header image

 
 

Súhvezdie Androméda

Ukážka súhvezdia, kapitoly z knihy Súhvezdia od Andromédy po Žirafu

Slovníček

 

Andromeda, genitív Andromedae, skratka And

 

Súhvezdie je pomenované po etiópskej princeznej Androméde, ktorá je mytologicky spojená s ďalšími okolitými súhvezdiami. Jej matka, kráľovná Kasiopeja, sa vychvaľovala, že sa svojou krásou vyrovná morským nymfám nereidám. Podľa inej verzie sa takto vychvaľovala krásou svojej dcéry. To rozhnevalo boha mora Poseidóna. Jedna z nereíd, Amfitrita, bola jeho manželkou, v inej verzii mýtu, v ktorej sa boh morí označuje ako Nereos, boli nereidy zas jeho dcéry. Tak či tak, Poseidón sa za toto rúhanie rozhodol potrestať celú etiópsku zem. Poslal k jej brehom morskú obludu Ketos (Cetus), ktorá ničila všetko živé. Kasiopejin manžel, kráľ Cefeus, požiadal veštkyňu z Amónovej veštiarne o radu, ako si bohov udobriť. Dostal však zdrvujúcu odpoveď: Aby nivočenie prestalo, musí oblude obetovať svoju dcéru Andromédu. S ťažkým srdcom ju teda rodičia dali prikovať na skalnatý útes na brehu mora a s hrôzou čakali, čo sa stane. Práve v tej chvíli okolo letel hrdina Perzeus, syn boha Dia, v lietajúcich sandáloch s odseknutou hlavou Medúzy. Uvidel Andromédu a dozvedel sa od nej, aký hrozný osud ju čaká. Jej rodičom sľúbil, že sa netvora pokúsi poraziť. Ak zvíťazí, dostane jej ruku. Kráľ s kráľovnou ochotne súhlasili a sľúbili mu aj kráľovské veno. Perzeus obludu Ketos zabil – podľa jednej verzie v ťažkom boji, podľa inej skrátka netvorovi ukázal ohyzdnú hlavu Medúzy a ten skamenel. Cefeus s Kasiopejou vystrojili svadbu. Podľa mierne pozmenenej verzie legendy nepredchádzalo Andromédinej záchrane žiadne dohadovanie, Perzeus rovno morskú obludu zabil, potom Andromédu uniesol a oženil sa s ňou. Androméda žila s Perzeom v šťastnom manželstve a porodila mu niekoľkých potomkov. Stala sa tiež pramatkou jedného z najznámejších gréckych hrdinov – Herakla. Po smrti sa bohovia Olympu rozhodli, že ju umiestnia na oblohu spolu s jej manželom a rodičmi.

Androméda je dosť slávne súhvezdie, ktoré sa dostalo aj do povedomia širokej verejnosti, napriek tomu, že jeho hviezdy sú len priemerne jasné. V starých mapách sa znázorňuje ako etiópska princezná, zvyčajne s reťazami na rukách, ktorými bola pripútaná ku skale.

Hviezdy a objekty: Najjasnejšou hviezdou súhvezdia je α Sirrah nazývaná aj Alpheratz, čo podľa jedného zdroja pochádza z arabského názvu „Al Surrat al Faras“, prekladaného ako „plece koňa“, „stred koňa“ či „pupok koňa“. V minulosti totiž oficiálne patrila do súhvezdia Pegas ako δ Pegasi. Dodnes je to jedna hviezd z asterizmu Pegasov štvorec a v takmer všetkých hviezdnych mapách sa spojnice od najbližších dvoch rohov štvorca – Algenib a Scheat – kreslia k Sirrah. Spojení touto hviezdou teda vytvárajú Pegas a Androméda akési dvojsúhvezdie. Ich spoločná hranica prechádza tesne popri Sirrah zo západnej strany. Niektorí astronómovia považujú preradenie Sirrah k Androméde za nelogické, ale podľa starých vyobrazení zasahovala Androméda naopak ešte viac do Pegasa a hviezdy α, β a γ tvorili iba jej telo a nohy. To by mal podľa jedného zdroja dokazovať aj preklad názvu hviezdy Sirrah – „pupok“ (Andromédy), podľa iného však význam „pupok“ neodkazuje na pupok princeznej, ale pupok Pegasa. Podľa ďalšieho zdroja má meno Sirrah pôvod v „Al Surrat al Faras“ rovnako ako jeho alternatíva Alpheratz. Ak je to pravda, potom sú Alpheratz a Sirrah pekným príkladom, ako komolením možno dostať z jedného názvu dva veľmi rozdielne výrazy. Ďalší možný pôvodný význam Alpheratzu je „námorný“, čo ale opäť súvisí s Pegasom.

AlpheratzHviezda Sirrah (obrázok vľavo) dosahuje magnitúdu 2,06 a je to podobor spektrálneho typu B s povrchovou teplotou 13 000 K. Má pekuliárne spektrum. Vyskytujú sa v ňom netypické čiary mangánu a ortuti. Okrem toho sa v hviezde zistilo tiež vysoké zastúpenie gália a európia, kým niektoré iné prvky sú naopak oproti Slnku zastúpené menej. Jej svietivosť dosahuje po započítaní zložky svietivosti v ultrafialovom spektre zhruba 200-násobok svietivosti Slnka. V jej blízkosti možno nájsť spektroskopického aj vizuálneho sprievodcu. Vizuálny je od hlavnej zložky vzdialený 76″ a má magnitúdu 9,2. Nevie sa, či k hlavnej zložke fyzicky patrí. So spektroskopickým sprievodcom sa hlavná zložka obehne raz za 96,7 dňa.

