Byla to druhá nejjasnější hvězda. V budoucnu může svítit jako druhý Měsíc

Pokračování předchozího dílu V první části jsme probrali, jak se měnila jasnost éty Carinae od prvních dochovaných záznamů až po současnost. Nyní se podíváme, jak vlastně tato hvězda vypadá a jaké je její okolí.

Pojďme se ale nejprve ještě jednou vrátit do devatenáctého století a podívat se, kdy přesně byla éta Carinae druhou nejjasnější hvězdou noční oblohy. Frew a Smith nalezli celkem devět záznamů, podle kterých svým svitem překonala hvězdu Canopus. První dva pocházejí z 11. a 14. března, další dva z 5. a 19. dubna 1843. Ze všech čtyř vyplývá jasnost kolem −0,8 magnitudy. Kromě nich existuje ještě jeden popis, který udává pouze měsíc duben bez bližší specifikace a ze kterého se dá vyčíst hodnota zhruba −1 magnituda. Zdá se, že v druhé polovině března hvězda mírně poklesla, ale také se mohlo jednat jen o nepřesné odhady. Pokud je budeme považovat za správné, vyjde nám, že éta Carinae byla jasnější než Canopus asi čtyři dny v březnu a poté přibližně dva týdny v dubnu 1843.

Druhé mimořádné zjasnění proběhlo v prosinci 1844. Z této doby jsou tři záznamy a všechny se shodují na hodnotě přibližně −1 magnituda. Vypadá to, že takto výrazně éta Carinae zářila minimálně jeden měsíc, možná i déle. Z následujících měsíců totiž nejsou žádné záznamy o pozorování a v říjnu 1845 je hvězda popisována jen jako lehce slabší než Canopus.

Poslední text, který uvádí, že hvězda byla stejně jasná jako Canopus, možná i mírně jasnější, pochází z počátku roku 1847. Bohužel z tohoto období nejsou známé žádné jiné doklady o pozorování, takže se nedá určit, jak dlouho zářila éta Carinae takto intenzivně. Prakticky všichni pozorovatelé uváděli, že při maximu byla barva hvězdy oranžovočervená, načervenalá, případně až rudá.

Velké erupce éta Carinae si všimli i domorodci z kmene Boorong, kteří žili v severozápadní části nynějšího australského spolkového státu Victoria. Jejich poznatky zaznamenal britský průzkumník William Edward Stanbridge. Díky němu například víme, že hvězdu Canopus tito lidé pojmenovali jako War, což je v překladu Vrána. Stanbridge ve svých poznámkách uvedl, že znali také „velkou červenou hvězdu v Rober Carol, označenou 966“, která měla být po Síriovi a Canopovi třetí nejjasnější hvězdou na obloze. Pojmenovali ji Collowgullouric War, což se dá přeložit několika způsoby. Buď se může jednat o Canopovu manželku, starou ženu (stařenku) nebo samici vrány. Že podle domorodců tato hvězda a Canopus tvořily pár, nepřímo naznačuje i další Stanbridgerova věta: „Všechny malé hvězdy kolem ní jsou její děti“. Výraz „Rober Carol“ odkazuje na tehdejší souhvězdí Robur Carolinum (Karlův dub), do kterého éta Carinae náležela. Číslovka 966 pak téměř jistě znamená označení objektu v Lacaillově katalogu jižní oblohy Coelum Australe Stelliferum (Hvězdné jižní nebe). Přesněji řečeno, číslem 966 není označena přímo éta Carinae, ale mlhovina, ve které leží. Samotná hvězda je v katalogu uvedena jako 968 Argus. Podle dalších informací to vypadá, že se zřejmě jedná o chybu, kterou Stanbridge udělal při přepisu svých poznámek.

Italsko-australský antropolog Aldo Massola studoval kmen Wotjobaluk, sídlící nedaleko Boorongů, a zjistil, že jeho pohled na oblohu byl velmi podobný. Tito domorodci pro étu Carinae používali výraz Collow-collouricwar a také ji označoval za manželku hvězdy, které my říkáme Canopus. Trochu zvláštní je, že Massola nezmiňuje žádný příběh, ve kterém by Collow-collouricwar figurovala. Podle některých náznaků je možné, že Massola vycházel z materiálů, které shromáždil Stanbridge.

Domorodí obyvatelé Austrálie si pravděpodobně začali více všímat éta Carinae až po jejím výrazném zjasnění. Před Velkou erupcí měla hvězda jasnost kolem 2 magnitudy a podobně jasných hvězd je v okolí několik. Ani jednu z nich však Stanbridge nezmiňuje, takže je zřejmě Boorongové nepovažovali za tak významné, aby je zahrnuli do svých vyprávění.

