Blízko myšlené spojnice hvězd Deneb a Altair z Letního trojúhelníku najdeme nevelké souhvězdí Delfína. Lze v něm najít dvě planetární mlhoviny a jednu dvojhvězdu, to však není vše. Naši pozornost upoutají především hvězdy Sualocin a Rotanev. Bude zajímavé zjistit, jak mohly k tak neobvyklým názvům vlastně přijít…
Delfín patří mezi 48 souhvězdí, která popsal Ptolemaios ve 2. století n.l. V moderní době na něj nezapomněl ani minule zmiňovaný Eugène Delporte, takže i my dnes Delfína řadíme mezi celkem 88 souhvězdí, která na severní i jižní obloze dohromady známe.
Podle pověsti se jedná o delfína, jenž mluvil lidskou řečí a sloužil vládci moří Poseidónovi. Poseidón se zamiloval do krásné mořské nymfy Amfitríty, ta se však za něj zprvu odmítala provdat a uprchla před ním k obru Atlasovi. Delfín ji našel a přesvědčil, aby se stala Poseidónovou ženou.
Hvězdy Sualocin a Rotanev
Už od začátku 17. století jsme zvyklí na tzv. Bayerovo značení hvězd. Ve svém hvězdném atlase jej zavedl německý astronom Johann Bayer (1572-1625). Je velmi jednoduché – hvězda se označí písmenem řecké abecedy (přičemž αpřipadne zpravidla té nejjasnější) a přidá se latinský druhý pád názvu souhvězdí, v němž leží. Pouze některé hvězdy mají své historicky vžité názvy jako např. Altair, Polárka a další.
Téměř o dvě století později jistý mladík studuje v Palermu na Sicílii matematiku a fyziku. Jmenuje se Niccolò Cacciatore (1770-1841). Během svých studentských let se šťastnou náhodou setkává s renomovaným astronomem Giuseppem Piazzim (1746-1826), jenž se později proslaví jako vůbec první objevitel asteroidu mezi Marsem a Jupiterem, a jejich osudy se propojují. Piazzi bere mladého Cacciatoreho pod ochranu a o dva roky později už začínající vědec pracuje na palermské observatoři jako Piazziho podřízený.
Niccolò Cacciatore
Roku 1814 spolu oba pracují na sestavení přepracovaného vydání Palermského hvězdného katalogu. Mladší Cacciatore však při práci nemůže vypudit z hlavy nepříjemnou myšlenku: vedle svého představeného si připadá nedůležitý. Vždyť to není tak dávno, co si Piazzi vysloužil obrovské uznání u odborníků i laické veřejnosti díky objevu asteroidu Ceres. Nešlo o objev ledajaký, Ceres byl zprvu považován za novou planetu Sluneční soustavy! Co když naproti tomu Cacciatore zůstane pro všechny navždy jen jakousi anonymní součástí palermské hvězdárny, šedou eminencí bez významu a bez tváře? Nebudou jej snad lidé nakonec pokládat jen za obyčejného Piazziho písaře?
V Cacciatoreho mysli proto dozrává nezvyklé rozhodnutí. Skládá si dohromady latinskou podobu svého jména – Nicolaus Venator – a sedá k rozpracovanému hvězdnému katalogu. K Bayerovu názvu hvězdy α Delphini připisuje pozpátku „Sualocin“. U sousední hvězdy β Delphini provede totéž a dává jí jméno „Rotanev“. Když potom dokončený katalog vyjde tiskem, tento jeho drobný podvůdek kupodivu nikdo neprohlédne a oba názvy se nakonec vžijí. Teprve o 45 let později je to anglický astronom a reverend Thomas William Webb, kdo původ obou jmen rozklíčuje, a v roce 2016 je dokonce Mezinárodní astronomická unie oficiálně potvrzuje.
Na toulkách souhvězdím Delfína
Čtyři hvězdy, které tvoří Delfínovo tělo a hlavu, bývají také někdy označovány jako asterismus jménem Jobova truhla nebo Jobova rakev. Přesný původ tohoto pojmenování neznáme.
Vlevo nahoře na obrázku vidíme šipku mířící vzhůru. Označuje kulovou hvězdokupu NGC 7006 vzdálenou od Země asi 135 tisíc světelných let.
Svislá šipka vlevo dole ukazuje na druhou kulovou hvězdokupu, o něco jasnější, NGC 6934. Ta obsahuje oproti první zmiňované sice méně hvězd, od Země se však nachází zhruba v třetinové vzdálenosti.
Dále tu najdeme dvě planetární mlhoviny. První z nich, označená na našem obrázku vodorovnou šipkou vpravo nahoře, nese označení NGC 6905 a říká se jí též „Modrý záblesk“. Termín pochází pravděpodobně ze 60. let 20. století, kdy se jednomu astronomovi v jeho dalekohledu střídavě objevovala a mizela namodralá záře okolo trojice hvězd, jejichž okolí si právě prohlížel. V článku o souhvězdí Labutě jsme o tomto optickém klamu již hovořili.
Šipka vpravo dole pak míří na NGC 6891. Její zdánlivá jasnost je jen 10,5 magnitudy, takže ji spatříme až ve středně velkém dalekohledu o průměru zhruba 20 cm. I pak budeme ale potřebovat dosti velké zvětšení (např. 150x), abychom ji neviděli jen jako namodralý světelný bod.
Takto zachytily tyto čtyři vesmírné objekty profesionální teleskopy:
NGC 7006
NGC 6934
NGC 6905
NGC 6891
A nakonec tu máme ještě γ Delphini. Nachází se na samotném Delfínově nose a nabízí nám krásnou podívanou i v případě, že nejsme majiteli patnácti- až dvaceticentimetrového dalekohledu. Pokud na ni totiž svůj přístroj zaměříme, najednou uvidíme, že se ve skutečnosti jedná o dvojhvězdu. Astronomové zjistili, že na rozdíl od tzv. optických dvojhvězd, které se tak jeví pouze při pohledu ze Země, v případě γ Delphini jsou k sobě obě hvězdy v tomto systému skutečně velmi blízko a obíhají okolo společného těžiště. Mluvíme tedy o tzv. fyzické dvojhvězdě. Jedna z obou hvězd se nám bude jevit jako žlutooranžová, v případě druhé hovoří astronomové o nažloutlém nádechu.
Pět nebeských objektů, které si v souhvězdí Delfína můžeme prohlédnout – to není na tak malé souhvězdí ani trochu špatné. Chopme se dalekohledů a vzhůru do vesmíru!
Nejen pozorováním živ je člověk. Dnešní díl našeho průvodce letní oblohou nabízí čtenářům skutečnou lahůdku. Mnozí o ní jistě slyšeli v souvislosti se slavnými Sloupy stvoření zachycenými Hubbleovým kosmickým teleskopem, ale k jejímu spatření si tentokrát musíme pomoci technikou. Podíváme se totiž na Orlí mlhovinu, kterou prostým pohledem do dalekohledu rozeznáme velmi špatně. Budeme si muset vzít k ruce fotoaparát, přesně tak, jak to Hubbleův kosmický teleskop skutečně udělal.
Pro začátek si ale musíme udělat malou historickou odbočku. Mezi astronomy je Orlí mlhovina po dlouhá léta řazena do souhvězdí Hada, přestože ji musíme hledat poměrně daleko od něj. Nejprve tedy věnujme pozornost valnému shromáždění Mezinárodní astronomické unie v roce 1928.
Mezinárodní astronomická unie (IAU) je nevládní organizace, jejímž cílem je koordinovat aktivity v oblasti rozvoje astronomie, sdružovat profesionální vědce i mladé studenty a všestranně podporovat rozvoj tohoto odvětví. Založena byla 28. července 1919 v Bruselu a původně ji tvořili vědci ze sedmi zemí světa. Jejich řady se ale rychle rozšiřovaly, takže ještě před konáním prvního valného shromáždění v roce 1922 bylo členských zemí už devatenáct (a to včetně tehdejší ČSR). Tato valná shromáždění se až na výjimky konají jednou za tři roky, to z roku 1928 konkrétně v nizozemském Leidenu.
Lidé pochopitelně během celé své historie spatřovali na obloze obrazce svých božstev a mýtických postav. V dřívějších dobách nikomu nevadilo, že v jiné části světa rozeznávají tamní obyvatelé jiná souhvězdí, pak ale nastoupila éra objevných zaoceánských plaveb a následně i průmyslové revoluce a snadné komunikace na velké vzdálenosti. Astronomové navíc neváhali nacházet mezi hvězdami spojnice stále nové, často z důvodu pochlebování patronovi nebo panovníkovi – a tak se v 19. století v různých mapách oblohy dalo nalézt už okolo stovky různých souhvězdí. Nebylo zkrátka problémem si podle své momentální potřeby jejich podobu flexibilně přizpůsobit. Zároveň však astronomové ve vzájemné korespondenci čile používali souhvězdí k tomu, aby polohu toho či onoho objektu popsali svým kolegům, a tak začala vyvstávat potřeba tyto popisy nějak zjednodušit a podobu souhvězdí sjednotit.
Právě touto otázkou se zabývala i nově vzniklá Mezinárodní astronomická unie. Nakonec byl pověřen zaměstnanec (a pozdější ředitel) Belgické královské observatoře Eugène Delporte, aby navrhl celosvětově jednotné hranice mezi souhvězdími. S úpravami byly tyto hranice schváleny právě na leidenském valném shromáždění v roce 1928.
Od té doby tak existuje souhvězdí Hada, které je mezi ostatními výjimečné tím, že je jako jedno z mála rozděleno do dvou částí: Hlava Hada a Ocas Hada. V této podobě jej znali již astronomové ve starověku, přičemž Eugène Delporte zachoval i souhvězdí Hadonoše, který má držet tohoto hada v rukou. Snad i z důvodu této historické návaznosti dnes v případě Hlavy Hada a Ocasu Hada nehovoříme o dvou asterismech, ale o dvou částech jednoho souhvězdí.
Od toho, jak Eugène Delporte v roce 1928 se souhlasem IAU „rozparceloval“ oblohu, se odvíjí i poloha našeho dnešního cíle – totiž Orlí mlhoviny. Na obrázku níže je vyznačena hranatým rámečkem v dolní části a všimněme si i pravoúhlých čar znázorňujících zmíněné hranice souhvězdí.
Orlí mlhovina: trofej pro vytrvalé
Pokoušíme-li se Orlí mlhovinu najít a nemáme-li s astronomií mnoho zkušeností, vidíme, že lépe bude se při hledání orientovat podle dalších souhvězdí v okolí.
Využijeme svých dosavadních znalostí. Na obloze již dokážeme najít Cassiopeu ve tvaru písmene W, od ní se posunout k Labuti a Lyře a dokonce nám není neznámý ani asterismus Letního trojúhelníku. Umíme si prozatím najít dva jeho vrcholy – hvězdu Deneb na ocase Labutě a hvězdu Vega v Lyře. Třetí, která tvoří „spodní“ vrchol, je hvězda Altair v souhvězdí Orla. O souhvězdí Orla jsme sice prozatím nehovořili, můžeme však Altair (ležící na Orlově hlavě) použít jako dnešní orientační pomůcku. Vidíme, že Orel by měl dávat pozor, aby nenarazil křídlem do Štítu – my proto budeme moudřejší než on a souhvězdí Štítu mineme. Podíváme se raději kousek vedle, tam, kde má Štít pravý spodní roh. Právě tady se nám s trochou trpělivosti podaří v dalekohledu najít otevřenou (a tedy mladou) hvězdokupu NGC 6611 ležící uvnitř Orlí mlhoviny.
Až se nás tedy budou naši známí pokoušet „nachytat na švestkách“ a zeptají se nás, co má Orlí mlhovina společného se souhvězdím Orla, odpovíme správně, že nic. Oslníme je svými znalostmi o Eugènu Delportovi a o tom, jak díky jeho práci patří Orlí mlhovina stejně jako kdysi do souhvězdí Hada, a dodáme, že název Orlí mlhovina pochází až od astrofotografů na konci 19. století. Ty totiž se stále detailnějšími snímky zaujala tmavá oblast v centrální části mlhoviny, která některým z nich připomněla dravce v letu.
