Jednou jsi dole, jednou nahoře 
Program Discovery 
Večerní kometa a docela jasná nova 
Operace se zdařila, pacient záhy zemře 
Po stopách modrých opozdilců  
Na hladině! 
Žeň objevů 1998
 

   
  
Zruseny projekt Champollion (kresba JPL)Jednou jsi dole, jednou nahoře 
  
Na pomalu tekoucích vodách mohutné řeky amerického Národního úřadu pro letectví a kosmonautiku (NASA) v minulých týdnech připlavalo několik zpráv: dobrých i špatných. Které chcete slyšet dříve? 
Nejdříve tedy jedna špatná. Americká meziplanetární sonda Champollion, alias Deep Space 4, která měla přistát na kometě Tempel 1 a dovézt její vzorky zpět na Zemi, zřejmě zůstane pouze na rýsovacích prknech. NASA své rozhodnutí zdůvodňuje tím, že obdobný cíl má i jedna z plánovaných výprav Evropské kosmické agentury, planetární odborníci si však šuškají o finančních problémech a úsporách za každou cenu. Ať tak či onak, známá The Planetary Society zahájila rozsáhlý elektronický nátlak na některé členy amerického Kongresu, aby zabránili "z moci úřední" zrušení této zajímavé mise. 
A nyní dobré zprávy: Lhostejno, zda Champollion obhájí své právo na existenci, NASA připravuje hned dvě velmi zajímavé výpravy k ledovým tělesům sluneční soustavy. Stardust je dokonce již na cestě -- roku 2004 se setká s kometou Wild 2. Na začátku července pak speciální komise jako jeden ze dvou dalších projektů Discovery vybrala unikátní misi Deep Impact. Pod praporem s nápisem "rychleji-levněji-lépe“ se v roce 2004 do vesmíru vydá podivuhodná sonda. Její souvislost se známým katastrofickým filmem přitom není náhodná: S sebou totiž poveze půltunový projektil, který začátkem července 2005 dopadne na jádro komety Tempel 1. Měděná střela (měděná proto, že se tento prvek snadno rozliší spektroskopicky) po nárazu rychlostí kolem deseti kilometrů za sekundu vytvoří kráter o velikosti fotbalového hřiště a hloubce několika desítek metrů. Detektory na palubě Deep Impactu, především kamera a infračervený spektrometr, stejně jako pozemské observatoře pak důkladně prostudují složení materiálů na povrchu i uvnitř ledového jádra. Celá výprava pod hlavičkou Jet Propulsion Laboratory přijde na 240 milionů dolarů. 
 

Sonda Rosetta ocima umelce (zdroj ESA) Jednou z velkých výprav Evropské kosmické agentury se v nejbližší době stane i sonda Rosetta. Jejím nejdůležitějším úkolem je detailní průzkum jádra komety Wirtanen, během devítileté pouti k vlasatici však nezapomene ani na dva asteroidy. Se svým cílem bude od konce listopadu 2011 doslova a do písmene žít celé dva pozemské roky. K jádru pak vypustí i malé přistávací pouzdro. Velký počet vědeckých přístrojů jeden a půl tunové sondy tak provede komplexní studium povrchu tělesa s vynikajícím rozlišením. Zanedbatelné není ani to, že poprvé budeme z nízké dráhy manévrovat kolem nepravidelného, aktivního tělesa obklopeného obálkou jemného prachu a plynu. Celá mise se přitom uskuteční ve vzdálenosti kolem 720 milionů kilometrů, kde sluneční osvětlení odpovídá pouhým čtyřem procentům v porovnání s pozemským.
 
Posledního výběrového kola programu Discovery se uskutečnilo celkem 26 projektů, přičemž každý z nich musí být připraven k letu do konce září 2004. Kromě bombardování Tempelovy vlasatice se tak, dle sdělení komice, již za pár let dočkáme další výpravy k vysušené planetě Merkur. Sem totiž putuje druhý balík poskytnutých peněz. 
Osmým cílem Discovery je první systematická studie Merkuru. Výprava se zdlouhavě jmenuje The Mercury Surface, Space Enviroment, Geochemistry and Ranging mission a zkráceně (naštěstí) se označuje jako Merkuruv povrch kolem krateru Zola (foto JPL)Messenger. Jejím úkolem je dopravit na oběžnou dráhu kolem planety sedm vědeckých zařízení a s jejich požehnáním tak pořídit kompletní mapu povrchu, vnitřní struktury i magnetického pole a mimo jiné se podívat, zda se skutečně v oblasti jeho pólů nachází vodní led.  
Messenger se na cestu vydá na jaře 2004 a stane se tak po třiceti letech další výpravou NASA k této pěkně horké planetě (pak už nebude možné používat oblíbený titulek snad všech, kteří píší o Merkuru: "Zapomenutá planeta"). Poprvé a naposledy jsme Merkur studovali roku 1974 a 1975 prostřednictvím Marineru 10. Tehdy jsme ale získali pouze základní informace o polovině tělesa. V itineráři výpravy jsou dva průlety kolem Venuše (2006, 2007) a dva kolem Merkuru (v lednu a říjnu 2008), na jehož oběžnou dráhu bude naveden v září 2009. V zorném poli bude mít sonda svůj primární cíl po jeden pozemský rok. 
"Tyto nízkorozpočtové mise jsou nádherným příkladem tvořivosti vědecké komunity," komentoval poslední rozhodnutí doktor Edward Weiler, jeden z vedoucích činitelů NASA. "Messenger je vlajkovou lodí, jenž nám spolu se zvláštní výpravou k Plutu umožní dokončit historicky první prohlídku sluneční soustavy. Deep Impact pak představuje jedinečnou šanci k unikátnímu kousku a je vlastně bezprostředním zakončením jiných dvou již existujících misí programu Discovery." 
 
Podle zpráv Jet Propulsion Laboratory a dalších
  
Program Discovery
Do programu Discovery jsou vybírány nízkonákladové vědecké projekty s unikátním zaměřením. Pomineme-li Messenger a Deep Imapct, pak NASA dosud do této škatulky zařadila šest misí: dvě již skončily, další dvě se v současnosti realizují a zbývající se intenzivně připravují. 
minulost 
Sem patří Lunar Prospector, jenž ukončí svoji plodnou existenci za několik dní řízeným pádem do oblasti jižního pólu Měsíce. Jeho úkolem bylo mapovat chemické složení povrchových vrstev věrného přítele Země a rozložení gravitačního pole. Věčným spánkem už také spí Mars Pathfinder, který začátkem července 1997 dosedl na povrch rudé planety. Spolu s malým vozítkem Sojourner nám přinesl množství nádherných snímků a tisíce dalších vědeckých měření. 
současnost 
Na začátku tohoto roku měla být navedena na oběžnou dráhu kolem planetky Eros umělá družice NEAR (Near Earth Asteroid Renezvous). Měla, ale v důsledku selhání při finálním manévru nebyla. Další pokus se proto uskuteční v únoru 2000. K malému tělesu sluneční soustavy putuje i sonda Stardust. Jako přetechnizovaná mucholapka polapí drobné vzorky kometárního prachu a meziplanetárních částic, které v lednu 2006 doveze zpět na Zemi. 
budoucnost 
Pátým projektem Discovery je mise Genesis (Solar Particle Sample Return), jež odstartuje v lednu 2001 a v libračním bodu L1, jeden a půl milionu kilometru směrem ke Slunci, bude sbírat vzorky slunečního větru. S nimi pak v srpnu 2003 přistane na Zemi. Poslední výprava Contour (Comet Nucleus Tour) si zblízka prohlédne hned tři kometární jádra: Encke, Schwassmenn-Wachmann 3 a d’Arrest. Pořídí snímky s rozlišením až čtyři metry a také podrobí tato tělesa důkladnému chemickému rozboru. V případě, že všechno dopadne dobře, vydá se v roce 2010 k dalšímu cíli. 
 
 
  
Nova Aql 1999, refr. 40 cm, 21./22. 7. 99, R. NovakVečerní kometa a docela jasná nova  
  
Náhoda hraje v astronomii velkou roli. Občas se podaří významný astrofyzikální objev, občas je to naopak zajímavý objev pozorovatelský. Docela pěkně si s námi příroda pohrála v noci z třináctého na čtrnáctého července. Dva astronomové amatéři -- jeden z Austrálie, druhý z Japonska objevili téměř ve stejnou chvíli novou kometu a hvězdu.  
Australan Daniel W. Lynn si na večerní obloze třináctého července všiml nové komety náhodou ve svém triedru. V současné době není sice z našich zeměpisných šířek ještě pohodlně pozorovatelná, ale můžeme potěšit všechny zájemce -- již brzo bude. A krom toho by mohla být také poměrně jasná, takže máte-li volný večer a chcete-li svým ratolestem nebo sobě samým ukázat kometu -- hurá do toho.  
Na základě pozorování mnoha astronomů určil Brian Marsden elementy nové komety a spočítal následující efemeridu, neboli přesnou předpověď, kde kometu na obloze najdete.  
  
21. 7.
10h 57.95m
-00o 52.8'
26. 7.
11h 30.97m
+06o 56.4'
31. 7.
11h 54.09m
+12o 45.3'
5. 8.
12h 10.64m
+17o 06.8'
  
Málokdo z čtenářů by asi poznal, že vybuzené ledové jádro se pohybuje po obloze směrem k souhvězdí Lva. Hvězdná velikost komety ve vizuálním oboru, tedy tak, jak byste ji měli vidět pouhým okem, je asi sedm magnitud. To je jasnost na hranici pozorovatelnosti bez dalekohledu na tmavé obloze. Vezmete-li si ku pomoci malý turistický dalekohled (triedr), máte velkou šanci kometu zvečera najít. 
O mnoho tisíc kilometrů severněji právě fotografoval oblohu japonský amatér Akihiko Tago. Vybral si souhvězdí Orla, severně od nejjasnější hvězdy -- Altaira. Po vyvolání si všiml nové hvězdy na pozici rektascenze: 19h 07m 40s, deklinace: +12o 32,2’. Pokud se na ni chcete podívat, vemte si k ruce alespoň obří triedr Somet binar 25x100. Nova rychle slábne a nyní má něco kolem 11. velikosti.  
Letní obloha si pro pozorovatele připravila skutečně dost příležitostí, aby byla okukována. Krom těchto dvou novinek se jistě těšíte také na zatmění Slunce jedenáctého srpna nebo meteorický roj Perseid krátce po něm. Budete-li mít někdy volnou chvíli, určitě oblohu okukujte. Bude se vám zajisté líbit.  
 
