Komorový mok je produkován výběžky řasnatého tělíska a vstřebává se v úhlu mezi rohovkou a duhovkou.

Čočka je bezcévná, průhledná tkáň, zavěšená na závěsném aparátu (zonula Zinnii), což je velké množství drobných vlákének, která začínají v řasnatém tělísku a upínají se do ekvátoru čočky (u čočky rozlišujeme přední a zadní pól a ekvátor). Na celém povrchu čočky se nachází pouzdro, které je velmi tenké, jen na ekvátoru, kde se upínají vlákna již zmíněného závěsného aparátu, je o něco silnější. Pod pouzdrem čočky je epitel čočky. Je tvořen jednou řadou kubických buněk a nachází se pouze na přední straně čočky. Tyto buňky jednak vyrábějí stavební látky pouzdra čočky, jednak se směrem k ekvátoru prodlužují a časem se přeměňují na vlákna čočky. Lamely (vlákna) čočky jsou bezjaderné, 7-10 mm dlouhé, 8-10 mm široké a jen 2 mm silné útvary. Probíhají v meridionálním směru tak, že začínají v trojcípém útvaru na přední straně čočky, přetáčejí se přes ekvátor a končí v trojcípé hvězdici na zadní straně čočky, která je ovšem vzhledem k přední výškově převrácená. Cípy těchto hězdic (někdy se nazývají švy) se během stárnutí štěpí, takže ve stáří již nejsou tři, ale dosahují počtu 10-16. V průběhu času čočkových vláken přibývá a aby čočka nevyplnila celé oko dochází k dehydrataci a kondenzaci lamel uvnitř čočky, které tak vytvářejí hutné jádro čočky. Tento proces je fyziologický, nazývá se sklerotizace čočky a je příčinou stařecké dalekozrakosti. V mládí je však čočka dosti pružná a to je nezbytná podmínka jevu nazývaného akomodace.

Akomodace je schopnost oka zaostřit na předměty v různé vzdálenosti pomocí změny optické mohutnosti celého systému oka. Je umožněna činností hladkého svalu uloženého v řasnatém tělísku - musculus ciliaris. Ciliární sval se skládá ze tří částí, z nichž dvě mají bezprostřední a protichůdný vliv na změny čočky. Jeho cirkulární část při kontrakci zmenší průměr okraje řasnatého tělíska, tím se uvolní závěsný aparát čočky a přední část čočky se vyklene, při kontrakci druhé, napínací části s meridionálním průběhem (musculus Brückei) dochází k jevu opačnému, přední plocha čočky se oploští a mírně posune dozadu. Změna optické mohutnosti pomocí změny zakřivení přední a částečně i zadní plochy čočky se někdy nazývá zevní akomodační mechanismus. Tento proces ovšem při maximální akomodaci znamená změnu jen o asi 10,5 dioptrií a nelze jím vysvětlit celkovou změnu optické mohutnosti čočky, která činí asi 14 D. Proto bývá popisován ještě tzv. vnitřní akomodační mechanismus, který spočívá v přesunu části hmoty čočky o větším indexu lomu do optické osy oka. V souhrnu dochází při zaostření na blízký předmět k těmto změnám na čočce: posunu přední plochy čočky, přední a zadní plochy jádra čočky dopředu a k zmenšení poloměru křivosti přední i zadní plochy čočky a přední i zadní plochy jádra čočky. U stařecké dalekozrakosti pro větší tuhost čočky nejsou tyto změny možné. Zde bych měl používat spíše termín presbyopie, což je latinský název tohoto fyziologického (tedy normálního) jevu, protože brýlová korekce bývá nutná již po čtyřicátém roce života a český termín by se tedy mohl čtyřicetiletých "starců" dotknout.

Sklivec naléhá přímo na zadní plochu pouzdra čočky a vyplňuje téměř celou oční kouli. Je to rosolovitá, polotekutá, bezbarvá a sklovitě průhledná substance, která nemá schopnost regenerace. Ačkoliv je ve starší literatuře označován sklivec jako bezstrukturní hmota, podle poznatků z poslední doby má sklivec poměrně složitou strukturu na makroskopické úrovni a někteří autoři mluví dokonce o anatomii sklivce. Na okraji sklivce se stroma zahušťuje v hraniční membránu, která naléhá na sítnici a čočku. Sklivec na tyto struktury jen volně naléhá a pevně je připojen pouze k výstupu zrakového nervu, dále k čáře zvané ora serrata, což je přechod slepé a optické části sítnice, a u mladých lidí i k zadnímu pólu čočky. Úloha sklivce spočívá především v udržování napětí a kulového tvaru oční koule.

Sítnice je poslední vrstva, kterou světlo na své cestě okem prochází. Makroskopicky (pouhým okem) je patrné dělení na vnitřní nervový list a na zevní vrstvu pigmentového epitelu.

Z hlediska funkce lze sítnici rozdělit na optickou část, která je plnohodnotná, se všemi desíti vrstvami včetně světlocitlivých buněk, a na slepou část, která se skládá pouze z epitelové vrstvy a jedné vrstvy nízkých, necitlivých buněk kubického tvaru. Obě tyto oblasti jsou odděleny zubatou čarou nazývanou ora serrata. Další popis se bude týkat pouze optické části sítnice.

Vnitřní nervový list sítnice je v podstatě tvořen dvěma druhy buněk - buňkami nervovými a podpůrnými. Buňky nervové slouží k přeměně světelných podnětů na elektrické impulsy (akční potenciály) a k jejich přenosu do CNS. V sítnici existují tři typy neuronů, které jsou propojeny sériově: fotoreceptory, bipolární a gangliové buňky, a dva typy neuronů, které zabezpečují propojení vedoucí paralelně s povrchem sítnice: horizontální a amakrinní buňky. Fotoreceptory (tyčinky a čípky) mají protáhlý tvar a dělí se na vnější segment, který obsahuje zrakové barvivo a nachází se ve vrstvě tyčinek a čípků, a vnitřní segment, který plynule navazuje na jádro fotoreceptoru ležící ve vnější vrstvě jádrové. Každý fotoreceptor je propojen výběžkem (axonem) s bipolární buňkou. Toto spojení se nachází ve vnější plexiformní (vláknité) vrstvě. Podobně se pomocí výběžků spojují buňky bipolární s gangliovými ve vnitřní plexiformní (vláknité) vrstvě}. Z gangliových buněk vybíhají potom dlouhá vlákna (axony), která se nacházejí ve vrstvě nervových vláken, sbíhají se směrem k zadnímu pólu oka, kde v místě nazývaném papila zrakového nervu vystupují ven a vytvářejí tak zrakový nerv. Vrstva pigmentového epitelu se nachází jak v optické tak ve slepé části sítnice. Jde o jednu vrstvu nízkých buněk, které obsahují hnědočerné barvivo melanin a jejichž drobné výběžky prostupují do vrstvy tyčinek a čípků. Světelně tak izolují jednotlivé světločivné elementy. Pigmentový epitel přechází v přední části oka na řasnaté těleso a na zadní stranu duhovky a vzniká tak temná komůrka s jediným otvorem, kterým může vstupovat do oka světlo, neboli zornicí. Vnitřní vrstvy sítnice jsou vyživovány tepnami, které pocházejí z hlavní tepny sítnice (arteria centralis retinae) a pavoukovitě se rozbíhají do čtyř diagonálních směrů. Pozorování stavu cév na sítnici má velký význam, protože to jsou jediné větší cévy lidského těla pozorovatelné přímo okem, a je také jedním z hlavních důvodů vyšetřování očního pozadí oftalmoskopem.

