Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Návod na použití vesmíru VIII

Přinášíme vám na pokračování novou verzi Návodu na použití vesmíru od Jiřího Duška. Zastávka čtrnáctá – noc v kapse.

Zastávka čtrnáctá - noc v kapse

Vesmír je zvláštní svět. Svět přehlížený, svět prohlížený, svět, před kterým zcela oprávněně stojíme v němém úžasu. Ohromeni před jeho rozlehlostí, fantazií nejrůznějších zákoutí, které hravě překonávají veškeré naše představy, zesiluje fakt, že jsme se o něm – ať už pomocí našich očí nebo stejně rafinovaných vesmírných observatoří – leccos dozvěděli. Kapkou z úžasné fontány podivuhodných znalostí může být i tento velmi stručný průvodce.

Ilustrační foto...
Obr.:

Řada hvězd se v prostoru nepohybuje samostatně, nýbrž tvoří fyzické dvojhvězdy, které od okamžiku zrodu obíhají kolem společného těžiště s periodou od několika dní až po celá tisíciletí. Vyskytují se i trojhvězdy a vícehvězdy – jsou však poskládány do tzv. hierarchických systémů. Například v kombinaci „2+1“ obíhají dvě stálice těsně kolem sebe a třetí je doprovází s mnohem větším odstupem.

Pokud se hvězdy kolem společného těžiště pohybují natolik blízko, že je žádným přístrojem nerozlišíme na dva samostatné zářící body, prozradí jejich podvojnost rozbor přicházejícího světla, resp. periodické posuvy zdvojených absorpčních čar. Někdy je u těchto spektroskopických dvojhvězd patrná pouze jedna sada čar, druhá hvězda v systému je natolik slabá, že se ve směsi přicházejících fotonů neprosadí. Existují též astrometrické dvojhvězdy, jejichž podvojnost prozrazují periodické změny v rovnoměrném pohybu oblohou, a zákrytové dvojhvězdy, u nichž jedna složka periodicky zakrývá druhou a my pak na Zemi sledujeme rytmické poklesy celkové jasnosti. Velkou výjimkou jsou tzv. optické dvojhvězdy, kdy se dvě stálice poblíž sebe promítají pouze na pozemské obloze, avšak ve skutečnosti leží v různých částech vesmírného prostoru a nijak spolu nesouvisí. Zpravidla se jedná pouze o úhlově velmi široké dvojice.

U dvojhvězd a vícehvězd je důležité, v jakém zvětšení jsou patrné coby oddělené zdroje světla. Někdy se mohou obě složky dotýkat, vytvářet „osmičku“ nebo ovál. U stálic bývají zřetelné i barevné odstíny, obecně jsou ale nevýrazné a závisí na citlivosti vašeho zraku, kontrastu s okolím, jasnosti hvězdy a neklidu atmosféry. Namodralost či zelenkavost slabých průvodců dvojhvězd potom s jejich skutečným barevným odstínem většinou nesouvisí vůbec – vzniká jako klamavý odstín k oranžovému či žlutému nádechu jasné hvězdy.

Otevřené hvězdokupy jsou neuspořádané systémy desítek až stovek hvězd, které společně vznikly z jednoho oblaku plynu a prachu zárodečné mlhoviny. Jednotlivé stálice se v těchto soustavách sice vzájemně gravitačně přitahují, pod vlivem jiných těles (především rozsáhlých molekulových mračen) však nejsou schopny udržet se dlouhodobě pohromadě, rozpadají se a splývají s okolním hvězdným prostorem. Proto jsou tyto soustavy velmi mladé a jejich stáří činí pouhé stovky milionů roků. Průměr otevřených hvězdokup, které mohou být bohaté i chudé na hvězdy, se pohybuje do několika desítek světelných roků. Pokud se s větším zvětšením stávají v zorném poli dalekohledu řídké, pak je označujeme jako mělké, naopak ty hvězdokupy, které mají pořád co ukázat, jsou hluboké. V mnoha případech seskupení stálic připomene zřetelný tvar – motýla, koníka apod.

Kulové hvězdokupy obsahují stovky tisíc stálic. Jejich průměr se pohybuje od 30 do 300 světelných roků, stáří je srovnatelné se stářím naší Galaxie. Hvězdy na sebe v těchto soustavách působí natolik intenzivně, že se uspořádaly do koule s výraznou koncentrací směrem do středu. Jelikož se většina objektů tohoto druhu nachází ve vzdálenosti desítek tisíc světelných roků, daří se jednotlivé hvězdy v kulových hvězdokupách rozlišit pouze většími dalekohledy. V menších přístrojích se jejich světlo slévá dohromady, proto mají kulové hvězdokupy podobu mlhavých, kruhových skvrnek s nápadným středovým zjasněním.

Otevřené hvězdokupy se pohybují po prakticky kruhových dráhách kolem centra Galaxie jenom s mírným sklonem k její rovině. Proto se nacházejí téměř výhradně v pásu Mléčné dráhy. Kulové hvězdokupy obíhají kolem středu Galaxie po velmi protáhlých neuzavřených křivkách a mohou se dostat vysoko nad nebo pod její rovinu do vzdálenosti až několika set tisíc světelných roků, tj. několikanásobku průměru zářivého disku Galaxie. Rozložení kulových hvězdokup na obloze tudíž není náhodné. Více než polovina z nich leží pouze ve třech souhvězdích – ve Střelci, Štíru a v Hadonoši.

Vesmírný prostor vyplňují různě rozsáhlá molekulová mračna – největší gravitačně vázané útvary v Galaxii. Jejich hmotnost se pohybuje mezi sto tisíci a jedním milionem Sluncí, velikost mezi 100 až 1000 světelnými roky a jejich věk zpravidla nepřesahuje sto milionů let. Molekulová mračna se vyskytují výhradně v rovině Galaxie a v oblasti jejích spirálních ramen.

Jejich hlavní složkou je molekulární vodík, dále mračna obsahují neutrální vodík, helium a další chemické prvky, stejně jako drobná zrníčka mezihvězdného prachu. Právě ta ale zvyšují neprůhlednost kosmického prostoru. Molekulová mračna nám tedy zastiňují výhled do vzdálenějších oblastí kosmického prostoru a mají na svědomí skvrnitou podobu Mléčné dráhy. Menší temná molekulová mračna se pak označují jako temné mlhoviny.

Ilustrační foto...

Jiná situace ale nastává v okamžiku, kdy se v blízkosti takového oblaku nachází velmi horké hvězdy s povrchovou teplotou několik desítek tisíc stupňů Celsia. Pod náporem ultrafialových fotonů vyzářených z nedalekých stálic se v jejich okolí rozpadají atomy vodíku na kladná jádra (protony) a volné elektrony. Při zpětné rekombinaci se uvolňují fotony viditelného záření, především ve spektrální čáře Hα o vlnové délce 656,3 nanometru. Právě proto mají plynné mlhoviny na barevných fotografiích charakteristické červené zabarvení (např. Velká mlhovina v Orionu, Laguna ve Střelci).

Poněkud jiná situace nastává u planetárních mlhovin – v jejich případě sledujeme obálku zanikající hvězdy, po které zůstalo odhalené, chladnoucí jádro, tzv. bílý trpaslík. Povrch bílého trpaslíka má teplotu přes 100 tisíc stupňů Celsia a v okolí pak září excitované atomy kyslíku.

Molekulová mračna se ale mohou zviditelnit i v případě, kdy se poblíž nachází i méně zářivé hvězdy. I když nejsou dostatečně horké na to, aby rozsvítily okolní vodík, může se jejich světlo rozptylovat na jemných prachových částicích. Nejsnadněji se přitom rozptylují fotony krátkovlnné, proto mají prachové mlhoviny modré zabarvení (např. mlhoviny kolem Plejád).

