Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2002 - 3. část

Hvězdný Vesmír...

Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značenyMO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


OBSAH (časť B):

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Nejrozsáhlejší rodinu exoplanet má stále milisekundový (per 6,2ms) pulzar PSR B1257+12 v souhvězdí Panny, jak poprvé ukázaliA. Wolszczan aj. již v r. 1992. Souvislá již jedenáctiletá přesnéměření kolísání rotační periody tohoto pulzaru pomocíradioteleskopu v Arecibu postupně odhalila exoplanety s rekordněnízkými hmotnostmi 0,015; 3,4; 2,8 a 0,005 M_Země. Exoplanetas nejmenší hmotností má fakticky téměř třikrát nižší hmotnost nežMěsíc a obíhá neutronovou hvězdu po výstředné dráze s periodou3,5 r. S. Zucker aj. odhalili první exoplanetu v soustavětrojhvězdy (HD 178911). Systém sestává z těsné dvojhvězdy,v jejíž atmosféře se vyskytuje lithium, a z poněkud vzdálenějšítřetí složky sp. třídy G5 V, kolem níž pak obíhá exoplaneta podráze s výstředností 0,12 v periodě 72 d o minimální hmotnosti6 M_j. Podle P. Lowranceho aj. známe již sedm případůexoplanetárních soustav. Nejnovějším přírůstkem je soustava tříexoplanet u hvězdy upsilon And (sp. F8 V), která je navícsama dvojhvězdou: její trpasličí průvodce sp. M4.5 V je od nívzdálen 750 AU. Hvězda sama má podle nových měření minimálně třiexoplanety, jež obíhají ve vzdálenostech 0,06 -- 2,5 AU od hvězdya jejichž úhrnná hmotnost odpovídá pětinásobku hmotnosti všechplanet naší sluneční soustavy.

První exoplanetu, popř. hnědého trpaslíka obíhající kolem obříhvězdy (iota Draconis; sp. K2 III; poloměr 13 R_o; hmotnost1,05 M_o; vzdálenost 30 pc) našli S. Frinková aj. Exoplanetao minimální hmotnosti 9 M_j, popř. hnědý trpaslík o maximálníhmotnosti 45 M_j obíhá po dráze s výstředností 0,7 v periodě 1,5r. Exoplanety u obřích hvězd HD 142 a HD 23079 nalezlivzápětí při soustavné přehlídce trpasličích hvězd sp. tříd F--M C.Tinney aj.; jejich hmotnosti jsou jen nepatrně vyšší než 1 M_ja oběžné doby činí po řadě 339 a 626 d, tj.obíhají vevzdálenostech 1,0 resp. 1,5 AU od svých mateřských hvězd.

Prvního hnědého trpaslíka u červeného trpaslíka třídy M (HD41004B) našli N. Santos aj. díky spektrografu ESO CORALIE. Obíhákolem mateřské hvězdy v periodě 1,3 d. Hvězda sama je vzdálenapouze 0,5arcsec od dalšího trpaslíka HD 41004A sp. K0 V. A. Hatzes aj.našli obří exoplanetu, jež obíhá kolem kolem jasnější složkydvojhvězdy gama Cephei, vzdálené od nás 14 pc. Zatímco složkydvojhvězdy sp. K1 IV + dM V kolem sebe obíhají v periodě 70 r,exoplaneta kolem hvězdy K1 IV to stihne za 2,5 r a druhá složkadvojhvězdy její dráhu zřejmě nijak neruší, protože je jednakdostatečně daleko na excentrické dráze v rozmezí 2 -- 30 AU,a jednak má malou hmotnost 0,4 M_o.

První dva hnědé trpaslíky u jedné dvojhvězdy (HD 130948;vzdálenost 18 pc; stáří 300 Mr; sp G2 V) odhalili D. Potter aj.použitím adaptivní optiky u 8 m dalekohledu Gemini-N. Oba hnědítrpaslíci jsou o plných 8 mag slabší než dvojhvězda a jsouspektrálně klasifikováni jako dL2. Jak uvedli S. Vogt aj., lzehnědé trpaslíky najít snáze než exoplanety, neboť mají až o řádvyšší hmotnosti. Dosud nebyl objeven žádný hnědý trpaslík, jenžby obíhal kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti pod 0,1 AU,zatímco u exoplanet je to poměrně běžné.

