Velryba

Velryba ( latinsky Cetus, zkratka Cet ) je rozsáhlé, nepříliš výrazné a starobylé souhvězdí, rozkládající se z větší části na jižní obloze. Hlava Velryby se nachází nad nebeským rovníkem, zbytek těla již pod ním. Podle staré řecké báje šlo o nestvůru, které měla být obětována princezna Andromeda. Na poslední chvíli ji zachránil udatný Perseus. Velrybu řadíme k podzimním souhvězdím, střed hvězdného obrazce vrcholí v polovině října. S rozlohou 1230 stupňů čtverečních je čtvrtým největším souhvězdím na obloze. Hraničí se souhvězdím Berana, Ryb, Vodnáře, Sochaře, Pece, Eridana a Býka. Velryba obsahuje 2 hvězdy jasnější 3. magnitudy, celkem 9 hvězd je jasnějších 4. magnitudy a asi 30 hvězd je jasnějších 5. magnitudy.

Začneme popisem hvězd tvořící hlavu Velryby a budeme postupovat směrem k ocasu.

Hlavu Velryby tvoří pětiúhelník různě jasných hvězd. Nejjasnější z nich nese jméno Menkar ( Alfa Velryby ). Dosahuje 2,5. magnitudy a jde o červenou obří hvězdu spektrálního zařazení M2, ve vzdálenosti okolo 250 světelných roků. Barevného odstínu hvězdy si můžete všimnout i při pozorování prostýma očima. Její povrchová teplota dosahuje přibližně 3700 Kelvinů. Odhadujeme, že má zhruba 90 krát větší průměr než naše Slunce. Menkar vykazuje drobné a nepravidelné změny jasnosti v rozsahu asi 6 procent. Čtvrt stupně severně od Menkaru se nachází modrobílá hvězdička 5,6. magnitudy ( 93 Velryby ), která s ní tvoří pouze optickou dvojici. Na temné obloze ji můžete spatřit i prostýma očima. V prostoru tyto dvě hvězdy dělí stovky světelných roků, přičemž 93 Velryby je tou vzdálenější od nás. Leží zhruba 550 světelných roků od Země. Menkar je druhou nejjasnější hvězdou souhvězdí.

Těžko vyslovitelné jméno Kaffaljidhma nese Gama Velryby. Dosahuje 3,5. magnitudy a jde o bílou stálici spektrálního zařazení A3. Od nás ji dělí zhruba 80 světelných roků. Odhadujeme, že má asi 2 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota dosahuje přibližně 8700 Kelvinů. Má slabšího průvodce 6,3. magnitudy, spektrálního zařazení F3. Obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště s periodou v řádu stovek let. Součástí systému je možná ještě třetí hvězda, oranžový trpaslík na velmi vzdálené orbitě. Kaffaljidhma leží asi 5 stupňů západně od hvězdy Menkar ( Alfa Velryby ).

Ksí 2 Velryby je tou nejzápadnější z pětiúhelníku tvořící Hlavu Velryby. Dosahuje 4,3. magnitudy. Jde o modrobílou hvězdu spektrálního zařazení B9, ve vzdálenosti okolo 190 světelných let. Odhadujeme, že má asi 2,5 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota přesahuje 10 000 Kelvinů.

Součástí pětiúhelníku tvořící hlavu Velryby je i Mí Velryby. Leží asi 7,5 stupně severozápadně od Menkaru ( Alfa Velryby ), v těsné blízkosti hranice s Beranem. Dosahuje 4,3. magnitudy. Je žlutobílou hvězdou spektrálního zařazení F0, ve vzdálenosti okolo 85 světelných roků. Ve skutečnosti jde o vícenásobný hvězdný systém.

Lambda Velryby je nejslabší z pětiúhelníku tvořící hlavu Velryby. Dosahuje 4,7. magnitudy a najdete ji 5 stupňů severně od hvězdy Menkar ( Alfa Velryby ). Je modrou hvězdou spektrálního zařazení B6. Nachází se ve vzdálenosti pravděpodobně mezi 550 a 600 světelných roků. Odhadujeme, že má 5 až 6 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota se pohybuje okolo 13 400 Kelvinů.

Za hlavou Velryby můžete vyhledat stálici s označením Ksí 1 Velryby. Dosahuje 4,4. magnitudy. Jde o žlutého obra spektrálního zařazení G8. Leží zhruba 380 světelných roků od Země. Má hvězdného průvodce, který pravděpodobně patří do spektrální třídy A, s oběžnou dobou 4,5 roku.

Delta Velryby se nachází pod hlavou obřího kytovce. Dosahuje 4,1. magnitudy. Jde o modrou hvězdu spektrálního zařazení B2. Od Země ji dělí zhruba 650 světelných roků. Odhadujeme, že má 4,5 až 5 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota se pohybuje okolo 22 000 Kelvinů.

