Ještě před dvěma tisíci roky nebyly hvězdy nic jiného než exkluzivní herci nočního dramatu. Jedna zdobila ohanbí střelce, druhá se proslavila jako jedovatý trn obávaného pouštního zvířete, třetí byla krví podlitým okem býka a čtvrtá šupinou krvežíznivé hydry. Kladní i záporní hrdinové příběhů drobných bludiček na temném sametu tak bedlivě sledovali kypící města, chudé vesnice i osamělé poutníky.

Pomineme-li věčné putování planet, Měsíce a Slunce, nebylo nebe poprášené stovkami blyštivých stálic nic jiného než samozřejmý symbol dokonalé neměnnosti. Náhodného pozorovatele pak nanejvýš překvapil jasný meteor, zádumčivá vlasatice či fantaskní zatmění Slunce. O to horší věci se ale poté děly... Ostatně předpovědi o apokalyptickém konci pozemského bytí v souvislosti se stavem oblohy přicházejí i dnes.

Astronomové si už dávno myslí něco úplně jiného a změny na scéně vesmírného divadla dokonce pečlivě zapisují prakticky bez přestávky několik tisíc let. Do představy o dokonale promazaných kolečkách vesmírného soukolí písek poprvé nasypali Číňané: Dávno předtím než dědeček praotce Čecha vyrazil po asijských planinách a císař Nero škrtl sirkou u bran Říma, měli velmi precizní nebeskou hlídku a neunikl jim jediný světelný jev viditelný bez dalekohledu. Hvězdáři lotosového květu proto v posledním tisíciletí před naším letopočtem dobře věděli, že tvář hvězdné oblohy v žádném případě není stálá, nýbrž že tu a tam pozmění svůj make-up. Už nejstarší dochované záznamy z let 1300 až 1050 před naším letopočtem běžně vypráví o existenci "hostujících hvězd" -- stálic, jež na nebi zazáří na několik dní až měsíců či let, a poté opět zmizí.

Evropané ke stejnému závěru došli teprve v šestnáctém a sedmnáctém století, štafetu poznání však rychle převzali a cválali s ní tryskem kupředu. Nejdříve shodou náhod vzplály dvě supernovy: v roce 1572 Tychonova v Kasiopeji a o třicet dva let později Keplerova v Hadonoši. Důkladně tak degradovaly zavedenou představu o neměnnosti nebeské sféry. Poté Edmond Halley porovnal polohy některých hvězd v Ptolemaiově Almagesu s Flamsteedovým katalogem Historia Coelestis Britannica a zjistil, že se během staletí vůči ostatním zřetelně posunuly. Jiskra přeskočila v plamínek a ten nakonec v běsnící požár... Církevní dogmata padala jako prohnilé hrušky.

V první polovině minulého století se podařilo rozlousknout vzdálenosti některých stálic, objev zákonů, jimž se podřizuje elektřina a magnetismus, vzápětí dovolil odhadnout jejich zářivé výkony a jaderná fyzika narozená před sto lety přinesla první realistické modely hvězdné anatomie.

Zlomový byl také rok 1938, kdy Hans Bethe, Carl von Weizsacker a Charles Crichfield popsali několik jaderných reakcí, které mohly posloužit jako dlouhodobý a vydatný zdroj energie, jenž hvězdy ke své existenci potřebují. Pozorovatelé i teoretici se tak konečně rozjeli naplno.

Po několika stovkách let intenzivního studia, za kterým se ukrývá mravenčí práce tisíce více či méně anonymních vědců, dnes víme, jaký mají hvězdy původ, v hrubých rysech známe jejich vývoj a také peripetie jejich pomalého či naopak bleskového umírání. Původně nehybně strnulý vesmír se nám před očima proměnil v dynamický svět nejrůznějších druhů hvězd, bizardních černých děr, pomalu doutnajících červených trpaslíků, rozpínajících se obálek supernov, suprahustých neutronových hvězd i pozvolna chladnoucích bílých trpaslíků.

V předcházejících částech naší astrofyzikální pohádky jsme osamocené hvězdy opustili v okamžiku pobytu na hlavní posloupnosti, kdy v centru měnily vodík na helium. Připomeňme, že délku této životní etapy určuje hmotnost stálice: malé hvězdy jsou důkladně navlečení skrblíci, kterým palivo bez problémů vydrží i desítky miliard let, zatímco velcí spoře odění budulínci vydrží zářit svým jasným světlem pouhých několik milionů roků.

