Líně
se převalující moře. Výletní plachetnice s barevně osvětleným stožárem.
Vlahý svěží vzduch nasáklý solí. Přes den vyhřátý písek. Lahev kappadockého
vína a přátelé...
Oslnivý měsíční kotouč byl nepřehlédnutelný. Vznášel se mezi několika hvězdami, jež pronikly skrz závoj světla, a vůbec nic nenaznačovalo, že se schyluje k vzácné bitvě... Najednou se však na levém okraji objevil temný kruhový zářez s rozmazaným okrajem! Úplné zatmění Měsíce nad Středozemním mořem právě začalo.
Tak jak minuty ubíhaly, rozlézala se "černá nákaza" směrem doprava a pohlcovala zbývající disk. Temná část Měsíce ale nezmizela. Nejdříve byla nenápadná, s rostoucí velikostí se stávala výraznější a barevnější: z temně šedé, přes světle šedou, až k oranžovohnědé.
Asi po hodině nastalo úplné zatmění. Odlesk měsíčního světla od moře zmizel, naopak se objevily slabé hvězdy. Po nebi přelétávala vzdálená letadla a ještě vzdálenější meteory. Nejdříve byl kosmický soused oranžovohnědý s nápadným žlutohnědým okrajem ve tvaru půlměsíce. Připomínal tureckou státní vlajku -- jen ta hvězda chyběla. Tak, jak putoval zemským stínem -- nebo jak by řekli Indové, útroby boha Rahú -- světlý půlměsíc se zmenšil a přesunul směrem dolů. Prostě oranžový kotouč uložený na malém světlém talíři.
Po padesáti minutách se světlý srp ocitl na konci cesty. Na levém okraji se neustále rozšiřoval a zjasňoval.
Několik okamžiků nebylo jasné, zda jej opět nezačalo pohlcovat Slunce. Pak ale oranžovohnědé zabarvení zpopelavělo a Měsíc vystoupil ze stínu matičky Země. Rahú svůj souboj prohrál, dal se na ústup, náš kosmický soused do hodiny nabyl svého úplňkového vzhledu. Po nábřeží chodily tisíce lidí a utopeni v záři světel si ničeho nevšimli.
Úterý 16. září 1998, pobřeží Středozemního moře, Turecko
Srpen
Je poněkud paradoxní, že nejznámější astronomické objekty, jako jsou kvasary, pulsary nebo černé díry, na skutečné obloze nikdy nespatříte. Přesto jsou tolik populární. Dokonce i galaxií a mlhovin, jejichž barevné snímky zdobí nejednu knížku, uvidíte bez dalekohledu jenom málo. Na druhou stranu se ale v noci běžně setkáte se stovkami umělých satelitů Země. Většina příruček, dokonce i těch, které se věnují pozorování hvězdného nebe, o nich ovšem z neznámého důvodu mlčí...
V okolí Země se dnes pohybuje asi deset tisíc těles o průměru od několika centimetrů až po desítky metrů. Sto až tři sta z nich přitom můžete spatřit pouhýma očima.
Poznat na tmavém nebi družici není vůbec těžké. Vypadá jako světlý bod, který se nehlučně pohybuje mezi hvězdami a přeletí celou oblohu během několika málo minut. Vlastní zdroj světla družice ale nemají. Svítí díky odraženému slunečnímu světlu, podobně jako Měsíc. Většina z nich se otáčí, a vy proto můžete sledovat pravidelné či nepravidelné změny jasnosti.
Poněkud složitější je říci, jak se která družice vlastně jmenuje. Jejich dráhy se totiž z různých příčin neustále mění. Předpovědi přeletů těch nejnápadnějších však získáte prostřednictvím počítačové sítě internet.
Podívejme se teď na přelétávající družice tak říkajíc pod drobnohledem. Kdybyste si dali tu práci a počítali po celou noc množství spatřených satelitů řekněme vždy během jedné hodiny, zjistili byste zajímavou nesrovnalost: zatímco z večera a nad ránem uvidíte během letní noci až deset družic za hodinu, kolem půlnoci jejich počet klesá na méně než polovinu. Je to snad proto, že by jich létalo méně? Nikoli.
Je totiž nutné si uvědomit, že družici spatříte pouze tehdy, když vy budete ve tmě, ale ji bude dosud osvětlovat Slunce. Na tmavém pozadí pak jasně vynikne. Aby byla dostatečně jasná, musí se zároveň nacházet na nízké oběžné dráze. Jednoduše řečeno: čím k vám bude blíže, tím bude jasnější. Samozřejmě záleží i na velikosti. Nejnápadnějšími umělými tělesy, která můžete spatřit, jsou Mezinárodní kosmická stanice a některá z telekomunikačních Iridií. Poloha Slunce se ale vůči nehybnému pozemskému pozorovateli během noci mění, stejně jako poloha zemského stínu. Podívejme se jak a pro jednoduchost si vezměme směr přímo nad hlavou, do zenitu.
Koncem července zapadá Slunce kolem půl osmé místního času. O dvě a půl hodiny později, kdy už je dostatečná tma na sledování družic, sahá zemský stín nad vašimi hlavami do výšky sto kilometrů. Tělesa, která proletí v menší vzdálenosti, už Sluncem osvětlena nejsou a vy je nespatříte. Za další hodinu Slunce klesne hlouběji pod obzor a ve stínu Země natrvalo zmizí družice s výškou menší než dvě stě kilometrů. Tak hodinu před místní půlnocí se naše mateřská hvězda dostane nejhlouběji pod obzor a ve tmě zhasnou družice i ve výšce čtyř set kilometrů. Většina nejjasnějších satelitů se přitom pohybuje právě ve vzdálenosti kolem čtyř set kilometrů nad zemským povrchem. Kolem jedné hodiny ranní začne Slunce opět stoupat k obzoru a osvětlovat tělesa i na nižších drahách. Počet zpozorovaných družic opět vzroste.
Ještě větší rozdíly v počtu satelitů zjistíte v zimě, kdy Slunce klesá pod obzor mnohem hlouběji než v létě. Do výšky dvou set kilometrů sahá zemský stín v zenitu začátkem prosince již v šest hodin odpoledne. Kolem osmé hodiny to je už tisíc pět set kilometrů a kolem půlnoci dokonce sedm tisíc kilometrů. Tak vzdálené družice spatříte bez dalekohledu jen výjimečně. Zimní noci jsou tudíž na družice velmi chudé, letní soumraky naopak bohaté.
Turecký
Štít
Je to bez diskuze -- většina souhvězdí má pestrou a nadmíru košatou historii. V notoricky známých jménech je totiž ukryta tajenka nejrůznějších náhod, nepoznaných příhod a nepochopitelných souvislostí. Nebeské dogma svým způsobem potvrzuje a vlastně také vyvrací i jedno z nejmenších souhvězdí: Štít.
Štít není nijak staré souhvězdí. Na oblohu se dostalo až v novověku, kolem roku 1690, kdy polský pozorovatel Johannes Hevelius zakreslil do svého barokního atlasu souhvězdí Scutum Sobiescianum. Fenomenální astronom tak hodlal na věky věků vyznamenat polského krále Jana III. Sobieského, jenž v roce 1683 zvítězil u Vídně nad tureckou armádou. Ba co víc -- nejen, že zachránil střední Evropu před šavlozubými Turky, ale zahájil tak rozklad jejich nadvlády na Balkáně a na Ukrajině. A jelikož historii píšou vítězové, Sobieski prý osobně vedl tu rozhodující jednotku do finálního útoku.
I když to s největší pravděpodobností nebyla pravda, faktem zůstává, že Štít kypí podivuhodnými zátišími. Souhvězdí má na šířku necelých deset stupňů a ani jeho výška není o moc větší. Navíc obsahuje jen jednu jedinou hvězdu čtvrté velikosti a pouze osm hvězd velikosti páté. Ostatně nebýt výrazného zjasnění Mléčné dráhy, nepřežil by Štít úřední reformu ve třicátých letech dvacátého století. Astronomové, kteří tehdy kodifikovali jednotlivá souhvězdí, z jeho názvu pouze odmazali onen politický přívlastek.
