrovni, takže je bylo možno zařadit do katalogu, s jehož druhou verzí se setkáváte v příloze tohoto a minulého Trpaslíka. Pochopitelně se nejedná o katolog planetárek a otevřenek, ale planetárek a kulovek - titulkem v minulém BT jste se jistě zmást nenechali.

Celý tento projekt, pracovně nazvaný FODIO ( FOtometrie DIfúzních Objektů), nemá prakticky žádné ambice. Vznikl proto, že autor těchto řádků se rád dívá po obloze, rád rozostřuje a zajímalo jej, jak je to či ono jasné. K dnešnímu dni (začátkem prázdnin 1995) tak je v archivu na 270 odhadů jasností zhruba stovky objektů, z nichž mnohé jsou možná i od Vás. Bohužel díky neochotě některých našich kolegů, kteří dříve vedli (?!) projekty jako JAKUDO a podobné, se spoustu Vašich odhadů dodnes získat nepodařilo, ačkoli bych je strašně rád zpracoval a zařadil do katalogu. Je to přinejmenším škoda. Pokud byste náhodou měli doma nějaká starší pozorování tohoto druhu, bez obav je zašlete na moji adresu; budou zpracována a pomohou zpřesnit naši znalost jasnosti toho kterého objektu. Zde je přehled nejaktivnějších pozorovatelů:

Co se týče přesnosti pozorování, tak průměrný rozdíl mezi dvěma nejpilnějšími pozorovateli (mnou a Kamilem) je 0.22 mag, což s uvážením, že oba používáme jiných přístrojů, že se jedná o objekty mlhavé, popřípadě dokonce svítící jen v úzkých oblastech spektra, je shoda velice slušná. Pokud navíc sedí srovnávačky, lze dosáhnout shody nevídané a netušené. Jako příklad uvádím výsledky pečlivých odhadů několika známých objektů, u nás tolikrát rozostřené Činky M 27, dále planetárek NGC 6826 (Cyg) a NGC 6905 (Del) a kulovky M 2 (Aqr):

Co říkáte: občas to funguje, ne? Pokud náhodou máte chuť si něco odhadnout, obraťte se na níže uvedenou adresu (poskytnu Vám mapky, rady apod.), pokud ne, i tak Vám přeji mnoho krásných zážitků pod hvězdnou oblohou.

Honza Kyselý

Čs.armády 1088

258 01 Vlašim

Vinoucící se Drak mezi Velkou a Malou medvědicí, je ten samý had, který v ruských skazkách okrádá mladou krasavici. Krasavicí je přitom Polárka. Protože je na ni namířena rotační osa Země, jeví se nehybnou. V národním povědomí byla tato hvězda krasavicí, nacházející se v zajetí nebeského Hada, který ji nedovolí uniknout.

Pokračujme v naší procházce. V jihozápadní oblasti nebe září souhvězdí Pastýře. Na jižní Ukrajině nazývali Pastýřem samotného Arktura, současně okolní hvězdy spolu s hvězdami Velké medvědice - Pastýřem s ovcemi. Na Ukrajině také označovali Pastýřem části souhvězdí Herkula a Hada, které jsou v jarních měsících dobře pozorovatelné nad východem.

V souhvězdí Panny Slované viděli mladé Děvče. Ve starověku byly totiž v rusku rozšířené dívky, které věštily s věnci - na jaře upletené věnce pouštěly po vodě a z jejich pohybu pak předvídaly manželství a budoucnost. Věncem byla přitom v minulosti nazývána Severní koruna, kterou najdete nahoru, doleva od Dívky.

Na jižním nebi najdete Lva. Jedna ze sibiřských zkazek vypráví, že pod Velkou medvědicí leží hvězdný Šátek, který si vybrali vojáci za terč a střileli do něj s luky. Bohužel, dnes už není možné přesně určit kontury tohoto Šátku. Víme pouze, že visí pod "Hvězdnou medvědicí". Nad severním horizontem najdete Kasiopeju. Toto souhvězdí bylo ve starověku nazýváno Srpy, pět nejjasnějších hvězd potom představuje jiskry nebo rosu blíštící se na nich. Říkalo se také, že Kasiopeja představuje čtyři srpy, které svým ostřím přeseknou vše, co jim přijde do cesty.