β Andromedae má názov Mirach. Pravdepodobne je odvodený od arabského výrazu „Al Mizar“, čo znamená „pás“ alebo „bedrá“, či „pás okolo drieku“. V obrazci Andromédy predstavuje jej panvu. Tento červený obor má približne takú istú jasnosť ako Sirrah, ale jeho vzdialenosť od Slnka je oveľa väčšia. Farebný kontrast medzi Mirach a Sirrah by mal byť rozpoznateľný voľným okom. Bayerovo označenie β dostala hviezda na základe toho, že je druhá v poradí línie trojice hviezd ťahajúcich sa severovýchodne od Pegasa, nie na základe magnitúdy, ktorá je s magnitúdou Sirrah totožná aj na druhom desatinnom mieste. Teplota na povrchu Mirach dosahuje 3 800 K, svietivosť 1 900-násobok svietivosti Slnka, hmotnosť okolo štyroch hmotností Slnka. Ako veľa červených obrov, aj Mirach javí známky miernej premennosti, ale zmeny jej jasnosti nie sú dobre preskúmané. Obvod hviezdy sa zhruba rovná orbite Merkúru. Svoj život pravdepodobne ukončí ako masívny biely trpaslík. Mirach má veľmi slabučkého a málo hmotného sprievodcu hlavnej postupnosti s magnitúdou 14. Je 60 000-krát slabší ako hlavná zložka a leží od nej 40-krát ďalej ako Pluto od Slnka.

Hviezda γ má meno Alamach alebo Alamak, prípadne Almaak. V arabskom origináli „Al Anak al Ard“ je to názov pre malé púštne zviera podobné jazvecovi, inde sa dočítame, že daný pojem značí „lasička“, v ďalšom zdroji sa zase uvádza význam „hlbina“. Táto hviezda predstavuje ľavú nohu princeznej. Je iba o desatinu magnitúdy slabšia ako Sirrah či Mirach. Alamach je ľahko rozlíšiteľná a farebne kontrastná dvojhviezda známa medzi amatérskymi astronómami. Býva označovaná za jednu z najlepšie pozorovateľných dvojhviezd na oblohe. Jej zložky nie je problém vidieť oddelene už v malom ďalekohľade. Pri zlatožlto, žltooranžovo až oranžovo sfarbenej hlavnej hviezde γ1 s jasnosťou 2,28 mag. a spektrálnym typom K3 II uvidíme už v 5 cm ďalekohľade modravého sprievodcu typu A0 jasného okolo 5 magnitúd. Ich farebný rozdiel je zvýraznený ich blízkosťou. Keby tieto hviezdy boli sólové, rozhodne by nám také výrazne zafarbené nepripadali. Zložky majú rozstup 9,6″, udáva sa ale aj hodnota 10″. Admirál Smythe ich v devätnástom storočí popísal ako „oranžová a smaragdovo zelená“.

Hlavná zložka, γ1, je oranžový obor s teplotou na povrchu okolo 4 500 K, priemerom 80 Sĺnk a svietivosťou okolo 2 000 Sĺnk. Vedľajšia zložka, γ2, je opäť dvojitá, jej zložky jasné 5,1 – 5,5 a 6,3 magnitúd delí odstup 0,3″, čo je v skutočnosti 33 AU, podľa starších informácií 60 AU. Obežná doba sa udáva v rozsahu 60 – 63,7 rokov. V dôsledku vysokej excentricity ich dráhy sa vzájomná vzdialenosť hviezd mení od 13 AU po 52 AU. Obe sú horúce hviezdy hlavnej postupnosti a je náročné ich vizuálne rozlíšiť. Teploty ich povrchov dosahujú 12 000 K a 10 000 K. Spektroskopická analýza navyše odhalila, že jedna zo zložiek je opäť dvojhviezda s obežnou dobou 2,7 dňa. Viditeľnú modrobielu zložku obieha pravdepodobne biela hviezda hlavnej postupnosti typu približne A7, o ktorej ale nič viac nevieme. Alamach je teda v skutočnosti štvohviezdou sústavou.

O poznanie slabšia bezmenná δ Andromedae je v skutočnosti trojhviezda, ktorej hlavnú zložku takisto tvorí oranžový obor. Jej povrchová teplota, 4 350 K, bola zmeraná s veľkou presnosťou, no to sa nedá povedať o rýchlosti jej rotácie, kde dve odlišné merania dali dve značne rozdielne hodnoty: 6,5 km/s a 1,0 km/s. Priemer hviezdy by mal byť niekde medzi štrnástimi a pätnástimi priemermi Slnka. Okolo hviezdy bol zaznamenaný disk materiálu. Vizuálne možno pozorovať dvoch jej slabých sprievodcov. 48″ od hlavnej zložky je to zdanlivý sprievodca 16. magnitúdy, pol oblúkovej minúty od hlavnej zložky sa nachádza sprievodca s magnitúdou 12,4. Tento je pravdepodobne fyzickým spoločníkom δ Andromedae a reálne ho od hlavnej zložky delí najmenej 900 AU. Jeho obežná doba musí trvať viac než 20 000 rokov. Pozorovatelia v devätnástom storočí označili hlavnú zložku za oranžovú a tohto sprievodcu za šedého. V skutočnosti však na základe nízkej magnitúdy v porovnaní s hlavnou hviezdou vedľajšia zložka musí byť červený trpaslík. Hlavná hviezda, oranžový obor, je navyše ešte spektroskopickou dvojhviezdou. Neviditeľný spoločník ju obehne po výstrednej dráhe v strednej vzdialenosti 19 AU raz za 58 rokov, na spektroskopického sprievodcu pozoruhodne dlhá doba. Kvôli tejto dlhej perióde obehu je ťažké vôbec s istotou dokázať, či ten neviditeľný spoločník naozaj existuje.

ε Andromedae je žltý obor o niečo chladnejší než Slnko – 4 930 K – s priemerom skoro 10 Sĺnk, ale s dobou rotácie napriek tomu podobnou slnečnej – 25 dní. Vyžaruje žiarenie rovné 52 Slnkám a jeho hmotnosť bola odhadnutá na 2,4 Sĺnk. Je zvláštny svojím veľmi rýchlym vlastným pohybom voči Slnku, ktorý dosahuje hodnotu až 118 km/s. Z toho 84 km/s je jeho radiálna rýchlosť a zhruba taká istá je aj rýchlosť hviezdy vo vektore kolmom na vektor radiálnej rýchlosti. Jej obežná dráha okolo jadra Galaxie je veľmi výrazne excentrická. Kým Slnko obieha galaktický stred vo viac-menej stabilnej vzdialenosti 28 000 ly, vzdialenosť ε Andromedae od centra sa mení od 14 000 ly po 35 000 ly. Pre takto rýchlo sa pohybujúce hviezdy je typické nízke zastúpenie kovov. U ε Andromedae je obsah železa len štvrtinový oproti Slnku.

