Sledovat spektra hvězd i tím nejjednodušším spektroskopem je jako si číst knížku s napínavým dějem a řadou krásných zápletek. Patnácticentimetrový dalekohled ve spojení s výše popsaným zařízením totiž bez problémů rozlouskne všechny hvězdy jasnější páté šesté velikosti. Ty slabší sice neuvidíte barevně, ale na druhou stranu i v jejich případě narazíte na několik kuriozit.

Vnější obaly stálic se od sebe liší povrchovou teplotou, gravitačním zrychlením, ale i chemickým složením rychlostí rotace, zasazením do nebeského okolí, více či méně bouřlivou historií... Pro nás je však v tento moment rozhodující první ze jmenovaných charakteristik -- povrchová teplota, která především rozhoduje o vzhledu spektra.

Valná většina stálic má spojité emisní pozadí -- kontinuum -- kde jedna spektrální barva postupně přechází v jinou. Toto záření k nám přichází z relativně hustých, poměrně teplých vnitřních částí hvězdné atmosféry. Spojité spektrum je však přeťato množstvím silnějších i slabších čar, převážně tmavších, tzv. absorpčních. Právě tyto spektrální čáry v sobě nesou informace o vlastnostech hvězdného plazmatu.

Už více než sto padesát roků víme, že atomy různých chemických prvků velmi specifickým způsobem interagují s procházejícím zářením. Účinný průřez těchto atomů bývá vůči kolemjdoucímu záření velice malý a nepředstavuje žádnou významnou překážku. Nicméně v určitých vlnových délkách, a to právě v těch, v nichž samy svítí, se může i malé množství atomů postarat o velmi značný úbytek záření.

Jednoduše řečeno, fotony dané energie nabudí atomy do vyšších energetických stavů. Po čase dojde k návratu do původního, základního -- buď opětným vyzářením pohlceného fotonu nebo tím, že část energie předá atom prostřednictvím tzv. superpružné srážky okolním částicím. Tato energie pak slouží k nahřátí tohoto plynu.

Pokud by teploty procházejícího záření a plynu byly totožné, pak by byly oba procesy v rovnováze a v dané vlnové délce bychom nepozorovali ani úbytek, ani přírůstek počtu fotonů. Ve skutečnosti však s rostoucí výškou ve hvězdné atmosféře teplota většinou klesá, což znamená, že ve spojitém spektru pozorujeme převážně temné, absorpční čáry. Jen zcela výjimečně je tento chod teploty v atmosféře opačný, a to se pak projeví výskytem, jasných, tzv. emisních čar.

Hvězdné atmosféry jsou z chemického hlediska tvořeny ze dvou třetin vodíkem, dále héliem a nanejvýš pěti procenty ostatních těžších prvků. Výrazněji se od sebe liší v povrchových teplotách, které určují vzhled spektra. Ve spektrech nejchladnějších stálic (2500 kelvinů) objevujeme kromě spektrálních čar neutrálních prvků i čáry iontů a jednodušších molekul. Čím jsou atmosféry hvězd teplejší, tím častěji se v nich setkáme s atomy, v nichž chybí jeden, dva nebo i více elektronů -- čili s tzv. kladnými ionty chemických prvků. V atmosférách těch nejteplejších hvězd se s molekulami a dokonce i neutrálními atomy nesetkáme vůbec -- vzájemné srážky s ostatními atomy a fotony existenci takových struktur nedovolí.

Vzhled spekter hvězd seřazených podle klesající teploty zachycuje pověstná posloupnost hvězd spektrálních tříd O B A F G K M. Teď se ovšem podívejme, jak lze jednotlivé spektrální typy hvězd rozlišit při pozorování primitivním spektroskopem.

O: méně než šafránu

Tak zaprvé zanechejte naděje, že byste se podívali na nějakou stálici třídy O. Jsou nejteplejší, nejzářivější, nejhmotnější a bohužel také nejvzácnější. Dokonce není snadné nějakou z nich spatřit na vlastní oči. Mezi hvězdami první velikostí není ani jedna, ve druhé najdete pouze čtyři zástupce -- d a z Orióna na severní obloze a z Lodní zádi a g2 z Plachet na obloze jižní.

Důvod je prostý -- velmi hmotné hvězdy žijí jenom krátkou dobu. Během několika málo milionů roků spotřebují většinu svého jaderného paliva a končí coby rozplývající se supernovy. My máme tu smůlu, že se poblíž nás žádná nenachází. Ale i kdyby. Ve spektrech těchto hvězd nejsou patrné prakticky žádné výrazné absorpční čáry. Za teplot mnoha desítek tisíc stupňů Celsia je vodík, prvek s jednoduchým spektrem, zcela ionizován a tudíž nezáří, čáry ostatních iontů (třeba ionizovaného hélia) jsou pak mělké a nevýrazné. Ve spektroskopu se tedy hvězdy spektrální třídy O jeví jako "obyčejné" duhové pásky. Výjimkou jsou tzv. Wolfovy-Rayetovy hvězdy, ale o nich až v závěru této kapitoly.