Hejno divokých hus
"Ačkoli
astronomové dali v minulosti dohromady seznam několika mlhavých hvězd
na nebesích, skoro všechny se v dalekohledech ukázaly jako sevřené skupiny
jednotlivých stálic. Skutečné mlhoviny byly proto milovníkům nebe známy
jenom ve třech případech; první v páse Andromedy poprvé zaznamenal Simon
Marius, druhou v Meči Oriona nalezl dalekohledem Christian Huyghens
roku 1656, třetí ve Střelci objevil John Abraham Ihle roku 1665... Večer
1. září 1681 jsem však pozoroval jinou mlhavou hvězdu položenou v severním
chodidle Ganymeda, kterou, pokud je mi známo, dosud nikdo jiný nespatřil.
Její tvar nebyl nepodobný kometě, kterou jsem blízko 0 stupňů Štíra
objevil ráno 4. listopadu 1680, a tak jsem si nebyl jist, zda se jedná
o kometu či mlhavou hvězdu. Když se ale několik dní po sobě její poloha
ani tvar nezměnily, bylo snadné rozhodnout, že není kometou, nýbrž s
největší pravděpodobností mlhavou hvězdou."
Tak zní záznam o objevu otevřené hvězdokupy M 11 (NGC 6705) z rukopisu německého hvězdáře Gottfrieda Kirche, jednoho z prvních pozorovatelů proměnných hvězd, jenž mimo jiné správně odhadl periodu světelných změn c Cygni a roku 1702 nalezl v souhvězdí Hada kulovou hvězdokupu M 5. Pokud vám připadá zvláštní zmínka o "chodidle Ganymeda" pak vězte, že někteří astronomové v této části nebe viděli Ganymeda, kterého unesl orel na Olymp. Mladík se pak stal číšníkem bohů a jeho zvláštním úkolem bylo nalévat nesmrtelný nektar Diovi.
Popravdě řečeno se Gottfried Kirch poněkud zmýlil. Mlhovinu v pásu Andromedy -- tedy galaxii M 31, znal již Al Sufi, perský hvězdář, který žil v letech 903 až 986. V Mlhovině v Meči Oriona jste určitě poznali M 42. Ani tu neobjevil Christian Huyghens, ten je pouze autorem jedné z nejstarších dochovaných kreseb. Zářící oblak plynu a prachu poprvé dalekohledem spatřil koncem listopadu 1610 francouzský humanista Nicolas Pieresc a nedlouho po něm i švýcarský jezuita Johann B. Cysat.
Gottfried Kirch měl tedy pravdou pouze u M 22, na níž skutečně narazil při sledování Saturnu Abraham Ihle. Avšak nezazlívejme mu tu -- korespondence byla v té době v plenkách a na zveřejnění řady objevů a tedy i jejich chronologické zařazení se čekalo celá desetiletí.
Pokud se na Štít podíváte jen tak, bez dalekohledu, pak vám určitě neujde, že v něm leží velmi nápadný oblak Mléčné dráhy, který severním okrajem kopíruje stálice z chvostu Orla. Při pohledu ze střední Evropy se dokonce jedná o nejvýraznější zjasnění v dostupné částí Mléčné dráhy. I když ono označení "oblak" je poněkud zavádějící: ve skutečnosti jde o průzor mezi neprůhlednými oblaky mezihvězdné látky, kterým vidíme do poměrně velké vzdálenosti směrem ke středu Galaxie. Právě Oblak ve Štítu obsahuje kromě několika hvězd i nenápadnou otevřenou hvězdokupu M 11.
 |
|
Asi
stupeň severozápadně od M 11 najdete proměnnou hvězdu R Scuti,
u které se v cyklech dlouhých třicet až sto padesát dní pozorují
změny v rozmezí od čtyř do devíti magnitud. Při jejím hledání
si můžete pomoci tak, že k R Scuti vede od naoranžovělé alfa Scuti
řetízek hvězd sedmé velikosti. Pokud najedete na obrázek kurzorem,
načte se vám tentýž snímek s identifikací jednotlivých objektů.
Fotografii pořídil dvacetiminutovou expozicí naváděnou kamerou
Vixen VX-1 (film Ektachrome E200) Naoyuki Kurita.
|
Najdete ji určitě snadno: stačí totiž sklouznout po oblouku hvězd l Aql, 12 Aql a h Sct ve spodní části Orla a na jejich prodlouženém konci v triedru zahlédnete jasnou nevelkou skvrnu s nápadným jádrem. M 11 je natolik hustá, že na první pohled připomíná spíše kulovou hvězdokupu. Odhaduje se, že obsahuje na tři tisíce hvězd, z nichž pět set je jasnějších 14 magnitud. A jelikož se vzdálenost této soustavy pohybuje kolem šesti tisíc světelných roků, musí být všechny stálice hvězdokupy natěsnány do koule o průměru zhruba třicet světelných roků.
Ve větším přístroji se M 11 rozpadne na množství drobných hvězd na mlhavém podkladu a v dalekohledu s průměrem objektivu kolem patnácti centimetrů už není vůbec žádný pochyb: na hvězdy bohatá M 11 má dvě jádra (zřetelnější se nachází poblíž jasné hvězdy), mezi kterými je docela nápadná mezera. Jihovýchodně od hvězdokupy navíc leží pohledná dvojhvězda (v menších přístrojích nerozlišená) zhruba stejně jasných stálic. Mezi tímto párem a hranicí kupy je přitom zřetelný řetěz slabých hvězd, do oblouku obepínající M 11. Právě on, spolu s přibližně trojúhelníkovitým tvarem kupy, přivedl Williama H. Smythe (1788 - 1865) k pojmenování skupiny -- Divoké husy. Na rozdíl od těch pozemských mají ale poněkud vyšší stáří: M 11 na nebi letí už 250 milionů roků, tedy už od doby, kdy u nás vymírali trilobiti.
Hvězdokupa M 11 je skutečně tím nejnápadnějším objektem, který můžeme v této části oblohy zahlédnout. Na druhou stranu ale ve Štítu leží ještě několik dalších cílů, na které lze zamířit i poměrně malé dalekohledy. Jmenovat lze třeba M 26 (NGC 6694) -- leží pouze jeden stupeň jihovýchodně od d Scuti. V triedru se jeví jako malá, mlhavá skvrnka o průměru několika úhlových minut. Na první pohled se vám dokonce může zdát prakticky bodová, snad jako hvězda osmé velikosti, obklopená nevýraznou září.
Neméně zajímavým cílem je i NGC 6664, hvězdokupa zasazená pouze půl stupně od a Scuti. Byť má v průměru přes deset úhlových minut, v triedru se jeví jako rozplizlá a nevýrazná skvrnka, kterou lehce přehlédnete. Na tmavé obloze ji však vyhledáte poměrně lehce. Pocit ze shlédnutí vzácného nebeského objektu vás přitom určitě hezky zahřeje.