Mlhoviny – plynné i prachové – až na výjimky nepatří mezi nápadné nebeské objekty. I ve větších dalekohledech se jeví jen jako mlhavé skvrny rozložené mezi ostatními hvězdami. Můžete u nich studovat průběh jasu – centrální zjasnění, a nebo naopak ztemnění. V některých případech mají mlhoviny ostrý okraj, v jiných mizí do ztracena. Bývají rovnoměrně světlé, skvrnité, zrnité, s ojedinělými osamocenými hvězdami, stejně jako s celými hvězdokupami. Některé planetární mlhoviny jsou natolik jasné, že u nich můžete zaznamenat barevný odstín – nejčastěji zelený nebo modrý. Snad nejtěžší je sledovat temné mlhoviny, které se projevují pouze potlačením jasu okolí.

Galaxie jsou rozsáhlé, gravitačně vázané systémy složené z hvězd, molekulových mračen, hvězdokup, mlhovin, neviditelné látky a dalších vesmírných objektů. Podle tvaru se dělí na spirální, eliptické a nepravidelné. Slovo Galaxie (s velkým písmenem G na začátku) označuje galaxii, ve které se nacházíme – patří do ní všechny okem viditelné hvězdy a naprostá většina hvězd viditelných dalekohledem.

Všechny nejbližší hvězdné ostrovy jsou soustředěny v tzv. Místní skupině galaxií. Té dominuje naše Galaxie, Galaxie v Andromedě (M 31) a v Trojúhelníku (M 33. Všechny zbývající systémy jsou mnohem menší, řada z nich dokonce tvoří pouhé satelity některé ze tří dominantních galaxií. Sem patří i Velký a Malý Magellanův oblak, které jsou pozorovatelné na jižní obloze v podobě „odtrhnuté části Mléčné dráhy“.

I ty nejnápadnější galaxie vypadají jenom jako mlhavé skvrny různých úhlových velikostí. Někdy jsou patrná různá zjasnění či ztemnění odpovídající největším galaktickým strukturám, náznaky spirálních ramen, výrazné centrální zjasnění a nebo zajímavé okolí vytvořené hvězdami z naší Galaxie v popředí. Většina těchto detailů je však patrná pouze velkými astronomickými přístroji s průměrem objektivu alespoň 20 centimetrů.

V přehledu najdete nejnápadnější objekty noční oblohy, které jsou patrné běžnými astronomickými přístroji. Většinu z nich zahlédnete i v triedru – to obzvlášť platí u hvězdokup a mlhovin. Nebudete-li si s identifikací pozorovaného objektu jisti, konfrontujte svoji domněnku s atlasem nebo jinou mapou. S fotografií a nebo počítačovým atlasem porovnejte i výslednou kresbu – nejlépe tak, že na protější stránku v pozorovacím deníku druhý den přidáte snímek a nebo výtisk z tiskárny ve stejném měřítku jako je vaše skica.

Galaxie v Andromedě (Mlhovina v Andromedě, M 31, NGC 224) leží deset stupňů severozápadně od hvězdy β Andromedae, prostřední hvězdy obrazce souhvězdí Andromedy. V podobě nápadně rozostřené stálice je patrná i bez dalekohledu, dokonce na světlejší městské obloze. V triedru vypadá jako oválná, mlhavá skvrnka o úhlovém průměru dva stupně s výrazným středovým zjasněním. Kolem se rozkládá protáhlé, slabé halo, které na tmavé obloze dosahuje úhlové délky až pět stupňů. Ve větším astronomickém přístroji jsou poblíž patrné dvě satelitní galaxie: M 32 se jeví se jako slabá mlhavá hvězda a M 110 jako podlouhlá drobná skvrnka. Vzdálenost M 31 se odhaduje na tři miliony světelných roků, je tudíž nejvzdálenějším vesmírným objektem snadno viditelným bez dalekohledu. Jednotlivé stálice, hvězdokupy a další objekty jsou ale pozorovatelné až s dalekohledem o průměru objektivu třicet centimetrů. Galaxie je součástí tzv. Místní skupiny, její plochý dik má průměr 250 tisíc světelných roků, celková hmotnost přesahuje jeden bilion Sluncí. Je tedy větší než naše Galaxie (100 000 světelných roků), ale současně i řidší (1,9 bilionu Sluncí). V centru tohoto systému se nachází nejen obří černá díra, ale také jádro menší galaxie, kterou M 31 v minulosti pohltila. Oba tyto objekty jsou však pozorovatelné pouze speciálními astronomickými přístroji.

Galaxie v Trojúhelníku (M 33, NGC 598) se nachází zhruba na půl cesty mezi alfou Trojúhelníku a betou Andromedy. Za výjimečně dobrých podmínek je sice pozorovatelná bez dalekohledu, snazší je ale zahlédnout ji triedrem nebo jiným menším přístrojem. Vypadá jako kruhová skvrnka o průměru půl stupně – to proto, že se na M 33 díváme prakticky z nadhledu. Na rozdíl od M 31 z Andromedy, kterou sledujeme spíše z boku. Jelikož má M 33 malý jas, nemusí být za horších pozorovacích podmínek viditelná. Galaxie patří do Místní skupiny, gravitačně svázané soustavy více než tří desítek galaxií vyplňujících prostor o poloměru kolem tří milionů světelných roků se středem někde mezi naší Galaxií a M 31 v Andromedě. Konkrétně M 33 leží tři miliony světelných roků daleko, plochý disk má průměr 60 tisíc světelných roků a hmotnost 50 miliard Sluncí. Součástí systému je obří superhvězdokupa NGC 604 o průměru tisíc pět set světelných let, kde i nyní bouřlivě vznikají nové hvězdy. V porovnání s Mlhovinou v Orionu (M 42) je desetkrát rozlehlejší a v jejím centru bylo odhaleno více než dvě stě horkých hvězd o hmotnosti až 60 Sluncí. NGC 604 je přitom pozorovatelná už v dalekohledech o průměru objektivu 15 centimetrů – k vyhledání stačí použít lepší tištěný atlas a nebo počítačové planetárium.

Otevřenou hvězdokupu NGC 752 najdete pět stupňů jižně od dvojhvězdy γ Andromedae. V menším dalekohledu se vykreslí jako zrnitá skvrna, ze které vystupují dvě desítky slabších hvězd. Hvězdokupa má úhlový průměr asi tři čtvrtě stupně, u jihozápadního okraje leží jasnější stálice (56 Andromedae). Pro větší dalekohledy a menší zvětšení je nevhodně řídká. NGC 752 se nachází 1300 světelných roků daleko a obsahuje sto hvězd natěsnaných do koule o průměru 20 světelných roků. Zajímavé je, že stáří hvězdokupy přesahuje jednu miliardu roků, což ji řadí mezi nejstarší objekty tohoto druhu ve vesmíru.

V dalekohledu se stonásobným zvětšením se ukáže, že hvězdu Alamak (γ Andromedae) ve vzdálenosti deseti úhlových vteřin doprovází světle modrý průvodce. Hlavní složka je zářivým obrem s povrchovou teplotou 4200 stupňů Celsia, který svou svítivostí dvou tisíckrát předčí Slunce. Jelikož dvojhvězda leží 350 světelných roků daleko, musí být tato stálice výjimečně veliká, teplejší Slunce by ze stejné vzdálenosti nebylo pozorovatelné ani triedrem… Alamak je skutečně 80krát větší než naše denní hvězda; kdyby se nacházela uprostřed sluneční soustavy, sahal by její okraj ke dráze Venuše. Neméně zajímavý je světle modrý průvodce, jehož ve skutečnosti tvoří hned dvě hvězdy slunečního typu s povrchovou teplotou přes 10 tisíc stupňů. Kolem společného těžiště oběhnou jednou za 63 roků, přičemž se od sebe nevzdálí na více než 50 astronomických jednotek. Až na speciální přístroje je tudíž jako dva oddělené body nespatříme. Navíc je jedna z těchto stálic opět dvojitá – tělesa kolem sebe obíhají s periodou pouze tři dny. Alamak je tedy čtyřhvězda.

