Vzhůru k jihu!

---

Přece nejsme takoví paďouři, řekli jsme si v okamžiku, kdy jsem začali šplhat na kopec sypké zvětralé lávy uprostřed rozlehlé sicilské Etny. Tvrdé černé valouny nám podtrhávaly nohy a nepříjemně nás škrábaly do rukou. Svah se sklonem 45 stupňů se zdál z úpatí asfaltové silnice poměrně nízký, nakonec nám jeho zlezení ale zabralo skoro půl hodiny.

Pod námi pobíhali turisté z celého světa, kupovali suvenýry a fotili se na jednom z nejvyšších lehce dostupných míst Etny. Pořád však skoro jeden a půl kilometru pod vrcholem ohromné sopky. Kolem nás se proháněl vítr smíšený s jemnými vločkami. Byl konec března, dole u Středozemního moře jaro v rozpuku, ale tady úplná Sibiř.

Nakonec jsme se dostali až na samotný dávno vyhaslý sopečný vrcholek. Lidé se proměnili v mravence a nám se naskytl zamlžený výhled směrem k vrcholu Etny, jenž se utápěl se v mracích. Byl to zvláštní pocit. Dívali jsme se na mělký kráter, kolem nás se válela černá láva místy ozdobená rezavými sraženinami neidentifikovatelných minerálů... Pocit z jemného nebezpečí, jakkoli bezpečného, byl zvláštní... Až mne z toho rozbolela hlava. Jenže, pak jsem si uvědomil, že mně ta hlava bolí nějak divně... Ba co víc! Všiml jsem si, že dlouhé vlasy mé dívky trčí na všechny strany, jako kdyby se ocitla u nějakého elektrostatického generátoru. A aby toho nebylo málo, husté kudrnaté vlasy našeho kamaráda začaly bzučet!

Nebylo pochyb. Setkali jsme se s dosud neznámým úkazem! Rychle vanoucí vítr se sněhovými vločkami, snad v kombinaci s izolačními schopnostmi sypké lávy, vytvořil elektrické pole, které se na každém z nás projevilo poněkud specifickým způsobem. Mně se mohla rozskočit hlava, kamarád se proměnil v bzučák a moje holka v čarodějnici.

Musím se na rovinu přiznat, že nás zachvátila mírná panika. Chvíli jsme se sice pozorovali, stihli udělat několik nepříliš povedených fotografií, ale pak jsme z kopce pelášili jako vystrašená kuřata. Dodnes přesně nevím, s čím jsme se tenkrát setkali. Zřejmě šlo o jistý druh "Eliášova ohně", ale ruku do ohně bych za to nedal.

Jo, a vloni se právě na tomto místě probudilo několik bočních vulkánů Etny a ono přízračné místo, kde jsme na pár okamžiků dostali nejen husí kůži, zavalila čerstvá láva.

 

Červen

Možná si tu a tam dáváte otázku, která část pozemské oblohy je krásnější. Zda naše severozemská nebo naopak ta u protinožců, jihozemská. Pokud jednou nasednete do letadla a vyrazíte směrem k jihu, jednoznačnou odpověď získáte během jediné pozorovací noci:

Už je to bez diskuze, přesvědčil jsem se na vlastní oči. Pokud si chce člověk představit krásu Galaxie a rafinovanou komplikovanost Mléčné dráhy, musí vyrazit někam k rovníku. V čase zdejší zimy se totiž přes zenit táhne podivuhodná mléčná řeka zdobená temnými zálivy a jiskřivými hvězdami.

Vždyť jaká potěšení nabízí Mléčná dráha viditelná ze severní polokoule? Snad jenom Velkou trhlinu v Labuti, Oblak ve Štítu, Lagunu a pár dalších, méně nápadných detailů. Jenže tady, tady se Mléčná dráha promění v nebeskou krajku! V centru pozornosti je samozřejmě Jižní kříž s rozsáhlým Pytlem uhlí. Snad nejzajímavější část na nebi a pravděpodobně i jedna z nejjasnějších skvrnek se však ukrývá v okolí h Carinae. Trojice mlhovin, naoranžovělá přerostlá hvězda a to okolí! Z chaotické krajiny vystupuje i NGC 3532 a opodál jako nepřirozeně rozmazaná hvězda IC 2603. Celé zátiší pak zasypávají nekonečné hvězdy...

Vlevo od Jižního kříže na vás mrká alfa a beta z Kentaura, na které shlíží kulová hvězdokupa w Centauri. V Pravítku na první pohled pro změnu zaujme světlý oblak, ve které je zřetelná hvězdokupa NGC 6067.

Tak, jak se přibližujete ke středu Galaxie, nabývá Mléčná dráha na mohutnosti. Při pohledu z jižní perspektivy pozbude na významu Střelec a naopak vystoupí Štír. Štír navíc Střelce triumfuje řadou pozoruhodných detailů: naoranžovělým Antarem, falešnou kometou kolem z1,2 Scorpii a NGC 6231, stejně jako výraznou M 7 -- velkou, kruhovou skvrnou podobající se kulové hvězdokupě a podle mého názoru nejsvětlejším místem na nebi... A aby toho nebylo málo, opodál jí asistuje i slabší M 6.

Jistě, M 8 s Trifidem, Velký i Malý oblak ve Střelci, ty všechny jsou stále smělými soupeři. Avšak při pohledu z jižní polokoule pozbývají výjimečnosti. Ano, chce-li člověk spojit mozaiku svých představ o konstrukci nebes, chce-li si uvědomit zářivou strukturu Galaxie a naše místo v ní, musí se vydat do jižních šířek. Teprve pak se mu na obloze rozprostře zářivý disk s nápadnou a jednoznačnou centrální výdutí v okolí Střelce a Štíra -- celá Galaxie. Jo, je to paráda.

 

Chudá hvězdokupa

Na počátku léta zdobí jižní obzor několik nápadných hvězd, které na obloze vykreslují obrazec souhvězdí Štíra. Naoranžovělý Antares tvoří jeho srdce, b, d a p Scorpii klepeta, směrem k e, přes m až k l Scorpii se pod obzor táhne tělo a nebezpečný bodec tohoto pouštního živočicha.

Skutečně, hvězdy v seskupené na tomto kousku oblohy odpovídají svému názvu, zcela zřetelně a jednoznačně, oproti řadě jiných souhvězdí, vykreslují svého pozemského protivníka. Nikoho proto asi nepřekvapí, že Štír ke svému jménu přišel už před šesti tisíci roky v povodí řek Eufrat a Tigris. Sumerové ho nazývali Gir-tab a Antara pak považovali za jeho skutečné srdce -- Gab Gir-tab. Označení později převzali jejich nenápadní dědici -- Beduíni. I oni na obloze sledovali Štírovo srdce -- Al-Kalb al-´Akrab, skupinu b, d a p Scorpii jako Štírovu korunu (Al-Iklil al-´Akrab) a dvojici l s u Scorpii jako Osten (Al-Shaula).

Zatímco spodní část souhvězdí z našich zeměpisných šířek neuvidíte, srdce Štíra tvoří jedno z pěkných nebeských zákoutí: jeho perlou je nejbližší známá kulová hvězdokupa M 4 (NGC 6121), která leží zhruba jeden a čtvrt stupně západně od Antara. (Ještě blíže, jenom tři čtvrtě stupně od a Scorpii, se k nachází kulová hvězdokupa NGC 6144, která je však vhodná spíše pro velký dalekohled.)

Hvězdokupu M 4 od nás dělí jenom šest tisíc světelných roků, což je u tohoto typu objektů skutečně málo. Přesto však není nijak výjimečně jasná: z části ji překrývá oblak řídkého mezihvězdného prachu a navíc patří mezi nejchudší známé kulové hvězdokupy. Kdybychom například ze stejné vzdálenosti sledovali kulovou hvězdokupu w Centauri, pak by měla jasnost dvě magnitudy a úhlovou velikostí by soupeřila s Měsícem!

M 4 je z jižních zeměpisných šířek, třeba severní Afriky, za příhodných podmínek viditelná i bez dalekohledu. Z České republiky se vám v triedru představí jako kruhová skvrna o průměru přes čtvrt stupně, která se mírně, ale skutečně jenom mírně, zjasňuje směrem do středu. Pokud byste ji chtěli rozštípnout na jednotlivé stálice, tak sáhněte alespoň po obřím binaru 25x100. Jestliže disponujete ještě větším přístrojem, můžete se také přesvědčit, že se přes střed M 4 od severu k jihu táhne pás hvězd, takže útvar připomíná spíše hustou otevřenou hvězdokupu, jakou je třeba M 67 ze souhvězdí Raka nebo M 11 ze Štítu.