Vliv mikroskopického uspořádání oční tkáně na vidění

Některé oční tkáně mají uspořádání podobné optické mřížce, ať už v pravidelných čarách nebo otvorech. Mohou způsobit ohyb světla, takže kolem pozorovaného bodového zdroje bílého světla se vytvoří barevné kroužky ve spektrálních barvách. Tak mohou působit čočková vlákna (průměr kotouče je 7° až 8°), podobně epitel nebo endotel rohovky (4°) nebo i rohovkové lamely (3° až 3,5°). Tyto jevy mohou být zvláště výrazné u některých patologických stavů (hlen, vzduchové bublinky v slzách, otok v hlubších vrstvách rohovkového epitelu, hlavně u zvýšeného nitroočního tlaku - glaukomu., při užívání léků proti malárii apod.) a nazývá se irizace.

Posvítíme-li v temné komoře do oka sklérou nebo šikmo rohovkou, můžeme vidět větvení tmavých sítnicových cév na oranžovém pozadí. Tento jev se označuje jako Purkyňova figura. Šikmo vstupující paprsek se odrazí od vnitřní stěny oka na druhou stranu, kde cévy vrhají na světločivé elementy stín a obraz se promítá druhým směrem z oka. Při prosvícení bělimou vznikne podobný obraz. Vniká-li světlo do oka přímo zornicí, vzniká stín cév na sítnici také, ale nevnímáme ho, protože se vytváří stále ve stejných místech a náš mozek ho ignoruje podobně jako slepou skvrnu. Ve chvíli, kdy se stín posune ze svého stálého místa, jej můžeme pozorovat jako výše zmíněnou pavoukovitou kresbu. Díváme-li se tečkovitým otvorem na oblohu a pohybujeme jím sem a tam, vidíme cévní síť kolem makuly, která sama je bezcévná. Podobným způsobem můžeme pozorovat i oběh v sítnici.

Vedle těchto jevů lze pozorovat za různých světelných poměrů různé jevy související se stavbou sítnice, uspořádáním nervových vláken a papily.

Často se na mě v poslední době obraceli kamarádi, jestli neznám vysvětlení jevu, kdy při pohledu na světlou plochu vidí nehybné nebo pohybující se tmavé plošky. Myslím si, že příčin může být hned několik: zbytky arteria hyaloidea (viz kapotola Vývoj oka), anatomické struktury sklivce (viz odstavec o sklivci), při šikmém osvětlení také cévy sítnice (viz výše) a také patologická jednotka zvaná muscae volitantes. "Létající mušky", což je český překlad posledně zmíněné položky, se vyskytují ve vyšším věku, u lidí s vyšším stupněm krátkozrakosti a u lidí s cukrovkou. Jsou způsobeny ložiskovými změnami ve sklivci (zkapalnění a vypadávání vápenatých solí), ale kromě výše zmíněného jevu, i když i ten může být znervózňující, nemají pro své nositele vážnější význam. Větší množství drobných stínů připomínajících padající saze bývá způsobeno závažným krvácením do sklivce, ale pochybuji, že by některý z mých přátel trpěl tímto postižením, protože se jedná o akutní, zrak ohrožující stav, který vyžaduje neodkladně lékařský zákrok.

Použitá literatura:
Řehák, S.a kol.: Oční lékařství, Avicenum, Praha 1989
kolektiv autorů: Technický sborník oční optiky, Oční optika, Praha 1975
Trávník, P., Čech, S.: Základy embryologie člověka, Masarykova univerzita, Brno 1995
Ross, M. H., Reith, E. J., Romrell, L. J.: Histology - a text and atlas, Williams \& Wilkins, Baltimore 1989
Wheater, P. R., Burkitt, H. G., Daniels, V. G.: Functional histology - a text and colour atlas, Churchill Livingstone, New York 1987
Mikulášek, Z., Pokorný, Z..: Záludné otázky z atronomie, Rovnost, Brno 1994, 1995, 1996
Vacek Z.: Embryologie pro pediatry, Karolinum, Praha 1992

Posledním velkým autorem nových obrazů na nebeské klenbě se stal Němec Johann Elert Bode v atlase Uranographia (1801). Na svou dobu se jednalo o vrchol hvězdné kartografie: Obsahoval všechny hvězdy viditelné bez dalekohledu a velké množství slabších. Reprezentuje také dobu, kdy počet používaných souhvězdí dosáhl svého maxima - kolem stovky. Sám Bode jich několik zavedl, často na místech, kde nebyly žádné jasné hvězdy, a snažil se tak vyplnit mezery mezi již používanými souhvězdími. Bohužel pro něj a snad i naštěstí pro nás se většina z nich obecně neujala. Ostatně dokážete si představit takové obrazce jako Officina Typographica (Tiskařský stroj), Globus Aerostaticus (Montgolfiéra), Machina Electrica (Elektrický stroj) a podobně? Nejméně jedno souhvězdí ale "přežilo" až do dnešních dob: Qudrans Muralis dalo jméno známému lednového meteorickému roji Kvadrantidám.

Bodeho atlas také poprvé obsahoval hranice mezi jednotlivými souhvězdími. Byly však různě zakřivené a v dalších atlasech, které v devatenáctém století vycházely, se často mírně lišily. Definitivní reprezentace bájných hrdinů, zvířat i předmětů na hvězdné obloze, vč. přesných hranic přišla až v roce 1930. Zdálo by se, že tím je historie uzavřena. Minulý rok se ale stalo něco, co noční oblohu zásadně změnilo. Objevilo se nové "souhvězdí" - i když poněkud jiné, o to však nápadnější.

Jestli se na oblohu díváte pravidelně, pak víte, že není nehybná. Jednak se během noci mění, tak jak jednotlivé hvězdy vycházejí a zapadají. Kromě toho na ni září Měsíc a planety, které navěky putují podél ekliptiky. Existují také hvězdy, například Algol či éta Aquilae, u kterých si můžete všimnout během hodin či dní nápadných změn jasnosti. Občas po nebi přelétne meteor a vzácně lze sledovat i další světelné jevy. V padesátých letech se však objevil další fenomén: umělé družice Země.

Kdo z nás by je někdy nezahlédl: světlý bod, který se pomalu sune mezi hvězdami, aby zmizel v zemském stínu, či za obzorem. To už dnes nikoho nepřekvapí. Časy se ale mění, pokrok uhání kupředu. V posledních měsících se můžete setkat se zvláštními zjasněními, jejichž maximální hvězdná velikost může dosáhnout až mínus osm magnitud. Jak se ukazuje, za většinu z nich může zvláštní "souhvězdí Iridium".

