0038884

32

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

PLANETÁRNÍ MLHOVINY

PLANETÁRNÍ MLHOVINY

Bílí trpaslíci Když červený obr odhodí své vnější plynové vrstvy, vznikne planetární mlhovina a zbyde žhavé jádro, ve většině případů tvořené uhlíkem a kyslíkem. Takové těleso se nazývá bílý trpaslík a je extrémně husté: čajová lžička látky z bílého trpaslíka by vážila několik tun. Na počátku jsou bílí trpaslíci také extrémně žhaví: jejich povrchová teplota dosahuje až 150 000 °C. To nicméně nestačí, aby v jejich nitru mohlo probíhat jaderné slučování. Během velice dlouhé doby bílý trpaslík pomalu chladne a bledne a nakonec se stane ( jak předpokládáme) chladným tělesem zvaným černý trpaslík. Vesmír ovšem dosud není dost starý, aby některý bílý trpaslík do stadia černého trpaslíka stačil dospět.

PLANETÁRNÍ MLHOVINY JSOU NEBESKÉ OBDOBY KROUŽKŮ Z CIGARETOVÉHO KOUŘE. EXISTUJÍ JEN KRÁTCE A JSOU TO PŮVABNÉ SLUPKY PLYNU ODVRŽENÉ HVĚZDAMI SROVNATELNÝMI SE SLUNCEM V POSLEDNÍCH CHVÍLÍCH JEJICH ŽIVOTŮ.

Planetární mlhoviny, jež patří k nejkrásnějším nebeským objektům, nemají ve skutečnosti s planetami nic společného – každá z nich je pozůstatkem zahynuvší hvězdy. Označení planetární mlhovina pochází od skoro kulovi­ tého, planetárního vzhledu některých z nich, shodou okolností těch, jež byly objeveny mezi prvními. Moderní dalekohledy nicméně odhalily, že ve skutečnosti mají velmi různorodou podobu. Některé planetární mlhoviny opravdu vypadají jako prstence nebo kulovité plynné obálky, jiné se ale podobají motýlům či přesýpacím hodinám nebo mohou mít některý z nej­ rozmanitějších typů jiných složitých struktur. Co ale mají všechny planerátní mlhoviny společné, je jejich původ: všechny jsou důsledkem nestability červených obrů na konci jejich životní pouti, kdy hvězda odhodí své vnější vrstvy. Tato nestabilita nastává, když ve hvězdném jádru začne docházet palivo nutné k jadernému slučování, jež je zdrojem zářivé energie hvězdy.

slupka spalování helia

uhlíkem bohaté jádro

odstředný tlak

tenké vnější vrstvy vodíkového plynu

slupka spalování vodíku

1 Stárnoucí červený obr Když se hvězda s hmotností srovnatelnou se Sluncem při­ blíží konci svého života, vzroste její energetický výdej, její vnější vrstvy se rozepnou a zrodí se červený obr. Stárnoucí červený obr má uhlíkem bohaté jádro obklopené horkými hustými slupkami plynu, v nichž probíhá slučování helia a vodíku za uvolňování velikého množství energie.

33

△ Mlhovina Zářící oko Uspořádání této planetární mlhoviny (NGC 6751) včetně „stuh“ plynu, vybíhajících od jasného bílého trpaslíka uprostřed, jí dává vzhled obřího třpytivého oka. Modré oblasti vyplňuje nejžhavější plyn, oranžové obla­ sti jsou nejchladnější. Mlhovina měří napříč asi 0,8 světelného roku.

dostředné působení gravitace

Hvězda pulzuje (kolísá její velikost).

2 Hvězda se stává nestabilní Velikost hvězdy určují dvě síly: do středu působící gravi­ tace a k povrchu působící tlak vyvolaný výstupem energie.

Slučovací jaderné reakce, které hvězdě poskytují energii, jsou citlivé na změny teploty a tlaku, takže i drobné odchylky podmínek mohou způsobit nestabilitu, jež se může projevit i rozsáhlým pulzováním velikosti hvězdy.

Hvězda se střídavě rozpíná a smršťuje.

◁ Fleming 1 Tato planetární mlhovina je velmi neobvyklá tím, že obsahuje dva bílé tpaslíky, kteří krouží blízko sebe jeden kolem druhého uprostřed mlhoviny. Jejich obíhání vysvětluje přítomnost některých pozoruhodně souměrných vláken a dalších struktur, které se vetkávají do uzlovitých, zakřivených útvarů plynné obálky.

△ Složitě utvářená planetární mlhovina Mlhovina označovaná jako NGC 5189 má složitou stavbu se dvěma oddělenými oblaky plynu vybíhajícími od středu v různých směrech.

To lze vysvětlit přítomností druhé hvězdy, jež obíhá kolem centrálního bílého trpaslíka. Mlhovina je od nás vzdálena asi 3 000 světelných roků.

Odvržený plyn vytváří zářící mlhovinu.

Odhaluje se žhavé jádro.

Jádro je už zcela odhaleno.

Svit odvrženého plynu začíná slábnout.

Plyn ve vnějších vrstvách uniká nebo je odtlačován.

3 Hvězda ztrácí hmotu z vnějších vrstev V nejprudší fázi každého pulzu se červený obr rozpíná tak rychle, že plyn ve vnějších vrstvách může překonat gravitační působení celé hvězdy a uniknout do vesmíru.

Plyn je také odhazován do vesmíru tlakem vytvářeným částicemi hmoty a fotony (částečkami světla) řinoucími ze žhavého jádra hvězdy.

velmi žhavý bílý trpaslík

postupně se rozpínající a pohasínající mlhovina

4 Vzniká planetární mlhovina Jak hvězda odhazuje další a další plynové vrstvy, odhaluje se její jádro, v tomto stadiu obvykle tvořené hlavně uhlí­ kem a kyslíkem, jež oba vznikají slučováním helia. Inten­ zivní ultrafialové záření vycházející z jádra ozařuje oblaky odvrženého plynu, který začíná svítit (fluoreskovat) v růz­ ných barvách podle teploty a atomárního složení plynu.

5 Planetární mlhovina se rozpíná Zatímco se mlhovina rozpíná, záření ústřední hvězdy začíná slábnout a jím buzený svit plynů postupně bledne. Planetární mlhovina v typickém případě existuje po několik desítek tisíc let (tedy krátce ve srovnání s miliardami let života typické Slunci podobné hvězdy) a během této doby se nepřetržitě vyvíjí.

6 Zůstává bílý trpaslík Nakonec je jediným pozůstatkem hvězdy odhalené hvězdné jádro – bílý trpaslík. Ačkoliv je velmi horký, z větší vzdálenosti je nenápadný pro svou nepatrnou velikost. Jak se látka mlhoviny rozptyluje, nakonec se stane součástí mezihvězdné hmoty – silně rozptýleného plynu a prachu, který vyplňuje prostor mezi hvězdami v galaxii.

32

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

PLANETÁRNÍ MLHOVINY

PLANETÁRNÍ MLHOVINY

Bílí trpaslíci Když červený obr odhodí své vnější plynové vrstvy, vznikne planetární mlhovina a zbyde žhavé jádro, ve většině případů tvořené uhlíkem a kyslíkem. Takové těleso se nazývá bílý trpaslík a je extrémně husté: čajová lžička látky z bílého trpaslíka by vážila několik tun. Na počátku jsou bílí trpaslíci také extrémně žhaví: jejich povrchová teplota dosahuje až 150 000 °C. To nicméně nestačí, aby v jejich nitru mohlo probíhat jaderné slučování. Během velice dlouhé doby bílý trpaslík pomalu chladne a bledne a nakonec se stane ( jak předpokládáme) chladným tělesem zvaným černý trpaslík. Vesmír ovšem dosud není dost starý, aby některý bílý trpaslík do stadia černého trpaslíka stačil dospět.

PLANETÁRNÍ MLHOVINY JSOU NEBESKÉ OBDOBY KROUŽKŮ Z CIGARETOVÉHO KOUŘE. EXISTUJÍ JEN KRÁTCE A JSOU TO PŮVABNÉ SLUPKY PLYNU ODVRŽENÉ HVĚZDAMI SROVNATELNÝMI SE SLUNCEM V POSLEDNÍCH CHVÍLÍCH JEJICH ŽIVOTŮ.

Planetární mlhoviny, jež patří k nejkrásnějším nebeským objektům, nemají ve skutečnosti s planetami nic společného – každá z nich je pozůstatkem zahynuvší hvězdy. Označení planetární mlhovina pochází od skoro kulovi­ tého, planetárního vzhledu některých z nich, shodou okolností těch, jež byly objeveny mezi prvními. Moderní dalekohledy nicméně odhalily, že ve skutečnosti mají velmi různorodou podobu. Některé planetární mlhoviny opravdu vypadají jako prstence nebo kulovité plynné obálky, jiné se ale podobají motýlům či přesýpacím hodinám nebo mohou mít některý z nej­ rozmanitějších typů jiných složitých struktur. Co ale mají všechny planerátní mlhoviny společné, je jejich původ: všechny jsou důsledkem nestability červených obrů na konci jejich životní pouti, kdy hvězda odhodí své vnější vrstvy. Tato nestabilita nastává, když ve hvězdném jádru začne docházet palivo nutné k jadernému slučování, jež je zdrojem zářivé energie hvězdy.

slupka spalování helia

uhlíkem bohaté jádro

odstředný tlak

tenké vnější vrstvy vodíkového plynu

slupka spalování vodíku

1 Stárnoucí červený obr Když se hvězda s hmotností srovnatelnou se Sluncem při­ blíží konci svého života, vzroste její energetický výdej, její vnější vrstvy se rozepnou a zrodí se červený obr. Stárnoucí červený obr má uhlíkem bohaté jádro obklopené horkými hustými slupkami plynu, v nichž probíhá slučování helia a vodíku za uvolňování velikého množství energie.

