Chlapeček, nebo holčička? 
Řekni máma! 
První "slova" 
Jaké bylo rande 
Když přijde zubatá 
 
 
   
  
Foto STSCI/NASAChlapeček, nebo holčička? 
 
Na tyto chvíle řada astronomů netrpělivě čekala: na snímcích z Hubblova kosmického dalekohledu se objevují pozoruhodné prachoplynné disky, obklopující mladé hvězdy. Tady se tvoří budoucí planetární soustavy, zde se rodí nové planety. Jaké budou? Narodí se "nové Země", nebo jen "noví Jupiteři", na nichž život určitě není? Mohou nám tyto záběry úžasné kvality prozradit něco o procesech, které před pěti miliardami let vedly ke vzniku naší sluneční soustavy? Teď už jsme -- konečně -- o notný kus cesty dál: není třeba jen spekulovat, k dispozici jsou přímá svědectví. 
Na obrázcích ovšem nové planety nespatříme, ty teprve vznikají. Jsou zde patrné zárodečné prachové oblaky, z nichž se smrštěním nebo postupným nabalováním materiálu utvoří zárodky planet. Takové oblaky je docela těžké zaregistrovat, září jen nepatrně a jsou přesvětleny mladou hvězdou uprostřed. "Sama existence podobných disků je známa už z dřívějších infračervených a rádiových pozorování, ale teprve nyní máme možnost spatřit spoustu detailů -- můžeme zjišťovat velikost a tvar disku, jeho tloušťku či orientaci v prostoru," říká Deborah Padgettová z kalifornského centra pro zpracování a analýzu infračervených pozorování. 
Pracovní tým D. Padgettové se zaměřil na šest extrémně mladých hvězd v souhvězdí Býka, jež jsou od nás vzdáleny 450 světelných let. Ve všech šesti případech byla prokázána přítomnost tmavých prachových pásů ve světlejších oblastech kolem hvězd. Takto zjištěné zárodečné mlhoviny jsou poměrně rozlehlé: jejich Galerie disku (kliknutim se muzete podivat na obrazek v plnem rozliseni, 420 kB)velikost převyšuje zhruba 8 až 16krát průměr dráhy planety Neptun. "Snímky z kamery NICMOS ukazují tmavé shluky látky i světlejší stužky nad a pod tmavými pruhy. Zdá se, že původní materiál stále ještě padá doprostřed disku a vyhání tím proudy plynu z právě se rodící hvězdy," poznamenává Padgettová. 
Zárodečné planetární disky se podařilo zachytit i ve viditelném světle. John Krist ze STScI v Baltimore nalezl okolo mladé hvězdy Haro 6-5B malou mlhovinu, přeťatou tmavým pruhem 10krát větším než jsou rozměry Neptunovy dráhy. Karl Stapelfeldt z Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně zaznamenal první příklad zárodečné mlhoviny ve dvojhvězdném systému; střed disku leží v místech, kde se nalézá méně zářivá hvězda, a má průměr pouhého třiapůlnásobku průměru Neptunovy dráhy. "Snímky takových disků z Hubbla dokazují, že planety mohou vznikat i ve dvojhvězdách," komentuje výsledky Stapelfeldt. To je velice závažný závěr, vždyť dvojhvězd je v naší Galaxii většina! 
Porovnáním teoretických modelů a údajů z těchto snímků Stapelfeldt a kolegové z jeho pracovního týmu odvodili, že prachová zrnka v disku mají poněkud větší rozměry než má prach v mezihvězdné látce. To prozrazuje, že tady už započal proces akrece -- tedy nabalování prachových částeček na sebe a postupné utváření větších a větších těles. A kolik toho prachu vůbec je? Odhadem asi 1/200 až 1/10000 sluneční hmotnosti. Nezdá se to mnoho, ale všechny naše planety dohromady (a k tomu i další "drobotina" v podobě planetek, komet...) dnes nemají více než tisícinu hmotnosti Slunce. 
Je to opravdu velká chvíle: poprvé si prohlížíme rodící se planetární soustavy. Potvrzují se představy astronomů, že takových soustav by mělo být hodně, planety určitě nebudou vzácností. Zatím nám tyto fantastické pohledy umožňuje pouze Hubblův teleskop, ale zakrátko k němu přibude i plejáda obřích pozemních teleskopů nové generace, které se v těchto letech dokončují. 
 