Podle zpráv na Internetu
  
 
  
Operace se zdařila, pacient záhy zemře  
  
V průběhu roku 1998 nám americká sonda Lunar Prospector přinesla pádné důkazy o existenci vodního lednu, jenž se ukrývá ve věčném stínu některých kráterů v okolí severního a jižního pólu planety. Tyto zbytky životodárné tekutiny jsou s největší pravděpodobností pozůstatky po fatálních pádech kometárních jader a odborníci její celkové množství odhadují na dvě stě milionů tun! V podobě drobných ledových krystalků je smíchána s měsíčním prachem ve vrstvě s hloubkou necelého půl metru. Jestliže je tato představa správná, a nic zatím nesvědčí o opaku, pak mají budoucí kolonie na povrchu našeho vesmírného přítele alespoň do začátku skvělou podporu: zdarma vodu, snadno dostupnou a v dostatečném množství! Poslední důkaz -- v okamžiku své smrti -- přitom může přinést právě průkopnický Lunar Prospector. Klíčová operace se uskuteční již za několik dní.  
Pravděpodobnost existence rozsáhlých ledových zásob v oblasti jižního a severního pólu Měsíce je skutečně hodně veliká, nicméně v žádném případě stoprocentní. Skeptici například namítají, že neutronový spektrometr umístěný na palubě Lunar Prospectoru objevil pouze přebytek vodíku, nikoli však molekul vody. Proto na začátku roku David Goldstein z Texaské univerzity navrhl neortodoxní cestu ke konečnému rozhodnutí: Jednoduše necháme sondu spadnout do jednoho z kráterů a pak se podíváme, zda se v prostoru neobjevily vodní páry. Lunar Prospector již stejně ukončil svoji misi a na povrch Měsíce by se dříve nebo později zřítil. Pohled na srazku z boku (zdroj NASA/Ames Research Center)Novodobé kamikadze přitom může do okolí vymrštit až několik desítek kilogramů vody, jejíž páry lze odhalit pomocí vesmírných i pozemských observatoří. Existence vody, eventuálně radikálu OH pak bude definitivním důkazem. NASA myšlenku přijala za svou a byrokratický úřad po dohodě s vědci rozhodl, že se klíčová srážka uskuteční 31. července tohoto roku.  
"Zatímco pravděpodobnost úspěchu není vysoká, vědecký potenciál celé akce může být obrovský," řekl jeden ze zúčastněných dr. Guenter Riegler. Pokud půjde vše podle plánu, pak se válcová sonda o hmotnosti 160 kilogramů zřítí rychlostí 6200 kilometrů v hodině do jednoho z bezejmenných kráterů přesně v 11 hodin 52 minut našeho času. Vše je načasováno tak, aby byl Měsíc pozorovatelný na nočním nebi v oblasti mezi Texasem a Havají, kde se nacházejí důležité astronomické observatoře.  
Podle scénáře uskuteční Prospector závěrečný manévr třicátého července, kdy se dostane na  protáhlou dráhu s maximální vzdáleností dvě stě kilometrů nad měsíčním povrchem. Druhý den přiletí pólu pod úhlem šest stupňů k bezejmennému kráteru neformálně označovaného Mawson, lehce překoná jeho okrajový vál a dopadne na dno ponořené do věčného stínu. Kinetická energie sondy bude stejná jako má dvoutunový náklaďák řítící se rychlostí 1800 kilometrů v hodině!  
Bohužel, jelikož se čtyřicetikilometrový kráter nachází mimo zorné pole pozemských radioteleskopů, neznáme z části jeho přesný profil. Průřez cílovou oblastí je proto na přiloženém obrázku vyznačen pouze čárkovanou čarou, symetrickou vůči probádané části. "Pokud nám bude přát štěstí, pak se sonda strefí do míst, kde se nachází směs měsíčního prachu a vodního ledu," dodala Lisa Chu-Thielbar. "V prvních několika sekundách po srážce snad velkými pozemskými dalekohledy spatříme rozplývající se prachový oblak. Záleží na tom, kolik materiálu bude vyvrženo do prostoru a také, jak vysoko vystoupí nad okraj." Viz též jedna z počítačových simulací (mpeg, 2 MB).  
"Celá kolize bude vypadat obdobně, jako když se vám podaří na koupališti skočit "placáka". Většina vody vyšplouchne na všechny strany," dodal k popisu dr. David Goldstein. "Po nárazu se uvolní kolem dvaceti kilogramu vody ohřáté na teplotu více než sto stupňů Celsia. Kromě toho se kolem místa srážky v okolí Radarovy snimek jizniho polu s trajektorii letu (zdroj Cornell University), svetle oblasti ve vecnem stinuněkolika kilometrů čtverečních rozstříkne směs prachu a vody. Vodní páry začnou stoupat nad povrch a pouhé čtyři sekundy po dopadu se dostanou za okraj čtyři kilometry hlubokého kráteru." Ostatně zde si můžete prohlédnout krátkou názornou simulaci rozšiřujícího se oblaku molekul OH (mpeg, 450 kB).  
"Ultrafialové sluneční fotony začnou prakticky ihned rozbíjet molekuly vody na vodík a hydroxyl (OH). V případě dostatečné hustoty pak radikál OH objevíme svítit v ultrafialovém oboru spektra. Oblak bude přibližně čtvrt hodiny vycházet a stejnou dobu opět mizet na měsíčním povrchu." Měsíc tak nejméně na jednu hodinu získá řídkou atmosféru, či spíše exosféru o tloušťce padesát až sto kilometrů.  
Zúčastnění vědci dosud získali čas na několika významných observatořích: Na prvním místě jmenujme Hubblův kosmický dalekohled, téměř třímetrový teleskop McDonald Observatory v Texasu, Keckův dalekohled na Mauna Kea a dívat se bude i americká mikrovlnná observatoř SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite), která jako jedna z mála dokáže odhalit v infračerveném oboru spektra přítomnost samotné vody.  
Je však nutné podotknout, že množství vodních par a hydroxylu může být natolik malé, že nikdo nespatří vůbec nic. Každopádně si na definitivní výsledky počkáme zhruba tři měsíce. Negativní závěry však v žádném případě existenci kapaliny, která je v měsíčních podmínkách cennější než zlato, nevyvrátí. Molekuly vody mohou být vázány v minerálech a kromě toho, srážka nemusí vymrštit do prostoru dostatečné množství materiálu. Je také možné, že Lunar Prospector jednoduše mine cílovou oblast a spadne buď úplně mimo kráter, anebo na jeho Sluncem osvětlený okraj. Může tedy nastat spousta nejrůznějších situací, na kterých celá akce ztroskotá. Ať tak či onak, jedno je jisté: za minimální částku několika desítek milionů amerických dolarů jsme se o Měsíci díky sondě Lunar Prospector dozvěděli nevídané. A kdo ví co nás čeká na samotném konci její existence? Už brzy, už brzy...  
  
Podle materiálů NASA, JPL a dalších
 
 
  
Kliknutim se podivate na cely obrazek (jpg 315 kB)Po stopách modrých opozdilců  
  
Vesmír je plný exotických objektů. Některé z nich se ale chovají, jako kdyby se narodili na Zemi. Stejně jako chameleón, který se tváří být někým úplně jiným, jsou i hvězdy, jež matou pozorovatele svým vzezřením. Říkáme jim "modří opozdilci".  
Jejich opožděnost samozřejmě nikterak nesouvisí s mentálním vývojem, nýbrž s vývojem hvězdným. Blue Stragglers (jak se označují v anglické literatuře) jsou stálice, které jsou na první pohled modré. To znamená, že jsou velmi horké. Tváří se jako nové, mladé a relativně hmotné (asi dvě hmotnosti Slunce) hvězdy. Jejich maskování ovšem kazí velmi rychlá rotace: Tyto objekty se totiž otáčejí až sedmdesátpětkrát rychleji než naše mateřská hvězda. A to mladé hvězdy dělat nemohou. Jak je to možné?  
Odpovíme-li na tuto otázku, dostaneme se k samotnému meritu věci. Modří opozdilci totiž vůbec mladí nejsou. Pokud byste se rozhodli na nějakého takového kosmického chameleóna podívat, doporučuji vám navštívit kulovou hvězdokupu, kupříkladu M 80. Tam jich asi najdete nejvíce. Kulové hvězdokupy jsou jedny z nejstarších objektů Galaxie a zároveň také nejbohatší na hvězdy. V kouli o průměru asi dvaceti parseků můžete napočítat mnoho desítek tisíc hvězd. V některých případech obsahují tyto "jehelníčky" téměř milion stelárních objektů. Prostorová hustota hvězd ve hvězdokupě roste směrem k centru, nebo raději těžišti a tak je zde skutečně velmi husto. Krom toho poblíž centra sviští poměrně velkými rychlostmi hvězdy z okrajových partií kupy, které k tomu nutí gravitace celého systému. 
Čas od času se může stát, že se k sobě hvězdy přiblíží natolik, že se nevyhnou a srazí. To je jedna z teorií, která existenci Modrých opozdilců vysvětluje. Druhá možnost je, že se tyto objekty rekrutují z řad velmi těsných dvojhvězd. Jedním z těchto mechanizmů tedy vznikají hvězdy, které znají astronomové teprve čtyřicet pět let. První opozdilce objevil Allan Sandage v kulové hvězdokupě M 3. V kulové hvězdokupě, kde jsou všechny hvězdy téměř stejně staré, hodně staré, byl objev nových a mladých hvězd skutečným překvapením. Astronomové si dlouho lámali hlavu nad tím, jak se tam tyto objekty dostaly, respektive -- jak se tam mohly tak nedávno narodit.  
Zdá se, že tato hádanka se přestěhuje z přihrádky astronomických otazníků mezi zodpovězené problémy. Modří opozdilci tak přes všechno své maskování konečně dostanou pravou tvář.  
  
Podle Hubble Heritage
 
 
  
Foto The Discovery ChannelNa hladině!  
  
Když sebou 21. července 1961 plácla na hladinu Atlantického oceánu kosmická loď Liberty Bell 7, byl důvod k velkolepé oslavě. Virgil Grissom, který byl na palubě, se totiž stal druhým Američanem, jenž nakoukl do vesmíru. A po Juriji Gagarinovi třetím člověkem vůbec. Radost nezkalilo ani to, že jednalo "pouze“ o balistický let a že se krátce po přistání kabina potopila. Když se v prosluněné ráno tuto středu 21. července 1999 Liberty Bell 7 ocitla znovu na denním světle, šampaňské zase teklo plným proudem. Tentokráte však znamenalo příjemnou tečku za nelehkou podmořskou výpravou...  
Tato kosmická loď typu Mercury se do vesmíru vydala na den před třiceti osmi roky. Virgil Grissom s ní odstartoval přesně ve 14 hodin 30 minut našeho času. Po 15 minutách a 37 sekundách přitom dosedl ve vzdálenosti necelých pět set kilometrů do kosmodromu Cape Canaveral (zhruba pět kilometrů od středu cílové oblasti), přičemž vystoupal do výšky 190 kilometrů při ohromujícím přetížení 11 G. Jelikož nosná raketa Redstone nebyla dostatečně výkonná na to, aby loď spolu s astronautem vynesla až na oběžnou dráhu, hověl si astronaut v beztížném stavu pouhých pět minut.  
Úkolem mise bylo ověřit zda jsou kosmické lety pro člověka vůbec bezpečné. Kromě toho prošla zatěžkávací zkouškou i kabina: oproti původní verzi měla zvětšený průzor, lepší ovládací systém a nové otevírání dveří. Právě tahle část, na zemi ovšem důsledně odzkoušená, však zklamala.  
Foto The Discovery ChannelKrátce po přistání, ještě před tím než kabinu zachytil vojenský vrtulník, totiž došlo k nečekanému odpálení vstupních dveří. Liberty Bell 7 začala nabírat vodu a klesat ke dnu. Grissom se naštěstí dostal ven na hladinu, nicméně záchranná helikoptéra již příliš těžkou loď neunesla a ta vzápětí klesla na dno. Nechybělo málo a osud kosmické lodi následoval i astronaut. Naštěstí se jej podařilo na poslední chvíli zachránit.  
Virgil Grissom byl zkušený vojenský pilot. Zúčastnil se stovky letů během Korejské války (za což dostal nejvyšší vojenská vyznamenání) a ve vzduchu strávil více než několik tisíc hodin. Není tedy divu, že byl v roce 1959 vybrán do oddílu prvních sedmi amerických astronautů. Přesto všechno, k jeho samotnému úžasu, začali někteří inženýři i technici NASA a s nimi novináři spekulovat, zda nehodu nezpůsobil svoji nepozorností či zazmatkováním. Vyšetřování však tuto domněnku nepotvrdilo a astronaut byl dokonce přijat do dalších projektů. Dvacátého třetího března 1965 se proto do vesmíru vydal znovu, na palubě Gemini 3 spolu s Johnem Youngem. Třikrát oblétli Zemi a důkladně otestovali novou kosmickou loď. Málo nechybělo a Grissom se procházel i po Měsíci. Při havárii Apollo 1 27. ledna 1967, kdy při jedné rutinní zkoušce došlo k požáru na palubě, ovšem uhořel spolu s Ed Whitem a Rogerem Chaffe. Bylo mu 40 let.  
Tajemství "proč Liberty Bell 7" klesla ke dnu, si tedy Grissom vzal do hrobu. Jediný, kdo mohl vnést do celého případu světlo, byla samotná kosmická loď -- uskladněná v hloubce čtyři kilometry. O její vyzdvižení neměl nikdo zájem (pro NASA se jednalo o nákladnou věc) a tak se dlouho dobu zdálo, že skutečnost zůstane navěky nejistá.  
Liberty Bell 7 pred 38 lety (foto NASA)Vše ale změnil Američan Curt Newport, jenž se specializuje na hledání nejrůznějších podmořských vraků. Od roku 1985 pečlivě studoval nejrůznější záznamy NASA a po čtrnácti létech, za přispění televizního kanálu Discovery Channel a Kansaského vesmírného muzea nakonec vrak našel a vyzdvihl na hladinu. (Připomeňme, že se kabinu podařilo objevit již počátkem května, posádka však během bouře přišla o dálkově ovládanou ponorku.)  
Jak sami šťastní nálezci popsali, v kabině vyzdvižení pomocí několikakilometrového kevlarového lana byl cítit sirný zápach. V jejím nitru volně visí dráty, zřetelné jsou nánosy rzi a šedé i zelené řemeny, na nichž byl připoután Grisom a jeho padák. Liberty Bell nyní ve speciálním kontejneru putuje do Kansas Cosmosphere and Space Center v Hutchinsonu, kde bude restaurována a poté i vystavena.  
Bohužel vše naznačuje, že se zajímavý střípek historie kosmického výzkumu nepodaří nalézt. Pátračům se totiž nepodařilo lokalizovat vstupní, předčasně odpálené dveře, které jediné ukrývají pravdu. Klíčem mohl být i záznam na filmové kameře, jež byla součástí Liberty Bell 7. I ta však byla poškozena a její pásek zničen. "Nemyslím si, že existuje nějaký způsob, jak nalézt odpověď," komentoval prohlídku Newpost. "Objev kosmické lodi je však dostatečným úspěchem.“  
  