A pokud se už budete kochat, pak se v triedru pozorně zadívejte do okolí M 11. Je zde totiž patrná celá řada větších či menších temných skvrnek, které si pohrávají s jinak rovnoměrně světlou září Mléčné dráhy. Samozřejmě se jedná o celou řadu temných mlhovin, které nám brání ve výhledu na vzdálenější hvězdy naší Galaxie. Oblast v Štítu, především pak severní část souhvězdí, je svou pestrostí skutečně proslulá a na tmavé obloze, s triedrem v ruce, se zde můžete toulat desítky minut.
|
Jedná se o blízkou a řídkou otevřenou hvězdokupu, či jenom o náhodné seskupení jasnějších hvězd? Po dlouhá léta se hvězdáři přikláněli k první z možností. Ve skutečnosti se ale o žádnou skupinu hvězd, které by vznikly v "jednom okamžiku" z jednoho oblaku plynu a prachu, nejedná. Pozorování z poslední doby totiž ukázala, že jednotlivé hvězdy Ramínka na šaty leží v různých vzdálenostech a navíc se v prostoru pohybují různým směrem. Jejich úhlová blízkost -- pouze při pohledu od Slunce -- je tedy pouze dočasná. Názorně to dokazuje přiložená animace, která zachycuje vzhled tohoto kousku oblohy během pouhých 30 tisíci letech.. |
V
Lištičce, kousek od hranic se souhvězdím Šípu, najdete skupinku
hvězd šesté velikosti seskupené do tvaru věšáku či Ramínka
na šaty -- oblíbený objekt mnoha pozorovatelů objektů vzdáleného
vesmíru. V literatuře tuto nápadnou kupu najdete pod názvem Bronchiho
kupa či Collinder 399. Jako o malém oblaku severně
od dvou hvězd na konci Šípu se ale o Ramínku zmiňuje již starověký
astronom Al-Súfi: "malá skvrna položená severně od posledních
dvou hvězd Šípu."
Pod křídly Orla
Možná s tím nebudou někteří pozorovatelé souhlasit, ale souhvězdí Orla bezesporu patří mezi ty fádnější zátiší letní oblohy. Ačkoli je spojován především s řeckou civilizací, kořeny tohoto nebeského obrazce nejspíš začínají už v Mezopotámii na břehu řeky Eufrat a Tigris. Podle dochovaných střepů z hliněných destiček totiž tamní astronomové v trojici a -- b -- g Aql viděli bystrozrakého Orla. Teprve o pár století později rozšířili Řekové název "orel" na řadu dalších hvězd letících rovnoběžně s Mléčnou dráhou.
Orel zabírá na nebesích poměrně velkou část oblohy, kterou na jihozápadním okraji zdobí pramen Mléčné dráhy. Objektů vhodných k důkladnému prozkoumání však příliš neskýtá. Jelikož jsme se o dvojici temných mlhovin Barnard 142 a 143 v našem cestopisu již zmínili, zůstává na řadě "pouze" jasná proměnná hvězda h Aquilae. Nuže tedy...
Astronomové dnes sice sledují desítky tisíc proměnných hvězd, ale ještě na konci osmnáctého století počet nestálých stálic nepřevyšoval prsty jedné ruky. Nebeský řád totiž narušovala jen Mira ze souhvězdí Velryby, hvězdy P a c z Labutě, R Hydrae a Algol. Právě v té době ale začala oblohu systematicky sledovat dvojice anglických hvězdářů Edward Pigott a John Goodricke. Jejích cílem bylo odhalit další, podobně zvláštní hvězdy.
Největší úspěch sklidili na podzim roku 1784. Desátého září si totiž Pigott všimnul, že se h Aquilae jeví nápadně slabší než obvykle. Po několika dnech pak bylo zřejmé, že jasnost mění s železnou pravidelností -- s periodou 7,18 dne. Stejnou noc objevil jeho kolega Goodricke jinou proměnnou -- Sheliak, b Lyrae. Jenom o měsíc později pak tentýž pozorovatel narazil na d Cephei. Bohužel, Johnovi Goodrickovi tyto revoluční objevy příliš štěstí nepřinesly. Od narození těžce nemocný pozorovatel totiž zemřel roku 1786, ve svých 21 letech.
Éta Aquilae se řadí mezi nejstarší a nejnápadnější proměnné hvězdy vůbec. Leží v pravém křídle Orla a je přímo ideálním cílem pro všechny začínající pozorovatele. Mění se totiž v rozmezí od 3,7 do 4,5 magnitudy v cyklech dlouhých 7,176641 dne.
Podle současných představ je h Aquilae typickou "cefeidou", tedy obří hvězdou asi sedmdesátkrát větší než naše Slunce. Stejně jako všechny ostatní cefeidy také h Aquilae pulsuje. Její průměr se však mění jen nepatrně, o pouhou dvacetinu. V žádném případě tedy nejde o žádné mocné vzdouvání. Přesto všechno mají tyto změny, generované pravidelnou kumulací tepla prostupujícího z vnitřních oblastí směrem k povrchu hvězdy, dramatické důsledky. Během nafukování se povrch cefeidy poněkud zahřeje, takže se nám na pozemské obloze nápadně zjasní. Pak se ale rozpínání zastaví a dojde k zákonitému smrštění. Tím se ale povrch h Aquilae ochladí a celková jasnost o něco poklesne. To vše s periodou 7,176641 dne.
Pozorovat cefeidy je přitom podobné, jako najít v přírodě drahokam. V okolním vesmírném prostoru totiž připadá jedna taková proměnná hvězda na několik milionů těch "obyčejných"!
Delfín
Drobné
souhvězdí Delfína najdete začátkem srpna někde nad jihem. Ač
je poměrně malý, je jeho tvar zcela nezaměnitelný. Tohoto savce, který
se poměrně vzácně vyskytuje i ve Středozemním moři, si přitom v těchto
místech představovali už první evropské a africké národy jako například
Féničané. Podle jedné z řeckých pověstí ho na nebe umístil Poseidón
na znamení vděčnosti, že mu dohodl svatbu s krásnou Amfitrité.
Charakteristický tvar Delfína vykresluje skupina pěti hvězd čtvrté velikosti: a (3,8 mag), b (3,8 mag), g (3,9 mag), d (4,5 mag) a poněkud jižněji položená e (4 mag). I když by se to tak mohlo na první pohled zdát, žádnou hvězdokupu tyto stálice rozhodně nepředstavují.
Vzdálenost e Delphini se totiž odhaduje na 150 parseků, g Delphini je sedmkrát blíže. Právě g Delphini je přitom z těchto hvězd nejzajímavější -- tedy alespoň na pohled. Už v malém dalekohledu se totiž rozpadne na dvojici podobně jasných hvězd: barevný odstín jasnější se přirovnává ke světle žluté, u slabší stálice pak k oranžové.
Delfín leží na okraji Mléčné dráhy. Proto, podíváte-li se na něj dalekohledem, spatříte na pozadí těch nejjasnějších tisíce hvězd slabších. Téměř všechny sice patří do naší Galaxie, jedna "hvězdička" asi 10. velikosti na východním okraji souhvězdí však nikoli. Tedy možná, že ne. Zde se totiž nachází kulová hvězdokupa NGC 7006, jejíž vzdálenost se odhaduje na velkolepých 40 tisíc parseků, tedy přes sto tisíc světelných roků! V malém dalekohledu se tváří jako nenápadná mírně rozostřená hvězda. Ve větším přístroji je ale nepřehlédnutelná, má průměr asi jeden a půl úhlové minuty, nápadné jádro a mlhavé okraje.
Takto vzdálených kulových hvězdokup je známo jenom několik, například NGC 6229 v Herkulovi a NGC 2419 v Rysovi. Vždyť vzdálenost Velkého a Malého Magellanova mračna se odhaduje na 180, resp. 210 tisíc světelných roků! Důkladné analýzy pak ukazují, že se NGC 7006 s největší pravděpodobností pohybuje kolem středu naší Galaxie po velmi protáhlé dráze, která ji zanáší až tři sta tisíc světelných roků daleko. Zdá se tedy, že hvězdokupa nejspíš představuje pozůstatek po nějaké trpasličí galaxii, kterou ta naše v minulosti pohltila.
