Veľká medvedica

Schéma hľadania Polárky pomocou Veľkého voza

Schéma hľadania Arktúra pomocou Veľkého voza

Ak päťnásobne predĺžime vzdialenosť medzi zadnými kolesami Veľkého voza (Merak a Dubhe), dostaneme sa k Polárke,[7] ktorá je na konci oja Malého voza. Raz predĺžená spojnica poslednej hviezdy oja Veľkého voza (Alkaid) a Polárky nás zase dovedie k súhvezdiu Kasiopeja. Medzi hlavou Veľkej medvedice a Kasiopejou sa rozprestiera súhvezdie Žirafa. Jediné voľným okom viditeľné hviezdy medzi Veľkým a Malým vozom ležiace zhruba v polovičnej vzdialenosti medzi vozmi patria súhvezdiu Draka.

Ak sa pozrieme v smere, ktorý ukazujú hviezdy Mizar a Alkaid, a odkloníme sa od tejto predĺženej spojnice trochu južne, nájdeme jasnú hviezdu Arktúr zo súhvezdia Pastiera. Iná pomôcka na nájdenie Arktúra je štvornásobné predĺženie spojnice spodných kôl Veľkého voza – Meraku a Phekdy – v smere jeho oja. Priamo pod chvostom Veľkej medvedice, resp. pod ojom Veľkého voza leží súhvezdie Poľovné psy. Asi 9-násobne na juh predĺžená spojnica hviezd Megrez-Phekda, predných kolies Veľkého voza, nás dovedie k hviezde Regulus, najjasnejšej hviezde súhvezdia Lev. Spojnica Meraku a Phecdy predĺžená hlboko na juh nás dovedie k súhvezdiu Váhy. Predĺženie spojnice dvoch hviezd Veľkého voza, Dubhe a Phekdy, ktoré tvoria pravé horné a ľavé dolné koleso voza, nám ukáže Spiku, najjasnejšiu hviezdu súhvezdia Panny.

Predĺžená spojnica predných kolies Veľkého voza, Phekdy a Megrezu, smerom cez súhvezdie Draka, nás dovedie k súhvezdiu Lýra. Predĺžením spojnice hviezd Dubhe z Veľkého voza s Kochabom z Malého voza sa cez Draka dostaneme k Labuti.

Presne na opačnej strane Polárky ako Veľký voz, priamo pod súhvezdiami Cefeus a Kasiopeja, sa nachádza súhvezdie Pegas. Privedie nás k nemu dva razy predĺžená spojnica hviezdy Merak z Veľkého voza s Polárkou.

Spojnica hviezd Megrez a Dubhe ukazuje takmer presne na Capellu, najjasnejšiu hviezdu súhvezdia Povozník. Spojnica ľavej hornej hviezdy voza, Megrezu, a pravej dolnej hviezdy, Meraku, ukazujú na hlavy Blížencov. Predĺžením spojnice hviezd Megrez a Phekda sa dostaneme k Oriónu.

4D pohyb hviezd Veľkého voza za ± 150 000 rokov. Na prezeranie tejto animácie sú potrebné 3D okuliare s farebnými filtrami červená-zelená, príp. červeno-modrá.

Zvláštnosťou hviezd Veľkého voza je ich vlastný pohyb. Päť z nich – β, γ, 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.[2][12] Vzhľadom na Slnko ide o rýchlosť asi 15 km/s. Smerujú do bodu ležiaceho približne na rozhraní Strelca a Kozorožca.[3] Výnimkou sú len hviezdy α Dubhe a η Alkaid. Tieto sa pohybujú obrátene.[7][12] Tvar Veľkého voza sa teda pomaly mení. Zmena však bude viditeľná až po niekoľkých desaťtisícročiach.[6][12]

Tie hviezdy, ktoré sa pohybujú rovnakým smerom, tvoria pohybovú hviezdokopu[2] označovanú ako Collinder 285 alebo neformálne „medvedí prúd“.[3][10][13] 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.[10]

