Nakonec jsme se dostali až na samotný, dávno vyhaslý sopečný vrcholek. Lidé se proměnili v mravence, nám se naskytl zamlžený výhled směrem k vrcholu Etny, jenž se utápěl se v mracích. Byl to zvláštní pocit. Dívali jsme se na mělký kráter, kolem nás se válela černá láva místy ozdobená rezavými sraženinami neidentifikovatelných minerálů... Pocit z jemného nebezpečí, jakkoli bezpečného, byl zvláštní... Až mne z toho rozbolela hlava. Jenže, pak jsem si uvědomil, že mně ta hlava bolí nějak divně... Ba co víc! Všiml jsem si, že dlouhé vlasy mé dívky trčí na všechny strany, jako kdyby se ocitla u nějakého elektrostatického generátoru. A aby toho nebylo málo, husté, kudrnaté vlasy našeho kamaráda začaly bzučet!

Nebylo pochyb. Setkali jsme se s dosud neznámým úkazem. Rychle vanoucí vítr se sněhovými vločkami, snad v kombinaci s izolačními schopnostmi sypké lávy, vytvořil elektrické pole, které se na každém z nás projevilo poněkud specifickým způsobem. Mně se mohla rozskočit hlava, kamarád se proměnil v bzučák a moje holka v čarodějnici.

Musím se na rovinu přiznat, že nás zachvátila mírná panika. Chvíli jsme se sice pozorovali, stihli udělat několik nepříliš povedených fotografií, ale pak jsme z kopce pelášili jako vystrašená kuřata. Dodnes přesně nevím, s čím jsme se tenkrát setkali. Zřejmě šlo o jistý druh "Eliášova ohně", ale ruku do ohně bych za to nedal. Jo, a vloni se právě na tomto místě probudilo několik bočních vulkánů Etny a ono přízračné místo, kde jsme na pár okamžiků dostali nejen husí kůži, zavalila čerstvá láva.

Červen

Možná si tu a tam dáváte otázku, která část pozemské oblohy je krásnější. Zda naše severozemská nebo naopak ta u protinožců, jihozemská. Pokud ale jednou nasednete do letadla a vyrazíte k jihu, jednoznačnou odpověď získáte během jediné pozorovací noci:

Už je to bez diskuze, přesvědčil jsem se na vlastní oči. Pokud si chce člověk představit krásu Galaxie a rafinovanou komplikovanost Mléčné dráhy, musí vyrazit někam k rovníku. V čase zdejší zimy se totiž přes zenit táhne podivuhodná mléčná řeka zdobená temnými zálivy a jiskřivými hvězdami.

Vždyť jaká potěšení nabízí Mléčná dráha viditelná ze severní polokoule? Snad jenom Velkou trhlinu, Pytel uhlí v Labuti, Oblak ve Štítu, Lagunu a pár dalších, méně nápadných detailů. Jenže tady, tady se Mléčná dráha promění v nebeskou krajku! V centru pozornosti je samozřejmě Jižní kříž s rozsáhlým Pytlem uhlí. Snad nejzajímavější část na nebi a pravděpodobně i jedna z nejjasnějších skvrnek se však ukrývá v okolí éta Carinae. Trojice mlhovin, naoranžovělá přerostlá hvězda a to okolí! Z chaotické krajiny vystupuje i NGC 3532 a opodál jako nepřirozeně rozmazaná hvězda IC 2603. Celé zátiší pak zasypávají nekonečné hvězdy...

Vlevo od Jižního kříže na vás mrká alfa a beta z Kentaura, na které shlíží kulová hvězdokupa omega Centauri. V Pravítku na první pohled pro změnu zaujme světlý oblak (8°x3°), ve které je zřetelná hvězdokupa NGC 6067.

Tak, jak se přibližujete ke středu Galaxie, nabývá Mléčná dráha na mohutnosti. Při pohledu z jižní perspektivy pozbude na významu Střelec a naopak vystoupí Štír. Štír navíc Střelce triumfuje řadou pozoruhodných detailů: naoranžovělým Antarem, falešnou kometou kolem z1,2 Scorpii a NGC 6231, stejně jako výraznou M 7 – velkou, kruhovou skvrnou podobající se kulové hvězdokupě a podle mého názoru nejsvětlejším místem na nebi... A aby toho nebylo málo, opodál ji asistuje i slabší M 6.

Jistě, M 8 s Trifidem, Velký i Malý oblak ve Střelci, ty všechny jsou stále smělými soupeři. Avšak při pohledu z jižní polokoule pozbývají výjimečnosti. Ano, chce-li člověk spojit mozaiku svých představ o konstrukci nebes, chce-li si uvědomit zářivou strukturu Galaxie a naše místo v ní, musí se vydat do jižních šířek. Teprve pak se mu na obloze rozprostře zářivý disk s nápadnou a jednoznačnou centrální výdutí v okolí Střelce a Štíra – celá Galaxie. Jo, je to paráda.

Chudá hvězdokupa

Na počátku léta zdobí jižní obzor několik nápadných hvězd, které na obloze vykreslují obrazec souhvězdí Štíra. Naoranžovělý Antares tvoří jeho srdce, beta, dzéta a pí Scorpii klepeta, směrem k epsílon, přes mí až k lambda a ný Scorpii se pod obzor táhne tělo a nebezpečný bodec tohoto pouštního živočicha.