Hvězdokupu v této mlhovině uviděl jako první švýcarský astronom Jean-Philippe Loys de Chéseaux někdy v rozmezí let 1745 a 46. Teprve o osmnáct let později přichází Charles Messier, který si do svých poznámek zapisuje: „Téže noci z 3. na 4. dne měsíce června 1764 spatřil jsem hromádku hvězd drobných, obklíčených září slabou, nedaleko od ocasu Hadova. Užil-li jsem toliko malého perspektivu optického, hvězdy tyto jakožto mráček se zdály; avšak k instrumentům dokonalejším přistoupiv, spatřil jsem body hvězdné a vůkol tří závoj světla mlhavého.“ Přidává i co nejpřesnější popis pozice této hvězdokupy na obloze a její úhlové velikosti. Proto dnes víme, že byl prvním, kdo si okolo některých hvězd v této hvězdokupě všiml i (pouhého) náznaku mlhovinového obláčku. Do svého katalogu hvězdokupu zanesl pod číslem 16.
Stejně jako on bychom dopadli i my, kdybychom museli spoléhat pouze na své oči. Má to několik důvodů – prvním je to, že mlhoviny jsou neuvěřitelně řídké. Na slavných snímcích z Hubbleova teleskopu se nám to tak nezdá, ale hustota plynu v mlhovinách se ve skutečnosti nijak dramaticky neliší od okolního vesmírného vakua. Ani viditelné světlo z hvězd se proto v podstatě nemá na čem rozptylovat. Nemluvě o tom, že emisní mlhoviny (jako je právě M 16) září hlavně díky tomu, že jejich plyn pohlcuje světlo ultrafialové (pocházející z hvězd) a pak teprve jej opět vyzáří na velmi specifických vlnových délkách – jenže protože je plyn v mlhovinách tak řídký, lidské oko vzhledem k principu svého fungování nemá čas toto slaboučké a rozptýlené záření hromadit. Na mnoho z těchto vlnových délek navíc lidské oko není v noci citlivé.
Použijeme-li ale fotoaparát, šance na úspěch podstatně vzrostou. Jestliže se spokojíme s méně kvalitním výsledkem než u snímků z Hubbleova či Webbova teleskopu, můžeme se pro začátek uchýlit i k tzv. afokální metodě. Je sice vhodná spíše na jasné objekty Sluneční soustavy a „chytit“ mlhovinu bude vyžadovat trochu trpělivosti a počítačových kouzel, ale uspokojení z naší první vlastnoručně pořízené fotografie vesmíru se nebude podobat žádnému jinému.
Na internetových stránkách prodejců astronomické techniky dokážeme poměrně snadno zakoupit afokální nástavec za okulár. Jedná se o držák, který bude na našem dalekohledu umístěn tam, kam jsme předtím přikládali oko, a ke kterému můžeme připevnit fotoaparát. Bohužel, ty kompaktní nebo zabudované v chytrých telefonech nejsou příliš vhodné kvůli velikým ztrátám světla (musí projít několika vrstvami skla) a šumu způsobenému malým snímačem. Zrcadlovka by byla o poznání lepší, ale pokud jsme pouze majiteli kompaktu, i on v nouzi poslouží. V tom případě však potřebujeme dalekohled o průměru alespoň 15 cm, okulár s co největší ohniskovou vzdáleností a co nejširší pupilou a zoom používat velmi obezřetně, raději vůbec. Nutností je samozřejmě také vypravit se pryč od světel města a fotografii pořizovat pod velmi tmavou oblohou.
Je třeba, aby fotoaparát měl možnost plně manuálního režimu. Bez toho, abychom si sami směli zvolit clonu, délku expozice a ISO (ekvivalent citlivosti filmu), se nám dílo nepodaří. Zadruhé: nutností je možnost manuálního ostření nebo alespoň zámku ostření. A je lépe, pokud fotoaparát umožňuje ukládat snímky ve formátu RAW.
Po upevnění fotoaparátu do nástavce budeme muset chvíli věnovat nalezení správné polohy, ve které jeho objektiv bude přesně proti pupile okuláru dalekohledu. Nenechme se vylekat tím, že fotoaparát bude zabírat kruhovou oblast s obrazem z okuláru a okolo že budou na fotografii černé okraje (tomuto jevu říkáme vinětace a může mít několik příčin, v našem případě je zkrátka pupila okuláru pro objektiv našeho fotoaparátu příliš úzká a aparát zabírá i její okolí). Odpomůžeme tomu poměrně jednoduše tím, že výsledný snímek nakonec ořízneme.
Pak může začít samotné snímání. Zapomeňme rovnou na to, že bychom spoušť fotoaparátu mačkali sami – tím bychom jej roztřásli a pořídit snímek by bylo nemožné. Musíme použít samospoušť s určitou časovou prodlevou. Podle slov vyznavačů afokálního fotografování je dobré nastavit ISO 800 nebo i 1600, dnes už mnoho fotoaparátů dokáže i vyšší (nebojme se tedy zvolit ISO 6400, případně 8000 apod.) Expozici zvolme raději kratší (pod 1 s) a ostřit musíme na nekonečno, popř. alespoň přepnout do režimu „krajina“. Ostření obrazu se dolaďuje především okulárovým výtahem na dalekohledu, nikoli fotoaparátem. Nasnímat musíme mnoho snímků, čím více, tím lépe – klidně i pět nebo šest stovek. Nesmíme opomenout ani několik desítek kalibračních snímků neboli tzv. dark frames, kdy po skončení fotografování ponecháme vše nastavené tak jako předtím a zakryjeme krytkou objektiv. Tyto černé snímky budou v počítači sloužit k potlačení šumu.
Po stažení těchto snímků do počítače nastal čas si je složit. V dřívějších dobách museli astronomové skutečně vyvolané skleněné desky pokládat jednu na druhou a výsledné fotografie vytvářet ve fotokomorách, dnes už tuto práci odvede počítač za nás. Stačí si zdarma stáhnout např. program Sequator.
Jak dosáhnout ještě lepších snímků?
Musíme se smířit s tím, že kompaktní fotoaparát má při snímání objektů vzdáleného vesmíru přeci jen značně omezené možnosti. Pomůže nám, jestliže je náš dalekohled upevněn na ekvatoriální (neboli paralaktické) montáži. K té totiž můžeme za rozumnou cenu pořídit motorizovaný pohon a rázem nám odpadne mnoho starostí. Motorek totiž bude naším dalekohledem pomalu otáčet přesně tou rychlostí, jakou se vlivem rotace Země zdánlivě otáčí obloha. Výhody jsou nasnadě – můžeme najednou použít mnohem delší expozici, třeba i 30 sekund či dokonce dvě minuty. ISO postačí nastavit např. na 800. Na rovinu si však řekněme, že při takových požadavcích na kompaktní fotoaparát by se jeho baterie velmi rychle vybila – už po několika desítkách snímků – a pořídit nový kompakt schopný výkonů popsaných výše už by bylo poměrně nákladné. Možnou cestou by bylo koupit jej z druhé ruky, musíme však dát dobrý pozor například na stav baterie nebo snímače. V praxi tedy dvouminutovou expozici s kompaktním fotoaparátem patrně nevyužijeme. Na druhou stranu, i dvě nebo tři vteřiny jsou lepší než necelá jedna.
Jsme-li majiteli digitální zrcadlovky, máme možnosti ještě širší. Pomocí levného T2 kroužku totiž můžeme okulár z dalekohledu vyndat a místo něj připevnit rovnou fotoaparát. Ten bude náš dalekohled vlastně využívat přímo jako svůj objektiv – a rázem se od afokální metody posouváme k tzv. fotografování v primárním ohnisku. Pak už pro nás dvouminutová expozice nebude nereálná a naše snímky budou na úplně jiné úrovni.
Protože při fotografování vesmíru se vlastně věnujeme „zviditelňování neviditelného“, nestyďme se po složení všech snímků ten výsledný ještě mírně upravit v počítači. Zatvrzelým zastáncům prohlížení vesmíru vlastníma očima se to může na první pohled zdát jako podvod, nemohou se však více mýlit – znovu totiž narážíme na to, jak funguje lidské oko. Náš zrak se vyvinul tak, abychom v přírodě přežili za jasného denního světla stejně jako v noci, proto intenzitu světla nevnímá lineárně, nýbrž logaritmicky. Sedíme-li v naprosté tmě a někdo zapálí svíčku, vnímáme to jako obrovský rozdíl v jasu světla; pokud ale v místnosti hoří sto svíček a někdo k tomu přidá sto první, rozdílu si téměř nevšimneme. Snímač fotoaparátu (naproti tomu) zaznamená přesné množství fotonů, které dopadlo na každý jednotlivý pixel, jenže od objektů vzdáleného vesmíru jich přichází velmi málo a naše oči budou vnímat všechny pixely stejně – jako naprostou tmu. Proto je namístě provést především tzv. roztažení histogramu neboli stretching. Jedná se vlastně pouze o úpravu, která obrazová data transformuje nelineárně přesně pro potřeby našeho oka – nejtmavší oblasti zvýrazní nejvíce a ty nejsvětlejší (např. hvězdy v hvězdokupě) jen velmi málo. Užitečná je také kalibrace barev – program porovná odstíny na našem snímku s online astronomickou databází a provede vyvážení bílé tak, aby barvy na našem snímku co nejpřesněji odpovídaly realitě ve vesmíru.
Dobrý pocit z dobré práce
Pokud budeme trpěliví a neodradí nás prvotní neúspěchy, po nějaké době už budeme moci rodině a přátelům ukázat snímek Orlí mlhoviny tak, jak ji nikdo na světě nedokáže spatřit vlastníma očima.
Nebude možná tak kvalitní jako z elitních kosmických teleskopů NASA, které mohou používat monochromatické (černobílé) kamery a barvy dodávat teprve s pomocí úzkopásmových filtrů propouštějících vždy jen barvu záření konkrétních prvků; kdo by však pohrdl pohledem na snímek podobný např. tomuto?
M 16 – Orlí mlhovina (Jan Filip, 2013)
Ve střední části tohoto obrázku můžeme bezpečně rozeznat tmavou oblast. Jsou to legendární Sloupy stvoření. Jedná se o mračna plynu a prachu, která od jednoho konce ke druhému měří asi 5 světelných let. Jejich charakteristický tvar jim dalo zmíněné ultrafialové záření blízkých hvězd a také elektricky nabité částice z nich uvolňované (tzv. hvězdný vítr, obdoba slunečního větru). Protože se v těchto sloupech nachází obrovské množství mezihvězdné hmoty, vzniká právě zde mnoho nových protohvězd, což také dalo Sloupům stvoření jejich jméno.
Naši čtenáři by nám však patrně neodpustili, kdybychom na závěr článku přeci jen neukázali ten nejslavnější snímek ze všech. Proto neodoláme a zveme Vás k pohledu na Sloupy stvoření v Orlí mlhovině tak, jak je svou vyspělou optikou viděl Hubbleův kosmický teleskop v roce 1995.
Autor článku děkuje Mgr. Petru Horálkovi za odbornou pomoc a konzultaci.
22. července 1994 dopadly do atmosféry Jupiteru poslední úlomky komety Shoemaker-Levy 9. Jednalo se o vůbec první kolizi dvou těles ve Sluneční soustavě, kterou lidé měli možnost spatřit na vlastní oči v reálném čase. Událost nám připomněla, že Sluneční soustava je dosud aktivní a že proces formování planet pokračuje i dnes.
Kometa Shoemaker-Levy 9 byla objevena 24. března 1993 na americké observatoři Palomar nedaleko San Diega v Kalifornii. K objevu posloužil tamní (a dnes již vyřazený) dalekohled typu Schmidt o průměru 46 cm.
Manželé Eugene Shoemaker (1928-1997) a Carolyn Shoemakerová (1929-2021) ve spolupráci s kanadsko-americkým amatérským astronomem Davidem H. Levym (* 1948) pořídili té noci snímek oblohy zachycující oblast v okolí Jupiteru. Byli totiž zapojeni do projektu zaměřeného na hledání blízkozemních vesmírných objektů. Připomeňme, že právě mezi Marsem a Jupiterem se nachází pás asteroidů, z nichž některé by se za určitých okolností mohly stát pro Zemi nebezpečnými.