33

△ Mlhovina Zářící oko Uspořádání této planetární mlhoviny (NGC 6751) včetně „stuh“ plynu, vybíhajících od jasného bílého trpaslíka uprostřed, jí dává vzhled obřího třpytivého oka. Modré oblasti vyplňuje nejžhavější plyn, oranžové obla­ sti jsou nejchladnější. Mlhovina měří napříč asi 0,8 světelného roku.

dostředné působení gravitace

Hvězda pulzuje (kolísá její velikost).

2 Hvězda se stává nestabilní Velikost hvězdy určují dvě síly: do středu působící gravi­ tace a k povrchu působící tlak vyvolaný výstupem energie.

Slučovací jaderné reakce, které hvězdě poskytují energii, jsou citlivé na změny teploty a tlaku, takže i drobné odchylky podmínek mohou způsobit nestabilitu, jež se může projevit i rozsáhlým pulzováním velikosti hvězdy.

Hvězda se střídavě rozpíná a smršťuje.

◁ Fleming 1 Tato planetární mlhovina je velmi neobvyklá tím, že obsahuje dva bílé tpaslíky, kteří krouží blízko sebe jeden kolem druhého uprostřed mlhoviny. Jejich obíhání vysvětluje přítomnost některých pozoruhodně souměrných vláken a dalších struktur, které se vetkávají do uzlovitých, zakřivených útvarů plynné obálky.

△ Složitě utvářená planetární mlhovina Mlhovina označovaná jako NGC 5189 má složitou stavbu se dvěma oddělenými oblaky plynu vybíhajícími od středu v různých směrech.

To lze vysvětlit přítomností druhé hvězdy, jež obíhá kolem centrálního bílého trpaslíka. Mlhovina je od nás vzdálena asi 3 000 světelných roků.

Odvržený plyn vytváří zářící mlhovinu.

Odhaluje se žhavé jádro.

Jádro je už zcela odhaleno.

Svit odvrženého plynu začíná slábnout.

Plyn ve vnějších vrstvách uniká nebo je odtlačován.

3 Hvězda ztrácí hmotu z vnějších vrstev V nejprudší fázi každého pulzu se červený obr rozpíná tak rychle, že plyn ve vnějších vrstvách může překonat gravitační působení celé hvězdy a uniknout do vesmíru.

Plyn je také odhazován do vesmíru tlakem vytvářeným částicemi hmoty a fotony (částečkami světla) řinoucími ze žhavého jádra hvězdy.

velmi žhavý bílý trpaslík

postupně se rozpínající a pohasínající mlhovina

4 Vzniká planetární mlhovina Jak hvězda odhazuje další a další plynové vrstvy, odhaluje se její jádro, v tomto stadiu obvykle tvořené hlavně uhlí­ kem a kyslíkem, jež oba vznikají slučováním helia. Inten­ zivní ultrafialové záření vycházející z jádra ozařuje oblaky odvrženého plynu, který začíná svítit (fluoreskovat) v růz­ ných barvách podle teploty a atomárního složení plynu.

5 Planetární mlhovina se rozpíná Zatímco se mlhovina rozpíná, záření ústřední hvězdy začíná slábnout a jím buzený svit plynů postupně bledne. Planetární mlhovina v typickém případě existuje po několik desítek tisíc let (tedy krátce ve srovnání s miliardami let života typické Slunci podobné hvězdy) a během této doby se nepřetržitě vyvíjí.

6 Zůstává bílý trpaslík Nakonec je jediným pozůstatkem hvězdy odhalené hvězdné jádro – bílý trpaslík. Ačkoliv je velmi horký, z větší vzdálenosti je nenápadný pro svou nepatrnou velikost. Jak se látka mlhoviny rozptyluje, nakonec se stane součástí mezihvězdné hmoty – silně rozptýleného plynu a prachu, který vyplňuje prostor mezi hvězdami v galaxii.

50

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

GALAXIE

GALAXIE

Nepravidelné galaxie Nepravidelné galaxie jsou poměrně beztvaré shluky plynu, prachu a hvězd. Nejznámějšími příklady jsou oba Magellanovy oblaky (Malý a Velký), jež jsou nejjasnějšími průvodci Mléčné dráhy. Nepravidelné galaxie jsou bohaté zárodečným materiálem hvězd a často v nich probíhá intenzivní hvězdotvorba, díky níž jsou jasnější, než by odpovídalo jejich velikosti. Velké nepravidelné galaxie vykazují známky jisté vnitřní struktury, například mají náznak příčky nebo slabě vymezená ramena.

Hubble je označil Irr I, na rozdíl od Irr II, které jsou skutečně beztvaré.

GALAXIE JSOU VELICE ROZMANITÉ CO DO VELIKOSTI A TVARU, OD SLOŽITÝCH SPIRÁL JAKO MLÉČNÉ DRÁHA K ROZMĚRNÝM KOULÍM STARÝCH ČERVENÝCH A ŽLUTÝCH HVĚZD A BEZTVARÝM OBLAKŮM PRACHU, PLYNU A NOVOROZENÝCH HVĚZD. Galaxie jsou jedinými místy ve vesmíru, kde je hmota dost hustá, aby z ní mohly vznikat hvězdy, a většina hvězd v nich stráví celý svůj život. Galaxie drží pohromadě gravitace a většina má ve svém středu superhmotnou černou díru.

51

▷ NGC 1427A Má se za to, že trpasličí nepravidelné galaxie hrají významnou úlohu ve vývoji galaxií. Jejich hvězdy obsahují poměrně málo těžkých prvků a pravděpodobně představují původní materiál zbylý z rané etapy existence vesmíru, který se teprve nedávno zapojil do procesu formování hvězd.

Například NGC 1427 A je plná nedávno utvořených jasných hvězd, jejichž vznik spouští průlet této galaxie Kupou galaxií v Peci.

Typy galaxií Americký astronom Edwin Hubble potvrdil existenci galaxií za Mléčnou dráhou ve 20. letech 20. století. Rozdělil je také na typy vyjádřené kódem z písmen a číslic. Eliptické galaxie (typy E0 až E7) mají oblé tvary od koulí po dlouze protažené „doutníky“. Dnes víme, že v nich převažují staré červené a žluté hvězdy. Spirální galaxie (typy S a SB) jsou ploché disky s hustými hvězdotvornými oblastmi ve spirálních ramenech a staršími červenými a žlutými hvězdami v centru. Čočkové galaxie (typ S0) mají centrální výduť obklopenou diskem, ale nemají spirální ramena, zatímco nepravidelné galaxie (typy Irr I a II) jsou víceméně beztvaré shluky bohaté hvězdotvorným materiálem.

Spirální

Sa

Sb

Sc

△ Eliptické galaxie Eliptické galaxie jako M60 (na snímku se spirální galaxií NGC 4647) jsou hvězdné soustavy tvořené hvězdami na překrývajících se eliptických drahách ukloněných v širokém rozpětí úhlů. Obsahují jen velmi málo plynu potřebného k utváření nových hvězd, takže v nich převládají dlouze žijící méně hmotné červené a žluté hvězdy. Jejich velikost sahá od eliptických trpasličích galaxií s jen několika miliony hvězd až po „obří elipsy“, které jsou největšími galaxiemi ve známém vesmíru.

Eliptické

E0

E2

E5

S0

△ M89 Galaxie třídy E0, jako je například M89 v Panně, jsou skoro dokonalé koule z hvězd. Patří k nim nejjasnější a největší obří eliptické galaxie, obsahující mnoho bilionů hvězd.

△ M32 Galaxie třídy E2, jako třeba průvodce Galaxie v Andromedě M32, jsou podle jedné své osy výrazně protaženější než podle ostatních dvou os a bývají méně jasné než galaxie třídy E0.

△ M110 Protaženější galaxie jako M110, jež je rovněž průvodcem Galaxie v Andromedě, jsou ve skutečnosti poněkud diskovité. Dráhy jejich hvězd jsou zploštělé v důsledku otáčení galaxie.

△ ESO 381-12 Čočkové galaxie (S0) mají centrální výduť a plochý disk z hvězd podobně jako spirální galaxie, obsahují ale málo mladých hvězd v důsledku nedostatku hvězdotvorného plynu.

△ Hubbleova ladička Edwin Hubble uspořádal různé typy galaxií do tvaru hudební ladičky. Chtěl tím ilustrovat způsob, jímž se galaxie vyvíjejí, ačkoliv dnes víme, že skutečnost je mnohem složitější (viz s. 62–63). Eliptické galaxie jsou uspořádány podle tvaru, přičemž E0 je nejkulatější typ.

Existují dva typy spirálních galaxií: normální spirály (typy Sa až Sc nebo Sd), u nichž se spirální ramena odvíjejí přímo ze středové oblasti, a spirály s příčkou (SBa až SBc), u nichž se ramena připojují ke koncům krátké příčky, jež prochází středem galaxie.

Astronomové se domnívají, že existuje asi tolik galaxií ve vesmíru, kolik je hvězd v Mléčné dráze.

△ NGC 7217 Spirální galaxie typu Sa, jako NGC 7217 v Perseu, mají centrální výduť ze starších hvězd obklopenou diskem z hvězd a plynu. Vlny hvězdotvorby vytvořily těsně navinutá ramena.

SBa

△ NGC 4921 Spirály s příčkou se klasifikují podobně jako ty bez příčky. Galaxie typu SBa, k nimž patří i NGC 4921 ve Vlasech Bereniky, mají těsně navinutá ramena.

△ M91 Spirály typu Sb mají méně těsně navinutá ramena napojená přímo na středovou oblast. Galaxie M91 ve Vlasech Bereniky má na příslušnici svého typu poměrně slabě zářící ramena.

SBb

△ NGC 7479 Spirály s příčkou typu SBb, jako NGC v Perseu, mají volnější spirálovou stavbu, obsahují ale zřetelnou středovou příčku vycházející z protilehlých stran jádra.