Zdeněk Pokorný
Podle materiálů STSCI
 
 
  
Dalekohled Subaru (foto NAOJ)Řekni máma! 
 
V málo rozšířeném a pro našince exotickém slovníku japonštiny najdete u slova subaru následující vysvětlení: označení pro hvězdokupu známou jako Plejády či M 45, též "spolupracovat", "spolupodílet se na něčem". Stejně byl pojmenován i unikátní japonský dalekohled na havajské hoře Mauna Kea, který po osmi letech "těhotenství" před několika týdny poprvé otevřel své jediné oko. Rodička -- Národní astronomická observatoř Japonska -- má být na co hrda: Už dnes je totiž jasné, že mezinárodní společenství astronomů získá vynikající přístroj. 
Dalekohled Subaru, původně označovaný Japan National Large Telescope, sestává z jediného zrcadla o průměru 8,3 metru. Na rozdíl od svých podobně velikých kolegů je však jeho optická plocha celistvá, bez jediného přerušení. Jak už naznačil ruský šestimetr -- dlouhou dobu největší na světě -- takové velké skleněné disky mají tendenci bortit se vlastní vahou a neudrží tudíž svoji odraznou plochu v patřičném tvaru. Konstruktéři velkých dalekohledů tuto nepříjemnou vlastnost obcházejí tak, že staví zrcadla z většího počtu menších kusů – příkladem může být dvojice Keckových dalekohledů taktéž na Mauna Kea. Ovšem japonští konstruktéři na to šli jinak. Vyrobili jediné velké zrcadlo o tloušťce pouze dvacet dva a půl centimetru. Aby se nezlomilo a současně udrželo ideální tvar, je zespodu podpíráno celkem 261 motorky. Podoba odrazné plochy je přitom neustále monitorována komplikovanou soustavou různých čidel. 
Ta ale není jediná unikátní vlastnost mladého Subaru. Dalekohled je také řízen a natáčen extrémně přesnou montáží a kromě toho je celý posazen v dost netypické válcové "kupoli", jež zajišťuje ideální klimatické podmínky celé soustavy. Zařízení je možné ovládat prostřednictvím Internetu a všechny detektory se vyměňují automaticky pomocí několika robotů... 
Očekává se, že Subarovo oko, byť jediné, bude nesmírně ostré a to v širokém rozsahu vlnových délek od blízké ultrafialové oblasti až po infračervenou. Z počátku budou veškerá zrcadla potažena jen 100 nanometrů tlustou vrstvou čistého hliníku, později však bude zaměněn za stříbro, které je vhodnější pro sledování v infračerveném světle. 
Japonský dalekohled se zatím -- ve čtvrtek 28. ledna 1999 -- dočkal pouze tzv. prvního světla. Ovšem už tento pohled vyrazil dech. Nechejme se proto raději překvapit, co z něj vlastně vyroste. Dospělosti dosáhne již začátkem příštího roku. 
 