B: nebeské perly

Ani u druhé spektrální kategorie B nedopadnete lépe. Jejich povrchová teplota je sice nižší, přes deset tisíc kelvinů, nicméně i zde je většina atmosférického vodíku zcela ionizována. Spektrum těchto horkých hvězd je podobně nudné jako v případě hvězd spektrální třídy O. Oproti nim jsou ale na obloze mnohem četnější.

Kdyby totiž pohasly všechny stálice třídy B, přišli bychom rázem o sedm hvězd první velikosti, a to včetně Spiky z Panny a Regulla ze Lva. V Jižním kříži by chybělo jedno ze ramen (a a b Crux), zcela nerozeznatelný by byl i Štír a z takového Oriona, z jeho sedmi křišťálových stálic v podobě motýla či přesýpacích hodin, by zůstala jenom Betelgeuze a d s z v jeho opasku.

Skutečně, B hvězdy tvoří zhruba třetinu první stovky nejjasnějších hvězd na obloze. Ovšem mezi první stovkou nejbližších byste je ale hledali marně -- ani jedna neleží blíž než tři sta světelných roků daleko. Naštěstí v této kategorii vesmír docela efektivně zkombinoval četnost se zářivým výkonem -- proto dominují noční obloze, i když si to vůbec nezaslouží.

A: krásný průměr

Sírius, Vega, Fomalhaut, Altair a Deneb -- to vše jsou stálice spektrální třídy A. Jejich povrchová teplota je opět o něco nižší, kolem osmi devíti tisíc stupňů. Za těchto podmínek už mohou existovat kompletní atomy nejrozšířenějšího prvku ve vesmíru -- vodíku -- který se velice zřetelně podepisuje na vzhledu jejich spektra. Mezi odborníky se dokonce říká, že pokud lze vůbec nějakou spektrální třídu na detektorech nejhorší kvality bez problémů poznat, pak je to právě třída A.

Namíříte-li na některou z nich dalekohled, objeví se vám v zorném poli spektroskopu nejen známý duhový pás, ale též trojice nápadných temných čar. Jedná se o stopy po atomech vodíku, absorbujících světlo v několika konkrétních vlnových délkách. Ve viditelném oboru jde o tzv. čáry Balmerovy série. Zřetelná je především Hb na předělu zelené a modré oblasti (486 nm), poněkud hůře Hg u modrého konce (434 nm) a jenom stěží čára Ha těsně u červeného okraje spektra (656 nanometrů). Proč zrovna tam? Fotony těchto vlnových délek mají přesně takovou energii, která je nezbytná k přechodu elektronu ve vodíkovém atomu z druhé hladiny na třetí. Proto je atmosféra v této vlnové délce elektromagnetického spektra méně průhledná.

Když už se hovoří o spektrální třídě typu A, bylo by na místě prozradit, proč se hvězdy označují poněkud nesrozumitelnou posloupností písmen O B A F G K M. Může za to průkopnická práce Harvardovy observatoře z konce devatenáctého století. Pro rutinní třídění spekter desítek tisíc hvězd tehdy vznikla posloupnost od bílých A stálic s nejsilnějšími čarami vodíku až po nejchladnější červené, označované jako Q. Později se některé kategorie ukázaly jako nadbytečné, navíc je hvězdáři poskládaly podle teploty, od nejteplejších po nejchladnější. Pro zjemnění se nakonec přidalo ještě deset podskupin označovaných arabskými číslicemi (0 až 9).

Dnes se k popisu spektra přidává i tzv. luminozitní třída charakterizující polohu v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Římskou jedničkou se označují zářiví veleobři, V hvězdy hlavní posloupnosti a VII bílí trpaslíci. Spektrální typ takového Slunce je G 2 V.

F: ty, které předchází

Historku s pozorováním prvního ranního východu Síria určitě znáte. V dobách velké egyptské říše předznamenával příchod první vlny nesmírně důležitých nilských záplav. Sírius byl dokonce považován za vtělení bohyně Sopdet a dostalo se mu ohromné pocty v podobě řady velkolepých chrámů.

Důležitou indicií, že se blíží jeho tak důležité znovuzrození, byl příchod nedaleké sousedky b Canis Majoris. Nachází se asi šest stupňů na západ od Síria, má druhou velikost a nazývá se Murzim -- Zvěstovatel. Podobný původ má i označení Prokyonu. Vzniklo z řečtiny a znamená pro (před) kyon (psem). Nuže a právě tato hvězda je případem další spektrální kategorie F. Stejně tak do ní patří i Canopus, Polárka či r Cassiopeiae. Bohužel, nic jiného než vodíkové čáry Balmerovy série, u nich nespatříte, ale i to potěší...

