Jedinečnost řady nebeských úkazů a nesnesitelná touha je zahlédnout vede pozorovatele do krajnosti. Neváhají si vyrobit přenosné dalekohledy doplněné komplikovanou elektronikou a napájené čtveřicí tužkových baterek, se kterými pak nahánějí -- po dálnicích i ve zcela neprůchodném terénu -- řadu lahůdek: tečné zákryty hvězd Měsícem, úplně zatmělé Slunce, zákryty slabých stálic ještě slabšími planetkami, pomíjivé spršky meteorů a nebo jen tak pro potěchu výjimečná zjasnění telekomunikačních Iridií.

Jejich postoj se však nezmění ani v okamžiku, kdy nelze hvězdárnu opustit. V takovém případě hvězdáři čekají alespoň na onu nekonečně vzdálenou díru v mracích, jejíž existence je mnohdy spíše v říši fantazie než na reálné obloze. Hon na krásné události, dokonalé nastavení nebeských sfér, tak krásné ve své vteřinové jedinečnosti, totiž za to skutečně stojí...

Zažil jsem okamžik, kdy kamarád vydržel u prastaré CCD kamery exponovat přes pět hodin malý kousek měsíčního terminátoru. Zachumlán do několika zimních bund, starých spacáků a obut do tlustých plstěných bot odolával dvacetistupňovému mrazu jenom proto, aby sestavil nicotnou animaci východu Slunce na maličkém kousku našeho věčného souseda. My ostatní seděli v krásně proteplené místnosti, popíjeli lahodný grog a losovali, kdo se na něj půjde do kopule podívat a zkontroluje, zda už nezmrzl na kost.

Podobně se před lety odehrávalo i moje pozorování Quadrantid, jednoho z nejhustších meteorických rojů. Naše planeta se s ním na pouti Sluneční soustavou potkává třetího nebo čtvrtého ledna, tedy v době, kdy se člověk ještě většinou nevzpamatoval z příchodu nového roku a kdy bývá, což je fatálnější, zataženo. Náhoda tomu chtěla, že jsem se jednou ocitnul ve správnou noc na správném místě.

Podkrkonošská Hvězdárna v Úpici, kdysi proslavená temnou oblohou, byla na sledování Quadrantid skoro ideální. Leželi jsme na chatrných spartakiádních lehátcích, navlečeni do všeho, co zrovna bylo po ruce, navíc zasunutí do péřových spacáků, a čekali na meteory.

Příroda je však nemilosrdná, ba lze říci až škodolibě cynická. Nad ránem, kdy jsme měli prolétat nejhustší částí meteorického roje, přišly od západu mraky jako peřiny. Nacucané novou dávkou sněhové pokrývky se zastavily nad Úpicí a nechtěly se hnout z místa. Nad východním obzorem však zůstala poměrně slušná škvíra s výhledem do vzdáleného vesmíru. Na naše spacáky se pomalu snášel sníh, my se dívali nad vzdálený obzor a sledovali, jak slzí Quadrantidy. Pomíjivé stejně jako ony jemné vločky. Pomíjivé stejně jako pára, která nám stoupala od úst...

Leden

Pokud si máme za počátek procházky zimní oblohou zvolit skutečně reprezentativní místo, pak určitě neprohloupíme s Hyádami -- nápadnou hvězdokupou v okolí Aldebaranu ze souhvězdí Býka.

Podle jedné z řady pověstí představují Hyády hlavu Býka s krví podlitým okem, na jehož kožichu se skví velká skvrna (Plejády). Je však jisté, že se tohle jméno dostalo na oblohu mnohem komplikovanější cestou. Býk totiž patří mezi vůbec nejstarší souhvězdí, jehož kořeny se ztrácí ve čtvrtém tisíciletí před naším letopočtem. Tehdy vyznačoval jarní rovnodennost a jeho setkání se Sluncem zahajovalo zemědělský rok. Dost možná si ho ale lidé všimli ještě dříve. Nasvědčuje tomu celá řada nejrůznějších paleontologických nálezů, například krásné kresby jeskynních lidí z doby kamenné. Kult býka tak zasáhl celou řadu národů v Asii, Evropě, Africe i Americe.

Je bez diskuze, že Hyády představují bohatou hvězdokupu. Protože však leží jenom čtyřicet pět parseků daleko, tedy sto padesát světelných roků, najdete její hvězdy v okruhu o velikosti téměř dvacet stupňů. Jednou z nejvzdálenějších je w Andromedae, stálice páté velikosti, která se díky perspektivě dostala až padesát stupňů daleko. Nejjasnější hvězda Býka k nim ale nepatří: Aldebaran (a Tau) leží jenom v půli cesty a na Hyády se pouze čirou náhodou promítá.

Podíváte-li se na Aldebaran jednoduchým spektroskopem, zahlédnete v něm celou řadu temných čar a pásů. Alfa Tauri totiž patří mezi tzv. veleobry s chladnými atmosférami, kde může existovat celá řada složitějších prvků a také jednodušších molekul.

To ovšem nic neubírá na zvláštním postavení a Tauri. Aldebaran si v průběhu věků vysloužil řadu jmen, titulů i vlastností. Ve staré Persii byl například jednou ze čtyř "královských hvězd", k nimž náležel ještě Antares, Regulus a Fomalhaut. Nejrůznější kultury ho spojovaly například s bohy dešťů nebo plodnosti a jeho současné jméno vychází z arabského označení "Al Dabaran", tedy Následující (ve smyslu následující nejznámější skupinu hvězd na nebi -- Plejády). Ostatně Al Dabaran se dříve dokonce nazývala celá hvězdokupa obklopující Aldebaran.

Navíc je Aldebaran jednou z mála stálic první velikosti, kterou může zakrýt Měsíc. Díky nastavení nebeské mechaniky se takový úkaz odehrává v jakýchsi vlnách, pravidelně po dobu několika let. Nejbližší série sice začne až v roce 2015, zákrytů však bude hned několik desítek za sebou! Nedaleká ekliptika do těchto oblastí přitom nezanáší jenom Měsíc, nýbrž i jasné planety, které obraz Býka mnohdy značně pozmění.

Ostatně jedno takové rendezvous docela pěkně zamíchalo kartami středověké astronomie. V březnu roku 509 pozorovali v řeckých Aténách na večerní obloze výstup Aldebaranu zpoza Měsíce. Ovšem, když se na počátku osmnáctého století pokusil Edmund Halley úkaz zrekonstruovat, vyšlo najevo, že a Tauri tehdy byla o několik úhlových minut severněji! Podobné disproporce mezi polohami objevil Halley i v případě Siria a Arktura. Stálice tak pozbyly stálosti, vesmír se rozpohyboval. Dnes spolehlivě víme, že se Aldebaran pohybuje téměř přesně na jih, rychlostí tři a půl úhlové minuty za tisíc roků.

Jádrem Hyád a tedy i hlavou Býka jsou hvězdy seskupené do nápadného písmene "V". Špičku tvoří hvězda g Tauri, okraje e a a Tauri (ta ale ke hvězdokupě, jak už bylo řečeno, nepatří).

V triedru s velkým zorným polem, který je na prohlížení Hyád přímo ideální, se k nim přidá několik desítek dalších hvězd -- mnohé s nápadným oranžovým odstínem. Obzvlášť pěkný kontrast bude mezi J₁ a J₂ Tauri, z nichž druhá je shodou náhod nejjasnějším skutečným členem hvězdokupy. Jinou pěknou dvojici je s₁ a s₂ Tauri jihovýchodně od Aldebaranu, jejíž složky jsou čistě bílé.

Na nápadné barevné nuance narazíte v Hyadách také na řadě dalších míst: nazlátlá je třeba jak g Tauri, tak i e Tauri. Široký pár d_1,2 Tauri, který leží mezi nimi, pro změnu tvoří oranžová a jiskřivě bílá stálice. Ostatně přesvědčete se sami.

Všechny tyto oranžové a žluté hvězdy přitom představují hvězdné obry v závěrečných stadiích vývoje, kteří určují stáří celé kupy: asi 630 milionů roků s chybou kolem dvaceti procent.

 

Jak by asi vypadal prostorový model Hyád? Odpověď pro nás nalezl tým odborníků, který si hraje s daty pořízenými známou astrometrickou sondou Hipparcos. V animaci jsou všechny hvězdy vyznačeny jako stejně veliké koule, ty větší jsou tedy k fiktivnímu pozorovateli blíže než ty menší. Hyády se točí kolem osy kolmé na rovinu Galaxie, zelenou kružnicí je vyznačen poloměr 10 parseků od středu kupy. Zdroj A. G. A. Brown, ESA, mpeg, 650 kB.

