OBSAH:
M 2 & 15
Vliv vzdušného neklidu na jakost obrazu v dalekohledu
Místní skupina galaxií
Třídění galaxií
Nová zajímavá pozorování

M 2 & 15

Překvapilo mě nedávno, jak málo messierovských objektů objevil sám Messier. Nejstarší vrstvu v jeho katalogu samozřejmě tvoří objekty nápadné i pouhým okem, ať už Plejády či Jesličky, známé doslova od nepaměti, jižní Šírova hvězdokupa M 7, do astronomické literatur uvedená Ptolemaiovým Almagestem, nebo známá galaxie M 31 v Andromedě, o níž se poprvé zmiňuje astronom A.I. Súfí někdy kolem roku 1964.¹

Další hvězdokupy, mlhoviny a galaxie byly objevené až dalekohledem, i když ještě dlouho před Messierem. Nejstarší pozorování M 42 je Pierescovo (z roku 1610), do 17. století ještě patří kulová hvězdokupa M 22, odhalená nečekaně Abrahamem Ihlem při pozorování Saturna v roce 1665, Kirchův objev M 11 ve Štítu (1681), a snad i Laguna (M 8), známá zřejmě už Flamsteedovi roku 1680.

V roce 1702 přidal John Flamsteed ještě M 41, i když je dost možné, že právě ona je objektem, který viděl (a ve svém spise Meteorologica popsal) už Aristoteles. Ve stejné době našel Gottfried Kirch kupu M 5, následoval Cassiniho objev M 50 (datovaný pouze přibližně, před rok 1711, kdy Giovanni Domenico Cassini oslepl), dále Edmund Halley se svou M 13 (1714), a v roce 1731 pak jednak druhé zrození Krabí mlhoviny (objevitel John Bevis), jednak doplnění Velké mlhoviny v Orionu o M 43 de Mairanem. Několik dalších do té doby neznámých objektů zahrnul do svého soupisu švýcarský astronom de Chéseaux někdy v letech 1745 a 1746. Najdeme v něm jak mlhoviny (M 17), tak hvězdokupy kulové (M 4, M 71) i otevřené (M 6, M 16, M 25 a M 35) Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaziére jako první spatřil v roce 1749 galaxii M 32 a otevřené hvězdokupy M 36 a M 38. Řadu jižních objektů objevil Lacaille z Mysu Dobré Naděje. Z těch, které jsou vidět i z Paříže, se v jeho seznamu z roku 1755 objevily kupy M 55 a M 69 a galaxie M 83.

Zdá se vám, že na Charlese Messiera jakožto právoplatného objevitele už nic nezbylo? Tak ještě odečtěte to, o co ho připravili jeho současníci. Nejprve Johann Elert Bode, který poslední den roku 1774 v Berlíně nalezl dvojici galaxií M 81 a 82, následující rok hvězdokupu M 53 a konečně v roce 1777 kupu M 92. Pak přišla úspěšná kometa 1779, která různým pozorovatelům přinesla několik dalších objevů, i když to bylo trochu jinak, než jsem nedávno psal do Kozmosu. Planetární mlhovinu M 57 objevil opravdu Antoine Darquier v Toulouse, pak však kometa přivedla Bodeho ke galaxii M 64 (stalo se 4. dubna 1779), jedenáctého dubna, tedy čtyři dny před Messierem, našel Johann Gottfried Köehler M 59 spolu s M 60 a 5. května odhalil Ital Barnabus Oriani zbývající galaxii M 61.

Konečně musíte odečíst téměř všechny objekty Messierova katalogu od sedmdesátky nahoru, které jako první našel Pierre Méchain.

Bylo nebylo

O tom, jak to bylo s podzimními kulovými hvězdokupami M 2 a M 15, koluje v literatuře množství protichůdných verzí. Pravdou je, že obě dvě našel při pozorování nové komety Giovanni Domenico (ve francouzské podobě Jean-Dominique) Maraldi², který žil v letech 1709 až 1788, příbuzný rodiny Cassiniů, asistent na Pařížské observatoři a editor ročenky Connoissance des Temps. Tu kometu objevil 13. srpna 1746 Philippe Loys de Chéseaux a naposledy ji zahlédl právě Maraldi začátkem prosince. Pokud by vám však někdo tvrdil, že kulové hvězdokupy ve Vodnáři a Pegasu byly odhaleny díky kometě 1746, nevěřte mu. Průchod přísluním, který je pro definitivní označení rozhodující, totiž nastal až v březnu následujícího roku. A aby to celé bylo ještě zamotanější, tato kometa 1747 není kometou Chéseauxovou - tak se nejčastěji říká krasavici z roku 1744, kterou sice neobjevil, ale zato popsal jejích šest velkolepých ohonů.³

Kulová hvězdokupa M 2 (NGC 7089) v podání Williama Parsonse (Lorda Rosse) a jeho reflektoru o průměru 3 stopy (91,5 cm). Převzato z Phil. Trans. 1844, Plate XVIII.

Mnohem skromnější kometa 1747 mezi hvězdokup přišla od severovýchodu, a tak by se zdálo přirozené, že M 15 byla s objevováním na řadě první. Jenže kometa se ke kupě zdaleka nepřiblížila tak těsně jako nedávno Levy 1990c. Když Maraldi M 15 objevil 7. září 1746, byla od ní dost daleko, ale kupodivu jen asi 3° severně od M 2 ! Té si ale povšiml až o čtyři dny později, tedy 11. září.⁴ Celou situaci ostatně ukazuje obrázek; polohy komety v jednotlivých dnech odpovídají 0 UT a podle Marsdenových elementů je spočítal Petr Pravec.