G: sluneční hvězdy

Podobně je na tom i barevná kategorie G -- avšak s jednou výjimkou. Tou je samozřejmě naše Slunce. Ke sledování tajů jeho chemického složení však v žádném případě nepoužívejte spektroskop s velkým dalekohledem, nýbrž obyčejné cédéčko. Tak jak bylo popsáno v předcházejících kapitolách. Mezi "géčka" navíc patří Toliman (a Centauri), Capella a třeba h Bootis nedaleko Arktura.

S klesající povrchovou teplotou, v případě Slunce se hovoří o necelých šesti tisících stupňů, u nich přestávají být patrné vodíkové čáry, ostatně je to zřetelné i na přiložených kresbách, avšak pomalu se začíná objevovat řada jiných tmavých linek. O nich si ale něco víc řekneme u další spektrální třídy...

K: temné molekuly

Atmosféry těchto stálic jsou už natolik chladné (kolem čtyř tisíc stupňů), že se v nich můžeme setkat nejen s kompletními atomy vodíku, ale i s neutrálními atomy jiných, složitějších, prvků s větším počtem elektronů, kterým se v astrofyzikální hantýrce říká kovy. I když o kovy jít nemusí. Dokonce se tu objevují i jednoduché dvouatomové molekuly, které světlo nepohlcují jen v jednotlivých spektrálních čarách, ale v celých spektrálních pásech.

Přesvědčete se o tom! Pobýváte-li na severní polokouli, je pro vás dominantou letní oblohy Vega, podzimní třeba Capella, zimní Aldebaran a jarní Arkturus. Poslední dvě ze jmenovaných stálic jsou ukázkovými případy třídy K, ostatně zřetelné je to i na jejich naoranžovělém odstínu.

S cedníkem na hvězdy! Ne, není to šílené. První krůček ke hvězdné spektroskopii můžete skutečně zvládnout pomocí obyčejného kuchyňského cedníku. Jednoduše ho stačí umístit před objektiv dalekohledu. Obrazy jasnějších hvězd v takovém okamžiku získajípři dostatečném světšení zvláštní podobu: kolem se objeví duhové paprsky -- spektrum vznikající ohybem světla na mřížce tvořené otvory v cedníku. Samozřejmě, že jde o příliš hrubou mřížku na to, aby bylo ve spektru vůbec něco patrné, nicméně princip této techniky je více než zřejmý. Úplně stejně, jenom v odrazu, nikoli v průchodu světla, pracuje i cédéčku. To má však několik set vrypů na jednom milimetru.

Navíc Aldebaran, Arkturus, Pollux, Dubhe a Kochab patří mezi tzv. veleobry -- zářivé hvězdy na konci své životní dráhy. V kombinaci s relativně malou vzdáleností jsou docela jasní a tudíž poskytují řadu pěkných detailů.

M: pruhované ponožky

Pokud jsou hvězdy spektrální třídy F plné absorpčních čar náležejících převážně železu, chrómu a titanu, pak chladní "M-obři" bývají pruhovaní jako ponožky. Za teploty jenom dva a půl tisíc stupňů se na jejich spektru podepisuje řada molekul: počínaje jednoduchými CN, CH a CO až po oxid titanatý TiO2 nebo molekuly H2. Jejich konkrétní identifikace je však velmi obtížná, ne-li zcela nemožná.

Navíc je skvělé, že nám obloha servíruje hned tři jasné zástupce: Betelgeuze v Orionu, Ras Algethi z Herkula a Antara ze Štíra. Obzvlášť na první dva případy byste měli spektroskop namířit co nejdříve. Pohled na jejich "rozkouskovaná" spektra je skutečně úchvatný!

Paradoxní je, že tyto stálice čekají ještě pěkně svízelné chvíle. I když mají nízkou povrchovou teplotu, patří mezi velmi zářivé hvězdy. Kdybychom je vyměnili za Slunce, sahaly by až k dráze Jupiteru. Jejich zářivý výkon se tudíž odhaduje několik stovek tisíc Sluncí. Kdybychom ze stejné vzdálenosti sledovali naše Slunce, bylo by zhruba o třináct magnitud slabší!

Navíc spějí k neodvratnému konci explodující supernovy. Možná zítra, možná pozítří a možná také za milion roků se obálka přerostlé stálice rozletí do okolí rychlostí až několika tisíc kilometrů za sekundu, zatímco původně železné jádro pod tíhou vnějších vrstev zkolabuje v neutronovou hvězdu či výjimečně v černou díru.

Exoti na dosahu ruky

Na nebi samozřejmě existuje množství nejrůznějších exotických objektů, které poutají pozornost všech profesionálních hvězdářů. Bohužel, pro amatéry jsou příliš slabé a jednoduchý spektroskop připojený k běžnému dalekohledu na ně nedosáhne. Na několik málo výjimek lze ale narazit.