Podívejme se nyní do okolí: v jednom zorném poli s Hyádami, čtyři stupně severovýchodně od Aldebaranu, tedy asi polovinu zorného pole běžného triedru, najdete otevřenou hvězdokupu NGC 1647. Je asi desetkrát vzdálenější než Hyády, tudíž i výrazně úhlově menší, takže v triedru vypadá jako slabší zrnitá skvrnka, ze které vystupují drobné hvězdy. Šest stupňů jihozápadně od hvězdy g Tauri můžete pro změnu sledovat jasnou zákrytovou dvojhvězdu l Tauri, kterou objevil roku 1848 Joseph Baxendell. Stálice mění hvězdnou velikost v rozmezí 3,4 až 3,9 magnitudy s periodou 3,952955 dne a předpovědi minim jasnosti jsou součástí i tohoto návodu.

Předpovědi minimální jasnosti l Tauri najdete v kapitole "Nestálé stálice".

Na okraji Hyád, dva a tři čtvrtě stupně severovýchodně od e Tauri, se pro změnu nachází zákrytová dvojhvězda HU Tauri, poskládaná z těles o zářivém výkonu 125 a 8 Sluncí, které obíhají kolem společného těžiště s periodou 2,0563 dne. Při zákrytu zářivější stálice slabším průvodce lze tudíž pozorovat pokles hvězdné velikosti z 5,9 mag na 6,7 mag.

Plejády

Na obloze je celá řada objektů vhodných pro triedr, mezi ty nejkrásnější však bezesporu patří Plejády sedící na hřbetě Býka asi deset stupňů severozápadně od Aldebaranu. Dle pověstí jsou polovičními sestrami Hyád -- stejný otec, různé ženy byly pro řecké bohy naprostou samozřejmostí.

Bez zbytečné skromnosti lze říci, že Plejády doprovází člověka už celá tisíciletí. Dokonce aktivně zasahovaly do jeho pozemského vývoje. Nápadná, přímo nepřehlédnutelně, charakteristická skupina jasných stálic totiž pomáhala astronomům pochopit některé základní zákonitosti v pohybu nebeských těles nebo v měření času a sehrála svoji roli i v řadě náboženství.

Zmínka o Plejádách je součástí Starého zákona a sledovali je i severoameričtí indiáni. V antickém středomoří jejich východ za svítání oznamoval začátek období vhodného pro mořeplavby, naopak jejich západ před východem Slunce období setby pšenice. Aztékové je považovali za "tržiště", Řekové za "sedm sester", australské kmeny za "sedm hudebníků", hinduisté za "šest opatrovnic Šivy", původní venezuelští indiáni za "nebeskou ženu". Dokonce i skvělá Tolkienova fantasy Hobit prozrazuje, že Plejády jsou už od temnověku známé jako Remmirath, Spletené hvězdy.

Ať tak, či onak, Plejády rozhodně nemohou být dílem pouhé náhody. Dokonce i v případě, kdybychom vzali v úvahu jenom osm nejjasnějších hvězd. Vždyť všechny patří mezi horké stálice spektrální třídy B, kterých na obloze bez dalekohledu napočítáme nanejvýš šest set. Pravděpodobnost, že těchto šest stovek hvězd rozhodíme po obloze a osm z nich čirou náhodou dopadne do tak malé oblasti je přitom stejná, jako kdybychom kostkou z Člověče nezlob se hodili šestku dvacetkrát za sebou!

Proto hvězdáři považují Plejády za skutečný systém už od konce osmnáctého století. Dnes víme, že jde o hvězdokupu vzdálenou od nás asi 125 parseků, jejíž stáří dosahuje šedesát milionů roků. Takovým dinosaurům tedy Plejády noční oblohu rozhodně nezdobily.

Plejády zaujímají přibližně stejně veliký prostor jako Hyády. Vzhledem k třikrát větší vzdálenosti jsou však úhlově menší a sevřenější. Bez dalekohledu spatříte asi pět Plejád, které tvarem připomínají zmenšený Velký vůz bez posledních dvou hvězd oje.

Pokud bychom to vzali zleva doprava, tak první je otec Atlas a matka Pléione. Poté následují jejich dcery: Alkyoné, Meropé, Máia, Élektrá, Kelainó, Taigeté a Steropé (též Asteropé). Na tmavé obloze se k nim přidá několik dalších bezejmenných hvězd, takže celkem můžete zahlédnout až dvě desítky Plejád. Záleží na ostrosti vašeho zraku a samozřejmě i oblasti, ve které budete stálice počítat.

Plejády jsou však krásné především v menších dalekohledech. Už malý triedr či prosté divadelní kukátko totiž odhalí na třicet jiskřivě bílých hvězd v oblasti o úhlovém průměru dva stupně, které vám připomenou třeba koníka se skloněnou hlavou. Přímo ve středu hvězdokupy uvidíte těsnou dvojhvězdu ADS 2755, jejíž obě složky sice budou téměř stejně jasné, na první pohled se však liší barevnými odstíny: modrým a bíložlutým. Drobnou skupinku, jakýsi těsný hvězdný trojúhelník, najdete také u nejjasnější hvězdy Plejád Alkyoné, která je mimochodem zhruba tisíckrát svítivější než naše Slunce.

Na tmavém nebi se také pozorně zadívejte na Meropé. V jejím okolí, hlavně směrem na jihovýchod, můžete už v obřím binaru 25x100 ulovit "nejnápadnější" z prachových mlhovin obklopujících hvězdy v Plejádách. NGC 1435 není nijak zřetelná: vypadá jako světlá šmouha, která se táhne od Meropé směrem na jihovýchod do vzdálenosti asi deseti úhlových minut. A ani na tmavé, průzračné obloze do očí rozhodně nebije; jenom mírně vystupuje nad jas okolní oblohy. Proto se o její reálnosti raději přesvědčete pohledem na jiné jasné stálice, u kterých by se podobně asymetrická zář neměla objevit.

I když řada astronomických učebnic a dokonce i živých hvězdářů tvrdí něco jiného, mlhoviny obklopující jednotlivé hvězdy se vznikem hvězdokupy nijak nesouvisí. Plejády jsou sice staré jenom šedesát milionů roků, prach zdobící na fotografiích okolí nejjasnějších stálic s nimi přesto nic společného nemá. Kupa pouze náhodně prolétá oblakem mezihvězdného látky, kterou osvětluje obdobně, jako pouliční lampy mlhu či kouř kolem sebe. Jeho hustota je přitom nicotná: na pět krychlových metrů prostoru připadá nanejvýš jedno mikrometrové zrníčko prachu.

Krabí mlhovina

V prvním roce éry Č-che, v pátém měsíci, den ťi-čchou [4. července 1054], se objevila hvězda-host několik palců jihovýchodně od Tchien-kuanu [zeta Tau]. Po více než jednom roce poznenáhlu zmizela. Kapitola 56 dějin čínské dynastie Sung.

Od Býkovy hlavy vybíhají východním směrem dva rohy: končí u hvězd b a z Tauri. V těsné blízkosti druhé z nich, zhruba stupeň na severozápad, uvidíte na temné obloze již v triedru, lépe však ve větším přístroji, jeden z mála dobře patrných zbytků po explozi supernovy -- Krabí mlhovinu (M 1, NGC 1952). V binaru 25x100 je oválnou mírně se do středu zjasňující skvrnkou o průměru asi pět úhlových minut. Větší dalekohled ji sice nijak nezmění, ale ve velkém zorném poli přidá dvojhvězdu položenou půl stupně směrem na východ. Poněkud netradiční jméno dostala slavná mlhovina od anglického hvězdáře Lorda Rosseho, kterému v polovině devatenáctého století připomněla klepeto kraba... Inu, tehdy meli pozorovatelů skutečně velikou představivost.

Podíváme-li se do historie, pak se ukáže, že dosud pozorovaných supernov bylo jako šafránu. Důvodů je samozřejmě hned několik: ne každá supernova, byť exploduje v naší Galaxii, musí být nápadná i při pohledu bez dalekohledu. Řada exemplářů tudíž mohla hvězdářům v minulosti uniknout. Navíc jsou naše záznamy, pokud jdeme dál do historie, hodně děravé a nejisté. Proto můžeme supernovy pozorované v minulém tisíciletí spočítat na prstech jedné ruky.