Jen tak bez ničeho

Obě kulové hvězdokupy jsou nejnápadnějšími objekty svých souhvězdí, ostatně v této vzdálenosti od letní Mléčné dráhy už jim nehrozí velká konkurence. Pegasova patnáctka je svou hvězdnou velikostí 6.0 magnitudy a úhlovým průměrem asi 12' viditelná za vynikajících podmínek i pouhým okem, a M 2 je na tom při stejném průměru⁵ a hvězdné velikosti 6.4 mag stejně. Pokud máte chuť si to ověřit, potřebujete kromě výborného zraku už jen čistou a temnou oblohu (nejlepší jsou prý Himaláje, ale postačí i vrcholy Vysokých Tater). Nejjistější metodou je nakreslit si skicu širšího okolí hvězdy epsilon Pegasi, případně i beta Aquarii, a dodatečně ji porovnat s vhodnou mapou. V nejhorším případě alespoň zjistíte, jak slabé hvězdy ještě vidíte, a možná, že i tak budete příjemně překvapeni.

A ještě jedna věc stojí za chvilku pozornosti předtím, než sáhnete po dalekohledu. Mám na mysli jasnou, i když téměř neznámou proměnnou hvězdu, jejíž chování je zatím záhadou. Je to už zmíněná epsilon Pegasi, nazývaná Enif (z arabského Al Anf, Nos). Po dlouhé desítky let zůstává téměř neměnná, mezi 2.3 a 2.45 magnitudy, pak však zčistajasna vyvádí kousky, které nijak nejdou dohromady s vlastnostmi hvězdy jejího typu, veleobra spektrální třídy K2Ib. V noci z 26. na 27. září 1972 si R. J. Wood⁶ všiml, že je mnohem jasnější než obyčejně a vyrovná se Altairu (0.7 mag). Během podivného zjasnění, které trvalo jen pár minut, od 0 h 58 min do 1 h 09 min světového času, měla hvězda obvyklou oranžovou barvu. Woodovo pozorování 32 cm dalekohledem současně ukázalo, že se zjasnila skutečně epsilon Peg a nikoli některá ze zbývajících dvou složek vizuální trojhvězdy. Enif byl z proměnnosti podezříván už předtím - 5. listopadu 1847 měl podle Julia Schmidta jen 3.5 mag, pak následovalo výrazné zjasnění a teprve následující noci se vrátil do obvyklých mezi. Jak vidět, na soustavné odhadování jasnosti to není, ale co kdyby právě letos ...

Chévremont a Baxendell

O nejzajímavějším detailu v kupě jemného písku, Chévremontově proměnné V 11, jsem už psal předminule. Dnes vám však mohu nabídnou věrohodnější a poměrně novou světelnou křivku, založenou na fotoelektricky měřených srovnávacích hvězdách. Našel jsem ji spolu s hledací mapkou dalších, o něco slabších proměnných v M 2, v práci Serge Demerse (Astron. J. 74, 925, 1969). K obrázku jenom jednu poznámku - fáze fí na vodorovné ose odpovídá 33.5 dne, tedy polovině skutečné periody. Z posloupnosti Demersových srovnávaček jsou pro odhadování Chévremontovy proměnné přímo použitelné jen dvě, snad se ale podaří další hvězdy v širším okolí M 2 proměřit ondřejovskou CCD kamerou. Vhodné kandidáty můžete navrhnout sami.

S hvězdokupou souvisí také pověstná mlhovina NGC 7088, kterou poprvé popsal J. Baxendell v září 1880⁷. V těsné blízkosti M 2 našel slabou zář nepravidelně oválného tvaru, s rozměry 45'x 75', protáhlou od východu na západ. Do NGC se o osm let později dostala bez problémů, protože autor katalogu J.L.Dreyer, Baxendellovu mnlovinu shodou okolností sám zkontroloval. Od hvězdy desáté velikosti, která leží 4,5' severovýchodně od středu kupy, se mlhovina rozprostírala 35' dál na sever. Podobně ji později viděla řad zkušených pozorovatelů a O'Connor vedle ní dokonce zahlédl další dvě, oddělené navzájem temnými úseky čisté oblohy. Nicméně pokusy o zachycení těchto mlhovin byly neúspěšné. Poslední slovo měl Palomarský atlas, ale ani v něm podle Sullenica nic není, takže NGC 7088 je dnes všeobecně považována za objekt neexistující. Je to docela škoda, mlhovina na okraji kulové hvězdokupy s nadějí, že s ní souvisí fyzicky, by byla astrofyzikálním unikátem. Ale kde nic není, zřejmě ani CCD nebere.

Posledním zrnkem pochybnosti v jinak jasném případu Baxendellovy mlhoviny je článek "Presentation of Photographs of the Baxendell Nebulosity NGC 7088", který před půlstoletím zveřejnila Dorothea Klumpke-Robertsová⁸. Píše v něm, že na zasedání IAU, konaném v létě roku 1935 v Paříži, vystavovala mimo jiné, fotografii NGC 7088, pořízenou pozorovatelem observatoře Maure Provence, de Kerolyrem. první úspěšný portrét mlhoviny byl pořízen 80cm reflektorem, na desku Lumiére Plate Ortho Super-Opta, expozicí 2 h 30 min a to l8. července 1934. Kuriózní na tom je, že právě za tento snímek Baxendellovy mlhoviny dostal de Kerolym cenu Société Astronomique de France za rok 1935.

Takže teď o NGC 7088 víte skoro všechno co já, přeberte si to sami.

(Pokračování příště.)

¹ Určitě vám připadá zvláštní, že se do Messierova katalogu nedostala velmi nápadná dvojice hvězdokup chí a h Persei. V Almagestu je popsaná jako první hvězda v Perseu: "mlhavá na konci ohnuté pravé ruky".
² Objevitel M 2 a M 15 se často plete se svým známějším strýcem, astronomem Jacquesem Philippem Maraldim (1665 - 1729).
³ Traité de la Cométe qui a paru en Décembre 1743 & en Janvier, Fevrier & Mars 1744, pp. 158 162, Marc - Michel Bousquet & Compagule, Lausanne et Geneve.
⁴ Observations de la Cométe qui a paru au mois d Aout 1746, Mem. Acad. roy. des Sciences, pp. 80 - 85, Paris, 1756.
⁵ Okraj kulové hvězdokupy je přitom určen podmínkou, aby plošná hustota jejich hvězd byla stejná jako hustota hvězd pozadí. V dalekohledu jsou obě kupy zhruba polovičního úhlového průměru.
⁶ IAU Circ. No. 2450, 1972.
⁷ Monthly Notices 41, 48, 1880
⁸ Vlerteljahchrlft der Astronomischen Geselachaft 70, 330, 1935