Podle zpráv na Internetu (foto The Discovery Channel)
 
 

J. Grygar (foto IAN)Žeň objevů 1998  
Ročník XXXIII, díl III.  

2. Hvězdy  
2.1. Slunce  
Úplné zatmění Slunce 11. srpna 1999, viditelné u našich jižních sousedů, oživuje otázku, kdy se takové úkazy daly v průběhu posledního tisíciletí pozorovat u nás. V Praze byla viditelná úplná sluneční zatmění 7. 6. 1415 a 12. 5. 1706 jakož i prstencové zatmění 1. 10. 1502. Příští úplné zatmění v Praze bude pozorovatelné až 7. října 2135. Průměrný interval mezi úplnými zatměními na daném místě zemského povrchu činí 360 let.  
Poslední úplné zatmění Slunce v Evropě bylo pozorováno před čtyřiceti lety, a to je asi ten hlavní důvod, proč je v době sepisování tohoto přehledu celý kontinent vzhůru nohama. Při letošním zatmění by při troše štěstí mělo být možné pozorovat očima jednak nějakou Perseidu a jednak i velmi vzdálené hvězdy (Rigel a Deneb) pouhým okem -- komu se to kdy povede téměř v pravé poledne!  
A. Conway aj. se zabývali možností předpovědi maxima 23. cyklu sluneční činnosti (cykly se počítají od slunečního minima v roce 1755) a ukázali, že dostatečně přesná předpověď na úrovni 10 procent v určení okamžiku maxima a jeho relativního čísla je dosud nemožná. W. Dziembowski aj. potvrdili, že poslední minimum sluneční činnosti nastalo v čase 1996,8 roku. R. Oliver aj. ukázali, že vysoce energetické sluneční erupce se opakují v periodě 152 až 158 dnů, a že plochy skvrn kolísaly v periodě 158 dnů v letech 1874-1993. Efekt byl nejzřetelnější u vysokých cyklů, zejména u rekordního cyklu 19, ale vymizel po 21. cyklu.  
Podle D. Gougha a M. McIntyra se totiž uvnitř zářivé zóny Slunce vyskytuje silné magnetické pole řádu 0,1 mT, vázané na homogenní rotaci slunečního nitra. Nad touto zónou se pak nachází přechodová vrstva (tachoklina) a tam začíná diferenciální rotace slunečního tělesa, neboť -- jak známo -- sluneční povrchu rotuje rychleji na rovníku než v okolí pólů. Souhrnné údaje o měření magnetického pole Slunce jako hvězdy uveřejnili V. Kotov aj. na základě 2457 dnů měření magnetografem na Mt. Wilsonu. Pole má obvykle indukci řádu desítek mikroT, výjimečně až 300 mikroT a kolísá s periodami 26,9 až 28,1 dne.  
Naprosto nezastupitelnou roli při výzkumu Slunce sehrála jedinečná družice/sonda SOHO, která odstartovala ze Země v prosinci 1995 a v únoru 1996 se usadila v Lagrangeově bodě L1 soustavy Slunce-Země, odkud pomocí 11 přístrojů sledovala Slunce nepřetržitě po dobu více než dvou let. Objevy SOHO jsou tak významné a početné, že by stálo za to jim věnovat zvláštní přehled. Rozhodně však nemohu vynechat zprávu o pozorování A. Kosovičeva a V. Žarkové, kteří pomocí SOHO poprvé prokázali výskyt sluncetřesení v souvislosti se zcela průměrnou erupcí 9. července 1996. Od epicentra erupce se totiž po povrchu Slunce šířily sluncetřesné vlny s amplitudou až 3 km a rychlostí zvyšující se od 10 do 110 km/s, takže jev byl o řád mohutnější, než předvídala teorie. Vlny byly sledovány po dobu 70 minut do vzdálenosti 120 000 km od erupce. Na otevřené Richterově stupnici dosáhlo magnitudo sluncetřesení hodnoty 11,3; bylo tedy 40000krát mohutnější než ničivé zemětřesení v San Franciscu roku 1906. Většina slunečních observatoří mohla z kosmu i ze Země sledovat jednu z největších slunečních protuberancí, jež se objevila 2. června 1998 v časných dopoledních hodinách našeho času a rychlostí 100 km/s stoupala až do rekordní výšky 1 milionu km od Slunce. Teplota plynu v protuberanci dosáhla hodnoty 10 kK a její pohyb byl zřetelně vyvolán přeměnou magnetické energie v kinetickou.  
V dubnu 1998 se na polární dráhu dostala levná, avšak velmi výkonná, sluneční družice TRACE pro výzkum přechodné oblasti mezi chromosférou a korónou. TRACE na sebe upozornila již počátkem května, když pozorovala proces uvolnění magnetické energie ve vysoké atmosféře Slunce v pásmu EUV. Na filmové animaci je dobře patrné, jak se náhle rozvinuly do sebe dvě navzájem kolmé magnetické smyčky a toto krátké spojení (rekonexe) uvolnilo tak velké množství energie, že vzplanula sluneční erupce. Sběrný film ukazuje, jak se úzké pásy sluneční atmosféry dlouhé až 100 000 km ohřívají a zase ochlazují během několika minut. Do konce roku pořídila TRACE již na 700 tisíc snímků s vynikajícím rozlišením. Na snímcích jsou patrné vývoje koronálních smyček i "mechovitý porost" o tloušťce asi 2000 km, vznášející se nad fotosférou ve výšce asi 3000 km a ohřátý na 1 MK. Tento porost souvisí obvykle s fakulemi v chromosféře, odkud pak směrem nahoru vybíhají spikule chladného plynu.  
Podle J. Thomase je tato jemná struktura slunečního povrchu vytvářena nelineární reakcí stoupajícího magnetického pole na turbulentní konvekci těsně pod povrchem Slunce. Pole se přenáší od základny konvektivní zóny vztlakem a difúzí. Naneštěstí jsou však magnetické trubice tenčí než nynější rozlišení přístrojů (0,2"; tj. 140 km na povrchu Slunce), takže došlo ke kuriózní situaci, kdy teorie jevů v přechodové oblasti na povrchu Slunce předbíhá pozorování. Z teorie vyplývá, že tyto procesy doprovází hlasitý rámus, jelikož při přenosech, proudění a turbulenci vznikaji globální akustické oscilace, využívané v helioseismologii. Podle E. Priesta aj. je právě rekonexe magnetických siločar spolu s turbulentním brzděním v chromosféře hlavní příčinou ohřevu sluneční koróny na teplotu až 6 MK. C. Schrijver aj. uvádějí, že magnetické energie aktivních oblastí ve fotosféře a chromosféře je obrovská a pomocí malých bipolárních magnetických struktur, podléhajících rekonexi, se vskutku takřka samočinně přenáší do koróny.  
Ve Spojených státech stále funguje první neutrinový detektor ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1478 metrů pod zemí. Od roku 1978 do konce roku 1997 zde bylo získáno 108 integrálních měření neutrinového toku ze Slunce, jež dala průměr (2,6+-0,2) SNU, tj. asi třetinu očekávaného množství. P. Sturrock aj. tvrdí, že v datech odhalili nečekaný šířkový efekt, související s měnící se heliografickou šířkou pozorovaného středu slunečního kotouče. Tato šířka kolísá během roku v rozmezí +-7,5 stupně a autoři nalezli variace neutrinového toku s periodou 12,9 cyklů za rok. Pokud by se tento překvapující výsledek potvrdil, znamenalo by to patrně, že sluneční neutrinový tok je ovlivňován magnetickým polem v zářivé zóně pod povrchem Slunce. Pokud je zmíněný deficit slunečních neutrin vskutku způsoben oscilacemi neutrin, údajně odhalenými v japonském detektoru Superkamiokande, pak by se to mohlo potvrdit v galiových detektorech GALLEX a SAGE, jejichž časové rozlišení je lepší než u chlórového detektoru Homestake, neboť by se zde měla projevit neustále kolísající vzdálenost Země od Slunce v průběhu kalendářního roku.  
V Kanadě byl v květnu 1998 uveden do chodu dlouho připravovaný experiment SNO s detekcí slunečních neutrin pomocí těžké vody. Zařízení se nachází v niklovém dole Inco Creighton poblíž Sudbury a bylo vybudováno od roku 1990 za 70 milionů dolarů. Průhledná kulová akrylová nádoba obsahuje 1000 t těžké vody v hodnotě 300 milionů dolarů, zapůjčené od kanadské Komise pro atomovou energii. Průlety všech typů neutrin nádrží jsou detektovány 9500 fotonásobiči, přičemž aparatura dokáže rozlišit jednotlivé typy neutrin od sebe.  
  
