Stejně jako úzkým hrdlem přesýpacích hodin propadne poslední zrnko písku, také stálice časem opustí oblast oranžových obrů. Hladové heliové reakce totiž probíhají rychle a v centru se časem vytvoří energeticky neaktivní jádro z vyhořelého kyslíku a uhlíku o průměru kolem 15 tisíc kilometrů a hmotnosti mezi 0,5 a 1,38 Slunce. Vnitřek hvězdy se začne opět hroutit a na povrchu uhlíko-kyslíkového jádra se budou explozivně zapalovat nové a nové vrstvičky hořícího helia. Nad energeticky aktivní zónou helia najdete slupku neaktivního helia a nad ní vrstvičku hořícího vodíku. Hvězda se znovu nafoukne, dokonce ještě více než kdykoli předtím, a zařadí se do tzv. asymptotické větve obrů (AGB).

Od této chvíle se původně poklidná stálice změní v pulzující vřídek na vesmírné pleti: s průměrem několika set Sluncí by sahala daleko za dráhu Země. Z jejího chladného povrchu povane hvězdný vítr vodíkového plynu obohacený o prvky jaderného hoření: uhlík, kyslík, cín, kadmium, olovo... V chladné atmosféře se budou tyto prvky rychle srážet na jemný uhlíkový či křemíkový prach, jenž se později stane významnou součástí rozsáhlých molekulových mračen a tedy i další generace hvězd. Zářivý výkon takové stálice se přitom vyrovná desítkám až stovkám tisíc Sluncí.

 

Hlavním zdrojem radiálních pulsací řídké atmosféry AGB hvězdy je explozivní zapalování heliové slupky a neustálé rozžíhání či naopak dušení spalování energeticky výhodnějšího vodíku, které se opakuje jednou za několik tisíc let. Vznikají tak rozsáhlé rázové vlny šířící se plynným obalem a stálice v této době pozvolna mění jasnost v cyklech o velikosti dvě stě až šest set dní. Jedním z takových zástupců, shodou okolností i prvním prokázaným případem proměnné hvězdy, může být omikron Ceti (zvaná Mira). Byla však Mira skutečně objevena náhodou? Nikoli. Když si dáte tu práci, zjistíte, že ve Všeobecném katalogu proměnných hvězd (anglicky General Catalogue of Variable Stars, zkráceně GCVS) je sedmdesát procent všech stálic klasifikováno jako pulzující. Tato nevyváženost je důsledkem výběrového efektu: nejvíce proměnných hvězd najdete mezi červenými trpaslíky, ostatně vůbec nejrozšířenějšími stálicemi ve vesmíru. Cefeidy, miridy a všechny ostatní nadouvající se hvězdičky však mají zářivý výkon desettisíckrát až stotisíckrát větší než Slunce, takže jsou vidět na hodně velké vzdálenosti. Na rozdíl od skomírajících světýlek červených drobečků. A jak je na tom Mira? Její hvězdná velikost kolísá od devíti magnitud v minimu jasnosti do třech a půl magnitudy v maximu. Občas se však zjasní ještě více: podle záznamů Williama Herschela v listopadu 1779 "natolik překonala alfu Arietis až se vyrovnala Aldebaranu". Extrému dosáhla i v únoru 1997, kdy se po celý měsíc udržela na 2,5 mag, a také v srpnu 1596, kdy si ji všiml holandský hvězdář David Fabricius. Jiným zástupcem hvězd asymptotické větve obrů jsou uhlíkové hvězdy, jejichž atmosféry jsou, na rozdíl od tzv. "kyslíkových" AGB stálic (např. mirid), bohaté na sloučeniny uhlíku. Z podzimní oblohy můžeme vybrat například m Cephei, zvanou Granátová, jejíž řídká obálka by sahala až někam za dráhu Saturnu. Jiným zástupcem je R Leporis, podle nápadného zabarvení zvaná Karmínová; není divu, vždyť se její barevný index (B-V) pohybuje kolem 5,5 mag. (Barevný index je rozdíl jasnosti objektu ve fotometrickém oboru B a V. Čím je větší, tím je stálice červenější. V extrémních případech dosahuje až pěti magnitud.) Jednou z nejjasnějších stálic s karbonizovanou obálkou je také 19 Piscium (TX Piscium). V oficiálních proměnářských tiskovinách se píše, že se mění nepravidelně, podle amatérských záznamů však pulsuje v průběhu 220 dní v rozmezí 4,5 až 5,3 magnitudy. Na jarní obloze je pak pěkným cílem U a V Hydrae. Obzvlášť druhá ze jmenovaných přitom figuruje na řadě seznamů neobvykle červených hvězd. Z počátku dvacátého století o ní dokonce existuje následující popis: "... nyní známá jako V Hydrae, jinak číslo 16 podle Lalandeho, číslo 136 podle Chjellerupa, byla pozorována 22. března 1876 dr. Copelandem v Dunsinku jako 'hnědě červená' s jasností 7,2 magnitudy. O tři roky později zjistil dr. Dreyer, že se zjasnila na šest magnitud a že je 'skvostně měděně červená..."