První se objevila v roce 1006 v souhvězdí Vlka. Když si ji lidé na jaře všimnuli, mohla co do jasnosti soupeřit s Marsem, ale během několika týdnů hravě překonala Venuši a nakonec dosáhla až -9 magnitud. Byla natolik jasná, že suplovala noční osvětlení! Není proto divu, že záznamy o ní pocházejí nejen z tradiční Číny, ale též z Koreje, Japonska, Arábie a Evropy.

Další supernova vzplála na ranní obloze v červenci 1054 v Býkovi a dala vzniknout Krabí mlhovině, do nedávna jedinému známému pulsaru prokazatelně souvisejícímu s historickou supernovou. V maximu jasnosti se vyrovnala Venuši, dokonce ji možná trochu předčila. Bez dalekohledu byla na denní obloze patrná zhruba jeden měsíc, na noční obloze se ztratila z dohledu až po dvou rocích. Chemické složení vláken a ostatní charakteristiky Krabí mlhoviny přitom ukazují, že tato supernova zřejmě vznikla kolapsem jádra hvězdy s hmotností kolem devíti Sluncí.

Podobné nestálé stálice na pozemské obloze zřejmě zazářily i v letech 1181 (v Kasiopeji) a 1408 (v Labuti), jejich reálnost však není stoprocentní. Naopak je velmi jisté, že supernovu sledoval v roce 1572 v Kasiopeji dánský hvězdář Tycho Brahe. V maximu dosáhla hvězdné velikosti -3 magnitud a bez dalekohledu byla pozorovatelná celých šestnáct měsíců. Tato událost, stejně jako případ supernovy z roku 1604, jenž důkladně popsal Johannes Kepler, výrazným způsobem nabourala katolické dogma o neměnnosti hvězdné oblohy. Díky preciznímu zaměření obou supernov se o několik století později dokonce podařilo nalézt nejen s nimi spojené rádiové zdroje, ale též cáry rozplývajících se obálek supernov.

No a pak zde máme ještě nejisté záznamy o hvězdičce, která nakrátko zazářila v roce 1680 (nebo 1667?), opět v souhvězdí Kasiopeji. Pro astrofyziky je zajímavá především tím, že je s ní spojen jeden z nejjasnějších rádiových zdrojů na obloze Cas A.

Pokud bychom se vydali dál do minulosti, do prvního tisíciletí našeho letopočtu, pak můžeme s jistotou mluvit pouze o třech pozorovaných supernovách. Ta první vzplála roku 185 našeho letopočtu. Jak už bývá zvykem, záznamy o její existenci pochází především z pera čínských hvězdářů: v souhvězdí Kentaura, mezi alfou a betou, byla viditelná nejméně osm měsíců a na jejím místě dnes pozorujeme slabou rozpínající se obálku. Další dvě supernovy byly zpozorovány jenom s minimálním odstupem: v roce 386 a 393 našeho letopočtu. Suma sumárum -- za poslední dva tisíce roků bylo zachyceno kolem desíti supernov.

Proč tak málo? Důvod je prostý: jako supernova může hvězda vybuchnout jen jedenkrát ve svém životě. Jde totiž o natolik drastickou událostí, že se po něm stálice zcela změní -- buď přestane existovat jako gravitačně vázaný útvar -- rozplyne se a nic po ní nezůstane -- nebo se změní v nenápadnou neutronově degenerovanou hvězdu, případně v ještě méně sledovatelnou černou díru. Navíc, jako supernova končí pouze každá padesátá až stá hvězda s hmotností větší než deset Sluncí. Proto jsou tak vzácné.

Mlhavá skvrnka Krabí mlhoviny, kterou lze během zimních měsíců pohodlně sledovat dalekohledy o průměru objektivu kolem deseti centimetrů, je tak pro astrofyziky skutečným pokladem a není vůbec divu, že existují celé monografie a sympozia věnující se výhradně tomuto jedinečnému nebeskému objektu.

 

První pulsar v souhvězdí Lištičky se podařilo objevit 28. listopadu 1967 na radioatronomické observatoři v anglické Cambridge. Od té doby jejich počet neustále rostl a už před několika roky překročil tisícovku. Na pět z nich se nyní můžete "podívat" i vy. Tedy podívat... Díky největším světovým rádioteleskopům si je můžete poslechnout. PSR B0329+54 je pulsar s typickou periodou 0,714519 sekundy. To znamená, že za jednu sekundu uskuteční 1,40 otáčky. Čísla v jeho názvu udávají polohu na obloze, tj. 3 h 29 min rektascenze a +54 stupňů deklinace. PSR B0833-45 je známým pulsarem ze souhvězdí Plachty (Vela). Jedná se o zbytek po supernově, která explodovala před desetitisíci roky. Pulsar má rotační periodu 89 milisekund, otočí se tedy jedenáctkrát ze sekundu. PSR B0531+21 najdete v srdci Krabí mlhoviny. Není tedy starý ani tisíc roků, jelikož mlhovina vznikla po explozi supernovy v roce 1054. Pulsar se otočí 30krát ze sekundu, během této doby se ale zjasní hned dvakrát. PSR J0437-4715 je milisekundový pulsar. Na první pohled se jedná o mladou neutronovou hvězdu, ve skutečnosti je však značně stará. Pulsar totiž žije ve společnosti červeného obra, z jehož rozsáhlé atmosféry vytéká proud plynu roztáčející neutronovou hvězdu až na nynějších 174 otáček za sekundu. PSR B1937+21 je nejrychlejší známý pulsar s periodou 0,00155780644887275 sekundy. Vykoná tedy 642 otáček za sekundu. Jeho povrch se pohybuje rychlostí asi jedné sedminy rychlosti světla.

Eskymák

Asi sedm stupňů východně od Krabí mlhoviny narazíte v souhvězdí Blíženců na zajímavou dvojici otevřených hvězdokup. Nepřehlédnutelná je M 35 (NGC 2168), patrná dokonce i bez dalekohledu jako mlhavá skvrnka dva a půl stupně severozápadně od hvězdy h Geminorum. V triedru se tváří jako kruhová velmi hustá skupina středně jasných a slabších hvězd, z nichž některé mají oranžový odstín. M 35 pak na jihozápadním okraji doprovází drobná hvězdokupa NGC 2158.

I když na první pohled vypadají jako věrná dvojice, ve skutečnosti nemají obě soustavy žádnou souvislost. Setkáváme se zde, stejně jako u Plejád a Hyád, s krásným příkladem perspektivy: M 35 leží nedaleko (zhruba tři tisíce světelných roků), neobyčejně hustá NGC 2158, jenž může být spojovacím článkem mezi otevřenými a kulovými hvězdokupami, je však pětkrát vzdálenější. O tom, že je NGC 2158 skutečně hodně zajímavý objekt, svědčí i její úctyhodné stáří: přes tři miliardy roků.

Souhvězdí Blíženců hostí i planetární mlhovinu NGC 2392, která je natolik jasná, že jí nemůže uškodit ani trocha měsíčního světla nebo pár pouličních lamp. V patnácticentimetrovém refraktoru je dokonce přímo požitkem sledovat kontrast plošného zelenavého kotoučku mlhoviny a nedaleké, ostře bodové hvězdy. Jedna z nejkrásnějších planetárních mlhovin má hned dvě rozšířené přezdívky: Eskymák nebo zřídka Klaunova tvář. Obě jména však dala NGC 2392 až fotografie -- ve velkých přístrojích je sice nějaká struktura mlhoviny patrná, obličej si v ní ale představíte jenom stěží.

Planetární mlhoviny samozřejmě nemají s planetami nic společného. Astronomové se domnívají, že jde o pozůstatky umírajících stálic podobných Slunci. Podle současných teorií se každá hvězda s hmotností mezi polovinou a osmi Slunci dříve nebo později dopracuje až do stadia, kdy ve svém nitru vyčerpá veškeré zásoby vodíku. Nezadržitelná ztráta nesmírně důležitého zdroje energie pak vede ke smrštění jádra, nárůstu teploty a zapálení helia, které se začne měnit na kyslík a uhlík.

Jaderné reakce se tehdy v nitru hvězdy rozhoří zcela nekontrolovaně: stálice se promíchává, pulsuje, z jejího povrchu uniká gigantické množství látky. Jakmile se zahalí do vlastní plynoprachové mlhoviny, doslova zmizí před očima.