Žltý podobor, respektíve obor λ Andromedae je jedným z najjasnejších zástupcov premenných hviezd typu RS Canum Venaticorum. Ako všetky hviezdy tohto typu, aj λ Andromedae je spektroskopická dvojhviezda, ktorej zložky sú vzájomným gravitačným pôsobením výrazne zdeformované. Zmeny jasnosti spôsobuje striedavý pohľad na obrovské škvrny a svetlé aktívne oblasti na povrchoch týchto hviezd. Je však logické, že takto zapríčinené zmeny jasnosti sú neporovnateľné so zmenami jasnosti, aké vznikajú napríklad pulzovaním hviezd, a preto je aj kolísanie magnitúdy λ And slabé, len o desatinu magnitúdy v perióde 54 dní. Táto perióda je medzi premennými hviezdami typu RS Canum Venaticorum jednou z dlhších. Vzdialenosť jej zložiek v priestore dosahuje iba 0,24 AU. Hlavná zložka, výrazne jasnejšia než jej spektroskopický sprievodca, má svietivosť 22 Sĺnk, priemer okolo 6,5 Sĺnk a hmotnosť necelé dve hmotnosti Slnka. Je v štádiu premeny na červeného obra. Vek sústavy sa odhaduje na miliardu rokov.

48″ od nerozlíšiteľného vnútorného páru λ And leží slabý sprievodca 13. magnitúdy a 217″ ďaleko nájdeme ďalšieho sprievodcu jedenástej magnitúdy. Tento druhý sprievodca sa v skutočnosti skladá z dvoch červených trpaslíkov vo vzájomnej uhlovej vzdialenosti 69″. Všetky spomenuté hviezdy sú pravdepodobne gravitačne zviazané, čiže λ Andromedae je vcelku zaujímavou päťhviezdou.

μ And, hviezda v páse Andromédy, je približne 3-krát taká široká ako Slnko a otočí sa okolo osi za necelé dva dni. Vo viditeľnom spektre vystupuje z jej povrchu rozpáleného na 8 090 K toľko žiary ako z 35 Sĺnk. Momentálne sa nachádza asi v troch štvrtinách svojho života na hlavnej postupnosti. Bol okolo nej objavený disk materiálu, no žiadne planéty. Má troch slabých sprievodcov jedenástej a vyššej magnitúdy, všetci traja sú ale len zdanliví, a hviezda μ And je v skutočnosti osamotená.

Hviezdu ν Andromedae, tretiu v páse Andromédy, pozorovatelia vyhľadávajú zväčša ako pomôcku na nájdenie uhlovo blízkej galaxie M 31. Sama osebe nie je ν And v ďalekohľade ničím zaujímavá – je síce dvojhviezdou, ale takou tesnou, že ju rozlíši len spektrografia. Tvorí ju modrobiela hviezda hlavnej postupnosti a žltobiela hviezda hlavnej postupnosti s typom pravdepodobne F8. Jeden obeh okolo spoločného ťažiska im trvá iba 4,28 dňa. Jasnejšia a hmotnejšia modrobiela zložka vyžaruje svojím povrchom rozpáleným na 15 000 K energiu takmer 1 700 Sĺnk. Má hmotnosť 5,8 Sĺnk. O druhej zložke sa toho vie len málo. Jej hmotnosť sa odhaduje na 1,1 Sĺnk.

V skutočnosti je to však celkom zaujímavý pár. Hviezdy sústavy ν Andromedae sú k sebe pozoruhodne blízko, delí ich iba 20 slnečných priemerov, čo sú len asi tri priemery hlavnej zložky systému. Kvôli silnému vzájomnému slapovému pôsobeniu a rotačnej perióde, ktorá pre obe hviezdy predstavuje zhruba 4 dni, čo je zároveň doba ich obehu, astronómovia usudzujú, že sú v stacionárnej rotácii. Obe sú teda k sebe privrátené neustále tou istou stranou podobne ako Pluto s Cháronom.

Vek sústavy ν Andromedae je asi 80 miliónov rokov. Keď hlavnej zložke vyhorí ľahký vodík v jadre a začne sa rozpínať, veľmi rýchlo narazí na vedľajšiu žltobielu zložku. Nevieme s istotou, čo sa stane potom. Buď hlavná zložka svojho sprievodcu pohltí a stane sa jej súčasťou, alebo sa sprievodca začne nabaľovať hmotou z hlavnej zložky. Rýchlosť pohybu tejto dvojhviezdnej sústavy navyše napovedá, že mohla mať pôvodne aj viac zložiek, od ktorých sa nejakým spôsobom odpútala.

V súhvezdí Androméda sú aj ďalšie dvojhviezdy, ktoré stoja za pozornosť. Je to napríklad π Andromedae, ktorá pozostáva z hlavnej hviezdy s jasnosťou 4,5 mag. a zo sprievodcu s jasnosťou 8,8 mag. Ich vzájomný odstup je 36″, čo v skutočnosti značí najmenej 7 200 AU. Na ich rozlíšenie nám postačí ďalekohľad s priemerom objektívu 6 cm. 55″ ďalej nájdeme ďalšieho sprievodcu s magnitúdou 11.

V skutočnosti je π And ale štvorhviezdna, možno až päťhviezdna sústava. Hlavná zložka bola pôvodne považovaná za modrobielu hviezdu hlavnej postupnosti so svietivosťou 2 000 Sĺnk, čo bolo ale trochu priveľa na jej typ. Nebolo preto prekvapením, keď spektroskopia ukázala, že ide v skutočnosti nie o jednu, ale o dve vzájomne veľmi podobné modrobiele hviezdy, každá so svietivosťou 1 000 Sĺnk. Ich hmotnosti sú okolo 5 hmotností Slnka, respektíve, podľa jednej štúdie, 5,8 a 4,8 hmotností Slnka. Priemery majú okolo 4,7 priemeru Slnka. Ich obežná dráha je dosť výstredná, vzdialenosť sa mení od 0,6 AU po 2,1 AU. Jeden obeh im trvá 143,53 dňa. Vo vzdialenosti asi 40 AU by ich mala obiehať ďalšia, vizuálne nepozorovateľná a dosiaľ nepotvrdená zložka, oranžová hviezda hlavnej postupnosti. Čo sa týka ich vizuálne rozlíšiteľného sprievodcu ôsmej magnitúdy, ten má typ A5 a vnútornú dvojicu obehne raz za 175 000 rokov. Vzdialenejší viditeľný sprievodca 11. magnitúdy musí mať v prípade, že k sústave patrí, čo nie je isté, periódu najmenej 350 000 rokov.