Jiří Dušek
Podle materiálů NAOJ
  
První "slova"
(Kliknutím získáte příslušný obrázek v plném rozlišení.)
Po pravdě řečeno, japonský Subaru, není rekordmanem. Jeho hlavní zrcadlo má průměr 8,3 metru a na první pohled tak o pouhých deset centimetrů překonává svého "rivala" -- čtveřici z Velmi velkého dalekohledu na chilské hoře Paranal. Ve skutečnosti je ale jeho efektivní průměr, tj. ten. co sbírá světlo, přesně 8,2 metru. Tedy shodný s VLT.
Saturn a Jupiter, dvě největší planety sluneční soustavy.  První má devětkrát větší průměr než Země. Záběr ze Subaru ukazuje nejen výrazné pásy rovnoběžné s rovníkem (totéž i v případě Jupiteru), ale i známý prstenec. V atmosféře Jupiteru si můžete vpravo dole všimnout Velké červení skvrny, rozsáhlé anticyklony dvakrát větší než naše planeta. Tmavá skvrnka dole od středu je měsíc Ganymedes.
Záběr v infračerveném oboru spektra na Mlhovinu v Orionu (M 42). V jeho středu lehce rozeznáte známou skupinu hvězd Trapez, která je vidět i v menších dalekohledech -- schválně se třeba dnes večer přesvědčete na vlastní oči. Mnoho hvězd v okolí se teprve nedávno zrodilo z oblaku plynu a prachu, jež se rozkládá v okolí. Jelikož jsou dosud zachumlány v prachových obálkách, nejsou ve viditelném oboru pozorovatelné a musíme si na ně vzít "infračervené brýle". Nad Trapezem se nachází zvláštní struktura podobná motýlu -- nazývá se Kleinman-Lowova mlhovina. V jejím centru zřejmě vzniká stálice s hmotností kolem 30 Sluncí. Modré zabarvení okolní mlhoviny vyznačuje oblast, kde ultrafialové fotony horkých hvězd Trapezu ionizují vodík. Světlá příčka vlevo dole ohraničuje tzv. ionizační frontu -- dál tyto energetické fotony nedoletí. Snímek je samozřejmě ve falešných barvách.
Detailní záběr na Kleinman-Lowovu mlhovinu, v úzkém oboru elektromagnetického spektra jasně demonstruje kvality dalekohledu Subaru. I když není vidět, je zřejmé, že v jejím nitru trůní hvězda zhruba třicekrát hmotnější než Slunce. Její vznik doprovází silný hvězdný vítr (proud částic tekoucích směrem od hvězdy) s rychlostí až sto kilometrů za sekundu. Při kolizi s okolním plynem dochází k jeho zahřátí na dva tisíce stupňů a vzniku motýlovité struktury.
Na posledním snímku, který jsme vybrali, je poměrně neznámá kupa galaxií HCG 40 (40. kupa v Hicksonově katalogu kompaktních kup). Leží v souhvězdí Hydry ve vzdálenosti kolem tři sta milionů světelných let.  Z vrchu dolů je na záběru pět galaxií: spirální, eliptická, dvě spirální a opět eliptická. Objekty jsou si natolik blízko, že se nejen gravitačně ovlivňují, ale časem dojde i k jejich splynutí. Výsledkem bude jedna, nejvýše dvě velké eliptické galaxie. Dvojice modrobílých teček představuje hvězdy z naší Galaxie, zatímco malé načervenalé objekty, jsou galaxie, které se nacházejí mnohem dál. Jejich zabarvení způsobil kosmologický červený posuv.
 
 
  
