Vincent van Gogh: Hvězdná noc na Rhoně (1888)
Úvodní stránka > Mizar, Alcor a Sidus Ludoviciana
V minulém roce [článek byl napsaný v dubnu 1999] došlo ke dvěma zajímavým událostem ve světě dvojhvězd, které se týkají snad nejznámější dvojhvězdy vůbec, Mizara (Zeta ζ UMa) uprostřed oje Velkého vozu. Zatímco ranou historii tohoto klasického oboru astronomie k nepoznání změnilo studium italských rukopisů ze 17. století, jeho budoucnost na začátku nového tisíciletí byla poodhalena stelárním interferometrem nové generace, který v krátké době úplně smaže rozdíl mezi spektroskopickými a vizuálními dvojhvězdami.
Vincent van Gogh: Hvězdná noc na Rhoně (1888)
Jakožto hvězda viditelná pouhým okem, navíc v tak výrazné skupině hvězd, byl Mizar samozřejmě znám odnepaměti, ale kdo ho poprvé rozlišil svým dalekohledem? Dvojhvězdná literatura se vzácně shoduje v názoru, že to byl Giovanni Battista Riccioli (1598-1671), jezuitský astronom z Boloně, který měl Mizara - jako vůbec první objevenou dvojhvězdu - rozštípnout někdy kolem roku 1650.
Protože jsem po mnoha zkušenostech značně skeptický ke všem svědectvím z druhé, desáté či bůhvíkolikáté ruky, pátral jsem po přesnější citaci, abych si Riccioliho prvenství mohl ověřit nahlédnutím do originálních pramenů. Dlouhá léta bezvýsledně. Ptal jsem se historiků astronomie, dokonce jsem se dostal k Riccioliho dvěma monumentálním přehledům soudobé astronomie, Almagestum novum (1651) a Astronomia reformata (1665), ale nenašel nic, co by stálo za řeč. Když už jsem začínal mít pocit, že celá historie je jenom další z mýtů, které po staletí kolují v astronomické literatuře a slepě kopírovány z jedné publikace do druhé se pomalu, ale neodvratně mění z informace na šum, narazil jsem naprosto nečekaně na vytoužený odkaz: Almagestum novum, svazek 1, část první, strana 422.
Moje prohlídka Riccioli spisu v pražském Klementinu tedy zjevně nebylo tak důkladná, jak jsem si původně myslel, ale mám jednu omluvu. Všechno, co Riccioli o Mizarově podvojnosti napsal, je následující příležitostná poznámka ztracená v kapitole O zdánlivých a skutečných rozměrech hvězd: „... takže se zdá, že uprostřed ohonu Velké Medvědice je jedna hvězda, zatímco ve skutečnosti jsou tam dvě, jak ukazuje dalekohled.“.
Benedetto Castelli (1578 – 1643), Galileův student na univerzitě v Padově a později jeho oddaný přítel, který ho vystřídal na katedře matematiky na univerzitě v Pise. Byl to se vší pravděpodobností právě on, kdo první rozlišil Mizara (Dzeta UMa) dalekohledem. Moderní kopie Castelliho portrétu jehož originál je v galerii Ufizzi. Se svolením Istituto e Museo di Storia di Science ve Florencii and Francy Principe.
Kdyby to byl konec příběhu, asi bych tenhle článek nikdy nepsal, ale jak říká Peerův zákon, vyřešení problému změní samotný problém natolik, že ho ani grantová agentura nepozná. Při pátrání po původním Riccioliho textu jsem rozhodil sítě i na Internetu, a z diskusní skupiny o historii astronomie H-ASTRO se mi ozval Peter Broughton. Byl to nepopsatelný pocit číst v jeho emailu, že podle populární knihy známého italské astrofyzika Paola Maffeiho Mizara poprvé rozlišil Benedetto Castelli, přítel Galilea Galileiho a jeho nástupce na katedře matematiky na univerzitě v Pise, už v roce 1616! Broughton sice neměl ve svých poznámkách název oné knihy, a professor Maffei patří k lidem bez internetové identity, nicméně za několik týdnů mi od něj přišla obálka s kopií zapomenutého článku Le prime osservazioni di stelle doppie (První pozorování dvojhvězdy) z roku 1949 od jistého Umberta Fedeleho. Naneštěstí pro historii astronomie zveřejnil Fedele výsledky svého studia jenom v italštině a navíc v dost obskurním časopise Coelum vydávaném tehdy boloňskou hvězdárnou. Co je však důležitější, jeho práce obsahuje odkazy na prapůvodní galileovské zdroje, hlavně Castelliho dopisy Galileovi do Florencie (odpovědi slavného rebela se bohužel nedochovaly) a několik dalších rukopisů uložených dnes v Národní knihovně ve Florencii. Všechny byly v přepisu publikovány už v letech 1890-1919 ve dvacetisvazkovém kompletním vydání Galileových prací, známém jako Národní vydání (editor Antonio Favaro).