Skutečně, hvězdy v seskupené na tomto kousku oblohy odpovídají svému názvu a zcela zřetelně a jednoznačně, oproti řadě jiných souhvězdí, vykreslují svého pozemského protivníka. Nikoho proto asi nepřekvapí, že Štír ke svému jménu přišel už před šesti tisíci roky v povodí řek Eufrat a Tigris. Sumerové ho nazývali Gir-tab a Antara pak považovali za jeho skutečné srdce – Gab Gir-tab. Označení později převzali i jejich nenápadní dědici – Beduíni. I oni na obloze sledovali Štírovo srdce – Al-Kalb al-ęAkrab, skupinu b, d a p Scorpii jako Štírovu korunu (Al-Iklil al-ęAkrab) a dvojici l s u Scorpii jako Osten (Al-Shaula).

Zatímco spodní část souhvězdí z našich zeměpisných šířek neuvidíte, srdce Štíra tvoří jedno z pěkných nebeských zákoutí: Jeho perlou – pomineme-li jasného Antara – je zřejmě nejbližší známá kulová hvězdokupa M 4 (NGC 6121), která leží zhruba jeden a čtvrt stupně západně od Antara. (Ještě blíže, jenom tři čtvrtě stupně od a Scorpii, se k nachází kulová hvězdokupa NGC 6144, která je však vhodná spíše pro velký dalekohled.)

Hvězdokupu M 4 od nás dělí jenom šest tisíc světelných roků, což je u tohoto typu objektů skutečně málo. Přesto však není nijak výjimečně jasná: z části ji překrývá oblak řídkého mezihvězdného prachu a navíc patří mezi nejchudší známé kulové hvězdokupy. Kdybychom například ze stejné vzdálenosti sledovali kulovou hvězdokupu omegu Centauri, pak by měla jasnost dvě magnitudy a s úhlovou velikostí by soupeřila s Měsícem!

M 4 je z jižních zeměpisných šířek, třeba severní Afriky, za příhodných podmínek viditelná i bez dalekohledu. Z České republiky se vám v triedru představí jako kruhová skvrna o průměru přes čtvrt stupně, která se mírně, ale skutečně jenom mírně, zjasňuje směrem do středu. Pokud byste ji chtěli rozštípnout na jednotlivé stálice, tak sáhněte alespoň po Sometu binaru 25x100. Jestliže disponujete ještě větším přístrojem, můžete se také přesvědčit, že se přes střed M 4 od severu k jihu táhne pás hvězd, takže útvar připomíná spíše hustou otevřenou hvězdokupu, jakou je třeba M 67 ze souhvězdí Raka nebo M 11 ze Štítu.

Díra v obloze

Hier ist wahrhafting ein Loch im Himmel!, vykřikl prý slavný William Herschel, když před dvěmi stoletími reflektorem o průměru skoro půl metru sledoval okolí Antara ze souhvězdí Štíra. A důvod jeho údivu? Temná mlhovina, která se na fotografických snímcích zobrazuje jako soustava černých skvrnek prakticky bez hvězd. Není divu, že William Herschel považoval tuhle oblast za ústí jakéhosi průhledu mezi hvězdami, na jehož konci je skutečná nicota.

Dnešní názor na temné mlhoviny je samozřejmě zcela jiný. Nejde o žádný mezihvězdný tunel, nýbrž o relativně blízký komplex oblaků prachu a plynu na hranicích Štíra, Hadonoše a Střelce, které zeslabují světlo vzdálenějších hvězd až o třicet magnitud. Centrum této soustavy se nalézá směrem ke hvězdě r Ophiuchi, asi čtyři sta světelných roků daleko.

Za prohlídku ale stojí i samotná hvězda r Ophiuchi nedaleko Antara, na hranicích Hadonoše a Štíra. V triedru je totiž roztomilou trojhvězdou: stálici páté velikosti doprovází ve vzdálenosti skoro tří úhlových minut dva průvodci sedmé velikosti. Jeden je na severu, druhý na jihozápadě.

Zajímavé je i to, že tohle zákoutí kromě M 4 "ubytovalo" celou řadu dalších kulových hvězdokup. Přibližně sedm stupňů východně od Antara určitě snadno najdete M 19 (NGC 6273). V triedru se tváří jako hvězda sedmé velikosti. Čtyři stupně směrem na jih narazíte na ještě jasnější M 62 (NGC 6266). Vypadá jako drobná mlhavá skvrnka, která se výrazně zjasňuje do středu. Hvězdokupa leží 20 tisíc světelných roků daleko, tedy o celých patnáct tisíc světelných let blíže než M 19. Nápadná je i M 9 (NGC 6333) v jižní části Hadonoše, tři a půl stupně od hvězdy h Ophiuchi. V triedru vypadá jako každá jiná kulová hvězdokupa: kruhová mlhavá skvrnka, která se mírně zjasňuje směrem do středu.

Pikantní je, že v blízkosti M 9, asi čtyři stupně jihovýchodním směrem vzplanula počátkem října 1604 supernova – poslední prokazatelně pozorovaná přímo v naší Galaxii. Jelikož se shodou okolností poblíž nacházel Mars, Jupiter i Saturn, všimlo si vzápětí explodující hvězdy velké množství pozorovatelů. Snad nejlepší studii tenkrát provedl Johannes Kepler, odtud také pochází název Keplerova supernova.

V době objevu měla stejnou jasnost jako Mars. Během několika dní ale tahle tato vzácná supernova překonala Jupiter a koncem října byla jasnější než -2 magnitudy. V listopadu se ztratila ve sluneční záři. Už v lednu následujícího roku ji však Kepler zahlédl opět. Tehdy byla nápadnější než Antares. Zcela přestala být viditelná až v březnu 1606, tedy po více než osmnácti měsících. Docela úspěšně tak zbourala středověkou představu o neměnnosti nebes.

