Ottův slovník naučný/Mlhoviny

Ottův slovník naučný
Mlhové obrazy	Mlhoviny	Mlíčovice

Údaje o textu
Titulek:	Mlhoviny
Autor:	Vilém Julius Hauner (jako V. J. Hauner)
Zdroj:	Ottův slovník naučný. Sedmnáctý díl. Praha : J. Otto, 1901. S. 462–464. Dostupné online.
Licence:	PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Mlhovina
Související články ve Wikipedii: Galaxie

Mlhoviny (něm. Nebelflecke, frc. nébuleuses, lat. nebulae) jsou útvary jemným mračnům neb mlhám podobné, jež se vyskytují na nebi mezi stálicemi. Již starší národové znali na obloze některá místa hustě pokrytá hvězdami, t. zv. hvězdokupy (v. t.), z nichž nejznámější jsou Plejady, ale skutečné m. v Evropě nebyly hrubě známy, ani Galilei o nich nevěděl. Teprve Šim. Marius r. 1612 nalezl dalekohledem v souhvězdí Andromedině skutečnou m-nu a od té doby objevovány pak nové a nové. Ihle, Huygens, Halley, Kirch, Mairan, Le Gentil a hlavně Lacaille objevili množství m-in; Messier vydal první katalog o 103 kusech (m-in a kup) s popisem a stanovením jejich poloh (1771). Ale největší zásluhu si zjednali oba Herschelové, pozorujíce m. soustavně a zřídivše svá pátrání ve velkých rozměrech. Katalog W. Herschela z r. 1786 má (i s kupami) 1000 čísel m-in; první katalog jeho syna Johna (1833) má jich 2307, druhý (1847) 1708, a to jižních, a konečně třetí, t. zv. General Catalogue (1864), 5079. Nové vydání, obstarané Dreyerem, má 7840 mlhových předmětů. Po něm zkoumali m. lord Rosse a Lassel obrovskými svými teleskopy, Lamont, d’Arrest a v novější době Stephan, Common a Hough a Tempel. Zkoumáním povahy m-in zabývali se a zabývají O. Struve, Secchi, d’Arrest, Vogel, Huggins, Barnard, Keeler, Bigourdan, Winnecke, Holden a j. V novější době fotografie poskytla nad míru cenný prostředek ke zkoumání m-in; sbírka nejdokonalejších fotografií m-in je od Is. Robertsa (Photographs of Stars, Star Clusters & Nebulae; 1894, 1899, 2 díly). Když po vynalezení dalekohledu mnohé m. se ukázaly býti skupinami hvězd a když, čím více se dalekohled zdokonaloval, tím více m-in se podařilo takto rozlišiti, soudilo se, že všecky m. jsou vlastně kupami a že toliko relativní nedostatečnost dalekohledů nás o tom nepoučuje. Ale vyskytla se i druhá domněnka, že totiž m. nejsou útvary pevné nebo kapalné, nýbrž svítivé páry. Teprve spektroskop rozhodl tuto otázku. Je-li totiž spektrum spojité, jest předmět svítivý ve stavu pevném nebo tekutém; je-li spektrum složeno z několika jednotlivých čar, jest předmět plynný. Huggins r. 1864 pozoruje m-nu v Draku shledal, že její spektrum se skládá ze 3 isolovaných čar; že tedy je m-na ve stavu plynném. O všech hvězdokupách a o mnohých dosud nerozluštěných m-nách se však ukázalo, že mají spektrum spojité, a naproti tomu žádná m-na se spektrem čárkovitým se nerozložila v dalekohledu na skupinu hvězd. Jest tedy podstatný rozdíl mezi m-nami vlastními (t. zv. fysickými) a skupinami hvězd (m-nami optickými). Celkem se ukazuje, že pravé m. jsou proti nepravým nečetné.

M. dělíme dle tvaru na pravidelné a nepravidelné; jednoduché a vícenásobné; dle jasnosti na stálé a proměnlivé. Pravidelné m. lze děliti na: planetární (kulovité neb ovální), prstenovité (č. kruhovité), spirální a hvězdné (č. mlhové hvězdy).

