POKLADY LETNÍ OBLOHY - 3. díl: Souhvězdí Lyry - malé, ale fascinující

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.

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Brittanica
[2] Techmania
[3] en.wikipedia
[4] en.wikipedia
[5] Eduard Petiška: Staré řecké báje a pověsti
[6] space.com
[7] en.wikipedia
[8] en.wikipedia

Převzato: Hvězdárna barona Artura Krause v Pardubicích