α sa nazýva Dubhe, čo znamená medveď (z arabčiny Thahr al Dubb al Akbar – „chrbát väčšieho medveďa“).[1][4] Ďalšie bývalé arabské pomenovania sú Kratu – „Mudrc“, či Ak – „oko“. V Číne ju nazývali Thien Choo – „nebeská os“. Podľa Bayerovho označenia α by mala byť najjasnejšou hviezdou súhvezdia, pretože v tomto označení, ktoré zaviedol v r. 1603 nemecký astronóm Johann Bayer, hviezdy v rámci jedného súhvezdia dostali písmeno gréckej abecedy väčšinou od najjasnejšej (α) po najslabšiu (ω).[8] Za gréckym písmenom nasleduje genitív mena súhvezdia alebo jeho skratka. α UMa však nie je celkom najjasnejšia hviezda súhvezdia, máličko ju presahuje Alioth (ε UMa).[10] Označenie hviezd Veľkého voza totiž predstavuje jednu z výnimiek, keď neboli grécke písmená zavedené podľa jasnosti hviezd, ale v tomto prípade boli v rámci asterizmu Veľký voz pomenované sprava doľava. Dubhe vo Veľkom voze predstavuje zadné, najzápadnejšie koleso.

Táto hviezda je obor s povrchovou teplotou 4 500 K a je podľa jedného zdroja 150-krát[3], podľa iného 300-krát jasnejší než Slnko.[14] Aj voľným okom vidno jeho oranžovú farbu.[7] Je to vizuálna dvojhviezda a vo vzdialenosti 0,6″ (reálne 20[4] – 23 AU) má horúcejšieho menej hmotného sprievodcu jasnosti 4,8 mag., s ktorým sa obehnú raz za 44 rokov.[3][14] Dubhe spolu s hviezdou Merak (β UMa) ukazujú smer k Polárke. Preto sa nazývajú aj Ukazovatelia. Ak nanesieme ich vzdialenosť päťkrát v smere ich spojnice, nájdeme Polárku.[6]

Merak, piata najjasnejšia hviezda voza, je žiarivobiely a jeho biela farba vynikne pri hviezde Dubhe.[7] Jeho názov vznikol z arabského Al Marakk, čo značí bok[1] alebo bedro (medveďa)[3] Je asi 60-krát jasnejší, dvakrát väčší a približne 3-krát hmotnejší ako Slnko.[10] Skúmaním jeho infračerveného žiarenia sa zistilo, že je obklopený diskom prachu.[15]

γ Ursae Maioris sa nazýva Phecda (Phekda) alebo Phacd.[3][6] Pochádza z arabského výraz al Falidh, čo znamená stehno.[1][3] Názov sa opäť vzťahuje na jej polohu v obrazci Veľkej medvedice. Jej spektrum naznačuje, že Phekda má sprievodnú hviezdu, ale nič iné podvojnosti tohto systému nenasvedčuje. Pri pohľade z Phekdy by Merak vyzeral ako Sírius na našej oblohe.[16]

δ, Megrez (z arab. Al Maghrez, „koreň chvosta“),[1][3] je najslabšia hviezda obrazca Veľkého voza.[10] Najslabšia by sa javila aj v prípade, že by sme všetky hviezdy Veľkého voza uložili do rovnakej vzdialenosti. Jej svietivosť totiž predstavuje „len“ 20-násobok svietivosti Slnka. Je rovnakého spektrálneho typu ako Denebola zo súhvezdia Leva, je však o 60 % žiarivejšia, pretože je staršia než Denebola. Vek Megrezu sa odhaduje na 50 miliónov rokov.[17]