Posledním dějství dramatu je definitivní odhození zbytků řídkého obalu. Ze stálice jako takové zůstane horké a husté jádro složené z degenerované látky, které se časem změní v tzv. bílého trpaslíka. Kolem něj se pomalu rozpíná řídká obálka -- planetární mlhovina bohatá na prvky vzniklé během nukleárního vývoje hvězdy (hélium, uhlík a kyslík). Řídký plyn, především pak kyslík, ohřívaný trpaslíkem, tehdy září v několika izolovaných spektrálních čárách v zelené oblasti viditelného spektra.

Bílý trpaslík, hvězda s hmotností Slunce a rozměry Země, pozvolna chladne až po pár miliardách let vychladne v nesvítícího černého trpaslíka. Planetární mlhovina se rozplyne výrazně dříve, během několika desítek tisíc roků.

V malých a středních dalekohledech se obecně většina planetárních mlhovin zobrazí jako "drobné hvězdy", v nejlepším případě jako kruhové nebo oválné skvrnky s nazelenalým či namodralým odstínem. Na jejich vyhledání tudíž zpravidla potřebujete dobrou mapku. Při pozorování pak hodně záleží také na zaostření dalekohledu; nezaostřujte však na mlhovinu, nýbrž na nějakou blízkou podobně jasnou stálici.

 

Na obloze jsou amatérům dostupné pouye tři zbytky po explozi supernovy: Krabí mlhovina M 1 v Býkovi, Řasová mlhovina pod křídlem Labutě a IC 443 těsně u h Geminorum. Poslední jmenovaná je sice nejslabší, ale přesto je na tmavé obloze patrná už v obřím binaru 25x100. Při pečlivějším pohledu, za pomalého kmitání s dalekohledem, se vám totiž zobrazí jako slabý světlý oblouk o průměru asi čtvrt stupně. IC 443 je součástí mladé asociace Gemini OB1, ve které před několika málo miliony roky vznikla velmi hmotná hvězda. Po krátké epizodě zářivého života, někdy před čtyřmi až třinácti tisíci roky, explodovala jako supernova a dala za vznik IC 443. Odhozená plynná obálka nyní stlačuje okolní materiál molekulového mračna, ohřívá ho a nutí tak zářit v infračerveném, ale z části i viditelném světle. Zbytek po supernově nalezl roku 1893 D. Wolf a jeho vzdálenost se odhaduje na pět tisíc světelných roků. Fotografie vynikla na Kanadsko-francouzsko-havajském dalekohledu na hoře Mauna Kea -- a samozřejmě, takto krásně IC 443 rozhodně neuvidíte...

Vánoční stromek

Dějiny pozemské astronomie jsou velmi komplikované, s řadou slepých uliček, zkratek i nepřehledného tápání. Svým způsobem to naznačuje i zástup lidí, zvířat, bohů i těch nejprostších předmětů denní potřeby, který se shodou zcela neuvěřitelných náhod dostal na oblohu. Bázeň, pokora a nebo jenom zlomyslnost hvězdářů v uplynulých tisíciletích mezi stálice umístila hned několik příšer. Do nebeského bestiáře krásně zapadá strašidelný Drak, jedovatý Had, bachratá Velryba, sněhobílý Kozoroh a také Jednorožec, který je součástí panteonu zimní oblohy.

Jednorožec byl podle pověstí silné a hbité zvíře, které ohrožovalo poutníky hlubokých lesů. I když nikdy nepřekročil hranici lidské fantazie, považovali středověcí lékaři jeho roh za velmi vzácný lék, jenž působí jako spolehlivý prostředek proti všem otravám. V podobě klu vyhynulého mamuta nebo rohu nosorožce nechyběl ve výbavě většiny tehdejších vládců, kteří ho důkladně namáčeli do všech nápojů, jež hodlali ochutnat. Co kdyby to skutečně pomohlo...

Jinak je ale Jednorožec nevýrazné souhvězdí, vždyť jeho nejjasnější hvězda -- b Monocerotis -- má hvězdnou velikost jenom 3,7 magnitudy. To však neznamená, že by se v něm nenašlo pár velmi zajímavých zákoutí. Souhvězdím totiž prochází Mléčná dráha a proto je bohaté na různé mlhoviny, hvězdokupy, oblaky plynu a prachu...

Docela zajímavý je už pohled na samotnou betu Jednorožce. Jak uvádí William Herschel, jedná se o jeden z nejkrásnějších vícenásobných systémů: tvoří jej tři téměř stejně jasné zářivě bílé hvězdy. Nejjasnější má hvězdnou velikost 4,5 magnitudy. Sedm a půl úhlové vteřiny daleko leží asi o magnitudu slabší průvodce, v jehož těsné blízkosti naleznete třetí stálici.

Na první nádhernou hvězdokupu narazíte v severní části souhvězdí, nedaleko hranic s Blíženci. NGC 2264, přezdívaná Vánoční stromek, je za lepších podmínek patrná i bez dalekohledu. Její krása však vynikne až v malých dalekohledech, kdy se z "mlhavé hvězdy" vyloupne společenství čtyř desítek stálic na ploše srovnatelné s měsíčním úplňkem. Pro větší přístroje se však nehodí: neobsahuje slabé hvězdy ani mlhavé pozadí. Dokonce je možné, že ji v záplavě Mléčné dráhy lehce přehlédnete.

Vánoční stromek na nebi poskládalo několik hvězd sedmé až deváté velikosti, uspořádaných "Vesmírným stvořitelem" do tvaru protáhlého rovnoramenného trojúhelníku. Nejjasnější hvězda má označení 15 Monocerotis, leží u paty "stromku" a v těsné blízkosti ji doprovází hned několik slabších průvodců. Celá hvězdokupa má na pozemské obloze průměr asi půl stupně, takže s ohledem na vzdálenost tří tisíc světelných roků měří Vánoční stromek na výšku zhruba třicet světelných roků. Přepočítáno na ceny běžně dostupných vánočních jedliček vychází jeho cena na ohromujících 80 tisíc trilionů korun. Sto milionkrát více než je současný roční státní rozpočet České republiky.

 

Jak vlastně vypadá okolí obří hvězdy, ze které unikají ohromné proudy plynu a prachu? Názorně nám to předvedla jinak nenápadná hvězdička V838 Monocerotis, která se v průběhu roku 2002 z ničeho nic deset tisíckrát zjasnila. Vlna záření pak v následujících týdnech osvětlovala okolní slupky prachu uvolněné z obří hvězdy v minulých staletích... Pozorování přitom naznačují, že tato obří hvězda září asi 160x víc než Slunce, v průměru je zhruba osmkrát větší než naše Slunce a kdyby se V838 Monocerotis nacházela uprostřed Sluneční soustavy, sahal by její okraj až někam k Jupiteru. Zvláštní podobu postupně osvětlované prachové obálky fotografoval od konce dubna do konce října 2002 Hubblův kosmický dalekohled. Záběry dokonce naznačují, že obří stálice kdysi v minulosti pohltila hned tři velké planety, které pak v jejím okolí vytvořily jakési protáhlé oblaky. I tak se tedy chovají velmi hmotné hvězdy. Zdroj STScI/NASA/ESA a E. H. Bond.

Druhá pozoruhodná hvězdokupa NGC 2244 leží jenom pět stupňů směrem na jihozápad. Mnohem strategičtější však bude, když svoji cestu začnete v sousedním Orionu. Jednoduše se odpíchněte od oranžové Betelgeuze, dalekohled stočte asi deset stupňů východo-jihovýchodním směrem a NGC 2244 vám sama vpluje do zorného pole. V malém dalekohledu má podobu skupinky bílých hvězd, kterým vévodí mírně nažloutlá 12 Monocerotis. Ona samotná však ke kupě nepatří, leží desetkrát blíže. Zástup blyštivých stálic ovšem není to nejzajímavější, co si pro nás příroda v tomto případě připravila.

Za velmi dobrých podmínek, kdy se vesmírný prostor promění v temný samet, totiž můžete s triedrem v ruce zaznamenat v okolí slabou zář o průměru necelého stupně, která obklopuje křehké stálice hvězdokupy. Nápadnější je severně od NGC 2244. V takovém okamžiku dokonce kupa s mlhovinou vypadá jako "kapičky rosy zavěšené na průsvitném hedvábném šátku".