Poblíž rozhraní Delfína se Šípem a Orlem také najdete hvězdu páté velikosti -- r Aquilae. Z astrofyzikálního hlediska je zřejmě tuctovou hvězdu hlavní posloupnosti spektrální třídy A, která leží asi sto padesát světelných roků daleko. Proslavila ji však jedna drobná kuriozita: r Aql je první hvězdou označenou řeckým písmenem, která se díky vlastnímu pohybu dostala z jednoho souhvězdí do druhého. Ve většině atlasů je sice zakreslena v Orlovi, v polovině roku 1992 však překročila hranice s Delfínem! Na další takový případ si přitom budeme muset počkat více než čtyři století. Kolem roku dva tisíce čtyři sta přejde gama Rydla do Holubice. A z našich zeměpisných šířek uvidíme přechod epsílon Sochaře do Pece. To ale bude až roku 2920!
Činka
Těžko bychom na nebi hledali objekt, jenž v malém dalekohledu poskytuje tolik jemných detailů, jako je planetární mlhovina Činka, anglicky nazývaná Dumbbell (M 27, NGC 6853). S cestou za ní začněte u lehce naoranžovělé dvojice a a b Sagittae. Pokud si je v triedru nastavíte doprostřed zorného pole, objeví se vám u levého kraje kulová hvězdokupa M 71 (NGC 6838), která vypadá jako kruhová skvrnka mírně se zjasňující směrem do středu.
Od ní se vydejte k ostrému vrcholu Šípu, ke g Sagittae. Nastavte si ji do středu zorného pole a pak se posuňte zhruba tři stupně směrem na sever. No a právě tady, jižně od hvězdy páté velikosti 14 Vulpeculae, najdete drobnou mlhovinu. V triedru 6x30 vypadá jako drobná mírně oválná skvrnka s ostrými okraji, jejíž úhlový průměr nepřesahuje osm úhlových minut. Celková jasnost M 27 se přitom odhaduje na 7,4 magnitudy.
Ruku v ruce se zvětšujícím přístrojem Činka doslova rozkvete: v šesticentimetrovém refraktoru se za mírného zvětšení promění ve dva mlhavé klíny přiložené k sobě špičkami, v ještě větších přístrojích vám nejspíš připomene "cukrářský piškot" či "ohryzek" se dvěma jasnými jádry, které jsou propojeny výrazně zúženým pásem. U jihozápadního okraje, mezi "slupkou a dužinou", přitom leží slabá hvězda. Centrální bílý trpaslík má však jasnost pouhých 13 magnitud, takže bude stěží patrný i v hodně velikých dalekohledech.
Mlhovina tak nápadně připomíná činku, až dostala shodný název. Nicméně v anglicky psané literatuře se setkáte také s alternativním jménem Butterfly, tj. Motýl. Na skutečně tmavé obloze a se skutečně velkým přístrojem se však přesvědčíte, že "ohryzek" ve skutečnosti obklopuje rozsáhlá, výrazně slabší mlhovina, která dává M 27 podobu jakéhosi fotbalového míče. V jejích centrálních oblastech jsou přitom patrné různé drobné nuance v jasu... Prostě radost se dívat.
Z rychlosti rozpínání Činky, která je patrná na expozicích pořízených s odstupem řady desetiletí, vychází, že se začala rozpínat před třemi či čtyřmi tisíci roky. V té době tedy hvězda podobná Slunci definitivně odhodila vodíkový obal a obnažila tak pozvolna chladnoucí jádro -- bílého trpaslíka. Za pár desítek tisíc roků se naopak M 27 zcela rozplyne. Planetární mlhoviny jsou tudíž značně pomíjivým zjevem. Ostatně viděli jste někdy šišku, která spadla ze statného smrku? Pak vězte, že poměr doby jejího pádu k době existence stromu je prakticky stejný jako poměr celkové existence hvězdy k období, kdy vytvoří planetární mlhovinu. S přimhouřením oka.
Čtyřhvězda
Malé, avšak velmi zajímavé souhvězdí Lyry najdete na západním okraji Mléčné dráhy, mezi Labutí a Herkulem. Podle řeckých pověstí se jedná o pětistrunný hudební nástroj, jediný hudební nástroj, jenž získal navždy věčné zastoupení v nebeském panteonu souhvězdí. Z krunýře ohromné želvy ji prý vyrobil bůh Hermes, který lyru později vyměnil za stádo dobytka s bratrem Apolónem. Odtud se dostala až k Orfeovi, jehož zpěv dokázal zastavit letící kamení, ohýbal stromy i skály a v celé přírodě navozoval soulad a mír. Bohužel Orfea roztrhalo hejno rozdivočelých žen... A protože na celém světě nezůstal nikdo hodný božského nástroje, múzy nakonec uprosily bohy, aby se lyra dostala na oblohu.
Bezesporu nejnápadnějším objektem souhvězdí je Vega (a Lyrae), hvězda "první velikosti". Díky své výjimečné jasnosti, ve fotometrickém oboru V přesně 0,03 magnitudy, je šestou nejjasnější stálicí. Na severní obloze ji pouze o fous -- tedy jenom o několik setin magnitudy -- předčí Arkturus z Pastýře.
Báječná představa: přibližně za deset tisíc roků se Vega stane "Polárkou". S ohledem na precesní pohyb, který vykonává zemská osa, se totiž někdy v této době ocitne jenom čtyři a půl stupně od severního nebeského pólu. Taktéž se patří prozradit, že Vega byla první hvězdou, která se ocitla na fotografické desce. Po sto sekundách exponování se totiž objevila na daguerrotypii zhotovené v noci z 16. na 17. července 1850 na Harvardově observatoři ve Spojených státech amerických.
Pohled dalekohledem vám ale v jejím případě nic zajímavého nepřinese. Nezahlédnete totiž nic jiného než oslnivě zářící, díky atmosféře nepravidelně pulsující, hvězdu, vystřelující na všechny strany "barevné šípy". A nepomohla ji ani "hlavní role" v hollywodském filmu Contact, kde představovala nejbližší výspu mimozemské civilizace. Moderní výzkumy sice naznačují, že by kolem Vegy mohla existovat rozsáhlá mlhovina a v ní snad i jednotlivé planety, její věk -- zhruba dvě stě milionů roků -- však inteligentnímu životu příliš velké šance nedává.
Ještě štěstí, že šest stupňů jihozápadním směrem leží T Lyrae, uhlíková hvězda, nápadná svým karmínovým zabarvením. Jasnost této proměnné kolísá v rozmezí od 7,8 do 9,6 magnitudy a její výjimečný odstín vynikne už v obřím binaru 25x100.
Pokud se vám T Lyrae nepodaří nalézt, v žádném případě nezoufejte. Jeden a půl stupně severovýchodně od Vegy totiž leží jedna z nejznámějších čtyřhvězd severní oblohy -- e Lyrae. Většina pozorovatelů ji bez dalekohledu uvidí pouze jako jeden zářivý bod, bystrozrací hvězdáři však neopomenou poznamenat, že je to bod nápadně protažený. Už v divadelním kukátku si přitom lehce ověříte, že ji skutečně tvoří dvě stálice: jedna má jasnost 4,4 magnitudy a ve vzdálenosti 3,5 úhlové minuty ji pak doprovází jen o něco slabší průvodce (5,1 mag).
Tím ale "rozklad" e Lyrae rozhodně nekončí. Pokud na ni namíříte ještě větší dalekohled, pak se snadno přesvědčíte, že každá z hvězd je ve skutečnosti také dvojitá! Ta na severu je široká 2,6 úhlové vteřiny, ta na jihu 2,3 úhlové vteřiny. Čtveřice tak dohromady tvoří tzv. hierarchický systém: každá z blízkých dvojic obíhá kolem vlastního těžiště v relativně krátké době od pěti set do jednoho tisíce roků.
Prstencová mlhovina
"Velmi
mlhavá, avšak přesně kruhová, velká jako Jupiter a podobná na slabou
planetu," tak mlhovinu M 57 (NGC 6720) popsal její objevitel
Antoine Daquier. V lednu 1779 si totiž mezi betou a gamou Lyry všimnul
dosud neznámé mlhoviny, která se mu do zorného pole připletla během
pozorování nápadné komety.