O niečo slabšou dvojhviezdou je ω, ktorej hlavná zložka má iba 4,9 magnitúd a sprievodca len 10 mag. Ich vzdialenosť dosahuje 119″ a na ich pozorovanie potrebujeme 7 cm ďalekohľad. Je to iba optická dvojhviezda.

Φ Andromedae je nesmierne blízkou, hoci v princípe vizuálne rozlíšiteľnou dvojhviezdou. Jej zložky delí od seba len asi pol oblúkovej sekundy. V skutočnom priestore sú od seba dosť značne vzdialené, priemerne 101 AU. Ich zdanlivá blízkosť na oblohe je teda dôsledkom veľkej vzdialenosti celého systému od Zeme. Hviezdy sa od seba vzďaľujú a najväčší odstup dosiahnu v roku 2075. Obežná doba je 372 rokov. Obe zložky patria do typu B, no merania teplôt ich povrchov neexistujú.

τ Andromedae je modrobiela hviezda magnitúdy 4,94, ktorá má vo vzdialenosti 52″ sprievodcu magnitúdy 11,5. Hlavná zložka, asi 6-krát širšia a 910-krát svietivejšia ako Slnko, nemá spektrálny typ presne určený. Jej sprievodca sa podobá Slnku, no nemá žiadny náznak prítomnosti planét. Nevie sa, či k hlavnej hviezde skutočne patrí. Ak áno, potom musí ležať najmenej 11 500 AU ďaleko, a gravitačné puto medzi oboma zložkami je dosť slabé.

Pôvod mena ξ And, Adhil, pochádza z arabského ekvivalentu Ptolemaiovho výrazu „Al Dhail“, čo značí vlečku šiat. Toto meno sa prvýkrát objavilo v roku 1515 v Almageste.

υ And je hviezda so štyrmi potvrdenými exoplanétami. Tri z nich boli detegované metódou merania radiálnej rýchlosti materskej hviezdy už v roku 1999, čím patria medzi prvé objavené exoplanéty vôbec. Ich materská hviezda s teplotou 6 210 K a hmotnosťou 1,3 Sĺnk je 3,4-krát svietivejšia a o 60 % väčšia než Slnko. Má 1,34-krát väčšie zastúpenie železa voči vodíku ako naše Slnko. Medzi jej zvláštnosti patrí skutočnosť, že je to vlastne dvojhviezda, ktorej druhú zložku tvorí červený trpaslík. Ten obieha hlavnú hviezdu vo vzdialenosti 750 AU, ďaleko za jej planétami. Čo sa planét týka, ich vzdialenosti od hlavnej zložky υ And sú 0,06 AU, 0,86 AU, 2,55, a 5,2 AU. Vzdialenosť druhej planéty je zhruba porovnateľná so vzdialenosťou Venuše od Slnka, tretej s pásom asteroidov, štvrtá planéta zase dobre zodpovedá Jupiteru a to nielen vzdialenosťou, ale aj hmotnosťou. Najbližšia planéta však obieha svoju hviezdu veľmi blízko, len v 15 % vzdialenosti Merkúru, a obeh jej trvá neuveriteľne krátkych 4,62 dňa. Zároveň je to najmenej hmotná planéta sústavy, so 62 % hmotnosti Jupitera. Druhá a tretia planéta sú ťažšie než Jupiter.

Pozoruhodná premenná hviezda R Andromedae patrí k typu Mira Ceti. Leží blízko malého trojuholníka zloženého z hviezd θ, σ a ρ, na súradniciach AR = 00h 21′ 23″, DEC = +38° 18′ 00″. Pri maximálnej magnitúde 5,8 je v dosahu triédra, ale v minime klesá jej jasnosť až na 14,9 mag. Perióda zmien je 409 dní. Medzi dlhoperiodické premenné patrí aj W Andromedae na súradniciach AR = 02h 14′ 23″, DEC = +44° 04′ 30″. Magnitúda sa mení od 6,7 po 14,6 a interval zmien je 396 dní. FF Andromedae je premenná hviezda typu BY Draconis.

Ďalšia známa premenná hviezda je Z Andromedae. Je totiž typickým zástupcom zvláštnej skupiny eruptívnych premenných hviezd, tzv. symbiotických hviezd. To sú dvojhviezdy tvorené obrou chladnou a trpasličou horúcou hviezdou, medzi ktorými dochádza k prenosu materiálu. Veľká časť hmoty uniká mimo dvojhviezdy. Symbiotické premenné hviezdy majú veľmi netypické spektrá, v ktorých sa zmiešavajú spektrálne čiary oboch zložiek aj vyvrhnutej plazmy.

Nepochybne najzaujímavejším objektom v tomto súhvezdí, ktorý ho tak preslávil, je však galaxia s menom Veľká hmlovina v Androméde. V súčasnosti sa používa aj novší a správnejší názov Veľká galaxia v Androméde. Ďalšie označenia sú M 31, NGC 224, Hmlovina v Androméde, Androméda, alebo Galaxia Androméda. Vývoj jej mena pekne dokumentuje vývoj pozorovacej techniky a nášho poznania. Pôvodný názov pochádza z čias, keď sa človek pozeral na oblohu iba svojimi očami, a galaxiu videl ako hmlistý obláčik.