Proměny souhvězdí Oriona a přilehlého okolí v průběhu následujícího milionu roků. Většina hvězd změní díky pohybu prostorem docela zásadním způsobem polohu. Obzvlášť nápadné je to třeba u Aldebaranu a Hyád, Betelgeuze a Bellatrix. Animace však skutečnosti příliš neodpovídá: bere v úvahu pouze tzv. vlastní pohyb, nikoli radiální rychlost, kterou u tak velkého vzorku zatím neznáme dostatečně přesně. Mnohé ze stálic se proto mohou v horizontu jednoho milionu roků nápadně zjasnit nebo naopak zeslabit. Několik z nich dokonce přestane existovat (např. Betelgeuze může explodovat jako supernova).

Nezřetelná mlha se na barevných fotografiích promění v jednu z nejkrásnějších plynných mlhovin na obloze. Nese jméno Rosetta, Růžice, a její snímek zdobí snad každou astronomickou publikaci.

Rosetta leží na okraji rozsáhlého molekulového oblaku, kde se dodnes překotně tvoří hvězdy. Svědčí o tom přítomnost NGC 2244. Hvězdy se vylouply z matečné polévky zhruba před jedním milionem roků a ihned zaplavily bezprostřední okolí agresivními ultrafialovými fotony. Ve svém bezprostředním okolí tak vyfouknuly ohromnou dutinu, v jejíž stěnách září řídký vodík (ona Rosetta). Navíc mnohé z těchto hypertrofovaných stálic zcela jistě explodující jako supernovy.

Vzdálenost NGC 2244 se odhaduje na pět a půl tisíce světelných let, takže je vzhledem k úhlovým rozměrům asi pětkrát větší než známá M 42. Kdyby byly ve stejné vzdálenosti, vešla by se celá slavná Mlhovina v Orionu do středové temné části Rosetty. Kdyby se naopak mlhovina ocitnula na místě M 42, zaplnila by Rosetta celou spodní polovinu Oriona.

Zajímavé je, že s Růžicí souvisí řada dalších objektů. V rozsáhlém mračnu mezihvězdné látky, jehož převážná část se táhne několik stupňů směrem na jihozápad, totiž v minulosti vznikla celá plejáda dalších stálic. Patří mezi ně i velmi kuriózní soustava známá také jako Plaskettova hvězda.

I když to tak na první pohled nevypadá, jedná se o spektroskopickou dvojhvězdu, kterou v roce 1922 nalezl při studiu asociace Kanaďan John S. Plaskett. Výjimečná je tím, že ji tvoří dvojice těles o ohromující hmotnosti kolem padesáti Sluncí, které kolem společného těžiště oběhnou jednou za dva týdny. Jsou tedy jistými kandidáty na supernovu. Plaskettova hvězda zatím vypadá jen jako hvězdička šesté velikosti asi stupeň severovýchodně od Rosetty. Ovšem až přijde její čas, změní Jednorožce k nepoznání...

Srdce Oriona

Široko daleko nebylo vidět nic než suché, popraskané bahno a krokodýl, který se z něj pokoušel vyprostit. Po tchánovi nebylo ani památky, ale daleko za doutnající plání lovec zahlédl sedm sester, jak spěchají za deštěm až na samý konec světa. Prchaly, aby si zachránily životy před zhoubou, kterou vyvolala Sluneční bohyně. Splnila svůj úkol, když sežehla pojídače dětských duší a jeho pomocnici, ale teď se lovec bál, že plameny spálí celý svět.

Zběsile běžel za dívkami, které mu zmizely v přívalu deště. I on za chvíli pocítil na kůži jeho chladivý dotek. Vodní dívky byly stále před ním a vnořily se do řeky nebes, kde se cítili jako doma. Plavaly proti proudu řeky, až mu znovu zmizely z očí. Protože jim nestačil, vyskočil lovec do vzduchu, až do nebe, kde jako hvězda pronásleduje sedm vodních sester po noční obloze dodnes.

Podle legend australských domorodců představují jiskřivé hvězdy Oriona nesmazatelnou stopu po sedmi vodních sestrách, které v šerověku prchaly před koncem světa. Mozaika poznání současných astronomů však ukazuje, že příběh tohoto zákoutí nese mnohem pestřejší minulost -- minulost, která začala před několika desítkami milionů roků.

Souhvězdí Oriona najde snadno: stačí se večer podívat nad jihozápad a všimnout si sedmi jasných hvězd, které rozmístěním připomínají přesýpací hodiny či letícího motýla. Mírně naoranžovělá hvězda v levém horním okraji obrazce se jmenuje Betelgeuze, jiskřivě bílá vpravo dole Rigel, trojice stálic uprostřed, která směrem doleva ukazuje na Siria a na opačnou stranu k Aldebaranu, se označuje jako Pás. Řádka hvězd pod ním je pak Meč Oriona, klimbající za jeho pestrým opaskem.

Je to k nevíře, ale většina zdejších hvězd tvoří jeden útvar, byť velmi různorodý. Spolu s řadou temných i světlých mlhovin, stejně jako objektů zářících převážně v neviditelných oborech elektromagnetického spektra, zabírá oblast, která začíná u Rigelu asi devět set světelných roků daleko od Slunce a končí u 1600 světelných roků vzdálené Mlhoviny v Orionu. Naoranžovělá Betelgeuze však mezi ně zřejmě nepatří.

Nejdřív se pozorně podívejte na pruh několika hvězd Meče. To, co očima neuvidíte, je rozsáhlý oblak plynu (především molekulárního vodíku) a prachu, jehož cáry zabírají prakticky celou část této oblohy a jehož hmotnost dosahuje 100 tisíc Sluncí. Na čele tohoto tuctového útvaru (oblak je výjimečný pouze svou blízkostí) ovšem leží klenot zimní oblohy: Mlhovina v Orionu označovaná též M 42 (NGC 1976).

Podrobné studie ukazují, že se stálice v Orionu tvořily v jakési posloupnosti, na jejímž počátku byla exploze jedné či několika anonymních supernov. Jejich rozpínající se obálky stimulovaly tvorbu dalších hvězd nejdříve v oblasti severozápadně od Pásu, kde se nachází skupina z první generace staré asi 11 až 14 milionů roků. Tedy dostatečně dlouho na to, aby se stihla rozptýlit po značné části oblohy. Dokonce k ní nejspíš patří i Rigel či Bellatrix (g Orionis).

V další vlně se před pěti miliony roky vytvořily stálice Orionova meče, za kterým následoval zhruba před dvěma miliony roky i Orionův pás. Před méně než jedním milionem roků se pak z embryonálních zámotků začaly vylupovat hvězdy mlhoviny M 42.

Na tmavé obloze, kde jsou zřetelné i slabší partie, může M 42 v menších dalekohledech připomínat letícího netopýra. Na severním okraji má totiž nápadný temný záliv -- tzv. Sinus Magnus, v jehož jižním sousedství se nachází těsný vícenásobný systém -- Trapez -- pojmenovaný dle čtyř nejjasnějších hvězd seskupených do lichoběžníku.

V mlhovině je zřetelné množství dalších detailů, včetně úzkého výběžku na východní straně tzv. chobotu směrem k jižně položené i Orionis. Nejjasnější části mlhoviny mají průměr tak kolem jednoho stupně a ve svém srdci, v blízkosti Sinus Magnus, svírají hned čtyři nápadné stálice. Trojice na jihovýchodě, která je patrná už v triedru, se označuje J₂ Orionis, pod čtvrtou hvězdou na severozápadě se ukrývá samotný Trapez. Dohromady se celé zátiší nazývá J Orionis.

Trapez, jinak též J₁ Orionis, se na čtyři nejjasnější drobné stálice rozpadne už v binaru 25x100. Ve větším přístroji s objektivem o průměru alespoň patnáct centimetrů a samozřejmě v dostatečném zvětšení se k nim přidají další dvě hvězdy jedenácté velikosti. Pozorovatelé se přitom shodují v názoru, že nejjasnější složku (5,1 mag) doplňuje žlutobílý odstín.

Barevné fotografie Mlhoviny v Orionu jsou právem součástí většiny astronomických časopisů. Dokonce i dnešní hvězdáři na ni mohou oči nechat: jedná se totiž o skutečný oblak prachu a plynu, který osvětlují horké hvězdy Trapezu. Především jeho nejjasnější složka je natolik horká, že její ultrafialové fotony ohřívají okolní vodík na teplotu několika tisíc stupňů, který sám září.