Pocitacovy model Erosu (zdroj JHU)Jaké bylo rande 
 
Na své první rande si určitě vzpomenete. Obzvlášť, jestliže mělo neplánovaný průběh: při pohledu do hlubokých očí své dívky jste na sebe převrhli šálek čaje, jeden z podpatků vašich nových bot se zaklínil do tramvajové koleje, eventuálně vás "in-flagranti" přistihla babička, která dopoledne přišla nečekané zalít povadlé kytky. Na svoji první schůzku s planetkou určitě nezapomenou ani pracovníci Johns Hopkins University. Jejich sonda NEAR se měla na začátku tohoto roku dostat na oběžnou dráhu kolem asteroidu Eros. Naneštěstí během kritického manévru 20. prosince loňského roku vypověděl službu hlavní raketový motor a tak  NEAR sice dostála svému slovu -- proletěla blízko, jen 3830 kilometrů daleko, avšak k navázání dlouhodobějšího vztahu obou partnerů nedošlo. Přesto všechno jsme se při letmém ohlédnutí dozvěděli několik zajímavých informací. 
Předně se ukázalo, že je Eros poněkud menší než jsme si původně mysleli. Na povrchu má nejméně dva středně veliké krátery a jeho hustota je zhruba stejná jako hustota zemské kůry. 
Během několikahodinového průletu sondy 23. prosince 1998 se podařilo sledovat asi dvě třetiny povrchu planetky. Multispektrální kamera získala 222 snímků, které spolu s měřeními z infračerveného spektrometru a radiového experimentu umožnily sestavit alespoň základní portrét Erosu. Planetku sledujeme více než sto let, přesto jsme o ní měli až do loňské návštěvy jen velmi chabé informace: víme, že patří mezi asteroidy typu S s velkým zastoupením křemičitanů a kovů. Její velikost se počítá na nejvýše desítky kilometrů a otočí se kolem své osy jednou za několik hodin. 
Naproti tomu snímky z NEAR umožnily sestavit jednoduchou mapu dvou třetin povrchu: z rozdílného rozptylu světla a také rozložení barev je zřejmé, že se struktura povrchu planetky mění.  V minulých létech jsme Eros osahali radarem -- z odrazu vyšla jeho velikost na 40,5x14,5x14 kilometrů. Nyní je ale jasné, že je poněkud menší -- počítačový rozbor získaných dat ukázal 33x13x13 kilometrů. Kolem dokola se otočí jednou za pět hodin a šestnáct minut. 
Hustota planetky je 2,7 gramu na centimetr krychlový, tedy zhruba stejná jako zemské kůry. Pro porovnání Mathilde -- planetka, jež navštívila NEAR v červnu 1997 -- patří do kategorie C a je dvakrát "řidší".  Eros je však prakticky stejně hustý jako Ida, což je asteroid (typu S), kolem kterého prolétla v roce 1993 sonda Galileo. 
 
Tyto tři snímky vznikly 23. prosince 1997 v rozmezí dvou a půl hodiny, ze vzdálenosti od 10 do 4 tisíc kilometrů. Síťové obrázky přibližují prostorovou podobu planetky. Eros je velmi protáhlý objekt s hlavními rozměry 33x13x13 kilometrů hodně podobný burskému oříšku. Jeho model vznikl na základě všech snímků pořízených během průletu s využitím profilu horizontu a polohy jednotlivých útvarů. 
Na spodním obrázku najdete grafy spektrálních měření sestavené na základě záznamů  multispektrální kamery, která Eros snímala během nejtěsnějšího setkání. Každá křivka vypovídá, jak planetka odrážela světlo různých vlnových délek, portréty vlevo pak ukazují, jak byla jak byla v témže okamžiku natočena. Tyto křivky umožňují sestavit jednoduchou mineralogickou mapu. (Zdroj JHU.)
Kliknutim se muzete podivat na obrazek v plnem rozliseni.
Kliknutim se muzete podivat na obrazek v plnem rozliseni.
 
Také makeup má Eros zajímavý. Na jeho povrchu existuje nápadný zářez o délce kolem dvaceti kilometrů. Tato struktura spolu s vysokou hustotou tak napovídá, že planetka je spíše homogenním tělesem než slepencem menších úlomků. Dokonce se může jednat o kus z většího tělesa. Povrch Erosu je také pokrytý krátery: Dva největší, které se podařilo zahlédnout, mají průměr osm a sedm kilometrů, tedy poloviční oproti největšímu na Mathildě. 
Určitě vás zajímá, kdy se uskuteční další rande: Zákony nebeské mechaniky jsou neúprosné. Nová šance nastane v únoru 2000 (na Valentýna?). Snad tentokrát dlouho očekávané námluvy mezi člověkem vyrobené robotizované observatoře a tělesem, které vzniklo před mnoha miliardami roky, vyjdou. 
 
Jiří Dušek
Podle materiálů JHU
 
 
  