Do té doby se těmto třem vědcům podařilo společně objevit už osm komet, ale jejich nejnovější úlovek se podle Davida Levyho žádné z nich nepodobal. Ukázalo se totiž, že nová kometa jako by měla několik různých ohonů. Dr. Levy vzpomínal, že při pohledu na pořízené snímky mu jejich tvar připomínal netopýří křídla. Brzy vyšlo najevo, že nezvyklá podoba ohonu je způsobena prostým faktem: nejedná se o jedinou kometu, ale o několik různých úlomků, na něž se kometa na své oběžné dráze rozbila. Pozdější pozorování navíc odhalila, že namísto okolo Slunce obíhá toto podivné těleso po protáhlé dráze kolem Jupiteru.
Pro běžnou veřejnost však tehdy přesto šlo maximálně o drobnou zajímavost:
„O tom, že jsme s Carolyn a Genem Shoemakerovými objevili kometu, vyšel článek na třiadvacáté stránce London Times,“ usmívá se dr. Levy.
Dalšími výpočty a pozorováním se později ukázalo, že kometa původně obíhala kolem Slunce stejně jako všechny ostatní, ale Jupiter ji několik desetiletí před jejím objevením zachytil svou gravitací. Protože nejnižší bod její dráhy ležel pouhých 20 tisíc kilometrů od horní vrstvy Jupiterových mraků, ohromné slapové síly působící na kometu způsobily její rozpad na jedenadvacet kusů. Jejich velikosti se pohybovaly přibližně od stovek metrů po jeden či dva kilometry.
O dalších několik měsíců později však přišla zpráva, která tentokrát již vzbudila i u veřejnosti nesmírné vzrušení: kometa Shoemaker-Levy 9 se s plynnou planetou nachází na kolizním kurzu!
„To už nebyla třiadvacátá stránka London Times, ale první stránka,“ vypráví dr. Levy. „Od doby, kdy se v roce 1609 Galilei poprvé podíval na oblohu dalekohledem a v roce 1610 poprvé sledoval Jupiter, to byla první příležitost spatřit na vlastní oči náraz komety do planety.“
Dr. David H. Levy na snímku z konce 90. let
Význam této události spočíval především v tom, že měla být názorným příkladem procesu, který celou naši Sluneční soustavu vytvořil.
V 60. a 70. letech 20. století totiž ruský astronom Viktor Safronov (1917-1999) znovu oživil dvě století starou teorii o vzniku planet z mlhoviny obíhající Slunce v době jeho vzniku. Přišel s tezí, kterou dnes vědecké kruhy všeobecně přijímají – že totiž planety obíhající Slunce se postupně spojovaly z těch nejjemnějších prachových částeček. Tělesa postupně narostla a začala se srážet. Některé tyto srážky vedly k jejich vzájemnému rozbití, jindy ale byl naopak výsledkem vznik ještě většího skalnatého objektu. Tímto procesem postupně vznikly obrovské planety, které dnes známe. Ty z nich, které se začaly formovat dál od Slunce, pak mohly ke svému růstu využít navíc ohromné množství vody, jež v těch místech už měla podobu věčného ledu. Proto narostly natolik, že začaly postupně přitahovat i plyn z původní sluneční mlhoviny, a výsledkem jsou dnešní plynné planety Jupiter a Saturn.
Jedním z důkazů pro Safronovova tvrzení byla výprava sondy Mariner 10 k Merkuru v roce 1973, která na povrchu této malé planety objevila obrovské množství kráterů jako pozůstatků po dávných srážkách.
Náraz komety Shoemaker-Levy 9 do Jupiteru se tak měl stát dalším potvrzením správnosti této teorie. Navíc jej bylo možné minutu za minutou pozorovat nejen teleskopy ze Země, ale i s pomocí robotických zařízení operujících ve vesmíru. Sonda Galileo, která tehdy byla právě na cestě k Jupiteru, nám například s určitým zpožděním poskytla přímý pohled na dopady i přesto, že k nim došlo na straně Jupiteru od Země odvrácené. Pozadu nezůstal ani Hubbleův kosmický teleskop – protože části komety dopadaly na rozhraní Jupiterovy denní a noční strany a planeta se otáčí jednou za pouhých 10 hodin, mohl i od Země pořídit snímky vzedmutí plynu způsobených srážkami a starých jen několik minut.
Manželé Shoemakerovi sledují zánik „své“ komety
Dopady jednotlivých úlomků komety do atmosféry začaly 16. července. Každý z nich zahřál plyn v atmosféře na teplotu 30 až 40 tisíc stupňů Celsia a zdvihl sloupec plynu a kouře do výšky mezi dvěma a třemi tisíci kilometrů. Tmavé skvrny, které po sobě dopady v atmosféře zanechaly, byly viditelné ještě několik týdnů poté a největší z nich byla velká jako celá Země. Nárazy pokračovaly dalších pět a půl dne, až do 22. července 1994.
Složený snímek ze sondy Galileo odhaluje okamžik jednoho z dopadů
„Takto vznikla Sluneční soustava – srážkami komet s planetami,“ upozorňuje dr. Levy. „A kometa Shoemaker-Levy 9 nám názorně ukázala, že to stále ještě neskončilo – v létě 1994 stály kolem Jupiteru velké žluté policejní zátarasy, které oznamovaly: pozor, nebezpečí, výstavba Sluneční soustavy,“ říká s nadsázkou.
„Pokračuje to stále dál. Jupiter po třetím červencovém týdnu roku 1994 zase o něco povyrostl. Dostal nový příděl vody, uhlíku a síry. Vypadalo to, jako by nám příroda řekla: tak, pánové, teď vám ukážu, jak se to dělá. A vy se můžete jen dívat!“ uzavírá zasněně.
Dnes se vědci domnívají, že za desítky milionů let se naše Sluneční soustava výrazně promění. Phobos, měsíc Marsu, patrně do své planety narazí nebo jí bude roztrhán. Výsledkem bude vznik marťanských prstenců podobných těm, které dnes známe okolo Saturnu – a tato plynná planeta naopak v budoucnu své prstence ztratí. V posledních letech také například sledujeme postupné zmenšování Velké rudé skvrny na Jupiteru. Je jisté, že i tato obří bouře jednoho dne utichne. Žijeme zkrátka v proměnlivém prostředí a události staré 32 let nám to připomněly.
V roce 1729 bylo v Anglii vydáno dílo Atlas Coelestis vzniklé díky spolupráci dvou mužů. První královský astronom John Flamsteed a malíř James Thornhill se zasloužili o vytvoření nejpřesnějšího a nejpodrobnějšího atlasu souhvězdí ve své době. Našli bychom v něm i vyobrazení souhvězdí Herkula, které bylo později znovu přetištěno podle stejné mědirytiny a ručně obarveno. Pro účely našeho článku jsme museli tento přetisk pootočit, aby pozice Herkula odpovídala našim dnešním představám. Najdeme-li toto souhvězdí na obloze, můžeme si v něm prohlédnout hned dvě kulové hvězdokupy a nejen je!
Pojďme se hned na začátku podívat na to, kde souhvězdí Herkula na nebi hledat. Začneme u nám důvěrně známého asterismu Velkého vozu. Podíváme se na jeho zadní kola a pohledem se začneme přesouvat k oji. Tam se však nezastavíme a stejným směrem otáčíme hlavu dál – po chvíli narazíme na seskupení hvězd připomínající velké písmeno P. Jedná se o základ souhvězdí Pastýře, které ale naším cílem není. Proto posuneme pohled (stále ve stejném směru) ještě dál. A po chvíli se už před námi objeví bájný antický hrdina i se svým kyjem:
Herkules (v řecké podobě Hérakles) byl podle pověstí synem nejvyššího boha Dia a pozemské ženy Alkmény. Od mládí vynikal velikou silou. Poté, co mu věštba uložila splnit deset úkolů od svého příbuzného Eurysthea, jenž byl vládcem Mykén, vydal se Hérakles podle přání bohů do jeho služeb. Král Eurystheus byl zbabělý slaboch, který Héraklovi záviděl jeho slávu, a tak na něm chtěl vykonání těch nejobtížnějších skutků. Nejprve musel Hérakles zabít strašlivého nemejského lva, od jehož kůže se odrážely všechny šípy. Hérakles ho nejprve omráčil kyjem a pak zardousil. Následně Eurystheus chtěl, aby Hérakles zabil hydru od města Lerny. Ten jí musel useknout devět hlav a rány spalovat hořící větví, aby místo uťaté hlavy hned nenarostla nová. Dalšími jeho úkoly pak bylo přinést do Mykén divokého kance z hor, dovést králi laň bohyně Artemis, vyhnat z Řecka stymfalské ptáky s kovovými drápy, vyčistit chlévy krále Augiáše, přivléct do Mykén býka z ostrova Kréty a pak zuřivé koně krále Dioméda pojídající lidské maso. Králově dceři musel Hérakles donést pás královny bojovných Amazonek a z daleké Afriky přivést do Řecka stáda obra Géryóna, Král Eurystheus však Hérakla ani poté nechtěl ze svých služeb propustit a dal mu ještě další dva úkoly – přinést zlatá jablka ze zahrady Hesperidek a nakonec přivést z podsvětí tříhlavého psa Kerbera hlídajícího vstup do říše mrtvých. Poté jej strachy se třesoucí Eurystheus konečně propustil. Hérakles v životě vykonal ještě mnoho dalších hrdinských skutků a nakonec sám usedl na svou pohřební hranici a nechal ji zapálit. V tu chvíli jej bohové přijali mezi sebe a odnesli na Olymp.
V souhvězdí Herkula se nachází 15 hvězd, u kterých byly objeveny exoplanety. Nejznámějšími strukturami v tomto souhvězdí jsou ale dvě kulové hvězdokupy – M 13 a M 92.
Hvězdokupu M 13 objevil Edmund Halley v roce 1714. Pokud vyjedeme daleko za město, na tmavé místo s čistým vzduchem (tedy například na hory), můžeme ji s trochou snahy spatřit pouhým okem. Najdeme ji na Herkulově levém boku, zhruba v polovině výšky jeho trupu (na obrázku ji vyznačuje modrý hranatý rámeček):
Jedná se o oblast ve vesmíru vzdálenou od nás asi 25 tisíc světelných let. Obsahuje více než 300 tisíc hvězd a v průměru má asi 145 světelných let – z těchto čísel je tedy jasné, že hvězdy jsou tu k sobě doslova natěsnány. Vědci se domnívají, že jejich hustota výskytu je asi 100x větší než v okolí Slunce a že se spolu dokonce občas srážejí, což vede ke vzniku hvězd nových. Zkoumáním tzv. „modrých opozdilců“, jak říkají, došli totiž k závěru, že tyto hvězdy jsou mnohem mladší než jiné v jejich sousedství.
M 13 na snímku z Hubbleova vesmírného teleskopu
Kulové hvězdokupy obsahují tolik hvězd proto, že jsou velmi staré. Formovaly se asi před 10 – 13 miliardami let, tedy nedlouho po Velkém třesku, kdy byla všude hojnost mezihvězdného plynu. Ve vznikající galaxii Mléčné dráze spolu oblaka tohoto plynu interagovala a vzniknout mohlo mnoho hvězd na poměrně velmi malém prostoru. Hvězdy jsou tak k sobě také velmi pevně gravitačně vázány a kulové hvězdokupy jsou velmi stabilními kosmickými strukturami. Většinou se nacházejí mimo hlavní rovinu Mléčné dráhy, v tzv. galaktickém halu, protože v době jejich zformování ještě ani samotná galaxie nebyla tím, čím je dnes. Teprve vznikala postupnou rotací a zplošťováním ohromných mas mezihvězdného plynu. Když se tedy objevila hlavní rovina výskytu hvězd v galaxii, kulové hvězdokupy už nebyly vychýleny ze svých původních drah.
Druhou kulovou hvězdokupu najdeme nad Herkulovým trupem. Jedná se o M 92, kterou na konci prosince roku 1777 objevil německý astronom Johann Elert Bode. Leží ještě o dva tisíce světelných let dál než M 13, ale obsahuje prakticky stejný počet hvězd – a v průměru má jen asi 100 světelných let. Hvězdy jsou tedy k sobě navzájem ještě blíž. Také ji spatříme za velmi tmavé noci pouhým okem.