2.2. Exoplanety a hnědí trpaslíci  
Počátkem roku byl uzavřen spor, zda periodické změny radiálních rychlostí hvězdy 51 Pegasi nejsou náhodou vyvolány pomalými oscilacemi rozměrů hvězdy, jak se domníval D. Gray, což by znamenalo, že kolem hvězdy neobíhá žádná exoplaneta o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem. A. Hatzes aj. totiž získali mimořádně kvalitní spektra hvězdy během 18 nocí v létě 1997 a žádné oscilace přitom nenašli. Prakticky současně sám hlavní kritik D. Gray zveřejnil práci, v níž ukázal, že jeho námitka vycházela z nedostatečně přesných spektrálních měření, takže fakticky šlo o pouhý šum. Totéž prokázali jak pro 51 Peg tak pro tau Boo také T. Brown aj. Tím dostalo objevování exoplanet prostřednictvím přesných měření periodického kolísání radiálních rychlostí definitivní požehnání a objevů exoplanet od té doby utěšeně přibývá.  
G. Marcy aj. ohlásili objev dosud nejbližší exoplanety u rekordně lehké hvězdy Gliese 876 (sp. dM4; T = 3200 K) o hmotnosti 0,32 Mo, vzdálené od nás pouze 4,7 pc - je to v pořadí 53. nejbližší hvězda ke Slunci. Exoplaneta má hmotnost větší než 1,9 Mj a obíhá kolem mateřského červeného trpaslíka ve vzdálenosti 0,2 AU v periodě 61 dnů. X. Delfosse aj. ukázali, že dráha exoplanety je velmi protáhlá s výstředností e = 0,3. D. Queloz a M. Mayor našli exoplanetu u hvězdy 14 Her (Gliese 614; sp. K), vzdálené od nás 18 pc. Exoplaneta má hmotnost větší než 3,3 Mj a obíhá kolem mateřské hvězdy po protáhlé (e = 0,36) dráze ve střední vzdálenosti 2,5 AU v periodě 4,4 roky.  
D. Trilling a R. Brown objevili infračervený přebytek záření u hvězdy 55 Cnc (sp. G8), kolem níž obíhá exoplaneta ve vzdálenosti 0,11 AU v periodě 14,65 dne. Přebytek lze objasnit jako cirkumstelární prach typu Kuiperova pásu. Pokud tento pás leží v oběžné rovině exoplanety, pak lze určit její hmotnost na 1,9 Mj. Podobně J. Greaves aj. odhalili pomocí submilimetrových měření aparaturou SCUBA JCMT prsten prachu kolem známé hvězdy epsílon Eridani (sp. K2 V; 0,8 Mo), vzdálené od nás 3,2 pc a mladší než 1 miliarda let. Prsten o hmotnosti alespoň 0,01 Mz má vnitřní hranu ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy a vnější v 60 AU, takže opět velmi připomíná náš Kuiperův pás. Podobně jako u Vegy, Fomalhauta a beta Pic je vnitřek prstenu jakoby prázdný, což sugestivně naznačuje možnost výskytu exoplanet v této oblasti přilehlé k vlastní hvězdě. U epsílon Eri však není naděje na jejich detekci metodou radiálních rychlostí, neboť zmíněný prstenec je skloněn přesně kolmo k zornému paprsku.  
Dobrý argument o vznikání planetární soustavy poskytla též infračervená měření pomocí Keckova dalekohledu II, vykonaná v březnu 1998 M. Wernerem aj. v okolí hvězdy HR 4796 v souhvězdí Centaura. Hvězda stará asi 10 milionů let a vzdálená 70 pc je obklopena rotujícím prachovým diskem o poloměru 100 AU, v němž se však vyskytuje centrální díra o poloměru 50 AU -- právě v této díře již nejspíše vznikly akumulací prachových zrnek planety. M. Jura a J. Turner odhalili poněkud záhadný shluk prachu v akrečním disku kolem staré složky dvojhvězdy HD 44179, obklopené mlhovinou Červený obdélník. Zatímco samotná hvězda se v dohledné době nejspíše stane bílým trpaslíkem, shluk prachu o hmotnosti Jupiteru by se mohl gravitačně zhroutit na opravdovou planetu.  
Do hledání exoplanet metodou periodických změn radiálních rychlostí se od července 1996 vložil Keckův desetimetr se superpřesným spektrografem HIRES. R. Butler aj. tak sledují 420 hvězd hlavní posloupnosti od pozdních typů F až po spektrální třídu M. Prvním výsledkem přehlídky je objev exoplanety u hvězdy HD 187123, vzdálené od nás 48 pc, jež je téměř dokonalým analogem našeho Slunce, neboť má stejnou hmotnost, spektrální typ G3 V (Tef = 5830 K) a svítivost 1,35 Lo (Mbol = 4,37 mag). Podobá se Slunci také rychlostí obvodové rotace, stářím a aktivitou chromosféry. Podle měření zmíněné skupiny kolísá radiální rychlost hvězdy s poloviční amplitudou 72 m/s v periodě 3,1 dne, což je tedy oběžná doba exoplanety s hmotností větší než 0,5 Mj, obíhající po bezmála kruhové dráze ve vzdálenosti 0,04 AU od mateřské hvězdy. Není divu, že při tak rekordně malé vzdálenosti od hvězdy je povrch exoplanety ohřát na 1400 K.  
Zatím známe asi 20 substelárních objektů o hmotnostech od 0,45 do 50násobku hmotnosti Jupiteru, jež se nacházejí ve vzdálenostech od 0,04 do 4 AU od mateřské hvězdy a mají povrchové teploty od 200 do 1500 K. V jejich atmosféře nacházíme při teplotách nižších než 1300 K především metan, při teplotách pod 600 K pak čpavek. Zdrojem atmosférické opacity je zde molekulární vodík, dále voda, metan i čpavek.  
Na rozdíl od hledání substelárních objektů metodou radiální rychlostí není zatím úplně jasné, zda se může zdařit jejich nalezení z velmi přesné fotometrie, když exoplaneta či hnědý trpaslík periodicky přechází přes disk mateřské hvězdy. Největší podezření budila dvojhvězda CM Draconis, skládající se ze dvou trpaslíků spektrální třídy M4,5, u níž bylo od března 1996 do března 1998 údajně pozorováno 17 poklesů jasnosti o hloubce 0,08 mag. Kontrolní měření však ukázala, že šlo jako již mnohokrát o planý poplach, způsobený nedostatečnou kalibrací citlivých fotometrických měření. Pokud se vůbec v této těsné dvojhvězdě nachází exoplaneta, musí mít poloměr menší než trojnásobek poloměru Země a oběžnou dobu delší než 30 dnů -- jinak by už byla z fotometrie odhalena.  
Mezitím se však začíná prosazovat zcela odlišná a velmi perspektivní metoda odhalování exoplanet prostřednictvím efektu gravitačních mikročoček, jak ukázali K. Griest a N. Safizadeh. Jde vlastně o speciální případ podvojné gravitační mikročočky, kdy však druhou složkou soustavy není hvězda, nýbrž exoplaneta. Při současné vysoké přesnosti hvězdné fotometrie jde o metodu zdaleka nejcitlivější, neboť dokáže odhalovat exoplanety i na hranicích Galaxie a až do hmotnosti pouhého 10násobku hmotnosti Země. Podmínkou je ovšem příslušné seřazení těles na témže zorném paprsku, tj. nejprve dojde k seřazení vzdálené hvězdy a čočkující hvězdy, čímž se světlo vzdálené hvězdy zesiluje, a pak se buď na vzestupné či na sestupné větvi této světelné křivky objeví malý zoubek, trvající pouze několik hodin -- a to je příznak přítomnosti exoplanety.  
Tato předpověď se dramaticky potvrdila v červenci roku 1998, kdy bylo na Mt. Stromlo v Austrálii v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček MACHO v galaktické výduti odhaleno zjasnění hvězdy MACHO98-BLG-35 a jeho průběh byl podrobně sledován také dalekohledy na Novém Zélandu, v USA a Japonsku. Tak se podařilo I. Bondovi aj. a P. Yockovi na vzestupné větvi klasické světelné křivky pro gravitační mikročočku odhalit několik hodin trvající zoubek (přídavné zjasnění) asi o 10 procent, které lze interpretovat jako přechod exoplanety, jež kolem mateřské hvězdy (vlastní mikročočky), vzdálené od nás asi 9 kpc a s hmotností asi 0,4 Mo, obíhá ve vzdálenosti 1 až 4 AU při vlastní hmotnosti v rozmezí 1 až 10 Mz (podle S. Rhieho aj. nejpravděpodobněji asi 3 Mz).  
Zmínění autoři odhadují, že obdobně lze objevit jednu exoplanetu o hmotnosti 10 Mz a vzdálenosti 1 AU od mateřské hvězdy asi 5krát ročně a planetu o hmotnosti 1 Mz asi jednou ročně, což jsou velmi příznivé údaje. Zpětně byl ostatně takový zoubek na světelné křivce rozpoznán také u mikročočky MACHO94-BLG-4, kdy příslušná exoplaneta měla hmotnost kolem 5 Mj. Podle M. Albrowa aj. je mezi dosud pozorovanými 200 případy zjasnění pomocí gravitačních mikročoček asi 10 jevů, které v případě, že jsou reálné, lze vysvětlit jako příspěvek exoplanet. Tím více dle G. Gyuka aj. překvapuje, že při známých přehlídkách mikročoček směrem k Velkému Magellanovu mračnu nebyl dosud odhalen ani jeden hnědý trpaslík, když se vcelku logicky předpokládalo, že jejich výskyt by měl být ještě vyšší než výskyt málo hmotných hvězd.  
D. Trilling aj. se s ohledem na těsné resp. výstředné dráhy mnoha obřích exoplanet zabývali vývojem těchto drah a ukázali, že tzv. migrace exoplanet od času jejich vzniku směrem k mateřské hvězdě je naprosto běžná. Pokud by totiž exoplaneta vznikla příliš blízko mateřské hvězdy, nenasbírala by dost hmoty na vznik kovového jádra a nestala by se obří exoplanetou. Náš Jupiter může mít kovové jádro o hmotnosti nanejvýš 10 procent své úhrnné hmotnosti a autoři soudí, že migroval od doby svého vzniku asi o 0,2 AU směrem ke Slunci. Migrace je doprovázena ztrátou hmoty exoplanety a v případě, že probíhá příliš rychle, může se taková exoplaneta dočista rozplynout.  
Jak ukázal A. Tutukov, planety mohou vznikat v blízkosti hvězd všech možných typů, včetně bílých trpaslíků, neutronových hvězd i hvězdných černých děr a rovněž v soustavách těsných dvojhvězd. Asi třetina hvězd hlavní posloupnosti s původní hmotností do 10 Mo má kolem sebe exoplanety. Dráhové hranice pro vznik exoplanet jsou zevnitř i zvenčí dobře definovány. Vnitřní okraj je dán teplotou, při níž se vypaří meziplanetární prach, zatímco vnější okraj se nachází tam, kde již není efektivní akrece meziplanetární látky akumulací. Podle J. Lia aj. mohou skalnatá jádra terestrických planet úspěšně přežít i rozepnutí mateřské hvězdy z hlavní posloupnosti do fáze červeného obra, takže tato jádra mohou nakonec obíhat i kolem bílých trpaslíků.  
V polovině května 1998 uveřejnil A. Boss v britské Nature výpočet přímého vzniku obřích planet z gravitačních nestabilit v akrečním disku kolem vznikající prahvězdy, aniž by bylo potřebí nejprve vytvořit zárodečné kamenné jádro obří planety. Ukázal, že takový vznik je opravdu bleskový, během pouhého století, když prahvězda je stará řádově 105 let. Naproti tomu terestrické planety vznikají srážkovou akumulací planetesimál v akrečním disku během nějakých 108 let. Také obří planety mohou vznikat srážkovou akumulací, tj. nejprve se vytvoří kamenné jádro o hmotnosti asi o řád vyšší než je hmotnost Země, a na ně se pak nabalí plynné obaly během řádově 107 let.  
Právě 14 dnů po publikaci Bossovy práce oznámili S. Terebeyová aj., že pomocí NICMOS HST zobrazili okolí dvojhvězdy TMR-1A,B (IRAS 04361+2547) v molekulovém mračnu v Býku, vzdálené od nás 140 pc. Dvojhvězda je stará asi 300 tisíc roků a její úhrnná svítivost činí 3,8 Lo. Na snímku nalezli obloukové svítící vlákno, vycházející z dvojhvězdy, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny 42 AU, a na jehož opačném konci je patrný slabě svítící bod C. Odtud usoudili, že jde o objekt, vyvržený před 1000 roků z okolí samotné dvojhvězdy jakousi obdobou gravitačního praku pro kosmické sondy. Objekt C o svítivosti menší než 0,001 Lo a hmotnosti mnohonásobku Mj se od mateřské dvojhvězdy vzdaluje rychlostí 10 km/s, takže se nyní nalézá již asi 1400 AU od dvojhvězdy. Povaha objektu není známa, ale autoři objevu se domnívají, že nejspíše půjde o obří exoplanetu či hnědého trpaslíka, jenž při svém úprku za sebou nechává kondenzační stopu, která ho nakonec prozradila. Bossův mechanismus vzniku obřích exoplanet by tak získal překvapivě rychlou pozorovací podporu.  
Podle Bosse může do téže kategorie patřit i dvojhvězda L1551 v infračerveném katalogu IRS5, kterou pomocí rádiového interferometru VLA studovali na vlnové délce 7 mm L. Rodriguez aj. s lineárním rozlišením 7 AU. Dvojhvězda je vzdálena 150 pc a její složky jsou od sebe 45 AU daleko. Každá složka je obklopena protoplanetárním diskem o průměru asi 20 AU a hmotnosti 0,05 Mo (zárodečný disk sluneční soustavy měl podle všeho pouze 0,01 Mo). Boss se domnívá, že i v tomto případě jsou vhodné podmínky pro katapultování obří exoplanety do mezihvězdného prostoru, obdobně jako u TMC-1. Naproti tomu se nepotvrdil předloňský objev A. Schultze aj. údajného substelárního průvodce nejbližší hvězdy Proximy Centauri (=Gliese 551) ze snímků HST. Podle D. Golimowského a D. Schroedera šlo o nějaký záhadný artefakt na snímku.  
Podrobnou teorii vlastností hnědých trpaslíků a obřích exoplanet předložil A. Burrows. Modely objektů v rozmezí hmotností 0,00025 až 0,25 Mo dávají horní mez pro hnědé trpaslíky 0,074 Mo za předpokladu, že jejich chemické složení je shodné se slunečním. Horní mez jejich svítivosti pak vychází na 6.10-5 Lo, zatímco spodní mez pro svítivosti hvězd činí 5.10-4 Lo. Pokud však v hnědých trpaslících zcela chybí "kovy", může jejich hmotnost dosáhnout dokonce 0,092 Mo a svítivost až 1,3.10-3 Lo, zatímco jejich poloměry na chemickém složení ba ani na hmotnosti příliš nezávisejí a pohybují se kolem 0,1 Ro 
Spodní mez hmotnosti hnědých trpaslíků se odhaduje na 0,075 Mo; tj. pod touto mezí hovoříme o obřích exoplanetách. V jádrech hnědých trpaslíků i obřích exoplanet se nacházejí vodík i hélium pod velkým tlakem v kapalném či dokonce kovovém stavu při hustotách až 2000násobku hustoty vody a centrální teplotě až 2,7 MK.  
Pokud je hmotnost hnědého trpaslíka vyšší než 0,013 Mo, proběhne v jeho raném mládí za 1 až 100 milionů let omezená termonukleární reakce, při níž se spotřebuje veškeré deutérium. Pro hnědé trpaslíky s hmotností přes 0,06 Mo se podobně spotřebuje i lithium. Nitro hnědých trpaslíků je plně konvektivní; pouze ve vnější tenké atmosféře probíhá přenos energie zářením. Pokud je teplota atmosféry hnědého trpaslíka nižší než 2500 K, objevují se v ní zrníčka silikátů. Vodní mračna u exoplanet lze předpokládat při teplotě atmosféry do 400 K a čpavková oblaka při teplotě pod 200 K. Podle C. Tinneyho jsou hnědí trpaslíci vlastně nepovedené hvězdy s hmotností nanejvýš 0,07 Mo, jejichž úhrnný počet však nestačí na vysvětlení podstaty skryté hmoty v Galaxii. V jejich atmosférách se pozoruje spojité záření horkého prachu a pásy metanu.  
Prototypem hnědých trpaslíků je objekt Gliese 229B, objevený H. Nakajimou aj. v roce 1995. Povrchová teplota tohoto objektu činí podle B. Oppenheimera aj. asi 950 K a v jeho atmosféře se nacházejí metan, voda, CsI a oxid uhelnatý, zatímco oxidy titanu a vanadu jakož i hydridy železa a vápníku zcela chybějí. A. Schultz aj. využili STIS HST k přímému zobrazení tohoto nejbližšího a nejchladnějšího známého hnědého trpaslíka, jenž se nalézá 7,5" od mateřské hvězdy Gl 229A. Odvodili odtud jeho hmotnost v rozmezí 0,04 až 0,055 Mo. D. Golimowski aj. prokázali společný pohyb páru Gliese 229 A+B, vzdáleného od nás 5,8 pc, a současně vyloučili možnost, že se v jeho okolí nachází ještě nějaký další průvodce do mezné I = 24,5 mag. Hnědý trpaslík má poloměr zhruba stejný jako Jupiter a svítivost pouze 6,4.10-6 Mo. Stáří této soustavy odhadli v rozmezí 1 až 5 miliard let. T. Nakajima aj. využili snímků z HST k odvození elementů dráhy hnědého trpaslíka B vůči složce A. Při vzdálenosti průvodce 32 AU a výstřednosti dráhy větší než e = 0,25 činí jeho oběžná doba kolem složky A plných 236 let. Hnědý trpaslík má hmotnost asi 47 Mj 
Dosud nejbohatším lovištěm hnědých trpaslíků se stala známá mladá (120 milionů let) otevřená hvězdokupa Plejády v Býku, vzdálená od nás 116 pc. L. Festin zde ohlásil objev dalších čtyř hnědých trpaslíků, mezi nimiž je i objekt NPL40 o hmotnosti pouhých 0,04 Mo. Také E. Martín aj. nalezli další tři hnědé trpaslíky pomocí infračervené fotometrie v pásmu I a ze spektrálního rozboru zjistili, že v jejich atmosférách chybějí pásy molekuly TiO, ale zato se tam vyskytují pásy molekul CaH, CrH a VO. Rozhodli se proto zavést novou spektrální třídu L, charakterizovanou teplotou nižší než 2200 K a hmotností objektů 0,04 Mo. Pomocí infračervené družice ISO objevili F. Comerón aj. nejméně 3 jisté a 5 pravděpodobných hnědých trpaslíků v molekulovém mračnu kolem hvězdy ró Oph, jež je od nás vzdáleno necelých 140 pc. Hmotnosti těchto hnědých trpaslíků jsou vesměs vyšší než 0,02 Mo a jejich povrchové teploty dosahují minimálně 2500 K. Tyto objekty nejsou starší než 3 miliony let.  
A. Maggazzú aj. našli prvního kandidáta na hnědého trpaslíka v otevřené hvězdokupě Praesepe v souhvězdí Raka, vzdálené od nás 180 pc. Objekt RP1 má I = 21,0 mag a barevný index I-K = 4,6 a jeho hmotnost leží v rozmezí 0,06 až 0,08 Mo 
  
