header image

 
 

Súhvezdie Veľká medvedica

Ukážka súhvezdia, druhej kapitoly z knihy Súhvezdia od Andromédy po Žirafu

Slovníček

Ursa Maior, genitív Ursae Maioris, skratka UMa

Podľa gréckej povesti bola Veľká medvedica pôvodne arkadská princezná Kallisto, dcéra kráľa Lykaóna. Bola známa svojou krásou, až vzbudila žiarlivosť Héry, manželky najvyššieho boha Dia. Zeus splodil s Kallisto syna Arkada. Rozhnevaná Héra preto premenila Kallisto na medvedicu a vyhnala ju do lesov. Márne Kallisto prosila, aby jej Héra ponechala ľudskú podobu. Bohyňa bola neoblomná. A tak bývalá princezná blúdila po lesoch a bála sa divej zveri, lebo si neuvedomovala, že je tiež zviera. Potom spoznala aj strach z lovcov a ich psov. Či už náhodou alebo kvôli Hériným intrigám raz medzi poľovníkmi, ktorí ju prenasledovali, uvidela svojho syna Arkada. Priblížila sa k nemu a chcela ho objať. Arkas ale namieril na matku kopiju. V poslednom okamihu zasiahol Zeus, a aby zabránil matkovražde, premenil aj syna na zviera – na malého medveďa. Pretože ich však mal oboch rád, umiestnil ich na oblohu ako Veľkú medvedicu a jej syna Malého medveďa.

Podľa inej verzie Zeus zasiahnuť nestihol a Arkas svoju matku usmrtil, no to na ich neskoršom umiestnení na nebi nič nezmenilo. Héra, nepríčetná hnevom, že jej sokyňa bola odmenená miestom na oblohe, požiadala boha morí, aby obom medveďom odmietol právo na odpočinok v mori, ktorý si doprajú iné súhvezdia. A preto musia oba medvede navždy krúžiť okolo pólu. V čase vzniku tejto legendy totiž polárnou hviezdou nebola Polárka, ale Thuban v Drakovi. Oba medvede krúžili na opačných stranách pólu zhruba v rovnakej vzdialenosti. Dnes však už Veľká medvedica v zemepisných šírkach južného Grécka nie je celá cirkumpolárna.

Veľká medvedica je najväčšie súhvezdie severnej oblohy, presnejšie najväčšie súhvezdie ležiace celé na severnej oblohe. Jej výraznou časťou je asterizmus Veľký voz, laikmi často považovaný za súhvezdie, ktorý však predstavuje len časť Veľkej Medvedice. Najznámejšie súhvezdie oblohy teda v skutočnosti vôbec nie je súhvezdím! Tvar voza vytvára sedem najjasnejších hviezd v zadnej časti medvedice. Oje voza je chvostom medvedice.

Arabi vo Veľkom voze videli karavánu tiav, alebo truhlu, za ktorou kráčajú tri plačky. Francúzi si v ňom predstavovali panvu, pre Angličanov bol pluhom, a pre obyvateľov Strednej Ameriky, Mayov, zase jednonohým mužom – Hunrakanom, od čoho je odvodený názov hurikán, pretože v dobe, keď je toto súhvezdie v Karibiku nad obzorom, v tejto oblasti často zúria silné búrky. Číňania si na tomto mieste oblohy predstavovali večného byrokrata, ktorý obieha severný pól a za ním behajú so svojimi žiadosťami neúnavní žiadatelia. Rimania v jeho siedmich hviezdach videli voly, ktoré ťahajú okolo pólu grepeľ, starodávny pohonný mechanizmus. Starým Slovanom pripomínal krčah. Národy v Mezopotámii, v severnej Ázii, Féničania, Peržania a Gréci si v tomto súhvezdí predstavovali medveďa. Je zvláštne, že aj severoamerickí Indiáni prisudzujú tomuto zoskupeniu hviezd podobu medveďa. Je to zhoda okolností, alebo si pomenovanie so sebou Indiáni priniesli, keď sa sťahovali z Ázie do Ameriky cez Beringovu úžinu? Odpoveď nepoznáme. V modernej americkej terminológii sa Veľký voz nazýva Veľká naberačka (Great Dipper alebo Big Dipper).

Hviezdy a objekty

Označenie hviezd Veľkého voza predstavuje jednu z výnimiek, keď neboli grécke písmená zavedené podľa jasnosti hviezd, ale v tomto prípade boli v rámci asterizmu Veľký voz pomenované zo západu na východ. α sa nazýva Dubhe, z arabčiny Thahr al Dubb al Akbar – „chrbát väčšieho medveďa“. Meno vystihuje jej polohu v obrazci medvedice. Občas sa zjednodušene prekladá ako „medveď“. Ďalšie bývalé arabské pomenovania sú Kratu – „mudrc“, či Ak – „oko“. V Číne ju nazývali Thien Choo – „nebeská os“. Nie je to celkom najjasnejšia hviezda súhvezdia, máličko ju presahuje Alioth (ε UMa). Dubhe vo Veľkom voze predstavuje zadné, najzápadnejšie koleso.

Táto hviezda je obor s povrchovou teplotou 4 500 K. Dosahuje 30-násobok priemeru Slnka a je podľa rozličných zdrojov 150 – 300-krát jasnejší než Slnko. Aj voľným okom vidno jeho oranžovú farbu, no nie je taká výrazná ako u jasnejších hviezd. Je to vizuálna dvojhviezda. Vo vzdialenosti 0,6″ (reálne 20 – 23 AU) má horúcejšieho, menej hmotného sprievodcu jasnosti 4,8 mag., s ktorým sa obehnú raz za 44 rokov.

Merak (β UMa), piata najjasnejšia hviezda voza, je žiarivobiely, pretože má povrch rozpálený na 9 000 K. Jeho biela farba vynikne pri hviezde Dubhe. Názov Merak vznikol z arabského „Al Marakk“, čo značí „bok“, „slabiny“ alebo „bedro“ (medveďa). Je asi 60-krát jasnejší a približne 3-krát hmotnejší ako Slnko. Skúmaním jeho infračerveného žiarenia sa zistilo, že je obklopený diskom prachu. Teplota častíc disku sa pohybuje v stovkách kelvinov. Nevieme však, či sa v disku utvorili aj nejaké planéty. Dubhe spolu s hviezdou Merak ukazujú smer k Polárke. Preto sa nazývajú aj Ukazovatelia. Ak nanesieme ich vzdialenosť päťkrát v smere ich spojnice, nájdeme Polárku.