Jinak jsme toho ale o této supernově dodnes příliš nezjistili. Část astronomů se domnívá, že šlo o bílého trpaslíka, který explodoval ve vzdálenosti asi 20 tisíc světelných roků. Důvodem velkolepé detonace byla látka, která na jeho povrch přitékala ze sousední hvězdy, jež spolu s ním obíhala kolem společného těžiště. Nárůst hmotnosti trpaslíka vedl k jeho stlačení, zahřátí a k explozivnímu zapálení jaderných reakcí, které ho zcela rozmetaly. Jiná část hvězdářů pak soudí, že šlo o osamocenou hvězdu nejméně desetkrát hmotnější než Slunce, u které se pod tíhou vnějších vrstev zhroutilo železné jádro.

Pokud se od M 62 vydáte přes Antara na opačnou stranu, pak se dostanete ke hvězdokupě M 80 (NGC 6093). Je sice menší, ale také koncentrovanější. K rozlousknutí jednotlivých hvězd kupy potřebujete dalekohled aspoň o průměru objektivu dvacet centimetrů. V těsné blízkosti M 80, východním směrem, přitom najdete hned dvě dlouhoperiodické proměnné hvězdy R a S Scorpii. Obě mění jasnost v rozmezí od deseti do patnácti magnitud, první v cyklech dlouhých 223 dní, druhá 177 dní. Ke hvězdokupě jako takové však nepatří. M 80 má ještě jeden primát. Roku 1860 se v ní objevila tzv. nova, jedna z mála pozorovaných v kulových hvězdokupách. Koncem května 1860 měla sedmou velikost, rychle však slábla a už v polovině června téhož roku klesla na deset a půl magnitudy.

Štír ale není rájem pouze pro lovce kulových hvězdokup. Leccos nabízí i pro milovníky delikátních dvojhvězd. Jak se můžete sami přesvědčit, pěknou trojici ukrývá třeba beta Scorpii. Přirozeným centrem tohoto systému je hvězda třetí velikosti, kterou ve vzdálenosti 14 úhlových vteřin doprovází o dvě magnitudy slabší průvodce. Ve velkých dalekohledech lze za dostatečně klidného vzduchu odhalit dalšího člena systému: má hvězdnou velikost 6,5 magnitudy a nachází se jen půl úhlové vteřiny daleko, tedy v těsné blízkosti hlavní složky. Dle rozboru spektra přitom kolem "centrální" hvězdy obíhá s periodou 6,8 dne ještě třetí průvodce. Beta Scorpii je tudíž čtyřhvězdou.

Pro malé triedry je velmi zajímavý optický pár w1, w2 Scorpii široký čtrnáct a půl úhlové minuty. Severozápadněji položená w1 Sco má hvězdnou velikost 4,1 magnitudy a patří do asociace Scorpius-Centaurus (viz dále). Druhá, mírně nažloutlá w2 je o půl magnitudy slabší a pravděpodobně členem této hvězdné aglomerace není.

Jeden a půl stupně východně od b Sco narazíte na ný Scorpii, překrásnou čtyřhvězdu a tentokráte skutečný gravitačně vázaný systém. Že jde o široký pár hvězd čtvrté a šesté velikosti zaznamenal Christiaan Mayer roku 1776. Přibližně o století později se podařilo slabší složku rozlousknout na dvojici hvězd jasných 6,4 a 7,8 mag, širokou asi dvě úhlové vteřiny. Jasnější složku jako dvojitou spatřil o pár let později S. W. Burnham. Protože pozoroval jen patnácticentimetrovým refraktorem, musela se dvojice při pohledu vzájemně dotýkat – hvězdy jsou totiž od sebe vzdáleny jen sedm desetin úhlové vteřiny.

Antarova hvězdokupa

Ve vesmíru existuje ohromné množství nejrůznějších objektů. Některé jsou jemné jako oblaka plynu a prachu, jiné tvrdé jako pronikavé záření horkých neutronových hvězd. Mezi tím se pohybují zřetelné hvězdokupy, ať už otevřené nebo kulové, v hirearchii nad nimi galaxie a nakonec i kupy galaxií. Málo který vesmírný objekt je však natolik nenápadný jako společenství horkých hvězd, které se nazývají OB asociace.

Podle dnešní astronomické terminologie se jedná o volná seskupení stovek až tisíců mladých hvězd, které jsou rozptýleny v rozlehlých oblastech o průměru několik desítek až stovek světelných roků – prozrazuje je pouze shodný spektra a společný pohyb vesmírným prostorem. I přesto, že se nejedná o nijak koncentrované či bohaté útvary, bývají patrné na velké vzdálenosti: nikoli však pro svoji hustotu, nýbrž pro velký zářivých výkon jednotlivých hvězd asociace, mnohonásobně větší než je výkon i těch nejjasnějších členů kulových hvězdokup. Hvězdy, které v asociacích pozorujeme, jsou totiž poměrně žhavé, takže náleží zpravidla ke spektrálním třídám O a B. Odtud i jejich název OB asociace. To však neznamená, že by neobsahovaly i chladnější hvězdy. Pro nás jsou však mnohem nenápadnější a hůře se hledají. Problém je i to, že tyto gravitačně velmi volně vázané soustavy rychle podléhají zkáze a brzo se rozplynou v anonymní záplavě ostatních hvězd.

Horké a hmotné stálice třídy O a B mají velice krátkou dobu života, která se počítá na milióny let. Jelikož se tedy nemohly příliš vzdálit od místa svého vzniku, označují svou polohou místa zrodu hmotných hvězd. Nikoho proto nepřekvapí, že se s OB asociacemi nejčastěji setkáme ve spirálních ramenech. Na jednu takovou skupinu se přitom díváme i v těchto chvílích – v červnu kolem půlnoci ji najdete přímo nad jižním obzorem v souhvězdí Štíra.