 

Díra v obloze

Hier ist wahrhafting ein Loch im Himmel!, vykřikl prý slavný William Herschel, když před dvěma staletími reflektorem o průměru skoro půl metru sledoval okolí Antara ze souhvězdí Štíra. A důvod jeho údivu? Temná mlhovina, která se na fotografických snímcích zobrazuje jako soustava černých skvrnek prakticky bez hvězd. Není divu, že William Herschel považoval tuhle oblast za ústí jakéhosi průhledu mezi hvězdami, na jehož konci je skutečná nicota.

Dnešní názor na temné mlhoviny je samozřejmě zcela jiný. Nejde o žádný mezihvězdný tunel, nýbrž o relativně blízký komplex oblaků prachu a plynu na hranicích Štíra, Hadonoše a Střelce, které zeslabují světlo vzdálenějších hvězd až o třicet magnitud. Centrum této soustavy se nalézá směrem ke hvězdě r Ophiuchi, asi čtyři sta světelných roků daleko.

Za prohlídku ale stojí i samotná hvězda r Ophiuchi nedaleko Antarese, na hranicích Hadonoše a Štíra. V triedru je totiž roztomilou trojhvězdou: stálici páté velikosti doprovází ve vzdálenosti skoro tří úhlových minut dva průvodci sedmé velikosti. Jeden je na severu, druhý na jihozápadě.

Zajímavé je i to, že tohle zákoutí kromě M 4 "ubytovalo" celou řadu dalších kulových hvězdokup. Přibližně sedm stupňů východně od Antarese určitě snadno najdete M 19 (NGC 6273). V triedru se tváří jako hvězda sedmé velikosti. Čtyři stupně směrem na jih narazíte na jasnější M 62 (NGC 6266). Vypadá jako drobná mlhavá skvrnka, která se výrazně zjasňuje do středu. Hvězdokupa leží 20 tisíc světelných roků daleko, tedy o celých patnáct tisíc světelných let blíže než M 19. Nápadná je i M 9 (NGC 6333) v jižní části Hadonoše, tři a půl stupně od hvězdy h Ophiuchi. V triedru se ukáže jako každá jiná kulová hvězdokupa: kruhová mlhavá skvrnka, která se mírně zjasňuje směrem do středu.

Pikantní je, že v blízkosti M 9, asi čtyři stupně jihovýchodním směrem, vzplanula počátkem října 1604 supernova -- poslední prokazatelně pozorovaná přímo v naší Galaxii. Jelikož se shodou okolností poblíž nacházel Mars, Jupiter i Saturn, všimlo si explodující hvězdy velké množství pozorovatelů. Snad nejlepší studii tenkrát provedl Johannes Kepler, odtud také pochází název Keplerova supernova.

V době objevu měla Keplerova supernova stejnou jasnost jako Mars. Během několika dní ale překonala Jupiter a koncem října byla jasnější než -2 magnitudy. V listopadu 1604 se ztratila ve sluneční záři, už v lednu následujícího roku ji však Kepler zahlédl opět. Tehdy byla nápadnější než Antares. Zcela přestala být viditelná až v březnu 1606, tedy po více než osmnácti měsících. Docela úspěšně tak zbourala středověkou představu o neměnnosti nebes.

Jinak jsme toho ale o této supernově dodnes příliš nezjistili. Část astronomů se domnívá, že šlo o bílého trpaslíka, který explodoval ve vzdálenosti asi 20 tisíc světelných roků. Důvodem velkolepé detonace byla látka, která na jeho povrch přitékala ze sousední hvězdy, jež spolu s ním obíhala kolem společného těžiště. Nárůst hmotnosti trpaslíka vedl k jeho stlačení, zahřátí a k explozivnímu zapálení jaderných reakcí, které ho zcela rozmetaly. Jiná část hvězdářů pak soudí, že šlo o osamocenou hvězdu nejméně desetkrát hmotnější než Slunce, u které se zhroutilo železné jádro.

Pokud se od M 62 vydáte přes Antarese na opačnou stranu, pak se dostanete ke hvězdokupě M 80 (NGC 6093). Je sice menší, ale také koncentrovanější. K rozlousknutí jednotlivých hvězd kupy potřebujete dalekohled aspoň o průměru objektivu dvacet centimetrů. V těsné blízkosti M 80, východním směrem, přitom najdete hned dvě dlouhoperiodické proměnné hvězdy R a S Scorpii. Obě mění jasnost v rozmezí od deseti do patnácti magnitud, první v cyklech dlouhých 223 dní, druhá 177 dní. Ke hvězdokupě jako takové však nepatří.

M 80 má ještě jeden primát. Roku 1860 se v ní objevila tzv. nova, jedna z mála pozorovaných v kulových hvězdokupách. Koncem května 1860 měla sedmou velikost, rychle však slábla a už v polovině června téhož roku klesla na deset a půl magnitudy.

Štír ale není rájem pouze pro lovce kulových hvězdokup. Leccos nabízí i pro milovníky delikátních dvojhvězd. Jak se můžete sami přesvědčit, pěknou trojici ukrývá třeba b Scorpii. Přirozeným centrem tohoto systému je hvězda třetí velikosti, kterou ve vzdálenosti 14 úhlových vteřin doprovází o dvě magnitudy slabší průvodce. Ve velkých dalekohledech lze za dostatečně klidného vzduchu odhalit dalšího člena systému: má hvězdnou velikost 6,5 magnitudy a nachází se jen půl úhlové vteřiny daleko, tedy v těsné blízkosti hlavní složky. Dle rozboru spektra přitom kolem "centrální" hvězdy obíhá s periodou 6,8 dne ještě třetí průvodce. b Scorpii je tudíž čtyřhvězdou.

Pro malé triedry je velmi zajímavý optický pár w1, w2 Scorpii široký čtrnáct a půl úhlové minuty. Severozápadněji položená w1 Sco má hvězdnou velikost 4,1 magnitudy a patří do aglomerace Scorpius-Centaurus (viz dále). Druhá, mírně nažloutlá w2 je o půl magnitudy slabší a členem této rozsáhlé hvězdné soustavy pravděpodobně není.

Jeden a půl stupně východně od b Sco narazíte na u Scorpii, překrásnou čtyřhvězdu a tentokráte skutečný gravitačně vázaný systém. Že jde o široký pár hvězd čtvrté a šesté velikosti zaznamenal Christiaan Mayer roku 1776. Přibližně o století později se podařilo slabší složku rozlousknout na dvojici hvězd jasných 6,4 a 7,8 mag, širokou asi dvě úhlové vteřiny. Jasnější složku jako dvojitou spatřil o pár let později S. W. Burnham. Protože pozoroval jen patnácticentimetrovým refraktorem, musela se dvojice při pohledu vzájemně dotýkat -- hvězdy jsou totiž od sebe vzdáleny jen sedm desetin úhlové vteřiny.

 

Antaresova hvězdokupa

Ve vesmíru existuje ohromné množství nejrůznějších objektů. Některé jsou jemné jako oblaka plynu a prachu, jiné tvrdé jako pronikavé záření horkých neutronových hvězd. Mezi tím se pohybují zřetelné hvězdokupy, ať už otevřené nebo kulové, v hierarchii nad nimi galaxie a nakonec i kupy galaxií. Málokterý vesmírný objekt je však natolik nenápadný jako společenství horkých hvězd, které se nazývají OB asociace.

Podle dnešní astronomické terminologie se jedná o volná seskupení stovek až tisíců mladých hvězd, které jsou rozptýleny v rozlehlých oblastech o průměru od několika desítek až do stovek světelných roků -- prozrazuje je pouze shodný spektra a společný pohyb vesmírným prostorem. I přesto, že se nejedná o nijak koncentrované či bohaté útvary, bývají patrné na velké vzdálenosti: nikoli však pro svoji hustotu, nýbrž pro velký zářivých výkon jednotlivých hvězd asociace, mnohonásobně větší než je výkon i těch nejjasnějších členů kulových hvězdokup. Hvězdy, které v asociacích pozorujeme, jsou totiž poměrně žhavé, takže náleží zpravidla ke spektrálním třídám O a B. Odtud i jejich název OB asociace. To však neznamená, že by neobsahovaly i chladnější hvězdy. Pro nás jsou však mnohem nenápadnější, hůře se hledají a je jich relativně málo. Problém je i to, že tyto gravitačně velmi volně vázané soustavy rychle podléhají zkáze a brzo se rozplynou v anonymní záplavě ostatních hvězd.