γ  Ursae Maioris sa nazýva Phecda alebo Phacd či Phad. Niekedy sa stretneme s poslovenčením mena na Phekda. Pochádza z arabského výrazu „al Falidh“, čo znamená „stehno“. Názov sa opäť vzťahuje na jej polohu v obrazci Veľkej medvedice. Ide o bielu hviezdu hlavnej postupnosti s teplotou 9 500 K a svietivosťou 64-násobku svietivosti Slnka. Rotuje 84-krát rýchlejšie ako naše Slnko. Jej spektrum naznačuje sprievodnú hviezdu, ale nič iné podvojnosti tohto systému nenasvedčuje. Na rozdiel od Meraku pri Phecde neboli objavené žiadne známky prachového disku. Pri pohľade z Phecdy by Merak vyzeral ako Sírius na našej oblohe.

δ UMa, Megrez (z arab. Al Maghrez, „koreň chvosta“), je najslabšia hviezda obrazca Veľkého voza. Najslabšia by sa javila aj v prípade, že by sme všetky hviezdy Veľkého voza uložili do rovnakej vzdialenosti. Jej svietivosť totiž predstavuje „len“ 23-násobok svietivosti Slnka a hmotnosť dve Slnká. Má povrchovú teplotu 8 630 K. Ani u nej sa nenašiel žiadny prachový disk. Je rovnakého spektrálneho typu ako Denebola zo súhvezdia Leva, má však o 60 % vyššiu žiarivosť, pretože je staršia než Denebola. Vek Megrezu sa odhaduje na 50 miliónov rokov.

ε Ursae Maioris je známa ako Alioth, čo vzniklo pravdepodobne z výrazu „Alyat“, ktorý v preklade značí hrubý chvost východnej ovce, alebo z arabského výrazu „Al Hawar“ – „biele oko“. S významom „chvost“, ktorý opäť poukazuje na polohu hviezdy v obrazci medvedice, sa však stretávame častejšie. Je o polovicu hmotnejšia než Megrez, ale je štyrikrát taká svietivá. Alioth je 108-krát svietivejšia, približne štyrikrát väčšia a trikrát ťažšia ako Slnko. Zaraďuje sa medzi krátkoperiodické premenné hviezdy typu α2 Canum Venaticorum (Cor Caroli). Zmeny v jej jasnosti v perióde 5,1 dňa sú spôsobené magnetickým poľom. Kolísanie jasnosti (od 1,68 do 1,71 mag.) je však príliš slabé na to, aby sa dalo zachytiť voľným okom. Zároveň je to aj spektroskopická dvojhviezda. Jej zložky sa vzájomne obehnú raz za 4,15 roka. Z blízkeho Megerzu by Alioth vyzeral byť taký jasný ako Venuša na našom nebi.

Stredná hviezda v oji Veľkého voza (ζ UMa) sa nazýva Mizar. Pôvodný názov je Mirak, možno dokonca Merak. Dnešný názov dal hviezde Joseph Justus Scaliger, francúzsky humanista žijúci v rokoch 1540 – 1609. Je to azda najznámejšia viacnásobná hviezda. Neďaleko od nej leží slabšia hviezda Alcor. Rozlíšiť tieto dve hviezdy od seba je oddávna skúškou dobrého zraku. Už perzský astronóm al-Kazwíní z 13. storočia sa zmienil o tom, že ľudia si na tejto dvojici skúšali ostrosť svojho zraku, hoci za jasného počasia sú obe zložky ľahko rozlíšiteľné. V antických dobách bola táto dvojica známa ako kôň a jazdec.

Mizar a Alcor sú od seba vzdialení 12′, presnejšie 11,8′. Jasnejší Mizar má magnitúdu 2,2, slabší Alcor nachádzajúci sa v obrazci voza nad ním, posunutý trochu smerom k Alkaidu, má 4,0 mag. Napriek tomu, že ide o jednu z najznámejších dvojíc, dodnes panujú spory, či predstavujú fyzickú alebo zdanlivú dvojhviezdu. Dnešné názory sa prikláňajú k iba optickej dvojhviezde. Mizar leží podľa rozličných zdrojov 78 až 81 svetelných rokov od Zeme a Alcor by mohol byž až o 20 ly ďalej než Mizar. Chyby v meraní sú však natoľko veľké, že dovoľujú, aby Mizar bol od nás nielen rovnako ďaleko, ale dokonca aj ďalej než Alcor. Iné zdroje uvádzajú hodnotu ich vzájomnej vzdialenosti buď 15 000 AU, čo je menej ako jedna štvrtina svetelného roka, alebo o málo viac než štvrtinu svetelného roka. Taká by bola v prípade, že by obe zložky ležali rovnako ďaleko od Zeme, a vyplýva z ich uhlového odstupu. Ak je tento údaj pravdivý, medzi oboma hviezdami už existuje previazanosť a dvojica je teda predsa len fyzická. V tom prípade však ich vzájomná obežná doba presahuje hodnotu 750 000 rokov. Pravda zrejme leží kdesi uprostred – medzi Mizarom a Alcorom síce musí v priestore panovať značný odstup, ale patria do tej istej pohybovej hviezdokopy a gravitačné puto, čo aj slabšie, medzi nimi určite existuje.

Samotný Mizar je viacnásobná hviezda. Bol vôbec prvou hviezdou, ktorú ďalekohľad rozložil na dve zložky. Stalo sa to v roku 1650, keď ho pozoroval taliansky hvezdár Giovanni Battista Riccioli. Údajne ho síce predbehol už Galileo Galilei v roku 1617, ale väčšinou sa tento objav pripisuje Ricollimu. Zložky Mizar A a Mizar B (ζA a ζ B) sú od seba vzdialené 14,3″ – 14,8″, čo je v skutočnosti najmenej 500 AU. Rozoznáme ich už vo väčšom triédri. Jedna zložka je modrobiela, druhá zelenkastá. Jasnejšia zložka Mizar A s magnitúdou uvádzanou 2,2 – 2,3 má dvakrát väčší priemer a trikrát väčšiu hmotnosť ako Slnko. Jej žiarivosť je 63-krát väčšia ako žiarivosť Slnka a povrchová teplota dosahuje približne 9 600 K. Slabšia zložka Mizar B má magnitúdu 3,9 – 4,0. Táto dvojica je pravdepodobne fyzická, pretože jej zložky majú rovnakú vzdialenosť od Zeme. V zornom poli ďalekohľadu, približne v polovici spojnice Mizara B a Alcora, sa dá vidieť ešte jedna hviezdička magnitúdy 7,6. Dostala názov Sidus Ludoviacana a v 18. storočí sa nemecký profesor matematiky Liebknecht domnieval, že ide o planétu. Jeho súčasníci ho za tento názor ostro kritizovali.