S pozorováním tohoto zajímavého uskupení (společně s asociací v Orionu, nejvýraznějším na celé obloze) začněte u Antara (a Scorpii). Tato jasná hvězda je totiž fascinující už i při pohledu bez dalekohledu. Pokud však na ní namíříte větší přístroj, zahlédnete něco podivuhodného: divoce pulzující oranžovou amorfní skvrnu – obraz stálice, které podlehl turbulenci zemské atmosféry.

Antares patří mezi vyžilé hvězdy. V jeho nitru se ukrývá degenerované jádro, kolem kterého v několika vrstvách hoří vodík, helium a uhlík. Řídký obal obklopující tuto nukleární dílnu má v průměru kolem osmi astronomických jednotek – pokud by se tedy Antares ocitl na místě Slunce, sahal by jeho okraj až za dráhu Marsu, skoro k Jupiteru. Dokonce z něj do okolí uniká množství plynu, který kolem hvězdy vytváří drobnou mlhovinu patrnou i na fotografických záběrech.

Stejně jako u jiných chladných veleobrů se i u Antara pozorují mírné změny hvězdné velikosti v rozmezí od 0,9 do 1,1 mag, naprosto výjimečně dokonce s poklesem až na 1,8 magnitudy. Velmi zajímavý je i fakt, že hvězdu doprovází asi o tři magnitudy slabší průvodce, který kolem společného těžiště oběhne jednou za devět set roků. V současné době však leží jenom tři úhlové vteřiny daleko západním směrem, takže se beznadějně utápí v záři jasnějšího Antara. Amatérskými prostředky ho můžete zahlédnout nanejvýš při vzácných zákrytech a Scorpii Měsícem. Ostatně při jedné takové události byl slabý průvodce také objeven: Ve 12h 03min 17,1s jsem pozoroval výstup hvězdy sedmé velikosti, která se asi za pět sekund náhle změnila na hvězdu první velikosti... Antares je pravděpodobně dvojhvězdou, ale první pozorovaná hvězda je tak blízko jasné, že ji ani dobrý dalekohled neukáže odděleně. Tak popsal roku 1819 průkopnické pozorování profesor Bürg z vídeňské observatoře.

Aby toho nebylo málo, je Antares současně nejvyvinutější známý člen rozsáhlé blízké hvězdné OB aglomerace Scorpius-Centaurus, kterou tvoří hned několik menších komplexů různého stáří a vzdálenosti --- vrchní část Štíra (též asociace Sco OB2), oblast Vlka a Kentaura a jižní oblast Kentaura a Kříže. Jejich stáří se odhaduje na pět, deset a třináct milionů roků a patří k nim velké množství jasných hvězd především jižní oblohy. Např. tři hvězdy Jižního Kříže (a, b a d), alfy Mouchy a Vlka, ze Štíra kromě Antara ještě b, d, k, l, m, n, r a t Scorpii. Jednotlivé skupiny jsou od nás vzdáleny 145, 140 a 120 parseků. Vývojově s nimi pak souvisí i již zmiňované oblaky prachu a plynu na hranicích Štíra, Hadonoše a Střelce.

Existují přitom indicie, že v této oblasti v průběhu posledních několika milionů roků explodovala celá řada velmi hmotných hvězd. Astronomové se shodují i v názoru, že se k podobného harakiri nyní chystá i Antares. S ohledem na hmotnost odhadovanou na deset Sluncí nejspíš během několika stovek tisíc roků vzplane jako supernova. V takovém případě se pak a Scorpii na čas vyrovná Měsíci v úplňku.

Vzhůru k jihu

V souhvězdí Štíra najdete také dva vůbec nejjižnější messierovské objekty: otevřené hvězdokupy M 6 (NGC 6405) a M 7 (NGC 6475). I když je skoro zázrakem, že si jich Messier z Paříže vůbec všiml. Od nás se potácejí jenom nízko nad obzorem, utopeny ve světlé záři vzdálených měst, navíc stíněné všudypřítomným prachem a člověk je rád, pokud je vůbec zahlédne. O to krásněji se vykreslí po přechodu studené fronty, kdy zduch křišťálově zprůhlední a noční obloha se až k obzoru pokryje slabými hvězdami...

Obě hvězdokupy jsou z oblastí blíže k rovníku patrné i bez dalekohledu. Od nás však na ně musíte použít alespoň triedr. M 6 se představí jako protáhlá skupina jasnějších hvězd, které mohou připomínat motýla. M 7 je téměř kruhová, rozložením hvězd podobná růži. Hvězdokupy se vejdou do jednoho zorného pole a mají obě v průměru asi jeden úhlový stupeň. M 7 je jedinečná hlavně tím, že se jako jeden z mála objektů viditelných bez dalekohledu dostala i do Ptolemaiova katalogu stálic. Někteří autoři dokonce uvádějí, že ji objevil sám Ptolemaios.

Snad nejkrásnější objekt tohoto souhvězdí však Štír pro našince pečlivě ukrývá pod obzorem: jde o otevřenou hvězdokupu NGC 6231, necelý stupeň severně od z1,2 Scorpii. Pokud však vyrazíte alespoň do severní Afriky, pak neváhejte a určitě se na ní podívejte. NGC 6231 vás zaujme už bez dalekohledu. Od dvojice z1,2 Sco totiž na sever vybíhá nápadný mlhavý pás podobný drobné kometě v délce několika stupňů. V Sometu binaru 25x100 se NGC 6231 zobrazí jako sevřená skupina jasných hvězd na mlhavém podkladu, který při bočním pohledu "exploduje" do mnoha slabých hvězd. Všechny jsou bílé, ani jedna nemá výraznější barevný odstín. Připomíná tak černý samet na němž se blýskají zářivé diamanty.