Nejlepší současné spektrografy měří radiální rychlosti mateřskýchhvězd slunečního typu s přesností ±3 m/s, což postačí na odhalení"exojupiterů" přibližně do vzdálenosti 3 AU od mateřské hvězdy.Nejnovější úsilí D. Queloze u 3,6 m reflektoru na observatoři LaSilla však naznačuje, že velmi brzy se podaří přesnost měřeníradiálních rychlostí díky novému spektrografu HARPS zvýšito řád.

Jak uvádějí D. Fischerová aj., tempo objevů exoplanet a hnědýchtrpaslíků roste, zejména proto, že díky delším pozorovacím řadámse daří odhalovat substelární objekty s delšími oběžnýmiperiodami, srovnatelnými už s oběžnou dobou Jupiteru ve slunečnísoustavě. Tak například hvězda 55 Cnc (sp G8 V; 0,95 M_o),u níž už dříve byla nalezena exoplaneta o hmotnosti 0,9 M_j,obíhající ve vzdálenosti 0,1 AU od mateřské hvězdy po téměřkruhové dráze za 15 d, a posléze druhá exoplaneta ve vzdálenosti0,24 AU o hmotnosti 0,25 M_j s oběžnou dobou 44 d, má podledlouhodobých měření G. Marcyho aj. i třetí exoplanetu o hmotnostinad 4 M_j, obíhající kolem mateřské hvězdy po drázes výstředností 0,24 o velké poloose 5,5 AU v oběžné době 13 r. S.Hawleyová aj. nalezli celkem 718 trpasličích hvězd a hnědýchtrpaslíků tříd M, L a T díky probíhající přehlídce SDSS ; z toho629 dosud neznámých. Ze statistiky objevů podle G. Knappavyplývá, že přehlídka SDSS najde většinu trpaslíků raných třídM do vzdálenosti 1,5 kpc od Sluce, zatímco hnědé trpaslíky třídyL v okruhu do 100 pc a třídy T pouze do 25 pc od Slunce. Rozhranímezi třídou T a L odpovídá efektivní teplotě 1300 K. Dosudnejchladnější trpaslík T má teplotu jen 800 K. Celkem je jižznámo přes 200 trpaslíků L a asi tři tucty trpaslíků T.Substelární objekty (hnědí trpaslíci, obří exoplanety)představují v průměru 10% hmotnosti hvězd v naší Galaxii.

Zatímco naprostá většina exoplanet se objevuje díky přesnýmměřením změn radiálních rychlostí mateřských hvězd, perspektivnědokonce mnohem významnější bude časem technika měření poklesůjasnosti mateřské hvězdy při přechodu exoplanety přes kotoučekhvězdy. Zatím lze tak soustavně pozorovat přechody exoplanetyB před mateřskou hvězdou HD 209458A každého 3,5 d, byť i tatoexoplaneta byla nejprve rozpoznána metodou radiálních rychlostí.Na základě rozborů světelných křivek zmíněných poklesů jasnostis amplitudou 0,02 mag určili A. Codyová a D. Sasselov přesnějiparametry soustavy. Mateřská hvězda sp. dG0 o stáří 5,2 Gr máhmotnost 1,06 M_o a poloměr 1,18 R_o, zatímco hmotnost exoplanetyčiní 0,7 M_j a její poloměr dosahuje 1,4 R_j.

Jak uvádí A. Udalski, v programu OGLE III, jenž je primárnězaměřen na hledání gravitačních mikročoček, se fotometrickysleduje 100 tisíc hvězd podobných Slunci v okolí centra našíGalaxie s přesností lepší než 0,015 mag. Během pozorovací kampaněv r. 2001 se tak podařilo objevit krátkodobý pokles jasnostiu 62 hvězd, což odpovídá přechodům menších objektů přes diskmateřské hvězdy s oběžnými periodami 1 -- 6 d; z toho u 43 hvězdjiž zpozorovali více takových poklesů. Nejzajímavějším případemje objekt OGLE-TR-1756-2932, kde hloubka minim v pásmuI dosahuje 0,013 mag a odtud vychází existence exoplanetyo poloměru 0,7 R_j s oběžnou periodou 1,21 d - tedy horká obdobanašeho Saturnu. Jak uvádějí F. Pepe aj. postupně se také snižujespodní hranice pro hmotnosti objevených exoplanet. Momentálněnejnižší hmotnost 53% hmotnosti Saturnu má exoplaneta, objevenáu hvězdy HD 83443 Eulerovým 1,2 m dalekohledem na observatořiESO v La Silla.