V roku 1889 E. C. Pickering zistil, že spektrálne čiary Mizaru A sa z času na čas zdvojujú, z čoho usúdil, že táto zložka je opäť dvojhviezda – spektroskopická. Obežná doba jej členov je 20,5 dňa a oba sú typu A2. V roku 1908 pozorovania ukázali, že i slabšia zložka, Mizar B, je spektroskopická dvojhviezda s obežnou dobou okolo 182,3 dní (podľa iného zdroja až 361,2 dňa). Jej členy majú tiež oba rovnaký spektrálny typ a to buď A5 alebo A7. Napokon sa zistilo, že podvojný je aj Alcor, aj keď obežná doba jeho zložiek zostáva nejasná. Ide teda až o šesťnásobnú hviezdu. Niektoré merania naznačujú dokonca prítomnosť siedmej zložky, ktorá by mala obiehať Mizar B, zatiaľ sa však jej existencia nepotvrdila. Hlavná zložka Alcoru má hmotnosť 1,8 Sĺnk, kým sprievodca iba štvrtinu Slnka. Ich minimálna vzdialenosť musí byť 25 AU.

η UMa s arabským menom Alkaid („vodca“) alebo Benatnash (z arab. Ka′id Banat al Na′ash, „plačka“, „dcéra“, či „guvernér smútiacich dcér“, pozri arabskú legendu) sa nachádza na konci chvosta medveďa či oja voza. Je to tretia najjasnejšia hviezda obrazca Veľkého voza. S povrchovou teplotou udávanou rôznymi zdrojmi medzi 16 800 – 20 000 K je to jedna z najhorúcejších hviezd viditeľných voľným okom. Keby bola Alkaid stredom našej Slnečnej sústavy, život by bol možný až v 25-krát väčšej vzdialenosti, než sa Zem nachádza od Slnka, čiže skoro na orbite poslednej planéty Slnečnej sústavy – Neptúna. Jej svietivosť, 580 Sĺnk, je zo všetkých hviezd Veľkého voza bezkonkurenčne najvyššia. Mala by mať priemer okolo troch priemerov Slnka a hmotnosť 5 Sĺnk. Rotuje neobyčajne rýchlo – jedna otáčka jej trvá iba 21 hodín.

Veľký voz predstavuje jednu zo zriedkavých výnimiek, kedy hviezdy obrazca na oblohe spolu fyzicky súvisia a nachádzajú sa naozaj blízko seba, nielen sa premietajú do vzájomnej blízkosti. Prezradil to o nich ich vlastný pohyb. Päť z nich – β, g, δ, ε a ζ UMa – aj Alcor – sú od nás v podobnej vzdialenosti (od 74 do 80 ly), pohybujú sa po oblohe rovnako rýchlo a rovnakým smerom. Za rok prekonajú na oblohe vzdialenosť 0,11 oblúkovej sekundy. Vzhľadom na Slnko ide o rýchlosť asi 15 km/s a smerujú do bodu ležiaceho približne na rozhraní Strelca a Kozorožca. Výnimkou sú len hviezdy α Dubhe a ηAlkaid. Tieto sa pohybujú obrátene. Tvar Veľkého voza sa teda pomaly mení. Zmena však bude viditeľná až po niekoľkých desaťtisícročiach. Tie hviezdy, ktoré sa pohybujú rovnakým smerom, tvoria pohybovú hviezdokopu označovanú ako Collinder 285 alebo neformálne „medvedí prúd“. Jej súčasťou je aj niekoľko ďalších slabších hviezd Veľkej medvedice, napríklad 37 UMa a 78 UMa. Túto hviezdokopu objavil už v roku 1869 Richard A. Proctor. Okrem hviezd Veľkej medvedice do hviezdokopy Collinder 285 patrí ešte niekoľko hviezd z okolitých súhvezdí, napríklad aj Menkalinan z Povozníka, Ras Alhague z Hadonosa, Gemma zo Severnej koruny alebo Sírius z Veľkého psa. Jej dnešné členy sú už iba pozostatkom pôvodne oveľa väčšej hviezdokopy obsahujúcej asi stovku hviezd. Napríklad Sírius sa pod vplyvom gravitácie iných hviezd či medzihviezdnej hmoty tak vzdialil od stredu kopy, že niektorí ho spolu s ďalšími odpadlíkmi už za člena Collinder 285 nepovažujú. Spoločnou vlastnosťou členov kopy nie je iba podobný pohyb, ale aj podobný spektrálny typ – väčšinou A – a ich vek. Slnko so svojimi planétami tiež leží vo vnútri tohto prúdu, ale nezúčastňuje sa jeho pohybu.

Aj niektoré hviezdy mimo asterizmu Veľký voz sú pomenované. Napríklad hviezdy v predných labách medvedice majú názov Talitha. Názov pochádza z arabského al-qafza al-talita, „tretí skok gazely“. Talitha Borealis (ι UMa), čiže severná, je trojhviezda. Hlavnú zložku, bielu hviezdu viditeľnú voľným okom, obieha vo vzdialenosti 132 – 165 AU dvojhviezda. Tá je zložená z červených trpaslíkov 4,0 a 11,7 magnitúdy, pričom jej výsledná jasnosť je 10,8 magnitúd. Na oblohe dosahuje uhlová vzdialenosť medzi hlavnou zložkou a sprievodnou dvojhviezdou štyri oblúkové sekundy. Obeh dvojhviezdy okolo hlavnej zložky trvá 818 rokov. Jeden obeh zložiek dvojhviezdy okolo spoločného ťažiska trvá 39 – 40 rokov a ich rozstup je 10,22 AU. Hmotnejšia zložka typu M1 je v ohnisku obežnej dráhy menšej zložky. Dominantná zložka tohto trojhviezdneho systému je podľa spektra podobor s teplotou 8 165 K, 9-krát svietivejší ako naše Slnko.