Veľká hmlovina v Androméde je s výnimkou našej Galaxie zrejme tá najznámejšia galaxia na Zemi. Preslávili ju najmä dve veci: Je to najväčšia galaxia v Miestnej skupine galaxií a je zároveň najvzdialenejším objektom viditeľným voľným okom. Aby sme tento objekt mohli vidieť, svetlo z neho muselo preletieť vzdialenosť udávanú podľa rozličných zdrojov v rozsahu 2 250 000 – 2 900 000 svetelných rokov. Okrem toho drží ešte niekoľko rekordov: je našou najbližšou špirálovou galaxiou, najjasnejšou galaxiou severnej oblohy, najbližšou galaxiou s veľkosťou porovnateľnou s tou našou, najpreskúmanejšou galaxiou hneď po našej, a zároveň to bola po našej Galaxii prvá objavená galaxia. Je pozoruhodná aj tým, že sa nachádza tak blízko galaktického rovníka. Väčšinu galaxií totiž pozorujeme hlavne v okolí galaktických pólov. Je to preto, lebo v nižších galaktických šírkach ich často zatieňuje plyn a prach našej Galaxie.

Prvýkrát Veľkú hmlovinu v Androméde katalogizoval už perzský astronóm Ábd al-Rahman Al-Sufi vo svojej „Knihe stálic“ z roku 964. Opísal ju ako „hmlistý obláčik“ a nazýval ju Malý mrak. Galaxia však bola pozorovaná už oveľa skôr, určite aj pred rokom 905. Ešte v 17. storočí ju Christiaan Huygens považoval za „otvor do oblohy“, ktorým možno vidieť do žiariacich priestorov nad oblohou. Edmund Halley bol podobného názoru. Domnieval sa, že ide o dieru, ktorou k nám preniká svetlo „z večného dňa“, teda svetlo stvorené podľa Biblie prvý deň, ešte pred tým, ako boli stvorené Slnko, Mesiac a hviezdy. (Dnes by sme to nazvali akýmsi reliktným žiarením.) Po prvýkrát na ňu zamieril ďalekohľad 15. decembra 1612 nemecký astronóm Simon Mayr alias Maurus (1573-1624). Popísal ju, ale rozložiť jej špirálové ramená na jednotlivé hviezdy sa podarilo až omnoho neskôr pomocou veľkých ďalekohľadov. Maurov opis prevzal Charles Messier a zaradil objekt do svojho katalógu ako 31. položku. Celé stáročia bola považovaná za hmlovinu, za súčasť našej Galaxie. Ešte aj po objave jej špirálových ramien sa niektorí astronómovia nazdávali, že ide o formujúcu sa planetárnu sústavu, čiže akýsi protoplanetárny disk. Postupne sa začali objavovať názory, že M 31 je nezávislá sústava mnohých hviezd. Naznačovalo to aj jej spektrum zodpovedajúce spektru nespočetného množstva hviezd. Skutočná podstata „špirálových hmlovín“ bola tiež ústrednou otázkou tzv. Shapley-Curtisovej debaty v roku 1920.

Na otázku, či ide o samostatnú hviezdu sústavu alebo formujúci sa planetárny systém, ako predpokladali niektorí astronómovia, našiel odpoveď Edwin Hubble. V roku 1922 (iný zdroj 1929) vo vonkajších oblastiach galaxie rozlíšil jednotlivé hviezdy. Tým bolo dokázané, že M 31 ako aj ďalšie „špirálové hmloviny“ sú obrovské samostatné systémy hviezd podobné našej Galaxii. Odhalením skutočnej podstaty galaxie zároveň narástli odhady o veľkosti vesmíru. Hubble tiež navzájom porovnával jednotlivé fotografické platne so snímkami M 31 urobenými cez 2,54-metrový ďalekohľad observatória Mt. Wilson, aby v nej našiel novy. Neskôr zistil, že jedna z hviezd, ktorú považoval za novu, je v skutočnosti premenná hviezda cefeida. Vďaka nej v roku 1923 Hubble určil vzdialenosť galaxie od nás. V jadre galaxie sa jednotlivé hviezdy podarilo rozlíšiť v roku 1944 W. Baadeovi. Kvôli svojej blízkosti a jasnosti dodnes zostáva M 31 najpreskúmanejšou galaxiou zo všetkých (okrem našej). Napriek tomu ale ohľadom nej existuje ešte veľa nezodpovedaných otázok.

Absolútna magnitúda Veľkej hmloviny v Androméde je –20,3. Okrem svetla a rádiového žiarenia vysiela aj röntgenové žiarenie. Má priemer udávaný v rozsahu 130 000 až 260 000 svetelných rokov. Niektoré hviezdokopy by ju mali obiehať až vo vzdialenosti 500 000 ly od jadra. Obsahuje vyše 450 miliárd hviezd. Jej hmotnosť dosahuje 360 miliárd hmotností Slnka. Je 2-krát väčšia a 3-krát hmotnejšia ako Galaxia, a v prípade platnosti vyššieho údaju o jej priemere má jej disk dvojnásobnú šírku disku našej Galaxie. Rádiové žiarenie naznačuje, že asi 99 % hmoty M 31 je sústredenej vo hviezdach a len zvyšok v medzihviezdnom prostredí. Podľa najnovších výskumov Veľká hmlovina v Androméde vôbec nemusí byť typickou špirálovou galaxiou. Napriek jej obrovskej veľkosti sa napríklad ukazuje, že môže mať menšiu hmotnosť ako Galaxia s rozptýleným halom tmavej hmoty. Skúmanie na rôznych vlnových dĺžkach odhalilo, že jej disk je trochu zdeformovaný. Pravdepodobne ide o dôsledok stretu M 31 s niektorou z jej satelitných galaxií v priebehu posledných miliónov rokov. V prašných špirálových ramenách galaxie dominuje výrazná hviezdna asociácia NGC 206. Táto oblasť mladých hviezd, z ktorých najmladšie majú len 10 miliónov rokov, má šírku asi 4 000 ly. Je tak omnoho väčšia než hviezdokopy našej Galaxie. Ak chceme nájsť niečo, s čím ju porovnať, musíme zamieriť do našej susednej galaxie Veľkého Magellanovho mraku, a tam nájsť obriu hviezdnu pôrodnicu Tarantula.