Pod NGC 6231 leží výrazná trojice jasných hvězd, z nichž dvě jsou z1,2 Scorpii – jednička je bílá, dvojka žlutooranžová. Nad kupou se potom směrem na severoseverovýchod táhne pás jasnějších hvězd o šířce asi jeden a půl stupně, který na délku zabírá celé zorné pole Sometu binaru 25x100. Tvarem tak trochu připomíná elektrickou kytaru.

O hvězdokupě NGC 6231 a jejím přilehlém okolí se hojně mluví i v odborné literatuře. NGC 6231 je totiž řazena mezi nejhezčí objekty noční oblohy – se svými desíti hvězdami je přirovnávána k miniatuře Plejád. Celkově zabírá plochu o průměru nejméně 15 úhlových minut.

Pro badatele je NGC 6231 interesantní především tím, že je složena z velkého počtu vysoce svítivých O a B veleobrů. Nejjasnější hvězda (5,2 mag) má s ohledem na vzdálenost kupy 6 200 světelných let absolutní hvězdnou velikost -7,3 mag(!). Je tedy stejně svítivá jako Rigel a 60 000tisícinásobně předčí naše Slunce. Kdyby NGC 6231 ležela ve stejné vzdálenosti jako Plejády, přesvítila by je více než padesátkrát a její nejjasnější členky by měly stejnou jasnost jako Sírius!

Také v nejbližším okolí NGC 6231 leží množství svítivých O a B hvězd, které vytvářejí rozsáhlou koronu, v jejímž středu je samotná hvězdokupa. Nejbohatší část této soustavy leží směrem na severovýchod – to je onen pás hvězd z chvostu falešné komety. Moderní studie přitom ukazují, že NGC 6231 tvoří jádro rozsáhlé OB asociace OB Sco 1, která je součástí spirálního ramene Mléčné dráhy Sagittarius-Carina. Na severní polokouli je obdobným systémem c a h Persei.

K celému systému částečně náleží i z1,2 Scorpii. Zatímco vzdálenost z2 Sco astronomové odhadují na pouhých 150 světelných let, z1 je s velkou pravděpodobností fyzicky spřízněna s NGC 6231 (naznačuje na to stejná vzdálenost, radiální rychlost a některé další parametry). Její absolutní hvězdná velikost -8,7 mag z ní činí jednu z nejsvítivějších známých hvězd naší Galaxie. Kdyby byla ve stejné vzdálenosti jako z2, předčila by svým jasem Venuši v největším lesku!

Dvojice kulových hvězdokup

Jak známo, táhlé souhvězdí Hada, rozděluje na dvě části – Hlavu (Serpens Caput) a Ocas (Serpens Cauda) – rozsáhlý Hadonoš. Právě v něm, jenom stupeň západně od hvězdy 30 Ophiuchi, najdete jasnou kulovou hvězdokupu M 10 (NGC 6254), kterou ve vzdálenosti pouhých tří stupňů doprovází druhá M 12 (NGC 6218).

"Mlhovina bez hvězd, v pásu Hadonoše, u třicáté hvězdy tohoto souhvězdí podle Flasteeda (30 Oph), šesté velikosti. Tato mlhovina je krásná a kruhová, obyčejným třístopým dalekohledem ji lze vidět jen obtížně," tak M 10 popsal její objevitel Charles Messier, který na sklonku osmnáctého století publikoval několik verzí známého katalogu. Spolu s M 12 na ně narazil v květnu 1764.

Obě hvězdokupy jsou na první pohled patrné už v triedru, dokonce se vejdou do jednoho zorného pole. Mají podobu kruhových skvrnek, které se mírně zjasňují do středu. Ve větších přístrojích jsou samozřejmě ještě zřetelnější: vypadají jako zrnité flíčky o průměru čtvrt stupně. Zřejmě nejjednodušší způsob, jak se za nimi vydat, je odpíchnout se od dvou jasných stálic d a e Ophiuchi v "těle hada", kterého Hadonoš svírá pevně v rukou, a odtud se směrem na východ přesunout o osm až deset stupňů.

Vzdálenost M 10 se odhaduje na více než 14 tisíc světelných roků, M 12 je dokonce ještě o tři tisíce světelných roků dál. Kdybyste se ale náhodou ocitli u jedné z okrajových stálic M 12, spatřili byste M 10 jako mlhavou hvězdu třetí velikosti o průměru tři čtvrtě stupně.

Dodejme, že poblíž leží i kulová hvězdokupa M 14 (NGC 6402), kterou koncem jara 1764 rovněž objevil slovutný Charles Messier: Mlhovina bez hvězd, objevená v suknu přehozeném přes pravé rameno Hadonoše, a umístěná na rovnoběžce dzeta Hada; tato mlhovina není velká, její světlo je slabé, je však vidět obyčejným dalekohledem tři a půl stopy [dlouhým]; je kruhová, blízko ní je malá hvězda deváté velikosti. Anglický astronom William Herschel ji ve svém dvacetistopém refraktoru shledal lehce rozložitelnou na jednotlivé hvězdy, jeho syn John ji dokonce označil za "delikatesní kousek". To ovšem pro majitele menších přístrojů platit nebude. Hvězdná velikost M 14 se totiž pohybuje kolem 7,8 mag při úhlovém průměru osm minut. Takže je v běžných přístrojích patrná "jenom" jako mírně rozostřená mlhavá skvrna, kterou za horších podmínek lehce přehlédnete.