Antoine Daquier, astrometrik, jenž se kromě jiného podílel na určení prvních dráhových elementů planety Uran, tak poprvé pro tento typ objektů použil termín "planeta". Označení planetární mlhovina však pro věčnost kodifikoval až jeho mnohem slavnější kolega William Herschel.
Krátce po objevu "prstencové mlhoviny" začaly pokusy o odhalení její pravé podstaty. A mnohým se to skutečně povedlo. Názorným příkladem může být již zmiňovaný Herschel: "... jedna z nebeských kuriozit ... rozlišitelná mlhovina, která má uprostřed pravidelnou temnou kruhovou skvrnu ... je pravděpodobně prstencem velmi slabých hvězd. Má oválný tvar, poměr kratší osy k delší je 83 ku 100 ... její delší osa je mírně jasnější a ne tak ostře definovaná jako zbytek ..." Prozraďme ještě, že Herschel sledoval oblohu poměrně špatnými dalekohledy. Vybavena byla jen poměrně matnými kovovými zrcadly a pozorovatel mohl v přístroji s objektivem kolem půl metru zahlédnout hvězdy slabé jenom patnáct magnitud. Totéž dnes zprostředkuje dalekohled s polovičním objektivem.
Ke stejnému závěru jako William Herschel došel také italský astronom Angelo Secchi: "...drobné hvězdy, podobné stříbrnému prachu..." Inu doba, kdy byli astronomové odkázáni jenom na své oči a nepříliš kvalitní dalekohledy, přála řadě takových přeludů.
Jak totiž dnes dobře víme, je M 57 příkladem planetární mlhoviny -- odvrhnuté pozvolna se rozpínající obálky zaniklé hvězdy, která svítí díky horkému bílému trpaslíku, zbytku z dávné stálice, jenž trůní uprostřed pěkně symetrického útvaru. Samotného bílého trpaslíka však zahlédnete jenom stěží; má jenom 15. velikost.
Vraťme se ale zpět k M 57. Pokud si vezmete na její lov triedr 10x50, pak ji nerozeznáte od tuctové hvězdy osmé velikosti uprostřed mezi g a b Lyrae. Také v obřím binaru 25x100 bude vypadat podobně, jen by se vám mohla zdát mírně rozostřená. Měnit se začne až s rostoucím zvětšením: nejdříve by vám mohla připomínat drobnou špendlíkovou hlavičku, pak by se mohla stát zřetelně oválná s mlhavými okraji.
V plné kráse se však vykreslí až ve skutečně velkém dalekohledu. Řekněme o průměru objektivu patnáct centimetrů. Teprve v něm se totiž představí jako drobný prstýnek o průměru kolem jedné úhlové minuty. Uprostřed bude stejně temný jako v přilehlém okolí a navíc si můžete všimnout i nerovnoměrného jasu světlého prstence. Za dobrých podmínek je patrná i hvězda 12. velikosti asi jednu úhlovou minutu na východ od středu M 57. Fotografy a majitele CCD kamer pak může zajímat i skutečnost, že se poblíž nachází slabá galaxie IC 1296.
Hned vedle M 57 leží i jedna z nejjasnějších proměnných hvězd -- b Lyrae, nazývaná Sheliak (čti šeliak). S periodou 12,93578 dne u ní můžete sledovat pravidelné zákryty, kdy jasnost hvězdy dočasně sestoupí až o jednu magnitudu. I když by vás to asi jen tak nenapadlo, v případě b Lyrae se díváme na jeden z nejzajímavějších dvojhvězdných systémů: hlavní složku tvoří horký obr, zhruba dvakrát hmotnější než Slunce. Ten se během svého vývoje natolik nafoukl, že plyn z jeho rozsáhlé atmosféry přetéká až na druhou složku o hmotnosti kolem deseti Sluncí. Ta je sice celá zachumlána do neprůhledného plynu, pozorované poklesy jasnosti však vznikají při zákrytu plynného disku primární hvězdou. S ohledem na dlouhou periodu světelných změn a také na počasí ale není vůbec jednoduché b Lyrae při poklesu jasnosti ulovit.
Posledním objektem lyrického souhvězdí, jenž navštívíme, bude kulová hvězdokupa M 56 (NGC 6779). Je jedním z mála objektů, které objevil Charles Messier (stalo se tak roku 1779). Hvězdokupu najdete snadno i vy, leží totiž uprostřed mezi Albiereem a g Lyrae, jihovýchodně od hvězdy šesté velikosti. Triedru se vykreslí jako mlhavá skvrnka, mírně se zjasňující do středu, ve větším přístroji je M 56 podobná hlavě komety bez výrazné kondenzace, snad se dvěmi, třemi hvězdami.
Labutí seznam
Na obloze je pouze několik souhvězdí tak bohatých na nejrůznější vesmírné objekty, jako je Labuť. Vyrovnat se ji může snad jen Orion nebo Střelec. Podle jedné z řeckých bájí je Labuť nebeským pozůstatkem po flirtu nejvyššího boha Dia, jenž v podobě krásné labutě svedl spartskou královnu Ledu. Plodem tohoto záletu se pak stal Pollux, jeden z blíženců. Sluší se však poznamenat, že tohle nebeské zátiší ve středověku získalo ještě jedno jméno: Kříž svaté Heleny. Pojmenování souvisí s tvarem vyskládaným z nejjasnějších hvězd a s náhodou, že se koncem prosince zvečera objevuje nad západním obzorem v podobě nepřehlédnutelného kříže.
Labuť je skutečně hodně zajímavým souhvězdím: naleznete v něm několik velmi pohledných dvojhvězd, velkou hvězdokupu, několik planetárních mlhovin, nápadnou emisní mlhovinu a dokonce i jeden z mála zbytků po supernově, který můžeme zahlédnout běžnými amatérskými dalekohledy. A právě u něj začneme.
Někdy na úsvitu moderní civilizace explodovala v pravém křídle Labutě supernova. Jak moc jasná byla už dnes samozřejmě nezjistíme. I když se nejspíš vyrovnala Měsíci v první čtvrti a lidé ji tedy skutečně viděli, nenechali nám o ní jakékoli záznamy. Cáry, které po supernově zůstaly, jsou však patrné dodnes. Najdete je severovýchodně od 52 Cygni, či jihovýchodně od e Cygni. Nejnápadnější je asi dva stupně dlouhý oblouk označovaný jako NGC 6992 a NGC 6995. Na tmavé obloze se mezi hvězdami vynoří už v triedru 7x50, pohodlnější ale bude, když se na něj podíváte například s obřím binarem 25x100. Nejsvětlejší a nejširší je jižní konec mlhoviny, naopak na severu je užší a nápadně slabší. S hvězdami e Cygni a 52 Cygni přitom tvoří rovnoramenný trojúhelník.
NGC
6992 a NGC 6995 představují severovýchodní segment z celého komplexu,
který se souhrnně nazývá Řasy (též Řasová mlhovina). Kromě
něj patří k útvaru řada dalších skvrnek, z nichž viditelná -- alespoň
v menších dalekohledech -- je ještě ta v okolí hvězdy 52 Cygni. NGC
6960 je však hodně nenápadná, takže si ji klidně spletete s rozptýleným
světlem, který obklopuje všechny jasnější hvězdy.
Řasy objevil a také pojmenoval William Herschel. K jejich pozorování je nezbytné použít dalekohled s co největším zorným polem a navíc vám musí přát podmínky: stačí jenom o něco světlejší obloha a už vám zmizí z dohledu. Ve městě a nebo při měsíčku tedy moc šancí nemáte. Na lov tohoto zbytku po supernově jsou tudíž ideální obří triedry, například 20x60. V něm si dokonce můžete všimnout, že nejjasnější cár nemá rovnoměrný jas, ale naopak obsahuje několik zřetelných skvrnek.