Vzhľadom na veľkosť Veľkej hmloviny v Androméde je jej jadro dosť malé – len 15 krát 30 svetelných rokov – a má hmotnosť 160 miliónov hmotností Slnka. Obsahuje röntgenové zdroje, z ktorých mnohé môžu byť röntgenovými dvojhviezdami. Dosahujú teplotu až desiatky miliónov stupňov, no centrálny zdroj jadra je prekvapivo „studený“ – jeho teplota sa pohybuje len okolo milióna stupňov. V strede jadra sa pravdepodobne nachádza centrálna čierna diera s hmotnosťou 5 – 30 miliónov hmotností Slnka. V prípade platnosti vyššieho údaju je takmer 10-krát hmotnejšia ako čierna diera v jadre našej Galaxie. Obrovská hmotnosť čiernej diery je prekvapujúca, pretože sa predpokladá, že centrálna čierna diera vo všeobecnosti zodpovedá hmotnosti svojej galaxie. V súčasnosti je táto čierna diera chladná a neaktívna. Jadro M 31 rotuje ako tuhé teleso dynamicky nezávislé od ostatných častí galaxie. Jedna otočka mu trvá 310 000 000 rokov. Vo väčších vzdialenostiach rotačná rýchlosť najprv klesá, potom sa opäť zväčšuje. 32 000 ly od centra trvá objektom galaxie jeden obeh 250 miliónov rokov. Maximum, 300 km/s, dosahuje rotačná rýchlosť vo vzdialenosti 42 000 ly od centra (perióda obehu 265 mil. rokov). Analýza optických snímok ukázala, že jadro je dvojité. Tento fakt naznačuje, že Veľká hmlovina v Androméde vznikla fúziou dvoch menších galaxií. Napovedá tomu aj zdeformovanie jej disku.

Nádherný pohľad na Veľkú hmlovinu v Androméde. Zhruba takto by vyzerala naša Galaxia aj s Magellanovými mrakmi pri pohľade zvonku. Stred je sfarbený do žlta, lebo obsahuje staršie žlté, oranžové a červené hviezdy. Naproti tomu ramená majú výraznú modrú farbu mladých hviezd. Tmavé oblasti sú mračná medzihviezdneho plynu a prachu. Všetky jednotlivé hviezdy v zábere ležia samozrejme omnoho bližšie a patria našej Galaxii.

Nádherný pohľad na Veľkú hmlovinu v Androméde. Zhruba takto by vyzerala naša Galaxia aj s Magellanovými mrakmi pri pohľade zvonku. Stred je sfarbený do žlta, lebo obsahuje staršie žlté, oranžové a červené hviezdy. Naproti tomu ramená majú výraznú modrú farbu mladých hviezd. Tmavé oblasti sú mračná medzihviezdneho plynu a prachu. Všetky jednotlivé hviezdy v zábere ležia samozrejme omnoho bližšie a patria našej Galaxii.

 

Z posuvu spektrálnych čiar možno prostredníctvom Dopplerovho posuvu vypočítať, že galaxia sa k nám približuje rýchlosťou 266 km/s. Približne za miliardu rokov (podľa iných zdrojov až za 3 či 5 miliárd) dôjde k zrážke s našou Galaxiou. Kolízie galaxií nie sú vo vesmíre nijakou vzácnosťou, dobrým príkladom sú Tykadlá v Havranovi. Po zrážke zrejme dôjde k splynutiu oboch galaxií do jednej. Rádioastronómovia narazili aj na náznaky mostu neutrálneho vodíka, ktorý spája galaxiu M 31 s galaxiou M 33. Ak sa jeho existencia potvrdí, značí to, že aj tieto dve galaxie sa už k sebe v minulosti priblížili. M 31 a M 33 sa zrejme tiež v ďalekej budúcnosti zrazia a splynú. Pred viac ako 200 miliónmi rokov sa zase k M 31 priblížila jej satelitná galaxia M 32. Za dôkaz tohto stretnutia, prípadne priblíženia inej malej galaxie, sa považuje skutočnosť, že v ultrafialovom spektre boli v M 31 pozorované horúce mladé novovzniknuté hviezdy usporiadané do prstencov. Celkový počet UV zdrojov objavených v M 31 je asi 20 000. Hlavný z prstencov mladých hviezd má priemer 150 000 ly. Aj M 32 čaká splynutie s väčšou materskou galaxiou. Hlboké snímky urobené Hubblovým kozmickým ďalekohľadom s až tri dni trvajúcou expozíciou tiež ukázali, že hviezdy v hale M 31 majú širší vekový rozsah ako hviezdy našej galaxie. Aj to sa považuje za dôkaz opakovaných stretnutí M 31 s malými susednými galaxiami.

Galaxia M 31 budí taký záujem aj preto, že sa veľmi podobá našej Galaxii. Jej typ je rovnaký, veľkosť a štruktúra podobná, počet hviezd dosahuje v oboch systémoch stovky miliárd, hoci podľa iných výskumov má M 31 tých hviezd oveľa viac, okolo jedného biliónu. Aj ona obsahuje červené obry, nadobry, cefeidy, otvorené hviezdokopy, tmavú aj svietiacu medzihviezdnu hmotu. Baade v nej identifikoval asi 700 oblastí medzihviezdneho vodíka. Červeno svietiaci (emitujúci) vodík poukazuje na miesta vzniku hviezd v galaxii. Celková hmotnosť medzihviezdneho vodíka sa odhaduje na 2 % hmotnosti celej galaxie. V ramenách sa vyskytujú aj modré obry a nadobry a každoročne sa v nej pozoruje asi 30 nov. Jej jadro takisto obiehajú stovky krásnych guľových hviezdokôp. V tejto galaxii sa však nenašli nijaké premenné hviezdy typu RR Lyrae.