Kliknutim se podivate na cely obrazek (jpg 335 kB)Když přijde zubatá 
 
Každý tam jednou musí. Před sto šedesáti osmi tisíci roky se pod tíhou vnějšího vodíkového obalu zhroutilo železné jádro velmi hmotné hvězdy. Jako poslední vzdech, vzniklo ve stejném okamžiku ohromné množství neutrin, které se rozlétly do okolního vesmírného prostoru. Jejich drobný zlomek však předal energii vnějším vrstvám umírající hvězdy: vodíkový obal byl odhozen rychlostí několika tisíc kilometrů za sekundu a za vzniklých nesmírně vysokých teplot i tlaků se uvolnilo nepředstavitelné množství zářivé energie. Stálice se v poslední křeči zjasnila stotisíckrát. Ve Velkém Magellanově mračnu, v jedné z blízkých galaxií, vzplála supernova. 
Následujících 168 tisíc světelných let se kolem místa, které navštívila Hvězdná Smrt, šířila rychlostí světla fotonová a neutrinová bublina. Na naší planetě se mezitím zrodil člověk, který si kromě jiného postavil i citlivé detektory všech druhů elektromagnetického záření i nejrůznějších částic. 
Roj neutrin prošel pro něj zcela průhlednou Zemí v pondělí 23. února 1987. V tehdy nejlepším detektoru Kamiokande II v měděném dole Kamioka v Japonsku zachytili v rozmezí dvou sekund kolem 19:36 světového času devět neutrin, které následovaly další tři úlovky o devět až třináct sekund později. Ve stejný okamžik se podařilo zařízení IMB v solném dole v americkém státě Ohio zpozorovat v rozmezí šesti sekund osm těchto prchlivých elementárních částic. A do třetice všeho dobrého: "Baksanský" dalekohled pod jednou ze severokavkazských hor zahlédl pět kousků. Celkem 25 kusů -- na cestu se přitom před 168 tisíci roky vydalo 1000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 neutrin. Přesto všechno se jednalo o tučný úlovek a především -- tuto fantastickou shodu bylo možné vysvětlit jediným způsobem: V našem nejbližším vesmírném okolí musela explodovat supernova! Ještě tentýž večer si na okraji Velkého Magellanova oblaku všimlo hned několik pozorovatelů dosud neznámé hvězdy. Senzace byla na světě! Po 383 letech, od "nové" stálice, která se objevila v roce 1604 v souhvězdí Hadonoše, jsme opět měli možnost sledovat jasnou supernovu. Pozorovatelé u velikých dalekohledů okamžitě přerušili své rutinní programy a zaměřili svoji pozornost na posmrtné křeče mrtvé hvězdy. Supernova z roku 1987 se tak stala nejlépe zdokumentovanou explodující hvězdou všech dob. 
Naneštěstí jsme v roce 1987 neměli k dispozici Hubblův kosmický dalekohled. Ten se totiž podařilo na oběžnou dráhu kolem Země dostat až v dubnu 1990. Určitě vás ale nepřekvapí, že své citlivé detektory do Tarantule se supernovou (foto Anglo-Australan Observatory)okolí supernovy namířil již na přelomu 23. a 24. srpna téhož roku. Kamera pro sledování slabých objektů tehdy v okolí místa exploze zachytila v celé kráse okolí hrobu tučné mrtvoly. Jeho podobu najdete na přiloženém obrázku: zbytek po supernově (stále ještě podobný hvězdě) je obklopen několika prsteny, které jsou ponořeny do rozsáhlých oblaků zářícího plynu. 
Pravidelné snímkování okolí supernovy a také pečlivé rozbory přicházejícího světla, prostě důkladné monitorování domu, kdy bydlela mrtvá hvězda, umožnilo odborníků lépe poznat, nejen to, jak se zbytky po takové hmotné stálici rozkládají, ale i jak umírají hvězdy a jak vypadal jejich život krátce předtím než odešly na vesmírný hřbitov. 
Takže dnes například víme, že se odhozená obálka, kolmo na rovinu vnitřního prstenu, rozpíná rychlostí necelých deset milionů kilometrů v hodině. Hodně starostí také odborníkům dělají krásné prsteny: zřejmě se totiž rozkládají ve třech rovinách nad sebou. Menší jasný leží na stejné úrovni jako zbytek po supernově, zatímco dva větší nad a pod ním. V prostoru tedy vytvářejí velké přesýpací hodiny. 