V roce 1804 oddělil anglický chemik Smithson Tennant po rozpuštění platiny v lučavce královské prvek, jehož sloučeniny hrály duhovými barvami. Podle řeckého slova iris (duha) dostal název Iridium. Jelikož atomové jádro prvku obklopuje 77 elektronů, vybrala firma Motorola jeho jméno za označení plánované a dnes již prakticky dokončené sítě 77 umělých družic, které umožní spojení prostřednictvím mobilních telefonů z libovolného místa planety. Později byl projekt omezen na 66 satelitů, nicméně jméno na prvek Dysprosium změněno již nebylo...

Satelity Iridium se však neprojevují pouze na radiových vlnách. Družice se létají v pracovní výšce 792 kilometrů na šesti různých polárních dráhách. Každá Zemi obletí více než čtrnáctkrát za den, přičemž jejich jednotlivé přelety dělí pouhých devět minut. Vzhledem ke své velikosti mají většinou jasnost asi 6 mag. Nejsou tudíž viditelné bez dalekohledu. Jak se ale ukazuje, mohou se na několik sekund zjasnit natolik, že se po Měsíci stávají nejjasnějšími objekty na obloze. Jejich záblesky mají hvězdnou velikost až -8 magnitudy(!) a jsou tudíž viditelné i ve dne!

První taková "prasátka" byla pozorována již v polovině loňského roku. Tak, jak přibýval počet Iridiových družic vynesených na oběžné dráhy, přibývala i pozorování. V srpnu 1997 američtí pozorovatelé přinesli zprávy o zjasnění -1 magnitudy. Brzy poté evropští amatéři spatřili záblesky, které se v maximu vyrovnaly Venuši (-4 mag), a později ještě jasnější s hvězdnou velikostí -8 mag. Byly též pořízeny první snímky. Dvanáctého října 1997 se nakonec Bram Dorreman stal první známým člověkem, který viděl umělou družici i ve dne!

Co je příčinou těchto výrazných zjasněních? Iridiové satelity mají výšku asi čtyři metry a jejich trojúhelníková základna má plochu zhruba jeden metr čtvereční. Ve spodní polovině mají sondy umístěny tři diagonální antény (1,8x0,9 m) s plochou 1,6 metru čtverečního, které jsou pokryty (kvůli tepelné izolaci) vysoceodrazivým teflonem. Tělo sondy je zpravidla orientováno směrem k Zemi, antény jsou tudíž skloněny pod úhlem asi 40 stupňů. Na pár okamžiků, při vhodném postavení pozorovatele, sondy a Slunce, tak mohou fungovat jako skvělá zrcadla házející na Zemi velmi jasná "prasátka".

Pozorovat tyto unikátní záblesky můžete i vy. Typický záblesk trvá mezi pěti a dvaceti sekundami a může být "stěží postřehnutelný" až "výjimečně jasný" - záleží na postavení pozorovatele a Slunce. Maximální hvězdnou velikost lze jen těžko odhadnout - chybí totiž srovnávací hvězdy. Během nejjasnější fáze urazí na nebi pět až deset stupňů.

Počet pozorovaných záblesků roste se zeměpisnou šířkou, typicky lze během noci spatřit pět až deset. Nechcete-li jen pasivně čekat, můžete získat jejich předpověď. K tomu však musíte znát přesnou zeměpisnou polohu vašeho pozorovacího stanoviště (s chybou nejvýše několik kilometrů) a musíte mít též přístup na Internet. Výpočty, kdy právě od vás bude Iridiová družice vidět, vám zprostředkuje například German Aerospace Center na adrese http://www.gsoc.dlr.de/satvis/

Jestliže se chcete pokusit spatřit záblesk i ve dne, pak vám doporučujeme navštívit stránky Visual Satellite Observer's Home Page http://www2.plasma.mpe-garching.mpg.de/sat/vsohp/satintro.html

kde G je gravitační konstanta, M_bt je hmotnost výsledného bílého trpaslíka v kilogramech a R_bt jeho poloměr v metrech. Výsledné číslo - 1,3.10⁴³ J odpovídá energii uvolněné při gravitačním smrštění nekonečně velkého objektu o hmotnosti M_bt na kouli o poloměr R_bt. Tuto energii si lze vyjádřit i pomocí současného slunečního zářivé výkonu, který činí 3,86.10²⁶ W, - Slunce by ji při současném výkonu dokázalo vyzářit za 1,1.10⁹ let. Energie pak může být označena jako 1,1.10⁹ slunečních výkonolet (svl).

Jak je vidět, pokud by Slunce nezářilo jinak než z potenciální energie, tak by mu za současného výkonu energie stačila na jednu miliardu let. To je málo. Naštěstí se tu nabízí vydatnější energetický zdroj - termonukleární reakce.

Z nich jsou pak nejvýživnější reakce převádějící vodík na helium a poté na uhlík a kyslík, mnohem chudší jsou pak reakce, při nichž helium hoří na uhlík a kyslík. Těmito procesy se ve Slunci uvolní následující energie:

H  -> He -> C, O    0,73.1030 kg.0,0079.c2
He -> C, O          0,37.1030 kg.0,00065.c2
------------------------------------------
                    5,40.1044 J 44.109 svl

Hmotnost vodíku, který ve Slunci zbude, lze odhadnout 0,73.10³⁰ kg. Jeho termonukleárním spálením na uhlík, případně kyslík, se z každého kilogramu vodíku se přemění v energii 0,79 procent látky. Tímto tzv. hmotnostním deficitem vynásobíme hmotnost vodíku, abychom vyčíslili celkovou ztrátu hmotnosti při kompletní přeměně vodíku na C, O. Pokud nás zajímá velikost takto uvolněné energie, je nutno výsledek vynásobit kvadrátem rychlosti světla.

Pak je tu ovšem počáteční helium, které se též postupně změní v C, O. Odpovídající termonukleární reakce jsou poměrně málo vydatné, uvolňuje se jimi zhruba dvanáctkrát méně energie než při přeměně vodíku na uhlík a kyslík. Celkově lze říci, že energie uvolněná termonukleárními reakcemi představuje 5,4.10⁴⁴ J, což odpovídá 44 miliardám let při dnešním slunečním výkonu.

Pokud sečtete jadernou energii a energii potenciální, tak obdržíme 45 miliard slunečních výkonolet. Modely slunečního vývoje napovídají, že Slunce se dožije 12 miliard let. Znamená to, že střední výkon Slunce po celou dobu existence je asi čtyřikrát větší než výkon dnešní.

Sumárně platí, že po energetické stránce jsou zdaleka nejdůležitější reakce, při nichž se vodík převádí na helium. Ty zajišťují 86 procent energetických výdajů hvězdy. Zbytek připadá na jiné termonukleární reakce a energii získanou kontrakcí.