2.3. Prahvězdy  
I. Contopoulos a D. Kazanas upozornili, že v závěrečné fázi smršťování prahvězdy na hvězdu hlavní posloupnosti se uplatní Poyntingův-Robertsonův brzdný efekt v akrečním proudění kolem centrálního hroutícího se jádra. Vznikají tak silné azimutální elektrické proudy, jejichž indukcí vzniká i mocné magnetické pole. E. Churchwell zjistil, že bipolární proudy molekulového plynu, vytékající z velmi hmotných prahvězd, obsahují více hmoty než samotná prahvězda, řádově až 100 Mo! Je téměř nepochopitelné, jak lze tak velké hmoty urychlovat na supersonické výtokové rychlosti, aniž by se látka příliš ohřála a molekuly rozpadly. Zdá se, že proudy vznikají následkem přítoku kosmické látky, padající na prahvězdu, což nakonec vyvolává pozorované bipolární výtoky v kuželu o vrcholovém úhlu řádu desítek úhlových stupňů, přičemž ročně tak prahvězda ztrácí molekulární plyn o hmotnosti řádově 10-3 Mo 
L. Greenhill aj. studovali molekulární výtoky z velmi hmotných prahvězd v obřím molekulovém mračnu v Orionu OMC-1. Nalezli tak velké množství právě vznikajících prahvězd nebo extrémně mladých hvězd. Z měření v silikátových pásmech vyplývá, že prahvězdy jsou zdrojem bipolárních kuželovitých výtoků, měřitelných až do 60 AU od prahvězdy. Rychlost výtoku zde dosahuje až 100 km/s. Naproti tomu v rovníkové rovině prahvězdy probíhá výtok rychlostí jen 18 km/s, ale zato jej lze pozorovat až do vzdálenosti 1000 AU.  
K. Malfait aj. popsali infračervené spektrum velmi mladé hvězdy HD 100546, pořízené družicí ISO v roce 1996. V disku, obklopujícím hvězdu, objevili emisní čáry C a O, vydávané zrníčky silikátů, ne nepodobné spektru komy komety Hale-Bopp. Jde o velmi ranou Herbigovu hvězdu třídy Ae/Be nepatrně starší než 10 milionů let, vzdálenou od nás 103 pc. Autoři soudí, že hvězda je zcela jistě obklopena družinou obřích exoplanet a obdobou Oortova oblaku komet z naší sluneční soustavy.  
E. van Dishoeck a G. Blake se zabývali chemickým vývojem oblastí, v nichž vznikají hvězdy. Ukázali, že podnětem ke vzniku hvězd je gravitační hroucení molekulového mračna, přičemž se kolem zárodku hvězdy vytváří akreční disk ve vzdálenosti 100 až 10000 AU od centra prahvězdy, tvořený převážně ledovými planetesimálami. Jakmile se prahvězda změní díky termonukleární reakci na hvězdu, ohřeje se její okolí jednak rázovými vlnami a jednak samotným zářením. To vede k vypařování ledů a organických molekul. V disku se pak pozorují emise SiO, OH a H2O. Podobně V. Mannings studoval infračervené spektrum hvězdy HR 4794A, staré asi 10 milionů let a nalezl kolem ní prachový disk, zcela obdobný diskům kolem Fomalhauta nebo Vegy. Disk se rozprostírá ve vzdálenosti od 35 AU do 130 AU, přičemž jeho teplota klesá od 250 do 100 K. Blíže ke hvězdě se patrně nacházejí exoplanety, obdobně jako u Fomalhauta, kde stopy disku mizí ve vzdálenosti menší než 30 AU od hvězdy.  
E. Vitričenko zkoumal proměnné hvězdy BM Ori a V1016 Orionis, patřící do známého Trapezu a ukázal, že jejich sekundární složky jsou obklopeny prachovými zrníčky grafitu nebo oxidu křemičitého. Jelikož bod tání křemene činí 2100 K, je pravděpodobnější, že jde o silikátová zrníčka v prachových obalech s teplotami 1320 a 1600 K. A. Whitworth aj. ukázali, že hvězdy v Trapezu vznikají v hustých hvězdokupách se vzájemnou vzdáleností hvězdných zárodků menší než 104 AU a ponejvíce jako dvojhvězdy s typickou vzdáleností složek 10 až 100 AU. Složky dvojhvězd kolem sebe obíhají většinou po velmi výstředných drahách a v nejranějších fázích jejich vývoje proto dochází k jejich silnému vzájemnému ovlivňování. Akreční disky si uchovávají vysokou hmotnost po dobu asi 30 tisíc let od vzniku soustav. Tak lze mj. objasnit složitou strukturu již dříve zmíněné dvojhvězdy TMR-1 v Býku. Tento systém zkoumali D. Brown a C. Chandler pomocí pásů CO na vlnové délce 2,7 mm. Obě složky dvojhvězdy jsou obklopeny cirkumstelárními obálkami s poloměry asi 1000 AU, které obsahují hmotu 0,3 resp. 0,5 Mo. Horní mez akrece hmoty složek z příslušných obálek činí 4.10-7 Mo 
  