Prsteny se na rozdíl od plynného hávu supernovy rozpínají velmi pomalu, rychlostí pouze 110 až 160 tisíc kilometrů v hodině, tedy stokrát až dvatisícekrát pomaleji než obálka hvězdné mrtvoly. Jelikož jsou bohaté na dusík (vzniká při jaderných reakcích v závěrečných stádiích vývoje), s největší pravděpodobností pocházejí právě z předchůdce supernovy. Ten byl před svoji smrtí, řekněme tak dvacet tisíc roků zpět, ve stádiu nazývaném červený obr. Takové hvězdy jsou zahaleny do rozsáhlých obálek, které různě pulsují. S stálice tudíž ztrácela v jakýchsi vlnách veliké množství své látky a mohla "porodit" ony tajemné prsteny. Existuje však pádná námitka: hvězda by měla být obklopena odvrženým materiálem více méně rovnoměrně, ve všech směrech stejně. Jenom stěží by totiž mohla vytvořit plynné kroužky obdobně jako zručný kuřák dýmky! 
Jedním z možných vysvětlení je, že dva prsteny neviditelných přesýpacích hodin v prostoru vykreslily energetické fotony obdobně, jako světlomet na okraji pozemských mraků. Zdrojem záření může být dosud neznámý průvodce explodující hvězdy. 
Velký Magellanův oblak ze souhvězdí Mečouna je na jižní obloze velmi fotogenický objekt. Každou noc se na něj dívají nejen profesionálové, ale i amatérští astronomové. Když se zde objevila supernova, nebylo těžké získat snímky jejího předchůdce a podívat se, jak vypadal. Ukázalo se, že hvězdná stařenka, která 23. února 1987 spáchala impozantní harakiri, byla podobná spíše modrému veleobru. O takovém typu Tesne okoli supernovy s nadhernymi prsteny (foto STSCI)stálic se ale hvězdáři domnívají, že má jenom velmi malé stáří a rozhodně se nehodlá rozloučit se svoji kosmickou existencí a odejít někam do věčných lovišť. Podle teoretiků mohou explodovat pouze červení obři. A basta! Pozorování bylo možné vysvětlit pouze tak, že předchůdce byl skutečně červený obr, jen jeho atmosféru těsně před smrtí něco poněkud zmenšilo a současně ohřálo (například srážka s průvodce). Takže si nasadil masku modrého veleobra. 
Nejen člověk může být užitečný i po smrti. Naše mrtvola se objevila ve Velkém Magellanově oblaku na okraji rozsáhlé oblasti ionizovaného vodíku, přezdívané podle vzhledu Tarantule. Tohle zákoutí je nejméně posledních dvacet milionů let velmi plodnou porodnicí. Studium supernovy nám tak dalo unikátní možnost spojit konec vývoje stálic, smrt, s jejich začátkem životní dráhy, zrození. 
Hubblův kosmický dalekohledem se proto několikrát do tohoto místa podíval: v září 1994, v únoru 1996 a v červenci 1997. Před svoji citlivou kameru si vždy nezapomněl nasadit hned několik speciálních filtrů. Tyto záběry umožnily mezinárodnímu vědeckému týmu vedenému Nino Panagiem a Martino Romaniellem důkladně prohlédnout osazenstvo v okolí do devadesáti světelných let od hrobu supernovy. Nalezli zde více než 20 tisíc hvězd, které se vytvořily během několika "baby-boomů" před jedním až sto padesáti miliony roky. Tyto mladé, zářivé děti jsou proloženy menším počtem důchodcům, jejichž věk je mezi pěti sty miliony a šesti miliardami roků. 
V okolí supernovy je desítka jasných mladých hvězd, které jsou více než šestkrát hmotnější než naše Slunce. Se stářím asi dvanáct milionů roků, tak patří do stejné generace jako v únoru 1987 zemřelá stálice (zřejmě první ze třídy). Ve stejném okolí se také pohybuje kolem pěti set vrstevníků s hmotností srovnatelnou se Sluncem. A aby toho nebylo málo, najdete zde i jasná oblaka plynu, kde se páří i právě rodí nové přírůstky. 
 