Kvantitativní stránky vývoje, jako je jeho tempo, jsou určeny hmotností. Ta udává, do jaké míry je hvězda otevřená okolí - hmotnější hvězdy mají horší izolaci, jsou více tepelně otevřené a proto více září. Kvalitativní stránky vývoje jsou dány rovněž hmotností a chemickým složením. Chemické složení může dosti pozoruhodným způsobem ovlivnit, jakým způsobem se hvězdy vyvíjejí a na tyto kvalitativní rysy se dále zaměříme.

Epizody slunečního vývoje

Slunce prochází běžnými vývojovými stadii stejně jako 85 procent ostatních hvězd v Galaxii. Sluneční osud je tedy skutečně prototypem obvyklého hvězdného osudu a vůči němuž budeme osudy ostatních hvězd poměřovat. V dalším výkladu si budeme všímat především kvalitativních stránek hvězdného vývoje; ty kvantitativní jen odbudeme obecným tvrzením, že čím je hvězda hmotnější, tak se vyvíjí rychleji.

Slunce vzniklo asi před 4,65 miliardami let smrštěním mraku mezihvězdné látky. Kontrakcí se zahřálo zhruba na současnou teplotu, a to jak na povrchu, tak uvnitř. Jakmile se v centru vytvořila dostatečně vysoká teplota pro vytvoření termonukleárních reakcí, staly se tyto nejdůležitějším zdrojem hvězdné energie. Zapálením vodíku v centru pak Slunce vstoupilo do nejdelší cesty svého života - stalo se hvězdou hlavní posloupnosti.

Zde by mohlo zdát, že se vývoj Slunce zastavil. To ale není úplně přesné, protože i nyní tu přece jenom dochází k určitým změnám, které v sobě už nesou směr dalšího vývoje, předznamenávají, co se bude dít dál.

Jak se tedy vývoj projevuje? Zdá se, že v ničem, protože hvězda se uvnitř téměř nemění. Veškerá energie je zajišťována vodíkovými termonukleárními reakcemi, které mění vzhled hvězdy jen velice zprostředkovaně, tudíž pomalu. Nicméně jistý vývoj tu je. Stačí si uvědomit, že při termonukleárních reakcích se čtyři protony spojují v jedinou alfa-částici. V jádru hvězdy tak ubývá částic v 1 kg látky. Uvědomme si však, že plyn, s nímž se v centru setkáváme, se svými vlastnostmi blíží plynu ideálnímu, v němž je tlak přímo úměrný koncentraci částic (jejich počtu v objemové jednotce). A pokud 4 zaměním za 1, tak to se setsakramentsky projeví v počtu částic. Výsledkem vývoje pak je, že látka díky reakcím postupně měkne, stále hůře odolává tlaku, který zde působí. Tíhu svrchních vrstev může vykompenzovat jen tak, že se velmi silně zahustí a navíc se ohřeje. Vzrůst teploty zvyšuje tempo termonukleárních reakcí. Díky tomu v centrálních částech hvězdy stále narůstá výkon reakcí, a to navzdory skutečnosti, že jaderného paliva postupně ubývá. Výkon jádra, a tím i výkon hvězdy neustále roste. Během hlavní posloupnosti se oproti počátečním stavu zvýší na 220%.

Slunce bude ve stadiu hvězdy hlavní posloupnosti zhruba 11 miliard let. Když se v centru spotřebuje na 95 procent vodíku, zvyšování teploty již nebude schopno stále se zvyšující tíhu svrchních vrstev vyrovnat. Heliové jádro se rychle smrští a dále zahřeje. Na povrchu vyhořelého jádra vzroste teplota natolik, že se zde zažehnou vodíkové termonukleární reakce. Spalování vodíku probíhá rychle, díky poměrně vysoké teplotě tu hlavní slovo má CNO cyklus, s nímž se jinak běžně setkáváme až u hmotnějších hvězd. Slupka rychle odhořívá, popel z ní vede k nárůstu hmotnosti heliového jádra. To se neustále smršťuje, roste v něm teplota i tlak.

Nyní postupně dochází k velmi závažně změně. Až dosud byl výkon jádra diktován izolačními vlastnostmi obalu hvězdy. Její nitro se samočinně udržovalo právě v takovém stavu, aby bylo s to vyrobit právě tolik energie, kolik jí hvězda vyzařováním ztrácí. Teď je tomu naopak, jádro se co do svého výkonu chová zcela autonomně, to co se musí přizpůsobovat, je obal hvězdy. Souvisí to se skutečností, že obal je plynná součást gravitačně vázané soustavy. Pokud se v jádru vyrábí právě tolik energie, kolik ji hvězda vyzařuje, pak je obal ve stacionárním stavu, nemění se. Zvýšíme-li však výkon jádra, pak se část nadbytečné energie při svém průchodu obalem zachytí a využije se k zvýšení jeho potenciální energie - obal se poněkud rozepne a mírně ochladne. Hvězda ze zvětšeným povrchem lépe odvádí teplo do prostoru, výkon hvězdy roste. Ovšem vzhledem k tomu, že výkon jádra roste neustále, neustále se též zvětšuje poloměr. Hvězda přestává být hvězdou hlavní posloupnosti a stává se tzv. červeným obrem.

Během jedné miliardy let vývoje vzroste zářivý výkon na 2300 Sluncí a poloměr na 150 Sluncí. U rozsáhlého objektu s velmi malým gravitačním zrychlením na povrchu začne velmi významnou roli hrát tzv. hvězdný vítr. Jeho prostřednictvím do prostoru unikne až látka o hmotnosti 0,2 M_o složené především z termonukleárně nezpracovaného vodíku.

V centru pak brzy dojde k zapálení helia v jádru hvězdy, které tzv. Salpeterovou reakcí: 3 He -> C, resp. C+He -> O termonukleárně hoří na těžší prvky. Zapálení heliových reakcí způsobí mírné nafouknutí heliového jádra. To expanduje a ochladne. Teplota oblastí, v nichž termonukleárně hoří vodík se poněkud sníží, výkon energeticky aktivního jádra výrazně poklesne. Obal na novou situaci reaguje kontrakcí, při níž se zmenší, zahustí a zahřeje. Celkový výkon hvězdy se ovšem sníží. Slunce se stává na poměrně dlouhou dobu tzv. normálním obrem - jako je například Capella či Arktur z Pastýře. Hvězda má průměr asi deset Sluncí a zářivý výkon kolem padesáti Sluncí.

V centru se pomalu tvoří kyslíkouhlíkové jádro a oblast spalování helia se přesouvá do vnějších slupek, hvězda se stává tzv. obrem asymptotické větve (AGB). Výkon jádra se tak začíná zvětšovat. Obal hvězdy se nafukuje a jak se kyslík a uhlík neustále přihazuje k jádru, nitro se smršťuje a zahřívá. Teplota se proto brzo blíží k okamžiku zážehu C, O reakcí. Hoření helia ve slupkách je přitom značně bouřlivé a epizodické, vznikají tepelné pulsy, které v podobě rázových vln prostupují celou hvězdu. Z hvězd se stávají dlouhoperiodické proměnné hvězdy typu Mira Ceti.

