Obsah Obsah

Černé díry  Obsah

Hvězdy a mlhoviny | Mezihvězdné prostředí

Na obloze vidíme kromě galaxií, hvězd a hvězdokup také temná či zářící oblaka mezihvězdné látky skládající se z plynu a prachu. Dynamiku těchto mlhovin určují gravitační a elektromagnetická pole. Mnohé lze pozorovat již triedrem, ale jejich skutečná krása vynikne až na fotografiích pořízených velkými dalekohledy. Některé z těchto mlhovin jsou kolébkou hvězd. Z protohvězdných globulí se v nich rodí celé skupiny nových hvězd. Jiné jsou naopak svědky po závěrečných fázích vývoje hvězd – může jít o odhozené obálky (tzv. planetární mlhovinyPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech.) nebo o látku rozmetanou do okolí při závěrečných smrtelných křečích některých hvězd – supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi..

Mlhoviny v hvězdném vývoji

Hvězdy vznikají kondenzacemi z oblaků mezihvězdné látky. Taková hustota hmoty, která by byla dostatečná pro vznik hvězd, se vyskytuje pouze v mlhovinách, jejichž hustota je alespoň o řád vyšší než v okolním mezihvězdném prostoru, který je tvořen téměř dokonalým vakuem. Obsahuje totiž v průměru jediný atom v krychlovém centimetru prostoru (vakuum v nejlepších elektronkách je miliardkrát hustší). Pozorovací technika pokročila natolik, že dnes přímo pozorujeme rodící se hvězdy ve Velké mlhovině v Orionu, v Orlí mlhovině, v mlhovinách Laguna čí Trifid i v dalších. Tyto kolébky hvězd nazýváme hvězdné porodnice a nacházíme je i v cizích galaxiích, například ve Velkém Magellanově mračnu či ve Velké galaxii v Andromedě. Všude jsou patrné globule a protohvězdy – přímí předchůdci hvězd.

S mlhovinami jsou spojeny i závěrečné fáze vývoje hvězd. K nejběžnějším patří planetární mlhoviny. Ty s planetami nemají nic společného. Pojmenoval je tak William Herschel proto, že mu připomínaly v dalekohledu kotoučky planet. Vypadají totiž jako malé slabě zářící kotoučky nebo prstýnky (těm někdy říkáme prstencové mlhoviny). Planetární mlhoviny mají malý obsah prachu, jsou složeny především z plynů. V roce 1779 byla objevena jedna z nejznámějších prstencových mlhovin  – Prstencová mlhovina v Lyře M 57. Skládá se z centrální hvězdy obklopené kulovou slupkou plynu, který má extrémně malou hustotu. Kvůli své nízké hustotě vypadá tato mlhovina jako prsten, protože na okrajích světlo vychází z podstatně tlustší vrstvy plynné slupky než uprostřed. Mlhovina M 57 má průměr téměř jeden světelný rok. Plyn je v obalu velmi zředěn, dosahuje hodnot sto bilionkrát nižších, než jaká je hustota vzduchu v přízemních vrstvách na Zemi. Planetární mlhoviny jsou různých tvarů i rozměrů – některé jsou poněkud nepravidelné, například Soví mlhovina M 97 ve Velké Medvědici nebo mlhovina Činky (M 27) v souhvězdí Lištičky, jiné jsou naopak téměř dokonale kulově symetrické.

Planetární mlhoviny jsou zpravidla staré maximálně několik desítek tisíc let a všechny se rozpínají, průměrná rychlost expanze je 20 km/s.  Planetární mlhoviny jsou plynné slupky, odvržené starou hvězdou, většinou červeným obrem. Po odvržení obálky obr obnaží své jádro. Jeho povrchová teplota je nesmírně vysoká – až 100 000 K. Termonukleární reakce uvnitř těchto hvězd však již neprobíhají; proto směřují do stadia bílého a posléze černého trpaslíka. Podle výpočtů nemohou odhozené obálky zářit déle než 100 000 let. Zdrojem světla planetárních mlhovin je centrální hvězda, proto patří k tzv. difúzním mlhovinám (zpracovávají a přetvářejí světlo z jiného zdroje).

Soví mlhovina M 97

Soví mlhovina M 97 ve Velké medvědici. Typický pozůstatek odhozené obálky.