G. Benedict aj. užili jako první k detekci exoplanety astrometriipomocí pointačního teleskopu FGS3 u HST. Dostali tak dobrá datapro exoplanetu u hvězdy Gliese 876 (sp dM) o hmotnosti 0,32M_o, vzdálené od nás 4,7 pc. Exoplaneta obíhá v periodě 60 d podráze se sklonem 84° k zornému paprsku a odtud vychází jejíhmotnost (1,9 ± 0,3) M_j.

Podle H. Jonese aj. lze dosud objevené exoplanety rozčlenit doněkolika typických skupin. Do první skupiny patří exoplanetytypu 51 Peg B s oběžnými dobami pod 88 d a výstřednostmi pod0,25 - takových exoplanet známe již 25. Největší skupinypředstavují exoplanety typu 70 Vir B s oběžnou dobou nad 88d a výstřednostmi nad 0,25 - k ním patří 41 objektů. Relativněvzácné (5 exoplanet) jsou případ s oběžnou dobou do 88 d, alevýstředností nad 0,25. Konečně exoplanety "slunečního" typumají oběžné doby nad 88 d a výstřednosti pod 0,25 - těch je zatímznámo 16.

M. Shara a J. Hurley hledali pomocí HST obří exoplanetyv kulové hvězdokupě 47 Tuc. Protože žádné nenašli, pokusili setuto absenci objasnit počítačovými simulacemi, v nichž prokázali,že v dostatečně husté hvězdokupě dochází k častým těsným setkánímhvězd a přitom se drasticky mění dráhy exoplanet obíhajícíchkolem mateřské hvězdy. Část z nich vinou gravitačních poruch namateřskou hvězdu prostě spadne a je pozřena. Jiné jsou naopakkatapultovány do mezihvězdného prostoru a stanou se planetárníminomády. Pokud se obří exoplanety u hvězdy udrží, tak jedině zacenu výrazného růstu výstřednosti dráhy. To naopak znamená, žekruhové dráhy našeho Jupiteru a Saturnu se dodnes udržely právěproto, že Slunce vzniklo v oblasti s nízkou prostorovou hustotouhvězd, takže nebylo v dosavadní historii sluneční soustavyvystaveno těsným přiblížením s jinými hvězdami.

J. Debes a S. Sigurdsson zkoumali stabilitu planetárníchsoustav v době, kdy se z mateřské hvězdy slunečního typu stanebílý trpaslík. Výpočty ukazují, že slapové síly a gravitačníporuchy při blízkých setkáních s cizími hvězdami naprostouvětšinu exoplanet zničí, takže přežijí jedině hmotnější hnědítrpaslíci. R. Rafikov se věnoval problému migrace exoplanet doblízkosti mateřských hvězd. Ukázal, že plynné obří exoplanetynemohou vznikat v malých vzdálenostech od mateřské hvězdy, kde jednes zhusta nacházíme. Musely proto vzniknou až za tzv. sněžnouhranicí, tj. tam, kde se udrží tuhý vodní led, a odtamtud pakmigrují směrem k mateřské hvězdě následkem slapové interakce sezárodečnou protoplanetární plynnou mlhovinou, obklopujícímateřskou hvězdu po dobu až desítek milionů roků. Migrace proběhnena časové stupnici řádu tisíců let. J. Barnes a D. OarcminBrienzjistili, že během migrace ztrácejí obří planety své přirozenédružice (měsíce); nejrychleji přijdou právě o ty nejhmotnější.Migraci přežijí pouze kamenné družice o průměrné hustotětrojnásobku hustoty vody a poloměru menším než 70 km. M. Nobleaj. ukázali že případné terestrické exoplanety kolem hvězd 51 Pega 47 UMa se udrží po dostatečně dlouhou dobu v tamějšíchekosférách a mohou tedy být kolébkami pro mimozemský život. Topotvrdili také G. Laughlin aj. pro soustavu 47 UMa.

2.2. Prahvězdy

T. Abel aj. uskutečnili podrobné hydrodynamické výpočtygravitačního hroucení I. generace hvězd ve vesmíru (hvězdy III.populace, tvořené pouze vodíkem a héliem). Ukázali, že přihmotnosti zárodku nad 100 M_o dochází ke spontánnímu gravitačnímuhroucení a akreci hmoty na vznikající prahvězdu tempem až 0,01M_o/r. K podobnému závěru dospěli rovněž C. McKee a J. Tan, kteříspočítali, že tyto velmi hmotné hvězdy vznikají v turbulentnímprostředí molekulových mračen během necelých 100 tis. roků.Hvězdy III. populace jsou zkrátka tak hmotné, že jejíchtermonukleární fáze proběhne během několika málo milionů rokůa ihned pak vybuchují jako supernovy II. typu - proto je podle C.Pilachowské tak obtížné takové hvězdy pozorovat. Nepřímo sedůkazy o jejich existenci dají nalézt v halu Galaxie díkypřebytku prvků kyslíku, hořčíku a křemíku u málo hmotných hvězdjinak velmi chudých na kovy. N. Christlieb aj. pozorovali pomocíVLT ESO spektrum hvězdy 16 mag v souhvězdí Fénixe HE 0107-5240o hmotnosti 0,8 M_o, jež se nalézá v halu Galaxie a má jen 5miliontin sluneční metalicity, ale navzdory tomu přebytek uhlíkua dusíku. Patrně jde o méně hmotnou složku někdejší dvojhvězdy,v níž vysoce hmotná složka předala před výbuchem své nepatrnédružce zmíněné lehké prvky.