OBSAH

tisk

Leoš Ondra

Vliv vzdušného neklidu na jakost obrazu v dalekohledu

Tento článek je určen především pozorovatelům, kteří pozorovali přístroji malých průměrů a pak se dostali k přístroji většímu. Zklamání, které zažili, bylo úměrné průměru objektivu. Velká většina odsoudila nový, větší dalekohled jako špatný. Někteří z nich se však dočkali noci, kdy viděli výborně a poznali, že to nebyl špatný dalekohled, nýbrž vzdušný neklid čili turbulence, která byla příčinou neuspokojujícího výkonu dalekohledu. Avšak i mnozí pozorovatelé nejsou dobře informováni o tomto zjevu. Je to otázka složitá a je zde dosti nejasností a neporozumění i mezi astronomy z povolání.

Většině čtenářů je snad jasno, že příčinou turbulence jsou značné proudy v atmosféře, které mají teplotu a vlhkost rozdílnou od okolí. Vzduch různé teploty a vlhkosti láme světlo a tím světelný paprsek, přicházející z nějaké hvězdy, neustále mění svůj směr, jak prochází stále jinými vrstvami atmosféry následkem větru a denního pohybu Země kolem osy. Světelné paprsky vnikající během krátké doby do oka, jsou uvnitř kuželu o velmi malém úhlu, jehož vrchol je v oku. Poloviční úhel tohoto kuželu jest velikost turbulence a obnáší obyčejně zlomek obloukové sekundy. Tuto turbulenci zjistíme už obyčejně pouhým okem. Jeví se jako kolísání jasnosti hvězd. Hvězdy se třpytí - jinak se tomu říká scintilace.

Jak se tato scintilace projeví v dalekohledu? To je právě to, co velká většina pozorovatelů neví a co má základní důležitost pro pozorování vůbec. Vliv turbulence určitého stupně jeví se různě u objektivů různých průměrů a sice její špatný vliv na jakost obrazu roste s průměrem objektivu. To znamená, že při stejné turbulenci, tedy současně na jednom místě, může dát malý objektiv dokonalé obrazy, kdežto velký objektiv obrazy beznadějně špatné (při stejném zvětšení na 1 cm průměru a tudíž při větším celkovém zvětšení, nutném k plnému využití větší rozlišovací schopnosti většího objektivu). Tedy jeho výkonnost, pokud se týká rozlišovací schopnosti, zdaleka neodpovídá jeho průměru. Upouštím od teoretického odůvodnění tohoto zjevu, abych zbytečně věc nekomplikoval. Účelnější bude jeho přesné popsání.

Za průměrného stavu ovzduší v našich krajinách v dokonalých dalekohledech průměru 6 cm až snad 8 cm jeví se obraz hvězdy, která je aspoň 40° nad obzorem, jako malý kotouček. To jest ohybový kotouček. U jasných hvězd uvidíme kromě kotoučku slabší soustředný kroužek, ohybový kruh. Jsou to jevy neskutečné, vyplývající z ohybu světla na objímce objektivu. Tyto popsané ohybové jevy spatříme dobře až při velkém zvětšení, asi 20 krát na 1 cm průměru, což zdůrazňuji. Kdybychom měli možnost pozorovat tutéž hvězdu z téhož místa objektivem většího průměru, řekněme 10 až 14 cm, pozorovali bychom poněkud jiný obraz. Ohybový kroužek by nebyl rovnoměrně jasný. Vytvořily by se v něm jasnější místa, kondenzace, které by neustále vířily podél obvodu kruhu. Asi bychom uviděli druhý soustředný ohybový kruh, značně slabší a jen ve zlomcích. Prvý, druhý a případně další ohybové kruhy by se jevily v jasných zlomcích, vířících kolem ohybového kotoučku, který sám by měnil svůj tvar a prodlužoval se každou chvíli jiným směrem. Byl by jen chvílemi patrný a celek by činil dojem mihotavé skvrnky. Při ještě větším průměru přestal by být ohybový kotouček i ohybové kruhy znatelnými, hvězda by dostala vzhled "planetární", jevila by se jako malý okrouhlý terč s nezřetelným , neklidným okrajem. Popsané zjevy nastaly by už u menších průměrů objektivu, kdyby turbulence byla větší a naopak při zvláš klidném vzduchu spatřili bychom ideální obraz hvězdy i při větších průměrech. Nejlépe se k tomu pozorování hodí hvězdy asi 2. velikosti.

Je zcela pochopitelné, že popsané abnormální ohybové zjevy mají špatný vliv jak na rozlišení dvojhvězd, tak na viditelnost málo kontrastních detailů na oběžnicích. Obraz přirozeně "nelze zaostřit", detaily na planetách, jsou-li vůbec viditelné, jsou neurčité. Tu je nejlépe pozorování zanechat a počkat několik hodin, aneb vyčkat příznivější noci. V témže čase na témže místě roste turbulence s klesající výškou nad obzorem. Máme málo naděje, že dobře uvidíme pozorovaný objekt, je-li méně než 40° nad obzorem. Lom světla je kromě zvláštních případů provázen vždy rozkladem (disperzí) světla bílého ve světla barevná (atmosférické spektrum). Následkem diferenciální extinkce pro různé barvy jasné hvězdy blízko obzoru září postupně v různých spektrálních barvách (Sirius). V dalekohledu se to projevuje tím, že vrchní a spodní okraj planety nebo ohybového kroužku hvězdy jsou různě zbarveny (červeně, příp. modře). Tento zjev mizí blízko zenitu.