Horké a hmotné stálice třídy O a B mají velice krátkou dobu života, která se počítá na milióny let. Jelikož se tedy nemohly příliš vzdálit od místa svého vzniku, označují polohou oblasti zrodu hmotných hvězd. Nikoho proto nepřekvapí, že se s OB asociacemi nejčastěji setkáme ve spirálních ramenech. Na jednu takovou skupinu se přitom díváme i v těchto chvílích -- v červnu kolem půlnoci ji najdete přímo nad jižním obzorem v souhvězdí Štíra.

S pozorováním tohoto zajímavého uskupení (společně s asociací v Orionu nejvýraznějším na celé obloze) začněte u Antarese (a Scorpii). Tato jasná hvězda je totiž fascinující už i při pohledu bez dalekohledu. Pokud však na ni namíříte větší přístroj, zahlédnete něco podivuhodného: divoce pulzující oranžovou amorfní skvrnu -- obraz stálice, který podlehl turbulenci zemské atmosféry.

Antares patří mezi vyžilé hvězdy. V jeho nitru se ukrývá degenerované jádro, kolem kterého v několika vrstvách hoří vodík, helium a uhlík. Řídký obal obklopující tuto nukleární dílnu má v průměru kolem osmi astronomických jednotek -- pokud by se tedy Antares ocitl na místě Slunce, sahal by jeho okraj až za dráhu Marsu, skoro k Jupiteru. Dokonce z něj do okolí uniká množství plynu, který kolem hvězdy vytváří drobnou mlhovinu patrnou i na fotografických záběrech.

Stejně jako u jiných chladných veleobrů se i u Antarese pozorují mírné změny hvězdné velikosti v rozmezí od 0,9 do 1,1 mag, naprosto výjimečně dokonce s poklesem až na 1,8 magnitudy. Velmi zajímavý je i fakt, že hvězdu doprovází asi o tři magnitudy slabší průvodce, který kolem společného těžiště oběhne jednou za devět set roků. V současné době však leží jenom tři úhlové vteřiny daleko západním směrem, takže se beznadějně utápí v záři jasnějšího Antarese. Amatérskými prostředky ho můžete zahlédnout nanejvýš při vzácných zákrytech a Scorpii Měsícem. Ostatně při jedné takové události byl slabý průvodce také objeven: Ve 12h 03min 17,1s jsem pozoroval výstup hvězdy sedmé velikosti, která se asi za pět sekund náhle změnila na hvězdu první velikosti... Antares je pravděpodobně dvojhvězdou, ale první pozorovaná hvězda je tak blízko jasné, že ji ani dobrý dalekohled neukáže odděleně. Tak popsal roku 1819 průkopnické pozorování profesor Bürg z vídeňské observatoře. Několik roků dlouhá série zákrytů a Scorpii přitom začne již v lednu 2005.

Aby toho nebylo málo, je Antares současně nejvyvinutější známý člen rozsáhlé blízké hvězdné OB aglomerace Scorpius-Centaurus, kterou tvoří hned několik menších komplexů různého stáří a vzdálenosti --- vrchní část Štíra (též asociace Sco OB2), oblast Vlka a Kentaura a jižní oblast Kentaura a Kříže. Jejich stáří se odhaduje na pět, deset a třináct milionů roků a patří k nim velké množství jasných hvězd především jižní oblohy. Např. tři hvězdy Jižního Kříže (a, b a d), a Mouchy a Vlka, ze Štíra kromě Antarese ještě b, d, k, l, m, n, r a t Scorpii. Jednotlivé skupiny jsou od nás vzdáleny 145, 140 a 120 parseků, vývojově s nimi souvisí již zmiňované oblaky prachu a plynu na hranicích Štíra, Hadonoše a Střelce.

Existují přitom indicie, že v této oblasti v průběhu posledních několika milionů roků explodovala celá řada velmi hmotných hvězd. Astronomové se dokonce shodují i v názoru, že se k podobného harakiri nyní chystá i Antares. S ohledem na hmotnost odhadovanou na deset Sluncí nejspíš během několika stovek tisíc roků vzplane jako supernova. V takovém případě se pak a Scorpii na čas vyrovná Měsíci v úplňku.

 

Souhvězdí Štíra skutečně ukrývá řadu lahůdek -- jednu ostatně představuje i jasná hvězda d Scorpii, která se před pár roky zjasnila z obvyklých 2,3 magnitudy na 1,6 magnitudy. Od té doby její hvězdná velikost různě kolísá... Nestálá stálice totiž představuje velmi horkého zářivého obra spektrální třídy B, na kterého se díváme ze vzdálenosti asi čtyř stovek světelných roků. Podobně jako třeba g Cas i tahle hvězda natolik rychle rotuje, že odstředivou silou odhazuje látku podél rovníku do okolního prostoru -- právě proto mění jasnost. Navíc kolem ní -- s periodu asi jedenáct roků -- obíhá po velmi protáhlé dráze výrazně slabší průvodce. Obě tělesa si byla nejblíže v létě roku 2000 (dostala se k sobě na dvacetinásobek průměru hlavní složky) a právě od té doby se pozoruje zvláštní chování d Sco. Je tedy zřejmé, že právě toto těsné přiblížení dvou hvězd generovalo ony zajímavé změny. Nikdo přitom neví, co všechno ještě d Sco předvede v budoucnu. Vhodnými srovnávacími hvězdami může být b Sco (2,6 mag) a Antares (1,1 mag).

 

 

Vzhůru k jihu

V souhvězdí Štíra najdete také dva vůbec nejjižnější messierovské objekty: otevřené hvězdokupy M 6 (NGC 6405) a M 7 (NGC 6475). I když je skoro zázrakem, že si jich Messier z Paříže vůbec všiml. Od nás se totiž potácejí jenom nízko nad obzorem, utopeny ve světlé záři vzdálených měst, navíc stíněné všudypřítomným prachem, a člověk je rád, pokud je vůbec zahlédne. O to krásněji se vykreslí po přechodu studené fronty, kdy vzduch křišťálově zprůhlední a noční obloha se až k obzoru pokryje slabými hvězdami...

Obě hvězdokupy jsou z oblastí blíže k rovníku patrné i bez dalekohledu. Od nás však na ně musíme použít alespoň triedr. M 6 se představí jako protáhlá skupina jasnějších hvězd, které mohou připomínat motýla. M 7 je téměř kruhová, rozložením hvězd podobná růži. Hvězdokupy se vejdou do jednoho zorného pole a mají v průměru asi jeden úhlový stupeň. M 7 je jedinečná hlavně tím, že se jako jeden z mála objektů viditelných bez dalekohledu dostala i do Ptolemaiova katalogu stálic. Někteří autoři dokonce uvádějí, že ji objevil sám Ptolemaios.

Snad nejkrásnější objekt tohoto souhvězdí však Štír pro našince pečlivě ukrývá pod obzorem: jde o otevřenou hvězdokupu NGC 6231, necelý stupeň severně od z1,2 Scorpii. Pokud však vyrazíte alespoň do severní Afriky, pak neváhejte a určitě se na ní podívejte. NGC 6231 vás zaujme už bez dalekohledu. Od dvojice z1,2 Sco totiž na sever vybíhá nápadný mlhavý pás podobný drobné kometě v délce několika stupňů. V binaru 25x100 se NGC 6231 zobrazí jako sevřená skupina jasných hvězd na mlhavém podkladu, který při bočním pohledu "exploduje" do mnoha slabých hvězd. Všechny jsou bílé, ani jedna nemá výraznější barevný odstín. Připomíná tak černý samet na němž se blýskají zářivé diamanty.

Pod NGC 6231 leží výrazná trojice jasných hvězd, z nichž dvě jsou z1,2 Scorpii -- jednička je bílá, dvojka žlutooranžová. Nad kupou se potom směrem na severoseverovýchod táhne pás jasnějších hvězd o šířce asi jeden a půl stupně, který na délku zabírá celé zorné pole Sometu binaru 25x100. Tvarem tak trochu připomíná elektrickou kytaru.