Tím však zajímavosti spojené se souhvězdím Herkula zdaleka nekončí. Jsme-li majiteli dalekohledu o průměru alespoň 75 mm, můžeme se pokusit najít planetární mlhovinu NGC 6210 přezdívanou „Želva“. V okuláru se nám bude jevit jako eliptický modrozelený obláček. Pro její nalezení však už jsou potřeba dobré oči, protože její zdánlivá magnituda je 9,65.
Poloha NGC 6210 na obloze
NGC 6210 na snímku z Hubbleova vesmírného teleskopu
V roce 2018 byl v souhvězdí Herkula pozorován mimořádně silný výbuch supernovy. Událost dostala označení SN 2018cow (šlo o náhodně vygenerovaná písmena, ale astronomové jí nyní vtipně přezdívají „Kráva“) a ve vědeckých kruzích vzbudila rozruch, protože exploze proběhla zcela jinak než u ostatních supernov. Těm trvá řádově týdny, než dosáhnou svého maximálního jasu, tato to ale dokázala za pouhých 1,5 dne a produkovala také modré světlo, což naznačovalo, že exploze byla nesmírně žhavá.
V souhvězdí Herkula se pro zdatné (nebo profesionální) pozorovatele nachází i několik dalších zajímavých objektů. Jsou to například další kulová hvězdokupa a další planetární mlhovina nebo eliptická galaxie Herkules A vysílající rádiové pulzy natolik silné, že je lze zachytit ze vzdálenosti 2,1 miliardy světelných let. Pro nás je však zajímavá ještě kupa galaxií označovaná Abell 2151. Pravda, její spatření už patří mezi obtížnější výzvy – potřebujeme k tomu dalekohled o průměru alespoň 15 cm, velmi tmavou oblohu a alespoň půlhodinovou adaptaci zraku na tmu, než se do lovu pustíme. Pokud však tímto vybavením disponujeme a vydáme se za město, může se nám podařit pod Herkulovou levou nohou spatřit přibližně tři až osm slabých mlhavých skvrnek. Rozhodneme-li se navštívit namísto toho některou hvězdárnu, kde můžeme využít dalekohledy ještě větší, těchto obláčků můžeme zahlédnout až desítky.
Pro znázornění umístění vesmírných objektů v souhvězdí Herkula na obloze bylo využito programu Stellarium.
Knihovna U Mokřinky vyhlašuje ve spolupráci s Hvězdárnou barona Artura Krause Pardubice, Hvězdárnou Žebrák, Fyzikálním ústavem v Opavě, Slovenským zväzom astronómov a s Českou astronomickou společností jubilejní 10. ročník fotografické a výtvarné soutěže. Tentokráte na téma „Vesmír a život“, určenou pro fotografy i výtvarníky. Téma otevírá možnosti a hlubokou inspiraci všem fotografům, kreslířům, malířům a dalším grafickým umělcům. Tématem letošního ročníku je rovněž palčivý problém světelného znečištění.
Téma „Vesmír a život“ se dá vnímat velice rozmanitě. Příroda kolem nás, momentky pod hvězdným nebem, západy a východy, roztodivné mraky, ale i nápadité vyjádření vlastního chápání vesmíru – to vše a určitě mnohem více si můžete představit pod tématem nejnovějšího ročníku tradiční populární mokerské fotosoutěže. Pochopitelně se nabízí zapojit se do soutěže s nějakým astrofotografickým úlovkem, který vyjadřuje vztah života k vesmíru i naopak. Inspirovat se můžete i vzácnými nebeskými úkazy, které nás teprve čekají. K takovým snímkům budou v soutěži určeny samostatné kategorie. Vesmír a život ale není jen o vztahu člověka k noční obloze: pro některé jsou to krásné zážitky v přírodě, bouřky, pohledy do vody… ale samozřejmě k tématu života v (ne)konečném vesmíru nesmí chybět ani exotické kosmické objekty, které „žijí“ vlastním způsobem. Prostě všechno, co se pod pojmem „vesmír a život“ dá představit.
Na mysl jistě vytane cestování vesmírem i časem. Ve všech případech záleží na vlastní fantazii a vztahu k vesmíru kolem nás. Hodnotí se totiž hlavně originalita, ale i vzácnost (ať už úkazu či dění kolem vás). Zapojit do soutěže se mohou, jak mladí fotografové, tak i mladí umělci – kreslíři, malíři nebo mladí počítačoví grafici. Soutěž je opravdu pro všechny fotografy i umělce.
Světelné znečištění, které nás okrádá…
Tématem letošního ročníku je opět i palčivý problém světelného znečištění. Už několik desítek let ekologové, astronomové, ale i řidiči či běžní obyvatelé přesvětlených měst narážejí na problémy spojené s přemírou umělého osvětlení. Světelné znečištění negativně ovlivňuje naše zdraví, noční druhy zvěře, komplikuje na některých místech i dopravu a neposledně nás připravuje o krásu hvězdné oblohy. Více o světelném znečištění se každý může dozvědět v dokumentárních filmech „Hledání ztracené tmy“ nebo „Vo svetle noci“. Podrobnosti také na stránce www.svetelneznecisteni.cz. Fotografové se v rámci soutěže mohou zapojit se snímky ukazujícími na tento problém, ale také na jeho možné řešení. I tady se meze nekladou, může jít o obrázky přesvětlených měst, snímky správného osvětlení, snímky noční zvěře atd.
Do kdy se zapojit?
Soutěž probíhá do 8. ledna 2027 a na účastníky již teď čekají pěkné ceny, které dodali partneři soutěže (viz níže). Hodnotit se bude v několika kategoriích, jednak podle typu díla (fotografie, kresby či malby, díla v grafických programech) a také podle věku účastníků. Hodnotit bude porota složená ze zástupců pořadatelů a ta si vyhrazuje právo určit přesné kategorie podle typu zaslaných děl. Těšíme se na zajímavá díla, která si budete moci prohlédnout na stránkách soutěže.
Základní kategorie
Vesmír a život očima dětí (do 17 let včetně)
Vesmír a život dospělých (od 18 let výše)
Vesmír a život očima mladých astrofotografů (do 15 let včetně)
V zajetí vesmíru očima dospělých astrofotografů (od 16 let výš)
Světelné znečištění, které nás okrádá o pohledy do vesmíru…
Bludičky obklopené vesmírem a životem (od 7 let výše)
Porota si vyhrazuje právo vytvořit další kategorie a podkategorie podle věku i podle typů a počtu děl došlých do soutěže.
Podmínky:
Každý může zaslat nanejvýš 1 fotografii případně 1 grafické dílo (kresba, malba, grafika).
Do soutěže NEBUDOU ZAŘAZENA výtvarná díla generovaná umělou inteligencí (tedy grafické dílo nesmí vzniknout zadáním textového pokynu do AI generátoru jako například Jasper Art, Firefly, Dall-E, Midjourney, Nightcafe, Deep Dream Generator a podobně).
Zasláním přihlášky dává účastník (či jeho rodiče) souhlas s evidencí osobních údajů a k prezenci zaslaných dokumentů na webových stránkách obce a knihovny v Mokrém, partnerských webových stránkách a v médiích.
Požadavky na obrázky: čtvrtka A4 – techniky malování barvami, pastelkami, koláže, kombinace s fotografiemi, kresba uhlem, pastely apod. Dílo lze přeskenovat a zaslat emailem nebo zaslat fyzicky (upřednostňujeme z důvodu vystavení děl), na adresu Knihovna U Mokřinky, Mokré 12, 517 71 České Meziříčí. V obou případech je třeba přiložit vyplněný formulář.
Přihláška ke každému dílu je povinná, přihlášky k jednotlivým kategoriím jsou ke stažení na webu knihovny:Vesmír a život
Přihlášky je nutné pečlivě vyplnit a zaslat pouze ve Wordu, abychom si do nich mohli psát poznámky. Případně zkopírovat do e-mailu.
Fotografie a obrázky zaslané e-mailem je nutné popsat jménem soutěžícího.
Obrázky zasílané poštou je nutné vzadu popsat jménem soutěžícího, věk, adresa a název obrázku, v „bludičkové“ kategorii příběh bludičky napsaný ve Wordu (v přihlášce nebo zvlášť) či přímo v e-mailu.
Podmínky jsou v jednotlivých přihláškách dané kategorie.
Elektronicky své práce zasílejte na foto-vesmir@seznam.cz, do předmětu napište „Vesmír 2026“ a do emailu pak přiložte svá díla i formuláře podle informací výše.
Ceny a vyhodnocení soutěže
Vyhodnocení soutěže proběhne jako již tradičně v mokerském společenském klubu nedaleko místní knihovny, a to v květnu 2027. Pokud popřeje počasí a bude to organizačně možné, bude součástí akce pozorování noční oblohy hvězdářským dalekohledem s Petrem Horálkem z Fyzikálního ústavu v Opavě a Petrem Komárkem z pardubické hvězdárny. Jako bonus možnost spaní pod hvězdami či pod stany na místním hřišti (kde je základní zařízení včetně mobilního WC, chladničky a rychlovarné konvice, v areálu je možné i opékání vuřtů). V případě nepřízně počasí je připraven náhradní program v podobě besedy o hvězdách spolu s občerstvením. Pro soutěžící jsou připraveny krásné ceny, které dodali jednotliví partneři soutěže (viz níže). Podrobné informace najdete na stránce Knihovny U Mokřinky.
Organizátoři soutěže si vyhrazují možnost přidat kategorie podle došlých děl a změny programu vyhodnocení soutěže. Doporučujeme všem soutěžícím pravidelně sledovat stránky soutěže, kde budou průběžně zveřejňovány veškeré informace, a také přesný datum vyhodnocení.
Za všechny spoluorganizátory a partnery soutěže se na vaše soutěžní díla i na samotné vyhodnocení v příjemné atmosféře v Mokrém těší organizátorka Dagmar Honsnejmanová z Knihovny U Mokřinky!
Kontakty
Dagmar Honsnejmanová Knihovnice a organizátorka soutěže E-mail: kronika.mokre@seznam.cz Telefon: +420 601 339 859
Petr Komárek Vedoucí Hvězdárny barona Artura Krause v Pardubicích Email: petr.komarek@ddmalfa.cz Telefon: +420 603 165 366
Pavol Rapavý Slovenský zväz astronómov Tel: +421 907 854 928 E-mail: pavol.rapavy@gmail.com
Pavel Suchan Tiskový tajemník České astronomické společnosti Tel: +420 737 322 815 E-mail: suchan@astro.cz
Petr Horálek Astrofotograf a popularizátor astronomie Fyzikální ústav v Opavě Tel: +420 732 826 853 E-mail: petr.horalek@slu.cz
Mgr. Petr Horálek (*1986) je světově uznávaný astrofotograf a popularizátor astronomie. Naši hvězdárnu velice těší, že jeho cesta za záhadami vesmíru začala právě zde a že pardubická observatoř dodnes zůstává jeho srdeční záležitostí. V roce 2018 se Petru Horálkovi podařilo takto vyfotografovat meteorický roj Perseid, na který se stejně jako každý rok můžeme těšit i letos v létě. Takzvané padající hvězdy zdánlivě vylétají ze souhvězdí Persea – to ale na svou nejlepší viditelnost musí počkat do podzimu a zimy…
Pokud někteří naši čtenáři cítili na začátku společného putování letní oblohou nejistotu objevitelů, nyní se už jistě zorientovali. Přinášíme Vám další díl seriálu věnovaného zajímavým souhvězdím a jejich objektům, se kterými se v letních měsících setkáme. Tentokrát bude předmět našeho zájmu poněkud jiný než v předchozích částech: namísto několika málo gigantických vesmírných struktur se zaměříme na ohromné množství maličkých tělísek zhruba o velikosti zrnka písku. Přesně tím totiž slavné Perseidy ve skutečnosti jsou.
Jejich původcem je kometa 109P/Swift-Tuttle. Objevili ji v roce 1862 nezávisle na sobě dva američtí astronomové, Lewis A. Swift (1820 – 1913) a Horace P. Tuttle (1837 – 1923). Má průměr jádra 26 kilometrů, takže je zhruba dvakrát větší než těleso, které vyhubilo dinosaury. Kolem Slunce obíhá jednou za 133 let a naposledy se nejblíže k němu ocitla v roce 1992.