Dvojice nápadných hvězdokup χ a h Persei (NGC 869, NGC 884) leží na půl cesty mezi prostřední hvězdou „W“ souhvězdí Kasiopeji a Mirfakem (α Persei). Jsou patrné i bez dalekohledu – mají podobu velmi nápadné oválné skvrny o úhlové velikosti asi jeden stupeň, takže není divu, že si jich lidé všimli dávno před vynálezem dalekohledu. Dalekohledy vykreslí χ a h Persei jako dvě husté skupiny drobných hvězd, úhlově vzdálené asi tři čtvrtě stupně. V centru χ Persei se nachází nápadná dvojice bílých hvězd, ve středu h Persei stálice tři, z nichž nejjasnější je naoranžovělá. Hvězdokupy jsou staré asi 12 milionů roků, sledujeme je ze vzdálenosti 7 tisíc světelných roků daleko a jelikož každá obsahuje kolem čtyř tisíc hvězd natěsnaných do koule o průměru 70 světelných roků, představují jedny z nejzářivějších otevřených hvězdokup v naší Galaxii. Navíc jsou χ a h Persei součástí ještě rozsáhlejšího hvězdného komplexu – seskupení dalších otevřených hvězdokup, horkého plynu a prachových mlhovin, tzv. asociace Perseus OB1.

Lze říci, že na nebesích existují tři hvězdy, které vždy zásadním způsobem ovlivňovaly běžný lidský život. První je samozřejmě Slunce. Druhou král zimní oblohy Sirius z Velkého psa a třetí Polárka z Malé medvědice. Jakkoli se jedná o stálici, která se sotva „umístila“ v páté desítce nejjasnějších hvězd, v minulých staletích k ní upírali zrak snad všichni cestovatelé. Právě její nenápadný svit totiž určoval klíčový směr k severu a nedovolil sejít z cesty do neznáma. Dlužno podotknout, že Polárka o tuto výsadu za pár tisíciletí přijde. Díky precesi zemské osy se totiž nebeský severní pól mezi hvězdami nezadržitelně posouvá, jednou za 26 tisíc roků opíše na hvězdné obloze kruh o poloměru 23 stupňů. Z tohoto důvodu byl kolem roku tři tisíce před naším letopočtem k severnímu pólu nejblíže Thuban ze souhvězdí Draka (α Draconis), naopak ve 14. tisíciletí našeho letopočtu se „Polárkou“ dočasně stane Vega ze souhvězdí Lyry (α Lyrae). Hvězda, kterou na počátku 21. století označujeme jako „Polárka“, se tak za několik tisíciletí nejspíš vrátí k alternativnímu jménu Kynosura (v řečtině Psí chvost). Polárka však není výjimečná pouze polohou na hvězdném nebi. Stačí na ni namířit dalekohled s dostatečným zvětšením, ve kterém se promění na skutečnou dvojhvězdu. Zářivou hvězdu s lehce žlutým odstínem doprovází více než stokrát slabší modrobílý průvodce. Je téměř jisté, že obě viditelné hvězdy obíhají kolem společného těžiště, byť za dobu nejméně několika tisíc roků. Celý systém pak doplňuje třetí stálice! Spektrum nejjasnější Polárky totiž prozrazuje, že kolem ní jednou za třicet roků oběhne neviditelný průvodce. Ve skutečnosti se tedy poblíž severního nebeského pólu nachází trojhvězda. Nejasnější Polárka je také velmi zvláštní proměnná hvězda typu δ Cephei. Již od počátku 20. století bylo pozorováno, jak se pravidelně nadouvá a vydouvá, mění tak povrchnou teplotu a tedy i jasnost. Posledních padesát roků však astronomové sledují, jak se tyto změny postupně zmenšují až téměř vymizely. A i když se Polárka nachází 430 světelných roků daleko, dokonce se podařilo změřit i její průměr: téměř padesát Sluncí.

Algol (β Persei) ze souhvězdí Persea je jednou z nejjasnějších proměnných hvězd – každé 2 dny 20 hodin a 53 minut se zeslabí z běžných 2,1 mag na 3,4 magnitudy. Představuje totiž systém dvou stálic: jasnější člen je hvězdou hlavní posloupnosti, kterou jednou za necelé tři dny zakryje chladnější oranžový obr. Tato hvězda je přitom natolik objemná, že z ní v podobě proudu horkého plynu uniká látka, která padá na teplejší stálici. Původně dominantní oranžový obr proto přišel o většinu svého vodíkového pláště a z kdysi méně hmotného průvodce vytvořil dnes zářivější hvězdu. V této souvislosti se někdy hovoří o „vývojovém paradoxu Algolu“. K soustavě patří ještě třetí složka – hvězda hlavní posloupnosti ve vzdálenosti necelých tří astronomických jednotek, která kolem bližší dvojice oběhne jednou za dva roky, zakrýt je ale nedokáže.

V okolí α Persei (Mirfak) je v malém dalekohledu s velkým zorným polem (např. divadelním kukátku) patrno několik desítek jiskřivě bílých hvězd. Jedná se o velmi řídkou otevřenou hvězdokupu Melotte 20 (Kupa α Persei) o úhlovém průměru 5 stupňů. Její součástí je samotná alfa Persei, která naše Slunce překonává hmotností osmkrát, průměrem šedesátkrát a svítivostí pět tisíckrát. Pro svoji řídkost se sice Melotte 20 nehodí k prohlížení většími astronomickými přístroji, v těch menších ale připomene hrst poházených diamantů s nejjasnějším, mírně nažloutlým drahokamem Mirfakem. Skupina, vzdálená šest set světelných roků, je však stará pouze deset milionů let, je tedy výrazně mladší, než diamanty pozemské.

Plejády (Kuřátka, M 45) tvoří dominantu souhvězdí Býka, při pohledu bez dalekohledu vypadají jako desítka hvězd poskládaná do miniatury „Velkého vozu“ o úhlovém průměru jen dva stupně. Menší dalekohled přidá dalších dvacet blyštivých stálic s nevýrazným modrým odstínem, přímo ve středu hvězdokupy je patrná těsná dvojhvězda. Celkem Plejády obsahují pět set hvězd, pro větší přístroje jsou ale řídké a nevhodné. Stáří hvězdokupy se odhaduje na 90 milionů roků, vzdálenost na čtyři sta světelných let a vyplňuje prostor o průměru jenom dvacet světelných roků. Některé ze zdejších stálic si v historii vysloužily vlastní jméno – nejjasnější se jmenuje Alkyóne, vlevo s ní sousedí dvojice Atlas a Pléione (tvoří nedokončenou „oj Velkého vozu“), vpravo najdete Meropé, Élektru, Máiu a další. Zmínka o Plejádách je součástí Starého zákona a sledovali je i severoameričtí indiáni. V antickém středomoří jejich východ za svítání oznamoval počátek období vhodného pro mořeplavby, naopak jejich západ před východem Slunce setbu pšenice. Plejády obsahují exotické bílé trpaslíky (jádra zaniklých hvězd podobných Slunci) a hnědé trpaslíky, které tvoří mezistupeň mezi planetami a klasickými stálicemi. Na fotografiích jsou také patrné prachové mlhoviny obklopující některé jasné hvězdy. S hvězdokupu však nic společného nemají – Plejády pouze náhodně prolétají oblakem mezihvězdného látky. Za výjimečně dobrých podmínek je však část těchto mlhovin pozorovatelná i malým dalekohledem. V okolí Meropé je patrná světlá „šmouha“ táhnoucí se v délce čtvrt úhlového stupně směrem na jihovýchod (NGC 1435).

Ilustrační foto...

Hyády v Býku (Melotte 25) jsou řídkou hvězdokupou v okolí Aldebaranu (α Tauri), nejjasnější stálice v souhvězdí Býka. Na obloze zabírají oblast o průměru deseti měsíčních úplňků, jsou tudíž vhodné pro menší dalekohled s velkým zorným polem. Do oka padne především šest hvězd poskládaných do tvaru písmene „V“, kolem nichž se rozkládá několik desítek slabších stálic. Hyády jsou 150 světelných roků daleko, představují tudíž ke Slunci druhou nejbližší otevřenou hvězdokupu (po skupině Velkého vozu). Naoranžovělý Aldebaran ovšem k soustavě nepatří, nachází se dvakrát blíže. Stáří Hyád se odhaduje na 600 až 800 milionů let, většina z její stovky hvězd je nahloučena do koule o průměru 20 světlených roků. Je přitom pravděpodobné, že mají stejný původ jako otevřená hvězdokupa Jesličky v souhvězdí Raka.

