Chudák jepice. Po několika měsících larválního povaleče musí v jediném dni zvládnout první dětské krůčky, nesmělé třepotání drobných křidýlek, dospívání, erotické hrátky, odchod do důchodu i neodvolatelnou smrt. Během několika hodin života dospělce pospíchá natolik, že se nestačí ani nasvačit.

Dost možná, že podobně se na nás dívají z vesmírné pavlače i hvězdy. Ano, ony žhavé koule složené převážně z vodíku a helia, jejichž osud se naplňuje v časových měřítcích milionů či miliard let. První výkřik lidského novorozeněte, zmateně horečnaté polibky pubertální dívky, pomíjivé úspěchy a trvalé prohry zralého muže i zapomínání roztomilé, leč ne příliš svéprávné babičky, jsou tedy v jejich měřítcích dílem okamžiku.

Jistý rozdíl tu ale je. Jepice si pravděpodobně existenci člověka ani neuvědomí -- snad jen v okamžiku, kdy na nějakou šlápnete nebo ji rozplácnete prudkým máchnutím dlaně pravé ruky. Lidé ovšem stálice sledují s velkým zájmem a dokonce už leccos z jejich soukromého života také pochopili.

Má však obyčejný smrtelník možnost zahlédnout hvězdy takříkajíc "v akci"? Může pozorovatel na vlastní oči spatřit, pomineme-li katastrofickou událost explodující supernovy, jak se vyvíjejí? Odpověď najdete v naší astronomické pohádce...

Za devatero světelnými roky a vlastně mnohem, mnohem dál bylo nebylo jedno molekulové mračno -- gravitačně vázaný útvar plynu a prachu o hmotnosti mezi sto tisíci a jedním milionem Sluncí, velikostí šedesát až tři sta parseků a s věkem ne větším než sto milionů roků...

O molekulových mračnech se moc nemluví, většina hvězdářských pohádek je odbude nejvýše několika odstavci. Jistě si ale zaslouží mnohem větší zájem -- třeba proto, že v sobě soustřeďují kolem padesáti procent veškeré mezihvězdné látky.

Najdete je pouze v galaktické rovině, a navíc poblíž spirálních ramen. Jejich hlavní složkou je molekulární vodík, do níž je vmíchán neutrální vodík, helium a další prvky pocházející z termonukleárních kadlubů zaniklých hvězd, spojené občas do obludně složitých molekul. Taktéž obsahují drobná zrníčka mezihvězdného prachu, jež intenzivním vyzařováním chladí celý oblak na teplotu několika kelvinů. V průměru napočítáte v jednom krychlovém kilometru vesmírného prostoru 125 zrníček velikostí srovnatelné s částečkami cigaretového kouře a 10¹⁵ atomů převážně vodíku. V rozsáhlých oblacích byste však naměřili i tisíckrát větší hodnoty.

Každopádně jsou uhlíkové a křemíkové šupinky docela vzácným kořením (poměr hmotnosti prachu k plynu je 1:100), ale jak už to tak bývá, bez něj by to asi nešlo: prach nejen chladí mračna, ale i zviditelňuje jejich chimérickou krásu.

 

Rádi byste nějaké molekulové mračno uviděli? Není nic snazšího. Stačí si vzpomenout, že nám tyto největší souvislé útvary v Galaxii brání ve výhledu na vzdálené stálice -- existence plynoprachových mračen je hlavním důvodem skvrnitosti Mléčné dráhy. Jedním z nejkřiklavějších případů je známá Velká trhlina v souhvězdí Labutě a Orla. Jedná se o celý komplex prachových oblaků. Jeho jižní konec je k nám blíže než severní, proto je v Hadonoši tak široký a naopak v Labuti užší a s ostrými hranicemi. Současně je mírně skloněn k rovině Galaxie a tak je Mléčná dráha nejjasnější v Labuti na severozápadě od Trhliny, zatímco v Orlu na jihovýchodě. S menšími či většími tzv. temnými mlhovinami se setkáme prakticky všude. Úhlově menší, ale téměř učebnicová a vhodná i pro začínající pozorovatele, je například dvojice Barnard 142 a 143, pojmenovaná počátkem našeho století podle katalogu amerického astronoma Edwarda Emersona Barnarda. Na bezměsíčné průzračné obloze se Sometem binarem 25x100 podívejte asi půl stupně západně od gamy Aquilae (ta nad Altairem). Na světlém pozadí Mléčné dráhy tu po chvíli rozeznáte tmavý ovál s osou orientovanou směrem na severovýchod, který vám při pečlivém prohlížení může svoji strukturou připomenout tiskací písmeno E či U. Celkový průměr soustavy je asi jeden stupeň. Jinou výraznou mlhovinu Barnard 133 najdete dva stupně jižně od lambda Aquilae. (V Atlasu Coeli je zakreslena necelý stupeň pod planetární mlhovinou NGC 6751.) Vzhledem k tomu, že má velikost 9'x5', bude vhodnější, když se na ni podíváte nějakým větším dalekohledem. O tom, jak je tenhle asi 1300 světelných let vzdálený oblak hustý, svědčí snímek kdysi pořízený na Wilsonově hoře stopalcovým reflektorem. Po čtyřhodinové expozici zde astronomové nenalezli jedinou prosvítající hvězdu! Jeho skutečný průměr se odhaduje na necelé dva světelné roky -- je tak příkladem tzv. Bokovy globule, skutečného lůna až několika exemplářů nových hvězd. Hmotnost mračna se pohybuje kolem devadesáti Sluncí a někteří odvážní futuristé předpokládají, že se v průběhu dvou až čtyř milionů let rozdrobí na jednotlivé stálice.