Poměrně značná turbulence v našich krajinách znemožňuje využitkování objektivů větších průměrů pokud se týká rozlišovací schopnosti. Reflektory jsou za stejných podmínek poněkud v nevýhodě proti refraktorům stejného průměru. Zastínění hlavního zrcadla odrazným zrcátkem způsobuje jisté změny v rozlišovací schopnosti, o kterých promluvíme později. Pohliníkování zrcadel je často nedokonalé a je asi nedokonalé už ve své podstatě. Následkem toho trpí zrcadla větším rozptylem světla, čímž se osvětluje (teoreticky) pozadí a snižují kontrasty. Otevřený tubus může dát vznik lokální turbulenci v tubusu. Vliv těchto vad může být v příznivých případech nepatrný či neznatelný. Kromě toho zrcadlo je citlivější na změnu teploty než čočkový objektiv. Klesá-li večer teplota, stává se zrcadlo sféricky překorigovaným. Tato vada dá se značně zmenšit užitím vhodného skla o malém koeficientu tepelné roztažnosti. Jsou to především borosilikátová skla s velkým obsahem kysličníku křemičitého (Pyrex, Tempax). Příčina je v tom, že zrcadlo nechladne v celé své hmotě rovnoměrně, čímž trpí hlavně okrajové části. Takový "okrajový efekt" zrcadel roste s průměrem a tlouš kou a u velkého zrcadla trvá celé hodiny, než se přizpůsobí a stane se použitelným. Zde je použití jmenovaných speciálních skel nutné.

V našich krajinách se už 16 cm objektivy dají plně využít zřídka. Již velmi malá turbulence vadí spatření velmi jemných detailů na oběžnicích. Nestačí, jeví-li planeta ostrý a celkem klidný obrys - to není žádným kritériem naprostého vzdušného klidu. Směrodatný je pohled na hvězdu asi 2. velikosti, nacházející se asi ve stejné výši nad obzorem jako pozorovaná planeta. Jeví-li se hvězda jako klidná kruhová tečka a je-li první ohybový kruh stálý a stejnoměrně jasný, můžeme očekávat od dalekohledu plný výkon. Lépe by bylo říci, jsou-li všechny viditelné ohybové kruhy stálé. Předpokladem je ovšem dokonalý objektiv.

Uvádím, co mi vypravoval přítel, který pozoruje mnou zhotoveným 15,5 cm achromatickým objektivem. "V noci dne 3. března 1948 připravil jsem dalekohled k obvyklému pozorování Marsu. Byl jsem překvapen množstvím detailů, které jsem nikdy neviděl. I kanály tam byly. Aspoň světlé krajiny byly skutečně pokryty jakousi sítí, která činila dojem slavných kanálů Schiaparellioho." Nechci se zde dotýkat otázky kanálů, které někteří významní pozorovatelé stále kreslí a jiní stejně významní ne. Tento příklad je poučný hlavně v tom směru, že ukazuje, jak zřídka je u nás vzduch dokonalý i pro střední přístroje, nebo je jisto, že tenkrát vzduch dokonalý opravdu byl. Tedy, že i nepatrná turbulence znemožňuje viditelnost nejjemnějších detailů.

Neuspokojující výkon reflektorů nutno však v prvé řadě připsat tomu, že v rukou pozorovatelů se nacházejí většinou refraktory malých průměrů a reflektory průměrů mnohem větších. Je to tedy převážně větší průměr a ne specifické vlastnosti reflektorů, které způsobují jejich zdánlivou méněcennost. Větší refraktory následkem nepříznivých poměrů vzdušných rovněž neuspokojují. Vzpomínám si, že jsem četl, jak se pokoušeli systematicky pozorovat Mars či planety vůbec 25 cm Zeissovým refraktorem. Shledali, že se tento přístroj k tomu nehodí. To je ovšem omyl. Tento dalekohled by se jistě byl dobře k tomu hodil a byl to vzduch, který se nehodil.

Výkon reflektorů lze často zlepšit kromě už zmíněné volby vhodného skla pro zrcadlo ještě úpravou tubusu. Všeobecně se doporučuje tubus z tepelně nevodivého materiálu (dřevo, pertinax) s možností větrání (dvířka blízko hlavního zrcadla). Kovový tubus se má vyložit korkem. Doporučuje se rovněž příčkový (skeletový) tubus, kde může vzduch volně proudit, a většina velkých reflektorů takový tubus má. Z vlastní zkušenosti však vím, že někdy takový tubus je nevýhodný. Při vhodném směru větru může teplý vzduch z nepokrytých částí těla proudit vnitřkem tubusu a způsobit značnou "lokální turbulenci". To jsem zjistil nade vší pochybnost u 30 cm reflektoru s příčkovým tubusem, kde vhodnou úpravou pokusu (Foucaultova zkouška na jasné hvězdě za klidného vzduchu) bylo přímo vidět proud teplého vzduchu z ruky. Pokryl jsem spodní stranu tubusu a stranu ke mně obrácenou papírem a úkaz zmizel. Tím spíše může rušit přítomnost mnoha osob v kopuli. Domky s odsuvnou střechou jsou asi lepší, ovšem vítr může třást dalekohledem. Odrazné zrcátko volme co nejmenší pro zmíněné již ohybové jevy, jím způsobené. to lze ovšem jen tam, kde případná vignetace nevadí a samozřejmě minimální velikost je taková, aby se ještě odrazily krajní paprsky.

(Pokračování příště)

OBSAH

tisk

Hodně papíru už bylo popsáno o skupinách galaxií, především v Panně a ve Vlasech Bereniky. Ovšem jaksi v ústraní zůstává ta, do které patří naše vlastní Galaxie, tzv. Místní skupina galaxií (anglicky Local Group).

Do Místní skupiny (dále též MSG) patří všechny galaxie nacházející se v prostoru o poloměru přibližně 1 Mpc se středem někde mezi Mléčnou dráhou a M 31 s přibližně stejným směrem pohybu v prostoru. Celkem je dnes s velkou pravděpodobností známo 28 členů uvedených v tabulce van den Bergha.