Agresivní ultrafialové záření v nejbližším okolí hmotných stálic současně vyfukuje rozsáhlou výduť o velikosti několika světelných roků, jejíž stěny tvoří jemnou mlhovinu M 42. Za nimi se nachází rozsáhlé zcela temné molekulové mračno, ve kterém stále ještě vznikají nové hvězdy. Skutečně. Běžně dostupnými dalekohledy spatříte v M 42 jenom několik hvězd, pozorování v infračerveném oboru elektromagnetického spektra však ukazují, že jde o pouhou špičku ledovce -- ukrývá se zde kupa několika set stálic, do které patří i budulínek o hmotnosti kolem třiceti Sluncí. V pozadí světlé mlhoviny je natěsnáno tolik hvězd, že by jejich hustota vydala v přepočtu na osmdesát Sluncí na jeden světelný rok krychlový. Tedy stokrát víc, než jaká hustota panuje v našem bezprostředním okolí. Ostatně názorně je to vidět na přiložené trojici záběrů mlhoviny. Horní je klasickou barevnou fotografií, prostřední ukazuje vzhled M 42 v obřím binaru 25x100 a spodní infračervený snímek odhaluje hustou hvězdokupu mladých hvězd ukrytých v oblaku mezihvězdného prachu.

Tím ovšem nabídka souhvězdí Orionu rozhodně nekončí. Severně od M 42 totiž najdete i druhý "messierovský" objekt -- mlhovinu M 43 (NGC 1982), která obklopuje hvězdu sedmé velikosti. Je však mnohem méně nápadná, navíc se nachází "ve stínu" výraznějšího komplexu prachových mlhovin NGC 1977 kolem hvězd 42 a 45 Orionis. Ten je sice patrný jenom na skutečně tmavé obloze, avšak při trochu větší fantazii může docela dobře připomenout třeba vypláznutý jazyk.

 

Hvězdy Trapezu A ...  zákrytová dvojhvězda V1016 Ori s periodou 65,43233 dne a změnami 6,7 až 7,7 mag. B ... zákrytová dvojhvězda BM Ori s periodou 6,470525 dne a změnami 7,9 až 8,7 mag. C ... 5,1 mag D ... 6,7 mag E ... 11,1 mag F ... 11,5 mag G ... 16 mag H ... 15 mag

Hvězdy 42 a 45 Orionis sice nejsou dostatečně horké na to, aby rozsvítily okolní vodík, zdejší mlhoviny však zviditelňují prostřednictvím záření rozptýleného na jemných prachových částicích. Odtud tedy charakteristické modré zabarvení. Samotná Mlhovina v Orionu je ale růžová proto, že vodík září především v tzv. spektrální čáře Ha, která se nachází v červené oblasti spektra. Přesně na vlnové délce 656,3 nanometru. Na tomto kousku oblohy se tedy setkáváme se dvěma rozdílnými typy mlhovin: plynnými, kde červeně září vodík, a prachovými, které rozptylují modré světlo.

Prohlídka nebeského zákoutí by nebyla dokončena bez pohledu na hvězdokupu NGC 1981, která ze severu uzavírá Orionův Meč. Obsahuje dvě desítky stálic bez jakéhokoli mlhavého pozadí a za dobrých podmínek je pozorovatelná i bez dalekohledu. Pro nic většího než triedr na stativu se však nehodí. Je "mělká" a ve větším zvětšení se promění v řídké hvězdné pole.

V souhvězdí Orionu samozřejmě leží celá řada dalších mlhovin. Na prvním místě lze jmenovat M 78 (NGC 2068) necelé čtyři stupně od d Orionis, nejzápadnější z Pásu. Ulovit ji můžete už triedrem, ale mnohem lepší na ni bude větší přístroj poskytující dostatečné zvětšení. M 78 vypadá jako drobná skvrnka, která se zjasňuje směrem do středu, v němž leží slabá dvojhvězda. Při delším koukání jsou vidět dvě stejně jasné složky, vzdálené asi 30". Jihovýchodně od dvojice se mlhovina rozplývá do ztracena, zatímco na severozápadě je poměrně ostře ohraničená. Připomíná to trochu kometu s dvojitým jádrem.

M 78 je velmi nápadnou prachovou mlhovinou o průměru asi čtyři světelné roky. Na fotografických snímcích s velkým rozlišením jí dominuje výrazný tmavý pás, za kterým se ukrývá řada velmi mladých hvězd -- ano, i M 78 představuje hvězdnou porodnici.

Mlhovina patří ke komplikovanému Orionovu komplexu, jehož střed leží ve vzdálenosti asi 450 parseků. V blízkosti M 78 vám na tmavé obloze určitě neunikne i NGC 2071, která je úhlově menší a slabší.

Jiným případem je NGC 2024, která z východu naléhá na z Orionis -- Alnitak. Musíte však na ni použít spíše menší přístroj -- ideální je binar 25x100, v němž se jeví jako nápadný asymetrický výběžek ze světlého hala kolem z Ori, který sahá do vzdálenosti až půl stupně.

"Myslel jsem si původně, že je k z Ori mnohem blíže a navíc ztracená v její záři, ale není to vůbec tak špatný; nejdříve jsem si tohohle velkého chomáče asi na půl cesty k jasné hvězdě severovýchodně, snad trochu blíže k z Ori, velikosti 1/5 vzdálenosti, všiml jakožto mlhoviny, která se neúčastní scintilace z Ori a její záře; pak jsem si všiml i toho, že zář z Ori na ostatních stranách nesahá tak daleko, aby se mohla splést s NGC 2024." Tak by mohl znít váš popis tohoto delikátního objektu.

Směrem na jih od z Orionis vybíhá i IC 434 -- slabě svítící pás o délce asi jeden stupeň v jehož přibližném středu leží temný záliv -- známá Koňská hlava. Světlá i temná mlhovina se sice krásně vyjímají na fotografiích, na vlastní oči je ale téměř jistě nespatříte. Mají nesmírně malý jas, takže jsou mimo možnosti i těch nejlepších astronomických dalekohledů. Zkusit to ale může -- po vzoru Johna Herschela před pozorováním 20 až 30 minut setrvejte v úplné tmě -- pak byste měli vidět doopravdy ty úplně nejslabší objekty.

Naopak NGC 2023 vám tolik problémů určitě dělat nebude. Jako slabší mlhavou zář (obdobně jako při zaroseném dalekohledu) ji v její těsné blízkosti hvězdy osmé velikosti HD 37 903 bez problémů najdete i v Sometu 25x100. Stejně nápadná je i ve větších přístrojích, avšak nějaké detaily -- různé různě temné a světlé oblasti -- ukáží teprve dalekohledy o průměru objektivu nad třicet centimerů. NGC 2023 přitom najdete snadno: stačí se spustit od z Orionis asi čtvrt stupně směrem na jihovýchod. První nápadná hvězda, na kterou narazíte, bude právě HD 37903.

Pokusme se také zodpovědět otázku, proč vlastně NGC 2024 a IC 434 svítí. Logickou odpovědí může být ultrafialové záření nedaleké z Orionis (mimochodem pěkné dvojhvězdy). Jak se ale ukazuje, pravda je poněkud komplikovanjěší.

NGC 2024 rozsvítila jedna či několik velmi horkých hvězd zanořených přímo do mlhoviny, které také mohou za její rozháraný zjev. Alnitak, ačkoli leží v popředí, má pouze malý efekt (snad jen v případě nejslabších okrajových partií). Tento veleobr je totiž od NGC 2024 příliš daleko a nemůže mlhovinu dostatečně zásobovat energií. Původcem světla IC 434 je pak sice méně svítivější, ale stejně horká hvězda hlavní posloupnosti, nejjasnější člen, soustavy s Orionis. Pokud na ni namíříte dalekohled o průměru objektivu alespoň deset centimetrů, rozpadne se vám na skvostnou skupinu čtyř stálic, které doprovází nedaleká trojhvězda. To vše v jednom zorném poli!