ε Ursae Maioris je známa ako Alioth,[10] čo vzniklo pravdepodobne z výrazu Alyat, ktorý v preklade značí hrubý chvost východnej ovce,[1][4] alebo z arabského výrazu Al Hawar – biele oko.[4] 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.[17] Alioth je krátkoperiodická premenná hviezda[3] typu α² Canum Venaticorum (Cor Caroli). Zmeny v jej jasnosti sú spôsobené magnetickým poľom a ich perióda je 5,1 dňa.[4][18] Kolísanie jasnosti (od 1,68 do 1,71 mag.) je však príliš slabé na to, aby sa dalo zachytiť voľným okom.[3][10] Alioth je 108-krát svietivejšia, približne štyrikrát väčšia a trikrát ťažšia ako Slnko. Zároveň je to aj spektroskopická dvojhviezda.[4][6] Jej zložky sa vzájomne obehnú raz za 4,15 roka.[10]

Mizar A a Mizar B (dole), hore Alcor

Stredná hviezda v oji Veľkého voza (ζ UMa) sa nazýva Mizar. Pôvodný názov je Mirak,[12] možno dokonca Merak.[3] Dnešný názov dal hviezde Joseph Justus Scaliger, francúzsky humanista žijúci v rokoch 1540 – 1609.[1][12] Je to azda najznámejšia viacnásobná hviezda. Neďaleko od nej leží slabšia hviezda Alcor.[2] Rozlíšiť tieto dve hviezdy od seba je oddávna skúškou dobrého zraku.[1][6][10] 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.[3] V antických dobách bola táto dvojica známa ako kôň a jazdec.[2][5][6]

Mizar a Alcor sú od seba vzdialení takmer 12′,[3][6] presnejšie 11,8′.[13] Jasnejší Mizar má magnitúdu 2,3, slabší Alcor nachádzajúci sa v obrazci voza nad ním, posunutý trochu smerom k Alkaidu, má 4,0 mag.[10] Napriek tomu, že ide o jednu z najznámejších dvojíc, pravdepodobne to nie je reálna dvojhviezda.[10] Mizar leží 78 svetelných rokov od Zeme[19] a Alcor je ešte o 20 ly ďalej než Mizar. Iné zdroje však uvádzajú hodnotu ich vzájomnej vzdialenosti len 15 000 AU, čo je menej ako jedna štvrtina svetelného roka a ak je tento údaj pravdivý, medzi oboma hviezdami už existuje gravitačná previazanosť (a dvojica je teda predsa len fyzická). V tom prípade však ich vzájomná obežná doba presahuje hodnotu 750 000 rokov.[3][19]

Samotný Mizar je viacnásobná hviezda. Bol vôbec prvou hviezdou, ktorú ďalekohľad rozložil na dve zložky.[10][13] Stalo sa to v roku 1650, keď taliansky hvezdár Giovanni Battista Riccioli pozoroval Mizar.[6][12] Zložky Mizar A a Mizar B (ζ A a ζ B) sú od seba vzdialené 14,3″[5] – 14,8″[6] a rozoznáme ich už vo väčšom triédri.[12] Jedna zložka je modrobiela, druhá zelenkastá.[5] Jasnejšia zložka Mizar A s magnitúdou 2,2 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 má magnitúdu 3,9. 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.[13]

V roku 1889 E. Ch. 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.[1][3][10][12][19] V roku 1908 pozorovania ukázali, že i slabšia zložka, Mizar B, je spektroskopická dvojhviezda s obežnou dobou približne pol roka.[3][19] Napokon sa zistilo, že podvojný je aj Alcor,[10] aj keď obežná doba jeho zložiek zostáva nejasná. Ide teda až o šesťnásobnú hviezdu.[7] Niektoré merania naznačujú dokonca prítomnosť siedmej zložky, ktorá by mala obiehať Mizar B, zatiaľ sa však jej existencia nepotvrdila.