Kometa 109P/Swift-Tuttle na snímku z roku 1992
Jak se kometa přibližuje ke Slunci, po dosažení určité kritické vzdálenosti se její povrch začne zahřívat. Jelikož komety jsou v podstatě křehké slepence různých druhů ledu a kamenných a prachových částic, zahřátí jejich povrchu způsobí zahřátí těkavých látek v jejich jádrech a počátek odpařování (resp. sublimace). Okolo komety se tak vytvoří jakási dočasná atmosféra, které říkáme koma, a tento prachoplynový obal začne být vlivem slunečního větru a tlaku slunečního záření odtlačován směrem pryč od Slunce. Kometa tak získá svůj charakteristický ohon a do okolního vesmíru vyvrhuje ohromná množství jemného materiálu. Přesněji řečeno, není výjimkou, pokud kometa získá ohony dva, jeden prachový a druhý plynový – těžší částice prachu totiž její povrch opustí jinou rychlostí než lehké molekuly plynu a poté na ně na rozdíl od plynu působí více právě tlak slunečního záření, nikoli sluneční vítr. Obojí se však během tisíců let rozptyluje stále rovnoměrněji po celém obvodu kometární oběžné dráhy. Proto se pravidelně stává, že se Země na své cestě okolo Slunce dostává do míst zvýšeného výskytu těchto částeček. Ty potom mohou vstoupit do naší atmosféry a projít v ní tzv. ablací (v podstatě kombinací odpařování, sublimace a odtrhávání malých pevných kousků), čemuž lidé začali říkat „padající hvězdy“. Proces je totiž doprovázen krátkým světelným zábleskem, jak se ionizuje a rozsvěcuje vzduch v bezprostředním okolí tělíska.
V závislosti na vzájemném sklonu drah komety a Země se pak pozorovatelům na Zemi zdá, jako by meteory vylétaly z jednoho určitého místa na obloze (tomuto místu říkáme radiant). V naprosté většině případů jsme si meteorické roje nazvali podle příslušného souhvězdí, proto budeme zanedlouho opět hovořit o Perseidách.
Je tedy čas podívat se na to, kde souhvězdí Persea najdeme. Začneme u nám známé Cassiopey („napravo“ od Velkého vozu, resp. na opačné straně od Polárky, a mírně nad ním) a posuneme se kousek níž. Narazíme na souhvězdí, které připomíná „dvě šikmé tyče opřené o sebe“. Je to hledaný Perseus.
Jak bylo řečeno výše, Perseus sám o sobě není letní souhvězdí. Nejlépe je viditelný na podzim a v zimě, můžeme mu tedy věnovat některý z příštích článků, ale do tohoto seriálu jej zahrnovat nebudeme. Kvůli každoročnímu meteorickému roji Perseidy ale jeho jméno touto dobou mezi astronomy silně rezonuje.
Částečky prachu z ohonu komety Swift-Tuttle začnou do zemské atmosféry padat 17. července a budou v tom pokračovat až do 24. srpna. Maximum meteorického roje letos nastane v noci z 12. na 13. srpna – a podmínky pro jejich spatření budou přímo ideální. Neuvěřitelnou shodou náhod se totiž právě 12. srpna 2026 večer odehraje také zatmění Slunce, které bude dokonce z Islandu a ze Španělska viditelné jako úplné. Je tedy jasné, že Měsíc se tou dobou bude nacházet ve fázi novu, takže „lovce meteorů“ nebude rušit jeho svit.
6. července 2026 zhruba v sedm hodin večer se Země na své cestě kolem Slunce dostane od ústřední hvězdy vůbec nejdál. Mnohým z nás se to zdá podivné, protože rozum nám napovídá, že v nejteplejším ročním období by přeci měla Země prolétat ke Slunci naopak nejblíže. Kdyby tomu ale tak bylo, nemohli bychom si například přečíst aktuální předpověď počasí pro město Esquel v Argentině – teploty okolo nuly a sněžení s deštěm nebo přeháňky.
Zveme Vás k fascinujícímu nahlédnutí do světa nebeské mechaniky. Pokusíme se pochopit, jakými pravidly se řídí pohyby planet okolo hvězd, a jestli jsou to právě tato pravidla, která zodpovídají za střídání ročních období na Zemi i na jiných planetách. Zákony nebeské mechaniky mohou sice na první pohled působit neintuitivně, ale ve skutečnosti jsou nesmírně elegantní.
Vesmírný balet
V našem nedávném článku týkajícím se příprav na pilotovaný kosmický let Artemis III jsme nastínili, co vlastně znamená, že těleso krouží po oběžné dráze okolo jiného tělesa. Připomeňme, že celý problém si můžeme představit na příkladu člověka, který stále větší silou vrhá rovnoběžně se zemí kámen. Pokud kámen nebo jiné těleso pouze podržíme nad zemí a upustíme, spadne přímo dolů (resp. směrem ke středu Země, protože stejného výsledku docílíme, ať se na světě postavíme kamkoli – na severním pólu se stane totéž jako v Sydney nebo pod egyptskými pyramidami). Pokud ale našemu kameni napříště udělíme dopřednou rychlost, kterou budeme s každým dalším hodem stále zvyšovat, bude se čím dál déle pohybovat rovnoběžně se zemí v určité výšce a pak teprve na ni dopadne. Celá situace je zřejmá z tohoto schématického obrázku:
Pokud se přidržíme lidských a ne vesmírných měřítek, má samozřejmě Země velmi silnou gravitaci. Ani kdybychom do vržení kamene vložili veškerou sílu našich paží, nedohodíme s ním nijak zvlášť daleko. Mohli bychom si teoreticky pomoci tím, že bychom jej vystřelili například z luku a pak z pušky či z kanónu, ale výsledek bude nakonec stejný: pouze se zvýší vzdálenost, ve které od nás kámen dopadne a zůstane ležet. Právě tady ale činíme první krůčky k pochopení zákonitostí nebeské mechaniky – představme si, že máme k dispozici raketu, na jejíž špici můžeme kámen upevnit. Raketa se vlastně chová jako „postupně vybuchující bomba“, ostatně už sami Číňané začali brzy po vynálezu střelného prachu experimentovat s úpravami jeho složení. Podařilo se jim připravit směs, která hořela delší dobu a méně prudce než ostatní, a používali ji pak například pro své „ohnivé šípy“. I u moderních raket zůstává princip stále tentýž – abychom dokázali kameni udělit dostatečnou rychlost, potřebujeme sílu bomby, která se ale musí uvolnit postupně a nikoli všechna najednou (jinak by plášť rakety nevydržel a namísto urychlení kamene by se tato jen rozletěla na kusy). Teprve s raketou docílíme toho, že kámen poletí dopředu dostatečně rychle a udrží si od země stále stejnou vzdálenost – neboli se ocitne na oběžné dráze.
Nyní také již rozumíme tomu, proč se každá raketa už poměrně krátce po startu začíná naklánět do šikmé polohy – a nejen to, dokonce se postupně naklání stále více, až se zcela „položí na záda“. Musí, protože jejím úkolem je udělit nákladu především obrovskou dopřednou rychlost. Konkrétně jde o 7,8 km/s a my této rychlosti říkáme první kosmická. Teprve druhým, i když neméně důležitým úkolem rakety je dopravit náklad také dostatečně vysoko, do míst, kde je již zemská atmosféra zanedbatelně řídká a z pracně nabyté první kosmické rychlosti tak nebude tomuto nákladu ukrajovat (neboli kámen či jiný náklad se nebude potýkat s odporem atmosféry – „protivětrem“). Na Zemi leží tato mezinárodně stanovená tzv Kármánova hranice ve výšce 100 km.
Každá startující raketa nebo jakékoli těleso, které bychom silou svých paží vrhli do výšky, opíše ve vzduchu část elipsy (někdy se hovoří o dráze parabolické, což by však platilo pouze v případě, že by Země byla plochá). Záleží na tom, jestli větší část rychlosti tohoto tělesa směřovala nahoru nebo dopředu – podle toho těleso buď dosáhne větší výšky nebo dopadne do větší vzdálenosti (viz obr. níže):
Nyní si představme, že s pomocí rakety vymrštíme těleso (třeba zmíněný kámen) do takové vzdálenosti a výšky, že dopadne až na „opačný konec“ světa – v případě Pardubic se jedná o místo v Tichém oceánu, asi 500 km od pobřeží Nového Zélandu.
S tím se ale nespokojíme a použijeme raketu ještě silnější. Bod dopadu se tedy posune ještě dál, ovšem na kulaté Zemi:
Ani to nám nebude stačit. Musíme vyslat kámen ještě vyšší rychlostí. Bude tu však jeden rozdíl oproti vystřelení z kanónu – s ním by se nám stalo, že kámen obletí celou Zemi a zasáhne hlaveň zezadu. U rakety bude situace trochu jiná: oběžná dráha kamene bude ležet ve výšce, v níž byl raketou naposledy urychlen, tedy například ve zmíněných 100 km. Není vlastně ani příliš složité pochopit proč – když fotbalista vykopne svůj míč, udělí mu určitou rychlost. Kdyby se mohl vznést s ním a kopnout do něj znovu, rychlost míče by se zvýšila. Naše raketa uštědřuje během stoupání našemu kameni podobných „kopanců“ kontinuálně nespočet. Pro začátek tedy řekněme, že v ideálním případě by měla oběžná dráha kamene mít podobu kruhu:
A nyní přichází asi nejdůležitější poznatek. Co by se stalo, kdybychom na této kruhové oběžné dráze kámen znovu urychlili? Tedy kdybychom například nad Pardubicemi znovu uvedli motor rakety do chodu? Podobalo by se to případu, kdy by člověk na motocyklu kroužil po kruhovém objezdu a na krátkou chvíli „prohrábl“ plyn. Zatáčka, která tvoří kruhový objezd, by pro něj začala být „příliš ostrá“ a začal by se vzdalovat od středu. Svůj náklon do zatáčky by nezměnil, tj. neměl by zájem z objezdu ujet, ale jeho motocykl by pomalu vyjel do vedlejšího pruhu; a to kvůli své dopředné rychlosti přesně na opačné straně objezdu, než kde byl, když řidič plyn přidal.
Proč právě na opačné straně objezdu? Copak by nestačilo, aby řidič zkrátka přidal plyn mnohem víc a do vedlejšího pruhu se dostal dřív? Odpověď zní, že pouhým přidáním plynu bez otočení řídítky by toho docílit nemohl. Abychom pochopili proč, vezmeme si k ruce mělký talíř a propisku. Přiložíme propisku špičkou k hornímu okraji talíře (tam, kde jsou na našich obrázcích vyznačeny Pardubice) tak, aby špička mířila doprava. Zážeh motorů si nasimulujeme tím, že propisku začneme postupně a po kouscích posouvat směrem doprava, ale s každým posunutím se zároveň posuneme i kousek doprava po obvodu talíře. Zjistíme, že když se naše propiska bude nacházet ve čtvrtině obvodu talíře, její hrot bude směřovat nikoli směrem dolů, ale teprve šikmo ven. Aby hrot propisky (rychlost kabiny) směřoval přímo pryč od středu, musí se propiska posunout právě o polovinu obvodu talíře. Rovnoměrné zakřivení kruhové dráhy totiž způsobuje, že část naší rychlosti ve vodorovném směru je odkloněna směrem svislým.
Vrátíme se od talířů a motocyklů zpět do vesmíru. V souladu s výše popsaným principem jsme v určitém bodě oběžné dráhy naše kroužící těleso urychlili a přesně o polovinu oběhu později se to projeví nárůstem jeho vzdálenosti od Země. Vzdálit se od Země (tedy nabrat větší výšku nad povrchem) však také znamená překonávat gravitaci, v podstatě „škrábat se do kopce“. Z toho plyne jediné – v nejvzdálenějším místě svého oběhu, na pomyslném vrcholku kopce, se bude těleso pohybovat nejpomaleji. Mnozí z nás jistě zažili namáhavé šlapání na vrcholek kopce na jízdním kole a únavu po skončení stoupání. Pak jsme se teprve přes tento vrcholek přehoupli a začali opět zrychlovat. Oběh tělesa okolo planety či hvězdy funguje naprosto stejně – teprve po průletu nejvzdálenějším bodem dráhy začne gravitace těleso opět nemilosrdně stahovat zpět, těleso nabírá stále větší rychlost a v nejnižším bodě dráhy se pohybuje naopak úplně nejrychleji.
