\documentstyle[czech]{article}
\begin{document}
\begin{center}
{\Large {\bf Rud� Sirius}}\\
{\large O jedn� domn�l� st�edov�k� z�had�}
\end{center}

\section{�vod.}

K pozoruhodn�m a v literatu�e diskutovan�m ot�zk�m, kter� se s
jistou pravidelnost� vracej� v�dy znovu a znovu do st�edu pozornosti,
pat�� beze sporu i probl�m "rud�" barvy Siriovy. Ot�zka, kterou se sna��
vy�e�it historikov�, astronomov� a (v posledn� dob�) i milovn�ci z�had a
p��vr�enci v�decko-fantastick� literatury.

O co se vlastn� jedn�? Jak za chv�li uvid�me, n�kte�� z antick�ch autor�,
kte�� se tak �i onak v�novali popisu hv�zdn� oblohy,
hovo��ce o barv� Siria pou��vaj� slov jako "rud�", "rudoskvouc�" apod.
Prvn� pohled na jasnou zimn� oblohu n�m v�ak uk��e, �e z�ejm� nen� n�co
v po��dku, nebo� Sirius je na prvn� pohled jasn� b�l�. Z
teorie hv�zdn�ho v�voje p�itom jasn� vypl�v�, jak uvid�me, �e hv�zda,
a�koliv se samoz�ejm� s �asem postupn� vyv�j�, nem��e v�razn� zm�nit
barvu b�hem pom�rn� kr�tk� doby (��dov� jednoho tis�ce let), ani� bychom
mohli p�i detailn�m studiu nal�zt n�jak� stopy po takov�m fyzik�ln�m
procesu. Jak takov� rozpor vysv�tlit? Znamen� to snad, �e jsou na�e
teorie chybn�? Nebo se starov�c� auto�i p�i popisu nejjasn�j� hv�zdy
cel� oblohy (!) zm�lili? Anebo snad vznikla chyba v pr�b�hu v�k� p�i
neust�l�m opisov�n� knih v kl��tern�ch skriptori�ch? A�koliv jist� nen�
snadn� naj�t definitivn� a spr�vnou odpov�� s odstupem dvou tis�c let,
ale jist� indicie �i argumenty, kter� s jistou d�vkou v�rohodnosti
hledaj� mo�n� vysv�tlen� existuj�.
C�lem tohoto �l�nku je shrnout tyto argumenty,
dosud roztrou�en� v literatu�e, a p�edstavit je �esk�mu �ten��i.

\section{N�kolik pozn�mek o v�voji hv�zd.}

D��ve ne� se budeme v�novat diskus�m o barv� Siria a jej� mo�n� zm�n�,
shr�me si stru�n� nejz�kladn�j� body teorie hv�zdn�ho v�voje.

Na po��tku �ivota ka�d� hv�zdy stoj� velk� mra�no mezihv�zdn�ho plynu,
slo�en� z velk� v�t�iny z vod�ku a helia (tyto plyny tvo�� asi 98 %
hmoty mra�na). Typick�m a pro pozorovatele velice vd؟n�m oblakem je
mlhovina M42 v Orionu. Rozm�ry takov�ho oblaku b�vaj� typicky des�tky a�
stovky sv�teln�ch let.