Rekurentní nova

Názvy některých typů nebeských objektů jsou skutečně podivuhodné. Ve vesmíru zabydlili bílí trpaslíci, chemicky pekuliární hvězdy, magnetary, hvězdy se závojem, modří opozdilci, rekurentní novy... Že si pod těmito názvy nedokážete nic konkrétního představit? Nevadí, oni to mnohdy nezvládnou ani profesionální astronomové.

Mezi případy takto tajemně nazvaných objektů patří i RS Ophiuchi, která se označuje jako tzv. rekurentní, tedy se opakující nova. Jak dnes spolehlivě víme, je těsnou dvojhvězdou složenou z bílého trpaslíka, kolem něhož obíhá s periodou 460 dní červený obr. Z jeho řídké, rozsáhlé atmosféry přitom odtéká na povrch bílého trpaslíka proud horkého vodíku. Spodní vrstvy vodíkové obálky trpaslíka se tak pozvolna stlačují a zahřívají, až se zde po čase zapálí termonukleární reakce. My na Zemi v takovém okamžiku pozorujeme prudký nárůst jasnosti RS Oph z jedenácti magnitud na pět až šest magnitud. Takže zatímco předtím je stěží patrná i v obřích triedrech, po vzplanutí se ocitne na hranici viditelnosti bez dalekohledu. Vodíkové palivo na povrchu trpaslíka však rychle vyhoří a tak vzápětí nastane asi sedmdesátidenní pokles na původní jasnost.

Stejný mechanismus může za vzplanutí i všech ostatních dosud pozorovaných klasických nov. Za to, že ne všechny jsou rekurentní, mohou jenom příliš veliké prodlevy mezi jednotlivými událostmi. U většiny systémů se totiž opakují s odstupem desítek tisíc roků.

RS Ophiuchi je však výjimkou: bylo u ní s jistotou pozorováno už pět takových zážehů. V roce 1901 byla objevena jako proměnná hvězda s amplitudou půl magnitudy a střední hvězdnou velikostí 11 mag. Dodatečně bylo na fotografických deskách přehlídky oblohy Harvardské observatoře nalezeno její první známé zjasnění v červnu roku 1898. Desátého srpna 1933 se začala RS Oph opět zjasňovat. O den později měla 5,8 magnitudy a za dalších dvacet čtyři hodin dokonce 4,3 magnitudy. Obdobné vzplanutí bylo pozorováno v letech 1958, 1967 a 1985. Už brzy by tedy mohlo nastat další...

RS Ophiuchi ale mění svoji hvězdnou velikost i mezi vzplanutími – nepravidelně v rozmezí 9,5 až 13,5 magnitudy. Za tyto variace mohou změny jasu částí akrečního disku, který vytváří kolem bílého trpaslíka přetékající hmota a který je také hlavním zdrojem světla v soustavě. Jeho absolutní hvězdná velikost se odhaduje na -2 mag, červený obr je o dvě magnitudy slabší a samotný bílý trpaslík k celkové jasnosti nepřispívá prakticky vůbec.

Je ovšem možné, že nás RS Ophiuchi překvapí ještě velkolepějším vzplanutím. Bílý trpaslík je totiž díky své hmotnosti 1,4 hmotnosti Slunce těsně na hranici své stability. Jen malý nárůst hmoty by tudíž mohl vést k jeho explozi jako supernovy. Jestli se tak stane a především, kdy se tak stane, zatím ovšem nevíme.

Býk Poniatowského

Na východním okraji Hadonoše, poblíž Ocasu hada a vlastně i Orla, natrefíte na dvě jasné stálice b a g Ophiuchi, které zleva doprovází "písmeno V" seskládané z pěti hvězd čtvrté velikosti. Možná vás to překvapí, ale zákoutí kdysi tvořilo skutečné, samostatné souhvězdí Býka Poniatowského (latinsky Taurus Poniatovii), vytvořené ve druhé polovině osmnáctého století Marcinem Poczobutem na počest Stanislava II. Poniatowského, posledního krále nezávislého Polska.

Jezuita, královský astronom Poczobut byl ředitelem první polské akademické observatoře na univerzitě v dnešním litevském Vilniu. Reformoval zdejší školy, pomáhal v klíčových kartografických projektech a rozhodně nebyl jediný, kdo se takto pokusil zavděčit svému mecenáši. Ovšem stejně jako v jiných případech to příliš slavně nedopadlo: Při oficiální parcelaci nebe ve třicátých letech dvacátého století Mezinárodní astronomická unie tento kuriózní artefakt jednou pro vždy zavrhla.

To, že je "Býk Poniatowského" malebný kousek oblohy, ovšem zůstalo pravdivé dodnes. Asi stupeň od naoranžovělé b Oph najdete i při pohledu bez dalekohledu nápadnou kruhovou skvrnku, která se v triedru rozpadne na deset až dvacet bílých hvězdiček na ploše měsíčního úplňku – otevřenou hvězdokupu IC 4665. Pro větší dalekohledy je tento objekt nevhodný: nejen, že je úhlově veliký, ale neobsahuje ani žádné slabší stálice.

IC 4665 patří mezi mladé kupy se stářím jenom několik desítek milionů roků, u kterých jsou hvězdy podobné Slunci teprve na začátku vývoje. Jelikož se nachází asi tisíc světelných roků daleko, činí její skutečný průměr kolem patnácti světelných roků. Celkově obsahuje asi tři desítky stálic.