Bohužel, komplikovaná anatomie stálice a bouřlivé procesy na jejím povrchu vedou k brzkému příchodu smrtky s ostře nabroušenou kosou. Silný vítr v průběhu několika set tisíc roků ohlodá celý vodíkový obal a odhalí tak jaderný reaktor. Nedostatek životodárného materiálu způsobí udušení slupky s hořícím vodíkem, jádro se naposledy smrští, zahřeje, a ve finální záblesku sežehne heliovou slupku -- zubatá máchne! Vzdálený pozorovatel zahlédne poslední křeč kostlivce: na několik měsíců plápolající hvězdičku, v jejímž nejbližším okolí se rozpínají odhozené zbytky kdysi pyšné stálice. Po pár letech či desetiletích se materiál stane průhledným a vytvoří pohlednou planetární mlhovinu obklopující velmi horkého nicméně nezadržitelně chladnoucího ultrafialového bílého trpaslíka.

 

Je to fantastické, ale hvězdáři znají hned několik stálici v posledním tažení. Když Japonec Yukio Sakurai prohlížel své snímky části souhvězdí Střelce pořízené v ranních hodinách 21. února 1996, všiml si nové hvězdičky dvanácté velikosti asi dva a půl stupně od otevřené hvězdokupy M 23 (mimochodem velmi pěkná). Bezprostřední inspekce ukázala, že je i na jeho dřívějších záběrech počínaje lednem 1995. V dalších dnech se pomalu zjasňovala a po celý rok 1997 se udržela na 11 magnitudách. Počátkem následujícího roku se však začala zeslabovat a nyní se dle sporých vizuálních odhadů pohybuje kolem 15. velikosti. Původní domněnka, že se jedná o pomalou novu, vzala brzo za své. Vzhled spektra totiž svědčí ve prospěch ohlodaného stelárního jádra, jenž prochází finálním heliovým zábleskem. To ostatně potvrdily také záběry pomalu se rozšiřující budoucí planetární mlhoviny v těsné blízkosti Sakuraiho hvězdy (dnes také V4334 Sgr). Jiným případem je umírající FG Sagittae, centrální hvězda slabé rozsáhlé mlhoviny. V letech 1900 až 1970 se postupně zjasnila z 13,5 magnitudy na 9,5 magnitudy. V roce 1955 byla na základě svého spektra považována za horkého veleobra, nicméně o necelých třicet let později se ochladila na teplotu srovnatelnou se Sluncem. Od roku 1992 se ovšem začala nepravidelně zeslabovat: tyto změny se vysvětlují rozsáhlými oblaky temného prachu, jež kondenzují v chladné atmosféře. V jejím spektru se přitom ukázaly čáry svědčící o přítomnosti takových netradičních prvků jako železo, chrom, titan či vanad. Ruku v ruce s dalšími změnami se zvětšovalo i zastoupení baria, zirkonu, ytria a takový zvláštnůstek jako cer, praseodym, neodym, promethium, samarium a gadolinium... Tyto vzácné zeminy jsou skutečně vzácné: uvnitř našeho Slunce připadá jeden atom céru na 1,3 milionů atomů železa. Ovšem ve spektru FG Sagittae čáry tohoto prvku jasně dominovaly! Bylo zřejmé, že pozorujeme produkty jaderného hoření -- hvězdný vítr pravděpodobně ohlodal vodíkový obal a odkryl špinavé srdce umírající stálice. Rychle se rozplývající planetární mlhovinu můžeme sledovat přibližně padesát tisíc let -- v kosmických měřítcích tedy strašně krátkou dobu. Jejich celkový počet v Galaxii v tomto okamžiku proto nepřevyšuje deset tisíc exemplářů, několik z nich však v dohledu přeci jenom máme. Tentokráte ale ponecháme stranou ty známé případy a podíváme se na dvojici méně populárních zástupců: NGC 1360 v Peci a NGC 1535 v Eridanu. První z nich objevil roku 1857 Lewis Swift a o něco později i nezávisle August Wiennecke, oba velmi aktivní hledači komet. Patří mezi nejjasnější planetární mlhoviny, ale přesto se o ní -- záhada proč -- příliš nemluví. Za dobrých pozorovacích podmínek v Sometu binaru 25x100 vypadá jako drobná, oválná skvrnka. Její vzdálenost se odhaduje na 850 světelných let a v průměru má kolem jednoho světelného roku. NGC 1535 leží asi pět stupňů východně od g Eridani. Už v malém dalekohledu, jak se ostatně můžete přesvědčit na vlastní oči, se představí coby hvězdička deváté velikosti asi půl stupně východně od rovnostranného trojúhelníku hvězd 8,5 mag. Ve větším přístroji se promění v mlhovinu o průměru několika úhlových minut s jasným středem a nezřetelnou centrální hvězdičkou. A pořádně tlustým dalekohledem dost možná zahlédnete i její krémově modré zabarvení.