Úlohu moudrého krále udržující celou svou říši v klidu a pořádku zastává v temném oblaku plynu a prachu jeho vnitřní magnetické pole, jemuž pomáhají některé další mechanizmy. Může se ale stát, například po setkání s jiným chuchvalcem mezihvězdné látky, expandující obálkou supernovy či při průchodu hustotní vlnou ve spirálním ramenu Galaxie, že se zde přeci jenom vytvoří pomalu houstnoucí náhodné fluktuace (tzv. Bokovy globule), tedy chladná zákoutí o hmotnosti až deset tisíc Sluncí, která časem porodí hned několik stovek hvězd.

Nová hvězdokupa má však jepičí život, vzápětí se rozpadá. Masivní stálice z první vlny baby-boomu -- svým krátkovlnným zářením a silným hvězdným větrem -- totiž rozfukují výživný plyn a prach a brání početí dalších hvězdných generací. Pro nové hvězdy se tak stěží použije čtvrtina materiálu původního molekulového mračna.

Řídká kupa ovšem není nijak výrazně gravitačně soudržná -- brzo splyne s okolím. Takže i když většina hvězd vzniká ve hvězdokupách, paradoxně devadesát pět procent těchto soustav ihned zaniká. Ty kupy, které přežily až do dnešních dob -- Plejády, Hyády, Jesličky, jsou vzácným případem velmi hustých společenstvích. I ony se ovšem "vypařují".

Kolabující hrudka molekulového mračna se velmi rychle rozdrobí na menší části, zárodky budoucích hvězdných sekáčů -- protohvězdy.

Zpočátku jejich volnému hroucení nic nebrání -- jsou řídké a chladné, vnitřní tlak je zanedbatelný. Velmi rychle, v průběhu několika málo tisíc let, se ale zahustí a ohřejí. Nejdříve se vypaří prachové částice a v okamžiku, kdy teplota povrchu překročí tři tisíce kelvinů se v těle stelárního embrya ustaví mechanická rovnováha: vůči dalšímu smršťování se postaví gradient tlaku plynu v neprůhledném ionizovaném vodíku. Celá tahle epizoda je natolik kratičká, že se v současnosti v naší Galaxii v podobném stavu nachází jenom několik desítek exemplářů.

Celý život hvězdy tedy není ničím jiným než udatným, ale předem prohraným bojem mezi dostředivými a odstředivými silami. Stálice se během svého života totiž více méně nepřetržitě smršťují. Je to proto, že hvězdy nejsou izolovanými soustavami -- naopak, je pro ně typické neustálé odevzdávání části energei do okolního prostoru, nejčastěji prostřednictvím vyzařování. Tento únik energie a částic je pak hlavní příčinou jejího vývoje.