Bodeho galaxia (M 81) a Cigareta (M 82)

Hviezdy zadných nôh sa zase nazývajú Tania, čo pochádza z arabského al-qafza al-tanija, v preklade „druhý skok gazely“. Tania Australis (južná), μ UMa, ktorá je od nás dvakrát ďalej ako Tania Borealis, tvorí spektroskopickú dvojhviezdu. Obežná doba jej zložiek je 230 dní. Hlavná zložka je červený obor, ktorého povrch s teplotou 3 950 K vyžiari 850-krát viac žiarenia ako povrch Slnka. Jej nerozlíšiteľný sprievodca ju obieha v rozstupe najmenej 1,5 AU.

Názov ο UMa, Muscida, zase pochádza z latinčiny a znamená ňufák. Muscida má trochu nižšiu teplotu než Slnko, ale je to obrovská hviezda s jasnosťou 140 Sĺnk a priemerom 15 Sĺnk. Hmotnosť sa odhaduje na 3 hmotnosti Slnka a vek na 360 miliónov rokov. Je to bližšie neklasifikovaná premenná hviezda s periódou zmien jasnosti za približne jeden rok medzi 3,3 a 3,8 mag. Má aj spoločníka, červeného trpaslíka 15. magnitúdy, vzdialeného od hlavnej zložky najmenej 400 AU (čo je desaťkrát viac ako vzdialenosť Pluta od Slnka). Jeden obeh hlavnej zložky mu pri takejto diaľke musí trvať najmenej 4 100 rokov a preto na nebeskej sfére zatiaľ nebol pozorovaný vzájomný posuv týchto dvoch zložiek voči sebe.

Dvojhviezdy sú aj obe hviezdy s menom Alula, ktoré vzniklo skrátením arabského výrazu pre prvý skok gazely. χ UMa, alebo Alula Australis, ktorej svetlo k nám putuje 25 rokov, je tvorená dvoma zložkami magnitúdy 4,4 a 4,9 (iný zdroj udáva hodnoty 4,3 a 4,8). Hviezdy majú vzájomnú obežnú dobu 59,74 roka, čo je na ďalekohľadom rozlíšiteľnú dvojicu rýchly obeh, a od seba sú vzdialené asi 3 miliardy kilometrov (20,17 AU). Ich odstup sa od roku 1992, keď dosiahol minimum – 0,8 oblúkovej sekundy – opäť zväčšil. V roku 2000 predstavoval 1,8″ a bol teda rozlíšiteľný 7 – 8-centimetrovým objektívom. V roku 2010 však dosahoval už len 1,6″. Obe hviezdy sú zlatožltej farby, preto sa občas nazývajú aj „nebeské diamanty“. Je to jedna z prvých dvojhviezd, u ktorých bola dokázaná ich fyzická súvislosť. Každá zo zložiek je tiež spektroskopická dvojhviezda. Jasnejší pár sa vzájomne obehne za 669 dní, slabší pár má periódu obehu iba 4 dni.

Alula Borealisν UMa, je dvojhviezda s hlavnou zložkou jasnosti 3,71 mag. a sprievodcom 10,1 magnitúdy v uhlovej vzdialenosti 7,2″. Sprievodca patrí k typu G1 a pravdepodobne k hlavnej zložke fyzicky patrí, no jeho obežná doba okolo hlavnej zložky je veľmi dlhá, rádovo tisícky rokov. Pretože je oveľa slabší než hlavná zložka, táto dvojhviezda sa nedá ľahko rozlíšiť.

Za pozornosť stojí aj 47 Ursae Maioris. Táto slabá žltá hviezda jasnosti 5,1 mag. je od nás vzdialená asi 45,9 svetelného roka. Jej hmotnosť, povrchová teplota aj rotačná perióda sú veľmi podobné Slnku. Stala sa známou ako tretia hviezda vôbec, pri ktorej bola objavená planéta. Objavili ju Geoffrey W. Marcy a Paul Butler v roku 1996. Planéta, ktorú pre veľkú vzdialenosť od Zeme nemožno priamo pozorovať, obehne svoju hviezdu za 2,96 roka vo vzdialenosti asi 316 miliónov kilometrov. V Slnečnej sústave by teda obiehala medzi Marsom a Jupiterom. Jej obežná dráha je takmer kruhová s excentricitou iba 0,096. Táto planéta má 890 hmotností Zeme, čo sú presne 2,4 hmotnosti Jupitera. Vek materskej hviezdy sa odhaduje na 7 miliárd rokov.

W Ursae Maioris je tesná zákrytová dvojhviezda. Jej zložky sú pri sebe tak blízko, že ich vzájomná príťažlivosť výrazne zdeformovala. Ich obežná doba je veľmi krátka, iba niekoľko hodín. W UMa je prototypom zákrytových premenných dvojhviezd, ktorých obidve minimá jasností sú rovnaké.

TX UMa je zákrytová premenná hviezda so zložkami spektrálnych typov B8 a G0. Nachádza sa na súradniciach α = 10h 45′ 21″, δ = +45° 34′ 0″, v maxime dosahuje 7,06 magnitúd, v minime 8,8 mag. Perióda zmien jasnosti je 3 dni.

Ďalšou premennou hviezdou je UX Ursae Maioris, ktorá predstavuje prototyp zvláštnej, málo známej skupiny novám podobných premenných hviezd nazývaných podľa nej.

R UMa na súradniciach AR = 10h 41′ 08″, DEC = +69° 02′ 18″ je dlhoperiodická premenná typu Mira Ceti s rozsahom magnitúd 6,5-6,7 – 13,4-13,7 a periódou necelých 302 dní. Jej svetlo letí na Zem približne 1 000 rokov.

S nepatrne menším rozsahom magnitúd patrí medzi dlhoperiodické premenné aj T UMa (AR = 12h 34′ 07″, DEC = +59° 45′ 42″). Jej magnitúda sa v priebehu 256,6 dní zmení od 6,6 po 13,5. A napokon je tu taktiež dlhoperiodická S UMa (AR = 12h 41′ 46″, DEC = +61° 22′ 00″). Jej jasnosť kolíše od 7,1 po 12,7 v priebehu takmer 226-dennej periódy.