V Miestnej skupine galaxií, ktorú tvorí asi 25 členov, je Veľká hmlovina v Androméde spolu s našou Galaxiou najhmotnejšia galaxia. Ťažisko skupiny leží medzi nimi. Podobne ako Galaxia, aj M 31 má svoje satelitné galaxie, ktoré ju obiehajú. Dve z nich sú tiež objekty Messierovho katalógu: M 32 (NGC 221) a M 110 (NGC 205). Tá druhá pribudla do Messierovho katalógu až neskôr a často sa používa jej NGC označenie. Sú to trpasličie galaxie a nachádzajú sa od nás v približne rovnakej vzdialenosti ako M 31. Na pozorovanie dvoch najjasnejších sprievodcov M 31 potrebujeme ďalekohľad s priemerom objektívu minimálne 10 cm. Pri menšom zväčšení môžeme do zorného poľa dostať spolu s nimi aj M 31. Kvôli svojej veľkej rozlohe pôsobí M 31 v menšom ďalekohľade či triédri impozantnejšie než vo väčšom.

Takmer guľová M 32 má priemer 8 000 svetelných rokov a leží bližšie k jadru M 31. Je menšia a kompaktnejšia ako M 110 a je z nich lepšie pozorovateľná. Jej priemer dosahuje 6 000 ly – 7 800 ly a hmotnosť 2,6 miliardy Sĺnk. Javí sa ako biela, mierne eliptická škvrna so zelenkastou gloriolou. V súčasnosti je tvorená starými hviezdami a nové v nej už nevznikajú. Aj v jej centre sa pravdepodobne nachádza čierna diera. Veľkosť jej jadra, populácia hviezd a hustota M 32 sú také, ako u galaxií omnoho väčších rozmerov. Privádza to k myšlienke, že M 32 kedysi skutočne bola väčšou. O svoje vonkajšie časti mohla prísť napríklad pri spomínanom predpokladanom stretnutí alebo viacerých stretnutiach s M 31.

M110_ngc205Výrazne eliptická M 110 (obr. vpravo) má priemer uvádzaný v rozsahu 15 000 – 17 000 svetelných rokov, čím sa dá veľkosťou porovnávať s najväčšími satelitnými galaxiami našej Galaxie, s Magellanovými mrakmi. Jej jasnosť je však napriek väčším rozmerom menšia ako u M 32. Nájdeme ju južne od stredu M 31. Na oblohe dosahuje rozmery 8′ x 3′ a má modrú farbu. Leží 2 280 000 ly ďaleko od Zeme. Je trochu zvláštne, že hoci je eliptickou galaxiou, má prinajmenšom dve veľké, i keď nejasné prachové mračná. Tie naznačujú, že aj v nej nedávno prebiehala hviezdotvorba. Boli v nej objavené aj mladé hviezdy.

Ďalší sprievodcovia M 31 sú označení ako And I, II a III, ale nemožno ich malým ďalekohľadom pozorovať. Najbližšie z nich je k nám And II, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti 1 910 000 svetelných rokov. Je to eliptická galaxia s priemerom 2 000 ly a svietivosťou 5 miliónov Sĺnk. Ďalší sprievodcovia And I a And III tiež patria medzi eliptické galaxie a sú vzdialené 2 570 000 ly. And I má svietivosť 5 miliónov Sĺnk a priemer 2000 ly, And III „len“ 1 milión Sĺnk a jej priemer je 3 000 ly.

Samotnú M 31 možno vidieť voľným okom ako slabučký hmlistý obláčik magnitúdy 4,8 pri hviezde ν za tmavej noci. Voľným okom aj malým ďalekohľadom vidno iba najsvetlejšie časti galaxie. Rovina M 31 je odklonená od zorného uhla o 15°. To je škoda, lebo pri takomto malom sklone nevynikne dobre jej špirálová štruktúra. Na pozorovanie galaxie je vhodné malé zväčšenie a svetelný ďalekohľad, aby sme videli aj slabšie okrajové časti. V presvetlených mestských oblastiach je však viditeľné len jadro. Z neho vychádzajú dve dlhé hlavné špirálové ramená. Tie sa objavia až v prístrojoch s väčšou svetelnosťou. Celý rozsah špirálových ramien je badateľný len na snímkach CCD kamerou. Najjasnejšie hviezdy galaxie majú až 18 magnitúd a preto sa dajú identifikovať iba na snímkach urobených za tmavej noci s dlhou expozičnou dobou. Len z času na čas nejaká náhodne vzplanutá nova prekročí túto jasnosť. V roku 1885 vzplanula vo Veľkej hmlovine v Androméde dokonca supernova, ktorá pri svojom vzniku dosiahla jasnosť až 6 magnitúd a bola viditeľná aj voľným okom.

Na veľmi dlho exponovaných širokouhlých snímkach M 31 sa objavia aj slabučké hmloviny prekrývajúce M 31. Patria do našej Galaxie a ležia stovky svetelných rokov od nás.

N891sĎalšie objekty v tomto súhvezdí už ani zďaleka nie sú také pozoruhodné. Vo východnej časti Andromédy leží špirálová galaxia NGC 891 (obr. vľavo). Nájdeme ju 3,5° východne od Alamaka. Jej jasnosť je však len 10 mag. a vzdialenosť od Zeme dosť neurčitá, mohla by byť v rozmedzí 20 až 40 miliónov svetelných rokov. Jej priemer v priestore dosahuje 100 000 svetelných rokov. Na tento objekt sa zo Zeme pozeráme takmer presne z boku. Astrofotografie odhalia, že sa veľmi podobá našej Galaxii. Pozdĺž rovníku tiahnuceho sa jej plochým, tenkým diskom má NGC 891 pás hmoty. Ten prekrýva aj jej centrálnu vydutinu. Pás je tvorený prachovými filamentmi, ktoré zasahujú stovky svetelných rokov nad a pod centrálnu líniu. Do týchto vzdialeností ho dostali pravdepodobne intenzívne aktivity pri tvorbe hviezd alebo výbuchy supernov. Blízko disku sa dajú nájsť tiež slabé susedné galaxie. Pozorovanie NGC 891 je vhodné pre majiteľov väčších ďalekohľadov s navádzaním a tých, čo chcú skúsiť svoju vytrvalosť a tmavú oblohu. Minimálny priemer objektívu je 15 cm.