△ M74 Spirály typu Sc, jako M74 v Rybách, mají navinutí ramen ještě volnější, jsou ale stejně jasná jako u typů Sa a Sb. Nejvolnější spirály typu Sd, jsou už obvykle mnohem matnější.

SBc

△ M95 Galaxie typu SBc mají nejvolněji navinutá spirální ramena; příkladem budiž nádherná M95, spirála s příčkou zhruba 38 milionů světelných roků od nás v souhvězdí Lva.

50

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

GALAXIE

GALAXIE

Nepravidelné galaxie Nepravidelné galaxie jsou poměrně beztvaré shluky plynu, prachu a hvězd. Nejznámějšími příklady jsou oba Magellanovy oblaky (Malý a Velký), jež jsou nejjasnějšími průvodci Mléčné dráhy. Nepravidelné galaxie jsou bohaté zárodečným materiálem hvězd a často v nich probíhá intenzivní hvězdotvorba, díky níž jsou jasnější, než by odpovídalo jejich velikosti. Velké nepravidelné galaxie vykazují známky jisté vnitřní struktury, například mají náznak příčky nebo slabě vymezená ramena.

Hubble je označil Irr I, na rozdíl od Irr II, které jsou skutečně beztvaré.

GALAXIE JSOU VELICE ROZMANITÉ CO DO VELIKOSTI A TVARU, OD SLOŽITÝCH SPIRÁL JAKO MLÉČNÉ DRÁHA K ROZMĚRNÝM KOULÍM STARÝCH ČERVENÝCH A ŽLUTÝCH HVĚZD A BEZTVARÝM OBLAKŮM PRACHU, PLYNU A NOVOROZENÝCH HVĚZD. Galaxie jsou jedinými místy ve vesmíru, kde je hmota dost hustá, aby z ní mohly vznikat hvězdy, a většina hvězd v nich stráví celý svůj život. Galaxie drží pohromadě gravitace a většina má ve svém středu superhmotnou černou díru.

51

▷ NGC 1427A Má se za to, že trpasličí nepravidelné galaxie hrají významnou úlohu ve vývoji galaxií. Jejich hvězdy obsahují poměrně málo těžkých prvků a pravděpodobně představují původní materiál zbylý z rané etapy existence vesmíru, který se teprve nedávno zapojil do procesu formování hvězd.

Například NGC 1427 A je plná nedávno utvořených jasných hvězd, jejichž vznik spouští průlet této galaxie Kupou galaxií v Peci.

Typy galaxií Americký astronom Edwin Hubble potvrdil existenci galaxií za Mléčnou dráhou ve 20. letech 20. století. Rozdělil je také na typy vyjádřené kódem z písmen a číslic. Eliptické galaxie (typy E0 až E7) mají oblé tvary od koulí po dlouze protažené „doutníky“. Dnes víme, že v nich převažují staré červené a žluté hvězdy. Spirální galaxie (typy S a SB) jsou ploché disky s hustými hvězdotvornými oblastmi ve spirálních ramenech a staršími červenými a žlutými hvězdami v centru. Čočkové galaxie (typ S0) mají centrální výduť obklopenou diskem, ale nemají spirální ramena, zatímco nepravidelné galaxie (typy Irr I a II) jsou víceméně beztvaré shluky bohaté hvězdotvorným materiálem.

Spirální

Sa

Sb

Sc

△ Eliptické galaxie Eliptické galaxie jako M60 (na snímku se spirální galaxií NGC 4647) jsou hvězdné soustavy tvořené hvězdami na překrývajících se eliptických drahách ukloněných v širokém rozpětí úhlů. Obsahují jen velmi málo plynu potřebného k utváření nových hvězd, takže v nich převládají dlouze žijící méně hmotné červené a žluté hvězdy. Jejich velikost sahá od eliptických trpasličích galaxií s jen několika miliony hvězd až po „obří elipsy“, které jsou největšími galaxiemi ve známém vesmíru.

Eliptické

E0

E2

E5

S0

△ M89 Galaxie třídy E0, jako je například M89 v Panně, jsou skoro dokonalé koule z hvězd. Patří k nim nejjasnější a největší obří eliptické galaxie, obsahující mnoho bilionů hvězd.

△ M32 Galaxie třídy E2, jako třeba průvodce Galaxie v Andromedě M32, jsou podle jedné své osy výrazně protaženější než podle ostatních dvou os a bývají méně jasné než galaxie třídy E0.

△ M110 Protaženější galaxie jako M110, jež je rovněž průvodcem Galaxie v Andromedě, jsou ve skutečnosti poněkud diskovité. Dráhy jejich hvězd jsou zploštělé v důsledku otáčení galaxie.

△ ESO 381-12 Čočkové galaxie (S0) mají centrální výduť a plochý disk z hvězd podobně jako spirální galaxie, obsahují ale málo mladých hvězd v důsledku nedostatku hvězdotvorného plynu.

△ Hubbleova ladička Edwin Hubble uspořádal různé typy galaxií do tvaru hudební ladičky. Chtěl tím ilustrovat způsob, jímž se galaxie vyvíjejí, ačkoliv dnes víme, že skutečnost je mnohem složitější (viz s. 62–63). Eliptické galaxie jsou uspořádány podle tvaru, přičemž E0 je nejkulatější typ.

Existují dva typy spirálních galaxií: normální spirály (typy Sa až Sc nebo Sd), u nichž se spirální ramena odvíjejí přímo ze středové oblasti, a spirály s příčkou (SBa až SBc), u nichž se ramena připojují ke koncům krátké příčky, jež prochází středem galaxie.

Astronomové se domnívají, že existuje asi tolik galaxií ve vesmíru, kolik je hvězd v Mléčné dráze.

△ NGC 7217 Spirální galaxie typu Sa, jako NGC 7217 v Perseu, mají centrální výduť ze starších hvězd obklopenou diskem z hvězd a plynu. Vlny hvězdotvorby vytvořily těsně navinutá ramena.

SBa

△ NGC 4921 Spirály s příčkou se klasifikují podobně jako ty bez příčky. Galaxie typu SBa, k nimž patří i NGC 4921 ve Vlasech Bereniky, mají těsně navinutá ramena.

△ M91 Spirály typu Sb mají méně těsně navinutá ramena napojená přímo na středovou oblast. Galaxie M91 ve Vlasech Bereniky má na příslušnici svého typu poměrně slabě zářící ramena.

SBb

△ NGC 7479 Spirály s příčkou typu SBb, jako NGC v Perseu, mají volnější spirálovou stavbu, obsahují ale zřetelnou středovou příčku vycházející z protilehlých stran jádra.

△ M74 Spirály typu Sc, jako M74 v Rybách, mají navinutí ramen ještě volnější, jsou ale stejně jasná jako u typů Sa a Sb. Nejvolnější spirály typu Sd, jsou už obvykle mnohem matnější.

SBc

△ M95 Galaxie typu SBc mají nejvolněji navinutá spirální ramena; příkladem budiž nádherná M95, spirála s příčkou zhruba 38 milionů světelných roků od nás v souhvězdí Lva.

54

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

MLÉČNÁ DRÁHA VŠECHNY HVĚZDY, KTERÉ MŮŽEME SPATŘIT NA NOČNÍ OBLOZE POUHÝM OKEM, JSOU SOUČÁSTÍ NAŠEHO HVĚZDNÉHO DOMOVA – GALAXIE ZVANÉ MLÉČNÁ DRÁHA. JE TO OBŘÍ SPIRÁLA S PŘÍČKOU, OBSAHUJE STOVKY MILIARD HVĚZD A NAPŘÍČ MĚŘÍ ASI 120 000 SVĚTELNÝCH ROKŮ.

Hvězdy Mléčné dráhy společně vytvářejí disk se středovou výdutí. Přes svůj obrovský průměr je tento disk v průměru jen asi 1 000 světelných roků silný. Z našeho místa v galaxii vidíme mnohem více hvězd v rovině disku, než když hledíme „nad“ a „pod“ něj a pak dál do mezigalaktického prostoru. Proto naši galaxii vidíme jako souvislý pás, jehož nesčetné vzdálené hvězdy se slévají v pruh mléčného světla, táhnoucí se noční oblohou.

Ve středové výduti Mléčné dráhy převažují málo hmotné červené a žluté hvězdy s vysokou metalicitou (viz s. 29), disk kolem výdutě je ale plný plynu, prachu a mladších hvězd. Jako u všech spirálních galaxií jsou hvězdy všude v disku, avšak ty nejjasnější se shlukují do spirálních ramen. Hvězdy obíhají

kolem středu galaxie rozdílnými rychlostmi, takže ramena nejsou trvalé struktury. Namísto toho vznikají proto, že jsou aktivními oblastmi hvězdotvorby. Nejhmotnější a nejzářivější z tam zrozených hvězd procházejí svými životními cykly ještě před tím, než je jejich dráhy vynesou do širšího disku.

Spirální ramena Astronomové nedávno zjistili, že Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou. Její středovou výduť kříží přímá příčka z hvězd, dlouhá nějakých 27 000 světelných roků.

Spirální ramena jsou výsledkem pohybu hvězd, plynu a prachu do a ze spirálovité „dopravní zácpy“, označované jako hustotní vlna (viz protější stranu).

Poslední výzkumy ukázaly, že Mléčná dráha má čtyři spirální ramena, dvě hlavní a dvě menší, s výraznými rozdíly mezi jejich hvězdami. kulové hvězdokupy

tlustý disk

středová výduť

halo

rychlé hvězdy

Srdce Mléčné dráhy Centrální oblasti jsou nám skryty za oblaky hvězd a prachovými pásy, rentgenové a infračervené paprsky ale pomáhají odhalit složité struktury, mohutné hvězdokupy a obrovskou obří díru s hmotností několika milionů Sluncí, jež se skrývá v zářicím plynném oblaku v pravé části pole.