Hvězda je ještě větší a svítivější. Také trpí silným hvězdným větrem. Jelikož se celá atmosféra bouřlivě promíchává, pozůstatky jaderného hoření - helium, uhlík, kyslík - se dostávají do okolního mezihvězdného prostoru. Obři asymptotické větve obrů jsou tak zdrojem 50 procent prvků těžších než helium (především uhlíku, dusíku a kyslíku).

Silný úbytek hmoty tak brzo zlikviduje obal a zabrání zapálení uhlíku a kyslíku. Poslední vrstvy jsou odhozeny v podobě planetární mlhoviny. Elektronově degenerovaný zbytek postupně chladne a stává se bílým trpaslíkem. Tolik běžný osud běžné hvězdy.

Neobvyklé osudy osamocených hvězd

Před vstupem na hlavní posloupnost:

Neobvyklé hvězdné osudy jsem si rozdělil do několika okruhů, většinou podle toho, kdy se určitá kvalitativní odchylka ve vývoji té které hvězdy projeví. U některých hvězd lze vysledovat nestandardní chování ještě před jejich vstupem na hlavní posloupnost.

Hnědí trpaslíci

Připomeňme si, že hvězdy vynikají smršťováním části oblaku mezihvězdné látky. Nejdříve je kontrakce velmi rychlá, jedná se v podstatě o volný pád směrem k těžišti. Když se hvězda dostatečně zahustí a stane se víceméně kompaktním objektem, jehož jednotlivé části "o sobě vědí", přejde do stavu hydrostatické rovnováhy. I pak probíhá smršťování, jenže v časové škále mnohem delší: milionů či desítek milionů let. Jakmile se hvězda začne smršťovat, postupuje na HR diagramu zprava doleva. V pravé části jsou tzv. plně konvektivní hvězdy, v nichž se energie přenáší pouze konvekcí. Poznamenejme, že právě konvekce způsobuje to, že když se hvězda dostane do stadia hvězdy hlavní posloupnosti, je prakticky chemicky homogenní. To je dobrá zvěst pro hvězdné modeláře, protože propočítat realistický model hvězdy, jejíž chemické složení se místo od místa mění, by bylo kromobyčejně obtížné.

S tím, jak se hvězda smršťuje, roste i její povrchová a vnitřní teplota. V centru nabývají na tempu termonukleární reakce a jejich energetický přínos stále stoupá. Do stavu hvězdy hlavní posloupnosti se objekt dostává v okamžiku, kdy začnou termonukleární reakce zajišťovat veškerý zářivý výkon hvězdy. Smršťování hvězdy se definitivně zastaví a celý vývoj se vydává jiným směrem.

Takto probíhá vývoj Slunce a hvězd jemu podobných, mohou však nastat i jiné situace. Dejme tomu, že nedávno vzniklá, hroutící se hvězda má hmotnost menší než 0,08 M_o. Objekty tohoto typu řadíme mezi normální hvězdy a planety typu Jupiteru, a nejčastěji je označujeme jako hnědé trpaslíky. Tyto hvězdy zdegenerují dříve, než se v nich stačí dostatečně rozhořet termonukleární reakce. Degenerace se přitom projevují nejprve v centru, kde je hvězda nejhustější, později zachvátí celou hvězdu. Hnědí trpaslíci během smršťování "zamrznou" na určitém poloměru, jejich vývoj je tím ukončen. K hlavní posloupnosti při svém vývoji tak vůbec nedojdou. Vzhledem k tomu, že jsou degenerované, mohou i pozvolna chladnout, aniž by se nějak měnil jejich rozměr. Hvězda se posléze stává chladným vodíkovým bílým trpaslíkem, jehož nitra se takřka nedotkl jaderný vývoj. Abychom byli úplně přesní, musíme poznamenat, že během předchozího smršťování se ve většině z nich přece jenom zažehnou termonukleární reakce s nižší "zápalnou teplotou", při nichž hoří jádra lehčích prvků (D, Li, Be) na helium. Vzhledem k tomu, že tyto reakce nejsou nikdy s to uvolnit dostatek energie k zajištění celkového zářivého výkonu hvězdy, ovlivňují hvězdný vývoj jen okrajově.

Heliové hvězdy

Představte si, že hvězda má hned od počátku svého vývoje nestandardní chemické složení. Veškerý vodík je v ní nahrazen heliem - jde tedy o tzv. heliovou hvězdu obsahující helium a pak už jen malou příměs těžších prvků. Její vývoj bude záležet na hmotnosti. Pokud bude hmotnější než Slunce, pak bude její vývoj obdobný jako vývoj Slunce. Bude se stále smršťovat, její vnitřní teplota poroste. Když se na HR diagramu dostane do oblasti hvězd hlavní posloupnosti, žádné vodíkové reakce se v ní pochopitelně nezapálí, smršťování hvězdy bude pokračovat dál. Teplota v nitru nadále roste, až dosáhne takové úrovně, že se v ní zapálí heliové reakce (s podstatně vyšší zápalnou teplotou, než mají reakce vodíkové). Helium se spaluje na uhlík. S tím, jak se během smršťovaní zvyšuje centrální teplota, roste i výkon heliových reakcí. V okamžiku, kdy výkon naroste natolik, že stačí pokrýt zářivý výkon hvězdy plně, hvězda se smršťovat přestane. Dostane se na tzv. heliovou posloupnost a dále se chová úplně normálně, jako byla členem hlavní posloupnosti vodíkové. Dál tento vývoj pokračuje podobně jako u vodíkových hvězd s jedním rozdílem. Zatímco tyto fáze pro hvězdy stejné hmotnosti a stejného zářivého výkonu trvají u hvězd vodíkových miliardy let, zde pouze stovky milionů let. Je to z toho důvodu, že heliové reakce jsou s to poskytnout mnohem méně energie než reakce vodíkové.

Toto je ovšem osud pouze hvězd dostatečně hmotných. Hvězdy, které dostatečně hmotné nejsou, skončí tak, že se stanou obětí degenerace dřív, než se v nich jaderné reakce zapálí. Dál se vyvíjí jakožto helioví bílí trpaslíci, postupně chladnou a jejich poloměr se nemění.

Železné hvězdy

Pokud bychom v našem fantazírování došli hodně daleko, mohli bychom si představit i hvězdu čistě železnou. Kupodivu i z železa lze složit fungující hvězdu, která se bude vyvíjet jako předchozí s tím rozdílem, že nemůže zapálit termonukleární reakci, která by na sebe vzala úlohu hradit veškeré energetické ztráty hvězdy. Železo je totiž prvek, který je termonukleárně nehořlavý.

Pokud si nakreslíme do HR diagramu vývojovou stopu železné hvězdy, bude tato při vývoji postupovat stále vlevo a to tak dlouho, dokud nenarazí na jistou pomyslnou hranici, kdy celou hvězdu zachvátí elektronová degenerace. Čím je hmotnost hvězdy větší, tím větší je výkon hvězdy a tím později se smršťování hvězdy zastaví. Pro tělesa postavená z degenerované látky ovšem současně platí, že jsou tím menší, čím jsou hmotnější. Železné hvězdy tedy končí svůj vývoj velice brzy, velmi brzy se stávají železnými bílými trpaslíky.