η UMa s arabským menom Alkaid („vodca“) alebo Benatnash (z arab. Ka′id Banat al Na′ash, „plačka“, „dcéra“, či „guvernér smútiacich dcér“,[1] pozri arabskú legendu) sa nachádza na konci chvosta medveďa či oja voza a je to tretia najjasnejšia hviezda obrazca Veľkého voza. S povrchovou teplotou približne 16 800 K[20] – 20 000 K[10] 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.[20]

Aj niektoré hviezdy mimo asterizmu Veľký voz sú pomenované. Napríklad ι Ursae Maioris má názov Talitha. Názov pochádza z arabského „al-qafza al-talita“, „tretí skok gazely“. Starší názov bol Talitha Borealis čiže severná, na odlíšenie od Talithy Australis, čo bol bývalý názov kappa UMa. ι UMa je štvorhviezda. Hlavnú zložku viditeľnú voľným okom obieha vo vzdialenosti 165 AU dvojhviezda zložená z hviezd 4,0 a 11,7 magnitúdy, pričom jej výsledná jasnosť je 10,8 magnitúd. Jeden obeh zložiek dvojhviezdy okolo spoločného ťažiska trvá 40 rokov a ich rozstup je 10 AU.[21] Hmotnejšia zložka typu M1 je v ohnisku obežnej dráhy menšej zložky.[1] Dominantná zložka tohto trojhviezdneho systému je podľa spektra podobor. Má ešte aj spektroskopického sprievodcu s obežnou dobou 11 rokov, o ktorom nič viac nevieme.

Hviezdy zadných nôh sa zase nazývajú Tania, čo pochádza z arabského al-qafza al-tanija, v preklade „druhý skok gazely“.[1] Tania Australis (južná) je spektroskopická dvojhviezda. Obežná doba jej zložiek je 230 dní.[1][22]

Názov ο, Muscida, zase pochádza z latinčiny a znamená ňufák. Muscida je trochu chladnejšia než Slnko, ale je to obrovská hviezda s jasnosťou 140 Sĺnk a priemerom 15 Sĺnk.[23] Je to bližšie neklasifikovaná premenná hviezda s periódou zmien jasnosti približne jeden rok. Má aj spoločníka, červeného trpaslíka 15. magnitúdy, vzdialeného od hlavnej zložky najmenej 400 AU (čo je desaťkrát viac, ako vzdialenosť Pluta od Slnka).

Dvojhviezdy sú aj obe hviezdy s menom Alula, ktoré vzniklo skrátením arabského výrazu pre prvý skok gazely.[1] ξ UMa, alebo Alula Australis, ktorá je od nás vzdialená 25 svetelných rokov, je tvorená dvoma zložkami magnitúdy 4,4[1] a 4,9 (iný zdroj udáva hodnoty 4,3 a 4,8).[10] Hviezdy majú vzájomnú obežnú dobu 59,74 roka,[1] čo je na ďalekohľadom rozlíšiteľnú dvojicu rýchly obeh,[2] 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 zväčšuje. V roku 2000 predstavoval 1,8″ a bol teda rozlíšiteľný 7 – 8-centimetrovým objektívom.[2][3] 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.[5] Každá zo zložiek je tiež spektroskopická dvojhviezda. Jasnejší pár sa vzájomne obehne za 669 dní, slabší pár má periódu obehu 4 dni.[3]

Alula Borealis, ν UMa, je dvojhviezda s hlavnou zložkou jasnosti 3,71 mag. a sprievodcom 10,1 magnitúdy v uhlovej vzdialenosti 7,2″.[1][10]

R Ursae Maioris je dlhoperiodická premenná typu Mira Ceti s rozsahom jasností 6,5 (6,7) – 13,4 (13,7) mag a periódou necelých 302 dní. Jej svetlo letí na Zem približne 1 000 rokov.

TX Ursae Maioris je zákrytová premenná hviezda so zložkami spektrálnych typov B8 a G0. 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 je prototypom zvláštnej skupiny novám podobných premenných hviezd nazývaných podľa nej. R UMa je dlhoperiodická premenná s rozsahom magnitúd 6,5 – 13,7 a periódou necelých 302 dní.