UTVÁŘENÍ SPIRÁLNÍCH RAMEN

tenký disk

◁ Řez Mléčnou dráhou Viděna z boku sestává Mléčná dráha z hvězdného disku kolem středové výdutě o průměru asi 8 000 světelných roků. Rozsáhlá oblast zvaná halo nad a pod galaxií vypadá prázdná, je ale domovem kulových hvězdokup a najdeme v ní i rychle letící hvězdy a horký plyn vyvržený z galaktické roviny.

◁ Zcela srovnané dráhy Za ideální situace by eliptické dráhy těles obíhajících kolem galaktického středu měly své delší osy vzájemně dokonale srovnané. Tělesa se přirozeně pohybovují nejpomaleji v nejvypouklejším bodě své dráhy, kde jsou nejdál od středu.

◁ Chaotické dráhy Podle úplně chaotického scénáře by tělesa v galaxii obíhala po zcela náhodně orientovaných drahách a žádné spirální struktura by se neutvořila. Na obrázku je stejný počet drah jako na ostatních dvou (vlevo a vpravo).

◁ Hustotní vlna Spirálová stavba se objevuje, když se dráhy těles uspořádají tak, že se postupně o malý úhel odklánějí jedna od druhé, často v důsledku slapového působení jiné galaxie. Ve výsledku se obíhání zpomaluje a hmota se soustředí ve spirálách.

54

JAK POROZUMĚT VESMÍRU

MLÉČNÁ DRÁHA VŠECHNY HVĚZDY, KTERÉ MŮŽEME SPATŘIT NA NOČNÍ OBLOZE POUHÝM OKEM, JSOU SOUČÁSTÍ NAŠEHO HVĚZDNÉHO DOMOVA – GALAXIE ZVANÉ MLÉČNÁ DRÁHA. JE TO OBŘÍ SPIRÁLA S PŘÍČKOU, OBSAHUJE STOVKY MILIARD HVĚZD A NAPŘÍČ MĚŘÍ ASI 120 000 SVĚTELNÝCH ROKŮ.

Hvězdy Mléčné dráhy společně vytvářejí disk se středovou výdutí. Přes svůj obrovský průměr je tento disk v průměru jen asi 1 000 světelných roků silný. Z našeho místa v galaxii vidíme mnohem více hvězd v rovině disku, než když hledíme „nad“ a „pod“ něj a pak dál do mezigalaktického prostoru. Proto naši galaxii vidíme jako souvislý pás, jehož nesčetné vzdálené hvězdy se slévají v pruh mléčného světla, táhnoucí se noční oblohou.

Ve středové výduti Mléčné dráhy převažují málo hmotné červené a žluté hvězdy s vysokou metalicitou (viz s. 29), disk kolem výdutě je ale plný plynu, prachu a mladších hvězd. Jako u všech spirálních galaxií jsou hvězdy všude v disku, avšak ty nejjasnější se shlukují do spirálních ramen. Hvězdy obíhají

kolem středu galaxie rozdílnými rychlostmi, takže ramena nejsou trvalé struktury. Namísto toho vznikají proto, že jsou aktivními oblastmi hvězdotvorby. Nejhmotnější a nejzářivější z tam zrozených hvězd procházejí svými životními cykly ještě před tím, než je jejich dráhy vynesou do širšího disku.

Spirální ramena Astronomové nedávno zjistili, že Mléčná dráha je spirální galaxie s příčkou. Její středovou výduť kříží přímá příčka z hvězd, dlouhá nějakých 27 000 světelných roků.

Spirální ramena jsou výsledkem pohybu hvězd, plynu a prachu do a ze spirálovité „dopravní zácpy“, označované jako hustotní vlna (viz protější stranu).

Poslední výzkumy ukázaly, že Mléčná dráha má čtyři spirální ramena, dvě hlavní a dvě menší, s výraznými rozdíly mezi jejich hvězdami. kulové hvězdokupy

tlustý disk

středová výduť

halo

rychlé hvězdy

Srdce Mléčné dráhy Centrální oblasti jsou nám skryty za oblaky hvězd a prachovými pásy, rentgenové a infračervené paprsky ale pomáhají odhalit složité struktury, mohutné hvězdokupy a obrovskou obří díru s hmotností několika milionů Sluncí, jež se skrývá v zářicím plynném oblaku v pravé části pole.

UTVÁŘENÍ SPIRÁLNÍCH RAMEN

tenký disk

◁ Řez Mléčnou dráhou Viděna z boku sestává Mléčná dráha z hvězdného disku kolem středové výdutě o průměru asi 8 000 světelných roků. Rozsáhlá oblast zvaná halo nad a pod galaxií vypadá prázdná, je ale domovem kulových hvězdokup a najdeme v ní i rychle letící hvězdy a horký plyn vyvržený z galaktické roviny.

◁ Zcela srovnané dráhy Za ideální situace by eliptické dráhy těles obíhajících kolem galaktického středu měly své delší osy vzájemně dokonale srovnané. Tělesa se přirozeně pohybovují nejpomaleji v nejvypouklejším bodě své dráhy, kde jsou nejdál od středu.

◁ Chaotické dráhy Podle úplně chaotického scénáře by tělesa v galaxii obíhala po zcela náhodně orientovaných drahách a žádné spirální struktura by se neutvořila. Na obrázku je stejný počet drah jako na ostatních dvou (vlevo a vpravo).

◁ Hustotní vlna Spirálová stavba se objevuje, když se dráhy těles uspořádají tak, že se postupně o malý úhel odklánějí jedna od druhé, často v důsledku slapového působení jiné galaxie. Ve výsledku se obíhání zpomaluje a hmota se soustředí ve spirálách.

94

SOUHVĚZDÍ

MAPOVÁNÍ OBLOHY

MAPOVÁNÍ OBLOHY K VYHLEDÁVÁNÍ VESMÍRNÝCH OBJEKTŮ A VYTVÁŘENÍ MAP HVĚZDNÉ OBLOHY ASTRONOMOVÉ POUŽÍVAJÍ VZTAŽNOU SOUSTAVU ZVANOU NEBESKÁ SFÉRA. JE TO MYŠLENÁ KULOVITÁ SLUPKA SE ZEMÍ UPROSTŘED, NA NIŽ LZE PROMÍTNOUT JAKÝKOLIV VESMÍRNÝ OBJEKT. Víme, že vesmírné objekty leží v nejrůznějších vzdálenostech od Země, avšak pro účely jejich vynesení do mapy si můžeme představovat, jako by byly připevněné na vnitřním povrchu nebeské sféry. Stejně jako Zemi lze tuto kouli rozdělit čarami odpovídajícími zeměpisné šířce a délce. A podobně jako jsou souše na Zemi rozčleněny na území jednotlivých států, člení se nebeská sféra na oblasti zvané souhvězdí.

▷ Souhvězdí Po tisíciletí lidé spojovali hvězdy myšlenými čarami, aby získali rozeznatelné obrazce čili souhvězdí. Tyto obrazce představovaly zejména zvířata a mytické hrdiny a příšery.

Nedlouho po počátku 20. století Mezinárodní astronomická unie formálně uznala 88 souhvězdí, dala jim oficiální názvy a stanovila průběh jejich hranic. V tomto moderním pojetí je souhvězdí spíše přesně vymezenou plochou na obloze než obrazcem z čar spojujících hvězdy.

Nebeská sféra je myšlená koule obklopující Zemi.

Hranice souhvězdí jsou přímé a buď vodorovné, nebo svislé.

95

◁ Souhvězdí jako skládačka Souhvězdí do sebe zapadají jako dílky troj­ rozměrné skládačky a společně pokrývají bez mezer celou oblohu. Každá hvězda nebo jiný vesmírný objekt je součástí jednoho z 88 souhvězdí.

Obrazec z myšlených linií spojujících hvězdy uvnitř každého ze souhvězdí představuje skutečnou nebo mytickou postavu, zvíře nebo věc.

Mléčná dráha tvoří pás kolem celé nebeské sféry.

Orion při pohledu zvnějšku Obrazec z myšlených úseček spojujících výrazné hvězdy představuje postavu lovce či válečníka z řeckých mýtů.

Hydra je plošně nejrozsáhlější souhvězdí.

▽ Poloha pozorovatele Z daného místa na Zemi lze v daný okamžik vidět nanejvýš polovinu nebeské sféry, protože zbytek je zakrytý samotnou Zemí. Zda lze to které souhvězdí spatřit, nebo nelze, závisí na poloze pozorvatele. Například souhvězdí Velkého psa je celé vidět mezi zeměpisnou šířkou +56° a jižním pólem.

V pásu severně od +56° lze vidět jen část tohoto souhvězdí a z oblasti kolem severního pólu není toto souhvězdí dokonce viditelné vůbec.

Souhvězdí nacházející se kolem nebeského rovníku lze spatřit z většiny míst na Zemi.

Souhvězdí nelze spatřit.

Souhvězdí do sebe svými okraji přesně zapadají.

Lze spatřit část souhvězdí.

Lze spatřit celé souhvězdí.

VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ VELKÉHO PSA Z EVROPY

Velký pes

Asi 9 000 hvězd na celé nebeské sféře lze spatřit pouhým okem.

94

SOUHVĚZDÍ

MAPOVÁNÍ OBLOHY

MAPOVÁNÍ OBLOHY K VYHLEDÁVÁNÍ VESMÍRNÝCH OBJEKTŮ A VYTVÁŘENÍ MAP HVĚZDNÉ OBLOHY ASTRONOMOVÉ POUŽÍVAJÍ VZTAŽNOU SOUSTAVU ZVANOU NEBESKÁ SFÉRA. JE TO MYŠLENÁ KULOVITÁ SLUPKA SE ZEMÍ UPROSTŘED, NA NIŽ LZE PROMÍTNOUT JAKÝKOLIV VESMÍRNÝ OBJEKT. Víme, že vesmírné objekty leží v nejrůznějších vzdálenostech od Země, avšak pro účely jejich vynesení do mapy si můžeme představovat, jako by byly připevněné na vnitřním povrchu nebeské sféry. Stejně jako Zemi lze tuto kouli rozdělit čarami odpovídajícími zeměpisné šířce a délce. A podobně jako jsou souše na Zemi rozčleněny na území jednotlivých států, člení se nebeská sféra na oblasti zvané souhvězdí.