Nenápadná hviezdička 7,5 magnitúdy označená ako Lalande 21185 je najjasnejším červeným trpaslíkom severnej hviezdnej oblohy a zároveň je to náš piaty najbližší hviezdny systém. Jeho vzdialenosť od Slnka dosiahla iba 8,31 svetelného roka, čo je o niečo menej než vzdialenosť najjasnejšej hviezdy nočnej oblohy – Síria. Dá sa pozorovať už triédrom a nachádza sa v zadnej nohe Veľkej medvedice. Svietivosť má 800-krát menšiu než Slnko. Jeho hmotnosť predstavuje iba 46 % hmotnosti Slnka a jeho priemer 46 % slnečného priemeru. Pohybuje sa kolmo na galaktickú rovinu rýchlosťou 47 km/s. Pri svojom pohybe sa k Slnečnej sústave približuje a najbližšie k nám bude o 20 00 rokov – iba asi 4,6 svetelného roka.

V roku 1996 oznámil tím Georgea Gatewooda objav extrasolárnej planéty sprevádzajúcej túto hviezdu. Planéta má asi 90 % hmotnosti Jupitera a obieha zhruba v dvojnásobnej vzdialenosti ako Zem okolo Slnka. Druhá pravdepodobná planéta má asi 1,6 hmotností Jupitera a obieha vo vzdialenosti 11 AU s periódou 30 rokov. Je možné, že v tejto sústave sa ukrýva ešte tretia planéta veľkosťou podobná Jupiteru. V septembri 2002 prišla v súvislosti so systémom Lalande 21185 ďalšia zaujímavá správa. Pomocou 32-metrového rádioteleskopu bolo detegované mikrovlnné žiarenie, ktoré môžu generovať molekuly vody. Je preto možné, že minimálne na jednej jej planéte sa voda skutočne nachádza.

Súhvezdie obsahuje osem objektov Messierovho katalógu a viac než 150 objektov NGC katalógu. Na východ od Meraka, bližšie k stredu súhvezdia, nájdeme veľkú planetárnu Soviu hmlovinu M 97 (NGC 3587, obr. vľavo) zvanú tiež jednoducho Sova. Pomenovanie dostala vďaka svojmu okrúhlemu tvaru s dvoma tmavšími škvrnami, akoby očami sovy, ktoré sú ale rozoznateľné až 20-centimetrovým ďalekohľadom. Jej uhlová veľkosť je 194″ (3,4 uhlovej minúty), vyše trojnásobok zdanlivého priemeru Jupitera. Zaberá priestor s priemerom 2 svetelné roky, je teda približne 2 000-krát väčšia ako planetárna časť Slnečnej sústavy. Podľa iného zdroja je priemer hmloviny až 7,3 ly a hmotnosť dve hmotnosti Slnka. Jej centrálna hviezda ležiaca medzi „očami“ má jasnosť nanajvýš 14 mag., podľa iného zdroja je dokonca hlboko pod 15. magnitúdou a dá sa pozorovať až ďalekohľadom s priemerom objektívu 30 cm. Jej povrchová teplota však dosahuje 55 000 K. Hmlovina celkove patrí medzi jeden z najslabších objektov Messierovho katalógu. Je na hraniciach možností ďalekohľadu s priemerom objektívu 6 cm, iný zdroj udáva, že rozlíšiť jej zelenomodrý disk dokáže až ďalekohľad s priemerom objektívu okolo 7,5 cm, podľa ďalšieho je to možné až 10-centimetrovým ďalekohľadom. Sovia hmlovina má aj svojho vizuálneho „dvojníka“, takzvanú Južnú Soviu hmlovinu v súhvezdí Hydry.

Špirálovú Galaxiu Veterník M 101 (NGC 5457, obr. vľavo) pozorujeme takmer kolmo na rovinu jej disku, čiže čelne. S priemerom 170 000 ly je skoro dvakrát väčšia ako naša Galaxia, a patrí k najväčším známym špirálovým galaxiám. Aj preto je na oblohe uhlovo veľmi veľká, s priemerom 22 oblúkových minút. Bola to zároveň jedna z prvých „špirálových hmlovín“, ktoré pozoroval lord Rosse z Parsontownu Leviathanom, svojím veľkým ďalekohľadom 19. storočia. Veterník má nízku plošnú jasnosť, veľmi rozvinuté ramená a hmotnosť asi 180 miliárd hmotností Slnka. Systém sa na detailných snímkach javí trochu asymetrický, akoby sa jadro nachádzalo mimo centra galaxie. Predpokladá sa, že je to následok nerovnomerného rozloženia hmoty v disku. V tejto galaxii boli ako v prvej objavené hypernovy, v roku 2011 sa v jej špirálových ramenách zase objavila supernova. Napriek tomu, že explodovala v inej galaxii, ide o jednu z najbližších supernov pozorovaných v posledných desaťročiach.

Veterník leží vo východnej časti súhvezdia, takmer na rozhraní so súhvezdím Draka, blízko oja Veľkého voza. Pozorovať sa dá len ďalekohľadom s priemerom objektívu 8 a viac centimetrov. Skúsení pozorovatelia ju údajne dokážu zachytiť už aj 6-centimetrovým šošovkovým ďalekohľadom. Ako prvé vystupuje pri pozorovaní z tmy jej jasné jadro. 20-centimetrovým ďalekohľadom sa dá za vhodnej noci pozorovať severné špirálové rameno, tri uzly – emisné hmloviny, a tiež tri ďalšie blízke galaxie. Jedna z nich, NGC 5474, je jej satelitnou galaxiou. Ďalekohľady s väčšou svetelnosťou ukážu viac ramien a uzlov. Niekoľko oblastí vo Veterníku je natoľko jasných, že majú svoje vlastné NGC označenia, napr. NGC 5447.
Špirálová galaxia NGC 5474, satelit Veterníka, leží necelý stupeň juhojuhovýchodne od jej jadra. Táto plôška s veľkosťou asi 5 uhlových minút dosahuje zhruba 11. magnitúdu. Stredne veľkými amatérskymi ďalekohľadmi ju možno vidieť ako hmlistú škvrnku. V menších ďalekohľadoch je zreteľné iba jej jadro, vo väčších prístrojoch sa k nemu pridá slabá časť južnej strany galaxie. Jej skutočný priemer odhadujeme na zhruba 30 000 ly. Na snímkach vykazuje podivuhodnú asymetrickú štruktúru. Špirálové ramená sú nevýrazné a sústredené len na jednej strane jadra. Príčinou tohto neobvyklého tvaru je pravdepodobne blízke stretnutie s M 101 v astronomicky nedávnej minulosti. Silné slapové sily tejto obrej galaxie zdeformovali NGC 5474.