Nad ránem na východě, již dostatečně vysoko nad obzorem, ukazuje se souhvězdí Lyry a Labutě, poblíž obzoru pak Orla. V Lyře Slované viděli ptáka: Jestřába, Sovu. Díky procházející Mléčné dráze připomíná ohromného ptáka i Labuť, kterou Slované nazývali Husou či Labutí.

V souhvězdí Orla zase předkové viděli další hvězdnou Dívku, jdoucí s vahadlem. Altair byl samotnou dívkou, hvězdy gamma a beta vědra. Delfín představoval Hrnec nebo Kolo. Cesta , po které dívka jde, byla potom Mléčná dráha.

To jsme už začali mluvit o souhvězdích letní oblohy. K nim se podrobněji vrátíme až někdy příště. Nakonec dovolte naši nevelkou procházku jarním nebem zakončit. Jak bylo vidět, na národní pojmenování hvězd a souhvězdí mělo vliv křesťanství. V poetických představách předků bylo totiž nebe odrazem, jakoby v zrcadle, samotné Země.

Z ruského originálu, který byl publikován v časopise Zvjezdočet 3/95, volně přeložil a zkrátil Jiří Dušek.

NGC 1499 Cas - Mám místo a pravda moc toho nevidím. Asi proto, že je dost velká, až tři stupně. Třepu Sometem jako divý a po rozkoukání jí skutečně vidím, resp. její část. Tou si však jsem naprosto jistý. Je to jasnější pás, zřejmě severovýchodní okraj poblíž hvězdy asi 6 mag. Tato část je absolutně nejvýraznější a přechází téměř do všech směrů (až na severovýchod, tam nic není) do slabších partií. Ty jsou pak podstatně hůře pozorovatelné. Celkově je mlhovina podlouhlá ve směru jihovýchod-severozápad, na různých místech různě široká. Zdá se mi s celkem výraznou zátokou či zálivem u jihozápadního okraje, poblíž hvězdy 5 mag. Více snad napoví kresba, protože zbytek je tak na 50%.

Nebudu teď diskutovat, za jakých podmínek může být Kalifornie vidět. Legenda české meteorické astronomie docent Vladimír Znojil tvrdí, že může být na tmavé obloze pozorovatelná bez dalekohledu i z Brna, ale já bych takový optimista nebyl. Pokusil jsem se alespoň prověřit kvalitu Tomášovi kresby (sever nahoře, západ vpravo, na výšku má asi 1.5°). Upřímně řečeno nic, moc. Některé hvězdy šlo na fotografiích identifikovat jen s velkou fantazií. Mlhovina se potom táhne spíš směrem k jihovýchodu, kdežto na kresbě spíš k východu, resp. severovýchodu. Ani poloha nejjasnější části mlhoviny není nejpřesnější. Shrnutí je tedy následující: Mlhovina za dobrých podmínek zřejmě pozorovatelná je, není to však nijak nápadný objekt. Spíš na úrovni duchů.

Je vhodné se také zmínit o příslušnosti Kalifornie k asociaci Per OB2, ke které patří i hvězdy x, z, o, 40 a 42 Persei. Nejjasnějším členek kupy je z Persei - B1 veleobr s absolutní hvězdnou velikostí -6 mag. Stáří asociace se odhaduje na asi 1.5 milionů let, vzdálenost 400 parseků.

Depresivní pozorování poslal Gaspar Bakos z Maďarska, který má k dispozici 45 cm reflektor a dobré pozorovací stanoviště v obci Ráktanya u Balatonu. Tentokráte jsem vybral jasnou, leč nepříliš známou NGC 40 v Cepheovi. Ve velkém dalekohledu vypadá velmi zajímavě, se spoustou detailů, ne nepodobná spirální galaxii. Ostatně viz kresba pořízená během dvou nocí 23./24. a 24./25. srpna 1995 při mhv 6.4 mag. Zvětšení bylo 312x, průměr zorného pole byl 9.5'. Kromě Gasparovi kresby reprodukujeme i trojici jeho skic zachycující rozložení jednotlivých detailů v kresbě. Levá horní byla zhotovena v noci 24./25, pravá v noci 23./24., spodní je potom kompozicí obou.

Co je zajímavé na NGC 40 je to, že na rozdíl od ostatních planetárek má velmi slabou emisi v čarách zakázaného kyslíku a naopak silnou v čarách jednou ionizovaného dusíku. V červeném oboru spektra má tudíž kolem 7.5 mag, ve viditelném však kolem 11 mag. Takže by stálo ji odhadnout.