Štír

Štír ( latinsky Scorpius, zkratka Sco ) je rozsáhlé a výrazné souhvězdí jižní oblohy. Na ekliptice jej najdeme mezi souhvězdím Vah a Střelce. Jeho jižní část se u nás nachází trvale pod obzorem. Podle starých řeckých bájí usmrtil Štír Oriona svým bodcem. V rozložení jasnějších hvězd si lze poměrně snadno představit štíra připraveného bodnout. Původní Štír měl velká klepeta sahající až tam, kde leží současné souhvězdí Váhy. Souhvězdí leží v mléčné dráze a díváme se jím směrem k centrálním částem Galaxie. Dominantou je hvězda Antares. Je u nás viditelné od května do září. Jeho nejjasnější hvězda Antares vrcholí o půlnoci začátkem června. S rozlohou 497 stupňů čtverečních zaujímá 33. místo v pořadí velikosti. Štír hraničí se souhvězdím Střelce, Hadonoše, Vah, Vlka, Pravítka, Oltáře a Jižní koruny. Souhvězdí obsahuje 3 hvězdy jasnější 2. magnitudy, celkem 13 hvězd jasnějších 3. magnitudy, celkem 20 hvězd jasnějších 4. magnitudy a asi 40 hvězd jasnějších 5. magnitudy.

Nepřehlédnutelnou dominantou souhvězdí je Antares ( Alfa Štíra ). Tvoří srdce škorpiona. S hodnotou 1,0. magnitudy je 14. nejjasnějších hvězdou na obloze, pokud nepočítáme naše Slunce. Antares je červeným veleobrem spektrálního zařazení M1, ve vzdálenosti zhruba 550 světelných roků od Země. Jeho nápadné oranžovočervené barvy si snadno všimnete již při pohledu prostýma očima. Svou barvou je podobný Marsu, který také na obloze vypadá jako jasná oranžovočervená hvězda. Odtud pochází i pojmenování Antares ( anti = proti, Ares = řecký název Marsu ). Povrchovou teplotu hvězdy odhadujeme na asi 3500 Kelvinů. Již z toho je zřejmé, že hvězda musí mít veleobří rozměry - její průměr odhadujeme na více než 4 astronomické jednotky, některé prameny uvádějí až 6 astronomických jednotek ( asi 900 milionů kilometrů ). Naměřený úhlový průměr hvězdy odpovídá při pohledu ze Země 0,041 obloukové vteřiny. Odhady hmotnosti mluví o 15 až 18 násobku hmotnosti Slunce. Červení veleobři bývají obvykle jasnosti nestálé a Antares není výjimkou. Jasnost v nepravidelných intervalech mírně kolísá mezi 0,9. a 1,1. magnitudy. Ve výjimečných případech se zeslabí až na 1,8. magnitudy. Hlavní příčinou světelných změn jsou pulsace, na povrchu Alfy Štíra však jistě najdeme obří skvrny, které svým dílem také přispívají k drobným variacím v jasnosti. Hvězda je velice řídká, nedokáže si udržet kulový tvar a část hmoty ztrácí. Na fotografiích můžeme pozorovat mlhovinu obklopující Antares, která je tvořená vyvrženým materiálem z hvězdy. Červený veleobr se nepohybuje vesmírným prostorem osamoceně. Doprovod mu dělá namodralá hvězda patřící do spektrální třídy B. Kolem něj oběhne jednou za velmi zhruba 1000 roků. Byla objevena při zákrytu Antara Měsícem v roce 1819. Hlavní složka Antara se již pozvolna blíží ke konci svého aktivního života. Během několika stovek tisíc let vybuchne jako supernova. Antares je nyní nejhmotnějším členem rozsáhlé asociace Scorpius-Centaurus, několika tisícovek mladých hvězd se stářím jen několik milionů roků, vzniklých z jednoho obřího mezihvězdného mračna. Nejvýraznější z nich tvoří souhvězdí Štíra, Kentaura, Vlka a Jižního kříže.

Sigma Štíra, známá též pod jménem Al Niyat, leží 2 stupně severozápadně od hvězdy Antares ( Alfa Štíra ). Dosahuje 2,9. magnitudy. Jde o mladý vícenásobný hvězdný systém, jehož stáří činí jen několik milionů roků. Je tvořený horkými hvězdami, patřícími převážně do spektrální třídy B. Vzdálenost Sigmy Štíra odhadujeme na zhruba 600 až 700 světelných roků. Na fotografiích se ukazuje, že hvězdu obklopuje rozsáhlá difusní mlhovina. Patří k asociaci Scorpius-Centaurus.