Dalším zajímavým faktem je, že pokud Boorongové považovali dva objekty na obloze za manžela a manželku, tak měly oba podobnou jasnost a nacházely se ve stejné oblasti. To opět nahrává tomu, že étu Carinae popisují až v době, kdy byl její jas přibližně srovnatelný s Canopem, tedy v době Velké erupce. To vše ukazuje, že domorodé tradice nejsou statické, neměnné, ale když se objeví nějaká dostatečně významná a neobvyklá událost, je do nich začleněna.

Pokud éta Carinae v poslední době nečekaně a výrazně nezeslábla, je nyní bez problémů viditelná pouhým okem z míst, kde není příliš velké světelné znečistění, jako slabší hvězda. Kde ji vlastně na obloze najdeme a jaké je její okolí? Jak už jsme si řekli, leží v souhvězdí Lodní kýl, které najdeme nedaleko Jižního kříže. V Lodním kýlu se nachází i několikrát zmíněný Canopus, druhá nejjasnější hvězda noční oblohy. S ním kdysi éta Carinae soupeřila v tom, kdo z nich bude zářit jasněji a na nějakou dobu jej dokázala svým svitem překonat.

Éta Carinae se nachází v rozsáhlé oblasti ionizovaného plynu, která výrazně září a je viditelná i pouhým okem jako jasná skvrna. Říká se jí mlhovina Carina, mlhovina éta Carinae nebo někdy nepřesně Klíčová dírka. V katalozích má různá označení, například v The New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (Nový generální katalog mlhovin a hvězdokup) ji najdeme jako NGC 3372, v Caldwell catalogue (Caldwellův katalog) má označení C92. Když na mlhovinu namíříme dalekohled, spatříme v ní řadu zajímavých objektů. Jedním z nich je velká otevřená hvězdokupa s označením Trumpler 16, ve které najdeme i éta Carinae. Dlouho se myslelo, že patří mezi členy hvězdokupy, ale data získaná z vesmírné astrometrické observatoře Gaia to zpochybňují. Vychází z nich, že minimálně čtyři výrazné hvězdy hvězdokupy jsou přibližně o 270 parseků (bezmála 900 světelných let) dále než éta Carinae podle jejího nezávislého měření vzdálenosti. Nedá se tedy vyloučit, že se do stejné oblasti na obloze promítá pouze náhodou.

Zhruba uprostřed hvězdokupy Trumpler 16 se nachází temná mlhovina, kterou pozoroval již John Herschel a popsal ji jako „oválnou prázdnotu“. Později se pro ni ujal název Klíčová dírka a občas se takto nepříliš vhodně nazývá i celá mlhovina Carina. Pokud si všimnete, že v blízkosti této mlhoviny září jedna hvězda více než ostatní, máte vyhráno – právě jste našli étu Carinae. Možná vás zaujme, že hvězda nemá bodový vzhled, ale spíš mlhavý.

Když se podíváme větším dalekohledem na těsné okolí hvězdy éta Carinae, najdeme další zajímavý objekt. Jedná se o mlhovinu, tvořenou dvěma laloky, obklopujícími centrální hvězdu. Tomuto typu mlhovin se říká bipolární (dvoupólové) a tato konkrétní dostala jméno Homunculus, což v překladu znamená Človíček. Tvoří ji materiál, který éta Carinae vyvrhla během Velké erupce po roce 1837, tudíž je to z astronomického hlediska velmi mladý objekt. Hmotnost mlhoviny se nejčastěji odhaduje v rozmezí mezi 10 a 40 hmotami Slunce.

První zmínky, že éta Carinae nemá hvězdný vzhled, se objevily již v roce 1871, ale nejsou příliš spolehlivé. Přesnější popis pochází až z let 1914 a 1915, kdy jihoafrický astronom britského původu Robert Thorburn Ayton Innes objevil v těsné blízkosti éta Carinae dva mlhavé uzlíky a jeho pozorování později potvrdil nizozemský astronom Joan George Erardus Gijsbertus Voûte. Plný obrys mlhoviny byl spatřen zřejmě až někdy po roce 1930, definitivně byl potvrzen v polovině 40. let 20. století.

Človíčkovo miminko

V roce 2003 tým, který vedl astrofyzik Kazunori „Bish“ Ishibashi, objevil uvnitř mlhoviny Homunculus další bipolární strukturu a pojmenoval ji Little Homunculus (Malý Homunculus). Předpokládá se, že ta je pozůstatkem Malé erupce z konce 19. století. Odhadovaná hmotnost je jen asi 0,1 až 0,2 hmoty našeho Slunce – tedy výrazně menší, než jakou má „velký“ Homunculus. Podle jedné teorie mohou souviset s Malou erupcí i mlhavé uzlíky, pozorované Innesem.