V praxi každá oběžná dráha, na které se kámen nebo planeta může ocitnout, bude eliptická. Usadit totiž těleso na dokonale kruhové oběžné dráze je v podstatě nemožné. Abychom to dokázali, musela by raketa úplně vynechat zrychlování a jako mávnutím kouzelného proutku se najednou začít pohybovat první kosmickou rychlostí, přičemž už v té chvíli by se musela nacházet ve správné výšce. V úvahu by nepřipadalo spotřebovávat postupně palivo nebo odhazovat jeden po druhém její vyhořelé stupně a měnit tím hmotnost celé soustavy. Nepřípustné by bylo postupně zrychlovat z klidu a ze svislé polohy (což by bylo v přímém rozporu s prvním Newtonovým zákonem). Je jasné, že ničeho takového dosáhnout nelze. Ani sama Země to nedokáže – vezměme si pro příklad už jen skutečnost, že v dobách svého vzniku se srážela s mnoha jinými tělesy v okolí a její dráha neměla šanci stát se ani na chvilku dokonale kruhovou.
Jak vlastně lidé na něco takového přišli? Mnohé z nás to překvapí, ale to, že všechna roční období nejsou stejně dlouhá, víme již velmi dlouho. Možná tento fakt ještě nebyl znám těm nejstarším civilizacím jako např. Sumerům, ale například řecký astronom a matematik Eudoxos z Knidu (asi 408 – 355 př.n.l.) už si byl vědom nestejného počtu dní, které uplynou mezi různými rovnodennostmi a slunovraty. Jeho tehdejší měření bylo zatíženo velkou chybou, protože určit správně okamžik rovnodennosti je oproti určení slunovratu mnohem obtížnější, ale semínko bylo zaseto. O Eudoxově práci jsme se dozvěděli z dochovaného řeckého papyru zvaného dnes Ars Eudoxi a uloženého v pařížském Louvru. Má se jednat o text, jehož autorem byl pravděpodobně mladý student, kterému sloužil jako učební pomůcka. Proto jsou v něm zmíněna jména starších učenců a proto také obsahuje mnoho faktických nepřesností a chyb.
O dvě století později žil slavný Hipparchos z Nikaie. Ten už učil, že jaro trvá 94,5 dne a léto 92,5 dne. Nesoulad vysvětlil prohlášením, že Země se nenachází přesně ve středu oběžné dráhy Slunce (byl zastáncem geocentrismu), nýbrž mírně mimo tento střed. Tyto skutečnosti zase známe od Ptolemaia z jeho spisu Almagest – a opět nám nezbývá, než před těmito antickými učenci hluboce smeknout. Dnes sice víme, že astronomické jaro trvá přibližně 92 dní a 19 hodin a léto asi 93 dní a 15 hodin, ale to platí pro naši historickou etapu. V Hipparchově době totiž bylo jaro skutečně o trochu delší než léto díky jevu, kterému říkáme apsidální precese. Jde ve zkratce o fakt, že vlivem gravitace ostatních planet není zemská oběžná dráha v prostoru stabilní, ale samotný její nejvzdálenější bod okolo Slunce během tisíců let krouží.
Al-Battání (asi 850 – 929)
V 9. století tato pozorování dále rozvinul arabský astronom a matematik Al-Battání. Žil v době, které se říká „Zlatý věk islámu“. Znal prokazatelně Ptolemaiovo dílo. Ve své observatoři ve městě Rakka v dnešní Sýrii (tehdy ovšem v rozlehlém Abbásovském chalífátu) pořizoval mnohem přesnější pozorování oblohy než kdokoli z jeho současníků. Vymínil si například, aby tamní přístroje měly rozměry minimálně v řádu několika loktů a jejich stupnice mohly být dostatečně podrobné. Mnohdy tak dokonce dosáhl větší přesnosti než později Mikuláš Koperník (což bylo ale dáno i tím, že Rakka leží blíže k rovníku a Al-Battáního tedy tolik nerušila refrakce světla v atmosféře). Jako jeden z prvních si byl vědom toho, že vzdálenost Země od Slunce se během roku mění, což jej vedlo k pochopení zákonitostí určujících, kdy nastanou sluneční zatmění. Ptolemaiovo dílo opravil a doplnil (samozřejmě ani on se nevyhnul omylům, převzal například Ptolemaiovo geocentrické přesvědčení).
V 17. století se již mezi astronomy vášnivě debatovalo o pozorování proměn zdánlivé velikosti Slunce na obloze během roku. Francouzský astronom Pierre Gassendi (1592 – 1655) používal cameru obscuru k tomu, aby tento jev systematicky měřil.
„Kde je zakopaný pes?“
Jestliže tedy toto vše víme, jak je to s ročními obdobími? Proč je Země od Slunce prokazatelně nejdál právě tehdy, když je na severní polokouli léto? Odpověď je překvapivě prostá – nezáleží totiž na vzdálenosti od Slunce, ale na úhlu, pod kterým na povrch Země sluneční paprsky dopadají. Jak víme, zemská osa vykonává během 26 tisíc let precesní pohyb, ale v měřítku jednoho lidského života ji můžeme považovat za nehybnou. Během roku tak nastávají v podstatě dvě základní situace:
Jak vidíme, ve chvíli, kdy je Země ke Slunci nejblíže, je její severní polokoule odkloněná pryč od něj. Sluneční paprsky dopadají pod mnohem ostřejším úhlem, Slunce nevystupuje tak vysoko nad obzor a v našich končinách je tou dobou zima. Australané a další protinožci si naopak užívají léto. O půl oběhu neboli půl roku později se situace obrátí.
Rozdíl ve vzdálenostech naší planety od Slunce v nejbližším a nejvzdálenějším bodě činí přibližně 5 milionů kilometrů, což ale ve vesmírném měřítku nic neznamená. Abychom nějaký znatelný rozdíl v průměrné teplotě na Zemi poznali, musela by se vzdálenost lišit například o 75 milionů kilometrů, což je průměrná vzdálenost mezi Zemí a Marsem. A na Marsu už se v těch nejteplejších dnech teploty pohybují jen okolo nuly.
HEILBRON, J. L. The sun in the Church: cathedrals as solar observatories. Cambridge, Massachusetts: Harvard University Press, [1999]. ISBN 0-674-85433-0.
Malý kousek od Labutě se nachází souhvězdí Lyry. Podle starých Řeků se jednalo o lyru patřící mýtickému pěvci Orfeovi, jenž na ni doprovázel svůj nadpozemsky krásný zpěv. Dokázal prý zpívat tak, že „i ptáci umlkali a naslouchali jeho písním a zvířata opouštěla les a táhla za ním“ (E. Petiška: Staré řecké báje a pověsti). Samotným olympským bohům se Orfeův hlas tolik líbil, že kvůli němu sestupovali na svět po Mléčné dráze, aby jej slyšeli. My sice nic podobného udělat nemůžeme, ale najít si souhvězdí Lyry na obloze zvládneme bez potíží. Zklamáni rozhodně nebudeme.
V minulém díle seriálu jsme si ukázali, jak najít vysoko nad jihovýchodním obzorem souhvězdí Labutě. Podíváme-li se na její oko, neboli nám již známou dvojhvězdu Albireo, stačí se od něj posunout kousek nahoru. První jasnější hvězda, na kterou narazíme, je nejspodnější hvězdou v Lyře.
Jak vidíme na obrázku, jedná se o nevelké souhvězdí zhruba ve tvaru čtyřúhelníku. Vévodí mu jeho nejjasnější hvězda Vega, druhý z vrcholů asterismu Letní trojúhelník (připomeňme, že prvním byl Deneb na ocase Labutě).
Právě Vega vzbuzovala po dlouhá desetiletí velký zájem astronomů. Víme například, že asi před 14 tisíci lety hrála právě Vega roli tzv. pólové hvězdy, tedy že v té době ukazovala severní pól stejně, jako to dnes dělá Polárka. Zemská osa totiž není nehybná, ale vykonává ve skutečnosti v prostoru hned dva pohyby, které se skládají.
Jedním z nich je krouživý pohyb zvaný precese (z lat. praecessio – předcházení, předstih) a druhým z nich je tzv. nutace, která tento myšlený kruh opisovaný zemskou osou navíc „rozvlní“. Důvod, proč se to děje, si můžeme představit na jednoduchém příkladě: dejme tomu, že bychom ze svého bicyklu odmontovali přední kolo. Uchopíme jej za středovou osu, postavíme do svislé polohy a roztočíme. Kdybychom se pak roztočené kolo snažili položit do polohy vodorovné, zjistíme, že nám to jde velice těžko – hmota kola má tendenci bránit se změně sklonu. Tomuto jevu říkají fyzikové zákon zachování momentu hybnosti a jde v podstatě jen o pouhou obdobu toho, čeho si můžeme všimnout třeba na kulečníkovém stole. Pokud pomocí tága uvedeme kouli do pohybu, všichni víme, že k otvoru bude směřovat po přímé dráze – jistě nikdo z nás nikdy neviděl, aby snad koule začala sama od sebe na stole opisovat spirálu nebo třeba dráhu ve tvaru blesku. Pokud už těleso bylo nějakým impulsem rozpohybováno, přirozený je pohyb po přímce a ke změně směru pohybu je zapotřebí zásah nové síly zvenčí (právě to ve zkratce tvrdí Isaac Newton ve svém prvním pohybovém zákoně). Tato nová síla zvenčí musí navíc být dostatečně velká, aby způsobila znatelnou změnu – což je důvod, proč například při hraní kulečníku nikdy nedokážeme protihráčovu kouli vychýlit z dráhy pouhým foukáním. Na kole je situace podobná: jakmile jej jednou roztočíme svisle, nestačí nám do něj ze strany pouze zlehka „cvrnkat“ a myslet si, že se nám podaří kolo jednoduše položit.
Pokud si nyní namísto kola z bicyklu představíme Zemi, i ona má přirozenou tendenci točit se stále ve stejné, tentokrát mírně šikmé rovině. Je tu však přitažlivost Slunce (a ve skutečnosti rovněž Měsíce), která se pokouší zemský rovník „strhnout k sobě“ a způsobit, že se Země bude točit okolo osy mířící rovnou kolmo na ekliptiku (nebo kolmo na rovinu oběhu Měsíce). Země se ale otáčí a chová se podobně jako roztočené kolo z bicyklu, takže Slunce a Měsíc docílily pouze toho, že její osa vykonává zhruba během 26 tisíc let pomalý krouživý pohyb. Navíc se poměrně často stává, že Slunce spojí síly s Měsícem kroužícím čiperně okolo naší planety a jejich společné působení vychýlí osu Země o trochu více nebo naopak méně. Výsledkem je pak zmíněné „rozvlnění kruhu“ neboli nutace.
Vega – a ty ostatní
Vega byla kromě toho druhou hvězdou po Slunci, kterou jsme zachytili na astrofotografii, a také hned druhou po Slunci, u níž bylo fotografováno spektrum jejího světla. Sloužila také dlouho jako kalibrační standard pro naše měření jasnosti hvězd – na logaritmické stupnici hvězdné velikosti (magnitudy) jí byla přiřazena hodnota 0. Stupnici vytvořil v 19. století Angličan Norman R. Pogson a vycházel přitom z historických šesti tříd jasnosti stanovených kdysi Hipparchem z Nikaie. Pogsonova metoda se udržela až do přelomu 80. a 90. let 20. století, kdy astronomové postupně přešli na tzv. systém AB magnitud. Nově se nyní magnituda určuje pomocí absolutního fyzikálního toku energie (záření) na jednotku plochy – zjistili jsme totiž, že jasnost Vegy ve skutečnosti mírně kolísá, a navíc pro vypuštění Hubbleova vesmírného dalekohledu a jeho zamýšlenou častou práci v UV a infračervené oblasti se Vega jako standard použít nedala.
Podívejme se nyní detailněji i na zbytek souhvězdí Lyry. Nachází se zde kromě jiného několik tzv. vícenásobných hvězd. Například Beta Lyrae (β Lyr), také známá jako Sheliak, je dvojhvězdou složenou z modrého obra a okolo něj obíhající menší bílé hvězdy, která z něj odčerpává materiál. Svému společníkovi už jej odčerpala tolik, že se stala oproti němu hmotnější a tento materiál nyní krouží v akrečním disku okolo ní.