S nepatrne menším rozsahom magnitúd patrí medzi dlhoperiodické premenné aj T Ursae Maioris. Jej magnitúda sa v priebehu 256,6 dní zmení od 6,6 po 13,5. A napokon je tu taktiež dlhoperiodická S Ursae Maioris. Jej jasnosť kolíše od 7,1 po 12,7 počas takmer 226-dennej periódy.[24]

W Ursae Maioris je tesná zákrytová dvojhviezda. Jej zložky sú pri sebe tak blízko, že sú vzájomnou príťažlivosťou deformované a ich obežná doba je veľmi krátka, iba niekoľko hodín. Je prototypom zákrytových premenných dvojhviezd, ktorých minima jasností sú obidve rovnaké.

Predstava umelca o planéte obiehajúcej hviezdu 47 Ursae Maioris

Za pozornosť stojí aj hviezda 47 Ursae Maioris. Táto nenápadná hviezdička jasnosti 5,1 mag. je od nás vzdialená asi 46 svetelných rokov.[25] Stala sa známou tým, že bola treťou hviezdou 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. Táto planéta má hmotnosť 890 hmotností Zeme, čo sú presne 2,4 hmotnosti Jupitera.[12]

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.[12] Jeho vzdialenosť od Slnka je iba 8,2 svetelného roka.[26] Dá sa pozorovať už triédrom a nachádza sa v zadnej nohe Veľkej medvedice.[10] 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. 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 hmotnosť asi 1,6 hmotností Jupitera a obieha vo vzdialenosti 11 AU s periódou 30 rokov. Je možné, že v tejto sústave je 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.[10]

Sovia hmlovina (M 97). Nazýva sa tak kvôli svojmu okrúhlemu tvaru s dvoma tmavšími škvrnami, akoby očami sovy.

Na východ od Meraka, bližšie k stredu súhvezdia, je veľká planetárna Sovia hmlovina M 97[2][6][7] alebo jednoducho Sova.[1] Nazýva sa tak kvôli svojmu okrúhlemu tvaru s dvoma tmavšími škvrnami, akoby očami sovy, ktoré sú ale rozoznateľné až 20-centimetrovým ďalekohľadom. Jej uhlová veľkosť je 194″,[5] vyše trojnásobok zdanlivého priemeru Jupitera.[2] Zaberá priestor s priemerom 2 svetelné roky, je teda približne 2 000-krát väčšia ako planetárna časť slnečnej sústavy.[27] Podľa iného zdroja je priemer hmloviny až 7,3 ly a hmotnosť dve hmotnosti Slnka.[1] Jej centrálna hviezda ležiaca medzi „očami“ má jasnosť iba 14 mag.,[3] hoci jej povrchová teplota dosahuje 55 000 K,[4][28] a dá sa pozorovať až ďalekohľadom s priemerom objektívu 30 cm.[5] Hmlovina celkove patrí medzi jeden z najslabších objektov Messierovho katalógu.[10][28] Je na hraniciach možností ďalekohľadu s priemerom objektívu 6 cm,[3] iný zdroj udáva, že rozlíšiť jej zelenomodrý disk dokáže až ďalekohľad s priemerom objektívu okolo 7,5 cm.[2] Sovia hmlovina má aj svojho vizuálneho „dvojníka“, takzvanú Južnú Soviu hmlovinu v súhvezdí Hydry.[27]

Špirálovú galaxiu Veterník M 101 pozorujeme takmer kolmo na rovinu jej disku, čiže čelne.[3][5][7][10] S priemerom 170 000 ly[29] je skoro dvakrát väčšia, ako naša Galaxia a je to jedna z najväčších známych špirálových galaxií.[2] Bola to zároveň jedna z prvých „špirálových hmlovín“, ktoré pozoroval lord Rosse svojím veľkým ďalekohľadom, najväčším v 19. storočí, Leviathanom z Parsontownu.[29] Má nízku plošnú jasnosť,[1][10] veľmi rozvinuté ramená a hmotnosť asi 180 miliárd hmotností Slnka.[1] 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.[2] V tejto galaxii boli ako v prvej objavené hypernovy,[6] 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.