 

Období, kdy hvězda září pouze na úkor své potenciální energie uvolňované během pozvolného smršťování, se počítá na několik desítek milionů roků. Je tedy pravděpodobné, že nějaký takový případ můžeme přistihnout "in flagranti". A šikovní hvězdáři jich ve své kolektivní sbírce skutečně mají už celou řádku, ukrývají se totiž za proměnnými typu T Tauri, FU Ori či YY Ori. Tyhle zárodky svými rozměry stonásobně převyšují Slunce a mají o několik řádů větší zářivý výkon. Protohvězdy žijí hodně divoce, inu mladost-radost. Z jejich povrchu vane divoká vichřice hvězdného větru, takže ztrácejí veliké množství látky. Většinou u nich najdeme ještě zbytky zárodečné mlhoviny, pozorovány jsou výtrysky ve směru rotační osy, kousky akrečního disku, jejich jasnost poskakuje sem a tam... Plápolání proměnných T Tauri však není výsledkem evolučních změn, ale pouze nestabilitou akrečního disku, pádem okolohvězdného materiálu na povrch novorozeněte a dalších jevů. Většinou se tyto nepravidelné změny pohybují v rozmezí několika desetin magnitudy, občas však dojde k mnohem dramatičtější události. Například před šedesáti lety se naprosto tuctová hvězdička v souhvězdí Orion, dnes označovaná FU Orionis, v průběhu jednoho roku zjasnila o šest magnitud. Od té doby má pořád desátou velikost. Něco podobného provedla i V1057 Cygni v roce 1970, ona se však od té doby pozvolna zeslabuje. Zatímco v době své největší slávy měla 9,8 magnitudy, dnes je pod třináctkou. Zjasnění protohvězd je vzácná záležitost, nicméně je pravděpodobné, že alespoň jednu takovou událost během svého života ještě zahlédnete. Zajímavá je i samotná T Tauri. Hvězdičku obklopenou mlhovinou zahlédl v říjnu 1852 J. R. Hind. Tehdy měla průměr třicet úhlových vteřin a na jejím okraji ležela stálice desáté velikosti. Na základě dostupných map přitom usoudil, že musí být proměnná. Hindova mlhovina byla sledována několik následujících let, až se roku 1861 zjistilo, že zřetelně slábne. Zcela zmizela o sedm let později. Znovu ji našel E. E. Barnard a S. W. Burnham 36palcovým teleskopem Lickovy observatoře v roce 1890. O pět let později se zase schovala, nicméně změny jejího vzhledu a jasnosti potvrdila fotografie, kterou začali hvězdáři vzápětí používat. V okolí protohvězdy T Tauri lze ve velmi velkých dalekohledech (jeden metr a více!) zahlédnout slabou mlhovinu NGC 1554. K prohlídce samotného novorozeněte vám ale postačí běžný přístroj. Její jasnost se totiž stabilně pohybuje mezi 9,5 a 10,5 magnitudy. V hledací mapce (sever nahoře, západ vpravo) jsou hvězdy do 12 mag a na výšku má dva stupně. A jen tak mimochodem, žhavinkou je objev celé protohvězdné kupy. Po skupině Velký vůz, Hyády a Vlasy Bereniky je dokonce čtvrtou nejbližší známou hvězdokupou! Nachází se 315 světelných let daleko a třináct dosud identifikovaných členů v prostoru zabírá necelé tři světelné roky. Při pohledu ze Země má průměr půl stupně a co je ještě zajímavější -- tři členové éta Cha, RS Cha a HD 75505 jsou pohodlně viditelní i malým dalekohledem. Bohužel, tento unikátní kousek leží jedenáct stupňů od jižního nebeského pólu... Každopádně dny této skupinky, která se vytvořila někdy před čtyřmi až dvanácti miliony roky, jsou sečtené. Její gravitační soudržnost je natolik malá, že z ní jednotlivé stálice bez odporu unikají. Časem z ní zbudou pouze osamocené hvězdy plující prázdným vesmírem.

I protohvězda se smršťuje, takže její centrální hustota a teplota nezadržitelně roste. Jakmile v nitru naměříte několik milionů kelvinů, můžete si být jisti, že zde probíhají nejrůznější termonukleární reakce. Smršťování stálice však bude i nadále pokračovat, byť pomaleji. Energeticky zajímavé jsou totiž jenom ty reakce, při nichž se nejběžnější prvek ve vesmíru -- vodík -- mění na helium. Po spotřebování lehčích prvků s nižší zápalnou teplotou jako jsou lithium, bór a deuterium, se proto hvězda i nadále scvrkává, až se v jejím srdci ručička teploměru vyšplhá na osm milionů stupňů.