Moje italština ani latina nebyla (a není) o nic lepší než znalost Galileova života a díla, ale vydatně mi pomohli historici astronomie - Albert Van Helden (Rice University, Houston), Thomas Settle (Polytechnic University, Brooklyn), Giancarlo Truffa (nezávislý badatel z Milána, jinak softwarový inženýr) a Thomas Winter (University of Nebraska). Truffa dokonce prošel nadějná místa v Národním vydání a našel další dvě pozorování dvojhvězd Castellim, o kterých se Fedele nezmiňuje.
Nestarším dokladem zájmu toskánských přátel o dvojhvězdy je dopis, který Castelli poslal Galileimu 16. listopadu 1616. Popisuje v něm hvězdu v blízkosti Mizara viditelnou pouze dalekohledem. Letmý pohled na přiloženou skicu však ukazuje, že tentokrát to byla pouze stálice osmé velikosti, o století později pojmenovaná Sidus Ludoviciana (viz. dále). Castelli tvrdil, že poloha této hvězdy vůči Mizaru se trochu změnila ve srovnání s polohou zaznamenanou minulé léto v Bellosguardu (Galileově rezidenci na okraji Florencie).
Objev skutečné dvojhvězdy však už na sebe nenechal dlouho čekat. Sedmého ledna 1617 psal Castelli do Bellosguarda, že nepřestává pátrat po stálicích, a požádal Galileiho, pokud mu to zdraví dovolí, aby se podíval na Mizara. „Je to jedna z těch krásných věcí na nebi a nevěřím, že bychom si pro naše účely mohli přát něco lepšího“, poznamenal Castelli.
Zdá se, že Galileo vyhověl žádosti svého přítele při nejbližší příežitosti. Národní knihovna ve Florencii uchovává pod signaturou Ms. Gal. 70 c. 10r unikátní list papíru s poznámkami psanými Galileovou rukou, včetně podrobného záznamu o pozorování Mizara rozštípnutého na 15 vteřin široký pár nestejně jasných hvězd, a krátkého výpočtu jeho vzdálenosti od Země. Galileo nesprávně předpokládal, že úhlový poloměr jasnější složky který změřil - 3 úhlové vtěřiny - je reálný, porovnal ho s úhlovým poloměrem Slunce a dostal tak přímo vzdálenost Mizara, pouhých 300 astronomických jednotek. Pozorování není bohužel datováno, ale uvedená ekliptikální délka Země („v Raku 25“, tzn. 115 stupňů), odpovídá 15. lednu. Fedele celkem přesvědčivě argumentuje, že záznam pochází z roku 1617, kdy se Galileo o Mizaru právě dozvěděl z Castelliho dopisu. Galileův velký zájem o stálice v té době navíc potvrzuje další fascinující rukopis.
„Prostřední hvězda ohonu Velké Medvědice připadá svou [ekliptikální] délkou na 9. stupeň Panny, a její šířka je 56. Země je nyní v Raku 25, od kteréžto polohy je hvězda vzdálená 44 stupňů. Mezi prostřední hvězdu ohonu Velké Medvědice [Mizar A] a hvězdu, která je k ní nejblíže [Mizar B], se nyní vejde 15". Poloměr velké hvězdy 3"; menší 2"; mezera 10". Poloměr velké sféry [oběžné dráhy Země] obsahuje 226 slunečních poloměrů. Sluneční [úhlový] poloměr obsahuje 300 [úhlových] poloměrů velké hvězdy. Tedy vzdálenost hvězdy obsahuje 300 slunečních vzdáleností, pokud je hvězda stejně velká jako Slunce, to znamená 67800 [lineárních] slunečních poloměrů.“
Pozoruhodně detailní záznam o pozorování Mizara psaný Galileovou rukou a jeho překlad z latiny Thomasem Winterem (University of Nebraska). Ačkoliv v něm není uvedeno žádné datum, je velice pravděpodobné, že byl pořízen 15. ledna 1617. Ms. Gal. 70 c. 10r., Biblioteca Nazionale Centrale, Florencie. Reprodukováno se svolením italského ministerstva kultury. Další šíření nebo publikace tohoto obrázku jsou zakázány.