A proč vlastně Řasy svítí? Srovnáním snímků mlhoviny, které byly pořízeny s odstupem řady desetiletí, se ukázalo, že leží asi jeden a půl tisíce světelných roků daleko a že jednotlivé cáry vykreslují povrch koule o průměru asi 120 světelných roků. V jejím centru však žádnou horkou neutronovou hvězdu nenajdete. Supernova, která zde před pěti tisíci roky explodovala, byla totiž výsledkem společného soužití jedné obří hvězdy, ze které přetékal plyn na méně hmotnějšího bílého trpaslíka. Jakmile hmotnost tohoto průvodce překročila jistou kritickou mez, zažehly se v něm explozivní jaderné reakce a bílý trpaslík vyletěl do pověří. Takže to, že Řasy vidíme, má na svědomí něco úplně jiného. Jednoduše řečeno rázová vlna, která prošla hustšími oblaky mezihvězdného plynu a vytvořila v nich dlouhá tenká vlákna zahřátá na teplotu několik desítek tisíc stupňů kelvinů. I tak je ale hustota mlhoviny nicotná.
V blízkosti Řas narazíte na nápadnou otevřenou hvězdokupu NGC 6940 (s mlhovinou samozřejmě nijak nesouvisí). Má úhlový průměr kolem dvaceti minut a v triedru vypadá jako nápadná zrnitá skvrnka. Hvězdokupa je za dobrých podmínek dokonce patrná i bez dalekohledu a díky své hustotě je současně vhodná i pro větší přístroje s adekvátně větším zvětšením.
Pokud bychom měli pokračovat v přehlídce labutích lahůdek, pak se musí hned na druhém místě seznamu ocitnout nádherně zabarvená dvojhvězda Albireo -- b Cygni. Sedí na krku Labutě a ve dví ji rozštípnete už v triedru upevněném na stabilním stativu. Vhodnější je ale bude o něco větší přistroj. Albireo si svoji slávu zaslouží právem. Patří totiž mezi dvojhvězdy s nápadným barevným odstínem: jasnější hvězda je žlutobílá, slabší inklinuje spíše k modrému odstínu. Řada nejrůznějších pozorovatelů se přitom pokusila jejich zabarvení více specifikovat. Proto se občas hovoří o "zlaté a azurové" nebo o "topazu se safírem"... Prostě fantazii se meze nekladou.
Na
základě interferometrických měření je přitom už několik desetiletí zřejmé,
že kolem jasnější hvězdy obíhá další průvodce. Nevzdaluje se však na
víc než čtyři desetiny úhlové vteřiny, takže je pod rozlišovací schopnosti
amatérských dalekohledů.
Pokud bychom měli ještě chvíli zůstat u dvojhvězd, pak je nezbytné zmínit i 61 Cygni. Tento systém totiž patří mezi první hvězdy, u kterých se na počátku devatenáctého století podařilo změřit paralaxu a tedy i odhadnout skutečnou vzdálenost. To, že se musí nacházet hodně blízko Slunce, dokazuje už její nápadně velký vlastní pohyb. Jelikož každý rok urazí 5,2 úhlové vteřiny směrem na severozápad, přezdívá se 61 Cygni někdy Letící hvězda.
Dnes spolehlivě víme, že se 61 Cygni nachází pouze jedenáct světelných roků daleko. Změny polohy způsobené díky paralaxe jsou však i tak nicotné; pouze 0,314 úhlové vteřiny. Pod stejným úhlem bychom z Brna viděli korunovou minci, kterou někdo vhazuje do automatu na kafe uprostřed New Yorku.
Obě složky 61 Cygni jsou málo zářivé hvězdy, tzv. červení trpaslíci. Jasnější hvězda má hmotnost šest desetin Slunce, slabší průvodce je dokonce ještě o něco lehčí. Kolem společného těžiště oběhnou jednou za šest set padesát roků a při pohledu ze Země je dnes dělí vzdálenost necelých třicet úhlových vteřin. Jako dvojhvězdu tedy 61 Cygni uvidíte už v triedru, který si opřete o stativ. V něm si přitom můžete u obou složek všimnout naoranžovělého odstínu. 61 Cygni je ke Slunci třináctý nejbližší hvězdný systém a z těch, které můžeme vidět bez dalekohledu, dokonce čtvrtý nejbližší.
Nejjasnější hvězda Labutě -- Deneb (a Cygni), tvoří spolu s Vegou z Lyry a Altairem z Orla tzv. Letní trojúhelník. Není to sice souhvězdí, ale na světlé, třeba městské, obloze své opodstatnění rozhodně má. Deneb je sice na první pohled nejslabší, ale ve skutečnosti obě zbývající stálice v mnoha ohledech předčí. Je totiž tzv. veleobrem, jednou z nejvzdálenějších hvězd, kterou můžeme vidět bez dalekohledu. Leží asi tři tisíce světelných roků daleko a její zářivý výkon se vyrovná nejméně padesáti tisícům Sluncí! Jde však jenom o velmi nejistý odhad, jelikož u tak vzdálených těles zatím nedokážeme přesně změřit klíčovou paralaxu...
Pokud bychom všechny tři hvězdy z Letního trojúhelníku přenesli do stejné vzdálenosti, řekněme deset parseků, pak by měl Deneb -9. velikost! V porovnání s ním by byla Vega deset tisíckrát slabší (0 mag) a Altair dokonce padesát tisíckrát slabší (2,2 mag). Obě stálice jsou k nám totiž nesrovnatelně blíž -- Vega je pouze 25 světelných roků a Altair jen 17 světelných roků daleko! Enormní zářivost Denebu také zviditelňuje rozsáhlý oblak mezihvězdného plynu, který se nachází na východ od a Cygni -- tzv. Severní Ameriku.
Na
Severní Ameriku (NGC 7000) se pozorně podívejte dalekohledem
s velkým zorným polem. Nejdříve asi mezi tou spoustou slabých a jasných
hvězd Mléčné dráhy nic neuvidíte, po chvíli se vám ale vynoří jemná
mlhovina tvarem připomínající severoamerický kontinent. Její střed leží
asi tři stupně od Denebu a v průměru má zhruba jeden a půl až dva stupně.
Mlhovina je nejzřetelnější podél "atlantického pobřeží" a v oblasti "Mexického zálivu", kde sousedí s temným oblakem plynu a prachu. Naproti tomu západní a severní část "kontinentu" sice není nijak nápadná, ve vnitrozemí a také na severním okraji Kanady však určitě zahlédnete několik světlejších a tmavších skvrnek. I když se v literatuře často zdůrazňuje, že Severní Ameriku zviditelní pouze fotografie, za dobrých podmínek může být mlhovina patrná i bez dalekohledu, jako amorfní, světlá skvrna v Mléčné dráze.
Další nápadnou mlhovinu najdete hned opodál. NGC 7027 je však výrazně úhlově menší a navíc je to planetární mlhovina. Původ tohoto typu nebeských objektů správně odhadl už "klasik" John Herschel, syn neméně slavného pozorovatele: "Pokud těmto objektům přisoudíme stejnou vzdálenost jakou mají hvězdy, musí být jejich rozměry natolik veliké, že by přinejmenším vyplnily dráhu Uranu. Stejně zřejmé je i to, že pokud by se jednalo o pevná tělesa sluneční povahy, jejich povrchový jas by byl výrazně menší než v případě Slunce. Kruhová část jejich povrchu, zabírající úhel 20", by ale i tak dávala světlo stejné jako 100 úplňků. Zmiňované objekty jsou však pouhýma očima stěží, pokud vůbec, viditelné. Rovnoměrnost jejich disků a neexistence nápadnějšího centrálního zhuštění tedy naznačují, že je jejich světlo povrchové a má podstatu duté kulové slupky, Dohadovat se, zda je naplněná plynem nebo pevnou látkou, by však bylo ztrátou času."