O hvězdokupě NGC 6231 a jejím přilehlém okolí se hojně mluví i v odborné literatuře. NGC 6231 je totiž řazena mezi nejhezčí objekty noční oblohy -- se svými desíti hvězdami je přirovnávána k miniatuře Plejád. Celkově zabírá plochu o průměru nejméně 15 úhlových minut.

Pro badatele je NGC 6231 zajímavá především proto, že je složena z velkého počtu vysoce svítivých O a B veleobrů. Nejjasnější hvězda (5,2 mag) má s ohledem na vzdálenost kupy kolem šesti tisíc světelných roků absolutní hvězdnou velikost -7,3 mag(!). Je tedy stejně svítivá jako Rigel a desetitisícinásobně předčí naše Slunce. Kdyby NGC 6231 ležela ve stejné vzdálenosti jako Plejády, přesvítila by je více než padesátkrát a její nejjasnější členky by měly stejnou jasnost jako Sírius!

Také v nejbližším okolí NGC 6231 leží množství svítivých O a B hvězd, které vytvářejí rozsáhlou koronu, v jejímž středu je samotná hvězdokupa. Nejbohatší část této soustavy leží směrem na severovýchod -- to je onen pás hvězd z chvostu falešné komety. Moderní studie přitom ukazují, že NGC 6231 představuje jádro rozsáhlé OB asociace OB Sco 1, která je součástí spirálního ramene Mléčné dráhy Sagittarius-Carina. Na severní polokouli je obdobným systémem c a h Persei.

K celému systému částečně náleží i z1,2 Scorpii. Zatímco vzdálenost z2 Sco astronomové odhadují na pouhých 150 světelných let, z1 je s velkou pravděpodobností fyzicky spřízněna s NGC 6231 (naznačuje na to stejná vzdálenost, radiální rychlost a některé další parametry). Její absolutní hvězdná velikost -8,7 mag z ní tudíž činí jednu z nejsvítivějších známých hvězd naší Galaxie. Kdyby byla ve stejné vzdálenosti jako z2 Sco, předčila by svým jasem Venuši v největším lesku!

 

Pouhých dvě stě světelných roků od Slunce, v souhvězdí Jižní koruny, pluje prostorem osamocená neutronová hvězda -- kulička degenerované látky má průměr dvacet kilometrů, povrchovou teplotu 700 tisíc stupňů Celsia a nesmírně zajímavou minulost. Jak známo, neutronové hvězdy jsou velice husté gravitačně vázané objekty, složené z větší části z neutronů. Podle současných teorií vznikají zhroucením vnitřku velmi hmotných hvězd při výbuchu některých typů supernov. Hustota v neutronových hvězdách dosahuje nebo i překračuje hustotu atomových jader, takže kávová lžička materiálu takové hvězdy váží stejně jako letadlová loď. Drtivá většina neutronových hvězd byla v naší Galaxii objevena díky rádiovému či rentgenovému záření. To vzniká buď při přetoku látky z blízké normální hvězdy, se kterou neutronová hvězda tvoří těsnou dvojhvězdu, nebo díky rychlé rotaci a silnému magnetickému poli (případ tzv. pulsarů). V tomhle okamžiku přitom v astronomických katalozích najdeme několik set dvojhvězd, ve kterých alespoň jednu složku tvoří neutronová hvězda, a více než tisícovku rádiových pulsarů. Nenechejme se však mýlit, tyto objekty nejsou běžnou ukázkou standardní neutronové hvězdy! Naše soupisy jsou totiž obětí výběrového efektu. Obsahují jenom nápadné případy, které se hledají mnohem snáz, než skutečně typické neutronové hvězdy. Ty totiž netvoří žádný pár s jinou stálicí, ani na nás v rádiovém oboru nemrkají. V klidu a nenápadně letí kosmickým prostorem, nijak na sebe neupozorňují, pozorovatel si jich tudíž může všimnou jen náhodou a není divu, že při výčtu osamocených neutronových hvězd vystačíme s prsty jedné ruky. Kandidátem na nejjasnější izolovanou neutronovou hvězdu je už řadu roků nenápadná hvězdička v souhvězdí Jižní koruny (Coronae Australis). Jako první na ni narazil v roce 1992 rentgenový satelit ROSAT, který v této části oblohy zahlédl nápadný zdroj rentgenového záření RX J185635-3754. Už tehdy hvězdáře zaujal -- extrémně horký a jasný objekt, který není viditelný v jiných oborech elektromagnetického spektra, je více než vzácný. V říjnu 1996 se podíval na "zoubek" tajemného zdroje i Hubblův kosmický dalekohled a nalezl hvězdu 25. velikosti -- stomilionkrát slabší než nejslabší stálice viditelné bez dalekohledu. Díky odhadu vzdálenosti v kombinaci s vysokou povrchovou teplotou a malou jasností se pak podařilo spočítat velikost tajemného objektu -- pouze třicet kilometrů! RX J185635-3754 se tak stala vážným kandidátem na osamocenou neutronovou hvězdu. Cena této neutronové hvězdy je o to větší, že dává hvězdářům poprvé možnost studovat takové vesmírně těleso bez většiny běžných "rušivých" jevů. Navíc, leží prakticky za humny, takže je přímo skvělou fyzikální laboratoří, na které si můžeme testovat nejrůznější teorie. Ona je to vlastně zatím nejbližší známá neutronová hvězda! Z paralaxy vychází vzdálenost RX J185635-3754 na 61 parseků (s chybou asi 9 parseků), tedy v přepočtu necelých dvě stě světelných roků. Při dané teplotě se tudíž velikost neutronové hvězdy pohybuje kolem 22 kilometrů. Na pozemské obloze se hvězda každý rok posune o 0,3 úhlové vteřiny směrem na východ a v kombinaci s radiálních rychlostí 45 km/s (tj. ve směru zorného paprsku) lze lehce spočítat, že se v prostoru pohybuje rychlostí 200 kilometrů za sekundu. Astronomové navíc přišli na něco ještě neuvěřitelnějšího: RX J185635-3754 zřejmě pochází z aglomerace Scorpius-Centaurus! Ale svým způsobem není divu, vždyť zde v minulosti určitě musela explodovat celá řada supernov a jedna z nich mohla vytvořit RX J185635-3754. Při takové události přitom mohlo dojít i k vymrštění nějaké stálice ze soustavy -- podobě jako se pozoruje třeba u M 42 v Orionu (AE Aurigae, m Colombae a 53 Arietis). Jeden takový příklad se totiž u aglomerace skutečně nalezl: v podobě poměrně nápadné z Ophiuchi. Vzhledem ke stáří (jeden milion roků) a prostorovému pohybu přitom existuje reálná možnost, že tahle hvězda skutečně souvisí s RX J185635-3754. Poloha neutronové hvězdy, z Ophiuchi a středu asociace kolem vrchní části Štíra se před jedním milionem roků totiž shodovala s devadesátiprocentní pravděpodobností! Takže, co se tenkrát asi stalo? Zhruba před jedním milionem roků explodovala jasná supernova, která dala za vznik osamocené neutronové hvězdě RX J185635-3754. Ta při výbuchu získala rychlost kolem dvou set kilometrů za sekundu a do dnešní doby doputovala až do Jižní koruny. Supernova však tvořila těsnou dvojhvězdu s jinou stálicí. Ta sice při kataklyzmatu přišla o část obalu, avšak přežila a také se vydala na cestu -- za jeden milion roků doputovala až do Hadonoše, kde dostala označení řeckým písmenem z.

 

Dvojice kulových hvězdokup

Jak známo, táhlé souhvězdí Hada rozděluje na dvě části -- Hlavu a Ocas -- rozsáhlý Hadonoš. Právě v něm, jenom stupeň západně od hvězdy 30 Ophiuchi, najdete jasnou kulovou hvězdokupu M 10 (NGC 6254), kterou ve vzdálenosti pouhých tří stupňů doprovází druhá M 12 (NGC 6218).

"Mlhovina bez hvězd v pásu Hadonoše, u třicáté hvězdy tohoto souhvězdí podle Flamsteeda (30 Oph), šesté velikosti. Tato mlhovina je krásná a kruhová, obyčejným třístopým dalekohledem ji lze vidět jen obtížně," tak M 10 popsal její objevitel Charles Messier, který na sklonku osmnáctého století publikoval několik verzí známého katalogu. Spolu s M 12 na ně narazil v květnu 1764.