▷ Souhvězdí Po tisíciletí lidé spojovali hvězdy myšlenými čarami, aby získali rozeznatelné obrazce čili souhvězdí. Tyto obrazce představovaly zejména zvířata a mytické hrdiny a příšery.

Nedlouho po počátku 20. století Mezinárodní astronomická unie formálně uznala 88 souhvězdí, dala jim oficiální názvy a stanovila průběh jejich hranic. V tomto moderním pojetí je souhvězdí spíše přesně vymezenou plochou na obloze než obrazcem z čar spojujících hvězdy.

Nebeská sféra je myšlená koule obklopující Zemi.

Hranice souhvězdí jsou přímé a buď vodorovné, nebo svislé.

95

◁ Souhvězdí jako skládačka Souhvězdí do sebe zapadají jako dílky troj­ rozměrné skládačky a společně pokrývají bez mezer celou oblohu. Každá hvězda nebo jiný vesmírný objekt je součástí jednoho z 88 souhvězdí.

Obrazec z myšlených linií spojujících hvězdy uvnitř každého ze souhvězdí představuje skutečnou nebo mytickou postavu, zvíře nebo věc.

Mléčná dráha tvoří pás kolem celé nebeské sféry.

Orion při pohledu zvnějšku Obrazec z myšlených úseček spojujících výrazné hvězdy představuje postavu lovce či válečníka z řeckých mýtů.

Hydra je plošně nejrozsáhlější souhvězdí.

▽ Poloha pozorovatele Z daného místa na Zemi lze v daný okamžik vidět nanejvýš polovinu nebeské sféry, protože zbytek je zakrytý samotnou Zemí. Zda lze to které souhvězdí spatřit, nebo nelze, závisí na poloze pozorvatele. Například souhvězdí Velkého psa je celé vidět mezi zeměpisnou šířkou +56° a jižním pólem.

V pásu severně od +56° lze vidět jen část tohoto souhvězdí a z oblasti kolem severního pólu není toto souhvězdí dokonce viditelné vůbec.

Souhvězdí nacházející se kolem nebeského rovníku lze spatřit z většiny míst na Zemi.

Souhvězdí nelze spatřit.

Souhvězdí do sebe svými okraji přesně zapadají.

Lze spatřit část souhvězdí.

Lze spatřit celé souhvězdí.

VIDITELNOST SOUHVĚZDÍ VELKÉHO PSA Z EVROPY

Velký pes

Asi 9 000 hvězd na celé nebeské sféře lze spatřit pouhým okem.

118

SOUHVĚZDÍ

HERKULES

ZÁŘIVOST

Mý Herculis 3 Slunce

Delta Herculis 26 Sluncí

Dzéta Herculis 8 Sluncí

Gama Herculis 97 Sluncí

HERKULES

Kornephoros 120 Sluncí

50°

18 h

Pořadí (plocha) 5 M92 Kulová hvězdokupa slabší a menší než M13. V binokuláru vypadá jako jediná hvězda, už malý dalekohled ale odhalí, že jde o hvězdokupu.

17 h 16 h

ι τ

Orel

ο

R

ξ

μ

100

K U L E S ε

VZDÁLENOST

ζ

λ

109

2,8

360 světelných roků

139 světelných roků

Gama (γ) Herculis Bílý obr 3,8

193 světelné roky

Delta (δ) Herculis Modrobílý veleobr 3,1

75 světelných roků

Dzéta (ζ) Herculis Žlutobílý veleobr

30°

2,8

Abell 39

35 světelných roků

Éta (η) Herculis Žlutý obr

δ 110

MAPA 4

Kornephoros Beta (β) Herculis Žlutý obr M13 Kulová hvězdokupa viditelná binokulárem jako mlhavá skvrnka 6. hvězdné velikosti o ploše asi polo­ viny úplňku Měsíce.

95

3,5

NGC 6210

109 světelných roků

Pí (π) Herculis Oranžový obr

20°

3,2

β

377 světelných roků

OBJEKTY HLUBOKÉHO NEBE γ 20° 18 h 110 Herculis Bílý trpaslík asi 63 světelné roky od nás. S hvězdnou velikostí 4,2 jej lze spatřit i pouhým okem.

Kupa galaxií v Herkulu

α 95 Herculis Dvojice obřích hvězd 5. veli­kosti (žlutá a bílá), rozlišitelná malým dalekohledem.

100 Herculis Dvojice modrobílých hvězd 6. velikosti, snadno rozlišitelná malým dalekohledem.

M13 Kulová hvězdokupa M92 Kulová hvězdokupa

Rasalgethi (α Herculis) Červený veleobr nepravidelně kolísající mezi 3. a 4. hvězd­ nou velikostí. Malým dale­ kohledem lze spatřit jeho ­souputníka 5. velikosti.

17 h

NGC 6210 Planetární mlhovina IC 4539 Planetární mlhovina

ω

Abell 39 Planetární mlhovina

Hadonoš

Beta (β) 139 světelných roků

2,7–4,0

16 h

111

Pí (π) 377 světelných roků Mý (μ) 27 světelných roků Delta (δ) 75 světelných roků

ř

30°

ν

Théta (θ) 758 světelných roků

Země

40°

M13

H

△ M13 Nejjasnější kulová hvězdokupa severní oblohy M13 je od nás vzdálena asi 25 000 světelných roků a obsahuje na 300 000 hvězd. Je na hranici viditelnosti pouhým okem a malým dalekohledem lze spatřit i detaily, např. řetízky hvězd.

Nejvýš na obloze ve 22 h Červen až červenec

Rasalgethi Alfa (α) Herculis Proměnný červený veleobr

π

E

Zkratka Her

HLAVNÍ HVĚZDY

tý

η

ρ

113 ◁ Hercules A Miliony světelných roků dlouhé výtrysky plynu chrlí Hercules A, eliptická galaxie asi dvě miliardy světelných roků od nás. Ačkoliv je nelze spatřit ve viditelném světle, lze je odhalit na rádiových vlnových délkách a jsou jasně vidět na tomto obrázku složeném ze snímků poří­ zených ve viditelné a rádiové oblasti. Soudí se, že výtrysky má na svědomí černá díra s hmotností asi 2,5 miliardy Sluncí ve středu galaxie.

as

θ

2. pád Herculis

Plná viditelnost 90°S–38°J

σ

40°

a

vytvářejí čtyřúhelník označovaný jako Klenák, jenž je spodní částí Herkulova těla (klenák je kámen uzavírající architektonický oblouk).

Na jedné ze stran Klenáku leží jasná kulová hvězdokupa M13, jejíž průměr činí asi 150 světelných roků a jež obsahuje více než čtvrt milionu hvězd.

Herkules také obsahuje několik atraktivních dvojhvězd dobře rozlišitelných už malým daleko­­­ hledem, jmenovitě Ró Herculis, 95 Herculis a ­poměrně jasného a blízkého bílého trpaslíka 110 Herculis.

υ φ

M92

Lyr

Herkules na obloze stojí nohama k severu a hlavou k jihu. Představuje siláka ze starořecké mytologie, jenž dostal dvanáct nadlidských úkolů, mezi nimi i přemoci draka. Na obloze je bájný hrdina zná­­ zorňován se svou levou nohou právě na hlavě Draka, jenž se v podobě souhvězdí nachází severně od něj. Herkulovu hlavu představuje hvězda Rasalgethi, červený obr s kolísající jasností.

Ačkoliv je Rasalgethi označována jako Alfa Herculis, je nejjasnější hvězdou souhvězdí Beta Herculis, známá rovněž jako Kornephoros. Čtyři z hlavních hvězd souhvězdí (Epsilon, Dzéta, Éta a Pí Herculis)

50°

Nejjasnější hvězdy Korne­ phoros (β) 2,8; Dzéta (ζ) 2,8

P

HERKULES JE ROZLEHLÉ, AVŠAK NEPŘÍLIŠ NÁPADNÉ SOUHVĚZDÍ NACHÁZEJÍCÍ SE MEZI LYROU A PASTÝŘEM. NEJZAJÍMAVĚJŠÍ V NĚM JSOU KULOVÉ HVĚZDOKUPY VČETNĚ M13, OBECNĚ POVAŽOVANÉ ZA NEJKRÁSNĚJŠÍ NA SEVERNÍ OBLOZE.

Théta Herculis 1 330 Sluncí

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

Drak

HERCULES

▷ Vzdálenost hvězd Nám nejbližší hlavní hvězda souhvězdí Mý (μ) Herculis je pouhých 27 světelných roků daleko, nejvzdálenější Thétu (θ) Herculis od nás dělí celých 758 světelných roků. Shodou okolností jde o nejméně a nejvíce zářivou hlavní hvězdu souhvězdí: Mý vyzařuje tolik energie jako asi tři Slunce, zatímco Théta září zhruba jako 1 330 Sluncí.

Rasalgethi 820 Sluncí

IC 4593

Kupa v Herkulu Kupa asi 200 galaxií

10° 10°

Hercules A

119

118

SOUHVĚZDÍ

HERKULES

ZÁŘIVOST

Mý Herculis 3 Slunce

Delta Herculis 26 Sluncí

Dzéta Herculis 8 Sluncí

Gama Herculis 97 Sluncí

HERKULES

Kornephoros 120 Sluncí

50°

18 h

Pořadí (plocha) 5 M92 Kulová hvězdokupa slabší a menší než M13. V binokuláru vypadá jako jediná hvězda, už malý dalekohled ale odhalí, že jde o hvězdokupu.