2.4. Hvězdná astrofyzika  
R. Neuhäuser a W. Brandner určovali parametry 21 mladých hvězd, původně objevených družicí ROSAT, pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Prokázali tak, že jde o hvězdy staré jen 1 až 15 milionů let, nacházející se ještě před hlavní posloupností. V jejich atmosférách objevili silně zastoupené lithium, což je zřetelný doklad časného mládí hvězd, jelikož lithium se rychle ničí v hlubších konvektivních vrstvách hvězd. A. Gómez aj. odvodili z měření družice HIPPARCOS průběh H-R diagramu pro 1000 pekuliárních hvězd tříd Bp a Ap. Ukázali, že jde o hvězdy mladší než 1 miliardu let, spadající vesměs do diskové populace Galaxie. Pokud jsou některé hvězdy zachyceny daleko od galaktické roviny, pak se vesměs vyznačují vysokými prostorovými rychlostmi.  
J. Kirpatrick aj. zavedli už zmiňovanou novou spektrální třídu L na základě dvoumikronové přehlídky hvězdných spekter. Objekty této přechodné třídy (hnědí trpaslíci) vykazují ve spektru pásy molekul FeH a CrH.  
Letos uplynulo 60 let od epochální práce H. Betheho, jenž ukázal, že zdrojem energie hvězd hlavní posloupnosti je cyklus CNO v jejich nitru. Až po skončení druhé světové války, když už byla k dispozici vodíková puma, prokázali E. Fermi a I. Turkevich, že v raném vesmíru nelze vytvořit uhlík, jelikož neexistují stabilní atomová jádra s 8 nukleony v jádře. Nicméně lehčí jádra, tj. helium až bór, lze v raném vesmíru vytvořit, jak ukázali roku 1964 J. Doroškevič a I. Novikov i R. Dicke aj. o rok později. Dnes víme, že jádra těžší než uhlík byla ve vesmíru zastoupena již pro hvězdné soustavy s kosmologickým červeným posuvem z = 4,5; tedy sotva miliardu let po velkém třesku.  
Tím kuriózněji vyznívá práce, kterou loni publikovali známí kritici teorie velkého třesku G. Burbidge a F. Hoyle, vycházející ze známého faktu, že celková energie obsažená v jádrech 4He je srovnatelná s energií reliktního záření ve vesmíru. Autoři proto vysvětlují vznik reliktního záření jako průvodní jev přeměny vodíku v hélium až ve hvězdách -- nikoliv v raném vesmíru -- a dokonce prohlašují, že právě z toho důvodu musí mít reliktní záření pozorovanou teplotu 2,76 K! Současně prý ve hvězdách vznikají z vodíku i další lehká jádra: 2D, 3He, 6Li, 7Li, 9Be, 10B a 11B. Deuterium údajně vzniká v trpasličích hvězdách třídy M a stáří vesmíru pak musí být přirozeně nikoliv miliardy, nýbrž biliony let! Obávám se, že kdyby autory práce nebyli koryfejové soudobé astrofyziky, stěží by ji recenzenti doporučili k otištění v nejprestižnějším astrofyzikálním časopise The Astrophysical Journal (Letters).  
  
2.5. Osamělé hvězdy  
D. Figer aj. pořídili optická a infračervená spektra extrémně svítivé tzv. Pistolové hvězdy (objekt 1743-2848) pomocí Hubblova a Keckova teleskopu. Za předpokladu, že hvězda se nachází v centru Galaxie, odvodili její povrchovou teplotu 14 až 21 kK a bolometrickou svítivost 4 až 16 MLo, což hvězdu řadí k nejzářivějším vůbec. Přesto však autoři soudí, že v blízkosti Pistolové hvězdy musí být skryta ještě jedna o něco teplejší a svítivější hvězda, neboť jedině tak lze vysvětlit excitaci rozsáhlé cirkumstelární mlhoviny ve tvaru pistole. Extinkce v této oblasti dosahuje totiž plných 3,2 mag. Samotná Pistolová hvězda měla při svém vzniku před cca 2 miliony let hmotnost nejméně 200 Mo a patří zcela určitě k vzácné třídě svítivých modrých proměnných (LBV). M. Smith aj. objevili pomocí HST a rentgenové družice RXTE extrémně horké erupce na povrchu jasné hvězdy gama Cas, jejichž teplota dosahuje nevídané hodnoty 100 MK.  
S. Rinehart aj. zobrazili pomocí nové infračervené kamery pro pásmo 11,7 a 17,9 mikronů oblast o poloměru 5" kolem červeného veleobra Betelgeuze, nacházejícího se 130 pc od nás. Odhalili tak prachový obal o teplotě pouhých 460 K, sahající nejméně do vzdálenosti 650 AU od hvězdy. Neuvěřitelný husarský kousek se zdařil J. Monnierovi aj., když použili adaptivní optiky u 3,5 m teleskopu ESO a metody neredundantního aperturního maskování u Keckova teleskopu I k zobrazení nejbližšího okolí červeného veleobra VY CMa (sp. M5eIbp) o bolometrické svítivosti 400 kLo, vzdáleného od nás 1,5 kpc. Maskování spočívá paradoxně v zakrytí 10 m zrcadla neprůhlednou maskou, do níž je zejména po obvodu vyvrtáno celkem 21 otvorů o průměru 0,35 m. Skládáním velmi krátkých (60 až 150 ms) expozic tímto "interferometrem" se pak zdařilo docílit v infračerveném pásmu 1,65 mikronů rozlišení 0,03" a ještě v pásmu 2,26 mikronů 0,04" -- obě hodnoty jsou např. zcela nedosažitelné HST i v krátkovlnnějším optickém oboru spektra. Výsledkem měření je pak rozlišení vnitřní prachové obálky veleobra, která sahá do vzdálenosti pouhé 0,1", tj. 15tinásobku poloměru hvězdy. Podle M. Wittkowského aj. má obálka oválný tvar s geometrickými rozměry 100 x 125 AU v optickém pásmu a 207 x 308 AU v pásmu infračerveném. Kolem prachové obálky je pozorovatelná mnohem rozsáhlejší (8" x 12") optická mlhovina, v níž pozorujeme maserové čáry vody, hydroxylu a SiO.  
  