Závěrečné stadium vývoje hvězd je provázeno také jiným typem mlhovin, nežli jsou mlhoviny planetární. Jde o pozůstatky po supernovách – gigantických explozích, kterými hmotnější hvězdy (často členové binárního systému) odhazují podstatné části své hmoty do okolí. V centru mlhoviny může zůstat poslední zbytek po někdejší hvězdě – neutronová hvězda s extrémně vysokou hustotou, která často rotuje a vytváří tak efekt pulzaru. Typickými pozůstatky po explozích supernov jsou například Krabí mlhovina (pozůstatek po explozi supernovy v roce 1054) nebo Řasová mlhovina v Labuti, která má obloukovitou strukturu svítících vláken a která je pozůstatkem po výbuchu supernovy v prehistorických dobách. Tato mlhovina se nyní rozpíná rychlostí 120 km/s. Vidíme, že mlhoviny mohou být spjaty s extrémně mladými hvězdami (například typu T Tauri, ale můžeme nalézt i mlhoviny, které jsou zbytky po výbuchu zestárlých hvězd, supernov.

Řasová mlhovina v Labuti

Řasová mlhovina v Labuti. Pozůstatek po explozi dávné supernovy.

Emisní mlhoviny

Emisní mlhoviny září díky hvězdám, které jsou buďto v jejich bezprostřední blízkosti, nebo se nacházejí přímo uvnitř mlhoviny. Hvězdy, které jsou velmi horké, ionizují svým zářením plyn v mlhovině, která potom září vlastním světlem. Záření je charakteristické pro látku, z níž je mlhovina složena. Čáry ve spektru mlhovin, které přísluší kyslíku nebo neónu či jiným známým prvkům, byly nejprve považovány za důkaz výskytu nějakého neznámého prvku. Ten byl předběžně nazván nebulium. Postupně se zjistilo, že příčinou odlišnosti těchto čar jsou pouze neobvyklé fyzikální podmínky, které na Zemi téměř nelze napodobit.

K emisním mlhovinám mohou patřit hvězdné porodnice, planetární mlhoviny i pozůstatky po explozích supernov. Jedinou podmínkou je, aby byla v blízkosti hvězda, která excituje a ionizuje materiál mlhoviny. Hlavní složkou mezihvězdného plynu je vodík, který se snadno ionizuje ultrafialovým zářením. Takto ionizovaný vodík označujeme symbolem H II a mlhoviny tohoto typu označujeme jako H II oblasti. Vlnová délka většiny záření vodíku se pohybuje v červené oblasti spektra, proto jsou na fotografiích tyto emisní mlhoviny červené. Oko je ovšem citlivější na dvě výrazné zelené čáry ve spektru kyslíku a může je při vizuálním pozorování vnímat jako zelené. Společný výskyt hvězd a oblaků plynu není náhodný. Horké hvězdy, které vyzařují ultrafialové záření, jsou totiž obvykle mladé. Vznikly v nedávné minulosti z oblaků plynu a prachu, které je obklopují. Emisní mlhoviny jsou velice řídké, každý gram látky je rozptýlen v několika milionech kubických kilometrů. Jako příklad můžeme uvést známou Velkou mlhovinu v Orionu, která obklopuje mladou skupinu hvězd Trapez a ve které je pozorováno značné množství globulí (zárodků hvězd). K dalším známým emisním mlhovinám patří Přesýpací hodiny, Krabí mlhovina, Orlí mlhovina, Laguna nebo Trifid.

Mlhovina Trifid ze Střelce (M 20)

Mlhovina Trifid ze Střelce (M 20). Červená část je typickou difúzní mlhovinou, modrá část je typickou reflexní mlhovinou. Jde o téměř učebnicový příklad obou typů mlhovin u poměrně jasného objektu, který je dostupný i pro malé dalekohledy.