17 h 16 h

ι τ

Orel

ο

R

ξ

μ

100

K U L E S ε

VZDÁLENOST

ζ

λ

109

2,8

360 světelných roků

139 světelných roků

Gama (γ) Herculis Bílý obr 3,8

193 světelné roky

Delta (δ) Herculis Modrobílý veleobr 3,1

75 světelných roků

Dzéta (ζ) Herculis Žlutobílý veleobr

30°

2,8

Abell 39

35 světelných roků

Éta (η) Herculis Žlutý obr

δ 110

MAPA 4

Kornephoros Beta (β) Herculis Žlutý obr M13 Kulová hvězdokupa viditelná binokulárem jako mlhavá skvrnka 6. hvězdné velikosti o ploše asi polo­ viny úplňku Měsíce.

95

3,5

NGC 6210

109 světelných roků

Pí (π) Herculis Oranžový obr

20°

3,2

β

377 světelných roků

OBJEKTY HLUBOKÉHO NEBE γ 20° 18 h 110 Herculis Bílý trpaslík asi 63 světelné roky od nás. S hvězdnou velikostí 4,2 jej lze spatřit i pouhým okem.

Kupa galaxií v Herkulu

α 95 Herculis Dvojice obřích hvězd 5. veli­kosti (žlutá a bílá), rozlišitelná malým dalekohledem.

100 Herculis Dvojice modrobílých hvězd 6. velikosti, snadno rozlišitelná malým dalekohledem.

M13 Kulová hvězdokupa M92 Kulová hvězdokupa

Rasalgethi (α Herculis) Červený veleobr nepravidelně kolísající mezi 3. a 4. hvězd­ nou velikostí. Malým dale­ kohledem lze spatřit jeho ­souputníka 5. velikosti.

17 h

NGC 6210 Planetární mlhovina IC 4539 Planetární mlhovina

ω

Abell 39 Planetární mlhovina

Hadonoš

Beta (β) 139 světelných roků

2,7–4,0

16 h

111

Pí (π) 377 světelných roků Mý (μ) 27 světelných roků Delta (δ) 75 světelných roků

ř

30°

ν

Théta (θ) 758 světelných roků

Země

40°

M13

H

△ M13 Nejjasnější kulová hvězdokupa severní oblohy M13 je od nás vzdálena asi 25 000 světelných roků a obsahuje na 300 000 hvězd. Je na hranici viditelnosti pouhým okem a malým dalekohledem lze spatřit i detaily, např. řetízky hvězd.

Nejvýš na obloze ve 22 h Červen až červenec

Rasalgethi Alfa (α) Herculis Proměnný červený veleobr

π

E

Zkratka Her

HLAVNÍ HVĚZDY

tý

η

ρ

113 ◁ Hercules A Miliony světelných roků dlouhé výtrysky plynu chrlí Hercules A, eliptická galaxie asi dvě miliardy světelných roků od nás. Ačkoliv je nelze spatřit ve viditelném světle, lze je odhalit na rádiových vlnových délkách a jsou jasně vidět na tomto obrázku složeném ze snímků poří­ zených ve viditelné a rádiové oblasti. Soudí se, že výtrysky má na svědomí černá díra s hmotností asi 2,5 miliardy Sluncí ve středu galaxie.

as

θ

2. pád Herculis

Plná viditelnost 90°S–38°J

σ

40°

a

vytvářejí čtyřúhelník označovaný jako Klenák, jenž je spodní částí Herkulova těla (klenák je kámen uzavírající architektonický oblouk).

Na jedné ze stran Klenáku leží jasná kulová hvězdokupa M13, jejíž průměr činí asi 150 světelných roků a jež obsahuje více než čtvrt milionu hvězd.

Herkules také obsahuje několik atraktivních dvojhvězd dobře rozlišitelných už malým daleko­­­ hledem, jmenovitě Ró Herculis, 95 Herculis a ­poměrně jasného a blízkého bílého trpaslíka 110 Herculis.

υ φ

M92

Lyr

Herkules na obloze stojí nohama k severu a hlavou k jihu. Představuje siláka ze starořecké mytologie, jenž dostal dvanáct nadlidských úkolů, mezi nimi i přemoci draka. Na obloze je bájný hrdina zná­­ zorňován se svou levou nohou právě na hlavě Draka, jenž se v podobě souhvězdí nachází severně od něj. Herkulovu hlavu představuje hvězda Rasalgethi, červený obr s kolísající jasností.

Ačkoliv je Rasalgethi označována jako Alfa Herculis, je nejjasnější hvězdou souhvězdí Beta Herculis, známá rovněž jako Kornephoros. Čtyři z hlavních hvězd souhvězdí (Epsilon, Dzéta, Éta a Pí Herculis)

50°

Nejjasnější hvězdy Korne­ phoros (β) 2,8; Dzéta (ζ) 2,8

P

HERKULES JE ROZLEHLÉ, AVŠAK NEPŘÍLIŠ NÁPADNÉ SOUHVĚZDÍ NACHÁZEJÍCÍ SE MEZI LYROU A PASTÝŘEM. NEJZAJÍMAVĚJŠÍ V NĚM JSOU KULOVÉ HVĚZDOKUPY VČETNĚ M13, OBECNĚ POVAŽOVANÉ ZA NEJKRÁSNĚJŠÍ NA SEVERNÍ OBLOZE.

Théta Herculis 1 330 Sluncí

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

Drak

HERCULES

▷ Vzdálenost hvězd Nám nejbližší hlavní hvězda souhvězdí Mý (μ) Herculis je pouhých 27 světelných roků daleko, nejvzdálenější Thétu (θ) Herculis od nás dělí celých 758 světelných roků. Shodou okolností jde o nejméně a nejvíce zářivou hlavní hvězdu souhvězdí: Mý vyzařuje tolik energie jako asi tři Slunce, zatímco Théta září zhruba jako 1 330 Sluncí.

Rasalgethi 820 Sluncí

IC 4593

Kupa v Herkulu Kupa asi 200 galaxií

10° 10°

Hercules A

119

SOUHVĚZDÍ

POHÁR

SEXTANT SEXTANS

Alfa (α) Sextantis Tento modrobílý obr 287 světelných roků od Země je jen kousek jižně od nebeského rovníku.

Lev

TOTO SLABÉ SOUHVĚZDÍ LEŽÍ PŘÍMO NA NEBESKÉM ROVNÍKU. LZE JE NAJÍT POBLÍŽ HVĚZDY REGULUS VE LVU.

POHÁR CRATER

ZÁKLADNÍ ÚDAJE Pořadí (plocha) 47 Nejjasnější hvězdy Alfa (α) 4,5; Gama (γ) 5,1 2. pád Sextantis

10 h

Zkratka Sex Nejvýš na obloze ve 22 h Březen až duben Plná viditelnost 78°S–83°J

Sextant, nevýrazné souhvězdí, zavedené v roce 1687 polským astronomem Johannesem Heveliem, definují pouhé tři hvězdy; představuje přístroj používaný námořníky k určování polohy lodí.

Hvězdy Sextantu jsou poměrně slabé (nanejvýš hvězdné velikosti 4,5) a žádná z nich nemá jméno. Galaxie v Sextantu jsou dobře viditelné až velkými daleko­ hledy, jen NGC 3115 má hvězdnou velikost 8,5 a za dobrých podmínek je viditelná už binokulárem. Dvě vzájemně nezávislé hvězdy 17 a 18 Sextantis tvoří optickou dvojhvězdu, rovněž viditelnou s pomocí binokuláru.

MAPA 5

Příběh jednoho ze 48 původních řeckých souhvězdí je spojen se sousedními souhvězdími Havrana a Hydry. Říká se, že tuto trojici vyzvedl na nebesa sám bůh Apollón, který se rozzlobil na havrana nejen proto, že se opozdil s pohárem zázračné vody pro nejvyššího boha Dia, ale i proto, že havran zalhal, že mu v nabrání vody bránil vodní had Hydra. Pohád postrádá jasné hvězdy,

0°

A S E X T

β

–10°

α

N

T

0°

γ

17

–10°

Hydra

10 h

△ NGC 3115 Tuto velkou čočkovou galaxii vidíme ze Země z boku. Jasně patrná je středová výduť, v níž se nalézá superhmotná černá díra. Galaxie je od nás asi 30 milionů světelných roků a přezdívá se jí také Vřeteno či Vřetenová. Neměli bychom ji zaměnit se stejnojmennou galaxií v Draku (M102).

nn

MAPA 5

HLAVNÍ HVĚZDY Alkes Alfa (α) Crateris Oranžový obr 4,1

159 světelných roků

Delta (δ) Crateris Oranžový obr 3,6

195 světelných roků

NGC 3511 Spirální galaxie s příčkou

P

O ε

RXJ 1131

–10°

R

Nejvýš na obloze ve 22 h Duben až květen Plná viditelnost 65°S–90°J

RXJ 1131 Kvazar poháněný superhmotnou černou dírou

11 h

Á

Nejjasnější hvězdy Gienah (γ) 2,6; Beta (β) 2.6

NGC 3887 Spirální galaxie s příčkou

MAPA 5

η

δ

NGC 3887

γ

NGC 3981

γ

α

–20°

–20° NGC 4038/4039 –20° △ NGC 4038 and NGC 4039 Rozhozená spirální ramena srážejících se galaxií NGC 4038 a NGC 4039 dávají této zajímavé dvojici populární označení Antény, popř. Tykadla.

Interakce galaxií začala před několika stovkami milionů let a vedla k vytvoření rozsáhlých hvězdotvorných oblastí obklopených zářícím vodíkovým plynem.

ε

α

12 h

xtant

Delta (δ) Crateris Tento oranžový obr s hvězdnou velikostí 3,6, vzdálený od nás 195 světelných roků, je nejjasnější hvězdou Poháru.