Vo vzdialenosti asi 5° juhojuhozápadne od hviezdy Alamak leží otvorená hviezdokopa NGC 752. Má celkovú jasnosť 5,7 magnitúd a dosť veľký uhlový priemer (50′), väčší, než Mesiac v splne. Uvidíme ju ďalekohľadom s najmenej 8 cm priemerom objektívu. Niekedy sa dá rozoznať aj poľným ďalekohľadom (triédrom) s mimoriadne veľkou svetelnosťou. Skutočný priemer kopy dosahuje zhruba 20 ly. Má celkove asi 70 hviezd a najjasnejšie z nich dosahujú iba 9. magnitúdu, čiže na ich rozlíšenie už jednoznačne treba astronomický ďalekohľad. Nemá nejaké nápadné centrálne zhustenie, ale v ďalekohľade sa zdá, akoby sa jej hviezdy spájali do reťazcov. Nájsť otvorenú hviezdokopu tak ďaleko od Mliečnej dráhy nie je bežné. V skutočnosti leží asi 600 ly nad rovinou Galaxie. Zrejme vďaka tomu ju galaktické slapové sily doteraz nerozložili na jednotlivé hviezdy a na rozdiel od väčšiny iných otvorených hviezdokôp NGC 752 prekonala už niekoľko obehov okolo jadra Galaxie.

Blue_SnowballMirach_NGC404Planetárna hmlovina NGC 7662 (obr. vpravo) sa v angličtine nazýva Blue snowball, čiže Modrá snehová guľa. Nachádza sa v západnej časti súhvezdia vo vzdialenosti asi 1 800 svetelných rokov. Jej jasnosť je 9 magnitúd, takže by sme ju mali vidieť aj v malom v ďalekohľade s 8 cm objektívom. V 15-centimetrovom prístroji sa javí ako svietiaca modrá škvrna. Patrí k najľahšie identifikovateľným planetárnym hmlovinám. Jasnosť je na ploche jej modrastného disku s rozmermi 32″ x 28″ rozdelená nerovnomerne. Podrobnejšiu štruktúru hmloviny však odhalia len fotografické snímky. Centrálna hviezda má jasnosť iba 12 – 13 magnitúd a povrchovú teplotu 78 000 K. Na snímke z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu pripomína oko.

Tesne pri hviezde Mirach, len 6′ severozápadne od nej, sa nachádza slabučká hmlistá galaxia NGC 404 prezývaná tiež Duch Mirachu. Na obrázku vpravo je spolu so samotnou hviezdou. Hoci je od nás vzdialená okolo 10 miliónov ly, ide o pomerne blízku eliptickú galaxiu. V ďalekohľadoch vyzerá ako kométa. Jej poloha sa hľadá jednoducho vďaka hviezde Mirach, no v menších prístrojoch ju táto hviezda prežaruje. Už v 20-centimetrovom ďalekohľade ju však možno pozorovať v jednom zornom poli s Mirachom. Kuriozitou je, že v mnohých hviezdnych atlasoch nie je zaznačená z dôvodu, že by sa prekrývala s kotúčikom hviezdy Mirach.

V tomto súhvezdí je tiež radiant málo známeho meteorického roja Andromeíd. Nazývajú sa aj Bielidy, pretože vznikli rozpadom Bielovej kométy (1852 III). Bola objavená v roku 1772. Pozoroval ju Wilhem von Biela, podľa ktorého dostala aj meno. V roku 1852 sa kométa rozpadla najprv na dve, potom na množstvo častí – meteoroidov, ktoré naďalej obiehajú po jej pôvodnej dráhe. Po stretnutí prúdu so Zemou v rokoch 1872 a 1885 spôsobili bohatý meteorický roj. V súčasnosti sa prúd meteoroidov vzďaľuje od dráhy Zeme a preto je tento roj čoraz nevýraznejší.

Poloha: Súhvezdie Androméda sa hľadá veľmi ľahko vďaka Pegasovmu štvorcu, s ktorým je spojené. Ak si Pegasa predstavíme ako koňa, Androméda nahrádza jeho zadnú nohu. Stačí si nájsť hviezdu Sirrah v ľavom hornom rohu Pegasovho štvorca a ďalšie dve jasné hviezdy, Mirach a Alamach sú s ňou takmer na priamke. Ak sa vrátime k prostrednej hviezde Mirach, smerom na severozápad od nej sú ďalšie dve, dosť slabé hviezdy, ktoré sú s Mirach takisto takmer na priamke. Pri tej poslednej z nich, ν, možno za dobrých podmienok vidieť Veľkú hmlovinu v Androméde. V mestách a presvetlených oblastiach však často neuvidíme ani hviezdu ν And, nie to ešte galaxiu. Jestvuje aj druhý spôsob, ako nájsť toto súhvezdie. Začneme Kasiopejou, ktorá vytvára obraz W. Pod jej hlbším „véčkom“ sa nachádza Androméda. Spojnica Cih – Schedar ukazuje priamo k hviezde Alamach. V našich zemepisných šírkach je toto súhvezdie sčasti cirkumpolárne. O polnoci ho najlepšie uvidíme okolo 10. októbra.

Rozloha v štvorcových stupňoch: 722

Hraničiace súhvezdia: Jašterica, Pegas, Ryby, Trojuholník, Perzeus, Kasiopeja

 

Hviezda

α (RA)

δ (DEC)

Vzdialenosť

(ly)

Rýchlosť

(km/s)

Mv

spektrálny typ

α Sirrah (Alpheratz)

00h 08′

+29,1°

97

–12

2,1

B8 IVp

β Mirach

01h 10′

+35,6°

199

0

2,1

M0 IIIa

γ Alamak

02h 04′

+42,3°

160

–12

2,2

K3 III

δ

00h 39′

+30,9°

101

–9

3,3

K3 III

ε

00h 38′ 33″

+29° 18′ 42″

169

–84

4,3

G5 III

λ

23h 37′ 34″

+46° 27′ 29″

84

+7

3,8

G8 III-IV

μ

00h 56′ 46″

+38° 29′ 58″

136

+7

3,9

A5 V

ν

00h 49′ 49″

+41° 04′ 44″

679

–24

4,5

F8 IV-V+M4 V

ξ Adhil

01h 22′ 20″

+45° 31′ 44″

196

–13

4,9

K0 III

Andromeda cierna

Pôvod obrázkov:



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.