 

Jak by asi vypadala Mlhovina v Orionu, kdybyste se k ní vydali ve virtuální kosmické lodi? Pohled na barevné variace mlhoviny s šedozeleným zabarvením a s červenofialovými pruhy ozařované několika desítkami neobyčejně jasných bílých hvězd, by byl skutečně nezapomenutelný... Jistě, jde o hudbu ještě hodně vzdálené budoucnosti. Pokud však nepohrdnete nejistotou pozemských představ, zprostředkuje vám podobný výlet -- za výrazně menší cenu a také bez nebezpečí krachu cestovní kanceláře -- prostorový model sestavený experty ze San Diego Supercomputer Center a astrofyziky a umělci z Haydenova planetária Amerického muzea přírodní historie. Pomocí záběrů Hubblova kosmického dalekohledu, stejně jako řady pozemních observatoří, totiž zrekonstruovali mlhovinu spolu s nejjasnějšími hvězdami. Některé z nich dokonce ještě obklopují pozůstatky zárodečné látky, tzv. proplydy -- protoplanetární disky. Průlet, jenž trvá dvě a půl minuty, poskládalo na třicet tisíc počítačových záběrů, které vytvořilo superpočítačové centrum v San Diegu. Barevné podání je zkreslené umělými barvami, nicméně rozmístění jednotlivých stálic, stejně jako podoba M 42 odpovídá realitě. Výlet začíná příletem k mlhovině, v jejímž centru září horké hvězdy Trapezu. Po půl minutě proletíte kolem středu -- všimněte si, že některé hvězdy obklopují ony proplydy. Jedná se o zámotky plynu a prachu, ve kterém snad mohou vznikat nové planety. Světlo mateřských stálic je však pro takové útvary značně nepřátelské a brzo je zcela zlikviduje. Stáří těchto útvarů proto nepřevyšuje milion roků. Obdobné je i stáří celé mlhoviny. Poté se opět vzdálíte, aby se vzápětí schovali za jakýsi převis ve vyfouknuté bublině -- z pohledu ze Země jde o tmavý záliv Sinus Magnus. Následuje těsný průlet kolem Trapezu, minutu po začátku dokonce proletíte v těsné blízkosti jednoho z proplydů, které před několika roky objevil Hubblův kosmický dalekohled. Co se týká velikosti -- napříč měří zhruba sto miliard kilometrů, tedy osmkrát více než má naše Sluneční soustava. Po této návštěvě zakroužíte nad M 42, která se vám pozvolna nastaví do konfigurace známé při pohledu ze Země. Okraje bubliny horkého plynu, které v chladném molekulovém mračnu vyfukují stálice Trapezu, lemují různé "hory" a izolované ostrovy. No a pak už se pomalu vrátíte zpět na naši planetu. Zdroj David R. Nadeau, Jon Genetti, San Diego Supercomputer Center (http://vis.sdsc.edu/research/orion.html), University of California, San Diego, Carter Emmart, Erik Wesselak, Dennis Davidson, Hayden Planetarium, American Museum of Natural History, New York, C. R. O'Dell and Zheng Wen, Rice University. Formát mpeg, 5,1 MB.

Loď Argo

Loď Argo, kdysi největší klasické souhvězdí, zabírala na nebi přes 1600 stupňů čtverečních a obsahovala velké množství jasných hvězd s Canopem v čele (jenom těch první velikosti bylo na deset). Právě u něj lze přitom nahmatat začátek cesty této nebeské bárky... Už v Sumerské říši byl totiž Canopus a jeho okolí spojeno s bohem Ea, králem pravod a ochráncem všech námořníků. Později došlo ke ztotožnění této oblasti s lodí Argonautů, kteří se pokusili zmocnit zlatého rouna krále Aiéta. To se jim s pomocí Aiétovy dcery nakonec podařilo, takže když se po dlouhé a strastiplné cestě vrátili domů, umístila bohyně Athéna loď na oblohu. Později se křesťané pokusili překřtít Argo na Archu Noemovu, ale to se naštěstí nezdařilo.

Loď Argo měla sice na nebi podle přání sličné Athény setrvat navěky, nepřežila však kanonizaci souhvězdí v první polovině dvacátého století. Astronomové ji totiž z praktických důvodů rozdělili hned na několik menších částí: Kýl (Carina), Plachty (Vela), Lodní záď (Puppis) a Kompas (Pyxis). Z našich zeměpisných šířek si však můžeme prohlédnout jenom některé; v České republice totiž nad obzor vstupuje pouze část souhvězdí Lodní zádě a Kompasu.

Bezesporu jedním z nejznámějších objektů této části oblohy bude dvojice otevřených hvězdokup M 46 (NGC 2437) a M 47 (NGC 2422), které jsou od sebe vzdáleny jeden a půl stupně. Ovšem pouze při pohledu od Slunce; zatímco první soustava leží asi 5500 světelných roků daleko, M 47 je přibližně čtyřikrát blíže.

Zajímavé je, že hvězdokupa M 47 patřila dlouhou dobu mezi tzv. ztracené objekty Messierova katalogu, takže ji dodnes najdete v některých starších atlasech pouze pod NGC číslem. Originální souřadnice uvedené v katalogu Charlese Messiera ze sklonku osmnáctého století totiž ukazují do míst, kde se vůbec nic nenachází. Objevitelův popis "kupa hvězd blízko předchozí [M 46, pozn.]" však prakticky vylučuje jakoukoli mýlku. Dvojice hvězdokup se přitom hledá skutečně snadno: leží pět stupňů jižně od hvězdy a Monocerotis a osm stupňů východně od g Canis Majoris.

Celková hvězdná velikost M 47 se odhaduje na 4,5 mag, takže je za dobré viditelnosti bez problémů pozorovatelná i bez dalekohledu. V triedru se rozpadne na řídkou neupořádanou skupinu jasných hvězd bez mlhavého podkladu.

V tomto ohledu je M 46 výrazně pohlednější. Není sice tak jasná, nejnápadnější hvězda na západním okraji má jen 8,7 magnitudy, je však výrazně bohatší. V triedru 7x50 vypadá jako velká kruhová skvrna o průměru čtvrt stupně, která se může jevit zrnitá. S narůstajícím zvětšením a průměrem dalekohledu v ní spatříte ohromné množství přibližně stejně jasných hvězd a snad vám na severním okraji neunikne ani drobná planetární mlhovina NGC 2438. Má podobu oválné skvrny se středovým ztemněním, která majestátně pluje prostorem. Nenechejte se ale zmýlit, do M 46 nepatří. Oba objekty mají odlišné radiální rychlosti a stáří hvězdokupy jenom stěží dovoluje existenci planetární mlhoviny. NGC 2438 se zřejmě nachází asi tisíc světelných roků před M 46.

Času máte určitě dost, takže si při cestě za další perlou z klenotnice Argo udělejte menší výlet za hranice, do Velkého psa. Pět stupňů jihozápadně od M 47 totiž leží zajímavá zákrytová dvojhvězda R Canis Majoris, která se mění v rozmezí od 5,7 do 6,3 magnitudy s periodou 1,1359405 dne. R CMa patří mezi nejbližší a nejlépe prozkoumané tzv. algolidy. Hlavní složku tvoří hvězda s poloměrem asi 1,6 Slunce a hmotností 1,5 Slunce, jejího průvodce pak chladná stálice s poloměrem 1,1 poloměru Slunce a hmotností pouze 0,2 hmotnosti Slunce.

Vraťte se nyní zpět do Lodní zádě a pokračujme dál na jih, kde na nás čeká otevřená hvězdokupa M 93 (NGC 2447). Její celková hvězdná velikost se odhaduje na 6,2 mag, takže je za výjimečných podmínek (dohlednost, tmavý obzor) pozorovatelná i bez dalekohledu. V triedru vypadá jako velmi pohledná kompaktní zrnitá skvrna o průměru přes deset úhlových minut, kterou na jihozápadním okraji zdobí dvě jasnější hvězdy.

Mezi bezesporu nejzajímavější objekty souhvězdí Lodní zádě patří i hvězda z Puppis. Díky své deklinaci téměř -40 stupňů je pozorovatelná jenom výjimečně, ale třeba si na ni vzpomenete při pobytu v severní Africe, Jižní Americe či v daleké Indii. Pod pláštěm obyčejné stálice druhé velikosti se totiž ukrývá jedna z nejsvítivějších známých hvězd! Patří do spektrální třídy O a její povrchová teplota se odhaduje na padesát tisíc kelvinů. Pokud bychom oblohu vnímali v celém rozsahu vlnových délek elektromagnetického spektra a pokud bychom se na z Puppis dívali ze vzdálenosti jenom deseti parseků, pak by její jasnost odpovídala -10 magnitudám! Pro srovnání Slunce by v takovém případě kleslo na pouhých +4,8 mag. (Výše uvedená hvězdná velikost se označuje jako tzv. bolometrická absolutní hvězdná velikost.)

Za nízkou jasnost g Puppis může jednak její vzdálenost, jednak fakt, že většinu energie investuje do ultrafialových fotonů. Pokud by byly lidské oči citlivé i v tomto oboru elektromagnetického spektra, pak by směle předčila Siria.