M. planetární nazvány od W. Herschla podle toho, že v dalekohledu se jeví jako planety, stejnoměrně osvětlené plošky o průměru několika málo minut neb vteřin. Mají obyčejně modravé světlo. Ovální jsou nejčastější; mají nitro husté a kraj rozmazaný; v dalekohledu jsou pravidlem nerozluštitelné. Sem patří m-na mezi hvězdami ξ a η v souhvězdí Herkulově. Jinou, objevenou r. 1731 Bevisem v souhvězdí Býka, nazval Rosse Crab nebula, poněvadž se příbližně podobala mořskému ráčku (krabu) s roztaženými nohami. Avšak fotografie Is. Robertsa dávají podobu úplně jinou. Dále jsou: kulatá, veliká a světlá m-na jv. od β Velkého Medvěda, jež se však v silných dalekohledech ukazuje jako složitá, se dvěma body ve středu; elliptická m-na v souhvězdí Vodnáře se dvěma protilehlými výběžky; jiná v souhvězdí Hadonoše, jevící se skoro jako Saturn s prstenci, a j. Spektrum planetárních m-in dle zkoumání Gothardova ukazuje tři i více čar vodíkových a jiné čáry pouze jim vlastní. Také lze v něm viděti pruh spojitý, týkající se ústředního jádra.

M. prstenovité n. kruhovité mají kraj určitější než vnitřek; nejkrásnější je mezi β a γ Lyry, zdánlivé velikosti asi kotouče Jupiterova; tvar jest elliptický s osami 5:4. Uprostřed se ukazuje světlá hvězdička. Jiné m. toho druhu jsou mezi Labutí a Zajícem, pak v Hadonoši, ve Štíru a v Andromedě. Tato je zajímavá tím, že dříve pokládána za planetární, elliptickou; podle fotografie Robertsovy však skládá se z několika soustředných kruhů, v jejichž středu je jasné jádro. Spektrum je spojité. — Spirální m., objevené lordem Rossem, jsou četné; nejkrásnější je v souhvězdí Honicích psů; v dalekohledu Rossově vykazuje jasný střed, obklopený množstvím spirálních závitů, z nichž čásť se pojí s malou kulovitou m-nou zevnější (vyobr. č. 2785.). Jiné určitě spirální m. jsou v souhvězdí Lva a Pegasa a v souhvězdí Trojúhelníka.

Mlhové hvězdy (hvězdné m.) jsou stálice obklopené obálkou mlhovou, formy kruhovité nebo nepravidelné. Spektrum je souvislé i čarovité. — Z nepravidelných je nejznámější m-na v Lišce, již nazval J. Herschel Dumbbell-nebula pro její podobu s anglickými činkami; v dalekohledu Rossově však vypadá spíše jako obrácený hřib. Sem patří též t. zv. Omega-nebula ve Střelci. Obě mají spektrum čárkovité. K nepravidelným druží se též některé plochy na nebi pokryté mléčným svitem, objevené již W. Herschlem; pak velké hmoty mlhové, nalezené fotograficky v Labuti, Orionu, severně ξ Persea v končině hvězdy Antares a j. — M-in vícenásobných je značné množství; v gener. katalogu Herschlově je 229 dvojitých, 49 potrojných a 40 čtyřnásobných m-n a 1 i devítinásobná. Většina jest elliptická; pohybuje-li se jedna kol druhé jako u dvojhvězd, nebylo lze dosud zjistiti, poněvadž nelze jejich posice dosti přesně měřiti. Z téhož důvodu i parallaxa m-in dosud marně hledána (Wilsing, 1893). — Proměnlivé m. jeví změny jasnosti jako proměnlivé hvězdy. Na tuto vlastnost první ukázal d’Arrest u m. objevené Hindem v Býku (α = 4^h 13^m, δ = + 19° 11’). S počátku jsouc viditelná i při svitu měsíčním, zmizela r. 1861 pro střední dalekohledy, ale veliký refraktor pulkovský ji ukazoval až do r. 1868, kdy i proň zmizela. V Býku jsou ještě dvě m., o jichž proměnlivosti se soudí, a to kol měnlivé hvězdy Τ (Burnham) a mlhovina Struveova. M-na ve Velrybě, na niž r. 1877 upozornil Winnecke, zdá se jeviti periodické změny jasnosti (D’Arrest ji r. 1856 viděl jasnou, r. 1865 vůbec nebyla viditelna 6palc. dalekohledem, až r. 1877 ji Winnecke zase uzřel dosti jasnou). Podobně m-na blíže ι ve Lvu. Bigourdan r. 1891 pozoroval m-nu nedaleko proměnné hvězdy Algolu v Perseu, objevenou r. 1785 od Herschla, ale ztracenou od r. 1854. Dlužno ovšem uvážiti, že viditelnost m-in záleží nejen na oku pozorovatelově a dalekohledu, nýbrž i na stavu atmosféry v době pozorování, a proto nelze pozorování od různých hvězdářů z různých dob a z různých míst pokládat za rovnocenná. Až snad fotografie nás blíže poučí o těchto zjevech.