Ilustrační foto...

Krabí mlhovina (M 1, NGC 1952) sice není výjimečně nápadná, představuje však jediný běžnému pozorovateli dostupný zbytek po explozi velmi hmotné hvězdy. Vypadá jako drobná mlhavá skvrnka o průměru pět úhlových minut, kterou najdete stupeň severozápadně od hvězdy ζ Tauri. Větší dalekohled sice podrobností nepřidá, zvýší ale její jasnost. Jméno „Krabí“ dostala proto, že pozorovatelům počátek 19. století připomínala „klepeto kraba“. Mlhovina není nic jiného než 10 světelných roků veliká bublina horkého plynu, cárů hvězdy s hmotností asi deset Sluncí, která v červenci roku 1054 explodovala jako supernova. Přestože se nacházela šest a půl tisíce světelných roků daleko, v maximu jasnosti se tenkrát vyrovnala Venuši. Bez dalekohledu byla na denní obloze patrná zhruba jeden měsíc, z noční obloze se ztratila až po dvou rocích. Nyní se na místě supernovy nachází suprahustý zbytek – neutronová hvězda s hmotností asi 1,4 Slunce a průměru pouze 14 kilometrů(!), která se kolem osy otočí 30krát za sekundu. V podobě takzvaného pulsaru k nám přitom šedesátkrát za sekundu vysílá zvláštní, velmi krátké rádiové záblesky.

Sedm nejjasnějších hvězd souhvězdí Oriona je uspořádáno do tvaru letícího motýla či přesýpacích hodin; vpravo dole září bílý Rigel, vlevo nahoře naoranžovělá Betelgeuze. První z jmenovaných je jednou z nejzářivějších známých hvězd, která jako obrovská pochodeň svítí ze vzdálenosti osmi set světelných roků. Rigel má hmotnost přes 25 Sluncí a pokud by se nalézal uprostřed sluneční soustavy, sahal by jeho okraj až k dráze Merkuru. Povrchová teplota této stálice se odhaduje na 10 tisíc stupňů Celsia, tedy zhruba dvakrát více než teplota na povrchu naší denní hvězdy. O ohromném zářivém výkonu svědčí i fakt, že Slunce by ze stejné vzdálenosti vypadalo jako hvězda 13. velikosti, tedy na hranici viditelnosti běžnými dalekohledy. Naopak Betelgeuze s hmotností kolem dvaceti Sluncí patří mezi tzv. chladné červené veleobry. Teplota jeho rozsáhlé atmosféry se z mnoha různých důvodů mění a plynný obal dožívajícího obra, jenž by sahal až za dráhu Marsu, doslova vře. Rychlostí několika kilometrů za sekundu v něm stoupají a zase klesají rozsáhlé bubliny horkého materiálu o teplotě až pět tisíc stupňů, které velikostí soupeří se samotným Sluncem. Nad nimi se pak kondenzuje jemný uhlíkový a křemíkový prach, jenž odtéká do vzdáleného mezihvězdného prostoru. Výsledkem je nepravidelné kolísání jasnosti Betelgeuze. Nejzajímavějším objektem souhvězdí Oriona ale zůstává mlhovina M 42 (Velká mlhovina v Orionu, M 42) v okolí hvězdy θ Orionis. Jedná se totiž o nejbližší a nejaktivnější „hvězdnou porodnici“ – sledujeme ji ze vzdálenosti pouhých 1500 světelných roků daleko. V rozsáhlém oblaku plynu a prachu, osvětlovaném řadou velmi horkých stálic dokonce i v těchto chvílích vznikají nové hvězdy. Celkem M 42 obsahuje několik stovek stálic nahloučených do prostoru o průměru jen 20 světelných roků – většina z nich je ale ukryta v neprůhledných oblacích temného prachu. Mlhovina je na tmavé obloze patrná i bez dalekohledu, mnohem lepší výhled ale poskytne lovecký triedr nebo jakýkoli jiný dalekohled s velkým zorným polem. V takovém případě M 42 připomene „letícího netopýra“, na severním okraji s temným zálivem, v jehož sousedství září vícenásobný systém hvězd – Trapez. K jeho rozlousknutí je však zapotřebí větší zvětšení. Za dobrých podmínek přesahuje úhlový průměr Velké mlhoviny v Orionu jeden stupeň.

Nápadná otevřená hvězdokupa M 35 (NGC 2168) leží dva a půl stupně severozápadně od hvězdy η Geminorum. V triedru vypadá jako hustá skupina hvězd různých jasností o průměru zhruba půl stupně. Ve větším přístroji je na jihozápadním okraji patrná druhá mlhavá skvrna –otevřená hvězdokupa NGC 2158. M 35 obsahuje několik stovek hvězd seskupených do oblasti o průměru jenom třicet světelných roků. Stáří hvězdokupy se odhaduje na 100 milionů roků, vzdálenost na tři tisíce světelných roků. Z tohoto úhlu pohledu je mnohem zajímavější NGC 2158. Nejen, že se nachází asi desetkrát dál než M 35, ale obsahuje tolik stálic, že může být spojovacím článkem mezi otevřenými a kulovými hvězdokupami. Úctyhodné je i stáří NGC 2158: tři miliardy roků.

Otevřená hvězdokupa M 41 ze souhvězdí Velkého psa se hledá více než snadno. Stačí se s triedrem podívat čtyři stupně pod Sirius, nejjasnější hvězdu noční oblohy. M 41 se zobrazí jako kruhová skvrna o úhlovém průměru čtvrt stupně, z níž se vyloupne dvacet jasných hvězd různých barevných odstínů, na jihovýchodním okraji doplněných stálicí 12 Canis Maioris. Vzdálenost M 41 se odhaduje na dva a půl tisíce světelných roků, věk na zhruba na 200 milionů let. Její průměr přesahuje 25 světelných roků, celkem je zde nahloučeno asi sto hvězd, z nichž ty největší jsou až tisíckrát zářivější než Slunce. Za objevitele M 41 se považují hned dva lidé. Prvním je Ital Giovanni Battista Hodierna, jenž před rokem 1650 nalezl hned tři desítky nejrůznějších nebeských objektů. Dílo však upadlo v zapomnění, proto se za druhého nezávislého objevitele právem počítá britský královský astronom John Flamsteed (1712). Je ovšem téměř jisté, že M 41 znal už Aristoteles, který v této části oblohy roku 325 před naším letopočtem popsal existenci nápadné mlhavé skvrny. Z toho také vyplývá, že je hvězdokupa pozorovatelná i bez dalekohledu – bohužel ne ve městech, kde se utápí nízko nad přezářeným obzorem.

V těsné blízkosti zářivého Castora (α Geminnorum) je v triedru patrný slabší průvodce, ve větším dalekohledu lze „rozlousknout“ i samotného Castora: ve skutečnosti jej totiž tvoří dvě stálice jasné 1,9 a 2,9 magnitudy vzdálené asi čtyři úhlové vteřiny, které kolem společného těžiště oběhnu jednou za čtyři staletí. Druhý, vzdálenější a slabší průvodce (8,9 magnitudy) sice k soustavě také patří, jeho doba oběhu je však výrazně delší. Všechny tři stálice jsou také dvojhvězdami. Nejjasnější složka – označovaná jako Castor A – se skládá z dvojice hvězd dvakrát hmotnějších než Slunce, které kolem sebe obíhají s periodou 9,21 dne. Podobného složení je druhá viditelná hvězda (Castor B), v níž se stálice pohybují v cyklech zhruba čtyřikrát kratších. Nejzajímavější je nejvzdálenější průvodce – Castor C. Od předcházející čtveřice zářivých hvězd jej dělí tisíc astronomických jednotek a skládá se ze dvou červených trpaslíků obíhajících kolem společného těžiště jednou za dvacet hodin. Jejich hmotnost se odhaduje na 0,6 Slunce, povrchová teplota na tři tisíce stupňů Celsia. Systém Castora byl kdysi členem hvězdokupy, nespíš spolu s dalšími nápadnými stálicemi pozemské oblohy (Vega ze souhvězdí Lyry, Fomalhaut z Jižní ryby, Zubenelgenubi z Váh, Alderamin z Cephea). Původní soustava se ale před dvě stě miliony roky rozpadla a jednotlivé hvězdy se rozptýlily do okolí.