Základní parametry z Puppis jsou značně nejisté, nicméně se pohybují v nezvyklých výšinách. Poloměr tohoto budulínka může být kolem dvaceti Sluncí, jeho současná hmotnost někde mezi dvaceti a padesáti Slunci, přičemž krátce po svém zrodu byste z něho nastrouhali až devadesát Sluncí!

 

Nasaďte si speciální brýle, které propouští světlo pouze kolem emisní čáry Ha s vlnovou délkou 656 nanometrů, tj. na okraji červené oblasti viditelného světla, a podívejte se na souhvězdí Oriona... Vidíte to? Ty zvláštní cáry horkého vodíku? Pokud ne, musíte vzít za vděk komponovaným záběrem, jenž vznikl pomocí širokoúhlých objektivů na australské observatoři Siding Spring. Naoranžovělou Betelgeuze a jiskřivě modrý Rigel určitě snadno najdete. Pod pásem tří jasných stálic je přeexponovaná M 42, nad ní mlhovina ukrývající populární ale nijak nápadnou Koňskou hlavu. Snad nejzřetelnější je ale impozantní Barnardův oblouk, objevený na sklonku devatenáctého století americkým hvězdářem E. E. Barnardem. Je částí ohromného kruhu o průměru dvanáct stupňů se středem někde v místech mezi Pásem a Mečem Oriona a představuje dva a půl milionu roků starou rozpínající se obálku zaniklé supernovy. Nepřehlédnutelná je i bublina horkého vodíku kolem hlavy Oriona a poněkud slabší struktura v pravé polovině snímku. Čela rázových vln supernov (v případě Barnardova oblouku a bubliny v pravé polovině) jsou velmi důležitá pro tvorbu nových hvězd. Hrnou totiž před sebou mezihvězdný materiál a vytvářejí tak hustá mračna a v nich i nové hvězdokupy... s novými supernovami a s novými bublinami... Právě tímto způsobem pak může "stelární život" přeskakovat z jednoho místa Galaxie na druhý. Malebnost a podivuhodnost tohoto místa názorně dokumentuje i záběr Roberta Gendlera (http://www.robgendlerastropics.com/). Jedná se o kompozici řady snímků, včetně filtru Ha, s celkovou expozicí přes dvacet hodin! Zřetelný je nejen komplex kolem M 42 a M 43, ale i IC 434 s temnou mlhovinou Koňská hlava a NGC 2024 vedle z Orionis.

Zapomenuté hvězdokupy

Nejen, že je otevřená hvězdokupa M 41 (NGC 2287) viditelná bez dalekohledu, ale dokonce leží jenom čtyři stupně od Siria. Přesto všechno je hodně opomíjená, dokonce lze říci skoro zapomenutá... Za "teleskopického" objevitele hvězdokupy se považuje první královský astronom a ředitel Královské observatoře v Greenwich John Flamsteed. Ve svém díle Historia Coelestis Britannica (atlas a katalog téměř tří tisícovek hvězd) totiž u hvězdy 12 CMa doslova uvádí: "poblíž této hvězdy je kupa." Je ovšem téměř jisté, že M 41 znal už Aristoteles, který v této části oblohy ve svém díle Meteorologica z roku 325 před naším letopočtem popisuje mlhavou skvrnu.

Hvězdokupa M 41 je především překrásným objektem pro malé dalekohledy: zobrazí ji jako kruhovou skupinku asi dvaceti jasných hvězd různých barevných odstínů a mnoha slabších hvězd, na jihovýchodním okraji ozdobenou již zmíněnou 12 Canis Majoris. Vzdálenost M 41 se odhaduje na dva a půl tisíce světelných roků, věk na zhruba na 200 milionů let.

Na tmavé obloze si určitě také všimnete, že jižní část souhvězdí Velkého psa obsahuje nápadně velký počet jasnějších hvězd. Rozhodně nejde o náhodu; d, h, o₁, o₂ a s CMa jsou totiž součástí tzv. asociace Canis Maioris OB1, jejíž střed leží asi dva a půl tisíce světelných let daleko. Stejně jako všechny ostatní OB asociace jde o skupinu relativně mladých stálic těchto dvou spektrálních skupin, které mají společný původ a podobný věk. Jejich gravitační vazba je však ještě slabší než v případě otevřených hvězdokup, proto se tyto rozlehlé útvary rychle rozpadají. (Souhvězdí Orionu například tvoří asociaci Orion OB1).

Zajímavé je, že když se na tuto skupinku podíváte loveckým triedrem 7x50, tak zde spatříte nezvyklé množství hvězd s různými barevnými odstíny. Některé budou bílé (h, o₂ CMa), jiné naopak naoranžovělé (s, o₁ CMa). Fakt, že asociace CMa OB1 obsahuje i červené veleobry, naznačuje stáří skupiny: kolem deseti milionů roků.

Otevřená hvězdokupa NGC 2362, která se rozkládá kolem hvězdy t Canis Maioris, je něco jako hluboká studna. Pokud se na ní podíváte malým přístrojem, pak vypadá jenom jako nápadná stálice utopená v hávu rozptýleného světla. Tau Canis Maioris je však vyleštěným safírem, jenž se leskne mezi řadou dalších diamantů. Pokud na NGC 2362 namíříte větší dalekohled, pak vám velké zvětšení oddělí jasnou lehce namodralou dominu od houfu slabších stálic sevřených do drobné skupiny o průměru kolem pěti úhlových minut. V přístroji s objektivem o průměru objektivu patnáct centimetrů zde můžete zahlédnout asi tři desítky hvězd.

Stáří NGC 2362 se odhaduje na pět milionů roků a vzdálenost na pět tisíc světelných roků. Pokud t CMa patří do skupiny, což je více než pravděpodobné, pak má zářivý výkon srovnatelný s padesáti tisíci Slunci.

Nyní s odpíchněte se od Siria, přeskočte b CMa a zastavte se až u nejjasnější hvězdy souhvězdí Zajíce. Konkrétně Arneb či též Arsh (= nedotčený) nás však zajímat nebude. Od něj se totiž přesunete ještě pět stupňů na jih až ke g Leporis. Už v malém dalekohledu totiž zjistíte, že jde o docela roztomilou dvojhvězdu: jasnější složka se vám bude zdát pravděpodobně nažloutlá, o dvě a půl magnitudy slabší průvodce, který ji doprovází ve vzdálenosti 1,5 úhlové minuty, naoranžovělý a možná dokonce i červený! Dvojice je od nás jenom třicet světelných roků daleko a obě hvězdy, byť jsou od sebe v prostoru nejméně tisíc astronomických jednotek daleko (pětadvacetkrát dál než je Pluto od Slunce), pravděpodobně obíhají kolem společného těžiště.

V souhvězdí Zajíce najdete i neméně pěknou, leč ne zrovna populární, kulovou hvězdokupu M 79 (NGC 1904), kterou objevil 26. října 1780 francouzský astronom Pierre Méchain. Katalog Charlese Messiera o ní mluví jako o mlhovině bez hvězd, která leží na rovnoběžce (rozuměj na stejné deklinační kružnici) jako blízká hvězda šesté velikosti. Což je ve skutečnosti pěkná trojice hvězd šesté, sedmé a deváté velikosti.

M 79 na hvězdy poprvé rozložil již tři roky po objevu Sir William Herschel. V jeho největším přístroji (průměr zrcadla asi půl metru) se mu jevila jako "překrásná kupa velká asi 3', kruhová a extrémně bohatá na hvězdy".

A jak je M 79 vidět v dnešních dalekohledech? Bez problémů ji v podobě mlhavé hvězdy osmé velikosti spatříte již v běžném triedru. V refraktorech i reflektorech s objektivem nad patnáct centimetrů v průměru můžete sledovat úhlově velikou kruhovou kupu, která se zjasňuje do středu a kterou u severního okraje doprovází hvězda asi 12. velikosti.

Posledním objektem naší dnešní procházky bude proměnná hvězda R Leporis, již v říjnu 1845 objevil z Londýna J. R. Hind. Byl to také Hind, který si všiml její nápadně červené barvy. Ostatně dodnes se jí říká Hindova karmínová hvězda.

R Leporis se řadí se mezi proměnné hvězdy typu Mira. Hvězdnou velikost mění s periodou kolem 430 dní v rozmezí od 7 do 10 magnitudy. Extrémně však může poklesnout až na 12 mag a naopak ve výjimečném maximu jasnosti (5,5 mag) ji lze pozorovat i bez dalekohledu. Už v triedru ji spolehlivě prozradí její nápadné zabarvení, které mnozí pozorovatelé přirovnávají k barvě čerstvé krve.