2.6. Dvojhvězdy  
N. Šatskij a A. Tokovinin porovnávali paralaxy vizuálních dvojhvězd, odvozené jednak klasickou metodou dynamických paralax a jednak z nejnovějších trigonometrických měření v katalogu HIPPARCOS. Srovnáním výsledků pro 141 vizuálních dvojhvězd s trigonometrickou paralaxou menší než 0,0025" zjistili, že oba typy paralax dobře souhlasí pro vzdálené systémy s trigonometrickou paralaxou menší než 0,0150". Poněkud paradoxně se souhlas zřetelně zhoršuje pro paralaxy větší, neboť tehdy vstupují do hry nezanedbatelné oběžné pohyby složek dvojhvězdy.  
Pro paralaxy menší než 0,0170" dosahují dynamické paralaxy přesnosti 0,001", takže jsou dobře srovnatelné s paralaxami trigonometrickými. Rovněž S. Söderhjelm upozornil na nutnost zlepšit dráhové elementy pro vizuální dvojhvězdy, abychom tak mohli využít značného potenciálu při určování jejich vzdáleností díky přesným měřením družice HIPPARCOS.  
Toto volání vyslyšeli astronomové, kteří k měření drah vizuálních dvojhvězd začali používat pointer HST, vynikající jedinečnou rozlišovací schopností. O. Franz aj. tak hned na první pokus obdrželi vůbec nejlepší dráhu pro vizuální dvojhvězdu, když studovali systém Wolf 1062 (= Gliese 748), jehož hlavní složkou je červený trpaslík 11 mag a jehož oběžná perioda činí 2,45 dne. Úhlový poloměr vizuální dráhy dosahuje pouze 0,147", a přesto se podařilo spočítat vynikající dráhové elementy, z nichž vyplývají hmotnosti složek 0,37 a 0,17 Mo. Podobně J. Hershey a I. Taff dostali hmotnosti trpasličích složek dvojhvězdy L722-22, a to 0,18 a 0,11 Mo. Konečně E. Martín aj. odhalili pomocí NICMOS HST vizuální dvojhvězdu CFHT-Pl-18 s úhlovou separací složek 0,33", což při vzdálenosti 125 pc dává minimální velikost dráhové poloosy 42 AU. Odtud pak odvodili nízké hmotnosti složek 0,045 a 0,035 Mo -- patrně jde o první podvojnou soustavu hnědých trpaslíků! Nicméně i tyto skvělé výkony překonává palomarský interferometr, pracující v blízké infračervené oblasti spektra. C. Koresko aj. totiž dokázali částečně rozlišit těsnou dvojhvězdu TZ Tri, náležející k typu RS CVn, přestože obě složky dvojhvězdy jsou od sebe úhlově vzdáleny pouze 0,002". Tak se podařilo ověřit vlastnosti spektroskopické dvojhvězdy, pokud jde o rozměry vyvinuté primární složky, zatímco sekundární složka je o něco menší, než vyplývalo ze spektroskopie.  
Možná nejpozoruhodnější dvojhvězdou posledních let se dle A. Damineliho aj. stala éta Carinae, která z emisní spektroskopie čar infračervené Paschenovy série vykazuje zřetelně oběžný pohyb složek v periodě 5,52 roku při velké poloose dráhy 8,8 AU. Pár velmi hmotných hvězd (66 a 68 Mo) obíhá kolem společného těžiště po velmi výstředných drahách (e = 0,63) a naposledy prošel periastrem koncem roku 1997, kdy vzájemná vzdálenost složek klesla na 3,25 AU. V té době se dvojhvězda začala zřetelně zjasňovat v rentgenovém oboru spektra a dosáhla maxima počátkem května 1998. Také optické spektrum soustavy se v prosinci 1997 nápadně změnilo a zůstalo anomální až do března 1998.  
Dvojhvězda je obklopena rozsáhlou mlhovinou, nazvanou L. Gaviolou roku 1950 podle charakteristického vzhledu Homunculus. Mlhovina vznikla při mocném výbuchu roku 1843 -- tehdy byla éta Car jedním z nejjasnějších objektů na obloze vůbec. Kinetická energie tehdejšího výbuchu se dle N. Smitha aj. odhaduje na 1042 J. Při vzdálenosti objektu necelé 3 kpc od nás dosahuje systém v současné době svítivosti 5.106 Lo, takže patří do třídy svítivých modrých proměnných LBV. Spektroskopie HST prokázala, že složky mají spektrální třídy B2 Ia a B8 Ia, takže efektivní teploty povrchů dosahují 22,5 resp. 12,5 kK.  Rentgenová měření naznačují, že srážející se intenzívní hvězdný vítr obou složek je ohřát až na nevídanou teplotu 60 MK. Z infračervených měření pak vyplývá, že bipolární laloky kolem systému obsahují asi 2 Mo, zatímco rovníková obruba jen 0,5 Mo. Dvojhvězda je stará 2,6 milionu let a složky měly původně hmotnosti 114 a 88 Mo, takže již mnoho hmoty poztrácely. Během posledních 7 tisíc let klesla teplota primární složky o více než 10 kK, zatímco zdrojem energie hvězdy se stalo hoření hélia v jádře. Celý problém povahy éta Car však dále zkomplikovali M. Livio a J. Pringle předpokladem, že jde fakticky o trojhvězdu, jejíž třetí složku si hlavní dvojice vyměňuje v periodě 5,5 roků! Tato třetí složka prý byla původně nejhmotnější (120 Mo ?) a vyvíjela se tudíž nejrychleji. K obdobnému závěru dospěli také H. Lamers aj. kteří upozorňují na zajímavou krátkou periodu světelných a spektroskopických změn pouhých 85 dnů. Na podporu přítomnosti skryté třetí složky uvádějí odchylné chemické složení mlhoviny Homunculus, jež je v porovnání s pozorovanou dvojhvězdou bohatá na dusík, a chudá na uhlík a kyslík.  
A. Claret zkoumal problém stáčení přímky apsid v těsné dvojhvězdě DI Her s hmotnostmi složek 5,2 a 4,5 Mo, jejichž oběžná perioda činí 10,6 d. Z teorie vyplývá, že relativistické stáčení přímky apsid by mělo být srovnatelné s klasickým Newtonovým stáčením, ale pozorování údajně dávají čtyřnásobek relativistického podílu. Autor se však domnívá, že chyba je v nekvalitních pozorovacích údajích, získaných rozličnými přístroji a detektory. Nicméně na další obdobný případ nesouhlasu teorie a pozorování upozornil C. Lacy pro těsnou dvojhvězdu V541 Cyg, skládající se ze dvou identických složek spektrální třídy B9,5 V, obíhajících v periodě 15,3 dne po protáhlé dráze s výstředností e = 0,48. Z teorie plyne, že by zde relativistická složka apsidálního pohybu měla pětkrát převyšovat složku Newtonovu a úhlové stáčení by mělo úhrnem dosahovat (0,89 +- 0,03) stupně/100 let. Ve skutečnosti však celkové stáčení činí pouze (0,60 +- 0,10) stupně/100 let.  
M. Cropper aj. zjistili, že rentgenová dvojhvězda-polar RXJ 1914.4+2456 má dosud nejkratší oběžnou periodu pouhých 9,5 min a poloměr dráhy 100 000 km. Sekundární složkou je héliový bílý trpaslík. M. Burleigh a M. Barstow odhalili, že hvězda y Pup (=HR 2875) je neinteragující dvojhvězdou s vizuálními velikostmi složek 5,0 a 16,4 mag, skládající se z hvězdy hlavní posloupnosti B5 Vp o počáteční hmotnosti přes 6 Mo, a bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 Mo a povrchové teplotě přes 40 kK. Soustava je od nás vzdálena 170 pc a představuje zatím nejranější primární složku ve dvojhvězdě, jejímž sekundárem je bílý trpaslík. Dalším podobným případem je dvojhvězda théta Hya (=HR 3665), kde jasná hvězda 3 mag má průvodcem bílého trpaslíka o teplotě bezmála 30 kK. Pro zákrytovou dvojhvězdu V Crt dokázali M. Sarma a P. Rao, že se skládá ze dvou hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd Bpe a FO o poloměrech 1,8 a 1,3 Ro, přičemž sekundární složka vyplňuje svůj Rocheův lalok, zatímco primární složka zabírá již 86 procent příslušného Rocheova laloku, takže v astronomicky dohledné budoucnosti započne v této interagující dvojhvězdě zpětný přenos hmoty.  
T. Harries aj. se zabývali i u nás hodně studovanou zákrytovou dvojhvězdou SZ Cam (sp O9 IV a B 0.5 V), příslušející do otevřené hvězdokupy NGC 1502, vzdálené od nás 1,05 kpc. Zákrytová dvojhvězda představuje navíc severní složku vizuální dvojhvězdy HD 25638, jejíž jižní složka je úhlově vzdálena 18". Dosavadní sporné parametry soustavy vysvětlují tím, že ve skutečnosti jde přinejmenším o trojhvězdu, jejíž třetí složka C obsahuje asi 40 procent hmotnosti soustavy a nejspíš je navíc sama dvojhvězdou. Hlavní složky AB obíhají kolem sebe v periodě 2,7 dne, zatímco složka C obíhá kolem těžiště AB v periodě 50,7 roku. Také R. Lorenz aj. dospěli k závěru, že SZ Cam je vícenásobná soustava, jejíž třetí složka by měla mít souhrnnou hmotnost kolem 25 Mo 
L. Tomasella a U. Munari uveřejnili podrobnou studiu bývalé zákrytové dvojhvězdy SS Lac (sp. A2 V + A2 V) v otevřené hvězdokupě NGC 7209. Dvojhvězda vykazovala oběžnou dobu 14,4 d a minimální hodnotu velké poloosy 0,2 AU při sklonu dráhy 78 stupňů, ale zákryty skončily kolem roku 1960, neboť sklon ročně klesal o 0,13 stupně. Spektroskopie prokázala, že hvězda stále vykazuje periodické změny radiálních rychlostí obou složek s poloviční amplitudou 75 km/s a původní oběžnou periodou. Obě složky mají shodnou svítivost (65 Lo) i poloměry (2,25 Ro) a podobné hmotnosti 2,8 a 2,7 Mo. Autoři dokládají, že sekulární snižování sklonu působí třetí těleso, takže nyní po dobu 1275 roků nebudou zákryty ze Země pozorovatelné -- pak se opět vlivem narůstajícího sklonu obnoví.  
  
2.7. Proměnné hvězdy  
2.7.1. Fyzické proměnné  
J. Fernley aj. určili revidovaný nulový bod absolutní hvězdné velikosti proměnných typu RR Lyr Mv = (0,77 +- 0,15) mag pomocí měření vzdáleností těchto proměnných prostřednictvím astrometrické družice HIPPARCOS. Odtud pak vychází z hlediska teorie velkého třesku nepříjemně vysoké střední stáří kulových hvězdokup (17,4 +- 3,0) miliard let.  Podobnou hodnotu Mv = (0,69 +- 0,10) mag odvodili z pozorování 99 hvězd RR Lyr v galaktickém halu T. Tsujimoto aj. Samotný prototyp hvězda RR Lyr je z těchto proměnných na pozemské obloze nejjasnější a podle měření z Hipparca je od nás vzdálena 228 pc. M. Sažkov aj. revidovali na základě pozorování 62 klasických cefeid vztah mezi poloměrem hvězdy R a délkou periody P takto: log R = 1,23 + 0,62 log P .  
Klasický vztah perioda-svítivost pro cefeidy z astrometrie pomocí Hipparca zpřesnili M. Feast aj. a dostali odtud jednak nové hodnoty Oortových konstant galaktické rotace (A = 15,1 km/s/kpc; B = -12,4 km/s/kpc) a jednak vzdálenost Slunce od centra Galaxie Ro = (8,5 +- 0,3) kpc. Ze stejného důvodu pak vzroste jednak vzdálenost Velkého Magellanova mračna a jednak všechny extragalaktické vzdálenosti o 10 procent, což úměrně zmírňuje problém malého stáří vesmíru v teorii velkého třesku.  
F. Malbet aj. použili infračerveného interferometru se základnou 103 m, pracujícího na Mt. Palomaru na vlnové délce 2,2 mikronu, ke sledování mladé proměnné hvězdy FU Ori -- prototypu tzv. fuorů. Interferometr docílil úhlového rozlišení 0,004", což při vzdálenosti hvězdy 450 pc odpovídá geometrickému rozlišení lepšímu než 2 AU. Z pozorování plyne, že FU Ori je těsná dvojvězda, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny něco přes 0,35 AU a jsou obklopeny akrečními disky, díky jimž hvězdy ročně ztloustnou v průměru o 6.10-5 Mo. Současně však obě hvězdy ztrácejí hmotu vinou bipolárních výtoků plynu. Jelikož optická extinkce ve společné obálce dosahuje až 50 mag(!), lze opravdu jen odhadovat, co se děje uvnitř této soustavy. Autoři soudí, že jde o dvě málo hmotné hvězdy před hlavní posloupností, jež jsou mimořádně nestabilní, neboť se často zjasňují až o 6 mag a dosahují maximální svítivosti 500 Lo 
D. Burns aj. využili interferometru COAST k sledování změn průměru miridy R Leo s periodou pulsací 313 dnů. Ukázali, že v blízkém infračerveném pásmu kolísá průměr hvězdy o 35 procent a dosahuje maxima ve fázi 0,5 světelné křivky. Střední poloměr hvězdy činí 436 Ro. A. Benz aj. využili k zobrazení jednoho z prvních rozlišených diskrétních rádiových zdrojů -- eruptivní trpasličí dvojhvězdy UV Cet AB (=L726-8) spektrální třídy dM5.5, vzdálené od nás pouze 2,7 pc -- rádiového interferometru VLBA, pracujícího na frekvenci 8,4 GHz s úhlovým rozlišením 0,00025". Složky dvojhvězdy obíhají kolem sebe po dráze s délkou hlavní poloosy 0,5 AU a výstředností 0,62 v periodě 26,5 roku a jejich oběžný pohyb dokáže interferometr rozpoznat již během pouhé hodiny pozorování, neboť za tu dobu se hvězdy vůči pozadí posunou o 0,00038"! Nad složkou B se ve vzdálenosti 4,4 poloměrů hvězdy nachází rádiová koróna se stabilními magnetickými smyčkami o indukci 1,5 mT. Podle autorů patří tato pozoruhodná eruptivní proměnná do známé otevřené hvězdokupy Hyády.  
G. Benedict aj. zkoumali světelné křivky Proximy Centauri a Barnardovy šipky pomocí pointeru HST. Ukázali, že perioda změn jasnosti Proximy činí 83 dnů, zatímco u Barnardovy šipky 130 dnů. Změny jasnosti lze objasnit výskytem tří skvrn na Proximě a pravděpodobně jediné skvrny na Barnardově šipce. K. Kamper a J. Fernie pokračovali v přesné fotometrii a spektroskopii cefeidy Polárky (=HR 424) v letech 1994-97 a ukázali, že pokles amplitudy křivky radiálních rychlostí se zastavil již roku 1983 na hodnotě 1,6 km/s a podobně amplituda změn jasnosti v pásmu V stagnuje na hodnotě 0,03 mag, když na počátku století činila 0,12 mag. Perioda změn světelné křivky 3,97 dne se však nezměnila. Podobně J. Percy a J. Hale se věnovali pekuliární cefeidě RU Camelopardalis (=HD 56167), jejíž amplituda světelné křivky klesla z 1,0 mag na nulu během let 1965-66. Díky fotometrii z družice HIPPARCOS je však hvězda v současné době opět proměnná s amplitudou 0,2 mag a periodou 22,2 dne, zatímco původní perioda činila 21,75 dne a během zmíněného prudkého poklesu se rozkolísala v intervalu 17,4 až 26,6 dne.  
  