Galaxia leží vo východnej časti súhvezdia, takmer na rozhraní so súhvezdím Draka, blízko oja Veľkého voza.[2] Pozorovať sa dá len ďalekohľadom s priemerom objektívu 8 a viac cm.[3] Skúsení pozorovatelia ju údajne dokážu zachytiť už aj 6-centimetrovým šošovkovým ďalekohľadom. 20-centimetrovým ďalekohľadom sa dá za vhodnej noci pozorovať severné špirálové rameno a tri uzly – emisné hmloviny a tiež tri ďalšie blízke galaxie. Jedna z nich, NGC 5474, je jej satelitnou galaxiou.[5] Ďalekohľady s väčšou svetelnosťou ukážu viac ramien a uzlov.

Bodeho galaxia M 81 – špirálová galaxia 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.

V najsevernejšej časti súhvezdia je malá skupina galaxií, z ktorých najjasnejšia je Bodeho galaxia alebo Bodeho hmlovina M 81. Nazýva sa tak podľa svojho objaviteľa, berlínskeho hvezdára Johanna Elerta Bodeho, ktorý ju objavil 31. decembra roku 1774.[2] Počas jasnej tmavej noci sa dá uvidieť i v malom ďalekohľade[6] ako pozdĺžny fliačik svetla. Je to jedna z najjasnejších (magnitúda 6,9) a najlepšie viditeľných galaxií na oblohe.[2][10] Hoci je menšia ako Veterník, je lepšie viditeľná, pretože je jasnejšia.[2] Za dobrých pozorovacích podmienok sa dá objaviť ďalekohľadom s priemerom objektívu 5 cm alebo veľmi silným triédrom.[2][3]

Veľkosťou (priemer 70 000 – 95 000 ly) je podobná našej Galaxii. Je to typická špirálová galaxia s priečkou.[1] Jej jadro obsahuje niekoľko silných röntgenových zdrojov.[2] 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.[2] 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 galaxie susednou galaxiou M 82, ale nedávny výskum 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.[30]

Galaxia Cigareta (M 82). Pri pohľade zo Zeme má pozdĺžny tvar. V infračervenom spektre v možno vidieť obrovské prachové útvary pripomínajúce dym z cigarety, ktoré pravdepodobne vznikajú pri intenzívnej tvorbe hviezd.

M 81 svojou gravitačnou príťažlivosťou zdeformovala aj blízku galaxiu M 82 (NGC 3034).[6][7] Mohutný výtrysk z jadra M 82, ktorý je poháňaný hviezdnym vetrom veľkého množstva hviezd (galaktickým supervetrom), je miesto náhleho zrodu hviezd.[6] V priestore s priemerom len niekoľko tisíc svetelných rokov vznikajú súčasne celé hviezdokopy. Táto hviezdotvorba je pravdepodobne následkom blízkeho stretu Cigarety s M 81[5][13][31] pred približne 50 miliónmi[13] až 300 miliónmi rokov.[2] Rýchlosť prúdov plynov vo výtrysku je asi 1 000 km/s.[3] Družica Fermi zaznamenala aj tok vysokoenergetického gama žiarenia z tejto hviezdotvornej oblasti, ktoré 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.[32]

Galaxia M 82 je známa aj ako Cigareta.[2] Z nášho pohľadu má pozdĺžny tvar[31] a v 20-centimetrovom ďalekohľade sa objaví priečny prachový pruh pretínajúci dlhšiu os. 60-centimetrový ďalekohľad ukáže aj druhý temný pás s piatimi zahusteniami.[5] V infračervenom spektre v galaxii možno vidieť obrovské prachové útvary pripomínajúce dym z cigarety. Tieto mračná pravdepodobne vznikajú pri intenzívnej tvorbe hviezd.[2] Je to najbližšia galaxia k našej vlastnej Galaxii, v ktorej prebieha búrlivá tvorba hviezd.[33] Priemer galaxie je asi 32 000 ly[4] – 40 000 ly.[2] V infračervenom spektre je to jedna z najjasnejších galaxií na oblohe, alebo dokonca až najjasnejšia.[2] Zrážajúce sa mračná plynu žiaria dokonca až v röntgenovom spektre a galaxia je tiež silným rádiovým zdrojom.[4] 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.[2] Vizuálne je však slabšia ako M 81, so svojou magnitúdou 8,9 sa v ďalekohľadoch horšie rozoznáva. Od M 81 je M 82 vzdialená o málo viac než o dĺžku priemeru Mesiaca – 37′.[5] V kozmickom priestore ich delí nanajvýš niekoľko stotisíc svetelných rokov.[10] 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. S magnitúdou okolo 10 je od nej oveľa slabšia. Zaberá na oblohe plôšku veľkosti 4,6-krát 3,6 uhlovej minúty.[10] Je to nepravidelná galaxia.[13]