Portrét okolí supernovy z 23. února 1987, která vzplála v galaxii Velký Magellanův oblak. Vznikl složením hned několika snímků v různých filtrech pořízených v září 1994, únoru 1996 a červenci 1997. Celková doba expozice tak dosáhla více než osmi hodin. Sever je nahoře, východ vlevo. Záběr má na výšku 2,6 úhlové minuty. Jelikož se vzdálenost supernovy odhaduje na 168 tisíc světelných let, pak na výšku má tato oblast velikost 130 světelných roků.  
Když na snímek klinete, můžete se podívat na záběr těsného okolí místa exploze. Barevnými symboly jsou v něm vyznačeny různě hmotné hvězdy. Foto Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)
 
Ostatně podívejte se na jedno takové místo vyznačené na obrázku světlým čtvercem. Nejteplejší a také nejhmotnější stálice (více než šest Sluncí) mají modré zabarvení a jsou označeny modrými kosočtverci. Hvězdy střední váhy (tak mezi dvěma a šesti Slunci) najdete uprostřed zelených čtverečků a ty nejméně hmotné kolegyně (méně než dvě Slunce) ze stejné generace jsou zvýrazněny červenými kroužky. Jim sice sudičky příliš na váze nepřáli, za to se však mohou těšit na mnohem delší život. Jak je totiž všeobecně známo, celá doba existence hvězdy, její vývoj, vznik i zánik, je určen především hmotností. Zatímco budulínci jsou nesmírně zářiví a můžeme je sledovat jako ohromné pochodně na vzdálenost mnoha tisíců světelných let, příliš velkého věku se nedožijí. Za nejvýše několik milionů let bouchnou jako ohromné petardy, eventuálně skončí méně nápadněji jako planetární mlhoviny. Lehčí hvězdy však se svoji energií šetří a dočkají se požehnaného stáří stovek milionů až miliard let. Ale tak je tomu i mezi lidmi -- tlusťochy často už v raném věku skolí infarkt či náhlá mozková příhoda. Zajímavé je, že supernova z roku 1987 má pro nás připraveno ještě jedno světelné představení. 
Již za pár let se rychle rozpínající plášť hvězdné mrtvoly srazí s pomalu se zvětšujícím vnitřním prstenem z přesýpacích hodin. Ostatně Hubblův kosmický dalekohled již začátek setkání zahlédl. Dojde k prudkému zahřátí plynu, který výrazně zvětší svoji jasnost. Tak, jak bude rázová vlna prostupovat, dojde k postupnému rozsvícení celého objektu.Tohle představení však bude definitivním koncem rozkládající se Foto archiv IANmrtvoly. Prsteny rázová vlna rozfoukne do okolního prostoru, které se stanou neidentifikovatelnou součástí mezihvězdného materiálu. Nám, resp. našim dětem v 21. století, ale umožní tento poslední záchvěv dokonale zmapovat vnitřní strukturu prstenů s přesností dosud nevídanou. 
Na západním břehu Nilu, těsně za hranicí Káhiry, najdete jeden ze sedmi divů světa -- trojici velikých pyramid. Měly být věčnými schránkami pro těla tří tehdejším vládcům staroegyptské říše, jejichž duše odešly do záhrobí. Když navštívíte samotnou pohřební komoru, určitě se neobráníte velkému zklamání: obyčejná, vlhká a temná místnost, snad s poněkud vyšším stropem. Uprostřed pak zbytek z kdysi honosného sarkofágu. Právě v něm mělo spočinout malé faraonovo tělíčko obklopené ohromnou masou kamení. 
Na první pohled nedobytné pyramidy měly zajistit mocným králům nesmrtelný život. Dnes jsou z nich jenom úžasné stavby, které vznikly za fantastické mobilizace ohromné masy lidí -- v době, kdy Egypťané neznali ani kolo. A nebo ne? Když se nad tím zamyslíte, tak nutně dojdete k názoru, že se to faraonům povedlo -- stali se nesmrtelní. Ať už se jejich těla rozpadla na prach a jejich duše jsou kdekoli, pyramidy zůstaly. Díky nim známe jejich jména a budou je znát i naši potomci. 
Stejně tak je tomu i u supernovy z února 1987. Předtím se jednalo o obyčejnou, tuctovou hvězdu. Již za pár století zmizí a nezůstane po ni zhola nic. Své věčné místo v astronomických dějinách má však jisté už dnes. 
 
Jiří Dušek
Podle Hubble Heritage