U Denebu také začíná tzv. Velká trhlina -- komplex temných mlhovin, jenž rozděluje Mléčnou dráhu na dvě části. Táhne se až do souhvězdí Střelce a když se budete dívat pozorně, pak si určitě všimnete, že zatímco v Labuti je "trhlina" přímá a se zřetelně ostrými okraji, v Orlovi a Hadonoši uhýbá směrem na západ, rozšiřuje se a je nápadně méně zřetelná. Za všechno může perspektiva. Směrem do Labutě se totiž koukáme na vzdálenější komplex temných mlhovin, zatímco na druhé straně se značně přibližuje ke Slunci.
Kromě této temné mlhoviny zdobí Mléčnou dráhu v Labuti další dvě skvrny. Nad Denebem leží nápadný tmavý záliv Pytel uhlí. Má rozměry 3x5 stupňů a do mlhavého pásu Mléčné dráhy proniká od západu. Naopak mezi g a b Cygni leží tzv. Ryba na míse. Mísu tvoří Mléčná dráha, rybu tmavá skvrna o průměru asi dva stupně (Barnard 144).
Nad Denebem, asi devět stupňů směrem na severovýchod, je patrná světlá skvrnka o průměru asi půl stupně. Tentokrát se jedná o otevřenou hvězdokupu M 39 (NGC 7092). Za jejího objevitele se sice považuje francouzský pozorovatel Le Gentil (1725 - 1792), pravděpodobně ji ale jako "kometu" popsal již v roce 325 před naším letopočtem řecký učenec Aristoteles. V triedru se M 39 představí jako skupina dvou desítek jasných hvězd, které tvoří rovnostranný trojúhelník. Na pozadí Mléčné dráhy ale hvězdokupa zaniká a rozhodně se nehodí pro větší přístroje.
Cestou k M 39 se můžete zastavit i u 59 Cygni, která názorně ukazuje, že na obloze existují i jiné čtyřhvězdy než je e Lyrae. V dalekohledu o průměru objektivu kolem patnácti centimetrů je na první pohled dvojitá. S rostoucím zvětšením se ale u jasnější hvězdy objeví další slabá hvězda a ještě o něco později se přidá další také u druhé složky.
Pokud se za M 39 naopak vydáte s triedrem, určitě si nezapomeňte důkladně prohlédnout i celé okolí hvězdokupy. Na pozadí jednotlivých hvězd se vám totiž za dobrých podmínek objeví slabá, různě skvrnitá zář jemné Mléčné dráhy. Pokud se od hvězdokupy M 39 přesunete zhruba tři stupně směrem k jihovýchodu, pak narazíte na dlouhý (tři stupně) a úzký (méně než jeden stupeň) pás, ve kterém se nenachází prakticky žádné hvězdy. V obřím Sometu binaru 25x100 se přitom táhne přes celé zorné pole!
Nejde o nic jiného než o temnou mlhovinu Barnard 168, na jejímž východním okraji leží velmi nenápadná emisní mlhovina IC 5146. Barnard 168 představuje jednu z nejsnadněji viditelných temných mlhovin a člověk se hned neubrání dojmu, že sleduje rozsáhlý oblak neprůhledného prachu, který nám zakrývá výhled do vzdálenějších částí Galaxie.
Hrst podivuhodných hvězd
Souhvězdí
Labutě leží v Mléčné dráze. Navíc v té části Galaxie, která je k nám
relativně blízko. Proto je skutečně přeplněná exotickými objekty. Mezi
g a b Cygni se
například nachází hned dvě velmi zajímavé proměnné hvězdy. Dokonce jedny
z vůbec nejdéle známých proměnných hvězd!
P Cygni si pozorovatelé poprvé všimli už roku 1600. Tehdy totiž vypadala jako hvězda třetí velikosti, která začala po šesti rocích pozvolna slábnout. V roce 1620 měla už jenom šestou velikost a od roku 1626 do roku 1654 nebyla dokonce vidět vůbec. Pak se opět "vynořila" a dnes ji můžete bez problémů zahlédnout jako hvězdu páté velikosti. Bez zajímavosti není ani fakt, že důkaz o objevu P Cygni, který se ze srpna roku 1600 připisuje holandskému hvězdáři a matematikovi Williamovi Blaeuw, najdete v Památníku národního písemnictví v Praze. Na jednom z tamních globů, který Blaeuve vyrobil kolem roku 1640, totiž existuje následující vzkaz: "Nová hvězda v Labuti, kterou jsem poprvé sledoval 8. srpna 1600, kdy měla 3. velikost. Určil jsem její polohu ... z měřením vůči Veze a Albireu. I když v této pozici nadále setrvala, nyní není jasnější než pět magnitud."
P Cygni je velmi vzdálená a velmi zářivá hvězda, tzv. hyperobr. Odborníci odhadují, že se nachází ve vzdálenosti kolem sedmi tisíc světelných roků, naše Slunce předčí hmotností až stokrát a svítivostí až milionkrát. Za změny jasnosti P Cygni mohou nestabilní procesy v její atmosféře, ze které uniká do okolního prostoru velké množství plynu. Dříve nebo později však P Cygni exploduje jako supernova!
Zahlédnout tuto hvězdu problém nebude. V případě druhé z nich -- c Cygni, však úspěšní rozhodně být nemusíte. Tahle nestálá stálice je totiž tzv. mirida, jejíž jasnost kolísá od čtvrté do dvanácté velikosti v cyklech dlouhých asi čtyři sta dní. Takže pokud je v maximu jasnosti, lehce ji najdete i bez dalekohledu, jakmile ale zeslábne, ztratí se nejen z dosahu triedrů, ale i větších amatérských dalekohledů. Objevena byla už v roce 1686 Gottfriedem Kirchem (vděčíme mu i za již zmiňovanou M 11) a od té doby sledujeme její změny v cyklech dlouhých asi čtyři sta dní.
|
Prostředí černé díry Cygnus X-1 vám názorně předvede tato počítačová simulace. Zdroj NASA/GSFC. (avi, 2 min 30 s, 3,7MB) |
Mezi těmito dvěma proměnnými najdete celou řadu hvězd. Ani jedna z nich není na první pohled nijak nápadná. Dokonce ani HDE 226868 (též V1357 Cyg) neslibuje nic vzrušujícího. Nenechejte se však mýlit. Pokud byste se tímto směrem podívali rentgenovýma očima, pak byste zde nalezli jeden z nejjasnějších zdrojů rentgenového záření. Je tak nápadný, že ho zachytila už velmi primitivní aparatura na výškové raketě Aerobee vypuštěná v roce 1965! Proto nese jméno Cygnus X-1 (název souhvězdí a první rentgenový zdroj v něm objevený).
To, co můžeme vidět našima lidskýma očima, je modrý veleobr HDE 226868 s hvězdnou velikostí asi devět magnitud. Jeho hmotnost astronomové odhadují na více než patnáct Sluncí. To, co není na první pohled zřejmé (nicméně dokazuje to rozbor přicházejícího záření), je fakt, že se kolem něj pohybuje velmi malé neviditelné těleso s hmotností asi devět Sluncí a s průměrem jen padesát kilometrů! Jelikož je tento průvodce na bílého trpaslíka nebo neutronovou hvězdu příliš hmotný, s největší pravděpodobností se za ním ukrývá skutečná černá díra! Obě tělesa se přitom pohybují kolem společného těžiště s periodou necelých šest dní.
Nicméně to není úplně všechno: modrý veleobr je natolik blízko, že z jeho řídké atmosféry přetéká látka do černé díry! Plyn však necestuje přímo, nýbrž k ní padá po spirále. Vlivem tření se pak zahřívá na teplotu až několika milionů stupňů a je proto silným zdrojem rentgenového záření. Jestli se na sto procent jedná o černou díru není jisté. Nicméně v případě Cygnus X-1 to snad ani nic jiného být nemůže...