Planetární mlhovina je 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.

Po krátké chvíli tedy na místě hvězdy zůstává desítky miliard let chladnoucí bílý trpaslík. Podle odhadů v naši Galaxii takových kyslíko-uhlíkových skladišť zatím existuje na deset miliard. S přístrojovou technikou, kterou máme k dispozici, však zahlédneme jenom ty nejbližší.

Náš příběh však s černými trpaslíky ještě nekončí. Celá hvězdářská pohádka, kterou jsme si vyprávěli, se totiž dosud týkala především stálic s hmotností 0,8 až 11 Sluncí. Nyní se přesuneme do vyšší váhové kategorie: k olbřímým hvězdám.

Atrofované stálice se vyvíjejí podobně jako jejich méně hmotné kolegyně. Projdou hlavní posloupností, prosviští fází červeného a oranžového obra a při návštěvě asymptotické větve si v nitru vytvoří kyslíko-uhlíkové jádro. Jejich nukleární vývoj je však rychlejší než tempo dezintegrace vodíkového obalu. Proto se centrální oblast i nadále smršťuje a zahřívá. Uhlík se začne měnit na neon a kyslík, takže se záhy vytvoří kyslíko-neonové jádro. Obdobný proces kontrakce, zahřátí a zapálení dalších chemických prvků bude pokračovat až do okamžiku, kdy se objeví jadérko termonukleárně neaktivních prvků skupiny železa.

Doba existence hvězdy se od této chvíle smrští na dny a hodiny: jakmile hmotnost železného jádra překročí tzv. Chandrasekharovu mez, tedy 1,45 Slunce, během desetiny sekundy zkolabuje na neutronovou hvězdu. Uvolněnou potenciální energii odnesou neutrina, jejichž část předá svoji energii vnějším vrstvám hvězdy. Obal je tak odhozen rychlostí několika tisíc kilometrů za sekundu do okolního prostoru a na nebi vzplane supernova typu II.

Pokud je počáteční hmotnost stálice větší než padesát Sluncí, pak silný hvězdný vítr důkladně ohlodá celou hvězdu až se dostane do oblasti, která obsahuje helium a jiné pozůstatky předchozího hvězdného vývoje. Tzv. Wolf-Rayetova hvězda pak vybuchuje jako supernova typu Ib. Při kolapsu se ale nezarazí na neutronové degeneraci, nýbrž končí jako černá díra.

 