Obě hvězdokupy jsou na první pohled patrné už v triedru, dokonce se vejdou do jednoho zorného pole. Mají podobu kruhových skvrnek, které se mírně zjasňují do středu. Ve větších přístrojích jsou samozřejmě ještě zřetelnější: vypadají jako zrnité skvrnky o průměru čtvrt stupně. Zřejmě nejjednodušší způsob, jak se za nimi vydat, je odpíchnout se od dvou jasných stálic d a e Ophiuchi v "těle hada", kterého Hadonoš svírá pevně v rukou, a odtud se přesunout o osm až deset stupňů směrem na východ.

Vzdálenost M 10 se odhaduje na více než 14 tisíc světelných roků, M 12 je dokonce ještě o tři tisíce světelných roků dál. Kdybyste se ale náhodou ocitli u jedné z okrajových stálic M 12, spatřili byste M 10 jako mlhavou hvězdu třetí velikosti o průměru tři čtvrtě stupně.

Dodejme, že poblíž leží i kulová hvězdokupa M 14 (NGC 6402), kterou koncem jara 1764 rovněž objevil slovutný Charles Messier. Zde je jeho popis: "Mlhovina bez hvězd objevená v suknu přehozeném přes pravé rameno Hadonoše a umístěná na rovnoběžce dzeta Hada; tato mlhovina není velká, její světlo je slabé, je však vidět obyčejným dalekohledem tři a půl stopy [dlouhým]; je kruhová, blízko ní je malá hvězda deváté velikosti." Anglický astronom William Herschel ji ve svém dvacetistopém refraktoru shledal lehce rozložitelnou na jednotlivé hvězdy, jeho syn John ji dokonce označil za "delikatesní kousek". To ovšem pro majitele menších přístrojů platit nebude. Hvězdná velikost M 14 se totiž pohybuje kolem 7,8 mag při úhlovém průměru osm minut. Takže je v běžných přístrojích patrná "jenom" jako mírně rozostřená mlhavá skvrna, kterou za horších podmínek lehce přehlédnete.

 

Rekurentní nova

Názvy některých typů nebeských objektů jsou skutečně podivuhodné. Ve vesmíru se zabydlily bílí trpaslíci, chemicky pekuliární hvězdy, magnetary, hvězdy se závojem, modří opozdilci, rekurentní novy... Že si pod těmito názvy nedokážete nic konkrétního představit? Nevadí, oni to mnohdy nezvládnou ani profesionální astronomové.

Mezi případy takto tajemně nazvaných objektů patří i RS Ophiuchi, která se označuje jako tzv. rekurentní nova, tedy se opakující nova. Jak dnes spolehlivě víme, je těsnou dvojhvězdou složenou z bílého trpaslíka, kolem něhož obíhá s periodou 460 dní červený obr. Z jeho řídké rozsáhlé atmosféry přitom odtéká na povrch bílého trpaslíka proud horkého vodíku. Spodní vrstvy vodíkové obálky trpaslíka se proto pozvolna stlačují a zahřívají, až se zde po čase zapálí termonukleární reakce. My na Zemi v takovém okamžiku pozorujeme prudký nárůst jasnosti RS Oph z jedenácti magnitud na pět až šest magnitud. Takže zatímco předtím je stěží patrná i v obřích triedrech, po vzplanutí se ocitne na hranici viditelnosti bez dalekohledu. Vodíkové palivo na povrchu trpaslíka však rychle vyhoří a tak vzápětí nastane asi sedmdesátidenní pokles na původní jasnost.

Stejný mechanismus může za vzplanutí i všech ostatních dosud pozorovaných klasických nov. Za to, že ne všechny jsou rekurentní, mohou jenom příliš veliké prodlevy mezi jednotlivými událostmi. U většiny systémů se totiž opakují s odstupem desítek tisíc roků.

RS Ophiuchi je však výjimkou: bylo u ní s jistotou pozorováno už pět takových zážehů. V roce 1901 byla objevena jako proměnná hvězda s amplitudou půl magnitudy a střední hvězdnou velikostí 11 mag. Dodatečně bylo na fotografických deskách přehlídky oblohy Harvardské observatoře nalezeno její první známé zjasnění v červnu roku 1898. Desátého srpna 1933 se začala RS Oph opět zjasňovat. O den později měla 5,8 magnitudy a za dalších dvacet čtyři hodin dokonce 4,3 magnitudy. Obdobné vzplanutí bylo pozorováno v letech 1958, 1967 a 1985. Už brzy by tedy mohlo nastat další...

RS Ophiuchi ale mění svoji hvězdnou velikost i mezi vzplanutími -- nepravidelně v rozmezí 9,5 až 13,5 magnitudy. Za tyto variace mohou změny jasu částí akrečního disku, který vytváří kolem bílého trpaslíka přetékající hmota a který je také hlavním zdrojem světla v soustavě. Jeho absolutní hvězdná velikost se odhaduje na -2 mag, červený obr je o dvě magnitudy slabší a samotný bílý trpaslík k celkové jasnosti nepřispívá prakticky vůbec.

Je ovšem možné, že nás RS Ophiuchi překvapí ještě velkolepějším vzplanutím. Bílý trpaslík je totiž díky své hmotnosti 1,4 hmotnosti Slunce těsně na hranici své stability. Jen malý nárůst hmoty by tudíž mohl vést k jeho explozi jako supernovy. Jestli se tak stane a především kdy se tak stane, zatím ovšem nevíme.

 

Jinou rekurentní novu představuje i nedaleká U Scorpii -- nenápadná hvězdička osmnácté velikosti, která se jednou za desetiletí na pár dní zjasní na osm až devět magnitud. Většinou je tedy natolik slabá, že na ni nedosáhnete ani těmi největšími amatérskými dalekohledy, z času na čas je však patrná i loveckým triedrem. Astronomové přitom předpokládají, že bílý trpaslík v tomto systému již dosáhl téměř kritické hmotnosti a může velmi brzo explodovat jako supernova! Už před deseti roky dokonce jeden tým astronomů odhadl, že to nebude trvat déle než sto tisíc roků. Jejich předpověď samozřejmě nevycházela z lógru v plastikovém hrníčku od kávy na konci jedné pozorovací noci, nýbrž z frekvence vzplanutí U Scorpii. Je nejkratší ze všech známých případů -- což naznačuje vysoké tíhové zrychlení a tedy i hmotnost bílého trpaslíka. Ve stejné časové škále předpokládá explozi U Scorpii i jiné studie. Jeden z týmů astronomů dokonce předpověděl, že se hmotnost trpaslíka pohybuje jen 0,07 Slunce od kritické hranice, možná dokonce ještě méně. A pokud bude i nadále nabírat stejně intenzivně další látku, pak exploduje nejpozději do sedmi set tisíc roků. Až se tak stane, pak vzhledem ke vzdálenosti asi dvacet tisíc světelných roků, dosáhne U Scorpii jasnosti kolem mínus pět magnitud, trumfne Venuši a bude patrná i ve dne. Dočkáme se toho ještě za našich životů?

 

Býk Poniatowského

Na východním okraji Hadonoše, poblíž Ocasu hada a souhvězdí Orla, natrefíte na dvě jasné stálice b a g Ophiuchi, které zleva doprovází písmeno V seskládané z pěti hvězd čtvrté velikosti. Možná vás to překvapí, ale zákoutí kdysi tvořilo skutečné, samostatné souhvězdí Býka Poniatowského (latinsky Taurus Poniatovii), vytvořené ve druhé polovině osmnáctého století Marcinem Poczobutem na počest Stanislava II. Poniatowského, posledního krále nezávislého Polska.

Jezuita a královský astronom Poczobut byl ředitelem první polské akademické observatoře na univerzitě v dnešním litevském Vilniusu. Reformoval zdejší školy, pomáhal v klíčových kartografických projektech a rozhodně nebyl jediný, kdo se takto pokusil zavděčit svému mecenáši. Ovšem stejně jako v jiných případech to příliš slavně nedopadlo: při oficiální parcelaci nebe ve třicátých letech dvacátého století Mezinárodní astronomická unie tento kuriózní artefakt jednou provždy zavrhla.