NGC 2976 sa nachádza 1,3 stupne juhozápadne od M 81. Podobne ako neďaleká NGC 3077, aj ona sa dá zahliadnuť už amatérskymi 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 skutočnosti je to však špirálová galaxia. Jej špirálová štruktúra nie je veľmi zreteľná.[10]

Asymetrická špirálová galaxia NGC 5474

Špirálová galaxia NGC 5474, satelit Veterníka, leží od necelý stupeň juhojuhovýchodne od jej jadra. Táto plôška o veľkosti asi 5 uhlových minút dosahuje zhruba 11. magnitúdu. Stredne veľkými amatérskymi ďalekohľadmi je viditeľná ako hmlistá škvrnka. 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.[10]

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 Foster Coddington, preto je známa aj ako Coddingtonova hmlovina.[34] Celá táto skupina dohromady deviatich galaxií je na širokouhlých dlhých expozíciách zdanlivo zahalená do slabej hmloviny – v skutočnosti je táto medzihviezdna hmota 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) sú dvojica 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. M 109 je špirálová galaxia s priečkou.[35] 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 galaxií vnútri väčšej kopy.[1]

V severnej časti súhvezdia leží pomerne málo jasná galaxia NGC 2787. Je zaradená medzi šošovkovité galaxie, ktoré sú prechodným typom medzi špirálovými a eliptickými galaxiami. Má tesne navinuté, takmer súmerné ramená tmavého prachu, ktoré obklopujú jasné jadro.[12][36]

Špirálová galaxia NGC 2841 má jemné, pevne navinuté ramená, v ktorých astronómovia zaznamenali veľa explózií supernov.[10] Ďalšia špirálová galaxia, NGC 3079, je tentoraz videná úplne zboku. Z jej aktívnej centrálnej oblasti vychádza zvlnená, chuchvalcovitá bublina horúceho plynu so šírkou 3 500 ly, za ktorou nasleduje hviezdotvorba. Galaxia je vzdialená 50 miliónov ly.[5][37]

Hubblovo hlboké pole – pohľad do minulosti na mladé galaxie, ako vyzerali asi miliardu rokov po Veľkom tresku

Schéma vzniku snímky Hubblovo hlboké pole. Obežná dráha Hubblovho ďalekohľadu, ktorá umožňovala snímať o veľkosti jednej pätnástiny priemeru Mesiaca nepretržite päť dní

Tesne nad Megrezom sa nachádza objekt Messierovho katalógu M 40 s magnitúdou 8,4.[13] Nie je to však žiadna hmlovina, hviezdokopa ani galaxia.[10] M 40 sa dostala do Messierovho katalógu omylom, pretože je to len obyčajná dvojhviezda, navyše iba optická[13] – skutočná vzdialenosť oboch zložiek od Zeme sa značne líši. Jedna z nich je vzdialená 550 ly, druhá až 1 900 ly.

Dvojitý kvazar QSO 0957+561A/B je zosilnený efektom gravitačnej šošovky, ale aj tak ho možno vidieť len prostredníctvom 40-centimetrového ďalekohľadu. Jeho svetlo totiž na ceste k nám prekonalo celú polovicu pozorovateľného vesmíru – 7 miliárd svetelných rokov.[5]