Pozorovatele hledající spíše potěchu oka než detailní zkoumání a třídění hvězd však zaujme především slavná Prstencová mlhovina (alias M57 alias NGC 6720). Poprvé ji pozoroval roku 1779 nám známý francouzský astronom Charles Messier a o několik dní později ji nezávisle na něm spatřil i jeho kolega Antoine Darquier. Od té doby vyšlo najevo, že jde o pozůstatek hvězdy střední velikosti zaniklé zhruba před šesti až osmi tisíci lety. V průměru má zhruba 1 světelný rok a uprostřed ní se nepřekvapivě nachází rozžhavený bílý trpaslík. Na slavném snímku z Hubbleova vesmírného teleskopu, který Prstencovou mlhovinu zachycuje, si pak ihned všimneme modravého zbarvení středové oblasti a žluto-červeného okraje. Rozdíl v barvách je způsoben tím, že blíže k trpaslíkovi je plyn žhavější a více ionizovaný, zatímco u okrajů je teplota i úroveň ionizace nižší. V úvodu článku jsme použili snímek téhož objektu, ten však byl zachycen novějším Webbovým kosmickým teleskopem a na rozdíl od fotografie z Hubblea kombinuje viditelnou a infračervenou část spektra.
S trochou trpělivosti se nám vlevo dole pod samotným „ústředním asterismem“ Lyry podaří spatřit i kulovou hvězdokupu M56 (NGC 6779). Připomeňme, že moderní astronomové již souhvězdí chápou trochu jinak než jako pouhé hvězdné obrazce – dnes si s jejich pomocí dělíme oblohu na jakési „okrsky“, jejichž hranice pochopitelně vypadají jinak než hranice vzniklé spojením hvězd do podoby mýtických hrdinů a bohů našich předků. Ačkoli se tedy M56 nachází jakoby stranou od nápadného čtyřúhelníku tvořícího Lyru, do Lyry ji přesto zahrnujeme. K nalezení této kulové hvězdokupy nám sice stačí pouhý triedr nebo menší dalekohled, v tom případě však uvidíme pouhý mlhavý obláček a nevychutnáme si pohled na jednotlivé světelné body, které M56 tvoří. Abychom je spatřili, potřebujeme dalekohled o průměru hlavního zrcadla alespoň 20 cm. Potom se můžeme pokusit všechny tyto hvězdy spočítat – a bude jich opravdu úctyhodný počet: zhruba mezi 80 a 100 tisíci. Hvězdokupa je od nás vzdálena asi 33 000 světelných let a tvoří hvězdy, které pamatují téměř samotný počátek vesmíru.
Naše toulky letní oblohou mohou začít. Cestovatelé mířící do neznáma začínají své výpravy vždy v okolí domova a postupně se pouštějí stále dál; a my to uděláme právě tak. Cestování vesmírem je však přeci jenom specifické – i pro průzkum těch „nejbližších“ míst se musíme pustit pořádně daleko. Představíme si jedno ze souhvězdí, budeme se tedy pohybovat vlastně v blízkém sousedství Slunce, přesto nás ale cesta zavede asi 3 000 světelných let od něj. Nám pozorovatelům je však toto souhvězdí blízké i tím, že jej na obloze najdeme velmi snadno…
Najít na obloze asterismus Velkého vozu dokáže nejspíš každý. Pokud tím naše znalosti o hvězdách končí, nemusíme zoufat – sami astronomové nabízejí jednoduchou metodu „skákání po hvězdách“, která nám umožní zakrátko oslňovat naše blízké znalostmi mnohem širšími.
Začneme tím, že se podíváme na Velký vůz a najdeme si jeho zadní kola, tedy dvě hvězdy pod sebou přesně na opačném konci, než je oj. Tyto dvě hvězdy si spojíme myšlenou čarou a v představě si ji prodloužíme zhruba na šestinásobek směrem nahoru. Právě jsme spatřili Polárku, hvězdu (ve skutečnosti skupinu hvězd), která nám stejně jako dávným mořeplavcům ukáže severní směr. Její druhé jméno Severka koneckonců mluví za vše.
Nyní se posuneme od Polárky na východ, tedy směrem doprava. Zanedlouho narazíme na nápadné souhvězdí ve tvaru písmene W nebo skládacího metru: dostali jsme se ke Cassiopei.
Cassiopea je sama o sobě také zajímavým souhvězdím, naším dnešním cílem ale není. Posuneme se od ní ještě dále na východ (tj. doprava) a o kousek výš spatříme vpravo nad ní jakýsi „Severní kříž“:
Mimochodem, jméno Severní kříž jsme si nevymysleli. Jedná se o název, který se pro část tohoto souhvězdí skutečně vžil. Rozdíl je ale právě v tom, zda hovoříme o celém souhvězdí nebo jen o jeho části. Souhvězdí se jmenuje Labuť, a pokud použijeme název Severní kříž, v tu chvíli již mluvíme o tzv. asterismu. Tento termín už na začátku našeho článku jednou padl – použili jsme jej v souvislosti s Velkým vozem, který také není samostatným souhvězdím. Jde pouze o asterismus, tj. o část souhvězdí Velké medvědice.
Jestliže se nám podařilo najít asterismus Severního kříže, zbývá poslední malý krok: totiž přidat k němu na obou stranách „vodorovného břevna“ po dvou hvězdách. Najednou tak spatříme Labuť v celé její kráse.
Typicky letní souhvězdí
Jak je vlastně možné, že astronomové neustále mluví o jarní obloze, letní obloze, podzimní a zimní obloze, jarních souhvězdích, letních souhvězdích atd.? Copak noční obloha nad námi není stále stejná? Nemůže nám za chvíli pohled na ni zevšednět?
Ne, to opravdu nemůže!
Ve skutečnosti se obloha nad našimi hlavami neustále mění. Jak Země během roku krouží okolo Slunce, dostává se postupně do přímé linie s různými oblastmi naší galaxie i s různými hvězdami, které se nacházejí v jejím okolí. Navíc ještě nesmíme zapomenout, že oběžná dráha Země je oproti ideálnímu vodorovnému směru skloněná.
Přibližné znázornění toho, jak jsou hvězdy tvořící souhvězdí rozprostřeny v prostoru. Rak je na naší obloze mnohem menší souhvězdí než Velká medvědice, jeho hvězdy jsou však od Slunce dál
Výsledkem je, že na Zemi vidíme na obloze během roku různá souhvězdí. Některá jsou v konkrétním období vysoko nad obzorem, jiná schovaná pod ním, protože se z našeho pohledu zdržují v podobných místech jako Slunce. Je-li v noci Slunce pod obzorem, jsou pod obzorem i ona. Pro Mléčnou dráhu platí něco podobného – v létě se vypíná vysoko nad našimi hlavami a hledíme veskrze na její střed, v zimě je sice také vysoko nad obzorem, ale slabá (pozorujeme totiž její okraj), na jaře vychází až tehdy, když se noc chýlí k ránu, a podobně. O těchto nebeských zákonitostech jsme psali již ve starším článku věnovaném obloze v květnu.
Jestliže jsme si tedy uvědomili tato základní fakta, rozumíme již lépe tomu, proč v létě astronomové mluví o „letní obloze“. Jde o to, že v létě jsou zkrátka kolem půlnoci některá souhvězdí nejvýše na obloze – například Lyra, Orel nebo právě Labuť. Jiná souhvězdí jsou pochopitelně vidět také, např. Perseus nebo Andromeda, ale ta se zdržují přeci jenom níž. (Pak je tu ovšem ještě fakt, že my jako pozorovatelé se nacházíme na určité konkrétní zeměpisné šířce, tj. buď blíže k rovníku nebo k pólu. V českých zemích, které se nacházejí zhruba na 50. stupni severní šířky, tak za letní souhvězdí považujeme například i Střelce, protože se z našeho pohledu dostává v létě nejvýše nad obzor – jenže to znamená jen asi 10 až 15 stupňů nad horizontem. Vydejme se k moři do Řecka nebo Egypta a uvidíme Střelce v létě o poznání výš.)
Co nám Labuť nabízí
Podívejme se tedy nyní na souhvězdí Labutě. Při pohledu na jeho tvar není překvapivé, že již ve starověku v něm lidé spatřovali obraz velkého ptáka s roztaženými křídly a dlouhým krkem. Různé kultury si s ním pochopitelně spojovaly různé ptáky a různé příběhy (Arabové v něm viděli slepici, staří Egypťané podle archeologických důkazů ibise nebo snad husu atd.) My se v tomto článku přidržíme obrazu zavedeného zakladateli civilizace evropské, totiž starověkými Řeky, a budeme hovořit právě o labuti.
Antický učenec Ptolemaios ve 2. století n.l. popsal „jasnou hvězdu na ocasu Labutě“. Tento jeho název se po rozpadu antického světa dostal k Arabům, kteří si jej přeložili a přizpůsobili svým mýtům. Říkali tedy „Dhanab al-Dajájah“, což lze přeložit jako „ocas Slepice“ (nechť ti z našich čtenářů, kteří umějí plynně arabsky, prominou případné nepřesnosti). Právě slovo dhanab se zachovalo a dalším jeho komolením vznikl dnešní název této hvězdy: Deneb. Dnes víme, že jde o modrého superobra (však je také nejjasnější hvězdou v Labuti a tvoří jeden z vrcholů asterismu zvaného Letní trojúhelník, doprovázejí ho tu Altair v Orlovi a Vega v Lyře).
Stejně zajímavé jako Deneb je i oko naší Labutě, tedy světelný bod přesně na jejím opačném konci. Jedná se o dvojhvězdu jménem Albireo. Pokud budeme mít trochu trpělivosti a podaří se nám na ni namířit dalekohled, uvidíme jasně, že je tvořena jednou oranžovou a jednou modrou hvězdou. Zatímco oranžová Albireo A je větší, modrá Albireo B je žhavější. Vědci se dnes domnívají, že tyto dvě hvězdy ve skutečnosti nejsou gravitačně svázané a že oranžová Albireo A má namísto toho několik dalších hvězdných průvodců. Pokud je to pravda, je celý systém ve skutečnosti tvořen 4-5 hvězdami a nejde o pravou dvojhvězdu, nýbrž pouze o tzv. dvojhvězdu optickou (tj. jeví se tak pouze při pohledu ze Země).
Zbývají další hvězdy, kterých bude pochopitelně při pohledu dalekohledem ještě mnohem více než bez něj. Jsou od sebe navzájem nesmírně daleko. Několik hlavních, které při pohledu ze Země tvoří tvar celého souhvězdí a nacházejí se relativně nedaleko od Slunce, se v podstatě pouze zdánlivě dostalo do jedné přímky s dalšími hvězdami v mnohem větších vzdálenostech. Proto má i v dnešní době smysl vyznat se v souhvězdích – možná s nimi již nemáme spojené náboženské představy a jejich legendy dnes vnímáme spíše jako historickou zajímavost, ale astronomové je dodnes používají k rozdělení oblohy na jednotlivé sektory. Je to něco podobného, jako když jsou státy kvůli lepší správě rozděleny na kraje, départmenty nebo jiné menší celky.
Především astrofotografové se tak mohou pokusit „ulovit“ hned dvě mlhoviny, které v Labuti zdánlivě leží. První z nich je známá jako Blikající planetární mlhovina. Má označení NGC 6826 (nijak nás tedy nepřekvapí, že ji v roce 1793 objevil William Herschel) nebo také Caldwell 15. Zasvěcení pozorovatelé jistě vědí, že planetární mlhovina ve skutečnosti s planetami nemá co dělat – jedná se o pozůstatek po zaniklé hvězdě střední velikosti, která ještě nebyla dostatečně hmotná na to, aby efektně vybuchla jako supernova. Svůj materiál na konci života relativně poklidně rozptýlila do okolí. (Omyl ve skutečnosti pochází právě od Williama Herschela, jenž jich sám objevil několik – v tehdejších dalekohledech se mu jevily jako disky připomínající planety.) NGC 6826 pak svůj název „Blikající“ dostala proto, že když se pozorovatel v dalekohledu dívá na bílého trpaslíka (žhavé jádro bývalé hvězdy) v jejím středu, odvržený plyn okolo není patrný. Podíváme-li se ale kousek stranou, plyn se jako kouzlem objeví.
NGC 6826 najdeme pod levým křídlem Labutě. Vpravo je zachycena na snímku z Hubbleova kosmického teleskopu.