To, že je "Býk Poniatowského" malebný kousek oblohy, ovšem zůstalo pravdivé dodnes. Asi stupeň od naoranžovělé b Oph najdete kruhovou skvrnku nápadnou i při pohledu bez dalekohledu, která se v triedru rozpadne na deset až dvacet bílých hvězdiček na ploše měsíčního úplňku -- otevřenou hvězdokupu IC 4665. Pro větší dalekohledy je ovšem tento objekt nevhodný: nejen, že je úhlově veliký, ale neobsahuje ani žádné slabší stálice.

IC 4665 patří mezi mladé kupy se stářím jenom několik desítek milionů roků, u kterých jsou hvězdy podobné Slunci teprve na začátku vývoje. Jelikož se nachází asi tisíc světelných roků daleko, činí její skutečný průměr kolem patnácti světelných roků. Celkově obsahuje asi tři desítky stálic.

Nedaleko, východním směrem, narazíte na další dvě hvězdokupy viditelné bez dalekohledu. Ty však uvidíte výhradně na tmavé obloze. NGC 6633 a IC 4756 jsou v dalekohledu na první pohled bohatší než IC 4665. NGC 6633 poskládalo několik desítek hvězd v oblasti o průměru kolem dvaceti úhlových minut, IC 4756 je sice větší, ale díky tomu, že obsahuje převážně slabší hvězdy, i mlhavější.

Součástí Býka Poniatowského je i jedna z nejslavnějších dvojhvězd -- 70 Ophiuchi, která leží uprostřed levého ramene "V". Jako dvojitou ji poprvé spatřil koncem srpna 1779 William Herschel. A byl to také on, kdo zjistil, že jde o fyzický systém. Jak uvedl v jedné z pozdějších prací, za 25 let se vzájemná úhlová poloha slabší (5,9 mag) složky vůči jasnější (4,2 mag) změnila o téměř 132 stupňů. Dnes víme, že se úhlová vzdálenost dvojice mění v rozmezí 1,7'' až 6,7'' s periodou 88 let a v následujících rocích budeme sledovat, jak se mezera mezi nimi rozšiřuje. Systém je pouhých 17 světelných roků daleko, obě hvězdy jsou tudíž málo svítiví trpaslíci spektrální třídy K. Jejich naoranžovělá barva pěkně kontrastuje s bílým veleobrem 67 Ophiuchi, který je stopadesátkrát dál.

 

Člověk by si řekl, že nejbližší okolí Slunce astronomové v průběhu věků zmapovali téměř dokonale. Tedy, ono nebylo prakticky co mapovat. Kromě osmi planet Sluneční soustavy a drobných těles, které se kolem nich hemží, odborník o nic zajímavého nezakopne. Teprve čtyři světelné roky daleko leží další zajímavá hvězda: i když se ve skutečnosti jedná hned o tři tělesa, dvě stálice podobné Slunci a jednoho červeného trpaslíka, moc vzrušení neskýtají. Propastnou vzdálenost, která nás od a Centauri dělí, přitom názorně dokumentuje tento model: Kdyby se Slunce scvrklo do velikosti grapefruitu, ležel by náš nejbližší stelární soused na druhé straně planety. Přesto všechno se tu a tam podaří narazit na nějaké překvapení… Na počátku roku 2003 se například podařilo ulovit hvězdičku SO25300.5+165258, která z pomyslného stříbrného místa málem sesadila Barnardovu hvězdu! Zatím ale o SO25300.5+165258 známo jenom velmi málo: jedná se o červeného trpaslíka, sedmkrát menšího než Slunce, který má zářivý výkon dokonce třistatisíckrát menší než Slunce. Proto tak dlouhou dobu unikal astronomickým přehlídkám -- vždyť má jasnost pouze 15,4 magnitudy. Takže je stotisíckrát slabší než nejslabší hvězdy viditelné bez dalekohledu. Přitom leží jen 7,8 světelného roku daleko směrem do souhvězdí Berana. (Dodejme přitom, že se vzdálenost tohoto objektu může ještě změnit, jelikož se zatím vychází pouze z předběžných měření...) Samozřejmě, že ve vzduchu stále visí otázka, zda můžeme narazit i na další tak blízké stálice. Zřejmě ano. Moc jich sice nebude, ale několik málo by jich ještě být mohlo. Každopádně: Vítej do rodiny SO25300.5+165258!

 

 

Šalba klamné zory

Tvrzení "Slunce je typická hvězda ve vesmíru" je nevyvratitelné, věčně omílané a především zcela mylné. Ani náhodou! Za mylné zařazení Slunce může jen a pouze zkreslující hvězdná obloha.

Podívejte se na 25 nejjasnějších stálic noční oblohy. Všechny mají větší zářivý výkon než Slunce! V devíti případech jde o horké, mladé hvězdy spektrální třídy B -- například Regulus ze Lva, Spika z Panny či Rigel z Oriona. Jenom první jmenovaný přitom vyšle za jediný den do vesmíru stejné množství energie jako Slunce za celé čtyři měsíce! Rigel dokonce za pouhou hodinu tolik, na co se naše centrální hvězda zmůže za šest roků!

Tím ale náš výčet skončit nemusí. Šest exemplářů z našeho pětadvacetičlenného vzorku -- Sirius z Velkého psa, Vega z Lyry či Deneb z Labutě -- patří do spektrální třídy A, za dalšími sedmi se ukrývají chladní veleobři kategorie G, K a M. Mezi ně patří dvojhvězda Capella z Vozky, Arkturus z Pastýře, Aldebaran z Býka, Betelgeuze z Oriona i Antares ze Štíra. Ve všech případech jsou zářivější než Slunce.

Pokud si dáte tu práce a spočítáte stálice typu B, A a chladné veleobry, dostanete výsledné číslo 22. Slunce ovšem pokulhává i za třemi zbývajícími případy -- Canopem z Lodního kýlu, Tolimanem z Kentaura a Prokyonem z Malého psa. Pouze jedna jediná hvězda je se Sluncem srovnatelná -- a Centauri A, ale i ta má větší zářivý výkon.

Závěr, že je Slunce jenom nevýrazný trpaslík, se nezmění ani tehdy, když náš vzorek rozšíříme na zhruba pět set nejjasnějších hvězd do čtvrté velikosti, které jako jediné zdobí světlou oblohu nad většími městy. Méně zářivé jsou pouze tři z nich -- t Ceti, e Eridani a čtyřhvězda x Ursae Majoris. Zbytek, tedy 99,4 procent, Slunce opět předčí.

Znamená to tedy, že je Slunce podprůměrná hvězda? Nikoli. Problém je jediný -- všechno je to jen a pouze velká iluze, založená na špatném vzorku. Drtivá většina stálic v Galaxii je totiž výrazně méně hmotná, chladnější a samozřejmě i méně zářivá než Slunce. Stačí, když budeme ignorovat to, co na obloze vidíme, a zaměříme se spíše na průzkum našeho vesmírného okolí. Stálice se přece kolem středu Galaxie pohybují po různých dráhách, takže ty, které se náhodou momentálně dostaly do naší blízkosti, mohou představovat docela reprezentativní směs.

Pokud něco takového uděláte, zjistíte, že nám z výběru zmizely všechny "tutovky" -- hvězdy spektrální třídy B i A, stejně jako chladní červení veleobři jsou od nás ve většině případů nesmírně daleko a jsou viditelní jen díky obrovským svítivostem. Naopak se objevili červení trpaslíci -- sedm z deseti stálic v okolí Slunce spadá právě do této kategorie chladných, málo zářivých případů. Tři červení trpaslíci z této desítky dokonce patří mezi ke Slunci nejbližší hvězdy: Proxima Centauri, Barnardova hvězda z Hadonoše a Wolf 359 ze Lva (event. i SO25300.5+165258). Přestože leží méně než osm světelných roků daleko, ani jednoho z nich nezahlédnete bez dalekohledu!

Za dalšími patnácti procenty našeho lokálního výběru hvězd se ukrývají tzv. oranžoví trpaslíci spektrální třídy K. Jsou sice o něco teplejší a zářivější než ti červení, ale na druhou stranu Slunce jako takové nepředčí. Pouze dva z nich přitom zahlédneme pouhýma očima: e Eridani a 61 Cygni.

Posledních deset procent tvoří trpaslíci bílí: pozvolna chladnoucí jádra bývalých hvězd. I oni jsou strašně nenápadní, ani ty dva nejbližší případy -- Sirius B a Prokyon B -- nezahlédnete bez dalekohledu.