Pí Štíra leží asi 7 stupňů západně od hvězdy Antares. Dosahuje 2,9. magnitudy. Ve skutečnosti jde o dvojhvězdný systém. Skládá se z kontaktní dvojice horkých hvězd spektrální třídy B, které obíhají kolem společného těžiště s periodou 1,57 dne. Hvězdy mají přibližně 5 a 4 krát větší průměr než Slunce. Vzdálenost systému odhadujeme na zhruba 550 až 600 světelných roků od Země. Patří k asociaci Scorpius-Centaurus.

Dschubba ( Delta Štíra ) je pro stelární astronomy zajímavým objektem. Dlouho byla považována za neměnnou stálici s konstantní jasností 2,3. magnitudy. K překvapení došlo až v roce 2000, kdy hvězda zjasnila na 1,9. magnitudy, pak zeslábla na 2,1. magnitudy aby posléze opět zjasnila na 1,8. magnitudy. Tyto změny byly natolik nápadné, že nemohly ujít pozorovatelům noční oblohy. Zjasněná Dschubba tak pozměnila celý vzhled souhvězdí Štíra. Rekordní hodnoty 1,5. magnitudy dosáhla v roce 2003 a stala se po Antaru druhou nejjasnější hvězdou v souhvězdí. K téměř původní jasnosti se hvězda vrátila až v roce 2008. Dnes víme, že jde o mladou, horkou a rychle rotující hvězdu spektrální třídy B. Díky vysoké rotační rychlosti je velmi silně zploštělá. Příčinou světelných změn bylo pravděpodobně vyvrhnutí plynu z rovníkových oblastí hvězdy. S periodou pouhých 20 dní ji obíhá další hvězda, která také pravděpodobně patří do spektrální třídy B. Víme také, že Dschubba má ještě vzdálenějšího slabého průvodce, který kolem ní oběhne po silně excentrické dráze jednou za asi 10,6 let. Deltu Štíra od nás dělí přibližně 400 světelných roků a i ji řadíme k asociaci Scorpius-Centaurus. Dschubba se nachází necelých 8 stupňů severozápadně od hvězdy Antares.

Beta Štíra nese jméno Acrab nebo také Graffias - vyberte si co je vám milejší. Nachází se v severní části souhvězdí, necelých 9 stupňů severozápadně od hvězdy Antares. Prostému oku se jeví jako jedna stálice 2,4. magnitudy. Jde však o složitý vícenásobný hvězdný systém. Od nás jej dělí zhruba 400 světelných roků a taktéž patří k asociaci Scorpius-Centaurus. Hlavní složky jsou horkými modrými hvězdami, patřící do spektrální třídy B.

Ný Štíra, známá také pod jménem Jabbah, leží jen asi 1,5 stupně východně od výše zmíněné Bety Štíra ( Acrab ). Dosahuje 3,9. magnitudy. Podobně jako v případě Bety Štíra je vícenásobným hvězdným systémem, skládajícím se nejméně z pěti složek. Jde také o mladé a horké hvězdy patřící do spektrální třídy B. Systém se nachází ve vzdálenosti okolo 470 světelných roků. Také jej řadíme k asociaci Scorpius-Centaurus.

Širokým optickým párem je Omega 1 a Omega 2 Štíra, které leží jen asi 1 stupeň jihovýchodně od hvězdy Acrab ( Beta Štíra ). Omega 1 Štíra dosahuje 3,9. magnitudy a jde o modrou hvězdu spektrálního zařazení B1. Omega 2 Štíra dosahuje 4,3. magnitudy a je pro změnu žlutým obrem, patřící do spektrální třídy G ( spektrum G4 ). Hvězdy na obloze dělí asi ¼ stupně, takže jsou velmi pohodlně vidět odděleně již při pozorování prostýma očima. Jejich barevné odstíny však ukáže až dalekohled. Vzdálenost jasnější hvězdy z optického páru odhadujeme na asi 470 světelných roků, slabší klademe do vzdálenosti okolo 290 světelných let. Omega 1 Štíra je součástí asociace Scorpius-Centaurus.