Druhou mlhovinou v Labuti je NGC 7000 a říká se jí Severní Amerika. Také za její objev vděčíme Williamu Herschelovi a najdeme ji vedle hvězdy Deneb. Jde o tzv. emisní mlhovinu, tedy vlastně nahromaděný mezihvězdný plyn a prach zbylý z raných fází historie vesmíru. Konkrétně emisní mlhoviny jsou tvořeny plynem ionizovaným, většinou díky vysokoenergetickému záření přicházejícímu z blízké hvězdy. Díky tomu pak vyzařují (emitují) světlo různých barev. Kdyby byla mlhovina Severní Amerika viditelná pouhým okem, zabírala by na obloze plochu desetkrát větší než Měsíc v úplňku. Přichází z ní tolik světla, že by měla odpovídat magnitudě 4, což už v astronomii znamená jasný objekt, jenže toto množství světla je rozptýleno do její veliké plochy. Navíc její plyn září převážně v oblasti vodíku Hα, což je sytě červená barva, na kterou naše oční tyčinky používané v noci nejsou téměř vůbec citlivé. Kdybychom si ale umístili před oči filtr propouštějící záření Hα, pod tmavou oblohou bychom Severní Ameriku spatřili i bez dalekohledu. Za běžných okolností však, jak jsme již zmínili, mají na její prohlídku největší šanci astrofotografové. Ti si mohou svými přístroji nashromáždit na čip mnohem více světla než lidské oko, takže po dostatečně dlouhé expozici se jim na snímku objeví tvar i barva této zajímavé mlhoviny. Odměnou jim pak bude i to, že společně s ní spatří hned vedle i mlhovinu Pelikán – ve skutečnosti nejde o dvě oddělené mlhoviny, ale o jedno veliké mračno ionizovaného vodíku rozdělené zdánlivě na dvě jen díky pásu tmavého prachu nacházejícímu se z našeho pohledu v popředí.
NGC 7000
Nejen mlhoviny
V místě, kde se stýkají pomyslný svislý a vodorovný trám Severního kříže, spatříme otevřenou hvězdokupu M 29. Charles Messier ji pozoroval poprvé v roce 1764. Hvězdokup rozeznáváme dva typy – otevřené a kulové. V obou případech se jedná o skupiny navzájem gravitačně svázaných hvězd, které se vesmírem pohybují společně. Rozdíl je v tom, že v otevřených hvězdokupách jsou vzájemné přitažlivé síly mnohem slabší – hvězd je tu totiž méně a jsou od sebe poměrně daleko. Většinou tu totiž najdeme mladé hvězdy, které se zformovaly už jen ze „ zbytků“ mezihvězdného plynu a prachu. Oproti nim jsou kulové hvězdokupy daleko starší, hvězd se v nich drží více a jsou k sobě vázány mnohem silněji, takže i hvězdokupa je kompaktnější.
M 29
Najděte si na letní obloze Labuť a nechte se okouzlit jejími krásami. Stojí to za to!
Novodobý měsíční program pokračuje. V úterý 9. června 2026 se v Johnsonově kosmickém středisku v texaském Houstonu konala tisková konference, na níž funkcionáři NASA oznámili složení posádky pro let Artemis III. Jedná se o výpravu, jejímž cílem bude dále prověřit systémy kosmické lodi Orion na nízké oběžné dráze Země a především vyzkoušet spojení s jedním či oběma lunárními přistávacími moduly, na kterých intenzivně pracují společnosti SpaceX a konkurenční Blue Origin. Posádka Artemis III bude tentokrát čistě mužská – a poprvé bude jejím členem Evropan.
Podle informací, jež NASA zveřejnila, by měla mise Artemis III odstartovat někdy během příštího roku. Přibližný plán letu je takový, že po vynesení lodi Orion na oběžnou dráhu Země raketou SLS dojde nejprve ke kontrole palubních systémů a následně k velmi obtížnému manévru – Orion by se měl ve vesmíru spojit s lunárním plavidlem.
Pokud patříme k lidem, jejichž zájem o kosmonautiku je spíše okrajový a slýcháme o ní například hlavně v televizních zprávách nebo si pouze občas přečteme článek na internetu, mohla by se nám taková událost jevit jako zcela běžná. To by však byl omyl. Setkání dvou lodí na oběžné dráze je pro inženýry obrovskou výzvou dokonce i v dnešní době (například Čína do něj investovala polovinu veškerých nákladů vyhrazených pro svůj pilotovaný kosmický program!). Stačí si uvědomit, co vlastně znamená oběžná dráha a jak obrovskou rychlostí se lodě musejí pohybovat.
Sprint okolo Země
Představme si následující situaci: sebereme ze země kámen a řekneme si, že si s ním pro zábavu začneme házet. Nejprve jej podržíme v libovolné výšce nad zemí a prostě upustíme – v tom případě nám nepřekvapivě dopadne k nohám a zůstane klidně ležet. Pokud jej sebereme znovu a namísto upuštění jej zlehka odhodíme směrem do strany (aby se chvíli pohyboval rovnoběžně se zemí), dopadne za chvíli také, ale tentokrát kousek dál od nás. Sebereme stejný kámen potřetí a mrštíme jím do strany silněji – potom se bude rovnoběžně se zemí pohybovat o něco déle a dopadne do ještě větší vzdálenosti. A takto budeme kámen vrhat stále větší a větší silou, až se stane zajímavá věc: zemská přitažlivost sice nikam nezmizí, ale dopředná rychlost kamene bude tak velká, že se kámen bude držet stále ve stejné výšce nad zemským povrchem. V této chvíli kámen dosáhl první kosmické rychlosti a nachází se na oběžné dráze – a jistě si vzpomeneme, že první kosmická rychlost v případě Země činí 7,8 km/s. (Toto číslo si vynásobíme 3600x a zjistíme, kolik by to bylo kilometrů za hodinu: celých 28 080!)
Schématické znázornění situace. Bod K („kámen“) získává stále větší dopřednou rychlost, až po dosažení rychlosti 7,8 km/s zůstane jeho výška nad povrchem konstantní. Pokud jej nezbrzdí např. odpor atmosféry, bude moci kroužit okolo planety stále dokola
Nyní si musíme uvědomit, že touto obrovskou rychlostí jsme do vesmíru vymrštili hned dvě (nebo v našem případě možná rovnou tři) kosmické lodi. Chceme, aby se k sobě naprosto přesně přiblížily a dotkly natolik jemně, že se ani jedna z nich nepoškodí a ještě zůstanou pevně spojeny. Zajisté si už umíme představit, že zvládnout něco takového vyžaduje špičkovou techniku pro navádění, excelentní schopnosti pilota a že se rozhodně nejedná o nic rutinního ani nudného. Však také v dobách programu Apollo vstávaly inženýrům vlasy na hlavě hrůzou, když po nich plánovači letu požadovali provedení tohoto náročného manévru nikoli u Země, ale rovnou u Měsíce – to totiž znamenalo, že aby nebezpečí nebylo dost, naváděcí radary mohly být jen tak velké a výkonné, jak velká zařízení bylo možné vměstnat do kabiny a vynést nosnou raketou.
Totéž samozřejmě bude denním chlebem pro posádky budoucích Orionů.
Složení posádky
Nelze se tedy divit opatrnému přístupu šéfů NASA, kteří chtějí mít nejprve na kontě zkušební misi v blízkosti Země. Posádka totiž bude muset zvládnout nejen samotný manévr, ale navíc prověřit kompatibilitu lodí – stykovací zařízení a další techniku, systémy pohonu a na nich závislou rychlost a přesnost manévrování se soulodím, elektroniku atd.
Tohoto úkolu se zhostí následující čtveřice letců:
RANDY BRESNIK – velitel. Narodil se 11. září 1967 ve Fort Knoxu v Kentucky ve Spojených státech. Získal magisterský titul z leteckého inženýrství na univerzitě v Tennessee, sloužil u námořní pěchoty a následně se cvičil na pilota na základně Pensacola na Floridě. Na různých působištích nakonec získal zkušenosti s 81 typy letounů a nalétal 6 000 hodin. V roce 2004 byl vybrán do astronautského výcviku a doposud se do vesmíru vydal dvakrát – v roce 2008 raketoplánem ( mise STS-129) a v roce 2017 lodí Sojuz MS-05. Je ženatý a má jednu dceru a jednoho syna.
LUCA PARMITANO – pilot a první Evropan v posádce. Na svět přišel 27. září 1976 v italském Palermu. Vystudoval nejprve politologii na Univerzitě Fridricha II. v Neapoli, pokračoval ale na Accademia Aeronautica ve městě Pozzuoli a létal na bojových letounech typu AMX. Zapojil se do amerického výcvikového programu ENJJPT, jehož cílem je cvičit bojové piloty ze spřátelených zemí NATO na amerických strojích. V italském letectvu se nakonec vypracoval až do hodnosti plukovníka a v roce 2009 byl vybrán jako kandidát na astronauta agenturou ESA. Do vesmíru se vydal zatím dvakrát – v letech 2013 a 2019, v obou případech na palubě Sojuzu. Se svou bývalou ženou má dvě dcery.
ANDRE DOUGLAS – letový specialista. Narodil se 11. prosince 1985 v Miami na Floridě a jako student získal postupně magisterské tituly v několika technických oborech: strojním inženýrství, stavbě lodí a námořním inženýrství, počítačovém inženýrství a k tomu přidal ještě doktorát z inženýrství systémového. Sloužil u Americké pobřežní stráže (účastnil se tedy například zásahů proti lodím pašujícím do USA drogy), posléze z aktivní služby odešel a stal se zaměstnancem Laboratoře aplikované fyziky na Johns Hopkins University v Marylandu. Samotná univerzita je soukromá, ale Laboratoř aplikované fyziky (APL) spadá pod americké ministerstvo obrany a je financována námořnictvem. Andre Douglas se zde věnoval např. vylepšování systémů protivzdušné obrany, také ale právě tehdy navázal spolupráci s NASA – to když se APL zapojila do příprav bezpilotní mise DART zaměřené na záměrné vychýlení asteroidu z jeho dráhy. Důvodem pro tento počin bylo vyzkoušet možnosti, jak odklonit případný asteroid mířící ke srážce se Zemí. NASA si povšimla jeho kvalit a v roce 2022 jej vybrala do astronautského výcviku. Byl záložním členem posádky pro nedávný pilotovaný let okolo Měsíce na misi Artemis II. Se svou ženou Rachel má Douglas dvě děti.
FRANK RUBIO – letový specialista. Na svět přišel 11. prosince 1975 v kalifornském Los Angeles, oba jeho rodiče ale pocházejí ze středoamerického Salvadoru (oficiálně se také nejmenuje Frank, ale Francisco Carlos). Spletitost Rubiova životního příběhu tkví v tom, že se narodil svobodné matce, které v té době nebylo ještě ani dvacet let. Maminka se proto rozhodla, jako mnoho jiných v podobné situaci, že jej raději pošle na výchovu k prarodičům a nejprve pro sebe i pro něj vybuduje zázemí. Francisca tak prvních šest let vychovávala v Salvadoru babička a teprve poté se chlapec vrátil za maminkou do Ameriky – v Salvadoru totiž právě vypukla občanská válka. Oba se usadili v Miami na Floridě a Francisco mohl vystudovat střední školu. Příklad, který mu maminka do života dala, se na něj přenesl stoprocentně a z Francisca se rovněž stal velký dříč, který byl vzhledem k vynikajícím výsledkům nakonec přijat na legendární vojenskou akademii ve West Pointu. Od nesmírně náročného studia si po absolvování potřeboval odpočinout, stal se tedy pilotem bojových vrtulníků. Potom se ale znovu ozval jeho dávný sen o tom, že bude lékařem – a tak pokračoval ve studiích, tentokrát na Vojenské lékařské univerzitě USA v Bethesdě v Marylandu. Doktorem medicíny se stal v roce 2010. Dobrodružná povaha ho vedla k tomu, že si podal přihlášku do NASA, a v roce 2017 byl pro astronautský výcvik skutečně vybrán. Do vesmíru startoval na palubě Sojuzu MS-22 v září 2022. Na palubě ISS pak strávil téměř 371 dní. Dodejme ještě, že je ženatý a má čtyři děti.