Pokud tedy učiníme shrnutí na základě srovnání hvězd našeho reprezentativního okrsku Galaxie v blízkosti Slunce, zjistíme, že celých 95 procent všech hvězd je méně zářivějších než Slunce. Naše denní hvězda tak právem spadá do kategorie superhvězd.

Není proto divu, že se označením "typická hvězda slunečního okolí" tu a tam honosí nevýrazná bludička HD 155 876 u východního okraje souhvězdí Herkula. Leží od nás 21 světelných roků daleko a tvoří ji dva červení trpaslíci, kteří kolem společného těžiště obíhají s periodou necelých třináct roků. Zářivý výkon obou se odhaduje na setinu slunečního výkonu, poloměr na čtvrtinu slunečního poloměru, efektivní teplota na tři tisíce kelvinů a hmotnost na třetinu Slunce. Stěží jsou přitom patrní i v obřích triedrech: ukrývají se totiž za hvězdičkou desáté velikosti!

 

Stupeň od h Ophiuchi najdete hvězdu desáté velikosti Gliese 710, červeného trpaslíka s poloviční hmotností v porovnání se Sluncem. V současnosti se sice nachází šedesát tři světelných let daleko, za jeden milion a tři sta tisíc roků se však přiblíží na pouhých jeden světelný rok! Tehdy bude Gliese 710 skutečně nepřehlédnutelný, jeho jasnost vzroste až na 1 magnitudu a zařadí se tak mezi nejnápadnější stálice. Možná si řeknete, co je na tom tak zajímavého? Hodně. Gliese 710, stejně jako v minulosti jiné hvězdy, se totiž přiblíží k vnějšímu okraji tzv. Oortova oblaku, ve kterém jsou uskladněny kometární jádra, a pošle nám tak do do vnitřních částí Sluneční soustavy velké množství vlasatic. Samozřejmě, že některé z nich by se dokonce mohly srazit přímo se Zemí. Existují přitom indicie, že takové "kometární deště" v minulosti skutečně nastaly, z dynamického hlediska se odhaduje jejich četnost na jednou za dva až tři miliony roků. Podíváme-li se na zpátek, pak se relativně blízko dostala před čtyřmi miliony roky hvězdička g Microscopium -- tehdy jsme se na ni dívali ze vzdálenosti čtyř světelných roků. Před více než sedmi miliony roky se ke Slunci přiblížil i Algol (b Per), jeho nejmenší vzdálenost byla deset světelných roků. I když se to nezdá, hvězdy se v prostoru skutečně pohybují a to docela rychle… Příkladem může být a Centauri, nazývaná Toliman. Ta se vůči Slunci pohybuje rychlostí 33 kilometrů za sekundu, takže se během jednoho století posune o 0,011 světelného roku. To je sice na první pohled málo, ale za sto tisíc roků se od nás vzdálí o jedenáct světelných let, takže se i v historicky krátké době značně zeslabí. Nebo třeba Proxima… Tento červený trpaslík se k nám bude až do roku 26 700 přibližovat na minimální vzdálenost 3,1 světelného roku. Naopak Sírius si pozici nejjasnější hvězdy noční oblohy udrží až do 210. tisíciletí. Za tu dobu se dokonce ještě poněkud zjasní, asi o dvě desetiny magnitudy. Jeho současná vzdálenost je totiž 8,6 světelného roku, během šedesáti tisíc let se ale přiblíží na 7,8 světelného roku, aby se opět začal vzdalovat. Poté se na jeho místo nejspíš dostane Vega. A co v minulosti? I zde se děly významné změny. Naši opičí předci měli za nejjasnější hvězdu nejdříve Canopa ze souhvězdí Lodní plachty (dnes na druhém místě) a ještě předtím Capellu z Vozky. Jejich jasnost však byla i v dobách největší slávy menší než současná jasnost Síria. Když se ponoříme ještě hlouběji do minulosti, pak by vás před čtyřmi a půl milionem roků oslnila b Canis Majoris (-3,7 mag) a e Canis Majoris (-4 mag). Jejich hvězdná velikost tehdy soupeřila s oslnivou Venuší!

 

Jiného, mnohem slavnějšího, červeného trpaslíka najdete necelý stupeň severozápadně od hvězdy 66 Ophiuchi, která tvoří vrchol pravého ramene písmene V z Býka Poniatowského. Za pomocí reprodukované mapky nebo díky některému z počítačových atlasů zde určitě lehce identifikujete hvězdičku desáté velikosti, která se podle objevitele jmenuje Barnardova.

Na první pohled není nijak nápadná, avšak hvězdáři dobře vědí, že se jedná o velmi blízkého červeného trpaslíka se svítivostí jenom 1/25000 Slunce. Malá vzdálenost od Slunce přitom umožňuje, aby měl rekordní úhlový pohyb vůči vzdáleným hvězdám (tzv. vlastní pohyb). Jeden stupeň urazí za pouhých 350 roků, takže si na detailních fotografiích změny polohy všimnete už s odstupem několika roků a na CCD snímcích dokonce v několika málo týdnech.

Barnardovu hvězdu sledujeme ze vzdálenosti jenom 5,9 světelného roku a je tak po trojhvězdě a Centauri a samozřejmě i našem Slunci jednou z nejbližších, které na pozemské obloze máme. Škoda jen, že se jedná o naprosto tuctového červeného trpaslíka.

Přesto všechno se k Barnardově hvězdě váže ještě jedna zajímavá historka. Americký astronom Peter van de Kamp totiž v její bezprostřední blízkosti objevil v polovině dvacátého století první planetu za hranicemi Sluneční soustavy! Z přesných měření pozic červeného trpaslíka vůči vzdáleným hvězdám mu vyšlo, že s hvězdou "cloumá" planeta zhruba dvakrát větší než náš Jupiter, která obíhá kolem společného těžiště s periodou 25 roků. Kritické zhodnocení van de Kampových měření však žádné takové těleso nepotvrdilo. Dokonce se ukázalo, že pozorované změny polohy nejspíš způsobily průhyby tubusu dalekohledu a špatně seřízený objektiv. Poslední ránu "první" jinoplanetě pak udělila pozorování z moderních astrometrických družic. Přesto všechno ale můžete i v současné literatuře narazit na zmínku o existenci van de Kampovy planety u Barnardovy hvězdy.

Prostě se s tím musíme smířit. Dokonce ani ten nejjasnější trpaslík není vidět bez dalekohledu. Jmenuje se Lacaile 8760, leží necelých třináct světelných roků daleko a má hvězdnou velikost pouze 6,7 magnitudy. Tedy těsně za hranicí viditelnosti bez dalekohledu. Problém je však v tom, že se nachází v souhvězdí Mikroskopu, pro české pozorovatele hluboko pod jižním obzorem. Z našich zeměpisných šířek je nejvýraznějším červeným trpaslíkem Lalande 21185 v souhvězdí Velké Medvědice -- jeho hvězdná velikost se odhaduje na 7,5 magnitudy. Současní astronomové se přitom domnívají, že se v jeho okolí pohybují dvě obří planety: první je hmotnější než Jupiter a kolem hvězdy oběhne jednou za šest roků, druhá má minimální hmotnost dokonce ještě dvakrát větší a obíhá s periodou asi třicet roků. Dlužno však dodat, že obě jinoplanety na definitivní potvrzení teprve čekají. (Označení Lalande odkazuje na katalog, který na přelomu osmnáctého a devatenáctého století sestavil Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande (1732-1807), ředitel pařížské observatoře.)