Objekt	Alfa(1950.0)	Delta	typ
NGC 147	00h 30.4m	+48° 14	D Sph
And III	00 32.6	+36 14	D Sph
NGC 185	00 36.1	+48 04	D Sph
M 110, NGC 205	00 37.6	+41 25	Sph
M 32, NGC 221	00 40.0	+40 36	E2
M 31, NGC 224	00 40.0	+41 00	Sb I-II
And I	00 43.0	+37 44	D Sph
SMC	00 51	-73 10	Irr IV/IV
Sculptor	00 57.5	-33 58	D Sph
Psc=LGS 3	01 01.2	+21 37	D Irr
IC 1613	01 02.3	+01 51	Irr V
And II	01 13.5	+33 09	D Sph
M 33, NGC 598	01 31.1	+30 24	Sc II-III
Phoenix	01 49.0	-44 42	D Irr/D Sph
Fornax	02 37.5	-34 44	D Sph
EGB 0427+63	04 27.5	+63 31	D Irr
LMC	05 24	-69 50	Irr III-IV
Carina	06 40.4	-50 55	D Sph
Leo I	10 05.8	+12 33	D Sph
Sextans	10 10.5	-01 22	D Sph
Leo III	11 10.8	+22 26	D Sph
Ursa Monitor	15 08.2	+67 18	D Sph
Draco	17 19.4	+57 58	D Sph
NGC 6822	19 42.1	-14 53	Irr IV-V
DDO 210	20 44.2	-13 01	D Irr
Tucana	22 38.5	-64 41	D Sph
WLM	23 59.4	-15 45	Irr IV-V
Galaxie			Sb/Sc

Pomineme-li Mléčnou dráhu a od nás neviditelná Magellanova oblaka (LMC a SMC), jsou dalšími nejjasnějšími členy MSG M 31 v Andromedě a M 33 v trojúhelníku (spolu s LMC a SMC se jim říká "Velká čtyřka").

M31 a kol.

Vyjma velmi špatných podmínek (viděl jsem ji i při mhv 4.2 mag) je M 31 snadno spatřitelná i bez dalekohledu. Díky tomu byla známa již ve starověku. Nejstarší záznam o její existenci pochází od perského astronoma Abdurralunana al-Sufiho z 10. století. Nachází se také na holandské mapě oblohy ze století patnáctého. Kuriózní ovšem je, že se o ní nezmiňuje Tycho Brahe (1546 - 1601) a to i přesto, že měřil polohu blízké ný Andromedae.

"Zjasňující se směrem do středu a podobná svíci svítící přes průhlednou rohovinu" - tak mlhovinu popsal Simon Mayer, který byl zřejmě prvním, kdo ji spatřil dalekohledem. Stalo se 15. prosince 1612. Z počátků používání dalekohledu ke zkoumání nebeské sféry moc informací nemáme, takže se rychle posuňme do století osmnáctého.

Díky pořadí ve famózním katalogu Charlese Messiera (1730-1817) dostala mlhovina další jméno - M 31. On sám ji pak pozoroval několikrát a jeho následující popis pochází z roku 1764, kdy použil asi 16-ti centimetrový reflektor gregoriánského typu se 104-násobným zvětšením:

"Pěkná mlhovina v pase Andromedy, tvaru vřetena; při zkoumání různými přístroji nerozeznány žádné hvězdy; podobá se dvěma kuželům či pyramidám světla, postaveným na sebe svými základnami, jejich osa leží ve směru od severozápadu k jihovýchodu; světelné vrcholky těchto dvou útvarů jsou od sebe vzdáleny asi 40'; základna společná oběma pyramidám má 15'."

Další neméně zajímavé pozorování pochází od Williama Herschela:

"Je nepochybně nejbližší z velkých mlhovin; má jeden a půl stupně v délce a v nejužším místě ne méně než 16 v šířce. Nejjasnější část se podobá rozlišitelné mlhovině a má mírně červenou barvu. Věřím, že to znamená, že její vzdálenost není větší než dvěstěnásobek vzdálenosti Siria."

Tato hodnota sice představuje méně než jedno procento dnes uznávané vzdálenosti, podstatná je však domněnka, že M 31 je ve skutečnosti velmi vzdálený hvězdný systém. Na základě pozorování svého otce a skvělých kreseb Ch. Messiera pak John Herschel roku 1826 přímo vyslovil myšlenku, že ačkoli se mlhovina jeví jako "mléčná", věří, že je složena z hvězd.

Další krůček k poznání učinil roku 1847 George P. Bond (1825 - 1865), který na své kresbě (15-ti palcový refraktor) zachytil dva neznámé, temné "kanály" procházející podél delší osy mlhoviny na severozápadní straně. Tyto "Bondovy kanály", jak byly záhy pojmenovány, se staly předzvěstí objevu spirální struktury mlhoviny. Bond však také odhadl, že v M 31 je vidět kolem 1 500 jednotlivých hvězd! A zde byl jen krůček k objevu skutečné podstaty mlhoviny, protože nejslabší hvězdy, které spatřil, byly hvězdy Mléčné dráhy asi 15. velikosti, zatímco modří veleobři galaxie jsou jen o magnitudu slabší.

20. srpna 1885 objevil E. Hartwig 10-ti palcových refraktorem pouhých 16'' od jádra "novou hvězdu" (jak dnes víme supernovu) S Andromedae. Ta dosáhla maximální jasnosti asi 6 mag, byla tedy na hranici viditelnosti pouhým okem. Během následujících dvacetitří dní se zeslabila o 3 mag a posledním, kdo ji spatřil, byl zřejmě A. Hall z washingtonské observatoře (26-ti palcovým refraktorem). Prvního února 1886 odhadl její jasnost na 16. velikost (viz světelná křivka, kterou jsme převzali z časopisu Sky and Telescope, Srpen, 1985). Bohužel se nám z této doby zachovalo jen několik málo fotografií, a co se týče spektra, musíme se dokonce spokojit jen se slovním popisem. Pravděpodobně se však jednalo o supernovu prvního typu s absolutní vizuální hvězdnou velikostí -19.3 mag.