Rozložení m-in ve všemmíru jest obrácené proti rozložení kup a stálic vzhledem k Mléčné dráze. Jak studie Bauschingerovy a Sidney Watersovy ukazují, jsou hvězdokupy a stálice tím četnější, čím blíže k Mléčné dráze; m. však tím řidší. Nejhustší jsou na sev. nebi v souhvězdí Panny, na jižním jsou to t. zv. Kapské č. Magelhãesovy mraky, obsahující na sta m-in, kup a jednotlivých stálic. Slabých m-in ubývá k Mléčné dráze (rovněž jasných); planetární leží v ní nebo blíže ní a skupiny hvězd skoro vesměs v ní. — O vzdálenosti m-in nelze nic určitého dosud říci; zdá se, že některé se nalézají v našem systému hvězd, jiné však že leží až za hranicí jeho. Také o velikosti jejich nemáme určitějších dat. — O pohybu dokázal J. E. Keeler spektroskopem na hvězdárně Lickově, že rychlost jeho jest téhož řádu jako rychlost stálic (2 km/sec — 60 km/sec). Veliký dalekohled zmíněné hvězdárny ukázal též, že existuje jen určitý počet tvarů m-in daných určitými křivkami prostorovými. — Rotace m-in (planetárních) dosud marně hledána. — Spektrum m-in zkoumali Vogel, Huggins, D’Arrest, Copeland a j. U pravých m-in skládá se ze 4 světlých čar (někdy viditelny jen 3, nebo jen 1; ale na fotografiích Campbell-KeeIerových jest mnohem více čar než 4, jež mají tyto průměrné hodnoty délek vln: 500^·43, 495^·72, 486^·09, 434^·07 μμ (Scheiner). Jasnosti jejich jsou v poměru 10:5:8:1; poslední je tak slabá, že často je neviditelna. Co do podstaty spektra lze říci, že čáry 486^·09 a 434^·07 splývají s čarami vodíkovými (Hβ a Hγ); čára 500^·43 pokládána za dusíkovou, ale není to nyní jisto; čáry 495^·72 nelze určiti a ukazuje k nějaké neznámé dosud látce, vlastní m-nám. Není tedy o chemickém složení m-in mnoho známo; Copeland nalezl ve spektru m. Orionovy i čáru heliovou. Všeobecně spektrum ukazuje k tomu, že plyny m-in jsou nesmírně horké nebo ve stavu vysokého výboje elektrického. — Z literatury buďtež uvedeny: Guillemin, Les Nébuleuses (1880); Flammarion, Astronomie populaire; W. Meyer, Das Weltgebäude (1898); Gruss, Z říše hvězd; Gretschel, Lexikon der Astronomie (1882). V. J. Hauner.