Aby toho nebylo málo, v roce 2014 přišla trojice astrofyziků z Brazílie s novým objevem. Zulema Abrahamová, Diego Antonio Falceta-Gonçalves a Pedro Paulo Bonetti Beaklini našli v mlhovině Homunculus další výron hmoty, který nejspíš vznikl při zjasnění éta Carinae kolem roku 1941. Nazvali jej Baby Homunculus, což by se s trochou nadsázky dalo volně přeložit jako Človíčkovo miminko.

Kromě uvedených objektů se v těsné blízkosti hvězdy éta Carinae nachází tři husté kondenzace plynu, které získaly jméno Weigelt Blobs (Weigeltovy skvrny) podle německého astronoma Gerda Paula Weigelta. Dříve nebylo jisté, zda vznikly při Malé erupci, nebo až během zjasnění ve 40. letech 20. století, nyní se podle novějších výzkumů zdá pravděpodobnější doba vzniku rolem roku 1941.

Jak je vidět, okolí hvězdy éta Carinae je plné překvapení. Ale jak vlastně vypadá samotná hvězda? Z napozorovaných dat vyplývá, že je to mimořádně hmotné těleso. Jeden čas byla dokonce považována za úplně nejhmotnější známou hvězdu, ale to už neplatí. Brazilský astronom Augusto Damineli Neto přišel v roce 1995 s tím, že éta Carinae mění svou jasnost v cyklech o délce přibližně 5,5 roku a odvodil z toho, že by se mohlo jednat o binární systém neboli dvojhvězdu. To bylo později potvrzeno, takže předpokládaná hmotnost se musela rozdělit mezi dva objekty. Primární hvězda se označuje jako éta Carinae A, sekundární pak éta Carinae B.

Určení hmotnosti je poměrně složité, a protože nejsou známy všechny potřebné parametry, dá se jen odhadnout. U hlavní hvězdy se předpokládá, že její hmotnost je mezi 90 a 120 hmotami našeho Slunce, hmotnost druhé hvězdy by měla ležet mezi 30 a 60 hmotami Slunce.

Uváděné hmoty jsou obrovské, ale kdysi byly ještě vetší. Éta Carinae má za sebou velmi bouřlivou minulost a svou hmotu marnotratně rozhazovala (a v poněkud menší míře dosud rozhazuje) do okolního prostoru. Předpokládá se, že kdysi mohla mít hlavní hvězda hmotu odpovídající 150 až 250 Sluncím, sekundární zhruba 90 Sluncí. Dvojhvězdný systém je od nás vzdálen zhruba 2 300 parseků, tj. 7 500 světelných let.

A co velikost? S jejím určením je to ještě obtížnější. U hvězd (a zejména u podobně masivních) se prakticky nedá spolehlivě určit, kde je jejich hranice a kde už začíná okolní prostor. Pro éta Carinae A se udává poloměr v širokém rozpětí od 60 do téměř 900násobku Slunce, asi nejčastěji se uvádí hodnota 240násobek slunečního poloměru. U menší éta Carinae B se můžeme setkat s údajem 14 až 24násobek poloměru Slunce.

Průzkum éta Carinae a jejího okolí odhalil, že kromě výše popsaných dvou explozí, které proběhly v 19. století, se možná odehrálo ještě několik dalších, o kterých se nedochovaly žádné záznamy. Trojice amerických astronomů, Megan Michelle Kiminkiová, Megan Reiterová a Nathan Smith, sledovala okolí hvězdy pomocí přístrojů Hubbleova vesmírného dalekohledu. Ve své společné práci vědci popsali, že našli stopy několika dalších eruptivních událostí. K první mohlo dojít kolem roku 1250, ke druhé přibližně o 300 let později a třetí se může ale nemusí krýt s Velkou erupcí. Některá data naznačují, že k jistému vyvržení hmoty mohlo dojít již minimálně několik desítek let před samotnou Velkou erupcí.

Rozložení hmoty v okolí éta Carinae je ale velmi komplikované a sami výše uvedení autoři práce trochu pochybují o erupci z 16. století. Nevylučují, že její údajně pozůstatky mohou být ve skutečnosti hmotou vyvrženou při Velké erupci, která interaguje s materiálem, pocházejícím z mnohem starší erupce, zřejmě té ze 13. století. Frew se zase zmiňuje o možné erupci kolem roku 1400, ale dále v textu uvádí, že se mohlo jednat o výrazně starší událost. Naopak skepticky se staví k eruptivní události po roce 1500.