 

Nemesis: 1. řecká bohyně odplaty, udílející lidem podle zásluhy štěstí nebo neštěstí a trestající zločin a zpupnost. 2. hvězda, která obíhá kolem našeho Slunce. K domněnce, že se před 65 miliony roky zřítila do oblasti střední Ameriky planetka o průměru několika kilometrů, která přinesla smrt nejméně třem čtvrtinám všeho živého, se přiklání stále větší množství odborníků. Zajímavý je ale fakt, že tato katastrofa nemusela být jedinou. Ve vrstvách nejrůznějších usazenin se totiž dochovaly náznaky, že k podobnému masivnímu vymírání živočichů a rostlin -- zdánlivě bez jakékoli příčiny -- docházelo častěji: v cyklech dlouhých zhruba 30 milionů roků. Nejstarší "čistka" živoucí hmoty proběhla před 250 miliony roky, na konci období tzv. permu, nejmladší před 15 miliony roky. Mezitím nejméně šest dalších. Už na počátku roku 1984 se díky Davidu Raupovi a Johnu Sepkoskemu z Chicagské univerzity objevila velmi originální myšlenka, která mohla tyto více či méně periodické katastrofy vysvětlit: kolem Slunce už nejméně čtvrt miliardy roků obíhá červený trpaslík -- málo zářivá hvězda. Pohybuje se po protáhlé dráze kolem Slunce, která ji zanáší až tři světelné roky daleko -- jeden oběh jí přitom trvá asi 26 milionů roků. To nejhorší přichází při jejím průletu kolem Slunce: ocitne se totiž v oblaku kometárních jader, jakémsi skladu materiálu z dob, kdy vznikala Sluneční soustava. Ten začíná někde za dráhou Neptunu a končí ve vzdálenosti jednoho světelného roku od Slunce. (Nejbližší hvězda Proxima Centauri -- shodou okolností také červený trpaslík -- leží 4,25 světelného roku daleko.) Zatímco v době, kdy se Nemesis nachází dál od Slunce, přichází z Oortova oblaku jen několik komet ročně, jakmile Nemesis touto oblastí proletí (stále mnohem dál, než obíhá Pluto), vychýlí z jinak stabilních drah celé miliony komet, z nichž se velká část vydá také do vnitřních oblastí Sluneční soustavy. Pravděpodobnost, že si to několik z nich namíří rovnou k Zemi, se tak promění téměř v jistotu. Právě proto dostal temný průvodce jméno podle řecké bohyně odplaty -- Nemesis. Bohužel, celá tato teorie má několik výrazných trhlin. Kupodivu jím není námitka, že bychom už takového průvodce dávno nalezli. Červení trpaslíci patří mezi hodně slabé hvězdy: mohou mít hmotnost jenom 0,075 Slunce (tj. zhruba sto Jupiterů) a povrchovou teplotu kolem 2500 kelvinů. Takové stálice jsou tudíž velmi málo svítivé a lehce uniknou naší pozornosti. Vždyť i Proximu Centauri, byť je nejbližším známým trpaslíkem, stěží uvidíte ve velkém dalekohledu. Má totiž jedenáctou velikost! Červení trpaslíci přitom představují jakýsi hvězdný plankton, který zastupuje dvě třetiny hvězdné populace a jsou tak ve vesmíru nejrozšířenější stálice. Pravděpodobnost, že by se v nebeské záplavě mohla ukrývat nepoznaná, velmi blízká hvězda, tedy není nulová. Kromě toho by se za Nemesis mohl ukrývat ještě méně zářivější hnědý trpaslík... Existence Nemesis je však vyloučena z jiných důvodů: slapovým působením okolních hvězd i rozsáhlých oblaků plynu a prachu -- molekulových mračnech -- by byla soustava Slunce-Nemesis natolik rušena, že by se během stovky milionů roků rozpadla. Navíc se ukazuje, že údajně periodická masová vymírání živočichů a rostlin rozhodně periodická nejsou. Intervaly mezi náhlými katastrofami jsou zřetelně různé -- existence Nemesis, která by na nás každých 26 milionů roků poslala spršku vražedných komet, tudíž není potřeba. Neméně důležitý je i fakt, že by na takového průvodce nejspíš narazila některá z infračervených observatoří, které prohledávají oblohu. To ale nic nemění na skutečnosti, že by mnohé z globálních katastrof, při kterých měl pozemský život skutečně na kahánku, nevyvolaly pády velkých komet či planetek. Hledat v nich pravidelný rytmus je však zhola zbytečné.

 

Stíny vakua

S příchodem léta se nám otevřel pohled na Mléčnou dráhu a tedy i rozsáhlá molekulová mračna -- největší gravitačně vázané útvary v Galaxii. Jejich hmotnost se pohybuje mezi sto tisíci a jedním milionem Sluncí, velikost mezi padesáti a třemi sty parseky (tj. 150 až 1000 světelnými roky) a jejich věk zpravidla nepřesahuje sto milionů let.

O molekulových mračnech se kupodivu v astronomických učebnicích příliš nemluví, větší zájem si však zaslouží po právu. Už jenom proto, že v sobě soustřeďují kolem padesáti procent mezihvězdné látky. Najdete je pouze v galaktické rovině a navíc poblíž spirálních ramen. Jejich hlavní složkou je molekulární vodík, do nichž je vmíchán neutrální vodík, helium a další prvky pocházející z termonukleárních reaktorů zaniklých hvězd, spojené občas do složitých molekul. Obsahují také drobná zrníčka mezihvězdného prachu, která intenzivním vyzařováním chladí celý oblak na teplotu několika kelvinů. V průměru existuje v jednom krychlovém kilometru čtverečním vesmírného prostoru 125 zrníček velikostí srovnatelných s částečkami cigaretového kouře a 10¹⁵ atomů převážně vodíku. V rozsáhlých oblacích pak naměříte až tisíckrát vyšší hodnoty -- i tak se ale pořád jedná o velmi dobré vakuum.

I když jsou tyto uhlíkové a křemíkové šupinky docela vzácným kořením, právě ony zviditelňují chimérickou krásu molekulových mračen a dávají tak za vznik temným mlhovinám. Docela účinně totiž rozptylují procházející světlo a stíní tak hvězdy, které se nachází za nimi. Na světlém pozadí Mléčné dráhy tak zřetelně vystupují siluety jejich fantasktních tvarů. Stačí se jenom dívat.

Rádi byste nějaké molekulové mračno uviděli? Není nic snazšího. Existence plynoprachových mračen je totiž hlavním důvodem skvrnitosti Mléčné dráhy. Jedním z nejkřiklavějších případů je známá Velká trhlina v souhvězdí Labutě a Orla, která rozděluje Mléčnou dráhu na dva proudy. Jedná se o celý komplex prachových oblaků. Jeho jižní konec je k nám blíže než severní, proto je v Hadonoši tak široký a naopak v Labuti užší a s ostrými hranicemi. Současně je mírně skloněn k rovině Galaxie a tak je Mléčná dráha nejjasnější v Labuti na severozápadě od Trhliny, zatímco v Orlu na jihovýchodě.

S menšími či většími temnými mlhovinami se však setkáme prakticky všude v pásu Mléčné dráhy i v jejím okolí. Úhlově menší, ale téměř učebnicová a vhodná i pro začátečníky, je například dvojice Barnard 142 a 143, pojmenovaná podle katalogu amerického astronoma Edwarda Emersona Barnarda z počátku dvacátého století. Na bezměsíčné průzračné obloze se Sometem binarem 25x100 podívejte asi půl stupně západně od g Aquilae (jasná hvězda tvořící chocholku Orla). Na světlém pozadí Mléčné dráhy tu po chvíli rozeznáte tmavý ovál s osou orientovanou směrem na severovýchod, který vám při pečlivém prohlížení může svoji strukturou připomenout tiskací písmeno E či U. Úhlová velikost útvaru je asi jeden stupeň.

Jinou výraznou mlhovinu Barnard 133 najdete dva stupně jižně od l Aquilae. V atlasech je zakreslena necelý stupeň pod planetární mlhovinou NGC 6751. Vzhledem k tomu, že má velikost 9'x5', bude vhodnější, když se na ni podíváte nějakým větším dalekohledem. O tom, jak je tento oblak hustý, svědčí snímek kdysi pořízený na Wilsonově hoře stopalcovým reflektorem. Po čtyřhodinové expozici zde astronomové nenalezli jedinou prosvítající hvězdu! Jeho skutečný průměr se odhaduje na necelé dva světelné roky -- je tak příkladem tzv. Bokovy globule, skutečného lůna až několika exemplářů nových hvězd. Hmotnost mračna se pohybuje kolem devadesáti Sluncí a někteří odvážní futuristé předpokládají, že se v průběhu dvou až čtyř milionů let rozdrobí na jednotlivé stálice.

 

Pokud kliknete na obrázek vlevo, pak se můžete podívat na animaci záběrů temné mlhoviny Barnard 68 pořízené několika dalekohledy Evropské jižní observatoře v různých oborech elektromagnetického spektra. Na prvních snímcích je vzhled útvaru ve viditelném světle, pak se postupně přeneste do blízkého infračerveného oboru až k vlnové délce 2,6 mikrometru. Na ní je oblak plynu a prachu zcela průhledný a nebrání tak zahlédnout za ním ležící hvězdy. Animace je ve formátu mpeg a má velikost 1,5 MB (Zdroj European Southern Observatory).