Co se však stane s hvězdou těžší než 1,4 Slunce? Zjistíme, že tato hvězda se nikdy do stabilní konfigurace nedostane. Zprvu velmi pomalé smršťovaní začne nabývat na tempu a hvězda se začne katastroficky hroutit. V důsledku kolapsu se uvolní spousta energie, která pak hvězdu změní v supernovu typu Ib. Předchůdci těchto supernov s nižší hmotností se mění v neutronovou hvězdu, zvlášť hmotné objekty pak v černou díru.

Neobvyklé hvězdné osudy hvězd na hlavní posloupnosti

Hvězda - skrblík

Hvězda, kterou bychom snad mohli nazvat "skrblík", nesmírně šetří na okolí i sama na sobě. Hmotnosti těchto hvězd se pohybují od 0,08 až 0,15 Slunce. Tato hvězda je plně konvektivní, to znamená, že se v ní postupně spotřebují veškeré zásoby vodíku. Z těchto důvodů sice vstoupí na hlavní posloupnost, ale už se z ní do oblasti obrů vůbec nedostane. Ve hvězdě konvekce neustále přivádí nové a nové zásoby vodíku, takže chemické složení se mění plynule v heliovou hvězdu.

Vzhledem nízké hmotnosti je hvězda velmi dobře izolována a do prostoru září jen velice málo. Z hvězd fouká jen velice slaboučký hvězdný vítr, hvězda do svého okolí prakticky žádnou látku nevrací. Tyto hvězdy nakonec ovládnou prostor kolem nás, jejich aktivní věk je totiž kolem šest bilionů let. Nakonec heliová hvězda zdegeneruje a zastaví svůj vývoj a stane se heliovým bílým trpaslíkem (1/2000 zářivého výkonu Slunce, předpokládaný věk 600 miliard let).

Malý obr

Přejděme nyní k tzv. obrům. Malí obři se vyvinou z hvězd podměrečných o hmotnostech 0,15-0,5 Slunce. V nich se zapálí vodíkové reakce v obalu heliového jádra, jádro zdegeneruje a nestačí narůst natolik, aby se v nich zapálily heliové reakce. Slupka vyhoří, hvězda ztratí část své hmoty a vznikne heliový bílý trpaslík. Dlužno poznamenat, že žádná z osamocených hvězd malé hmotnosti se ještě do tohoto hypotetického stadia nedostala. I ty nejstarší hvězdy ještě dlí na hlavní posloupnosti, stáří vesmíru je pouhých 15 miliard let.

Hmotní obři

Hmotní červení obři, čili hvězdy spalující vodík ve slupce obalující vyhořelé heliové jádro, o hmotnostech větších než jedenáct Sluncí nekončí jako bílí trpaslíci slunečního typu. Hmotní obři jsou i v centru teplejší a řídší než obři slunečních hmotností. Za těchto okolností v centrálních částech probíhá neustále další a další kontrakce, zapalování dalších reakcí je hladké, bez problémů. V centru hvězdy se zažehují stále exotičtější termonukleární reakce, které nitro hvězdy dovedou až do jeho smutného železného konce. Železné jádro nakonec postupně zdegeneruje. Pozvolný vývoj se zdramatizuje v okamžiku, kdy hmotnost degenerované železného jádra dostoupí kritické meze 1,4 M_o. Tehdy se již nevytvoří ve hvězdě postačující tlakový spád, který by dokázal odolat tíze svrchních vrstev hvězdy. Dojde ke kolapsu a uvolní se potenciální (gravitační, konfigurační) energie řádově 10⁴⁶ J. Je to energie natolik veliká, že díky ní hvězda vybuchne jako supernova typu II.

Supernova typu II

Supernova druhého typu je standardním závěrem vývojové dráhy hvězd s hmotností mezi jedenácti a padesáti Slunci. Hroucení hvězdy zastaví neutronová degenerace, vzniká neutronová hvězda s hmotností 1,5 až 2 Slunce. Při kolapsu v centrálních částech hvězdy vzroste teplota na několik miliard kelvinů a proběhnou zde nesčíslné reakce nejrůznějšího typu, které zvyšují atomové číslo prvku. Vznikají tak některé exotické prvky, jako transurany, olovo apod.

Ve spirální galaxii našeho typu vzplane jedna supernova za padesát let a následuje vznik neutronové hvězdy. Ty byly dokázány před třiceti lety a ztotožněny s pulsary.

Supernova typu Ib

Hvězdy ještě hmotnější: s hmotnostmi 50-100 Sluncí, se vyvíjejí velice bouřlivě. Jejich svítivost činí 10$ 5$-10$ 6 Sluncí. Díky ní díky a nestabilitě povrchových vrstev ztrácejí hvězdy hmotu velice rychle. Hvězdy brzy obnaží své heliové jádro dříve, než stačí opustit hlavní posloupnost. To je také jedna z možnost jak vyrobit heliovou hvězdu. Mimořádně hmotné hvězdy na hlavní posloupnosti jsou tak obnaženy ještě dříve než se stačí dostat mimo posloupnost. Jsou to tedy hvězdy oholené o vodíkový obal, zbývá z nich však heliový vnitřek dosti silně poznamenaný termonukleárními reakcemi. Je zde silná chemická anomálie, existuje zde přebytek helia, uhlíku a dusíku. Těmto hvězdám se říká Wolf-Rayetovy, mluví se o nich jako o hvězdách uhlíkové hlavní posloupnosti nebo dusíkové posloupnosti. Jedná se tedy o nesmírně hmotné pozůstatky po ještě hmotnějších hvězdách, které mají před sebou bouřlivou budoucnost. W-R hvězdy dříve nebo později vybuchnou jako supernovy typu Ib, o nichž se soudí, že by z nich mohly vzniknout i černé díry. Ke vzniku černé díry s hmotností 3-4 Slunce je totiž zapotřebí počáteční hmotnost hvězdy 50-100 Sluncí.

To samozřejmě není vše, lze mluvit velmi dlouho o osudech hvězd, které jsou složkami těsných dvojhvězd. To už je ale námět na další přednášku.

Přepis přednášky proslovené na podzimním Setkání členů APO v prosinci 1997. Na přípravě textu se kromě autora podílel Tomáš Apeltauer a Jiří Dušek.

Tentoraz je to skupina hmlovín NGC 1973, 1975 a 1977. Na prvý pohľad sa okolo hviezy asi 5 mag nenachádza nič zaujímavé. Po chviľke pozerania sa z ničoho nič objaví slabučka hmlovinka (bočným videním je oveľa lepšie). Neviem, ale podľa mňa tu nie čo opisovať. Možno len to, že je trochu asymetrická, čo je vidieť dobre z kresby. Kreslil som Sometom 25x100 asi o 23:55 SEČ. Pozn. Okolo hviezd 42 a 45 Ori sú vidieť kruhové kondenzácie, zpôsobené prevdepodobne rozptylom ich svetla na okulári.