Tehdy začne tempo vodíkových reakcí prudce narůstat a ve chvíli, kdy se výkon uvolňovaný termonukleárními ději srovná s tempem ztrát způsobených vyzařováním z povrchu, smršťování se pozastaví. Hvězda vstoupí do poklidného stádia hlavní posloupnosti. Právě v tomto okamžiku, kdy se definitivně vyloupne z mateřské dělohy, zmáčkne vesmírný Stvořitel galaktické stopky a začne měřit její stáří. Od začátku hroucení molekulového mračna až do tohoto okamžiku přitom uplynulo něco mezi sto tisíci a deseti miliony roky, přičemž ve stavu "hlavní posloupnosti" najdete 95 procent všech hvězd ve vesmíru.

 

Ptáte se, kde hledat nejmladší zástupce hvězd hlavní posloupnosti? Samozřejmě ve hvězdných porodnicích! Jedním z nejhezčích a zcela jistě nejjasnějších porodních ústavů je Laguna ve Střelci (M 8). Tahle drobná skvrnka je už za průměrných podmínek viditelná bez dalekohledu, mnohem pohlednější je ale v Sometu binaru 25x100. Jak vás přesvědčí pohled do atlasu či katalogu, skládá se z hvězdokupy NGC 6530, kolem které se rozkládá jemná mlhovina NGC 6523. Skupinu asi dvaceti stálic o průměru deset úhlových minut poprvé popsal Angličan John Flamsteed: "Mlhovina předcházející Střelcův luk". Světlé glorioly si pak všiml Francouz Jean Baptiste Le Gentil, asistent Jacquese Cassiniho na Pařížské observatoři: "...leží mezi levou patou Hadonoše a lukem Střelce, západně od hvězdokupy, která byla nalezena v této části nebe a která je podobná skupině v Rakovi. Tato mlhovina má tvar mírně protáhlého rovnoramenného trojúhelníku s jedním vrcholem směrem na jihozápad. Sledoval jsem ji s dalekohledem 18 až 20 stop [dlouhým] a vždy se jevila mlhavá a transparentní: její základny se dotýká vcelku nápadná hvězda, která je jasnější než stálice hvězdokupy." Stáří Laguny se odhaduje na dva miliony roků. Obsahuje natolik masivní a zářivé hvězdy, že je velmi slušně viditelná i na vzdálenost pět tisíc světelných let. Její faktický průměr se pohybuje kolem 120 světelných let a rozkládá se na okraji molekulového oblaku, do kterého se postupně prohlodává. V první vlně se před třemi až sedmi miliony roky narodila kupa NGC 6530, jež se dnes nachází před mlhovinou. K nové generaci patří hvězdička 9 Sagittarii, o které mluví i Le Gentil. Její výkon se odhaduje až na jeden milion Sluncí, patří tedy mezi nejsvítivější známé stálice! Právě jí vděčí valná část mlhoviny za svoji zář. Ponořme se ale do Laguny ještě hlouběji. Ve velkém dalekohledu, řekněme nad dvacet centimetrů v průměru, se podívejte západně od 9 Sgr. Právě tady je samotné srdce M 8 -- její nejjasnější část. Vypadá jako ovál o velikosti 8"x30" a nazývá se Přesýpací hodiny. Ostatně viz přiložený záběr -- v umělých barvách(!) -- zhotovený Hubblovým kosmickým dalekohledem. Na jejím okraji zahlédnete stálici asi desáté velikosti označovanou Herschel 36, jednu z nejmladších, kterou můžete spatřit na vlastní oči. Odhady jejího stáří se pohybují kolem několika desítek tisíc roků. Vězte, že právě ona je jedním z hlavních zdrojů pronikavého ultrafialového záření, který nutí svítit okolní vodík. Supermasivní budulínek spektrální třídy O7 ohřívá plyn na neobyčejně vysokou teplotu. Obdobně jako u pozemských tornád pak velký rozdíl teplot mezi horkou a studenou částí mračna, spolu s gradientem tlaku záření, dává za vznik silnému proudu -- Přesýpacím hodinám. Herschel 36 se tak dostává do pozice novorozeně, jehož údělem je se sadistickou pomalostí vraždit svou matku -- mlhovinu, z níž se zrodilo. Důležité je i to, že se v jejím okolí podařilo Hubblově vesmírné observatoři stejně jako několika pozemským dalekohledům zahlédnout mnohem slabší hvězdy dosud zachumlané v prachových kokonech -- tzv. proplydech (PROto PLanetarY DiscS), stejných jako v srdci M 42. Jasný důkaz, že i zde neustále vznikají nové přírůstky.