Přesouváme se do zadní části těla Velryby. Zde, v jejím ocasu svítí nejjasnější hvězda souhvězdí. Jmenuje se Deneb Kaitos ( Beta Velryby ). Dosahuje 2,0. magnitudy a jde o žlutooranžovou obří hvězdu spektrálního zařazení K0, ve vzdálenosti okolo 96 světelných roků. Žlutého odstínu stálice si při pozorném pohledu můžete všimnout i prostýma očima. Hvězda je obklopena horkou korónou, která v rentgenovém oboru vyzařuje asi 2000 krát více než naše Slunce. Deneb Kaitos je asi třikrát hmotnější než naše denní hvězda, má zhruba 17 krát větší průměr a asi 140 krát větší svítivost. Povrchová teplota činí přibližně 4800 Kelvinů. Zdá se, že se nachází v období, kdy pozvolna opouští hlavní posloupnost.

Deneb Algenubi ( Éta Velryby ) na nás svítí jako stálice 3,5. magnitudy. Je oranžovým obrem spektrálního zařazení K1, ve vzdálenosti zhruba 124 světelných roků. Hvězda má přibližně 15 krát větší průměr než naše Slunce, povrchová teplota dosahuje asi 4600 Kelvinů.

Théta Velryby dosahuje 3,6. magnitudy. Je také oranžovým obrem, tentokrát spektrálního zařazení K0. Svítí na nás ze vzdálenosti okolo 115 světelných roků.

Tau Velryby je stálicí s jasností 3,5. magnitudy. Najdete ji v jižní části souhvězdí, asi 14,5 stupně východně od nejjasnější hvězdy souhvězdí - Deneb Kaitos ( Beta Velryby ). Se vzdáleností 12 světelných roků od Země jde o jednu z nejbližších hvězd viditelných prostýma očima ( na celé obloze můžeme spatřit bez přístrojů jen 6 bližších hvězd než je Tau Velryby, pokud nepočítáme naše Slunce ) a zároveň je druhou nejbližší hvězdou podobnou našemu Slunci. Také patří mezi hrstku stálic, jež mají menší zářivý výkon než naše Slunce a jsou viditelné na obloze prostýma očima. Je žlutým trpaslíkem spektrálního zařazení G8. Dnes již víme, že Tau Velryby obklopuje mohutný prachový disk sahající až do vzdálenosti zhruba 55 astronomických jednotek, který pravděpodobně vznikl v důsledku častých kolizí planetek a komet obíhajících okolo této hvězdy. Jejich počet několikanásobně převyšuje počet těchto těles v naší sluneční soustavě. Okolo hvězdy také obíhá několik planet. Tau Velryby má zhruba 80 % průměru našeho Slunce, 8 desetin jeho hmotnosti a zhruba 60 % jeho svítivosti. Perioda rotace je podobná jako u Slunce. Obsahuje podstatně méně kovů než naše denní hvězda a tudíž bude nejspíše o několik miliard let starší. Ve srovnání se Sluncem je také méně aktivní stálicí. V roce 1959 se hvězda stala jedním z cílů projektu OZMA, který pátral po projevech mimozemské inteligence. Projekt se nesetkal s úspěchem. Z blízkosti hvězdy Tau Velryby je naše Slunce viditelné jako hvězda třetí magnitudy v souhvězdí Pastýře.

Baten Kaitos ( Dzéta Velryby ) dosahuje 3,7. magnitudy. Jde o oranžovou obří hvězdu spektrálního zařazení K0, ve vzdálenosti zhruba 235 světelných roků. Odhadujeme, že má asi 25 krát větší průměr než Slunce. Povrchová teplota dosahuje 4600 Kelvinů. Rozbor spektra naznačuje, že má průvodce s oběžnou dobou 4,5 roku. Jen asi 0,6 stupně jihozápadně leží slabší hvězdička 4,5. magnitudy, s označením Chí Velryby, která se nachází mnohem blíže k nám ( ve vzdálenosti okolo 76 světelných roků ) a tvoří s ní pouze optickou dvojici. Snadno ji spatříte již prostýma očima. Jde o nažloutlou hvězdu patřící do spektrální třídy F.

Mezi hvězdy jasnější 4,5. magnitudy, které chci všechny v tomto přehledu zmínit, patří i Pí Velryby. Najdete ji ve východní části souhvězdí, v těsné blízkosti hranice s Eridanem. Dosahuje 4,2. magnitudy. Jde o modrou hvězdu spektrálního zařazení B7. Vzdálenost odhadujeme na zhruba 390 světelných roků.