2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné  
Jednu z nejjasnějších nov posledních let objevil 22. března 1998 W. Liller v souhvězdí Střelce jako objekt 7,8 mag. O den později dosáhla maxima 7,4 mag a od té doby opět rychle slábla, takže šlo určitě o rychlou novu. Na sestupné části světelné křivky byly objeveny periodicity 0,17 a 0,15 dne. Ze spekter se podařilo určit rychlost rozpínání plynných obalů na 1700 km/s a z archivních snímků vyplynulo, že se nova zjasnila nejméně o 11 mag. Ještě jasnější (6,9 mag) však byla Nova Sco 1998, která byla zpozorována 21. října, ale o 3 dny později zeslábla na 9 mag. Její obálka se rozpínala rychlostí 3800 km/s. Také v galaxii M 31 v Andromedě vzplanula 23. července 1998 dosti jasná nova, jež o 4 dny později dosáhla 14,4 mag a do konce září klesla na 18,5 mag. V závěru roku pak vzplanula netypická nova ve Velkém Magellanově mračnu, která dosáhla počátkem ledna 1999 17 mag, když po celých předešlých 5 let byla 21 mag.  
A. Kercek aj. počítali jako první průběh termonukleárních reakcí při výbuchu novy v atmosféře C-O bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 Mo v plně trojrozměrném řešení. Ukázali, že tyto simulace, vyžadující nasazení výkonných superpočítačů, dávají výsledky podstatně odlišné od standardních dvojrozměrných výpočtů. Spalování vodíku na povrchu uhlíko-kyslíkového trpaslíka probíhá turbulentně a jelikož obohacení povrchu trpaslíka jádry C a O není příliš účinné, muselo k němu docházet již dlouho před vlastním výbuchem, což platí speciálně pro rychlé novy. S. Starrfield aj. využili nových hodnot pro termonukleární reakce a hvězdné opacity k revizi hmotnosti bílého trpaslíka -- proslulé neonové novy V1974 Cyg (1992), a to na 1,25 Mo. A. Retter a E. Leibowitz odhalili v tomto systému zázněje period (superhumps), jež dle jejich názoru povedou během několika málo let k proměně soustavy na typ SU UMa.  
K témuž typu patří dle E. Meyerové-Hoffmeisterové aj. také stará trpasličí nova WZ Sge s oběžnou dobou složek pouhých 81 min. Je od nás vzdálena jenom 50 pc, takže lze dobře pozorovat vývoj akrečního disku během dlouhého období klidné fáze. Autoři odvodili hmotnost bílého trpaslíka v této soustavě na 0,7 Mo 
Obdobně D. Smith aj. odvodili hmotnost bílého trpaslíka pro starou novu BT Mon, vzdálenou od nás 1,7 kpc -- tato hmotnost činí 1,04 Mo, zatímco primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti sp. G8 V s hmotností 0,87 Mo. Naproti tomu T. Iijima aj. odvodil pro velmi pomalou novu V723 Cas (1995) nízkou hodnotu hmotnosti bílého trpaslíka 0,6 Mo při vzdálenosti novy 2,95 kpc. Tutéž novu fotometrovali D. Chochol a T. Pribulla mezi lednem 1997 a březnem 1998 a objevili na sestupné větvi světelné křivky periodicity 0,63; 0,61 a 2,8 dne. Nova dosáhla maxima až v polovině prosince 1995 -- téměř 4 měsíce po vzplanutí -- a pokles o 3 mag ji zabral další půlrok. Autoři určili její maximální bolometrickou magnitudu na -- 6,6 mag při předpokládané vzdálenosti 2,4 kpc. Odtud pak plyne také nízká hodnota hmotnosti bílého trpaslíka 0,7 Mo, v uspokojivé shodě s výsledky italské skupiny. Konečně L. Hric aj. uveřejnili výsledky zpracování pozorování novy V705 Cas (1993), jež patřila rovněž k pomalejším novám, když jí pokles o 3 mag od maxima v prosinci 1993 zabral celé dva měsíce. Její vzdálenost vychází na 1,7 kpc a absolutní bolometrická velikost dokonce na -7,3 mag, když hmotnost bílého trpaslíka činí 0,8 Mo. Mezi eruptivními trpaslíky dMe doslova zazářila EV Lac, když 13. července 1998 zaznamenala rentgenová družice ASCA mohutnou erupci, pětkrát intenzívnější než doprovodná erupce optická; takový úkaz nemá v historii rentgenových pozorování obdoby.  
J. Patterson shrnul současné představy o pozdním vývoji kataklyzmických proměnných hvězd, když ukázal, že hybnou silou vývoje je ztráta momentu hybnosti buď gravitačním zářením, anebo magneticky ovládaným hvězdným větrem. Odtud lze dokonce odhadnout i tempo akrece plynu na povrch hvězdy. Krátkoperiodické proměnné bohaté na vodík se v okolí minimální periody 78 min. vyvíjejí hlavně díky silném gravitačnímu vyzařování, zatímco u dlouhoperiodických se uplatňuje zmíněný hvězdný vítr. Při nejkratších periodách činí tempo akrece méně než 3.10-11 Mo za rok. Zhruba 75 procnet kataklyzmických proměnných má oběžné periody kratší než je známá periodová mezera 2 až 3 hodiny.  
  
2.7.3. Symbiotické, chemicky pekuliární a Be hvězdy  
T. Iijima uveřejnil podrobnou studii symbiotické hvězdy CH Cygni, jež se podle něj skládá ze tří složek. Těsná dvojhvězda uvnitř soustavy je současně zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou dobou 756 dnů. Poslední zákryt horké složky červeným obrem M7 III započal v polovině října 1994 a skončil až počátkem ledna 1995, přičemž parciální zákryt trval méně než 1 den. Odtud při vzdálenosti soustavy 307 pc vychází poloměr červeného obra 288 Ro. Vnější složka trojhvězdy je možná také zákrytová s periodou 15 let, pokud ovšem vskutku jde o zákryty.  
V polovině května 1998 se systém znovu nápadně zjasnil až na 9,4 mag, přičemž zároveň zesílily emisní čáry ve spektru. Souběžně se zvýšila i rádiová jasnost soustavy, nejvíce v submilimetrovém pásmu až na 90 mJy. Na delších vlnových délkách se rádiový protějšek CH Cyg protáhl díky výtryskům v severojižním směru.  
T. Dumm aj. uveřejnili parametry symbiotické dvojhvězdy BX Mon, vzdálené od nás 3 kpc, získané z rozboru spektroskopie družicí IUE. Dvojhvězda je v ultrafialovém oboru zákrytovou, když složky obíhají po velmi výstředné dráze (e = 0,49) s oběžnou periodou 1401 dne (3,8 roku). Jejich hmotnostní poměr dosahuje extrémní hodnoty q = 7, neboť červený obr o poloměru 160 Ro a svítivosti 3400 Lo má hmotnost 3,7 Mo, zatímco horká složka jen 0,55 Mo. Tato složka však určitě nepatří na hlavní posloupnost.  
D. Pyperová aj. upozornili na problém změny periody magnetické chemicky pekuliární hvězdy CU Vir (=HR 5313), jež je dobře sledována více než čtyři desetiletí a vykazovala celou tu dobu stálou periodu světelných změn 0,52 d. Nicméně v letech 1983-1987 se tato perioda nepatrně zkrátila o 0,05 promile a poněvadž v tomto případě jde o osamělou hvězdu, neexistuje pro tuto změnu kloudné vysvětlení.  
  
2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci  
S. Kimeswenger a F. Kerber určili vzdálenost pozoruhodného emisního objektu Sakurai (V4334 Sgr) na 1,1 kpc, zatímco S. Eyres aj. odvozují z rádiových pozorování jeho vzdálenost na 3,8 kpc. V pásmu 4,9 GHz je již patrná planetární mlhovina o úhlovém průměru 34" a hmotnosti 0,15 Mo. G. Jacoby aj. změřili rychlost rozpínání mlhoviny 31 km/s, jež lépe souhlasí s druhým citovaným určením vzdálenosti objektu. Všichni však shodně tvrdí, že jsme v letech 1995-1996 pozorovali závěrečný héliový záblesk ve hvězdě, která definitivně opouští hlavní posloupnost. Před zábleskem se hvězda jevila jako 21 mag, ale v maximu v létě 1996 byla jasnější než 10 mag. Od října 1997 do února 1998 klesla její jasnost o plné 2 mag na 12,6 mag, což lze objasnit tvorbou prachové obálky po vyčerpání energie záblesku. U. Kamath a N. Ashok odhadli hmotnost prachové obálky na 5.10-10 Mo a její poloměr na sedminásobek poloměru samotné hvězdy. Podle infračervených měření z jara téhož roku šlo o horký prach o teplotě 1100 K. V říjnu se pokles jasnosti V4334 Sgr dále prohloubil až na 18 mag, což byla vůbec nejnižší jasnost objektu od výbuchu v roce 1995. Od října 1998 se však prachové obaly postupně rozplývaly a koncem roku se jasnost hvězdy zvýšila na 15 mag.  
C. O Dell zjistil, že nápadný prstenec obří planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix = NGC 7293) má ve skutečnosti tvar disku a jeho teplota dosahuje 11,7 kK. Podle J. Meaburna aj. jde o vůbec nejbližší planetární mlhovinu, vzdálenou pouze 130 pc. Měření poloh uzlíků v mlhovině poukazuje na její rozpínání. Naproti tomu P. Cox aj. udali z infračervených pozorování družice ISO vzdálenost 160 pc a úhlový průměr mlhoviny neuvěřitelných 10 minut. Mlhovina je čtyřikrát svítivější než Slunce! A. Acker aj. však ukázali, že pozemní metody vedou k soustavnému přeceňování vzdáleností planetárních mlhovin v porovnání s přesnou trigonometrií družice HIPPARCOS. Mezi nejmladší planetární mlhoviny patří dle S. Kwoka a K. Suové objekty s poetickými názvy Cukrová vata (Cotton Candy) a Zakuklený bourec morušový (Silkworm), které nalezli po desetiletém pátrání.  
Pro bílé trpaslíky se dle J. Provencala aj. potvrzuje Chandrasekharův paradox z roku 1933, že totiž s rostoucí hmotností poloměr bílého trpaslíka klesá. Autoři to zjistili srovnáním vlastností 11 bílých trpaslíků v obecném hvězdném poli a 10 bílých trpaslíků ve vizuálních dvojhvězdách díky přesným paralaxám objektů z družice HIPPARCOS. Potvrdili tak pozorováním teoretický Chandrasekharův vztah mezi hmotností a poloměrem bílých trpaslíků v rozmezí hmotností 0,41 až 1,00 Mo. Nejhmotnějším bílým trpaslíkem v tomto souboru je Sírus B (1,00 Mo), zatímco Prokyon B má 0,60 Mo a 40 Eri B jen 0,50 Mo 
H. Saio a K. Nomoto se zabývali procesem srážky dvojice bílých trpaslíků, z nichž jeden je převážně héliový a druhý uhlíko-kyslíkový, pro hmotnosti složek 1,0 Mo resp. 0,4 Mo. Nukleární hoření uhlíku začne prošlehávat dovnitř druhé složky a i když se dočasně zastaví, nakonec dosáhne centra složky C-O, jež se změní na trpaslíka O-Ne-Mg bez následné exploze. V druhém případě proběhnou díky akreci hélia asi tři desítky epizod hoření hélia ve slupce, načež se soustava poklidně změní na dvojhvězdu typu AM CVn. Ještě zajímavějším případem je dle G. Nelemanse a T. Taurise hvězda HD 89707, v jejíž blízkosti se nalézá hnědý trpaslík nebo obří exoplaneta. Výpočty totiž ukazují, že jakmile se v budoucnu stane z hvězdy červený obr, začne hnědý trpaslík kroužit po spirále a zkonzumuje rozpínající se obálku obra, z něhož se nakonec vyklube jen málo hmotný héliový bílý trpaslík. Pokud se přitom hnědý trpaslík vypaří, anebo vyplní příslušný Rocheův lalok a odteče, dostaneme osamělého bílého trpaslíka o malé hmotnosti.  
M. Burleigh a S. Jordan pozorovali rentgenové záření bílého trpaslíka RE J0317-853 a určili odtud jednak jeho silné magnetické pole 34 kT, dále pak rekordní povrchovou teplotu 50 kK a konečně i extrémně vysokou hmotnost 1,35 Mo. Podle G. Schmidta aj. známe dosud asi 50 silně magnetických bílých trpaslíků s hodnotami magnetické indukce v rozmezí 10 až 105 T.  

Pokračování příště 

Jiří Grygar 
Věnováno památce čestné členky České astronomické společnosti RNDr. Marty Chytilové (1907-1998)