Objev "nové hvězdy" v této mlhovině se stal argumentem jednak pro zastánce myšlenky hvězdných ostrovů - galaxií, jako byl například Camille Flammarion, ale především pro její odpůrce, kteří tvrdili, že nova v takové vzdálenosti by musela být nepředstavitelně svítivá.

Od poloviny roku 1880 se začala v astronomii uplatňovat fotografie, jejíž průkopníky se stali Isaac Roberts (1829 - 1904) z Walesu, Eugen von Gothard z Maďarska, Paul a Prosper Henry z Paříže a E. C. Pickering z Harvardu. Z počátku však byly fotografické desky tak málo citlivé, že bylo potřeba mnohahodinových expozic k pouhému zobrazení jádra M 31 o několika úhlových minutách. Ke zdokonalení emulzí došlo teprve po několika letech.

"Na fotografii, kterou jsem získal s 20-ti palcovým reflektorem 10. října 1887, se poprvé objevil skutečný vzhled Velké mlhoviny; jedním z nejdůležitějších poznatků bylo, že temné pásy popisované Bondem jsou částmi dělení mezi symetrickými kruhy mlhavé hmoty obklopující difúzní centrum mlhoviny."

Z dnešního pohledu Robertsovy fotografie, z nichž nejlepší uveřejnil v prvním fotografickém atlase Photographs of Stars, Star Clusters, and Nebulae (1893), zachycují nejen spirální ramena (kruhy), ale i skutečné hvězdy galaxie, ony modré veleobry 16. velikosti. O tom však autor nevěděl.

Roku 1912 Henrieta S. Leavittová objevila na základě studia asi dvou tuctů cefeid v Malém Magellanovu oblaku vztah mezi jejich jasností a periodou, který lze užít pro měření vzdáleností ve vesmíru.

Prvé skutečné hvězdy, zprvu jen v okrajových částech M 31, vyfotografoval o osm let později Edwin Hubble. Tentýž astronom roku 1923 pomocí 100 palcového reflektoru na Mt. Wilsonu objevil 12 cefeid přímo v galaxii (a také 22 v M 33). Užitím metody Leavittové stanovil vzdálenost M 31 na 285 000 parseků. Svůj objev - objev galaxií - zveřejnil o rok později na sjezdu Americké astronomické společnosti.

Během několika dalších let však astronomové přišli na to, že díky mezihvězdnému prachu se nám hvězdy jeví slabší, než ve skutečnosti jsou. M 31 se tak přiblížila na 230 000 pc, ale jak dnes víme, ani to nebyla hodnota správná.

Velkou revizi provedl roku 1952 Walter Baade na základě prvních fotografií galaxie, zhotovených nedávno dokončeným 200 palcovým reflektorem na Mt .Palomaru. Zjistil, že hvězdy existují ve dvou věkových kategoriích, tzv. populacích. Hvězdy I. populace jsou relativně mladé, horké a nacházejí se především ve spirálních ramenech na rozdíl od hvězd (populace II.) starých v kulových hvězdokupách a galaktických halech. Na Baadeho snímcích se však oproti očekávání objevili jen ti nejjasnější zástupci II. populace. Tato neshoda ukázala dvakrát větší vzdálenost galaxie než se dosud předpokládalo. A dnes podle posledních měření (van den Bergh, 1991) daleko 725 ± 35 kpc.

Zanechme však historie a vrhněme se k dalekohledům.

Jihozápadně od galaxie se nachází hvězda asi 6.9 mag - uvidíte-li ji bez dalekohledu, pak si všimněte, že M 31 sahá až k ní a má tedy na obloze dobrých 3.5°délky.

Mnohem zajímavější je však pohled dalekohledem (mimochodem dosud nevlastníme jedinou kvalitní kresbu této galaxie, od "bez dalekohledu" po největší přístroje). Především se pokuste spatřit ohromné hvězdné mračno skládající se z mladých, horkých hvězd - NGC 206, nacházející se 1.5° jihozápadně od středu jádra. Na tmavé obloze má být vidět už 8 centimetrovým dalekohledem jak slabá ploška o rozměrech 4' x 6'. Já sám jsem ji dosud nespatřil, ale nějaká pozorování už máme:

Pal'o Jablonický, monar 25x70, mhv 5.8 mag
Něviem, nie som si istý, je to na vážkach. Niečo difúzne vidím trochu viac na sever. O päť minút: poloha skontrolovaná ešte podla Uranometrie. Mala by to by ona. Je velmi, velmi slabá, difúzna. pred chvílou som ju hladal trochu bokom.

Pro majitele větších přístrojů (od patnáctky výše) má galaxie připraveny kulové a otevřené hvězdokupy. Polohy těch nejjasnějších najdete na negativní fotografii

(autor Milan Antoš) uvedené na další stránce. Písmenem G jsou označeny kulové hvězdokupy (jasnější jak 14.5 mag; G 76, 78, 119 a 280), C hvězdokupy otevřené viditelné alespoň ve dvaceticentimetrovém dalekohledu (C 202, 203 a 410; poloha C 410 je určena na rozdíl od G 280 krátkými čárkami). Dále zde najde hvězdné velikosti několika hvězd v decimagnitudách a proměnnou hvězdu EG And (typ Z And, 7.1 - 7.8 mag v oboru V s krátkodobými i dlouhodobými změnami). Označení jsme převzali z Observing Handbook and Catalogue of Deep-sky Objects (a ten z Atlas of the Andromeda Galaxy). V pravém dolním rohu naleznete skicu Kamila Hornocha, na které je zachycena G 280 (v kresbě použito jiné označení G 282) a ještě jedna kulová hvězdokupa, v levém rohu horním rohu pak reprodukci kresby M 31 a M 32 z knihy The Bedford Catalogue (Admirála W. H. Smyth).

O tom, že M 31 je "živý organismus", svědčí práce známého pozorovatele Haltona C. Arpa, který našel v oblasti o poloměru 15 od středu během jediného roku celkem 30 nov (z toho polovinu fotograficky). Novy s jasností až patnácté velikosti se zde objevují i dvě za měsíc! (= šance pro astrofotografy a CCD-many).