Ypsilon Velryby se prezentuje nedaleko jižní hranice souhvězdí s Pecí. Dosahuje 4,0. magnitudy. Jde o oranžovou obří hvězdu patřící do spektrální třídy K. Nachází se zhruba 295 světelných roků od Země. Odhadujeme, že by mohla mít přibližně 50 krát větší průměr než Slunce. Jen asi ¼ stupně severně od ní leží slabá hvězdička 5,4. magnitudy. Na temné obloze ji můžete spatřit i prostýma očima. Nese označení 57 Velryby. Je červenou obří hvězdou spektrálního zařazení M0. S Ypsilon Velryby tvoří pouze optickou dvojici, nachází se v mnohem větší vzdálenosti od nás, pravděpodobně někde okolo 600 světelných roků.

Jota Velryby se jeví jako světelný bod 3,6. magnitudy v západní části souhvězdí. Je oranžovým obrem spektrálního zařazení K2. Vzdálenost ke hvězdě odhadujeme na zhruba 275 světelných roků.

Stálice s označením 7 Velryby leží v jihozápadní části souhvězdí, 7 stupňů západně od nejjasnější hvězdy souhvězdí - Deneb Kaitos ( Beta Velryby ). Dosahuje 4,4. magnitudy. Jde o červenou obří hvězdu spektrálního zařazení M1, ve vzdálenosti okolo 445 světelných roků. Patří k nepravidelným proměnným hvězdám, vykazuje drobné změny jasnosti v rozmezí 2 desetin hvězdné třídy.

Z proměnných hvězd by se mělo začít u Omikron Velryby, známou spíše pod jménem Mira. Jde o jednu z prvních objevených proměnných hvězd, pokud pomineme novy a supernovy. Je nejjasnější a nejznámější dlouhoperiodickou pulsující hvězdou a byla podle ní pojmenována celá kategorie proměnných hvězd ( Miridy ). Mira je červenou obří hvězdou o průměru až 700 Sluncí ( pokud bychom ji umístili do středu sluneční soustavy, sahal by její okraj až za oběžnou dráhu Marsu ), jejíž pulsace probíhají s periodou okolo 332 dní. V maximu může dosáhnout 2. až 5. hvězdné velikosti, je tedy snadno viditelná i prostýma očima a dokáže tak významně pozměnit tvar Velryby a soupeřit s nejjasnějšími stálicemi tohoto souhvězdí. V minimu se může zeslabit až k 10. hvězdné velikosti a na její spatření je potřeba dobrý dalekohled. Obvykle se však mění mezi 3. a 9. hvězdnou velikostí. Její světelná křivka stoupá asi 100 dnů, dalších zhruba 200 dnů klesá. V období maxima bychom mohli na povrchu hvězdy naměřit teplotu okolo 2500 Kelvinů, v období minima okolo 1900 Kelvinů. Spektrum se během periody mění mezi M6 a M9. Hvězda vyzařuje převážně v infračervené části spektra. Odhadujeme, že Miru od nás dělí zhruba 400 světelných roků. Pulsující červený obr se nepohybuje vesmírným prostorem osamoceně - doprovod mu dělá bílý trpaslík. I jeho jasnost se mění a to v třináctiletých intervalech, které doplňují rychlé změny v řádu minut. Mezi pozorovateli proměnných hvězd je znám pod označením VZ Velryby. Obíhá ve vzdálenosti asi 70 astronomických jednotek a jeden oběh dokončí za zhruba 400 roků. Mezi složkami dvojhvězdy dochází k interakci - část hmoty červeného obra přechází na povrch bílého trpaslíka prostřednictvím akrečního disku. Před několika miliardami let se Mira podobala našemu Slunci. Po vyčerpání vodíkového paliva se začala nafukovat a přešla do stádia červeného obra, ve kterém ji sledujeme nyní. V budoucnosti odvrhne vnější vrstvy a projde velmi krátkým stádiem planetární mlhoviny. Zůstane po ní malý bílý trpaslík. Podobným vývojem prošla druhá složka dvojhvězdy, která byla původně hmotnější z dvojice a dnes se již nachází ve stádiu bílého trpaslíka. Dvojhvězdný systém Omikron Velryby tak dává možnost sledovat dvě stádia vývoje hvězd, jakými v budoucnu projde i naše Slunce. Mira se nachází v těle Velryby, jihozápadně od její hlavy. Pomoci s jejím vyhledáním vám může "stužka" souhvězdí Ryb, která míří na její pozici.

Proměnnou hvězdu s označením T Velryby najdete v jihozápadní části souhvězdí, asi 5 stupňů jihozápadně od nejjasnější stálice souhvězdí Deneb Kaitos ( Beta Velryby ). Jde o červenou veleobří hvězdu patřící do spektrální třídy M, která mění polopravidelně jasnost mezi 5. až 7. hvězdnou velikostí, v cyklech dlouhých 159 dnů. Příčinou světelných změn, které můžete na temné obloze pozorovat i prostýma očima jsou pulsace. Vzdálenost proměnné odhadujeme na velmi zhruba 800 až 900 světelných roků od nás. Její průměr je několiksetkrát větší než průměr naší denní hvězdy.