Dvojice hvězdokup M 46 (NGC 2437) a M 47 (NGC 2422) ze souhvězdí Lodní zádě se hledá skutečně snadno: leží pět stupňů jižně od hvězdy α Monocerotis a osm stupňů východně od γ Canis Majoris. První z nich v triedru vypadá jako mlhavá skvrna o úhlovém průměru půl stupně, z níž vystupuje několik slabých hvězd. M 47 je o něco jasnější a zřetelně se rozpadá na skupinu více než deseti stálic. Na pozemské obloze je sice dělí úhlová vzdálenost pouze jeden a půl stupně, M 46 se ale nachází 5500 světelných roků daleko, M 47 přibližně čtyřikrát blíže. Stáří M 46 přesahuje několik set milionů roků, proto obsahuje jenom málo svítivé stálice podobné Slunci. Naopak M 47 vznikla nanejvýš před 30 miliony roky, takže šedesát jejích zářivých hvězd lehce upoutá pozornost i v malém dalekohledu. Rozdílné jsou také jejich prostorové rozměry: Pět set hvězd systému M 46 je nahloučeno do koule o průměru 45 světelných roků, naproti tomu hvězdokupa M 47 vystačí jenom s třetinovým prostorem.

Otevřená hvězdokupa M 48 (NGC 2548) na hranicích souhvězdí Hydry a Jednorožce je sice v podobě drobné skvrny patrná i bez dalekohledu, v menším dalekohledu se ale rozpadne v pohlednou skupinu několika desítek hvězd zabírajících plochu o úhlovém průměru půl stupně. Díváme se na ni ze vzdálenosti kolem 1500 světelných roků, v prostoru zabírá přes dvacet světelných roků a stáří jednotlivých hvězd nepřesahuje 300 milionů roků.

Mezi vesmírné objekty, které doprovází člověka od nepaměti, patří jedna z nejkrásnějších otevřených hvězdokup jarní oblohy nazývaná Praesepe (M 44, česky Jesličky). Nachází se v souhvězdí Raka, mezi Blíženci a Lvem, na tmavé obloze je patrná i bez dalekohledu – vypadá jako mlhavá skvrna o úhlovém průměru srovnatelném s Měsícem. Slovo „praesepe“ je z latiny a znamená žlab, stáj a nebo také jesličky, u kterého stojí dva „oslíci“ v podobě jasných hvězd nad a pod hvězdokupou (γ a δ Cancri). Podobnost s křesťanskými jesličkami je však čistě náhodná, označení získaly už ve třetím století před naším letopočtem. V loveckém triedru se M 44 jeví jako hrst stálic, z nichž některé mají oranžový odstín, pro větší přístroje s menším zorným polem je ale značně řídká. M 44 je jednou z nejbližších otevřených hvězdokup – dělí nás šest set světelných roků, tedy o něco více než v případě Plejád. S největší pravděpodobností vznikly před osmi sty miliony roky spolu s Hyádami z jednoho oblaku mezihvězdného plynu a prachu. Každá z hvězdokup se poté vydala jiným směrem, proto se na pozemské obloze tak zřetelně vzdálily.

Mizar (ζ UMa) je hlavní ozdobou obrazce Velkého vůz. Už při pohledu bez dalekohledu je patrné, že jej v úhlové vzdálenosti dvanácti minut doprovází o něco slabší stálice – Alcor. V dalekohledu s větším zvětšení zjistíte, že se Mizar ve skutečnosti skládá ze dvou stejně jasných hvězd oddělených od sebe 14 úhlových vteřin. Jako první si toho všiml již roku 1615 Galileo Galilei a Benedetto Castelli. Rozborem světla se přitom na sklonku 19. století ukázalo, že dvojitá je každá z viditelných složek Mizaru. Jasnější Mizar A se skládá ze dvou stálic úhlově vzdálených kolem osmi tisícin úhlové vteřiny – na dva zářící body jej tudíž rozštípnou jenom speciální přístroje. Jejich hmotnosti se odhadují na 2,5 hmotnosti Slunce a kolem společného těžiště oběhnou jednou za 20 a půl dne. Mizar B tvoří o něco menší hvězdy s hmotností 1,9 Slunce, které kolem sebe obíhají s periodou půl roku. Dvojice Mizar A se kolem dvojice Mizar B prosmýkne jednou za 5 tisíciletí. Jestli k systému patří i Alcor není ale zřejmé, vzdálenost Mizaru se odhaduje na 78 světelných roků, Alcor by měl být o tři světelné roky dál. Jeden oběh kolem této čtyřhvězdy mu proto zabere více než jeden milion roků… Velký vůz má ještě jedno překvapení. Pět z jeho sedmi stálic vznikly z jednoho oblaku plynu a prachu zhruba před třemi sty miliony roky, dodnes představují jádro řídké hvězdokupy Collinder 285. Střed systému leží osmdesát světelných roků daleko, takže Slunce doslova prolétá okrajem této hvězdokupy.

Souhvězdí Vlasy Bereniky se nachází mezi Pastýřem, Velkou medvědicí a souhvězdím Lva. Představuje kadeře manželky krále Ptolemaia III., za jehož vlády ve třetím století před naším letopočtem dosáhl Egypt jednoho ze svých výjimečných rozkvětů. Podle téměř pohádkového příběhu se Ptolemaios III. chystal po svatbě na válečnou výpravu do nedaleké Sýrie a starostlivá královna Berenika, ve snaze zajistit jeho bezpečný návrat, obětovala plavé vlasy bohyni lásky – Afrodité. Během bohoslužeb však kněží zjistili, že Bereničina oběť z oltáře zmizela... Situaci zavánějící buď naprostým lajdáctvím a nebo pokusem zničit samotného vládce, zachránil dvorní astronom Conon ze Sámosu. Sdělil totiž, že Afrodita kadeře umístila na oblohu mezi ostatní stálice. Zajímavé je, že alespoň některé hvězdy z Vlasů Bereniky mají skutečně leccos společného. Tvoří řídkou hvězdokupu Melotte 111, jejíž těžiště se nachází tři sta světelných roků daleko. Je tedy po skupině Velkého vozu a Hyádách třetím nejbližším objektem tohoto druhu. Bohužel ze stejného důvodu je tato kupa úhlově velká (pět stupňů) a tudíž atraktivní pouze pro dalekohledy s velkým zorným polem. Soustava obsahuje nanejvýš několik desítek hvězd, které jsou naskládány do prostoru o průměru asi šedesát světelných roků.

Kulová hvězdokupa M 3 (NGC 5272) leží v polovině vzdálenosti mezi Arkturem z Pastýře a nejjasnější hvězdou Cor Caroli (α CVn) ze souhvězdí Honících psů, jinak též vynikající dvojhvězdou vhodnou pro každý triedr. Za výjimečně dobrých podmínek může být na hranici viditelnosti bez dalekohledu, v triedru má vzhled jasné, rozostřené hvězdy o průměru čtvrt stupně. Ve skutečnosti se ale průměr M 3 odhaduje na více než sto světelných roků, celkem obsahuje několik stovek tisíc stálic. V jejím centru je natolik velká „tlačenice“, že zde hvězdy kolem sebe nejen těsně prolétají, ale tu a tam se i srazí. Stejně jako otevřené hvězdokupy jsou i kulové hvězdokupy systémy hvězd se společným původem. Obsahují však desítky až stovky tisíc stálic, které se díky vzájemnému gravitačnímu působení uspořádaly do koulí o průměru několik desítek světelných let. Jelikož většina těchto objektů leží nesmírně daleko – konkrétně M 3 asi třicet tisíc světelných roků daleko, jednotlivé hvězdy v kulových hvězdokupách rozliší až hodně veliké dalekohledy o průměru objektivu nad 30 centimetrů.