Znova som pri M 42, ale tentoraz trochu severnejšie. V zornom poli cassegrainu mám Messierov objekt číslo 43 (NGC 1982). Vyzerá oko svetlé halo bez koncentrácie okolo hviezdy 6 mag. Bočným pohľadom dostává už konkrétnejší tvar. Vidieť sú nejaké tie nepravideľnosti a dokonca aj nejasné "laloky", ktoré je možné videť len kvôli neuveriteľne ostrému obrazu v cassegraine (150/2250, zvätšenie 56x). Kreslil som približně okolo polnoci.

Centrum M 42, pri zvätšení 90x. Tento obrázok som kreslil od 00:00 do 00:18 SEČ.

Tentoraz je zvätšenie 140x a v okolí Trapéza sa objavilo veľké množstvo zálivov a poloostrovčekov. Zakreslil som iba ten najjasnejší nachádzajúci sa južne od Trapéza. Ostatné sú viditeľné ale veľmi slabé, alebo splývajú s "oibrežím". Veľké množstvo detailov s pozadím (chcelo by to tmavšiu oblohu). Kreslil som od 00:20 do 00:38 SEČ.

Tu je blízké okolie Trapéza pri už slušnom zvätšení 225x. Na tejto kresbe možno videť (pri porovnaní s predchádzajúcou), že veľa detailov sa zmenilo. Napríklad niektoré mosty zmizli a slabšie ostrovčeky jasne vystúpily. Kreslil som od 00:40 do 00:58.

23./24. května 1998, newton 127/1000, mhv 5,5 mag

Ako prvé som sa rozhodol na rozohriatie pozrieť si notoricky známu guľovú hviezdokopu M 5 v Hlave hada. S jej najdením som nemal vôbec žiadne problény, jasne som ju zbadal už v hľadáčiku. V ďalekohľade sa my však ukázala v plnej kráse. Nádherne bolo viditeľné jasnejšie jadro, které sa rozplývalo na okrajoch do stratena, kde svoju veľkú jasnoť boli viditeľné mnohé detaily.

Neskôr som sa presunul cez hviezdu 110 Vir ku hviezde 109 Vir, pri ktorej sa nachádza veľmi slabá galaxia NGC 5746. Pri jej pozorovaní som musel dostať zo zorného poľa hviezdu 109 Vir, která svojou jasnosťou 3,9 mag dosť rušila pozorovanie. Pri pohľade na galaxiu NGC 5746 som nevidel žiadne detaily, dá se povedať, že mala takmer stelárny vzhľad a pozorovateľná bola iba pri bočnom videní, ako mierne pretiahnutá nevýrazná škvrnka.

S Panny som sa presunul do Hadonosa, kde som si pozrel všetky Messierové guľové hviezdokopy. Najprv som sa pozrel na M 107, tú som vyhľadal od hveizdy zeta Oph. Cez dve skupinky hviezd som sa dostal až k spomínanej M 107, nebola bohvie ako vrazená, ale dala sa zreteľne pozorovať, pri bočnom videní bola pri hviezdokope viditeľná - na severozápade od nej - aj nejaká menej jasná hviezda, odhadujem okolo 9,5 mag. Následne po tom som si pozrel M 10 a M 12, obe sa nachádzajú na oblohe blízko sebe. Obe boli pomerne jasne pozorovaľné a zbadal som ich už pri bežnom zametaní.

Na záver pozorovania som sa pozrel do Škorpióna, kde sa nachádzajú hviezdokopy M 4 a M 80. M 4 som vyhľadal od alfa Sco, od ktorej je M-štvorka vzdialená necelé dva stupne. V plnej kráse som ju našiel naprvýkrát. Bola dosť nízko nad obzorom, ale aj napriek tomu bola viditeľná pomerne s veľkými detailami. Ako poslednú som si pozrel guľovú hviszokopu M 80. Vyhľadal som ju od hviezdy rho Sco, pri ktorej sa nachádza. Pri hviezdokope som zahliadol ja jednu pomerne slabú hviezdu, která bole vnorená takmer v polovici vzdialenosti od okraju ku stredu.

Již za několik týdnů začnou letní prázdniny. Spousta z vás, mne samotného nevýjimaje, se vydá někam za tmavou oblohou. Proto by neškodilo dát vám pár tipů. Podívat byste se mohli třeba na "hvězdné porodnice", tedy molekulová mračna, kde vznikají nové, často velmi hmotné a zářivé hvězdy. A to nejen v naší Galaxii.

Mnozí z vás už se alespoň jednou podívali na nějakou spirální galaxii. Ve velkém dalekohledu o průměru nad patnáct centimetrů jste v nepříliš zajímavé mlhavé skvrnce mohli objevit hned několik detailů. Nevýrazná ramena a v nich, vzácně, i drobné zhustky. Jak vlastně spirální ramena vznikají? Na první pohled by se mohlo zdát, že v těchto místech obsahuje galaxie mnohem více hvězd. Nenechejte se ale zmást. Studie jednoznačně ukázaly, že hustota hvězd mezi rameny je prakticky stejná. Spirály, které tak často obdivujeme na fotografiích, totiž vděčí za svoji existenci nesmírně zářivým mladým hvězdám. Ve spirálních ramenech existují oblaka plynu a prachu, v nichž se rodí nové a často i velmi hmotné hvězdy.

Jak známo, takoví budulínci se nedožívají vysokého věku. Za pár milionů či desítek milionů let většinou explodují jako supernovy a odkráčí na kosmický hřbitov. Je jasné, že za tak krátký čas se příliš nevzdálí od místa svého zrodu. Díky tomu ozařují blízká molekulová mračna a dávají za vznik tzv. oblastem ionizovaného vodíku HII. Z velkých oblaků mezihvězdného plynu se rodí hned několik desítek a v extrémních případech i stovek či tisíců horkých hvězd. Ty potom vytváří tzv. OB asociace - rozsáhlé společenství hvězd spektrální třídy O či B, které nedrží pohromadě vlastní gravitací, ale pozvolna se rozplývají.

Právě OB asociace a oblasti ionizovaného vodíku, které se nezřídka vyskytují pohromadě, mohou být zajímavým zdrojem detailů v naší i cizích galaxií.

Podívejme se nejdříve podél Mléčné dráhy. Zde musím na prvním místě jmenovat Mlhovinu v Orionu (M 42) a Lagunu ve Střelci (M 8), dvě rozsáhlé oblasti ionizovaného vodíku, ve kterých dodnes probíhá tvorba nových hvězd. Zajímavé je, že Laguna spolu s blízkým Trifidem (M 20, NGC 6514), otevřenou hvězdokupou M 21 (NGC 6531) a svítivým veleobrem m Sagittarii tvoří jádro asociace Sagittarius OB1. Ostatně tak je známo, že mnoho hvězd se souhvězdí Orionu má společné kořeny.