V najsevernejšej časti súhvezdia, na raz predĺženej spojnici hviezd Phekda a Dubhe, sa nachádza malá skupina galaxií. Najjasnejšia z nich je Bodeho galaxia M 81 (NGC 3031). Nazýva sa tak podľa svojho objaviteľa, berlínskeho hvezdára Johanna Elerta Bodeho, ktorý ju objavil 31. decembra roku 1774. Počas jasnej tmavej noci sa dá uvidieť i v malom ďalekohľade ako pozdĺžny fliačik svetla. Údajne je za ideálnych podmienok – ale to zrejme len s trochou fantázie – viditeľná aj voľným okom. Je to jedna z najjasnejších (magnitúda 6,9) a najlepšie viditeľných galaxií na oblohe. Hoci má menší priemer ako Veterník, je lepšie pozorovateľná, pretože je jasnejšia. Za dobrých pozorovacích podmienok sa dá objaviť ďalekohľadom s priemerom objektívu 5 cm alebo veľmi silným triédrom.

Veľkosťou (priemer 70 000 – 95 000 ly) sa podobá našej Galaxii. Je to typická špirálová galaxia (s priečkou) s ramenami plnými mladých, modrých hviezd, so žltým jadrom s nahustenými starými hviezdami a supermasívnou čiernou dierou s hmotnosťou viac než 70 miliónov slnečných hmotností v strede. Jej jadro obsahuje niekoľko silných röntgenových zdrojov. Meraním rýchlosti rotácie galaxie astronómovia zistili, že vonkajšie časti M 81 rotujú pomalšie ako u iných galaxií, čo naznačuje, že v tejto galaxii sa ukrýva málo tmavej hmoty. Tmavá hmota totiž rýchlosť rotácie galaxií zvyšuje. Na podrobných fotografických snímkach galaxie je tiež viditeľný slabý oblúk hmoty vychádzajúci zdanlivo z jej jadra. Má názov Arpova slučka. Spočiatku bola považovaná za materiál vytrhnutý z M 81 susednou galaxiou M 82. Nedávny výskum však ukázal, že slučka sa nachádza v popredí a je pravdepodobne súčasťou našej Galaxie. Snímky s dlhou expozíciou ukážu neďaleko Bodeho galaxie aj trpasličiu galaxiu Holmberg IX s veľkou ružovo sfarbenou hviezdotvornou oblasťou.

M 81 svojou gravitačnou príťažlivosťou zdeformovala aj blízku galaxiu M 82 (NGC 3034). Tá je známa aj ako Cigara či Cigareta, česky Doutník alebo Doutníková galaxie. Mohutný výtrysk z jadra M 82, ktorý poháňa hviezdny vietor veľkého množstva hviezd (galaktický supervietor), je miestom náhleho zrodu hviezd. Je to najbližšia galaxia k našej vlastnej Galaxii, v ktorej prebieha búrlivá tvorba hviezd. V priestore s priemerom len niekoľko tisíc svetelných rokov vznikajú súčasne celé hviezdokopy. Na základe týchto mladých modrých guľových hviezdokôp sa astronómovia snažia zistiť, kedy došlo k blízkemu stretu M 81 s M 82. Podľa jedného odhadu sa tak stalo pred približne 300 miliónmi rokov, iný zdroj uvádza stret galaxií len pred 50 – 100 miliónmi rokov.

Podľa ďalšieho zdroja však hviezdotvorbu mohla spustiť aj mohutná explózia v jadre M 82 pred 1,5 miliónmi rokov. Explózia uvoľnila energiu 1049 – 1051 J. Rýchlosť prúdov plynov vo výtrysku je podľa rozličných zdrojov 1 000 km/s až 2 700 km/s. Hmotnosť pohybujúcich sa plynov dosahuje asi 6 miliónov hmotností Slnka. Družica Fermi zaznamenala aj tok vysokoenergetického gama žiarenia z tejto hviezdotvornej oblasti. Toto žiarenie pravdepodobne vzniká zrážkami častíc energetického kozmického žiarenia s jadrami atómov relatívne hustého medzihviezdneho plynu, z ktorého sa rodia hviezdy. Časté výbuchy supernov a intenzívne magnetické polia vo hviezdotvorných oblastiach majú za následok, že M 82 prevyšuje v intenzite toku kozmického žiarenia našu Galaxiu asi 500-krát.

V infračervenom spektre v M 82 možno vidieť obrovské prachové útvary pripomínajúce dym z cigarety. Tieto mračná pravdepodobne vznikajú pri intenzívnej tvorbe hviezd. Ich vlákna a výbežky siahajú až 14 000 ly od jadra, podľa iného zdroja sa prachové a plynné štruktúry rozptyľované hviezdnymi vetrami ťahajú do vzdialenosti až stoviek tisíc svetelných rokov od galaktického jadra. Rýchlosť častíc v týchto hviezdnych vetroch dosahuje až 800 000 km/h.

Priemer galaxie je asi 40 000 ly. Odhadnúť počet jej hviezd sa zatiaľ nepodarilo. V infračervenom spektre je to jedna z najjasnejších galaxií na oblohe alebo dokonca až najjasnejšia. Vďačí za to žiareniu miliárd jasných hviezd. Zrážajúce sa mračná plynu žiaria dokonca až v röntgenovom spektre a galaxia je tiež silným rádiovým zdrojom. Rádiové vlny vyžaruje ionizovaný vodík sformovaný do obrovskej obálky plynu nad a pod jadrom, ktorý do týchto končín vyvrhlo v dlhých prúdoch silné žiarenie z centrálnych hviezdokôp.

Z nášho pohľadu má M 82 pozdĺžny tvar a v 20-centimetrovom ďalekohľade sa objaví priečny prachový pruh pretínajúci dlhšiu os. Obloha na dlani uvádza jej tvar ako nepravidelný. 60-centimetrový ďalekohľad ukáže aj druhý temný pás s piatimi zahusteniami. Vizuálne je táto galaxia slabšia ako M 81, so svojou magnitúdou 9 sa v ďalekohľadoch horšie rozoznáva. Od M 81 je M 82 vzdialená o málo viac než o dĺžku priemeru Mesiaca – 37′. V kozmickom priestore ich delí odhadom nanajvýš niekoľko stotisíc svetelných rokov. Na predchádzajúcej strane môžete vidieť galaxie M 81 (vľavo) a M 82 (vpravo). Ich dnešný vzhľad je následok ich neustáleho gravitačného pôsobenia. O niekoľko miliárd rokov splynú do jednej galaxie.