Zubenelgenubi (α Librae) se nalézá mezi souhvězdím Panny a Štíra. Název pochází z arabského označení „al-zubaná al-janúbí“, v překladu „jižní klepeto (štíra)“ – Váhy totiž nebyly v některých dobách považovány za souhvězdí a několik málo zdejších stálic se jednoduše přiřazovalo k sousednímu Štíru. Drobnou kuriozitou pak zůstává, σ Librae byla počátkem 17. století označována jako γ Scorpii. Později však definitivně „připadla“ Vahám, takže v souhvězdí Štíru od té doby žádnou stálici označenou řeckým písmenem γ nenajdete. Už v divadelním kukátku je přitom patrné, že Zubenelgenubi doprovází ve vzdálenosti necelých čtyř úhlových minut pětkrát slabší průvodce. Obě stálice se nacházejí 77 světelných roků daleko, byť je tedy v prostoru dělí nejméně 6 tisíc astronomických jednotek, tvoří skutečný pár s oběžnou dobou větší než 200 tisíc roků. Jasnější hvězda je ale ve skutečnosti sestavena hned ze dvou stálic s povrchovou teplotou osm tisíc stupňů Celsia – Zubenelgenubi tedy představuje trojhvězdu.

Kulová hvězdokupa v souhvězdí Herkula (M 13, NGC 6205) je jedním z nejzajímavějších vesmírných objektů svého druhu. Na tmavé obloze je patrná i bez dalekohledu, pouhé dva stupně směrem na jih od hvězdy η Herculis. Podoba „rozostřené hvězdy“ se však nezmění ani v menším dalekohledu, jednotlivé, osamocené stálice jsou totiž patrné až v přístroji o průměru objektivu přes dvacet centimetrů. M 13 se nachází na samém okraji Galaxie, dvacet pět tisíc světelných roků daleko. Kdybyste se nějakým zázrakem ocitli v jejím středu, napočítali byste na obloze třicet tisíc hvězd viditelných pouhýma očima, tedy desetkrát více než na obloze pozemské. Několik stovek z nich by dokonce bylo jasnějších než Sirius ze souhvězdí Velkého psa a tisíc dalších by předčilo Vegu či Altaira. Hvězdokupa se kvůli tomu stala cílem rádiové depeše vyslané z karibského ostrova Portoriko radioteleskopem Arecibo. Vzkaz odvysílaný v listopadu 1974 sice obsahoval základní informace o sluneční soustavě i samotných autorech, ve skutečnosti se ale jednalo o promyšlenou reklamu na právě dokončenou rekonstrukci observatoře Arecibo. Šance na zachycení této zprávy jsou totiž mizivé. Vyslaná depeše trvala pouze tři minuty, M 13 spolehlivě mine a navíc bude po několika staletích díky mezihvězdnému rušení „nečitelná“. Ale i kdyby doputovala až k samotné M 13, zcela jistě zde nebude nikdo, kdo by ji vyslechl. Pokud hvězdy v této soustavě obsahují nějaké planety, pak se jedná o obří objekty typu Jupiter, složené především z vodíku a helia. Hvězdokupa totiž vznikala v době, kdy ve vesmíru prakticky neexistovaly pro život důležité těžší prvky, planety podobné Zemi zde tudíž vzniknout nemohly.

Na konci „pravé nohy Herkula“ leží hvězda Rasalgethi (α Herculis), ve které se ukrývá zajímavý systém několika stálic a jedna z nejjasnějších proměnných hvězd pozemské oblohy. Celková jasnost této soustavy totiž nepravidelně kolísá mezi třemi a čtyřmi magnitudami. Asi nejhezčí je pohled malým dalekohledem, který zobrazí výrazně naoranžovělou hvězdu doprovázenou ve vzdálenosti 5 úhlových vteřin průvodcem s modrozeleným odstínem. Vzdálenost Rasalgethi se udává na čtyři sta světelných roků. V takovém případě má ale hlavní hvězda průměr kolem pěti astronomických jednotek, pokud by se nacházela uprostřed sluneční soustavy, sahal by její okraj až k pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Průvodce je zároveň spektroskopickou dvojhvězdou, sestavenou ze dvou těles obíhajících s periodou kolem dvou měsíců. Kdyby se tedy Slunce zmenšilo na velikost hrášku, vypadala by α Herculis A jako koule o průměru tři metry. Její průvodce α Herculis B – golfový a tenisový míček ve vzdálenosti asi třiceti centimetrů, by se pohyboval asi půl kilometru daleko. Kolem společného těžiště by přitom oběhnul jednou za čtyři tisíce roků.

Pouhý jeden stupeň od hvězdy β Ophiuchi je při pohledu bez dalekohledu patrná drobná skvrna, která se v triedru rozpadne na tucet jiskřivých hvězd rozházených na ploše měsíčního úplňku – otevřenou hvězdokupu IC 4665. Pro větší dalekohledy je sice nevhodná – úhlově veliká a bez slabších stálic, na světlé městské obloze však představuje ideální cíl při zběžné procházce letní oblohou. IC 4665 patří mezi mladé kupy s věkem nanejvýš několik desítek milionů roků. Jelikož se nachází tisíc světelných roků daleko, činí její skutečný průměr kolem patnácti světelných roků. Celkově obsahuje asi tři desítky stálic.

Dvojice otevřených hvězdokup M 6 (NGC 6405) a M 7 (NGC 6475) ze souhvězdí Štíra bývá nedoceněna. Při pohledu z Evropy je utopena ve světlé záři vzdálených měst, o to krásněji se ale vykreslí po přechodu studené fronty. Obě hvězdokupy jsou sice patrné i bez dalekohledu, z našich zeměpisných šířek je však nezbytné použít alespoň triedr, ve kterém se představí jako nápadné skupiny jasnějších hvězd. Hvězdokupy se vejdou do jednoho zorného pole a mají v průměru jeden úhlový stupeň. M 7 je jedinečná tím, že se jako jeden z mála objektů viditelných bez dalekohledu dostala i do Ptolemaiova Almagestu, katalogu stálic ze druhého století našeho letopočtu. Hvězdokupu M 6 tvoří asi stovka hvězd seskupených do koule o průměru dvacet světelných roků. Jelikož se na ni díváme ze vzdálenosti přes 1500 světelných roků, musí se většinou jednat o velmi zářivé, obří hvězdy. M 7 sice obsahuje přibližně stejný počet stálic, nachází se však v poloviční vzdálenosti.

I když se v případě Laguny (M 8, NGC 6523) ze souhvězdí Střelce hovoří jako o „mlhovině“, ve skutečnosti se jedná o komplikovaný systém zářícího plynu, horkých stálic a oblaků neprůhledného prachu, který před dvěma miliony roků vznikl ve vzdálenosti pěti tisíc světelných roků. Nachází se čtyři stupně jižně od μ Sagitarii, jako oválné zjasnění v Mléčné dráze je přitom patrný i bez dalekohledu (dokonce za svitu Měsíce). V triedru na první pohled zaujme především hvězdokupa NGC 6530, která vypadá jako skvrnka na okraji ozdobená hvězdou 7 Sagittarii. Vlevo se nachází jasná stálice 9 Sagittarii, od které směrem na jihovýchod vybíhá proužek světlé mlhy v délce asi tří úhlových minut. Právě tato mlhovina se označuje jako Laguna. Při pohledu větším přístrojem je zřejmé, že se zářící plyn vyskytuje také na pozadí hvězdokupy NGC 6530. Laguna představuje oblast, kde bouřlivě vznikají nové hvězdy. Ta největší stálice je neobyčejně horkým obrem (na povrchu má 50 tisíc stupňů Celsia), který září jako jeden a půl milionu Sluncí! V záplavě ultrafialového světla se však okolní oblaka jemného prachu rychle vypařují, celkovou zkázu pak umocňují i turbulentní proudy plynu.