Nejjasnější stálicí v samotném severním výběžku souhvězdí je Ksí Štíra. Dosahuje 4,1. magnitudy. Jde také o vícenásobný hvězdný systém. Primární hvězda je žlutobílá, patří do spektrální třídy F. Součástí systému je ještě další nažloutlá hvězda patřící do spektrální třídy F a dvě žluté hvězdy patřící do spektrální třídy G. Hvězdný systém Ksí Štíra klademe do vzdálenosti okolo 92 světelných roků od nás.

Ró Štíra můžete vyhledat přibližně 8 stupňů jihozápadně od hvězdy Antares, poblíž hranice s Vlkem. Dosahuje 3,9. magnitudy. Jde o modrou hvězdu spektrálního zařazení B2. Odhadujeme, že má asi 4 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota dosahuje přibližně 21 000 Kelvinů. Od Země ji dělí zhruba 470 světelných roků. Z rozboru spektra víme, že má hvězdného společníka s oběžnou dobou 4 dny. Ró Štíra patří k asociaci Scorpius-Centaurus.

Tau Štíra dosahuje 2,8. magnitudy. Leží přes 2 stupně jihovýchodně od hvězdy Antares. Jde o modrou hvězdu spektrálního zařazení B0, ve vzdálenosti okolo 450 světelných roků. Má více než 5 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota pravděpodobně přesahuje 30 000 Kelvinů. Také ji řadíme k asociaci Scorpius-Centaurus.

Epsilon Štíra se nachází již v jižní polovině souhvězdí. Na nás svítí jako stálice 2,3. magnitudy. Jde o oranžového obra spektrálního zařazení K2, ve vzdálenosti okolo 64 světelných roků. Žlutooranžového odstínu hvězdy si můžete všimnout již při pozorování prostýma očima. Odhadujeme, že má asi 13 krát větší průměr než naše Slunce. Povrchová teplota dosahuje zhruba 4500 Kelvinů. K Zemi nejbližší z jasných hvězd v souhvězdí Štíra.

Západně od výše zmíněné Epsilon Štíra leží dvojice téměř stejně jasných hvězd 4,2. magnitudy. Mají označení H a N Štíra. Na obloze tyto dvě hvězdy dělí více než 1 stupeň.

H Štíra je tou východní z dvojice. Jde o oranžového obra spektrálního zařazení K5, ve vzdálenosti okolo 340 světelných roků.

N Štíra je pro změnu modrou hvězdou spektrálního zařazení B2, ve vzdálenosti kterou odhadujeme na 550 světelných roků.

Již prostýma očima je rozlišitelná dvojice hvězd Mí 1 a Mí 2 Štíra. Najdete ji asi 4 stupně jižně od výše zmíněné Epsilon Štíra. Jasnější složku 3. hvězdné velikosti doplňuje v odstupu necelých 6 úhlových minut hvězda 3,6. magnitudy. Obě hvězdy jsou modré, patří do spektrální třídy B. V tomto případě jde však pravděpodobně pouze o optickou dvojhvězdu, bez gravitační vazby. V prostoru je od sebe dělí několik desítek světelných roků. Jasnější složka optické dvojhvězdy - Mí 1 Štíra, je tou od Země vzdálenější - dělí ji od nás zhruba 500 světelných roků. Slabší z dvojice - Mí 2 Štíra, leží ve vzdálenosti přibližně 475 světelných roků od Země. Mí 1 Štíra je zákrytovou dvojhvězdou typu Beta Lyry. Její jasnost kolísá v rozsahu 3 desetin magnitudy, s periodou 1,44 dne. Světelné změny může zkušený pozorovatel postřehnout i při pohledu prostýma očima. Obě složky této zákrytové dvojhvězdy patří do spektrální třídy B. Mají přibližně 4 a 4,4 krát větší průměr než Slunce a kolem společného těžiště obíhají po kruhové dráze. Mí 2 Štíra ( spektrum B2 ) by mohla mít 6 až 7 krát větší průměr než Slunce. Dvojice Mí 1 a Mí 2 Štíra je z našich zeměpisných šířek velmi špatně pozorovatelná, pro malou výšku nad obzorem. I tyto hvězdy řadíme k asociaci Scorpius-Centaurus.