Nedaleko, východním směrem, narazíte na další dvě hvězdokupy viditelné bez dalekohledu. Ty však uvidíte výhradně na tmavé obloze. NGC 6633 a IC 4756 jsou v dalekohledu na první pohled bohatší než IC 4665. NGC 6633 vyskládalo několik desítek hvězd v oblasti o průměru kolem 20 úhlových minut, IC 4756 je sice větší, ale díky tomu, že obsahuje převážně slabší hvězdy i mlhavější.

Součástí Býka Poniatowského je i jedna z nejslavnějších dvojhvězd: 70 Ophiuchi, která leží uprostřed levého ramene "V". Jako dvojitou ji poprvé spatřil koncem srpna 1779 William Herschel. A byl to také on, kdo zjistil, že jde o fyzický systém. Jak uvedl v jedné z pozdějších prací, za 25 let se vzájemná úhlová poloha slabší (5,9 mag) složky vůči jasnější (4,2 mag) změnila o téměř 132 stupňů. Dnes víme, že se úhlová vzdálenost dvojice mění v rozmezí 1,7'' až 6,7'' s periodou 88 let. V následujících letech budeme moci sledovat, jak se mezera mezi nimi rozšiřuje. Systém je pouhých 17 světelných roků daleko, obě hvězdy jsou tudíž málo svítiví trpaslíci spektrální třídy K. Jejich naoranžovělá barva pěkně kontrastuje s bílým veleobrem 67 Ophiuchi, který je stopadesátkrát dál.

Šalba klamné zory

Tvrzení "Slunce je typická hvězda ve vesmíru" je nevyvratitelné, věčně omílané a především zcela mylné. Ani náhodou! Za mylné zařazení Slunce může jen a pouze zkreslující hvězdná obloha.

Podívejte se na 25 nejjasnějších stálic noční oblohy. Všechny mají větší zářivý výkon! V devíti případech jde o horké, mladé hvězdy spektrální třídy B – například Regulus ze Lva, Spika z Panny či Rigel z Oriona. Jenom první jmenovaný přitom vyšle za jediný den do vesmíru stejné množství energie jako Slunce za celé čtyři měsíce! A Rigel dokonce za pouhou hodinu tolik, na co se naše centrální hvězda zmůže za šest roků!

Tím ale náš výčet skončit nemusí. Šest exemplářů z našeho pětadvacetičlenného vzorku – Sirius z Velkého psa, Vega z Lyry či Deneb z Labutě – patří do spektrální třídy A, za dalšími sedmi se ukrývají chladní veleobři kategorie G, K a M. Mezi ně patří dvojhvězda Capella z Vozky, Arkturus z Pastýře, Aldebaran z Býka, Betelgeuze z Oriona i Antares ze Štíra. Ve všech případech jsou zářivější než Slunce.

Pokud si dáte tu práce a spočítáte stálice typu B, A a chladné veleobry, dostanete výsledné číslo 22. Slunce ovšem pokulhává i za třemi zbývajícími případy – Canopem z Lodního kýlu, Tolimanem z Kentaura a Prokyonem z Malého psa. Pouze jedna jediná hvězda je se Sluncem srovnatelná – a Centauri A, ale i ta má větší zářivý výkon.

Závěr, že je Slunce jenom nevýrazný trpaslík, se nezmění ani tehdy, když náš vzorek rozšíříme na zhruba pět set nejjasnějších hvězd do čtvrté velikosti, které jako jediné zdobí světlou oblohu nad většími městy. Méně zářivé jsou pouze tři z nich – t Ceti, e Eridani a čtyřhvězda x Ursae Majoris. Zbytek, tedy 99,4 procent, Slunce opět předčím.

Znamená to tedy, že je Slunce podprůměrná hvězda? Nikoli. Problém je jediný – všechno je to jen a pouze velká iluze, založená na špatném vzorku. Drtivá většina stálic v Galaxii je totiž výrazně méně hmotnější, chladnější a samozřejmě i méně zářivější než Slunce. Stačí, když budeme ignorovat to, co na obloze vidíme, a zaměříme se spíše na průzkum našeho vesmírného okolí. Stálice se přece kolem středu Galaxie pohybují po různých dráhách, takže ty, které se náhodou momentálně dostaly do naší blízkosti, mohou představovat docela reprezentativní směs.

Pokud něco takového uděláte, zjistíte, že nám z výběru zmizely všechny "tutovky" – hvězdy spektrální třídy B i A, stejně jako chladní červení veleobři jsou od nás ve většině případů nesmírně daleko a jsou viditelní jen díky obrovským svítivostem. Naopak se objevili červení trpaslíci – sedm z deseti stálic v okolí Slunce spadá právě do této kategorie chladných, málo zářivých případů. Tři červení trpaslíci z této desítky dokonce patří mezi ke Slunci nejbližší hvězdy: Proxima Centauri, Barnardova hvězda z Hadonoše a Wolf 359 ze Lva. Přestože leží méně než osm světelných roků daleko, ani jednoho z nich nezahlédnete bez dalekohledu!

Za dalšími patnácti procenty našeho lokálního výběru hvězd se ukrývají tzv. oranžoví trpaslíci spektrální třídy K. Jsou sice o něco teplejší a zářivější než ti červení, ale na druhou stranu Slunce jako takové nepředčí. Pouze dva z nich přitom zahlédneme pouhýma očima: e Eridani a 61 Cygni.

Posledních deset procent tvoří trpaslíci bílí: pozvolna chladnoucí jádra bývalých hvězd. I oni jsou strašně nenápadní, ani ty dva nejbližší případy – Sirius B a Prokyon B – nezahlédnete bez dalekohledu.