Jeden a půl stupně severovýchodně od Vegy (α Lyra) leží jedna z nejznámějších čtyřhvězd severní oblohy –  Lyrae. Už v divadelním kukátku je přitom patrné, že ji skutečně tvoří dvě stálice: první má jasnost 4,4 magnitudy, druhá je o něco slabší (5,1 mag) a ve vzdálenosti 3,5 úhlové minuty. Tím ale „rozklad“  Lyrae nemusí skončit, ve větším zvětšení se každá opět rozpadne! Čtveřice dohromady tvoří tzv. hierarchický systém: stálice obou blízkých dvojic obíhají kolem vlastního těžiště v relativně krátké době jednoho tisíce roků. Systém je od nás vzdálen 160 světelných roků a všechny čtyři hvězdy jsou o něco teplejší, zářivější a dvakrát hmotnější než Slunce.

Velká trhlina, která rozděluje letní Mléčnou dráhu na dvě části, představuje komplex neprůhledných oblaků plynu a prachu, jenž začíná u Denebu ze souhvězdí Labutě a táhne se až do souhvězdí Střelce. Zatímco v Labuti je Velká trhlina přímá se zřetelně ostrými okraji, v souhvězdí Orla a Hadonoše uhýbá směrem na západ, rozšiřuje se a je méně zřetelná. Za všechno může perspektiva. Směrem do Labutě totiž sledujeme vzdálenější komplex temných mlhovin. S neprůhlednými oblaky plynu a prachu souvisí i nápadné zjasnění Mléčné dráhy v souhvězdí Štítu. Právě tady se totiž nachází jakýsi průzor, kterým vidíme do poměrně velké vzdálenosti směrem ke středu Galaxie. Tento Oblak ve Štítu také obsahuje jasnou otevřenou hvězdokupu M 11 (NGC 6705), která se v triedru zobrazí v podobě mírně rozostřené hvězdy.

V souhvězdí Lištičky, nedaleko hranice se souhvězdím Šípu, leží skupinka hvězd seskupených do tvaru „ramínka“ (na šaty), označovaná jako Collinder 399. Ve skutečnosti se ale jedná o náhodné seskupení několika stálic, které leží v různých vzdálenostech a navíc se v kosmickém prostoru pohybují různým směrem. Přesto ale zůstává zajímavým cílem: bez dalekohledu vypadá jako zřetelná mlhavá skvrna, v malém astronomickém přístroji se předvede v plné nádheře. Pro velké dalekohledy je samozřejmě zcela nevhodná.

Hvězda Albireo (β Cygni) ze souhvězdí Labutě se v triedru rozpadne na dvě hvězdy s nápadným zabarvením: jasnější je žlutobílá, slabší inklinuje k modrému odstínu. I když vnímané barvy volně souvisí s povrchovou teplotou každé stálice, ve skutečnosti je ovlivňuje celá řada dalších faktorů – jasnost hvězd, vzájemný kontrast, použitý dalekohled, zvětšení… Dvojhvězda je 380 světelných roků daleko, jasnější složku přitom tvoří hned dvě stálice: oranžový obr s hmotností asi 5 Sluncí a průměrem 50 Sluncí, kolem kterého ve vzdálenosti čtyřiceti astronomických jednotek jednou za sto roků oběhne horká hvězda s hmotností 3 Slunce. Viditelný, světle modrý průvodce má hmotnost 3,3 Slunce a kolem předcházející dvojice obletí jednou za sto tisíc roků.

Proměnná hvězda η Aquilae, která se nachází v pravém křídle Orla, mění jasnost v rozmezí od 3,7 do 4,5 magnitudy v cyklech dlouhých 7,176641 dne. Je typickou „cefeidou“, tedy obří hvězdou asi sedmdesátkrát větší než naše Slunce, jejíž povrch pravidelně mírně pulsuje. Tyto změny, generované

pravidelnou kumulací tepla prostupujícího z vnitřních oblastí směrem k povrchu hvězdy, mají dramatické důsledky. Během nafukování se povrch η Aquilae poněkud zahřeje, takže nám na pozemské obloze nápadně zjasní. Pak se ale rozpínání zastaví a dojde k opětovnému smrštění. Tím se ale povrch hvězdy ochladí a celková jasnost o něco poklesne. Pozorovat cefeidy je přitom podobné, jako najít v přírodě drahokam. V okolním vesmírném prostoru totiž připadá jedna taková proměnná hvězda na několik milionů těch „obyčejných“!

Planetární mlhovina Činka (M 27, NGC 6853) se nachází tři stupně severně od γ Sagittae. V triedru vypadá jako drobná skvrnka o úhlovém průměru jen několik minut, se zvětšujícím se přístrojem ale „rozkvete před očima“. Planetární mlhoviny samozřejmě nemají s planetami nic společného, pouze astronomům počátku 19. století připomínaly kotouček planety Uran. Jedná se však o pozůstatky stálic podobných Slunci, které vyčerpaly zásoby jaderného paliva, pozvolna se nafouknuly a rozplynuly v okolním vesmírném prostoru. Na místě pak zůstalo pouze jejich horké jádro, označované bílý trpaslík (v případě Činky je viditelný pouze velkým astronomickým dalekohledem). Podobný osud čeká za šest miliard roků i naše Slunce.

Úhlová vzdálenost dvojhvězdy α1,2 Capricornii je sice pouhých šest minut, na α1 Capricornii se ale díváme ze vzdálenosti sedmi set světelných roků, zatímco α2 je sedmkrát blíže. Přesto všechno jsou prakticky stejně jasné… To proto, že α1 Capriconii představuje obří stálici asi tisíckrát zářivější než Slunce. Její průměr přesahuje 40 Sluncí a hmotnost 5 Sluncí. Svým způsobem tak naznačuje, kam se bude ubírat osud i naší denní hvězdy. V nitru již vyčerpala veškeré zásoby vodíku, který zásoboval termonukleární reaktor hvězdy, a nyní začíná spalovat helium na uhlík a kyslík. V důsledku toho zde v průběhu následujících desítek milionů roků vznikne bílý trpaslíka a kolem něj rozplývající se planetární mlhovina. Dalekohled o průměru objektivu alespoň deset centimetrů v těsné blízkosti α2 Capricornii zobrazí naoranžovělého průvodce (9,5 mag), který je ve skutečnosti také dvojitý. Zajímavá je i  Capricornii, která se v divadelním kukátku rozpadne na nažloutlou hvězdu (3,1 mag) s bílým průvodcem (6 mag). I když jsou od sebe relativně daleko (víc než tři úhlové minuty), stálice k sobě skutečně patří. Dokonce i na vzdálenost 330 světelných roků je totiž zřejmé, že se v kosmickém prostoru pohybují stejným směrem. Navíc průvodce patří mezi obří stálice se zářivým výkonem nejméně padesátkrát větším než Slunce. V jeho atmosféře se vyskytuje abnormálně velké množství různých těžších prvků, jako je například platina, zlato a nebo rtuť. Ve vzdálenosti asi 30 astronomických jednotek jej také doprovází dva málo zářivý trpaslíci. V prostoru však není osamocena ani hlavní stálice  Cap. Změny vzhledu jejího spektra prozradily, že je složena hned ze tří hvězd!

Ilustrační foto...
Obr.: Kliknutím na obrázek tabulku zvětšíte!