Nevysvětlitelná Velká erupce

Mechanismus těchto bouřlivých událostí není dosud spolehlivě objasněn. Možná vás napadne, že minimálně v případě Velké erupce se jednalo o výbuch novy nebo dokonce supernovy, ale je to jen jedna z možností. Teorií, které se snaží neobvyklé chování éty Carinae vysvětlit, je více. Jedny zvažují, že se jedná o extrémní formu takzvaného hvězdného větru, tedy proudu částic, který s proměnnou intenzitou uniká z horních vrstev atmosféry hvězdy. Jiné počítají s tím, že když se éta Carinae B dostane do blízkosti druhé složky, dojde k přenosu hmoty z ní na primární hvězdu, a to je provázeno změnami jasnosti. Tyto hypotézy podporuje fakt, že jasnost éty Carinae kolísá právě s periodou 5,5 roku. Další teorie pracují s tím, že alespoň jedno výrazné zjasnění by mohlo být jistým druhem takzvané supernovy impostor (falešné supernovy). To je exploze, která vypadá jako supernova, ale nedoje při ní ke zničení hvězdy. Jedná se o událost na pomezí mezi velmi silnou novou a slabou supernovou.

Většina z uvedených hypotéz nedokáže vysvětlit Velkou erupci, protože ta byla svým rozsahem zcela mimořádná. Éta Carinae při ní extrémně zjasnila a došlo k vyvržení materiálu, jehož množství odpovídá zřejmě až několika desítkám hmot Slunce. K objasnění tohoto jevu vznikla další teorie, podle které byla éta Carinae původně systémem s třemi hvězdami, obíhajícími kolem společného těžiště. Dvě obíhaly poměrně blízko sebe, třetí kolem nich kroužila ve větší vzdálenosti. Když jedna z těsně obíhajících hvězd vyčerpala své zásoby vodíku, začala se rozpínat a měnit v obra. Její vnější vrstvy se dostaly tak blízko ke druhé hvězdě, že materiál z nich začal přetékat na ni. Hmota původně menší hvězdy začala stoupat, až zřejmě překonala stonásobek hmoty Slunce. Naopak z původního obra, „okradeného“ o velkou část hmoty, zůstalo jen horké heliové jádro o hmotnosti několika desítek Sluncí, které se postupně vzdálilo od hvězdy, která se na jeho úkor obohatila.

Výrazné změny v hmotnostech obou složek a také v jejich oběžných drahách samozřejmě ovlivnily i vzdálenější třetí hvězdu o hmotnosti asi deseti Sluncí. Nově vzniklá velmi hmotná hvězda na ni tak dlouho gravitačně působila, až se k ní začala postupně přibližovat po „spirále smrti“ a nemohlo to skončit jinak než vzájemnou srážkou. Při ní došlo k mimořádnému zjasnění a bylo uvolněno ohromné množství energie i hmoty.

Podle této teorie v současnosti tvoří étu Carinae jádro původního obra a mimořádně hmotná hvězda, která nejprve svého souputníka obrala o vnější vrstvy a pak ještě zapříčinila zkázu třetí hvězdy systému. Tato dvě tělesa kolem sebe obíhají s periodou zhruba 5,5 roku. Menší hvězda při tomto oběhu jednou za čas prochází vnějšími vrstvami většího tělesa, což vyvolává různé jevy. Patří mezi ně rázová vlna, silné zahřívání materiálu či rentgenové záření.

Ačkoli zatím žádná ze složek éta Carinae zatím neexplodovala jako „pravá“ supernova, v budoucnosti se to zřejmě změní. Hmotnost větší složky je tak vysoká, že se na konci své životní pouti vlivem vlastní gravitace zhroutí a exploduje buď jako supernova, nebo dokonce jako hypernova. Tak se nazývá proces, při kterém jádro výjimečně masivní hvězdy zkolabuje rovnou do rotující černé díry. To je provázeno dvěma extrémně energetickými výtrysky plazmatu, gama zářením a uvolněná energie i další projevy jsou ještě mnohem výraznější než u supernov.

A jak by byl takový výbuch pozorovatelný ze Země? Jedná se samozřejmě jen o velmi hrubý odhad, protože řadu parametrů známe jen rámcově, ale pokud by éta Carinae explodovala jako „běžná“ supernova, mohla by dosáhnout jasnosti asi −4 magnitudy, tedy jako planeta Venuše. Jestliže svoji životní pouť zakončí jako hypernova, mohla by být ještě výrazně jasnější, uvádí se až −10 magnituda, případně i více. To už by bylo téměř srovnatelné s měsíčním úplňkem a taková událost by byla nejen pro astronomy něco naprosto úžasného. Jestli se tak ale opravdu stane a jak se to projeví na pozemské obloze, ukáže až čas…