Dzéta 1 a Dzéta 2 Štíra také tvoří pouze optický pár. Jasnější z dvojice - Dzéta 2 Štíra dosahuje 3,6. magnitudy. Je oranžovým obrem spektrálního zařazení K4, ve vzdálenosti okolo 130 světelných roků. Dzéta 1 Štíra je podstatně slabší - dosahuje 4,7. magnitudy. Jde o modrou veleobří hvězdu spektrálního zařazení B1. Můžeme ji zařadit k nejsvítivějším hvězdám v Galaxii. Hvězda tohoto typu žije obvykle velmi krátce, jen několik milionů roků, potom exploduje jako supernova. Obě hvězdy dělí na obloze více než 6 úhlových minut a můžete je odděleně spatřit již prostýma očima. V prostoru jsou od sebe odděleny několika tisíci světelných let. Vzdálenost Dzéty 1 Štíra dnes odhadujeme na velmi zhruba 2500 světelných roků. Barevné rozdíly obou stálic však uvidíte až v dalekohledu.

Jen 0,5 stupně severně od optického hvězdného páru Dzéta 1 a Dzéta 2 Štíru, leží otevřená hvězdokupa NGC 6231. S celkovou jasností okolo 3. magnitudy je nápadným objektem i při pozorování prostýma očima. Spatříte zde protáhlou mlhavou skvrnu rozšiřující se severním směrem, táhnoucí se v délce více než 2 stupňů. Za dobrých pozorovacích podmínek z ní vystupují nejjasnější hvězdy. Svým tvarem tak připomíná kometární chvost, proto se jí někdy přezdívá "Falešná kometa". Falešnou kometu však tvoří hned trojice otevřených hvězdokup. Od jihu je to NGC 6231, Collinder 316 a Trumpler 24. Nejjasnější hvězda zde dosahuje 5,5. magnitudy. Vzdálenost NGC 6231 odhadujeme na přibližně 6000 světelných roků. Patří do spirálního ramena Střelce a je jádrem rozsáhlé asociace Scorpius OB 1. Hvězdokupa je velmi mladá, její stáří nejspíše nepřesahuje 7 milionů roků. Oblast Falešné komety je zajímavá i pro pozorování bez dalekohledu, nicméně pro pozorovatele z našich zeměpisných šířek je příliš hluboko na jižní obloze. Pro její studium je potřeba vyrazit na jižnější stanoviště. Pokud by byla o několik stupňů severněji, jistě by se dostala do slavného Messierova katalogu.

Éta Štíra leží také příliš hluboko na jižní obloze, než aby mohla být od nás pozorovatelná. Dosahuje 3,3. magnitudy. Jde o nažloutlou hvězdu spektrálního zařazení F5. Povrchová teplota dosahuje zhruba 6700 Kelvinů. Nachází se ve vzdálenosti okolo 74 světelných roků. Má přibližně 3 krát větší průměr než Slunce.

Sargas ( Théta Štíra ) u nás také vůbec nevychází nad obzor. Dosahuje 1,9. magnitudy a jde o nažloutlou obří hvězdu spektrálního zařazení F1, ve vzdálenosti zhruba 270 světelných roků. Odhadujeme, že má asi 20 krát větší průměr než naše Slunce. Povrchová teplota činí přibližně 7200 Kelvinů. Sargas je třetí nejjasnější hvězdou souhvězdí.

Jota 1 Štíra dosahuje 3,0. magnitudy. Jde o nažloutlou veleobří hvězdu spektrálního zařazení F3. Vzdálenost velmi hrubě odhadujeme na 1900 světelných roků. Jen asi 0,5 stupně východně leží Jota 2 Štíra, která dosahuje 4,8. magnitudy. Jde o bílou veleobří hvězdu spektrálního zařazení A2. Od Země ji dělí několik tisíc světelných roků. Pravděpodobně od nás leží ještě o několik stovek světelných roků dále než Jota 1 Štíra, možná někde ve vzdálenosti okolo 2500 světelných let. Tyto dvě hvězdy tvoří tedy pouze optický pár. Obě hvězdy mají možná dostatečnou hmotnost k tomu, aby jednou vzplanuly ve formě supernovy.

Pohybujeme se v místech hvězdné oblohy, kde bývá znázorňován ocas Štíra. Tvoří jej i Kappa Štíra. Dosahuje 2,4. magnitudy. Od nás ji dělí zhruba 480 světelných roků. Z rozboru spektra víme, že jde o dvojhvězdu s oběžnou dobou 195,65 dne. Odhadujeme, že složky mají 7 a 6 krát větší průměr než Slunce. Obě jsou modré, patří do spektrální třídy B. Od sebe je v prostoru dělí průměrně asi 1,7 astronomické jednotky. Oběžná dráha je však poměrně dosti výstředná. Kappa Štíra patří k asociaci Scorpius-Centaurus.