Prostě čím je stálice otylejší, tím hůře je izolována vůči účinkům kosmického chladu a tím rychleji se také řítí po spirále smrti. Ztrácí totiž rychleji svou energii, jinak řečeno silněji září do okolí než její méně hmotné kolegyně, své zásoby jaderné energie proto vyčerpá mnohem dříve a čára života na dlani takové rozhazovačné hvězdy je pak povážlivě krátká. Například stálice o hmotnosti jedenáct Sluncí ukončí svůj vývoj již za pouhých deset milionů let. S největší pravděpodobností jako oslnivá supernova.

Ve stadiu hlavní posloupnosti dnes přistihnete celých devadesát procent všech hvězd ve vesmíru. Nicméně dosti důležitých je těch zbylých deset procent populace, které se již ve svém vývoji dostaly poněkud dál. Tyto vyspělé hvězdy totiž v uplynulých miliardách letech vyrobily dostatečné množství těžších prvků (uhlíku, kyslíku, železa, zlata, platiny...), z nichž vznikla Země a celý svět kolem nás. Tedy i my.

Pokračujme však v příběhu osamocené hvězdy s hmotností mezi 0,8 a 11 Slunci. Pohovka hlavní posloupnosti je velice solidní a na první pohled nepodléhá žádným změnám. Slunce, které sedí na stejném sofa, se proto nezmění ani dnes, ani zítra ba ani za milion roků. Přesto všechno k jistému vývoji dochází -- mění se chemické složení v oblasti jaderného reaktoru. Postupně se zde vyčerpávají zásoby vodíku a roste množství helia. Klesá tak počet částic na jednotku hmotnosti (ze čtyř jader vodíku uděláte jedno jádro helia), vnitřek hvězdy se smršťuje, roste jeho teplota a zářivý výkon.

 

Na první pohled se může zdát, že se tyto pomalé změny projeví v některých geologických záznamech, například usazeninách na dně moře. Omyl! Spolehlivá zemská atmosféra velmi účinně tlumí jakékoli výkyvy, takže pozvolný nárůst zářivého výkonu Slunce dokládají pouze naše matematické modely. Totéž platí pro ostatní stálice. Dokonce ani dva tisíce let staré záznamy, například v Ptolemaiově katalogu, nesvědčí o jakýchkoli změnách podoby hvězd způsobených jejich vývojem.

Pomineme-li extrémní tlusťochy, většina hvězd stráví osmdesát až devadesát procent života právě na hlavní posloupnosti. Dříve nebo později, v okamžiku kdy v jaderném kotli spálí kolem 95 procent vodíku, ovšem zaklepou na dveře červených obrů. Centrální části hvězdy se smrští, heliové jádro zmenší a teplota v něm vzroste. Do míst s výrazně vyšší teplotou se vtáhnou i ty části hvězdy, v nichž vodík dosud neshořel. Na povrchu vyhořelého heliového jádra se tak znovu zapálí vodíkové reakce. Důležité je, že jejich celkový výkon je hned od počátku větší než výkon původního jádra. Obal hvězdy tak dostane mnohem více energie -- aby jí dokázal vyzářit, musí svůj poloměr zvětšit i o několik řádů.

 

Červení obři, červení obři... Upřímně řečeno je s nimi pořádný problém. Dokonce lze říci, že žádný takový případ neznáme. Dle matematických modelů se totiž hvězda s hmotností dvě Slunce v této vývojové fázi, přezdívané též Hertzsprungova mezera, pohybuje asi třicet milionů let, s hmotností pětkrát větší už jenom půl milionu roků a stálice patnáctkrát hmotnější dokonce kratičkých třicet tisíc let. Přistihnout někoho v okamžiku, kdy má neaktivní heliové jádro, kolem kterého hoří vodíková slupka, je tedy velmi obtížné. Kromě toho se červení obři tváří podobně jako jejich mnohem vyvinutější kolegyně z asymptotické větve obrů... Zbývají tedy pouze domněnky. Příslušníkem této kasty může být jedna složka těsné dvojhvězdy a Aurigae, Capelly. Tento systém tvoří dvě stálice o hmotnosti 2,6 a 2,7 Slunce, jež kolem společného těžiště oběhnou jednou za 104 dny. Jejich stáří činí šest set milionů let a astrofyzikální modely ukazují, že chladnější hmotnější složka se již dostala do stádia tzv. oranžového obra. Lehčí a teplejší je pak těsně před odchodem z hlavní posloupnosti či již ve fázi červeného obra: stálice s heliovým jádrem a hořící vodíkovou slupkou. Podobný systém může být i zákrytová dvojhvězda sedmé velikosti TZ Fornacis (pokles v primárním minimu pouze o dvě desetiny magnitudy), která při pohledu z našich zeměpisných šířek vystupuje jen nízko nad jižní obzor (deklinace -35 stupňů). Hvězdný páreček tvoří dvě stálice o hmotnosti 1,95 a 2,05 Slunce, které kolem sebe s periodou 76 dní obíhají už jednu miliardu a tři sta milionů roků. Pozorování současně ukazují, že masivnější člen má poloměr osm Sluncí, zatímco ten druhý je poloviční. Stejně jako v případě Capelly se předpokládá, že hmotnější složka je klasickým oranžovým obrem a lehčí opouští či již opustila hlavní posloupnost. Proč mluvíme zrovna o dvojhvězdách? Jednoduše proto, že pouze u těchto systémů dokážeme přesně určit hmotnosti jednotlivých složek, klíčový údaj pro zařazení do Hertzsprung-Russellova diagramu.