Vlivem n�jak� vn�j� poruchy, nap��klad pr�letem hv�dy bl�zko
oblaku, m��e vzniknout gravita�n� nestabilita a ��st oblaku se za�ne
pomalu smr�ovat. T�m doch�z� k postupn�mu zv�razn�n� drobn�ch
nehomogenit v rozlo�en� hmoty, kter� p�eb�raj� roli jak�chsi
gravita�n�ch kondenza�n�ch jader, je� na sebe nabaluj� dal� hmotu a
d�le kolabuj� a tak� se vlivem rostouc�ch gravita�n�ch poruch d�le drol�
na men� ��sti, z�rodky budouc�ch hv�zd.
Vlivem pokra�uj�c�ho kolapsu vzr�st� uvnit� objektu tlak i teplota
a rod�c� se hv�zda za��n� z��it, nejprve v infra�erven�m oboru spektra.
V t� dob� m� tvar obrovsk� koule, je� se pozvolna smr�uje a vlivem
tohoto gravita�n�ho \uv{sesed�n�} tak� zah��v�. V okam�iku, kdy teplota a
tlak v j�dru hv�zdy vzrostou do t�
m�ry, �e dojde k zap�len� termonukle�rn� reakce, dost�v� se hv�zda na
tak zvanou hlavn� posloupnost a st�v� se \uv{dosp�lou} hv�zdou. V jej�m
j�dru doch�z� k synt�ze vod�ku v helium, kter� je hlavn�m zdrojem
energie hv�zdy. Ta na dlouhou dobu dos�hla rovnov��n�ho stavu.
Teprve kdy� se vod�k v j�dru hv�zdy spot�ebuje a zm�n� se v helium,
doch�z� k dal�mu dramatick�mu v�voji. Jadern� reakce se p�en�� do
tenk� slupky obklopuj�c� j�dro, zat�mco v j�dru samotn�m roste teplota a
tlak natolik, �e se zapaluje dal� nukle�rn� reakce, p�i n�� se helium
p�em��uje v uhl�k. Postupn� tak roste teplota a tlak v j�dru a vznikaj�
tا� a tا� prvky. Tyto reakce jsou v�ak v�dy m�n� a m�n� energeticky
vydatn� a tak postupn� kles� produkce energie. Proces kon�� synt�zou
�eleza, nebo� synt�za dal� prvk� ji� nem��e uvolnit ��dnou energii a
naopak vy�aduje p��sun energie zvn�j�ku. Samoz�ejm�, �e tyto
procesy nemohou nem�t vliv na celkov� vzhled a chov�n� hv�zdy. Vn�j�
vrstvy hv�zdy se rozp�naj� a ochlazuj� (z��� charakteristick�m �erven�m
sv�tlem), hv�zda se st�v� tak zvan�m
\uv{�erven�m obrem}, jeho� rozm�ry jsou mnohon�sobn� v�t� ne� rozm�ry
p�vodn� hv�zdy. Nap��klad Slunce, a� vstoup� do stadia �erven�ho obra,
dos�hne a� daleko za dr�hu Zem�. Hv�zdy v tomto stadiu v�voje jsou
zpravidla relativn� velmi nestabiln�, nez��dka v�razn� pulsuj� a s
jistou v�ce �i m�n� pravidelnou periodou m�n� polom�r, povrchovou
teplotu i sv�tivost. Obecn� plat�, �e �erven� ob�i jsou ve srovn�n� se
sv�mi \uv{mate�sk�mi} hv�zdami mnohokr�t sv�tiv�j�. V d�sledku zna�n�ho
ochlazen� povrchov�ch vrstev sice poklesne povrchov� jasnost hv�zdy, ale
v d�sledku ohromn�ho zv�t�en� polom�ru (a tedy i povrchu) celkov�
sv�tivost hv�zdy vzroste.

Je jist� pozoruhodn�, �e navzdory o�ek�v�n� cel� v�voj hv�zdy od po��tku
do konce trv� podstatn� krat� dobu pro hv�zdy hmotn�j� a naopak je
velice dlouh� pro hv�zdy relativn� m�lo hmotn�. Nap��klad v p��pad�
Slunce trv� stadium ji� zmi�ovan� hlavn� posloupnosti asi deset miliard
let, zat�mco v p��pad� hv�zd 20 a� 25 kr�t hmotn�j�ch potrv� \uv{jen}
n�kolik des�tek milion� let. P���ina tohoto na prvn� pohled paradoxn�ho
jevu spo��v� v tom, �e jadern� reakce velice v�razn� z�visej� na teplot�
a tlaku. V p��pad� hmotn�ch hv�zd proto prob�haj� mnohon�sobn� rychleji
ne�li v p��pad� mal�ch hv�zd. Podobn� i stadium �erven�ho obra netrv�
d�le ne� stamiliony let (v p��pad� hv�zd podobn�ch Slunci) �i miliony
let (v p��pad� velmi hmotn�ch hv�zd).