První jsou tzv. uhlíkové hvězdy -- vyžilé stálice, do jejichž chladných rozsáhlých obálek prosakují produkty jaderného hoření v centrálních oblastech. Jak už napovídá jejich název, na jejich vzhledu se podepisují především molekuly uhlíku. Namíříte-li na některou z nich dalekohled, objeví se vám duhové spektrum rozetnuté na tři kusy temnými pásy, ten poslední dokonce zcela překrývá modrou část. Na jedné straně -- směrem k červenému konci -- jsou přitom nápadně temnější než na druhé. Nazývají se Swanovy pásy a představují podpis molekuly C2. Spektrum uhlíkových hvězd je natolik zvláštní, že si dokonce vysloužilo vlastní označení "C".

Kde tyto chladné stálice hledat? Nejsou sice nijak zvlášť jasné, mezi půlmilionem hvězd do deváté velikosti jich existuje jenom dvě stě, ale několik málo z nich zahlédnout můžete. Především je to Y Canum Venaticorum, U Hydrae, W Orionis a 19 Piscium. Už při hledání vás zaujmou nápadnou karmínovou barvou. Jak by ne, vždyť to jsou nejčervenější hvězdy ve vesmíru.

Velmi zajímavé je také sledovat spektroskopem nějakou zapadající stálici: ruku v ruce s tím, jak její světlo prochází větší vrstvou zemské atmosféry, ubývá modrých fotonů. Navíc jednotlivé barvy spektra -- vlivem neklidného vzduchu -- různě pulsují.

Možná si řeknete: A nějaká emisní čára by nebyla? Dívat se na ztemnění ve spojitém spektru je sice pěkné, ale... Nebude to jednoduché, avšak u tzv. Wolfových-Rayetových hvězd by se vám to podařit mohlo.

Hvězdáři předpokládají, že se jedná o velmi hmotné stálice, které silný hvězdný vítr ohlodal až do oblastí, které obsahují hélium a jiné pozůstatky předchozího vývoje. Zcela jistě explodují jako supernovy, jež po sobě zůstavují neutronové hvězdám a vzácněji i černé díry.

Co do teploty by měly patřit k horkým hvězdám spektrální třídy O. Na rozdíl od běžných hvězd tohoto typu je však obklopují velmi rozsáhlé a patřičně horké obálky -- proto se u nich mohou rozsvítit některé emisní čáry. Podle jejich zastoupení se pak dělí na dusíkové a uhlíkové -- v obou případech je doprovází nápadná emisní čára u modrého konce viditelného spektra.

Naneštěstí jsou tyto stálice poměrně slabé -- žijí velmi krátce a žádná z nich se momentálně nenachází v naší části Galaxie. Celkem víme jenom o několika stovkách Wolfových-Rayettových hvězdách, spoustu jich však známe v obou Magellanových oblacích. Nejjasnější z nich je společníkem g2 Velorum, která je však ze střední Evropy nepozorovatelná. Pár těchto zvláštních stálic ale najdete i na severní obloze, poblíž g z Labutě.

Pokud se zaměříte na takovou V 1679 Cygni (její polohu prozradí některý z počítačových katalogů), uvidíte několik téměř bezbarvých spekter. Ta "Wolfova-Rayetova" se prozradí na jednom konci jasnou čáru -- stopou po dvakrát ionizovaném uhlíku. Spektra jsou bezbarvá proto, že mají malý jas, takže lidské oko nedokáže rozlišit barvy. Další takovou stálici najdete uprostřed nevýrazné hvězdokupy NGC 6871. Má označení V 1676 Cygni a tentokrát patří mezi dusíkové Wolf-Rayetovy hvězdy. Ty se vyznačují emisní čárou dvakrát ionizovaného dusíku, prakticky ve stejném místě jako leží čára dvakrát ionizovaného uhlíku.

V emisi září také planetární mlhoviny. Jak známo, s planetami nemají tyto pomíjivé útvary nic společného. Jedná se o rozpínající se velmi řídké obálky nukleárně mrtvých hvězd, v jejichž středu zůstává pozvolna chladnoucí kyslíko-uhlíkové jádro, budoucí bílý trpaslík. Právě tento objekt, jehož povrchová teplota dosahuje až stovky tisíc stupňů, ohřívá okolní plyn, který pak září na specifických vlnových délkách. Velmi nápadný je především ionizovaný kyslík na vlnové délce kolem pěti set nanometrů.

Pokud tedy na planetární mlhovinu namíříte spektroskop, rozplynou se jednotlivé stálice do barevného spektra, zatímco ona samotná zůstane zcela beze změny. Nevěříte? Tak se přesvědčete na vlastní oči!