V 20-centimetrovom ďalekohľade môžeme v blízkosti M 82 pozorovať aj ďalších dvoch menších členov kopy: NGC 2976 a NGC 3077. NGC 3077 leží len trištvrte stupňa juhovýchodne od jadra M 82. M 82 vytvorila plynnú obálku, ktorá zahaľuje M 81 aj túto trpasličiu galaxiu. S magnitúdou okolo 10 je od M 81 oveľa slabšia. Zaberá na oblohe plôšku veľkosti 4,6 x 3,6 uhlovej minúty. Lokalizovať ju možno podľa blízkej hviezdy magnitúdy 7,9. Za veľmi dobrých pozorovacích podmienok sa jej náznak dá vidieť už menšími amatérskymi prístrojmi. V stredne veľkých ďalekohľadoch sa javí ako mierne eliptická hmlistá škvrnka s jasnejším stredom. Hoci NGC 3077 vyzerá na prvý pohľad ako eliptická galaxia, zaraďuje sa k nepravidelným galaxiám. Jej vzhľad hmlistej hviezdičky je tiež veľmi podobný trz. Seyfertovým galaxiám a istú dobu preto tiež figurovala na zozname týchto objektov. Až výskum jej spektra ukázal, že medzi Seyfertove galaxie nepatrí. NGC 3077 je od nás približne rovnako vzdialená ako M81 a M 82 a jej skutočný priemer dosahuje zhruba 15 000 svetelných rokov.

NGC 2976 (obr. vpravo) nájdeme 1,3 stupňa juhozápadne od M 81. Podobne ako neďaleká NGC 3077, aj ona sa dá zahliadnuť už amaterskými prístrojmi. Dosahuje magnitúdu asi 10,5 a rozkladá sa na plôške s veľkosťou zhruba 4,9 krát 2,5 uhlovej minúty. Vďaka uhlu, pod ktorým ju vidíme, sa javí byť eliptickejšia než NGC 3077. V stredne veľkých amatérskych ďalekohľadoch sa prezentuje ako nápadne eliptická hmlistá škvrnka bez stredového zjasnenia, čo je skôr rarita. V skutočnosti je to však špirálová galaxia – malá, trochu zvláštna, so zaujímavou vnútornou štruktúrou. Dosahuje len zhruba 1/5 veľkosti našej Galaxie, čo predstavuje asi 20 000 svetelných rokov. Jej špirálová štruktúra nepôsobí veľmi zreteľne. Na rozdiel od väčšiny iných špirálových galaxií, ktoré majú jasnejší stred, jas NGC 2976 je rozložený zhruba rovnomerne po celom povrchu. Jej jadro vyzerá ako hviezda. Na detailných snímkach astrofotografov vynikne množstvo prachových pásov.

Do zmienenej skupiny patrí i trpasličia galaxia IC 2574 s priemerom 50 000 ly, ktorá vykazuje znaky búrlivej hviezdotvorby. Galaxiu objavil v roku 1898 americký astronóm Edwin Coddington, preto je známa aj ako Coddingtonova hmlovina.

Skupina galaxií obsahujúca M 81, M 82 a ďalšie galaxie je od našej Miestnej skupiny galaxií pomerne dobre izolovaná. Celá táto skupina dohromady deviatich galaxií na širokouhlých dlhých expozíciách vyzerá byť zdanlivo zahalená do slabej hmloviny. V skutočnosti sa však táto medzihviezdna hmota nachádza ďaleko pred kopou a vidíme ju vďaka tomu, že je ožarovaná spoločným svetlom hviezd našej Galaxie, do ktorej patrí. Nachádza sa pravdepodobne celé stovky svetelných rokov nad rovinou nášho galaktického disku.

M 108 (NGC 3556) a M 109 (NGC 3992) predstavujú dvojicu slabších galaxií približne jedenástej magnitúdy, ktoré v dobrom binokulárnom ďalekohľade možno vidieť naraz. M 108 je špirálová galaxia natočená k nám bokom s hmotnosťou 14 miliárd hmotností Slnka. Má škvrnitý vzhľad a leží v rovnakom zornom poli ako M 97. Hoci sa táto „hmlovina“ zjavila už v rukopise Messierovho katalógu, do jeho definitívnej verzie pribudla spolu s galaxiou M 109 až v roku 1953. M 109 je špirálová galaxia s priečkou. Skladá sa zo slabého jadra a veľmi rozvinutých ramien. V ďalekohľade sa javí ako hmlistý obláčik v blízkosti hviezdy Phekda. Táto galaxia spolu so štyrmi ďalšími tvorí malú skupinku vo vnútri väčšej kopy.

V severnej časti súhvezdia leží pomerne málo jasná galaxia NGC 2787 (obr. vľavo). Je zaradená medzi šošovkovité galaxie, ktoré sú prechodným typom medzi špirálovými a eliptickými galaxiami. Na jasnom jadre má tesne navinuté, takmer súmerné ramená tmavého prachu.

Špirálová galaxia NGC 2841 má takisto jemné, pevne navinuté ramená, v ktorých astronómovia zaznamenali veľa explózií supernov.

Ďalšiu špirálovú galaxiu, NGC 3079, tentoraz vidíme úplne zboku. Z jej aktívnej centrálnej oblasti vychádza zvlnená, chuchvalcovitá bublina horúceho plynu so šírkou 3 500 ly, za ktorou nasleduje oblasť hviezdotvorby. Galaxia je vzdialená 50 miliónov ly.

NGC 2207 a IC 2163 sú dvojica interagujúcich, zrážajúcich sa galaxií. Väčšia, NGC 2207, pravdepodobne časom menšiu IC 2163 úplne pohltí. Ich pomalé spájanie sa vytvára v hmote vlny, vrstvy rázového plynu, pásy tmavého prachu, prúdy vytrhnutých hviezd a oblasti rýchleho zrodu nových hviezd. K samotným zrážkam hviezd však pre ich veľkú vzájomnú vzdialenosť nedochádza. Menšia galaxia je z nášho pohľadu trochu vsunutá za väčšiu a otáča sa v protismere otáčania hodinových ručičiek, čo je protismer rotácie väčšej galaxie. Špirálové ramená oboch galaxií sú teda navzájom opačne orientované.