Toto pozorování, datované 4. února 1617 v Bellosguardu, je zevrubným popisem hvězd v Mlhovině Oriona (M42) bez nejmenšího náznaku, že Galileo viděl i mlhovinu samotnou. Jeho náčrtek zřetelně ukazuje tři nejjasnější složky Trapezu čtyři desetiletí předtím, než se o této vícenásobné soustavě zmínil Christiaan Huygens ve spise Systema Saturnium (1659). Zajímavá je i Galileova poznámka, že dvojice hvězd Theta1 Ori C a Theta2 Ori B pozorovaná dalekohledem, který běžně používal, se přesně kryje se dvěma sousedními hvězdami Pásu Oriona jak jsou vidět pouhým okem. Z toho vychází, že Galileův dalekohled (s nímž zřejmě pozoroval i Mizara) zvětšoval 27krát.
Mezím Benedetto Castelli 30. ledna 1617 objevil dvojhvězdu v Jednorožci, popsanou neurčitě jen jako nejvýchodnější hvězda z trojúhelníku, který se nachází asi uprostřed mezi Velkým Psem a levým ramenem Oriona (Betelgeuze). O deset let později, v létě 1627 (v té době už Castelli působil v Římě jako poradce papeže Urbana VIII. pro regulaci řek), odhalil průvodce Bety Scorpionis, který má pátou velikost a dnes ho od hlavní složky (2,6 magnitudy) dělí 13,7 vteřiny.
Proč se vlastně Benedetto Castelli a Galileo Galilei začali o dvojhězdy zajímat? Podle Fedeleho to bylo proto, že chtěli s jejich pomocí prokázat oběžný pohyb Země kolem Slunce. Princip Galileovy metody, popsané později v jeho Dialogu o dvou největších světových soustavách (knize, která sloužila Inkvizici jako záminka k neslavnému procesu), je prostý. Pokud se vám podaří dalekohledem najít těsný pár hvězd, jednu jasnější a tedy pravděpodobně bližší, a druhou slabší a vzdálenější (to znamená optickou dvojhvězdu), oběžný pohyb Země by se měl projevit změnami vzájemné polohy složek. Castelli v dopisech Galileovi o jejich záměrech záměrech nepsal, ale není těžké si představit, že dával přednost debatě o tak choulostivém tématu při osobních setkáních. Galileo byl už během své návštěvy v Římě začátkem roku 1616 poučen, že koperníkovské představy o uspořádání sluneční soutavy jsou v rozporu s biblí a nesmí být proto zastávány ani obhajovány.
Ať už byla motivace prvních pozorovatelů dvojhvězd jakákoli, nepodařilo se jim zaznamenat žádný relativní pohyb složek párů, které objevili. Když Galileo připravoval svůj Dialog (byl vydán v roce 1632), nejlepší empirický důkaz pohybu Země okolo Slunce jaký mohl předložit byl ironií osudu příliv a odliv, který však s tím nemá nic společného! Dnes je jasné, že snaha toskánských astronomů použít Mizar k podpoře Koperníkova pohledu na vesmír byla odsouzena k nezdaru od samého počátku.
Důvod je prostý - složky této vizuální dvojhvězdy (STF 1744, ADS 8891) jsou od nás přes rozdíl dvou magnitud ve hvězdných velikostech stejně daleko, vázáné k sobě gravitací a obíhající jedna kolem druhé. Existenci takových fyzických dvojhvězd prokázal William Herschel v roce 1803 (stojí za zmínku, že původně chtěl jenom použít Galileovy metody k určení vzdálenosti hvězd). Oběžný pohyb Mizara je velice pomalý. Stačí porovnat první solidní měření provedené Jamesem Bradleyem a redukované k epoše 1755 - poziční úhel 143,1 stupňů a úhlová vzdálenost 13,88", s výsledkem družice Hipparcos - 152 stupňů a 14,43 úhlových vteřin (epocha 1991,25). Pozorovaný oblouk je příliš krátký na to, aby nám prozradil cokoliv užitečného o charakteru dráhy, ale úhlová vzdálenost složek odpovídá oběžné periodě několika tisíc let.