Reflexní mlhoviny

Reflexní mlhoviny se vyskytují u hvězd, které nejsou dost žhavé, takže mlhovina září pouze jejich odraženým světlem. Typická reflexní mlhovina se nachází v okolí hvězdokupy Plejády. Jde o nejznámější hvězdokupu na obloze. Plejády můžeme vidět bez dalekohledu dokonce i v přesvětleném městě. Plejády jsou také známy jako Sedm sester nebo jako objekt M 45 Messierova katalogu. Patří k nejjasnějším a nejkompaktnějším otevřeným hvězdokupám. Plejády obsahují více než 300 hvězd, jsou vzdáleny asi 400 světelných roků a měří v průměru 13 světelných roků. Hvězdokupa v současnosti prochází nezávisle vzniklou prachovou mlhovinou. Jednotlivé hvězdy ozařují její části, a tak vznikají modré reflexní mlhoviny v okolí hvězd. Nedávno byly v Plejádách nalezeni nezřetelní hnědí trpaslíci s malou hmotností. K dalším známým reflexním mlhovinám patří například mlhovina Vajíčko (CRL 2688) nebo mlhovina Tobyho Juga (IC 2220).

Plejády s reflexními mlhovinami (M 45)

Plejády s reflexními mlhovinami (M 45).

Temné mlhoviny

Temné mlhoviny nemají nějaký výrazný zdroj světla a zastiňují světlo hvězd, ležících za nimi. Často jsou součástí rozsáhlých komplexů mlhovin nejrůznějšího typu. K nejznámějším temným mlhovinám patří například Hadí mlhovina (temné pruhy vlnící se v souhvězdí Hadonoše) nebo mlhovina Koňská hlava, která je součástí rozsáhlého komplexu mlhovin v souhvězdí Orionu.

Hadí mlhovina

Hadí mlhovina (Barnard 72), typická ukázka temné mlhoviny v souhvězdí Hadonoše.

Mlhoviny nepozorujeme jen v naší Galaxii. Všechny typy mlhovin se vyskytují i v okolních galaxiích. Jejich rozložení je nerovnoměrné – vyskytují se hlavně blízko rovin souměrnosti, tam, kde je nejvíce plynu a prachu – příkladem může být Mléčná dráha, kde se nachází nejvíce oblaků mezihvězdné látky v plochém disku. Nejhojnějším prvkem ve vesmíru je vodík, který také tvoří základní složku veškerých mlhovin. Mlhoviny dále obsahují příměsi prachu ledových krystalků (silikátů a uhlíkatých sloučenin), které pohlcují záření hvězd za nimi. Celková hmotnost mlhovin je poměrně nízká, ačkoliv dosahují velkých rozměrů; tomu odpovídá také jejich velmi nízká hustota, kterou můžeme porovnat pouze s téměř úplným vzduchoprázdnem. Hustota plynu totiž bývá více než sto bilionkrát nižší než hustota vzduchu, který dýcháme. Vzorek materiálu z mlhoviny v Orionu o průměru 2,5 cm a délce 15 ly by vážil necelý 1 kg.

V minulosti bylo sestaveno mnoho katalogů mlhovin. Mezi nejslavnější patří katalog francouzského astronoma Charlese Messiera (1730–1817), který vyšel roku 1781 a ve kterém můžeme najít 110 objektů – mlhovin, hvězdokup a galaxií. Je zajímavé, že Messier nestudoval mlhoviny, ale komety, a katalog sestavil proto, aby zbránil záměnám při objevu nových komet. Ty totiž v dalekohledu vypadají podobně jako mlhoviny. Objekty Messierova kataloguKatalog Messierův – katalog mlhavých objektů (většinu tvoří mlhoviny, galaxie a hvězdokupy). Poprvé byl vydán v roce 1781 francouzským pozorovatelem komet Charlesem Messierem, později byl doplněn o další objekty, dnes obsahuje 110 položek. Objekty katalogu jsou označeny písmenem M a číslem. Například M 31 je Velká galaxie v Andromedě. jsou označovány písmenem M a pořadovým číslem a katalog se dodnes používá. Podrobný katalog mlhovin vyšel koncem 19. století z pera dánského astronoma Johana Dreyera (1852–1926), na základě pozorování Williama Herschela (1738–1822) a jeho syna Johna Herschela (1792–1871). Tento katolog byl nazván NGCKatalog NGC – New General Catalogue, katalog mlhovin hvězdokup a galaxií poprvé publikovaný dánským astronomem Johnem Dreyerem v roce 1888. Za jeho základ posloužila pozorování Williama Herschela. Objekty v tomto katalogu jsou označovány písmeny NGC a číslem. Velká galaxie v Andromedě má například označení NGC 244. Katalog obsahuje přibližně 8 000 objektů. (New General Catalogue).

Černé díry  Obsah

Aldebaran Homepage