A jak je to se spirální strukturou Velké mlhoviny? Po stopách Bonda zřejmě šli Kamil Hornoch a Michal Schořík, kteří kdysi udělali kresby s temnými pásy. To jsou jediná pozorování, které vlastníme. Ovšem např. dle B. Skiffa a Ch. B. Luginbuhla je bez problémů viditelná už patnáctkou.

Světelná křivka AF And, nejjasnější Hubble-Sandage proměnné hvězdy v M 31.

M 31 má celkem sedm satelitů, z nichž čtyři jsou v dosahu normálních amatérských přístrojů. M 32; (NGC 221) a M 110 (NGC 205) - dvě trpasličí galaxie, naleznete v těsném sousedství. Další dvě musíte hledat o 7° severněji až v souhvězdí Kassiopeji. Západně od hvězdy o Cas leží NGC 185 a 147 (v Atlasu Coeli neoznačena). Ačkoli mají podle většiny katalogů stejné úhlové velikosti i rozměry, vy sami se můžete přesvědčit o něčem jiném. Mnohem lépe totiž půjde spatřit NGC 185, jako mírně oválná, koncentrovaná skvrna orientovaná ve směru E - W v pěkném hvězdném poli NGC 185, na rozdíl od velmi nenápadné a slabé NGC 147, která je kruhová až stelární (viz též BT č.51). Hodně zajímavá především ve velkých přístrojích je také jejich "sousedka" - NGC 278, o které jsme se zmiňovali minule. Ta ovšem s M 31 nemá nic společného.

Martin Konečný, 1./2. července 1992, refr. 63/840, mhv 6.2 mag
NGC 185, 34 x - Má nízký jas a velkou rozlohu - to nejhorší co může pro tento dalekohled nastat. Nicméně bočním viděním to celkem ještě jde. Je evidentně oválná (protažení ve směru SV-JZ). Pomalounku se zjasňuje do středu a má neurčité okraje. Někdy ji vidím 10' dlouhou, jindy zase 5' . NGC 147 - Něco jako NGC 185, ale je to ještě mnohem horší a slabší. Zahlédl jsem ji jen na několik málo okamžiků a ani tím si nemůžu být jist.

M 33

Na výjimečně tmavé obloze (dle vašich zkušeností při mhv lepším jak 6 mag) bývá bez dalekohledu vidět i M 33 v Trojúhelníku. Ta soupeří s M 31 o post nejvzdálenějšího objektu ve vesmíru viditelného bez dalekohledu (795 ± 75 kpc, van den Bergh, 1991). V triedru nebo Sometu se promění v rozlehlou beztvarou hmotu, poněkud jasnější ve dvou třetinách svého průměru, o velikosti srovnatelnou s Měsícem. Pokuste se přitom určit její velikost, kterou si zaneste do námi uvedeného grafu závislosti úhlového rozměru na mezní hvězdné velikosti.

Za objevitele se považuje Charles Messier, který ji poprvé pozoroval v srpnu roku 1764. O její spirální struktuře se pak jako první zmiňuje Lord Rosse, který ji svým 6-ti stopým reflektorem viděl ve tvaru písmene "S".

Dnes její ramena odhalíte, tak jako např. D. Childs, jehož kresbu jsme převzali z Webbova průvodce,

až v alespoň 8 palcovém dalekohledu (zv. 64x, sever nahoře, západ vpravo). Pozorně se však na ni podívejte. Vidíte tu nápadnou skvrnu na konci severovýchodního ramena? To je nejjasnější HII oblast - obrovský komplex mladých horkých hvězd a plynné zářící mlhoviny - která je vidět už v šesticentimetrovém dalekohledu jako rozmazaná hvězda asi 1' NW od hvězdy 10.5 mag. Na přiloženém výřezu

z Wehrenbergova atlasu je (splývající s hvězdou) označena šipkou.

V těsné blízkosti M 33 také leží zákrytová dvojhvězda V Tri, která je zařazena do brněnského programu. Je zajímavá nejen svou polohou, ale i tím, že díky své periodě 0.5852057 dne má během naprosté většiny nocí minimum! Bohužel díky malé jasnosti (10.7 - 11.8 mag) je určena jen pro větší přístroje.

NGC 253

je nejjasnější galaxií viditelnou ze severní polokoule (na podzim), která není zahrnuta do Messierova katalogu, a to i přesto, že je jasnější než mnohé v něm uvedené. Vše je ovšem způsobeno její polohou. Leží v souhvězdí Sochaře, poblíž hranic s Velrybou, asi 7° jižně od bety Cet.

Objevena byla však už roku 1783 Caroline Herschelovou během jejího systematického hledání komet. Dreyerův NGC katalog ji popisuje jako vvB, vvL, vmE 54, gbM - tj. velmi, velmi jasnou a velkou, velmi hodně protáhlou s poz. úhlem 54°, ve středu se zjasňující, což se dobře shoduje s popisem Pal'a Jablonického:

Je vcelku jasná. Slabo ju vidím aj priamym videním. Má oválny tvar, difúzny vzhľad, je pomerne velká - 1/15 zorného poľa. Dosť výrazne sa zjasňuje do stredu.

NGC 253 (viz snímek zhotovený 100 palcovým reflektorem observatoře na Mt. Wilsonu) patří spolu s NGC 55, 300, 7793 a 247 do skupiny galaxií Sculptor, která je zřejmě k naší Skupině tou nejbližší (také se ji podle polohy říká Skupina jižního galaktického pólu).

NGC 6822

Za posledním nápadným členem Místní skupiny se musíte vydat až do souhvězdí Střelce. Zde se 2° severovýchodně od hvězdy 54 Sgr nachází NGC 6822. Objevil ji roku 1884 asi 13 centimetrovým dalekohledem známý pozorovatel E. E. Barvard, proto se jí také často říká Barnardova. Galaxie se také zanedlouho stala důležitou pro Edwina Hubbla, který na ní roku 1925 demonstroval zmiňované užití pozorování cefeid ke stanovení vzdálenosti.