Pořadí (plocha) 70

Zkratka Crv 12 h

θ

ζ

Hydra

Plná viditelnost 65°S–90°J

NGC 3981 Spirální galaxie s příčkou

δ

β

Nejvýš na obloze ve 22 h Duben

Lev

a Havr n

R A N V A η

Zkratka Crt

Se

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

2. pád Corvi

H

2. pád Crateris

nejjasnější je Delta Crateri s velikostí 3,6. Velkým dalekohledem lze v Havranu spatřit řadu objektů hlubokého nebe, např. spirální galaxii s příčkou NGC 3981. Ji a galaxie NGC 3511 a NGC 3887 objevil britský astronom William Herschel v polo­ vině osmdesátých let 18. století. Mnohem vzdá­ lenější od nás, asi 6 miliard světelných roků, je kvazar RXJ 1131.

H

TVAR TOHOTO SOUHVĚZDÍ URČUJÍ ČTYŘI NEJJASNĚJŠÍ HVĚZDY, KTERÉ TVOŘÍ HAVRANOVO TĚLO. Havran byl posvátný pták řeckého boha Apollóna a jeho příběh souvisí se sousedními souhvězdími Poháru a Hydry.

Havran vyslaný Apollónem, aby nabral vodu do poháru, se vrátil bez ní a svedl to na Hydru; Apollón jej potrestal věčnou žízní. Souhvězdí lze nejlépe nalézt tak, že pátráme jihozápadně od hvězdy Spica v Panně. Jeden z rohů pravidelného obrazce Havrana tvoří Delta Corvi, jasná dvojhvězda sestávající z modré hvězdy 3. velikosti a jejího slabšího průvodce.

Havran obsahuje také galaxie Antény, jež patří k nám nejbližším a nejmladším dvojicím srážejících se galaxií.

Gienah (γ Corvi) Nejjasnější hvězda v Havranu je modrobílý obr ve vzdálenosti 154 svě­­telné roky od Země.

Panna

Nejjasnější hvězdy Delta (δ) 3,6; Alkes (α) 4,1

a

–10°

HAVRAN CORVUS

Pořadí (plocha) 53

OBJEKTY HLUBOKÉHO NEBE

NGC 3115

18

175

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

SOUHVĚZDÍ PŘEDSTAVUJE POHÁR ŘECKÉHO BOHA APOLLÓNA A OBVYKLE SE ZNÁZORŇUJE JAKO KALICH SE DVĚMA UCHY. JE SLABÉ A NEVÝRAZNÉ A K JEHO NALEZENÍ POMŮŽE, KDYŽ SI JE PŘEDSTAVÍME JAKO VELIKOU VÁZANKU – MOTÝLEK.

Pa

174

Gama (γ) Crateris Bílá fyzická dvojhvězda o velikosti 4,1, slabší složku lze rozlišit s pomocí malého dalekohledu.

–20°

β

Hydra

△ RXJ 1131 Čtyři růžové skvrny na tomto snímku jsou kvazar RXJ 1131. Zmnožení je výsledkem ohýbání světla kvazaru gravitací eliptické galaxie uprostřed mezi skvrnami. Tato galaxie leží při pohledu ze Země na jedné přímce s RXJ 1131, avšak mnohem blíž k nám.

Alkes (α Crateris) Oranžový obr velikosti 4,1.

Jméno pochází z arabského výrazu pro „pohár“.

NGC 3511

11 h

NGC 3511 Spirální galaxie s příčkou, viděná ze Země téměř z boku.

SOUHVĚZDÍ

POHÁR

SEXTANT SEXTANS

Alfa (α) Sextantis Tento modrobílý obr 287 světelných roků od Země je jen kousek jižně od nebeského rovníku.

Lev

TOTO SLABÉ SOUHVĚZDÍ LEŽÍ PŘÍMO NA NEBESKÉM ROVNÍKU. LZE JE NAJÍT POBLÍŽ HVĚZDY REGULUS VE LVU.

POHÁR CRATER

ZÁKLADNÍ ÚDAJE Pořadí (plocha) 47 Nejjasnější hvězdy Alfa (α) 4,5; Gama (γ) 5,1 2. pád Sextantis

10 h

Zkratka Sex Nejvýš na obloze ve 22 h Březen až duben Plná viditelnost 78°S–83°J

Sextant, nevýrazné souhvězdí, zavedené v roce 1687 polským astronomem Johannesem Heveliem, definují pouhé tři hvězdy; představuje přístroj používaný námořníky k určování polohy lodí.

Hvězdy Sextantu jsou poměrně slabé (nanejvýš hvězdné velikosti 4,5) a žádná z nich nemá jméno. Galaxie v Sextantu jsou dobře viditelné až velkými daleko­ hledy, jen NGC 3115 má hvězdnou velikost 8,5 a za dobrých podmínek je viditelná už binokulárem. Dvě vzájemně nezávislé hvězdy 17 a 18 Sextantis tvoří optickou dvojhvězdu, rovněž viditelnou s pomocí binokuláru.

MAPA 5

Příběh jednoho ze 48 původních řeckých souhvězdí je spojen se sousedními souhvězdími Havrana a Hydry. Říká se, že tuto trojici vyzvedl na nebesa sám bůh Apollón, který se rozzlobil na havrana nejen proto, že se opozdil s pohárem zázračné vody pro nejvyššího boha Dia, ale i proto, že havran zalhal, že mu v nabrání vody bránil vodní had Hydra. Pohád postrádá jasné hvězdy,

0°

A S E X T

β

–10°

α

N

T

0°

γ

17

–10°

Hydra

10 h

△ NGC 3115 Tuto velkou čočkovou galaxii vidíme ze Země z boku. Jasně patrná je středová výduť, v níž se nalézá superhmotná černá díra. Galaxie je od nás asi 30 milionů světelných roků a přezdívá se jí také Vřeteno či Vřetenová. Neměli bychom ji zaměnit se stejnojmennou galaxií v Draku (M102).

nn

MAPA 5

HLAVNÍ HVĚZDY Alkes Alfa (α) Crateris Oranžový obr 4,1

159 světelných roků

Delta (δ) Crateris Oranžový obr 3,6

195 světelných roků

NGC 3511 Spirální galaxie s příčkou

P

O ε

RXJ 1131

–10°

R

Nejvýš na obloze ve 22 h Duben až květen Plná viditelnost 65°S–90°J

RXJ 1131 Kvazar poháněný superhmotnou černou dírou

11 h

Á

Nejjasnější hvězdy Gienah (γ) 2,6; Beta (β) 2.6

NGC 3887 Spirální galaxie s příčkou

MAPA 5

η

δ

NGC 3887

γ

NGC 3981

γ

α

–20°

–20° NGC 4038/4039 –20° △ NGC 4038 and NGC 4039 Rozhozená spirální ramena srážejících se galaxií NGC 4038 a NGC 4039 dávají této zajímavé dvojici populární označení Antény, popř. Tykadla.

Interakce galaxií začala před několika stovkami milionů let a vedla k vytvoření rozsáhlých hvězdotvorných oblastí obklopených zářícím vodíkovým plynem.

ε

α

12 h

xtant

Delta (δ) Crateris Tento oranžový obr s hvězdnou velikostí 3,6, vzdálený od nás 195 světelných roků, je nejjasnější hvězdou Poháru.

Pořadí (plocha) 70

Zkratka Crv 12 h

θ

ζ

Hydra

Plná viditelnost 65°S–90°J

NGC 3981 Spirální galaxie s příčkou

δ

β

Nejvýš na obloze ve 22 h Duben

Lev

a Havr n

R A N V A η

Zkratka Crt

Se

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

2. pád Corvi

H

2. pád Crateris

nejjasnější je Delta Crateri s velikostí 3,6. Velkým dalekohledem lze v Havranu spatřit řadu objektů hlubokého nebe, např. spirální galaxii s příčkou NGC 3981. Ji a galaxie NGC 3511 a NGC 3887 objevil britský astronom William Herschel v polo­ vině osmdesátých let 18. století. Mnohem vzdá­ lenější od nás, asi 6 miliard světelných roků, je kvazar RXJ 1131.

H

TVAR TOHOTO SOUHVĚZDÍ URČUJÍ ČTYŘI NEJJASNĚJŠÍ HVĚZDY, KTERÉ TVOŘÍ HAVRANOVO TĚLO. Havran byl posvátný pták řeckého boha Apollóna a jeho příběh souvisí se sousedními souhvězdími Poháru a Hydry.

Havran vyslaný Apollónem, aby nabral vodu do poháru, se vrátil bez ní a svedl to na Hydru; Apollón jej potrestal věčnou žízní. Souhvězdí lze nejlépe nalézt tak, že pátráme jihozápadně od hvězdy Spica v Panně. Jeden z rohů pravidelného obrazce Havrana tvoří Delta Corvi, jasná dvojhvězda sestávající z modré hvězdy 3. velikosti a jejího slabšího průvodce.

Havran obsahuje také galaxie Antény, jež patří k nám nejbližším a nejmladším dvojicím srážejících se galaxií.

Gienah (γ Corvi) Nejjasnější hvězda v Havranu je modrobílý obr ve vzdálenosti 154 svě­­telné roky od Země.

Panna

Nejjasnější hvězdy Delta (δ) 3,6; Alkes (α) 4,1

a

–10°

HAVRAN CORVUS

Pořadí (plocha) 53

OBJEKTY HLUBOKÉHO NEBE

NGC 3115

18

175

ZÁKLADNÍ ÚDAJE

SOUHVĚZDÍ PŘEDSTAVUJE POHÁR ŘECKÉHO BOHA APOLLÓNA A OBVYKLE SE ZNÁZORŇUJE JAKO KALICH SE DVĚMA UCHY. JE SLABÉ A NEVÝRAZNÉ A K JEHO NALEZENÍ POMŮŽE, KDYŽ SI JE PŘEDSTAVÍME JAKO VELIKOU VÁZANKU – MOTÝLEK.