Z�v�re�n� f�ze �ivota hv�zdy b�v� velmi dramatick�, z�vis� v�ak na tom,
jakou hmotnost zanikaj�c� hv�zda m�. V p��pad� hv�zd podobn�ch na�emu
Slunci dojde k odvr�en� vn�j�ch vrstev atmosf�ry, kter� se pozvolna
rozpt�l� do okoln�ho mezihv�zdn�ho prostoru, zat�mco j�dro hv�zdy (nyn�
ozna�ovan� jako \uv{b�l� trpasl�k}) pomalu chladne. Proces trv�
desetitis�ce a� statis�ce let.

�ivot hmotn�ch hv�zd se kon�� grandiozn�m v�buchem, kter� naz�v�me
v�buchem supernovy. Hv�zda p�i n�m rozmet� velkou ��st sv� hmoty do
okoln�ho prostoru (v p��pad� Slunce se rozpt�l� jenom vn�j� vrstvy,
��dov� ne v�ce ne� n�kolik procent hmotnosti hv�zdy) exploz�, p�i n�� na
n�kolik m�s�c� zaz��� hv�zda tak�ka jako cel� galaxie. Zbytek, nesm�rn�
kompaktn� \uv{neutronov� hv�zda} stejn� jako b�l� trpasl�k zmi�ovan� v
p�edchoz�m odstavci pomalu chladne a zapad� do tmy.

V tomto stolet� pozorovali astronomov� n�kolik takov�ch exploz�
supernov. Posledn�m velk�m kosmick�m divadlem byl v�buch supernovy 1987A
ve Velk�m Magellanov� Mra�nu na ji�n� obloze v roce 1987. Slavnou
supernovou je v�ak rovnا \uv{nov� hv�zda} z roku 1572, kterou sledoval
d�nsk� astronom Tycho Brahe a tak� �esk� polyhistor Tade�� H�jek z H�jku
nebo supernova z roku 1054, kterou pozorovali ��n�t� a japon�t�
astronomov� a po kter� z�stala na obloze stopa v podob� slavn� Krab�
mlhoviny (v Messierov� katalogu mlhovin m� ��slo M1), kter� nen� ni��m
jin�m ne� exploz� rozmetan�m zbytkem hv�zdy. Kompaktn� neutronovou
hv�zdu, vlastn� zkolabovan� j�dro p�vodn� supernovy, je mo�no sledovat v
�irok�m oboru spektra v j�dru mlhoviny.

\section{Sirius.}

Nyn� ji� obra�me pozornost k nejjasn�j� hv�zd� na obloze, $ \alpha $
UMa, Siriovi. Sirius je od Slunce vzd�len 8.74 sv�teln�ho roku a pat��
tedy k n�jbli��m hv�zd�m. To je tak� jedn�m z d�vod�, pro� je na obloze
nejjasn�j� hv�zdou.

\begin{thebibliography}{99}

\bibitem{bonnet}Bonnet-Bidaut J. M. \& Gry C.: {\sl The Stellar Field in
the Vicinity of Sirius and the Color Enigma}, Astronomy \& Astrophysics,
(1991), {\bf 252}, p. 193

\bibitem{ceragioli1} Ceragioli R.C.: {\sl The Debate Concerning 'Red'
Sirius}, Journal for the History of Astronomy, (1995), {\bf 26}, p. 187.

\bibitem{ceragioli2}Ceragioli R.: {\sl Behind the "Red Sirius" Myth},
Sky \& Telescope, (June 1992), {\bf ??}, p. 613

\bibitem{ridpath}Ridpath I.: {\sl "Red" Sirius}, The Observatory,
(1988), {\bf 108}, p. 130

\bibitem{steffey1}Steffey P. C.: {\sl Red Sirius Silliness}, Sky \&
Telescope, (Sep 1992), {\bf ??}, p. 246

\bibitem{steffey2}Steffey P. C.: {\sl The Truth About Star Colors}, Sky
\& Telescope, (Sep 1992), {\bf ??}, p. 266

\bibitem{vangent}van Gent R. H.: {\sl The Colour of Sirius}, The
Observatory, (1989), {\bf 109}, p. 23
\end{thebibliography}

\end{document}