Pro menší dalekohledy ale představuje oříšek. Díky malé výšce nad obzorem a jasnosti, S. van den Berg stanovil její integrální fotografickou hvězdnou velikost na 9.2 mag, ji lze spatřit jen za dobrých podmínek.

Jiří Dušek, Cass. 25cm, H40, mhv 5.5
Nic moc, velmi slabý, oválný objekt, 1/10 zorného pole, u severního okraje slabá hvězda.

Za ostatními členy Skupiny byste museli buď odcestovat pod jižní oblohu (Magellanova oblaka), ale pak by to stálo za to, nebo použít větší přístroje (třicítky a výše). IC 1613 ve Velrybě je viditelná 10' jihovýchodně od hvězdy asi 8. velikosti jako kruhová skvrna až v 13-ti palcovém reflektoru. Ty ostatní jsou spíše pro fotografy, velmi dlouhé expozice a kvalitní emulze. Částečnou výjimkou je Fornax (podle souhvězdí, ve kterém leží). Celkovou jasnost má asi 9 mag, ovšem díky své velikosti 12' x10' je lahůdkou pro třiceticentimetrové dalekohledy. Pokusit se ale můžete spatřit její nejjasnější kulovou hvězdokupu - NGC 1049 (V 12.6 mag), o které jsme si kdysi mysleli, že je vidět Sometem. Ve skutečnosti potřebujete alespoň patnáctku. Ovšem ani to fotografování moc nepomůže, soudě podle postesknutí Toma Polakise v časopise Deep-Sky, který galaxii v Sochaři vyfotil tří palcovou kamerou na film Konica 1600 až po 72 hodinách expozice!

OBSAH

tisk

Jirka Dušek

Neexistují dvě navlas stejné galaxie. Ovšem většinu z nich je možné podle vzhledu na snímcích roztřídit do několika skupin. Hubbleho klasické třídění rozlišovalo galaxie eliptické (E), spirální (S), spirální s příčkou (SB) a nepravidelné (Irr). U všech se ještě rozlišovaly podskupiny (přidáním čísla nebo písmene). Pořadí mělo původně znázorňovat jakousi vývojovou posloupnost. Dnes se používají různá další třídění, zpravidla však odvozené z Hubblova.

OBSAH

tisk

Tentokráte jsme vybrali z tučných zásilek Paľa Jablonického, Petra Fabiana, Honzy Kyselého a Jirky Krtičky, kteří patří mezi naše nejproduktivnější a nejlepší pozorovatele.

27./28. června 1992 Sb 25x100 mhv 5.7 mag
IC 59, IC 63 Cas - Na tieto dve hmloviny som sa pozorne zameral na 10 - 15 minút. 59-ku som rozhodne videl, hoci ažko. Naozaj tam je, vidím však len východnú čas , zdá sa mi, že ešte východnejšie než v Uranke.

Prológ: Nádherná noc. Mhv v zenite až 6.4 mag! Obzor bol sice väčšinou zlý, ale Štít bolo vidno velmi krásne - oslepujúco nápadný oblak v Mliečnej ceste.
Intermezzo I.: Doteraz som používal Coelík. Spomenul som si však, že mám Janovu južnú Uranku, tak som tam začal Štít Sobieského. Našiel som však len jediný list, ostatné chýbali. What a pity - tieto končiny firnamentu sú naozaj nádherné.
Intermezzo II.: Dal som si trochu pauzu. Dnes sme tu až štyria - okrem mňa a Mondy ešte dvaja zo Svidnika - tak sme trochu pokecali, dnu som však nešiel. Pomedzi trojnožky sa im obsmetajú mačky. Asi im je samým smutno. Ku mne hore však nejdú. Potom sa chvilku pozerám na oblohu a vidím dosť meteorov, najmä z Vodnára. Dnes som videl aj krásnu mínusku s výbuchom v Herkulovi, ale to už predtým. Práve rozmýšlam čo budem ešte pozorovať, keď prichádza jasno a hovorí, že 31-ka je taká nádherná ako ešte nikdy - takmer celé zorné pole. Tak ho na ňu namierim.
Epilóg: Týmto objektom som skončil, svitanie už dosť pokročilo. Odniesol som veci do chaty, najedol sa (pred spaním a ešte raz som vyšiel von. A čo som nevidel. Spomedzi stromov vychádzal práve uzučký kosáčik Mesiaca! Pozerám na hodinky: 4 h 02 min SELČ. V tom čase som narátal na oblohe už len 17 hviezd. Asi tak za 2 dni bude v nove, odhadujem. Mesiac stúpa a hviezdy sa strácajú. Nakoniec ostali len 3 hviezdy a Saturn, no ten mizne kdesi v oblakoch (4h 17 min), po chvíli odpadá aj Deneb a ostáva len Vega a Aldebaran. V chate ktosi zasvietil. Ktorá hviezdička to vydrží dlhšie? Kto to môže by ? 26 a 68 svetelných rokov, nie? Že by Peťo? Výhody sú na strane Vegy, no v tom prichádzajú oblaky a ja idem spať.

OBSAH

tisk

Jirka Dušek

Hamiltonovo pravidlo pro čištění oken:
šmouha, kterou usilovně čistíte , je vždy na druhé straně.

Lacklandovy zákony:
1. Nikdy nebuď první.
2. Nikdy nebuď poslední.
3. Nikdy se na nic nehlas dobrovolně.

Fultonův zákon zemské tíže:
Úsilí zachytit padající rozbitý předmět vždy napáchá větší škodu, než kdyby se předmět nechal rovnou spadnout na zem.

Borenova pravidla:
1. Když jsi na pochybách něco zamumlej.
2. Když jsi v nesnázích, jmenuj někoho a předej mu úkol.
3. Když neseš odpovědnost, vážně se zamysli.

Milesův zákon:
Na čí straně stojíte, závisí na tom, kde právě sedíte.

Uzeninový zákon:
Kdo má rád uzeniny a respektuje zákon, nikdy by neměl být u toho, když se tyto věci dělají.

Tento Trpaslík vyšel za finančního přispění RNDr. Jana Holana. Děkujeme!