Ze stovek měření uskutečněných mezi Bradleyem a misí Hipparcos se jedno vepsalo do historie astronomie jako první případ použití fotografie pro astronometrická měření vůbec. Stalo se tak v okouzlujících časech krátce po roce 1850 na Harvardově hvězdárně (Cambridge, USA), kdy se fotografické kameře říkalo „actinic apparatus“ a Polárka byla se svou druhou velikostí už byla mimo dosah daguerrotypie. Zavedení mokrých koloidiových desek a výměna hodinového stroje u 15-palcového refraktoru umožnily fotografu Johnu A. Whipplovi a řediteli hvězdárny Georgi P. Bondovi pořídit 27. dubna 1857 vůbec první snímek dvojhvězdy, Mizara. Když jej následující den Alvan Clark proměřil speciálním mikroskopem, ukázalo se, že fotografická metoda dává výsledky shodné s vizuálním měřením Wilhelma Struveho. Během léta 1857 Bond získal přes osmdesát snímků a po zevrubné analýze ukázal, že fotografie je dokonce třikrát přesnější, než mikrometr v rukou nejzkušenějších pozorovatelů dvojhvězd.
Nakonec ještě jedna astrometrická záležitost, záhadný temný objekt vymyšlený k objasnění údajných oscilací v relativní poloze Mizara A a B. Velice stručně řečeno, oscilace (ať už s periodou 57 nebo 3,7 roku) nebyly nikdy prokázány a žádná neviditelná složka není proto k ničemu potřeba. Nedělám si však žádné iluze o tom, že v populární astronomické literatuře bude tento přízrak strašit navěky.
Mám na mysli zcela určitý odstín na samém okraji spektrální citlivosti lidského oka, který, odebírán ze světla hvězd a galaxií jednou ionizovaným vápníkem, sehrál důležitou roli v historii astrofyziky. Jde o Fraunhoferovu čáru s laboratorní vlnovou délkou 393,4 nanometrů, označenou J. W. Draperem (profesorem chemie v New Yorku) písmenem K. Curriculum vitae této čáry zahrnuje objevy takových věcí jako je rozpínání vesmíru (1929) nebo existence mezihvězdné látky (1904), a také objev první spektroskopické dvojhvězdy, Mizara A (1889).
Koncem osmdesátých let 19. století probíhal na Harvardově hvězdárně rozsáhlý program nazvaný Henry Draper Memorial. Potřebné peníze poskytla Anna Palmer Draperová, která si tak přála zvěčnit památku svého zesnulého manžela, průkopníka astronomické spektroskopie ve Spojených státech a syna J. W. Drapera. Je pozoruhodné, že jedna část projektu byla svěřena neteři Henryho Drapera, Antonii C. Mauryové, která na hvězdárně pracovala jako asistentka. Jejím úkolem byla klasifikace spekter jasnějších hvězd severní oblohy získaných 11-palcovým Clarkovým dalekohledem opatřeným sadou objektivových hranolů. Edward C. Pickering, ředitel hvězdárny, jí přitom ponechal volbou ruku při návrhu vhodného systému spektrálních tříd.
Dvě ze spekter Mizara A která se zapsala do historie, pořízená na Harvardově hvězdárně na jaře roku 1887. Zatímco na detailu první desky (ze 27. března) je vápníková čára K dvojitá, večer 5. dubna, kdy byl pořízen druhý spektrogram, už byla jednoduchá. Druhá, širší čára je H_epsilon vodíku. Fotografie Harvard College Obsevatory, laskavostí Marthy Hazenové.