Pa

174

Gama (γ) Crateris Bílá fyzická dvojhvězda o velikosti 4,1, slabší složku lze rozlišit s pomocí malého dalekohledu.

–20°

β

Hydra

△ RXJ 1131 Čtyři růžové skvrny na tomto snímku jsou kvazar RXJ 1131. Zmnožení je výsledkem ohýbání světla kvazaru gravitací eliptické galaxie uprostřed mezi skvrnami. Tato galaxie leží při pohledu ze Země na jedné přímce s RXJ 1131, avšak mnohem blíž k nám.

Alkes (α Crateris) Oranžový obr velikosti 4,1.

Jméno pochází z arabského výrazu pro „pohár“.

NGC 3511

11 h

NGC 3511 Spirální galaxie s příčkou, viděná ze Země téměř z boku.

226

SLUNEČNÍ SOUSTAVA

SLUNCE

SLUNCE

Povrchové rysy

Vnější vrstva sluneční atmosféry zvaná koróna je mnohem žhavější než vlastní povrch Slunce.

PROTOŽE NÁM POSKYTUJE ŽIVOTODÁRNÉ TEPLO A SVĚTLO, MŮŽE SE SLUNCE JEVIT JAKO VELMI ZVLÁŠTNÍ, JDE ALE O TYPICKOU HVĚZDU. PROTOŽE JE K NÁM TAK BLÍZKO, MŮŽEME JE STUDOVAT DO VELKÝCH DETAILŮ.

S průměrem 1,39 milionu kilometrů a dobou rotace 24,5 dne je Slunce obří jaderný reaktor, v němž se slučují atomová jádra a uvolňuje se nesmírné množství tepla a světla. Viditelný povrch Slunce má teplotu asi 6 000 °C a je jen částí složité kypící změti magnetických polí a nabitých částic. Skoro vše, co na Slunci vidíme, je ve stavu hmoty zvaném plazma, což je plyn rozštěpený na záporně nabité elektrony a kladně nabité ionty (atomy a molekuly, které přišly o elektrony). Slunce vykazuje cykly činnosti trvající 11 let, během nichž roste a zase klesá počet slunečních skvrn, vzplanutí a erupcí.

227

protuberance

Většina rysů viditelných na slunečním povrchu je ovládána magnetickým polem hvězdy. ­Rozsáhlé temné skvrny jsou chladnější oblasti fotosféry a jsou zdrojem většiny slunečního větru; magnetické pole z těchto skvrn jakoby uniká ve smyčkách do prostoru a zase se vrací zpět. Světlé skvrny odpovídají „zašmodrchanému“ magnetickému poli a nazývají se aktivní oblasti. Obvykle se z nich vyvinou sluneční skvrny. Když aktivní oblast vybuchne, nastane sluneční erupce, zjasnění na všech vlnových délkách trvající několik minut i déle.

Sluneční vítr Proud nabitých částic, označovaný jako sluneční vítr, vyvěrá bez ustání ze Slunce do okolního prostoru rychlostí stovek kilometrů za sekundu. Tyto částice vytvářejí obří bublinu v prostoru zvanou heliosféra; její hranice jsou až tam, kde se tlak slunečního záření vyrovnává s tlakem záření okolních hvězd. Stejně jako počasí na Zemi se i sluneční vítr proměňuje a jeho vliv na planety a komety velmi výrazně kolísá.

sluneční vítr

△ Sluneční skvrny Tyto temné oblasti jsou chladnější než jejich okolí, i tak jsou ale extrémně žhavé. Jsou místy, kde siločáry magnetického pole z nitra Slunce protínají jeho povrch.

Magnetické pole Země je silně protažené do prostoru ve směru od Slunce.

Slunce

rázová vlna

△ Zemská magnetosféra Naše planeta je před slunečním větrem chráněna svým magnetickým polem. Tato magnetické „bublina“ zvaná magnetosféra vede sluneční vítr nad polární oblasti Země, kde může způsobovat vznik severních a jižních polárních září.

▷ Saturnovy polární záře Stejně jako Země a většina ostatních planet má i Saturn svou magnetosféru. Vzájemným působením slunečního větru a magnetosféry planety vznikají nad jeho póly polární záře, stejně jako na naší planetě. Na snímku v ultrafialovém světle je jižní polární záře na Saturnu.

△ Protuberance Oblak chladnějšího, hustšího plazmatu, zvedající se obvykle ve smyčce z viditelného povrchu Slunce (fotosféry), se nazývá protuberance.

Poblíž Země nabité částice sledují siločáry magnetického pole.

Na snímku je vrstva sluneční atmosféry zvaná chromosféra, jež leží nad viditelnou fotosférou.

△ Slunce v ultrafialovém světle Pozorováním Slunce na různých vlnových délkách vidíme složky o různé teplotě. Tento ultrafialový snímek zobrazuje látku o teplotě asi 60 000 °C, tj. 10krát žhavější, než má viditelný povrch. Je na něm patrných mnohem víc detailů, například jasné oblasti hustého žhavého plazmatu a tmavá místa zvaná filamenty, tvořená chladnějším plazmatem vyneseným nad povrch magnetickými poly.

△ Koronární výtrysky Jde o výrony plazmatu, které uniká do vesmíru. Dosahují různých velikostí i rychlostí a některé mají dramatický vliv na zemskou magnetosféru.

226

SLUNEČNÍ SOUSTAVA

SLUNCE

SLUNCE

Povrchové rysy

Vnější vrstva sluneční atmosféry zvaná koróna je mnohem žhavější než vlastní povrch Slunce.

PROTOŽE NÁM POSKYTUJE ŽIVOTODÁRNÉ TEPLO A SVĚTLO, MŮŽE SE SLUNCE JEVIT JAKO VELMI ZVLÁŠTNÍ, JDE ALE O TYPICKOU HVĚZDU. PROTOŽE JE K NÁM TAK BLÍZKO, MŮŽEME JE STUDOVAT DO VELKÝCH DETAILŮ.

S průměrem 1,39 milionu kilometrů a dobou rotace 24,5 dne je Slunce obří jaderný reaktor, v němž se slučují atomová jádra a uvolňuje se nesmírné množství tepla a světla. Viditelný povrch Slunce má teplotu asi 6 000 °C a je jen částí složité kypící změti magnetických polí a nabitých částic. Skoro vše, co na Slunci vidíme, je ve stavu hmoty zvaném plazma, což je plyn rozštěpený na záporně nabité elektrony a kladně nabité ionty (atomy a molekuly, které přišly o elektrony). Slunce vykazuje cykly činnosti trvající 11 let, během nichž roste a zase klesá počet slunečních skvrn, vzplanutí a erupcí.

227

protuberance

Většina rysů viditelných na slunečním povrchu je ovládána magnetickým polem hvězdy. ­Rozsáhlé temné skvrny jsou chladnější oblasti fotosféry a jsou zdrojem většiny slunečního větru; magnetické pole z těchto skvrn jakoby uniká ve smyčkách do prostoru a zase se vrací zpět. Světlé skvrny odpovídají „zašmodrchanému“ magnetickému poli a nazývají se aktivní oblasti. Obvykle se z nich vyvinou sluneční skvrny. Když aktivní oblast vybuchne, nastane sluneční erupce, zjasnění na všech vlnových délkách trvající několik minut i déle.

Sluneční vítr Proud nabitých částic, označovaný jako sluneční vítr, vyvěrá bez ustání ze Slunce do okolního prostoru rychlostí stovek kilometrů za sekundu. Tyto částice vytvářejí obří bublinu v prostoru zvanou heliosféra; její hranice jsou až tam, kde se tlak slunečního záření vyrovnává s tlakem záření okolních hvězd. Stejně jako počasí na Zemi se i sluneční vítr proměňuje a jeho vliv na planety a komety velmi výrazně kolísá.

sluneční vítr

△ Sluneční skvrny Tyto temné oblasti jsou chladnější než jejich okolí, i tak jsou ale extrémně žhavé. Jsou místy, kde siločáry magnetického pole z nitra Slunce protínají jeho povrch.

Magnetické pole Země je silně protažené do prostoru ve směru od Slunce.

Slunce

rázová vlna

△ Zemská magnetosféra Naše planeta je před slunečním větrem chráněna svým magnetickým polem. Tato magnetické „bublina“ zvaná magnetosféra vede sluneční vítr nad polární oblasti Země, kde může způsobovat vznik severních a jižních polárních září.

▷ Saturnovy polární záře Stejně jako Země a většina ostatních planet má i Saturn svou magnetosféru. Vzájemným působením slunečního větru a magnetosféry planety vznikají nad jeho póly polární záře, stejně jako na naší planetě. Na snímku v ultrafialovém světle je jižní polární záře na Saturnu.

△ Protuberance Oblak chladnějšího, hustšího plazmatu, zvedající se obvykle ve smyčce z viditelného povrchu Slunce (fotosféry), se nazývá protuberance.

Poblíž Země nabité částice sledují siločáry magnetického pole.

Na snímku je vrstva sluneční atmosféry zvaná chromosféra, jež leží nad viditelnou fotosférou.

△ Slunce v ultrafialovém světle Pozorováním Slunce na různých vlnových délkách vidíme složky o různé teplotě. Tento ultrafialový snímek zobrazuje látku o teplotě asi 60 000 °C, tj. 10krát žhavější, než má viditelný povrch. Je na něm patrných mnohem víc detailů, například jasné oblasti hustého žhavého plazmatu a tmavá místa zvaná filamenty, tvořená chladnějším plazmatem vyneseným nad povrch magnetickými poly.

△ Koronární výtrysky Jde o výrony plazmatu, které uniká do vesmíru. Dosahují různých velikostí i rychlostí a některé mají dramatický vliv na zemskou magnetosféru.