Pokud tedy učiníme shrnutí na základě srovnání hvězd našeho reprezentativního okrsku Galaxie v blízkosti Slunce, zjistíme , že celých 95 procent všech hvězd je méně zářivějších než Slunce. Naše denní hvězda tak právem spadá do kategorie superhvězd.

Není proto divu, že se označením "typická hvězda slunečního okolí" tu a tam honosí nevýrazná bludička HD 155 876 u východního okraje souhvězdí Herkula. Leží od nás 21 světelných roků daleko a tvoří ji dva červení trpaslíci, kteří kolem společného těžiště obíhají s periodou necelých třináct roků. Zářivý výkon obou se odhaduje na 1/50 slunečního výkonu, poloměr na 2/5 slunečního poloměru, efektivní teplota na 3500 kelvinů a hmotnost na třetinu Slunce. Stěží jsou přitom patrní i v obřích triedrech: Ukrývají se totiž za hvězdičkou desáté velikosti!

Jiného, mnohem slavnějšího červeného trpaslíka však najdete necelý stupeň severozápadně od hvězdy 66 Ophiuchi, která tvoří vrchol pravého ramene písmene "V" z Býka Poniatowského. Za pomocí reprodukované mapky, nebo díky některému z počítačových atlasů, zde určitě lehce identifikujete hvězdičku desáté velikosti, která se podle objevitele jmenuje Barnardova.

Na první pohled není nijak nápadná, avšak hvězdáři dobře vědí, že se jedná o velmi blízkého červeného trpaslíka se svítivostí jenom 1/25000 Slunce. Malá vzdálenost od Slunce přitom umožňuje, aby měl rekordní úhlový pohyb vůči vzdáleným hvězdám (tzv. vlastní pohyb). Jeden stupeň urazí za pouhých 350 roků, takže si na detailních fotografiích změny polohy všimnete už s odstupem několika roků a na CCD snímcích dokonce v několika málo týdnech.

Barnardovu hvězdu sledujeme ze vzdálenosti jenom 5,9 světelného roku a je tak po trojhvězdě a Centauri a samozřejmě i našem Slunci, jednou z nejbližších, které na pozemské obloze máme. Škoda jen, že se jedná o naprosto tuctového červeného trpaslíka.

Přesto všechno se k Barnardově hvězdě váže ještě jedna zajímavá historka. Americký astronom Peter van de Kamp totiž v její bezprostřední blízkosti objevil v polovině dvacátého století první planetu za hranicemi sluneční soustavy! Z přesných měření pozic červeného trpaslíka vůči vzdáleným hvězdám mu vyšlo, že s hvězdou "cloumá" planeta zhruba dvakrát větší než náš Jupiter, která obíhá kolem společného těžiště s periodou 25 roků. Kritické zhodnocení van de Kampových měření však žádné takové těleso nepotvrdilo. Dokonce se ukázalo, že pozorované změny polohy nejspíš způsobily průhyby tubusu dalekohledu a špatně seřízený objektiv. Poslední ránu "první" jinoplanetě pak udělila pozorování z moderních astrometrických družic. Přesto všechno ale můžete i v současné literatuře narazit na zmínku o existenci van de Kampovy planety u Barnardovy hvězdy.

Prostě se s tím musíte smířit. Dokonce i nejjasnější trpaslík není vidět bez dalekohledu. Jmenuje se Lacaile 8760, leží necelých třináct světelných roků daleko a dosahuje jasnosti pouze 6,7 magnitudy. Tedy těsně za hranicí viditelnosti bez dalekohledu. Problém je však v tom, že se nachází v souhvězdí Mikroskopu, pro české pozorovatele hluboko pod jižním obzorem. Z našich zeměpisných šířek je nejvýraznějším červeným trpaslíkem Lalande 21185 v souhvězdí Velké Medvědice – jeho hvězdná velikost se odhaduje na 7,5 magnitudy. Současní astronomové se přitom domnívají, že se v jeho okolí pohybují dvě obří planety: První je hmotnější než Jupiter a kolem hvězdy oběhne jednou za šest roků, druhá má minimální hmotnost dokonce ještě dvakrát větší a obíhá s periodou asi třicet roků. Dlužno však dodat, že obě jinoplanety na definitivní potvrzení teprve čekají. (Označení Lalande odkazuje na katalog, který na přelomu osmnáctého a devatenáctého století sestavil Joseph-Jérôme Lefranćais de Lalande (1732-1807), ředitel pařížské observatoře.)

Stíny vakua

S příchodem léta se nám otevřel pohled na Mléčnou dráhu a tedy i rozsáhlá molekulová mračna – největší gravitačně vázané útvary v Galaxii. Jejich hmotnost se pohybuje mezi sto tisíci a jedním milionem Sluncí, velikost mezi padesáti a tři sta parseky (tj. 150 až 1000 světelnými roky) a jejich věk zpravidla nepřesahuje sto milionů let.

O molekulových mračnech se kupodivu v astronomických učebnicích příliš nemluví, větší zájem si však zaslouží po právu. Už jenom proto, že v sobě soustřeďují kolem padesáti procent 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 reaktorů zaniklých hvězd, spojené občas do složitých molekul. Obsahují také drobná zrníčka mezihvězdného prachu, které intenzivním vyzařováním chladí celý oblak na teplotu několika kelvinů. V průměru existuje v jednom krychlovém kilometru čtverečním vesmírného prostoru 125 zrníček velikostí srovnatelných s částečkami cigaretového kouře a 10¹⁵ atomů převážně vodíku. V rozsáhlých oblacích pak naměříte až tisíckrát vyšší hodnoty – i tak se ale pořád jedná o