Během této rutinní práce si Mauryová brzo všimla různých podivností, mezi nimi i zvláštního rozdvojení čáry K na jednom spektrogramu Mizara A. Následná prohlídka všech dostupných desek vedla harvardské astronomy k závěru, že čára se zdvojuje každých 52 dní (vzdálenost obou čar je přitom asi 0,2 nanometru), a několik dní před a po těchto datech je neostrá. Jediným uspokojivým vysvětlením byl předpoklad, že Mizar A je ve skutečnosti fyzickou dvojhvězdou se složkami podobné jasnosti, příliš těsnou na to, aby se dala rozlišit vizuálně. Pokud je navíc oběžná perioda 104 dní a dráha přibližně kruhová, postará se Dopplerův jev o pozorované rozštěpení čar. Pickering tento historický objev oznámil na zasedání Národní akademie věd ve Philadelphii 13. listopadu 1889. Když se navíc 8. prosince toho roku čára K zdvojila podle předpovědi, zdálo se, že navržený model odpovídá realitě.
Tak příběh první spektroskopické dvojhvězdy končí v učebnicích. Ve skutečnosti s ní měli astronomové na Harvardu čím dál větší problémy. Nejdřív zkrátili oběžnou periodu na polovinu, pak změnili kruhovou dráhu na eliptickou, dokonce se pokusili svést údajné nepravidelnosti periody na třetí těleso, ale zdvojování čáry K se pořád jaksi odmítalo podřídit jízdnímu řádu. Přitom ostatní dvojčarové spektroskopické dvojhvězdy, například Beta β Aurigae, objevená vzápětí po Mizarovi, se chovaly naprosto normálně.
Křivka radiálních rychlostí Mizara A (nahoře) [25] a Mizara B (dole) [26]. Nejpodstatnějším rozdílem mezi nimi je skutečnost, že Mizar A je na rozdíl od svého souseda dvojčarovou spektroskopickou dvojhvězdou. To je nezbytná podmínka k tomu, aby bylo možné zvážit obě složky a kalibrovat modely hvězd hlavní posloupnosti. Dráhy obou fyzických dvojhvězd jsou výrazně eliptické s výstřednostmi kolem 0,5.
Případ byl uzavřen až plných dvanáct let po objevu na druhé straně Atlantiku, zásluhou Hermanna Carla Vogela a jeho kolegů na hvězdárně v Postupimi. Série kvalitních desek pořízených štěrbinovým spektrografem na 30 cm refraktoru běhěm jarní sezóny 1901 umožnila sledovat vzdálenost obou složek rozštěpených spektrálních čar (a tedy rozdíl radiálních rychlostí obou složek) skoro nepřetržitě po dobu pěti týdnů. Po vynesení do grafu data ukázala, že oběžná perioda je pouze 20,5 dne, a dráha značně eliptická a velkou osou přibližně kolmou na směr k Zemi. Teď už taky bylo jasné, co tak komplikovalo život Pickeringovi a Mauryové. Spektrální čára K se sice rozštěpuje dvakrát během oběhu, jak předpokládali, ale ve fázích, které dělí jenom čtyři dny, a v mezidobí je čára jednoduchá!
Celá spektrální historie Mizara je o to zajímavější, že v roce 1908 oznámil Edwin B. Frost z Yerkesovy hvězdárny a nezávisle na něm Hans Ludendorff z Postupimi, že také radiální rychlost slabší složky vizuálního páru, Mizara B, je proměnná. Ve jeho případě je ale vidět pouze jedna sada absorpčních čar (druhá složka je příliš slabá na to, aby se ve společném spektru prosadila) a oběžný pohyb je navíc mnohem pomalejší, než u Mizara A. Odpovídajím způsobem bylo pomalejší i studium této dvojhvězdy. Ještě v roce 1961, půl století po objevu, odvodil Helmut Abt oběžnou periodu jeden rok, což je dvakrát víc, než správná hodnota (175,6 dne).
Před osmdesáti lety čtyřnásobná soustava Mizara názorně ilustrovala dva různé druhy fyzických dvojhvězd objevované a studované naprosto odlišnými metodami. Na jedné straně vizuální dvojhvězdy, dost široké na to, aby se dala změřit poloha složek na nebi, ale s oběžným pohybem tak pomalým, že se skoro neprojevuje na jejich radiálních rychlostech. Na druhé straně dvojhvězdy spektroskopické, s výrazným pohybem ve třetím rozměru, ale zase tak těsné, že je nemohl rozlišil žádný klasický dalekohled. Problém je v tom, že pokud chcete určit hmotnosti hvězd, fundamentální vlastnost, která určuje jejich vývoj, musíte spojit oba přístupy.