Také SS Cygni představuje zajímavou dvojhvězdu. Na to, že je "nějaká divná", přišla už Louisa D. Welsová, která v roce 1896 analyzovala fotografické záběry hvězdné oblohy pořizované na Harvardově observatoři. Od té chvíle se stala jednou z nejsledovanějších proměnných hvězd vůbec! A právem.
SS Cygni má většinou asi dvanáctou velikost, takže je stěží patrná v obřích binarech 25x100. Zhruba jednou za padesát dní se však velmi rychle zjasní až o čtyři magnitudy, takže je najedou pohodlně viditelná i triedrem. V tomto stavu vydrží sotva čtrnáct dní a opět se vrátí ke své minimální jasnosti. Interval mezi dvěma "erupcemi" -- padesát dní -- je však přibližný, ve skutečnosti byly pozorovány prodlevy krátké jen dvacet dní a nebo také dlouhé sto dní. Proč?
Systém SS Cygni si astronomové dnes představují zhruba následovně: větší, hmotnější složku tvoří trpaslík s hmotností asi šest desetin Slunce, kterého doprovází o něco lehčí bílý trpaslík. Obě tělesa dělí vzdálenost zhruba stejná jako je mezi Zemí a Sluncem. Z větší hvězdy přitom směrem k menší opět odtéká proud plynu, jenž kolem bílého trpaslíka vytváří tzv. akreční disk. Teplota tohoto útvaru se většinou pohybuje kolem pouhých třicet kelvinů. Z času na čas -- zatím z nejasných příčin -- se však rychle ohřeje na zhruba desetkrát větší teplotu a my pak sledujeme náhlé zjasnění. Takže tedy za to, co nám vykresluje ony toužebně očekávané "exploze" SS Cygni, nemohou hvězdy jako takové, nýbrž plyn, který je obklopuje.
|
Autor: Frank Summers, Space Telescope Science Institute
|
Na co se ještě nedostalo...
Labuť
ne a ne opustit. A není vůbec divu. Vždyť je zde tolik zvláštních objektů!
Například pět stupňů západně od Denebu leží velmi milá trojhvězda vhodná
pro majitele malých dalekohledů a nebo dokonce jenom divadelních kukátek.
Těžištěm systému o1 Cygni je
lehce nažloutlá hvězda čtvrté velikosti, kterou ze severu doprovází
asi o magnitudu slabší, sněhobílý průvodce. Pokud vám jejich barevné
odstíny nebudou připadat nijak nápadné, zkuste jeden osvědčený trik:
hvězdy mírně rozostřete a pak se podívejte na jejich kotoučky. Pokud
dalekohled opět zaostříte, pak v rozptýleném světle jasnější o1
Cyg můžete tentokrát na jižní straně nalézt třetího člena systému,
hvězdičku sedmé velikosti. Zkušenosti přitom říkají, že zatímco v triedru
7x50 uvidíte jen dvě hvězdy, v triedru 10x50 pohodlně všechny tři. Asi
jeden stupeň směrem na sever pak celé zátiší doprovází ještě další stálice:
o2 Cyg.
Na hranicích Labutě s Cephem najdete delikatesní planetární mlhovinu NGC 7008. Musíte však na ni namířit skutečně veliký dalekohled a použít přiměřeně veliké zvětšení. V třiceticentimetrovém reflektoru je patrná jasná hvězda, kterou doprovází o něco slabší průvodce. Hned vedle pak leží obdélníková skvrnka, uprostřed které je slabá centrální hvězda -- horký bílý trpaslík, pozvolna vyhasínající jádro dávné hvězdy, jejíž obal nám dnes vykresluje planetární mlhovinu. To ale není všechno! Ze skvrnky totiž vybíhají dva laloky (severní je zřetelnější) skrz které jsou patrné velmi slabé hvězdy. NGC 7008 je tedy exemplárním případem, že planetární mlhoviny rozhodně nejsou nijak symetrické. Naopak. Jejich struktura je víc než komplikovaná: obkloupují je různé laloky, výtrysky plynu a ladné závoje...
Jinou nápadnou planetární mlhovinu NGC 6826 naleznete asi dva stupně východně od J Cygni. V menších dalekohledech se jeví jako hvězdička deváté velikosti, ve větších přístrojích se ukáže jako drobná ploška s modrým nebo zeleným odstínem. V nebeských průvodcích se přitom honosí poněkud zvláštním jménem Ztracená mlhovina, případně Poblikávající mlhovina. Tohle označení vychází ze vzhledu mlhoviny: Pokud se na ni podíváte větším dalekohledem, nastavíte si ji doprostřed zorného pole a bude jen tak "šmejdit" zrakem, možná si všimnete, že se jas NGC 6826 mění. Při jistých polohách oka se dokonce může úplně ztratit z dohledu!
Tento
tajemný jev nemá na svědomí nic jiného než kombinace rozdílné citlivosti
sítnice v našem oku a podoby záření, které k nám od planetárních mlhovin
přichází. Tyto objekty jsou tvořeny velmi řídkým plynem, jenž nahřívají
ultrafialové fotony centrálního bílého trpaslíka. Proto nás planetární
mlhoviny až na výjimky svítí pouze ve dvou spektrálních čarách dvakrát
ionizovaného kyslíku na vlnové délce přibližně 500 nanometrů.
Druhým faktorem ve hře je rozdílná citlivost čípků a tyčinek -- světločivých buněk, které nám umožňují vidět. Pokud se na NGC 6826 podíváte přímým pohledem, pak využíváte především čípky. Ty jsou ale na světlo o vlnové délce 500 nanometrů citlivé jenom málo. Pokud se ale na mlhovinu podíváte bočním pohledem, pak využíváte tyčinky a ty jsou naopak na fotony této vlnové délky prakticky nejcitlivější. Proto se při přechodu na boční vidění nápadnost planetárních mlhovin mění přímo dramaticky. Naopak u hvězd, hvězdokup a galaxií, které září v celém oboru vlnových délek, je změna v jasu výrazně menší (přesto všechno se ale tzv. "boční" pohled využívá ke sledování velmi slabých objektů.). Stejného "jevu" si samozřejmě můžete všimnout i u jiných planetárních mlhovin.
Jenom o kousek dál od NGC 6826 leží i "dvojice" tvořená galaxií a otevřenou hvězdokupou. Jednoduše se svezte od a Cephei k h Cephei a odtud už je to jenom dva stupně na jihozápad. První vám do oka nejspíš padne otevřená hvězdokupa NGC 6939, která má průměr několik úhlových minut a za průzračného vzduchu může být na tmavé obloze patrná už v triedru 7x50. Ve větších přístrojích přitom může být zjevná i její zrnitá struktura a samozřejmě jednotlivé hvězdy.
Zatímco NGC 6939 leží ve vzdálenosti kolem čtyř tisíc světelných roků, s ní sousedící galaxie NGC 6946 pozorujeme ze vzdálenosti desettisíckrát větší! Přesto všechno je vcelku slušně viditelná například v obřím binaru 25x100, v němž se představí jako amorfní skvrnka s mírně jasnějším jádrem, podobně veliká jako NGC 6939. Galaxie leží půl stupně od hvězdokupy směrem na jihovýchod. V dalekohledech s objektivem o průměru nad dvacet centimetrů si lze všimnout jemné struktury spirálních ramen a také řady slabých hvězd z naší Galaxie, které se na NGC 6946 náhodou promítají.
I když NGC 6946 na první pohled vypadá jako tuctová spirální galaxie, drží jedno velmi zajímavé prvenství. Bylo v ní pozorováno už šest supernov! I když nebyly nijak jasné (nanejvýš 11,5 magnitudy), šance na to, že během jejího pozorování natrefíte na další supernovu, je skutečně hodně veliká. Exploze velmi hmotných hvězd jsou tady prakticky na denním pořádku -- v průměru jednou za dvacet roků...
|
|