Q Štíra dosahuje 4,3. magnitudy. Leží v blízkosti výše zmíněné Kappa Štíra. Je oranžovým obrem spektrálního zařazení K0, ve vzdálenosti okolo 165 světelných let. Odhadujeme, že má přibližně 12 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota dosahuje zhruba 4600 Kelvinů.

Druhá nejjasnější hvězda souhvězdí nese jméno Shaula ( Lambda Štíra ). Nachází se v jižní části Štíra, kde tvoří jedový trn na konci ocasu. Dosahuje 1,6. magnitudy. Z rozboru spektra víme, že jde o nejméně trojhvězdný systém. Skládá se z těsné dvojice horkých hvězd spektrální třídy B, obíhajících kolem společného těžiště v periodě 6 dnů. Kolem těsné dvojhvězdy obíhá vzdálenější průvodce s periodou 1053 dnů. Hlavní složka systému patří k pulsujícím proměnným hvězdám typu Beta Cefea. Změny jasu jsou však natolik malé, že je prostýma očima nezaznamenáte. K systému možná ještě patří další slabí průvodci. Vícenásobný hvězdný systém Shaula od nás dělí přibližně 560 světelných roků a patří k nejjasnějším členům mladé OB asociace Scorpius-Centaurus.

Ypsilon Štíra nese jméno Lesath. Leží jen asi 36 úhlových minut jihozápadně od hvězdy Shaula ( Lambda Štíra ). Dosahuje 2,7. magnitudy. Jde o modrého obra spektrálního zařazení B2, ve vzdálenosti přes 550 světelných roků. Hvězdu též řadíme k hvězdné asociaci Scorpius-Centaurus. Odhadujeme, že by mohla mít přibližně 8 krát větší průměr než Slunce. Její povrchová teplota přesahuje 22 000 Kelvinů.

Stálice s označením G Štíra svítí přes 3 stupně východně od hvězdy Shaula ( Lambda Štíra ). Dosahuje 3,2. magnitudy. Je oranžovým obrem spektrálního zařazení K2. Hvězda by mohla mít přibližně 17 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota se pohybuje okolo 4500 Kelvinů. Od naší rodné planety ji dělí zhruba 125 světelných roků.

Otevřenou hvězdokupu M 6 ( NGC 6405 ) najdeme asi 5 stupňů severoseverovýchodně od hvězdy Shaula ( Lambda Štíra ). S celkovou jasností asi 4,5. magnitudy je poměrně snadno viditelná již prostýma očima jako mlhavá skvrna, protažená ve směru severovýchod-jihozápad. V jižnějších stanovištích a v místech s velmi dobrými pozorovacími podmínkami se může jevit v náznaku zrnitá. Na obloze zabírá plochu o velikosti více než 30 úhlových minut. Nejvýraznějším členem seskupení je oranžový obr, ve východní části hvězdokupy. Pozorovatelům proměnných hvězd je znám pod označením BM Štíra. Polopravidelně mění jasnost mezi asi 5,5. a 7,0. magnitudy. Na temné obloze jej můžete pozorovat i prostýma očima. Ostatní jasnější hvězdy se pohybují až okolo 7. hvězdné velikosti. Celkově hvězdokupu tvoří více než stovka členů, z nichž většina jsou horké hvězdy patřící do spektrální třídy B. Průměr hvězdokupy odhadujeme na asi 20 světelných roků, stáří na několik desítek milionů let. Díváme se na ni ze vzdálenosti asi 1600 světelných roků. Ze všech objektů slavného katalogu Charlese Messiera se právě M 6 jeví na obloze úhlově nejblíže ke středu Galaxie. Ve skutečnosti je od něj vzdálena více než 25 000 světelných roků.