Jednoduchý výpočet (potřebujete k němu amplitudu radiálních rychlostí, periodu a paralaxu) ukazuje, že úhlová vzdálenost složek Mizara A nemůže příliš přesáhnout pesimistických 0,01 úhlové vteřiny, což je pouhá třetina rozlišovací schopnosti Hubblova kosmického dalekohledu (HST). Přesto byla tato spektroskopická dvojhvězda rozlišená už v roce 1925, kdy umění interferometrie, přivedené k dokonalosti Albertem A. Michelsonem ve fyzikálních laboratořích konce 19. století, proniklo do astrofyziky.
I když Mizar bohužel nebyl první spektroskopickou dvojhvězdou změřenou touto novou metodou - tato čest náleží Capelle (Alfa α Aur) - byl pozorován už prvním (a na dlouhá léta posledním) funkčním stellárním interferometrem o základně 20 stop (6 metrů), který na Mount Wilsonu zkonstruoval Michelson společně s Francisem G. Peasem. Sedm měření provedených v letech 1925 a 1927 mělo chybu pozičního úhlu několik stupňů a úhlová vzdálenost vyšla asi o dvacet procent vetší, než má být, ale přinejmenším sklon oběžné dráhy 60 stupňů odvozený společně s dalšími elementy Henrym N. Russelem, byl správný.
Letecký snímek Navy Prototype Optical Interferometer (NPOI) na hoře Anderson Mesa, asi 20 km jihovýchodně od Flagstaffu v Arizoně, jak vypadal v říjnu 1996. Skupinka bílých budov u středu ukrývá čtyři siderostaty astrometrické soustavy. Šest zobrazovacích siderostatů je možné namontovat na kterýkoliv z betonových pilířů, které jsou vidět podél ramen ve tvaru Y, čímž je možné dosáhnout maximální základny 437 metrů. NPOI je společným projektem Naval Research Laboratory (NRL) a US Naval Observatory (USNO) ve spolupráci s Lowell Observatory. Laskavostí Christiana Hummela (USNO).
Šestimetrový interferometr představoval hranici technologických možností až do doby asi před dvaceti lety, kdy se na scéně objevila aktivní optika řízená počítači, rychlé a citlivé detektory světla a další technické vymoženosti. Fascinujícím příkladem nejmodernějšího nástupce Michelsonova přístroje je Navy Protoptype Optical Interferometer (NPOI), který se dokončuje na Anderson Mesa v Arizoně. Při pohledu z ptačí perspektivy silně připomíná miniaturu Very Large Array (VLA), známé radiové observatoře v Novém Mexiku. Tato podobnost není náhodná, protože NPOI používá stejnou metodu, zvanou aperturní syntéza, k zobrazování obřích skvrn na povrchu chladných veleobrů, plynných disků okolo Be hvězd, nebo těsných spektroskopických dvojhvězd.
NPOI sbírá světelné vlny přicházející z dvojhvězdy pomocí desíti siderostatů (plochých zrcadel na altazimuntální montáži, která světlo posílají do vzduchoprázdného optického systému k dalšímu zpracování) uspořádaných ve dvou specializovaných soustavách. Astrometrická soustava má čtyři pevně umístěné siderostaty o průměru 35 cm a maximální základnu 38 metrů. Účelem této části interferometru je měření absolutních poloh (rektascenze a deklinace pro určitou epochu) objektů na nebi s přesností tisícin úhlové vteřiny. Očekává se, že astrometrická soustava NPOI zpřesní výsledky mise Hipparcos pro většinu hvězd jasnějších než 8 magnitud (přesnost je s touto družicí srovnatelná, arizonský interferometr však bude měřit delší dobu). U dvojhvězd, které se vejdou do velmi malého zorného pole, bude přesnost relativních poloh složek lepší, než 0,01 tisícin úhlové vteřiny. To umožní odhalit poruchy způsobené případnými obřími planetami - amplituda pohybu Slunce, způsobeného Jupiterem je ze vzdálenosti 10 parseků (32,6 světelných let) jedna tisícina vteřiny.