Hvězda μ Cephei zaujme nápadným odstínem patrným již v triedru, díky kterému dostala jméno Granátová hvězda. Stálice má sice nízkou povrchovou teplotu, ale ohromující průměr. Kdyby její střed ležel na místě Slunce, sahal by okraj řídké atmosféry až někam k Saturnu. To z μ Cephei dělá jednu z největších a nejzářivějších známých hvězd. Její hmotnost se odhaduje na dvacet Sluncí, září jako čtyři sta tisíc Sluncí a zcela jistě exploduje v podobě supernovy. Kousek od Granátové hvězdy leží mírně nažloutlá δ Cephei, změny její jasnosti v rozmezí od 3,5 do 4,3 magnitudy jsou přitom patrné i bez dalekohledu. Navíc je pohlednou dvojhvězdou, která se bez problémů sleduje už v triedru 10x50 – doprovází ji pětkrát slabší průvodce se světle modrým odstínem. Systém δ Cephei sledujeme ze vzdálenosti 300 světelných roků, průvodce se nachází pětinu světelného roku daleko, takže na jeho obloze δ Cephei září stejně jasně jako Venuše na pozemské. Změny proměnné hvězdy zde ale nemá kdo sledovat, obě stálice jsou totiž natolik mladé, že zde dosud nemohl vzniknout inteligentní život.

Pokud vám předcházející soupis nestačil, mohou vás inspirovat i další publikace pro zkušenější kosmoplavce. Inspirovat vás může například tento přehled:

  • Návod na použití vesmíru najdete na internetových stránkách http://navod.hvezdarna.cz. Představuje rozsáhlého průvodce po nejnápadnějších objektech noční oblohy, jehož součástí jsou nejrůznější on-line předpovědi, typy na pozorovací aktivity a další materiály.
  • Prohlídka Měsíce Pavel Gazdyl, Aldebaran, 2002) je originální CD věnované našemu vesmírnému sousedovi. Publikaci doprovází rozsáhlé a prostřednictvím „Měsíčního deníku“ neustále doplňované www stránky na adrese http://mesic.astronomie.cz.
  • Měsíc (Pavel Gabzdyl, Aventinum, 2006) je v současnosti bezesporu nejrozsáhlejší novodobou publikací věnovanou našemu vesmírnému sousedovi, navíc jej zdobí celá řada krásných fotografií.
  • Astronomický atlas hvězdné oblohy (Erich Karkoschka, Blesk, 1995, připravuje se nové vydání v nakladatelství CP Books, a.s.) je příruční atlas formátu A5, který se hodí jak pro pozorování bez dalekohledu, tak pře¬devším pro obhlížení nebe prostřednictvím triedru či jiného menšího přístroje.
  • Astro 2001 (Zdeněk Pokorný, Jiří Grygar) je dvoudílný CD ROM, z nichž první je spíše souborem zajímavých fo¬tografií, druhý kvalitní učebnici astronomie pro všechny začínající pozorovatele. Původně jej vydala firma D-data v roce 1996, od té doby vzniklo několik dalších mutací.
  • 100+1 záludných otázek z astronomie (Zdeněk Pokorný, Zdeněk Mikulášek, Aventinum, 2003) představuje vynikající přehled určený nejen začínajícím hvězdářům. V knize najdete odpo¬vědi na často kladené otázky související s pozorováním vesmíru.
  • Zlaté století astronomie (Zdeněk Pokorný, Aventinum, 2007) shrnuje nejzajímavější astronomické objevy 20. století. Je tak zajímavou a netradiční učebnicí pro všechny astronomy-amatéry.
  • Amatérská prohlídka oblohy (http://www.astronomie.cz) je česká organizace sdružující pozorovatele denní a noční oblohy. Vydává zajímavý zpravodaj a informuje o aktuálním dění na nebesích. Podobný servis poskytují i Instantní astronomické noviny (www.ian.cz) již řadu roků informující o dění v celém přilehlém vesmíru. Nejlepší český zpravodaj tohoto druhu.
  • Měsíc dalekohledem (Antonín Rükl, Aventinum, 2006) představuje kvalitní kartografické dílo o Měsíci s laminovanými listy a kroužkovou vazbou. Tentýž autor vydal detailní Atlas Měsíce (Aventinum, 2004) a užitečnou nástěnnou mapu (Hvězdárna a planetárium hl. m. Prahy, 2004).
  • Atlas Coeli (Antonín Bečvář, Nakladatelství ČSAV, 1956) je sice starý již půl století, dodnes je ale právem považován za nejlepší tištěný atlas na světě. Můžete jej koupit na inzerát či v antikvariátu, pro pozorování si ale vystačíte s jeho zmenšenou a vý¬razně praktičtější xerokopii formátu A3. Na závadu určitě není ani poněkud „archaické“ ekvinokcium J1950.0 – při pozorování běžnými astronomickými dalekohledy na něm nijak nesejde. Podstatné je, že až na výjimky jsou všechny objekty vzdáleného vesmíru vyznačené v Atlase Coeli (čti atlas céli) viditelné v dalekohledu o průměru objektivu 10 centimetrů.
  • Zatímco Atlas Coeli obsahuje hvězdy do 7 magnitud, ve velmi podobném Sky Atlas 2000.0 najdete stálice slabé až 8 magnitud a v Uranometrii 2000.0 dokonce slabé více než 9 magnitud. Obě díla jsou v různých podobách k dostání především v amerických knihkupectvích (vč. internteových).
  • Albiero (http://albiero.astronomy.cz/) je český astronomický atlas pro zkušené pozorovatele, ideální pro přípravu hledacích mapek nejrůznějších astronomických objektů. Volně ke stažení, navíc do češtiny lokalizovaný je program Skycharts(http://www.stargazing.net/astropc), obsa¬hující databázi několika milionů hvězd a dalších objektů vzdáleného vesmíru. Alternativou může být opět program CNebulaX (http://www.uv.es/jrtorres/CNebulaX.htm) nebo Cartes du Ciel (http://www.astrosurf.com/astropc/cartes/).
  • Klasický atlas ale nemusíte jenom kupovat, můžete si jej stáhnou z Internetu. Například the Mag-7 Star Atlas (http://www.siaris.net/astro/atlas) obsahuje hvězdy jasnější 7,25 mag, vč. šesti stovek objektů vzdáleného vesmíru. Je tak vhodný pro všechny menší astronomické dalekohledy, vč. triedrů. Ke stažení je i Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, event. další podobná díla. Stránky takového atlasu si stáhněte a vytisknete ve formátu A3 – pokud zvolíte listy formátu A4, budou hvězdy příliš nahloučeny u sebe a atlas se stane velmi nepřehledným.

Úkoly pro vás:

1. V průběhu kalendářního roku všemi dostupnými dalekohledy prohlédněte objekty uvedené v předcházejícím soupisu. Alespoň v pěti případech se je také pokuste nakreslit.

2. Vezměte nepoškrábané CD, nejlépe hudební se stříbrným povrchem, a večer se postavte deset metrů od osamocené pouliční lampy. Disk nastavte tak, abyste v něm viděli obraz lampy, poté jej pomalu naklánějte směrem k sobě, až se obraz bílého světla dostane za horní okraj. V té chvíli se v dolní polovině objeví řada barevných oblouků – spektrum lampy. Na rozdíl od žárovek, které svítí ve všech oborech viditelného světla, nebude spektrum výbojky spojité, nýbrž v některých barevných odstínech výrazně nápadnější. V jiných méně a některé barvy budou dokonce chybět úplně. To proto, že výbojky nezáří na všech vlnových délkách, nýbrž pouze v tzv. emisních čarách. Obzvlášť názorný je pohled na neonové nápisy. Alespoň jedno takové spektrum zkuste vyfotografovat digitálním fotoaparátem a nebo v nouzi nakreslit barevnýma pastelkami.


Pokračování příště...



Návod na použití vesmíru najdete na internetové adrese http://navod.hvezdarna.cz. Jeho kompletní podobu si také můžete stáhnout ve formátu doc (0,6 MB) .

Jiří Dušek

| Zdroj: http://navod.hvezdarna.cz IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Nejbližší otevřená hvězdokupa
Ilustrační foto...
Nedělní americké ráno s Plutem
Ilustrační foto...
Jupiterův srpek na rozloučenou
Ilustrační foto...
Geologická historie Marsu
Ilustrační foto...
New Horizons u Jupiteru II - přípravy
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691