Pokud se chcete osobně podívat alespoň na jednu pořádně těžkou hvězdu, pak svůj zrak obraťte směrem do souhvězdí Kasiopeji. Na západním okraji charakteristického písmene W leží jedna z nejzářivějších hvězd v Galaxii: výkon r Cas je totiž srovnatelný s půl milionem Sluncí! Takže i když leží osm tisíc světlených let daleko, stále si na naší obloze udržuje pátou velikost. Záznamy v nejrůznějších denících a také registračních páskách nám přitom prozrazují, že se v tomto století chovala skutečně zajímavě: většinou pozvolna měnila jasnost v rozmezí 4,4 až 5,1 magnitudy, občas -- tehdy když nám ji zastínil uhlíkový prach -- však zmizela pro pozorovatele bez dalekohledu a dostala se až na šestou velikost. V současnosti má již několik let 4,9 magnitudy, ale kdo ví. Její rozměry se pohybují kolem 400 astronomických jednotek(!) a hmotnost mezi 25 a 40 Slunci, takže již brzy exploduje jako supernova. Proto se na ni občas podívejte -- třeba se jednou nebudete stačit divit... Zatímco r Cas po sobě zanechá neutronovou hvězdu, h Carinae s hmotností kolem sto Sluncí vytvoří pohlednou černou díru. Možná dokonce hned dvě. Podivuhodné chování tohoto příslušníka jižní oblohy astronomy zajímá již několik století. Podle záznamů E. Halleyho měla roku 1677 čtvrtou velikost, avšak v dubnu 1843 se zjasnila na -0,8 mag a stala se tak po Siriovi druhou nejjasnější stálicí noční oblohy. Poté opět slábla, roku 1868 přestala být viditelná bez dalekohledu a dlouhou dobu kolísala mezi šesti a sedmi magnitudami. Důležité je, že h Car pravděpodobně tvoří hned dvě velmi hmotné hvězdy. Jedna z nich je ale v tomto okamžiku zachumlána do neprůhledného závoje materiálu, který vyvrhla při zjasnění v polovině minulého století. Osud ozrutné exploze přitom pravděpodobně potká v průběhu několika tisíc následujících roků obě dvě. K dnešnímu datu máme evidentní důkazy o následujících supernovách v naší Galaxii:   rok max. jasnosti viditelnost souhvězdí pozn. 185 -8 mag 20 měsíců Cen/Cir 3300 sv. r. 393 -0 mag 8 měsíců Sco 1006 -10 mag 24 měsíců Lup 4600 sv. r. 1054 -4 mag 22 měsíců Tau 7500 sv. r., Krabí mlhovina 1181 -0 mag 6 měsíců Cas 8500 sv. r. 1572 -4 mag 16 měsíců Cas 7500 sv. r., Tychonova 1604 -3 mag 12 měsíců Oph 14 000 sv. r., Keplerova Na tu další se ale příliš netěšte. Z rozboru dosud pozorovaných explozí spolu s plynnými zbytky supernov srovnatelného stáří vychází, že v těsné blízkosti Slunce (do pěti kiloparseků) bouchne hmotná stálice jednou za 175 let. Přepočteno na celou Galaxii pak každých dvacet let. Poněkud méně optimistické jsou ale odhady jasnosti budoucího stelárního kostlivce. Pouze v deseti procentech případů zazáří na pozemské obloze supernova jasnější -3 mag. S dvacetiprocentní pravděpodobností se bude její jasnost v maximu pohybovat mezi -3 a +2 mag, resp. mezi +2 a +6 mag či +6 až +11 mag. Ve zbývajících třiceti procentech se pak ukrývají stálice slabší 11. velikosti. Šance, že se budeme "opalovat" v paprscích umírající hvězdy jsou tedy minimální... Odhaduje se, že naši Galaxii brázdí přibližně jedna miliarda neutronových hvězd. Některé, ty nejmladší, přitom velmi dobře známe: především v radiovém oboru elektromagnetického spektra na nás blikají v podobě známých pulsarů. Zapomeňte však na to, že se na některou z nich podíváte na vlastní oči. Nejmladší známý pulsar v Galaxii, ten v Krabí mlhovině, má totiž ve fotometrickém oboru V pouhých 16,5 magnitudy. Poloměr neutronového zbytku činí pouhých čtrnáct kilometrů a k tomu, abyste ho spatřili i bez dalekohledu, musel by ležet hodně blízko Slunce. Poněkud lepší situace je se zbytky po supernovách. V dosahu amatérských dalekohledů jsou hned tři: Krabí mlhovina, Řasy a IC 443. Podívejme se na poslední z nich, který se nachází těsně u h Geminorum. Za dobrých pozorovacích podmínek je tento pět tisíc let starý pozůstatek po pyšné hvězdě viditelný už v Sometu binaru 25x100. Při pečlivějším pohledu, za pomalého kmitání s dalekohledem, se vám odhalí slabý světlý oblouk. No a jak je to s černými dírami? Špatně. Samozřejmě, že žádnou takovou neuvidíte. Nicméně jistá možnost tu přeci jenom je: ukrývá se v krku Labutě a má podobu hvězdy HD 226868 deváté velikosti stupeň severovýchodně od h Cygni. V záři reflektorů se objevila roku 1971, když experimentální satelit Uhuru zjistil, že je silným zdrojem rentgenového záření. Výsledky z Hubblova dalekohledu, samozřejmě v ruku v ruce s mnoha dalšími dřívějšími pozorováními, pak jasně ukázaly, že se tato jinak normální hvězda pohybuje kolem neviditelného průvodce s hmotností mezi osmi a patnácti Slunci. Rentgenové záření přitom vzniká v proudu plynu, jenž teče z HD 226868 směrem do nenasytné díry.