Zbývajících šest siderostatů o průměru 12 cm tvoří zobrazovací část interferometru. Mohou byt přemístěny na kterýkoli z betonových pilířů postavených podél tří 250 metrů dlouhých ramen písmene Y. Až bude zobrazovací soustava NPOI v plném provozu, což by mělo být už letos, bude vytvářet obrazy jednodušších nebeských objektů s úžasným rozlišením 0,2 tisícin vteřiny. To je pro názornost velikost otisku boty astronauta na Měsíci při pozorování ze Země. S něčím takovým můžete změřit úhlový průměr většiny hvězd viditelných pouhým okem nebo rozlišit fyzické dvojhvězdy s periodou delší, než jeden den do vzdálenosti 1000 světelných let! Dopad na kalibraci stellární astrofyziku, komkrétně kalibraci současných modelů hvězd a jejich vývoje, bude obrovský.
Prvním hvězdným objektem, který v květnu 1996 seděl arizonskému interferometru modelem byla naše stará známá, spektroskopická dvojhvězda Mizar A s periodou 20,5 dne. V té době byly k dispozici pouze tři astrometrické siderostaty, takže rozlišení nestačilo ke skutečnému zobrazení disků hvězd (ty by měly mít asi 0,8 tisícin vteřiny v průměru), avšak jejich relativní polohu bylo možné určit s přesností 0,1 tisícin vteřiny. To je méně, než jedno procento typické vzdálenosti složek - jenom velmi málo dvojhvězd má tak precizně proměřenou dráhu.
Fascinující dráha 20,5-denní spektroskopické dvojhvězdy Mizar A získaná na základě měření třemi siderostaty astrometrické části NPOI (maximální základna 38 m). Další několikanásobné zpřesnění se očekává až začne naplno pracovat i zobrazovací část interferometru. I tak přesnost relativní polohy vyráží dech - velikost malých elips podél dráhy představuje chyby měření, typicky jen 100 miliontin úhlové vteřiny! Modré kruhy ukazují úhlové průměry složek spočítané z jejich paralaxy, barvy a jasnosti. Dvě oranžové výseče znázorňují plochy opsané průvodičem během stejného intervalu půl dne poblíž periastra a apastra. Laskavostí Christiana Hummela (USNO).
Jak vypadá astrofyzikální portrét první spektroskopické dvojhvězdy po NPOI? Obě hvězdy Mizara A obíhají kolem sebe s periodou 20 dní 12 hodin 55 minut a 13 sekund, ve vzdálenosti, která se mění od 16 do 54 milionů kilometrů. Kdybychom dvojhvězdu přenesli do naší sluneční soustavy, vešla by se právě do oběžné dráhy Merkura. Pokud se týká fyzických vlastností složek, mají prakticky stejnou jasnost, spektrální typ (A2V), efektivní teplotu (9000 K) a poloměr (2,4krát větší, než Slunce). Jediný, ale nejpodstatnější rozdíl vyplývá z posledních měření radiální rychlosti publikovaných Ch. Fehrenbachem a L. Prevotem v roce 1961. Společně s polohami získanými NPOI tato měření ukazují, že hmotnosti hvězd jsou 2,43 a 2,50 hmotností slunečních. Radiální rychlosti francouzských astronomů je však potřeba brát s rezervou, takže je docela možné, že poměr hmotností nakonec vyjde opačný. Dvohvězda samotná nám na tuto otázku dá odpověď až zestárne na nějakých 600 milionů let. Pak její těžší složka spotřebuje vodíkové palivo v jádru o něco dříve, než ta druhá, začne se rozpínat ve snaze stát se červeným obrem a promění tak Mizara v interagující dvojhvězdu. Doufejme, že na doplnění portrétu jedné z nejkrásnějších dvojhvězd na nebi nebudeme muset čekat tak dlouho.
Není možné psát přehledový článek o Mizaru a nezmínit se o dvou zajímavých hvězdách v jeho těsné blízkosti. První z nich, Alcor (80 g UMa), který je snadno vidět i pouhým okem ve vzdálenosti asi 11 úhlových minut, je někdy považován za pátou složku Mizarovy soustavy. Paralaxy změřené družicí Hipparcos však ukazují, že to s nějvětší pravděpodobností (jak velkou si můžete spočítat sami) není tak pravda. Zatímco Mizar je 78 světelných let od nás, Alcor leží ve vzdálenosti 81 světelných let, přičemž uváděná chyba je v obou případech asi jeden světelný rok.