M 7 ( NGC 6475 ) leží jen 4 stupně jihovýchodně od M 6 a 4,5 stupně severovýchodně od hvězdy Shaula ( Lambda Štíra ). S celkovou jasností okolo 3,5. magnitudy patří k nejjasnějším hvězdokupám na obloze. Má také úctyhodné rozměry - asi 80 úhlových minut. Je to dáno její relativní blízkostí, od Země ji dělí asi 800 světelných roků, nedávné studie však navrhují větší vzdálenost-asi 1000 světelných roků. Hvězdokupa je snadno viditelná již prostýma očima. Za horších pozorovacích podmínek jako velká kulatá mlhavá skvrna zjasňující se do středu, na temné obloze už rozlišíte její nejjasnější hvězdy. M 7 byla popsána již starověkými astronomy. Jako mlhovinu za ostnem Štíra ji popisuje Claudius Ptolemaios ve 2. století našeho letopočtu. Nejjasnější člen seskupení dosahuje 5,6. magnitudy - jde o žlutooranžového obra. Jasnější 6. magnitudy jsou zde čtyři stálice a do 10. magnitudy tady bylo napočítáno asi 80 stálic. Většinou jde o horké hvězdy, patřící převážně do spektrální třídy B. M 7 je nejjižněji položeným Messierovým objektem. Skutečný průměr hvězdokupy činí asi 25 světelných roků, její stáří odhadujeme na zhruba 200 milionů let. Z území našeho státu je špatně viditelná pro velmi malou výšku nad obzorem, nicméně v jižnějších zeměpisných šířkách je velmi nápadným objektem.

Ve směru souhvězdí Štíra hledíme k centrálním oblastem Galaxie, okolo které se soustřeďuje množství kulových hvězdokup. Většinou jsou příliš slabé na spatření bez dalekohledu. Výjimku může tvořit kulová hvězdokupa M 4 ( NGC 6121 ). S celkovou jasností 5,6. magnitudy může být v místech s výbornými pozorovacími podmínkami viditelná i prostýma očima, jako slabá, drobná kulatá mlhavá skvrnka. Z území našeho státu může být její spatření dosti problematické, jelikož u nás nevychází příliš vysoko nad obzor. Svou roli zde může sehrát i všudypřítomné světelné znečištění. Objevena byla ovšem až prostřednictvím dalekohledu. Na obloze se hledá velmi snadno - nachází se jen 1,3 stupně západně od nejjasnější hvězdy souhvězdí Antares, která však svou velkou jasností poměrně ruší. M 4 je k Zemi druhou nejbližší známou kulovou hvězdokupou - její vzdálenost odhadujeme na zhruba 7000 světelných roků. Hostí více než sto tisíc hvězd, které se soustřeďují převážně v prostoru o průměru asi 60 světelných roků ( na obloze hvězdokupa zabírá asi 0,5 stupně ), pokud však zohledníme slabé okrajové oblasti, bude mít hvězdokupa ještě o několik desítek světelných roků větší průměr. Celá polovina hmotnosti hvězdokupy je soustředěna v centrální části o průměru asi 16 světelných roků. Přestože je M 4 druhou nejbližší kulovou hvězdokupou, nepatří ani zdaleka k nejjasnějším. Důvod je ten, že ve srovnání s ostatními kulovými hvězdokupami ji můžeme zařadit k menším, řidším a na hvězdy chudším objektům tohoto druhu. Navíc je poměrně výrazně zeslabena prachovými mračny, které se nacházejí mezi námi a hvězdokupou. Na základě pozorování Hubbleova kosmického teleskopu bylo zjištěno, že hvězdokupa obsahuje zhruba 40 000 bílých trpaslíků. Bílí trpaslíci jsou zhroucená jádra zaniklých hvězd. Díky jejich velkému množství si M 4 vysloužila název " Hvězdný hřbitov". V roce 1987 byl poblíž středu hvězdokupy objeven první milisekundový pulsar. Jde o neutronovou hvězdu s šílenou periodou rotace více jak 300 otáček za sekundu. Později byl díky svému gravitačnímu vlivu objeven u jiného milisekundového pulsaru ve hvězdokupě průvodce této neutronové hvězdy - bílý trpaslík, který s neutronovou hvězdou tvoří dvojhvězdný systém. Dalšími výzkumy bylo zjištěno, že do systému ještě patří třetí těleso. Jeho hmotnost je však natolik malá, že musí jít o planetu. M 4 se tak stala první kulovou hvězdokupou, v níž byla objevena planeta. Pokud se zrodila ve stejnou dobu jako hvězdy této kulové hvězdokupy, musí být velmi stará - asi 12 až 13 miliard let.