Tesne nad Megrezom, asi 16′ severne od hviezdy 70 UMa (5,7 mag), sa nachádza objekt Messierovho katalógu M 40 s magnitúdou 8,4. Nie je to však žiadna hmlovina, hviezdokopa ani galaxia. M 40 sa dostala do Messierovho katalógu omylom, pretože je to obyčajná dvojhviezda, navyše iba zdanlivá – skutočná vzdialenosť oboch zložiek od Zeme sa značne líši. Jedna z nich je vzdialená 550 ly, druhá až 1 900 ly. Magnitúdy zložiek sú 9,0 a 9,3 a ich uhlová vzdialenosť 49″. Ako k tejto chybe došlo? Messier sa riadil informáciou od Hevelia, podľa ktorej by sa v týchto miestach mal nachádzať hmlistý objekt. Poloha objektu však bola udaná chybne a Messier ho nenašiel. Keď si však neskôr prechádzal svoje poznámky a zostavoval z nich katalóg, pomýlil sa a objekt považoval za nájdený.

Blízko leží slabá špirálová galaxia s priečkou, NGC 4290. Má magnitúdu 12,5 a spolu s M 40 a 70 UMa tvorí malý pravouhlý trojuholník.

Dvojitý kvazar QSO 0957+561A/B je zosilnený efektom gravitačnej šošovky, ale aj tak ho možno vidieť až prostredníctvom 40-centimetrového ďalekohľadu. Jeho svetlo totiž na ceste k nám prekonalo celú polovicu pozorovateľného vesmíru – 7 miliárd svetelných rokov.

Len pre zaujímavosť – v tomto súhvezdí vznikol známy záber z Hubblovho vesmírneho teleskopu nazvaný Hubblova vesmírna hlbina, alebo Hubblovo hlboké pole (Hubble Deep Field, obr. vľavo). Je to snímka časti oblohy s veľkosťou jednej pätnástiny priemeru Mesiaca. Táto plôška sa nachádza nad spojnicou hviezd Alioth – Megrez. Záber vznikol spojením 342 snímok s celkovou expozičnou dobou 5 dní. Jeho oblasť bola vybraná relatívne náhodne, musela však spĺňať určité podmienky: musela byť stále v dohľade Hubblovho ďalekohľadu, vzdialená viac než 2° od hviezd jasnejších než 2. magnitúda, bez blízkych galaxií a hviezdokôp, bez medzihviezdneho prachu a s čo najmenšou hustotou medzihviezdneho prostredia. Stred poľa má súradnice α = 12h 36′ 49,4″, δ = 62° 12′ 58″. Na výslednom zábere je viac než 3 000 galaxií rôznych typov jasnejších než 29 mag. Je to vlastne pohľad do minulosti na mladé galaxie, ako vyzerali asi miliardu rokov po Veľkom tresku. Počet galaxií, ktoré by Hubblov ďalekohľad mohol takto vidieť na celej oblohe, je okolo 100 miliárd. Na tejto snímke bola objavená aj najvzdialenejšia známa supernova. Má označenie 1997 ff a vybuchla asi pred desiatimi miliardami rokov.

Poloha

Nijaký obrazec nie je na oblohe ľahšie nájsť, ako práve asterizmus Veľký voz. Jeho sedem jasných hviezd je neprehliadnuteľných. Práve preto slúži Veľký voz ako orientácia pri hľadaní menej výrazných hviezd a súhvezdí. Okrem iného aj pri hľadaní zvyšku obrazca medvedice, ktorý je tvorený len slabšími hviezdami. Uvidieť celú Veľkú medvedicu môžeme za dobrej viditeľnosti alebo mimo mestského osvetlenia.

S výnimkou jeho najjužnejšej časti, ktorá však už neobsahuje ani časť obrazca medvedice, je Veľká Medvedica cirkumpolárne súhvezdie, to znamená, že ho na oblohe vidíme každú noc bez ohľadu na ročné obdobie či hodinu. Pozorujeme ho vždy na severe, no jeho poloha sa mení. V priebehu noci aj ročných období nebeská medvedica „kráča“ okolo pólu hlavou napred. Ak ho sledujeme ako Veľký voz, ten zase oblohou cúva. Najnižšie na oblohe ho vidíme v lete ráno a na jeseň večer. Najvyššie vystúpi v zime ráno a na jar večer.

Rozloha v štvorcových stupňoch:

1 280

Hraničiace súhvezdia:

Drak, Žirafa, Rys, Malý lev, Lev, Vlasy Bereniky, Poľovné psy, Pastier

 

Hviezda

α (RA)

δ (DEC)

Vzdialenosť

(ly)

Rýchlosť

(km/s)

Mv

spektrálny typ

α Dubhe

11h 04′

+61,8°

123

–9

1,8

K0 IIIa

β Merak

11h 54′

+56,4°

79

–12

2,4

AI V

γ Phekda (Phacd)

11h 54′

+53,7°

84

–13

2,4

A0 V

δ Megrez

12h 15′

+57,0°

81

–13

3,3

A3 V

ε Alioth

12h 54′

+56,0°

81

–9

1,8

A0pCr

ζ1 Mizar A

13h 24′

+54,9°

78

–9

2,4

A1 Vp

ζ2 Mizar B

13h 24′

+54,9°

78

–9

3,96

A1m

η Alkaid

13h 48′

+49,3°

100

–11

1,9

B3 V

Ursa Maior
Pôvod obrázkov:

 

Ukážky ďalších súhvezdí nájdete tu.

 


Na základe tohto textu vznikli nasledovné články:



Súhvezdia od Andromédy po Žirafu Populárna veda


Napísať odpoveď

Tip 1: Aby ste predišli možnej strate komentára pri posielaní, napíšte si ho, prosím, do textového editora a sem ho iba prekopírujte.

Tip 2: Pred odoslaním obnovte CAPTCHA príklad stlačením na šípky napravo.

Povolené XHTML: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <s> <strike> <strong>

Vymazané budú komentáre, ktoré obsahujú spam, nadávky alebo osobné útoky, porušujú zásady slušného správania, vôbec nesúvisia s témou či s komentármi pod ňou, alebo sú presnou kópiou nejakého z predošlých komentárov.

Hodnotu píšte ako číslo, nie slovom * Časový limit vypršal, obnovte prosím CAPTCHA príklad.


 

© 2014 – 2019 Jana Plauchová. S výnimkou materiálov z Wikimedia Foundation všetky práva vyhradené. Kontakt na autorku: adhara (zavináč) volny.cz.