Podívejme se ale za hranice Galaxie. Nejdříve je ale nutné vybrat si vhodný přístroj. OB asociace i HII oblasti jsou sice výjimečně jasné, ale pozorovat je u jiných galaxií není nic jednoduchého. Nutný bude dalekohled o průměru nad deset centimetrů (spíš ke dvacítce). Většina těchto objektů se tváří jen jako úhlově malé oblasti o něco jasnější než zbytek z mlhavé galaxie. Proto je nutné vědět, kam přesně se máte dívat a bezpodmínečná je i dostatečná adaptace na tmu. Je také vhodné zkusit různá zvětšení (v žádném případě neplatí, že čím větší, tím lepší).

Zahraniční pozorovatelé také zhusta doporučují filtry typu UHC či OIII, které zvyšují kontrast mezi HII oblastí a pozadím. S~možným úspěchem můžete využít "blink" metodu: budete se dívat do okuláru a filtr střídavě přikládat a zase odkládat. HII oblast by měla být stále stejně světlá, zato okolí se bude zjasňovat a zase zeslabovat. (Pozor, nefunguje u OB asociací).

Absolutně nezbytné ale bude zhotovit nejdříve velmi pečlivou kresbu, kterou dodatečně konfrontujete s dobrou fotografií. Jen tak je možné vaše pozorování uznat.

A nyní už dnešní nabídka. První, kam byste se měli podívat je Místní skupina galaxií čítající více než třicet kousků. Nejjasnější Mlhovina v Andromedě (M 31, NGC 224) však není nejvhodnější. Největší a zřejmě i nejznámější je NGC 206, rozsáhlá OB asociace na jihozápadním okraji galaxie. Na snímcích vypadá jako nápadné zjasnění severozápadně od M 32. Já osobně jsem ji dosud neviděl a ani v našem archivu neexistují žádná příliš přesvědčivá pozorování. Kdysi mi ale Kamil Hornoch, který používá k pozorování dalekohled o průměru zrcadla 35 cm, říkal, že ji spatřil.

Zahraničí uvádí, že je poměrně snadno viditelná v dalekohledu o průměru dvacet centimetrů jako eliptická skvrnka o velikosti 2×1'. V pětatřiceticentimetrovém teleskopu byste už mohli spatřit několik hvězd, patřících do asociace. Jejich hvězdná velikost je 15,5 mag a jsou tudíž asi 250 tisíckrát zářivější než Slunce.

Jestli vám to nevyjde, nevadí. Pak se alespoň podívejte na nejjasnější kulovou hvězdokupu galaxie, označenou G1. Potřebovat budete dobrou hledací mapku (viz třeba minulá čísla Kozmosu, Sky and Telescope či Trpaslíka).

Mnohem více šancí máte u Galaxie v trojúhelníku (M 33, NGC 598). NGC číslo má v jejím případě hned několik zhustků (viz přiložený upravený výřez z Palomarské prohlídky oblohy). Na rozehřátí se můžete podívat na rozsáhlou HII oblast NGC 604, která je v těsném blízkosti hvězdy 10. velikosti. Je natolik bohatá na mladé hvězdy a ionizovaný vodík, že se na ni podíval i Hubblův kosmický dalekohled. Měla by být viditelná již v Sometu binaru, ve větších přístrojích se pak promění na mírně protáhlou skvrnku 30×20' se dvěmi slabými hvězdami.

Dalším prominentní HII oblastí je NGC 595. Má zhruba poloviční velikost jako předcházející, ale i tak je snadno pozorovatelná (viz přiložený snímek). Budete-li pokračovat na jihozápad od jádra M 33, můžete spatřit i NGC 588 a NGC 592. Jsou však ještě slabší.

Na tmavé obloze s velkým dalekohledem zřejmě můžete v spirálách M 33 uvidět množství dalších detailů. Které z nich a kde to budou, vám ale prozrazovat nebudu. Třeba se někdo z vás dostane k tomu, aby udělal detailní studii této galaxie. Já se o to určitě pokusím.

Z galaxií Místní skupiny se lze ještě zmínit o NGC 6822 ve Střelci. (Mimochodem se jedná o první galaxii, ve které Edwin Hubble nalezl cefeidy.) Za jejím severním okrajem leží HII oblast IC 1308. Její jasnost se odhaduje na 14 mag a velikost na 30 úhlových vteřin. Tedy spíše pro fanjšmekry.

O něco lépe na tom může být opomíjená NGC 253 v Sochaři. Bohužel, nachází se příliš nízko nad jižním obzorem, ale třeba se vám podaří podívat se na ni nerušeně i ve velkém dalekohledu.

Tím je naše nabídka prakticky vyčerpána. Vzdálíme-li se totiž z Místní skupiny, galaxie zeslábnou a stanou se skutečně nezajímavé. Alespoň v dalekohledech jež máte k dispozici. Takže jen telegraficky: M 74 (NGC 628) v rybách má ve velkých přístrojích jakési zhustky ve spirálních ramenech. Taktéž NGC 2146 a NGC 2366 v Žirafě. Ve druhém případě byste mohli mít více šancí, jelikož nejjasnější zhustek NGC 2366, který se nachází na jihozápadě, má číslo NGC 2363. Podobným případem je i NGC 2403, velká spirální galaxie. Její nejjasnější zhustek NGC 2404 je rozsáhlou HII oblastí podobnou NGC 604 v M 33.

Vděčná je samozřejmě M 82 ve Velké medvědici. Pamatuji si, jak jsem na ni před léty namířil naši brněnskou dvacítku a docela sem se divil množství detailů. Určitě se na ni také podívejte.

Otočili jste na poslední stránku a tak je vám jasné, že už je to z dnešní rubriky Zajímavá pozorování všechno. Nezbývá než se s vámi rozloučit. Tentokrát tu pro vás mám jednu historku z našeho velkého planetária. Upozorňuji však předem, že jestliže jste měli výhrady proti citátu z dopisu, který jsem zveřejnil v posledním Trpaslíkovi, raději dál nečtěte. Hlavním aktérem totiž bude opět mumio.

Hvězdná obloha, ať již ta skutečná, či umělá, působí na lidi vesměs libě. Existují však výjimky. Obzvlášť v planetáriu, které umí s hvězdičkami nad vámi různé divy. Rychlý pohyb v azimutu, ve výšce či v čase je přitom nezřídka v našich pořadech využíván. Letící stovky hvězd pak mohou vyvolat zajímavé pocity. Znám hned několik lidí, kterým se z toho motá hlava. Citlivé povahy dokonce mohou dospět do stavu, kdy s kapesníkem před ústy prchají směr dámské či pánské toalety. Katastrofa, bohužel i to se několikrát stalo, však nastává, když se jim nepodaří doběhnout. Tuším, že před měsícem však jeden zhruba desetiletý návštěvník všechny naše dosavadní zkušenosti překonal. Během pořadu se prostě a jednoduše - dámy prominou - posr.l. Jeho mumio bylo úplně všude a nezávidím nikomu, kdo byl přitom (židli musíme zřejmě spálit).

Jak tedy vidíte, obloha posetá tisíci hvězdami může u někoho vyvolat zcela odlišné pocity. Aby se vám něco podobného nestalo přeje