Tempo vodíkových reakcí ve slupce neustále roste a hmotnost vyhořelého heliového jádra se zvolna zvětšuje -- ruku v ruce s tím se stlačuje a zahřívá. Jakmile však jeho hmotnost přesáhne čtyři desetiny Slunce, vzroste v něm teplota natolik, že zde začne přeměna helia na kyslík a uhlík. Jádro se mírně rozepne a ochladí, čímž se ovšem sníží i teplota na povrchu jádra a tím tempo vodíkových jaderných reakcí. Paradoxně tak hvězda na zažehnutí dalšího zdroje termonukleární energie reaguje poklesem výkonu. Snížený příkon energie z centra současně vede ke smrštění a zahřátí obalu hvězdy, která se stává běžným tzv. oranžovým obrem jen několikrát větším než Slunce. V této fázi stráví, až na výjimečně prokrmeného budulínka, deset až dvacet pět procent přiděleného času v porovnání s hlavní posloupností

 

Oranžových obrů už známe nepřeberné množství. Z těch jasnějších zástupců lze jmenovat chladnější složku Capelly a také Arktura z Pastýře. Jeho poloměr se odhaduje na dvacet Sluncí, efektivní teplota na 4300 kelvinů a díváme se na něj ze vzdálenosti asi 36 světelných let. S hmotností menší než jedno Slunce přitom patří mezi nejstarší známé hvězdy v našem okolí. Alfa Pastýře totiž patří to tzv. galaktického hala, mezi kulové hvězdokupy a staré obry, jež vyplňují kolem Galaxie kouli o průměru dvě stě tisíc světelných let. Za to, že se ocitl tak blízko, vděčíme jen zlomyslně náhodné přírodě -- prolétá rovinou Mléčné dráhy a časem se opět vrátí do chladného prázdna vesmírného prostoru. Pokud by vám jedna hvězda nestačila, pak se podívejte na známé Hyády. V této rodině pobývající asi sto padesát světelných let daleko najdete několik set hvězd. Už v malém dalekohledu si všimněte, že některé z nich mají nápadný oranžový odstín. Pěkný kontrast je třeba u dvojhvězdy J1,2; zatímco první je oranžová, druhou pozorovatelé označují jako sněhově bílou. (S úhlovou vzdáleností přes pět minut je lehce rozlišíte i bez dalekohledu, na obdivování jejich barevných odstínu je však nezbytné použít triedr.) To však není jediný případ: nazlátlé jsou i g Tau i e Tau. Právě oranžové hvězdičky z Hyád jsou zástupci stálic spalujících ve svém nitru helium. A máme tu další oranžové obry. Sice jich není mnoho, ale o to více o sobě dávají vědět. Do této škatulky totiž patří také cefeidy. Z těch, které jsou v současnosti v dohledu amatérských dalekohledů, jmenujme alespoň jasnou z Geminorum. Její pravidelné změny odhalil na základě svých záznamů Julius Schmidt, jeden z nejvýznamnějších vizuálních pozorovatelů nejen minulého století. Tento pán, mimo jiné také ředitel Athénské hvězdárny, se po čtyři desetiletí věnoval sledování proměnných hvězd: v jeho denících najdete za pouhé dva roky 85 tisíc odhadů, z toho 9 800 d Cephei a 5 800 b Lyrae. Podařilo se mu objevit také některé nové nestálé stálice, například h Geminorum, r Persei, u Herculis a d Librae. Fascinující jsou i jeho kresby planet: fenomenální série portrétů Jupiteru byla podkladem pro několik disertačních prací a v průběhu jedné opozice také zachytil 98 průchodů červené skvrny centrálním poledníkem. Zabýval se Sluncem, meteory, zvířetníkovým světlem, mlhovinami, nakreslil skvělý atlas Měsíce, změřil výšku mnoha hor na jeho povrchu... A mimochodem někdy v letech 1853 až 1858 pobýval na soukromé hvězdárně E. von Unkrechtsberga v Olomouci. Podaří se někomu vypátrat její přesné umístění?