Mizar a Alcor nicméně sdílí pohyb prostorem a mají společný osud. Před 300 až 400 miliony let se tyto hvězdy zrodily jako členové dnes nejbližší hvězdokupy, Collinder 285, známější jako pohybová hvězdokupa Ursa Major. Objevil ji v roce 1869 anglický astronom Richard A. Proctor, který si všiml, že pět hvězd Velkého vozu (Beta, Gama, Delta, Epsilon a Zeta UMa) spěchá směrem ke slunečnímu apexu v Herkulu, místo aby prchaly od něj jako většina jasných hvězd na nebi. Dnes víme, že Collinder 285 je jen rozptýleným pozůstatkem původní hvězdné soustav, s asi 50 členy po celé obloze. Pět Proctorových hvězd tvoří spolu s několika slabšími (jako je Alcor) její jádro.
Jiným oblíbeným omylem, který se kupodivu dostal i do konečného Hipparcově katalogu, je názor, že Alcor je spektroskopickou dvojhvězdou. Tato legenda má počátek ve stejné práci, v níž Frost oznámil proměnnost radiální rychlosti Mizara B, zdá se však, že pro většinu současných zdrojů je autoritou půl století stará práce Johna F. Hearda. Letmý pohled do příslušného čísla Astrophysical Journal z roku 1949 ukazuje, že radiální rychlost se měla naprosto nepravidelně měnit od -35 do +10 kilometrů za sekundu během několika minut a desítek minut. Dobře vychované spektroskopické dvojhvězdy se chovají úplně jinak. Absorpční čáry v Alcorově spektru jsou rozmazané rychlou rotací hvězdy (projekce rovníkové rychlosti je asi 200 kilometrů za sekundu) a proto se těžko měří jejich přesná poloha.
Pokud jsou ale Heardovy radiální rychlosti reálné, mohly by docela dobře souviset s proměnností Alcora, odhalenou fotometrem družice Hipparcos, která je podobně chaotická. Hvězdná velikost kolísá mezi 4,04 a 4,07 magnitudami (ve fotometrickém systému Hipparcos) bez zjevné periody.
Méně známou, ale o to zajímavější hvězdou v Mizarově těsné blízkosti, je Sidus Ludoviciana (Hvězda Ludvíkova). Jako hvězda osmé velikosti byla pozorovaná už Castellim a Galileem v Bellosguardu v létě roku 1616, ke svému jménu však přišla až o století později. Johann Georg Liebknecht (1679-1749), profesor matematiky a teologie na univerzitě v něměckém Giesenu, si jí povšiml 2. prosince 1722, když tyto končiny nebe pozoroval svým neachromatickým dalekohledem o délce 6 stop. Na základě jakýchsi nepřesných měření došel k závěru, že se vůči ostatním hvězdám pohybuje a je tedy novou planetou, a unáhleně ji pojmenoval Sidus Ludoviciana na počest svého panovníka, lankraběte Ludwiga z Hessenska-Darmstadtu. Liebknecht měl ale mnohem menší štěstí, než Galileo se svými Medicejskými hvězdami (čtyři největší Jupiterovy měsíce) či William Herschel, který skutečnou šestou planetu (Uran) pojmenoval podle anglického krále Jiřího III. Zatímco Galileo i Herschel se těšili z přízně svých mocných patronů a dočkali se i uznání ostatních astronomů, Liebknechtův spisek, v němž svůj objev v roce 1723 oznámil, se dočkal jenom zasloužené zdrcující kritiky jeho kolegů. Co na to říkal lankrabě Ludwig není známo.
Nebýt této kouzelné historky, která může oživit pozorování Mizara pro veřejnost, zůstala by Sidus Ludoviciana naprosto tuctovou hvězdou. S hvězdokupou Ursa Major nemá nic společného, jak je zjevné ze srovnání její hvězdné velikosti s Alcorem, který je stejně jako ona hvězdou hlavní posloupnosti spektrální třídy A5. Určitě si snadno spočítáte, kolikrát je od nás dál.
Česká verze tohoto článku poprvé vyšla v Bílém Trpaslíku (zpravodaji Amatérské prohlídky oblohy) č. 95 v dubnu 1999.