R. Jayawardhana aj. objevili pomocí obřích dalekohledů Keck IIa Gemini North vybavených adaptivní optikou protoplanetárnídisk u červené složky čtyřhvězdy ve hvězdné asociaci MBM 12v souhvězdí Berana ve vzdálenosti 275 pc, staré asi 2 milionyroků. Poloměr disku, natočeného k nám téměř hranou pod úhlem87°, činí asi 150 AU. L. Loinard aj. změřili díky anténnísoustavě VLA na vlnové délce 7 mm přesné polohy dvou radiovýchzdrojů binární prahvězdy IRAS 0436+25, které jsou od sebevzdáleny 25 AU. Ukázali, že jedna složka prahvězdy je obklopenakompaktním akrečním diskem o poloměru 20 AU, a že úhrnná hmotnostpodvojné prahvězdy se pohybuje v rozmezí 0,5 - 2,0 M_o.

2.3. Hvězdná astrofyzika

M. Salaris aj. se zabývali fyzikálními vlastnostmi větvečervených obrů. Tyto hvězdy, jež vyčerpaly zásoby vodíku ve svémjádře a mají zdroj termonukleární energie ve slupce obklopujícíjádro, vysílají maximum zářivé energie v blízkém pásmu 900--1000nm a jejich minimální stáří činí 1,5 miliardy roků. Během postupuke špičce obří větve ztrácejí v průměru 0,2 M_o a ve špičce majíshodnou efektivní teplotu 4350 K i svítivost 2,0 kL_o, což jepředurčuje k fotometrickému měření vzdálenosti sousedních galaxiíaž do vzdálenosti 10 Mpc, neboť poloha zmíněné špičky v barevnémdiagramu je ve skutečnosti dobrou "standardní svíčkou".

S. Heapová a T. Lanz ukázali na základě porovnání parametrůhorkých hvězd třídy O v Malém Magellanově Mračnu, získanýchultrafialovými spektrografy HST a družice FUSE, s novými modelyatmosfér těchto hvězd spočítanými I. Hubeným, že tyto hvězdy jsouasi o pětinu chladnější, než se dosud soudilo. To znamená, žei hmotnosti těchto hvězd jsou zřetelně nižší, než jsme si dosudmysleli. H. Lamers a T. Nugis odvodili typické hodnoty ztrátyhmoty horkých hvězd díky silnému hvězdnému větru, vyvolanémuzářivým přenosem energie v horké atmosféře. Nejvyšší hodnotyztráty hmoty tempem téměř 10^-4 M_o/r a rychlosti větru téměř10^4 km/s dosahují hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Po nich následujísvítivé modré proměnné hvězdy (LBV) se ztrátou rovněž téměř 10^4km/s a rychlostí větru téměř 10^3 km/s. Běžné hvězdy třídyO ztrácejí téměř 10^-5 M_o při rychlostech kolem 1000 km/s.

2.4. Osamělé hvězdy

D. Koerner aj. a D. Wilner zkoumali cirkumstelární prachový diskkolem Vegy pomocí mikrovlnného radioteleskopu OVRO v Kaliforniia interferometru IRAM na Plateau de Bure ve Francii. Objevili takhustší uzlíky ve vzdálenostech 60 a 75 AU od hvězdy, o nichžsoudí, že vznikly resonancemi, vyvolanými oběhem exoplanetyo hmotnosti pod 30 M_j ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy. H.Kjeldsen aj. uveřejnili výsledky asteroseismologických měřeníhvězd alpha CMi, beta Hyi, alpha Cen A a delta Eri, vykonaných v letech1999-2000. První hvězdné oscilace s periodou 20 min bylyrozpoznány r. 1994 pro hvězdu éta Boo, vzdálenou od nás 12 pc.S. Frandsen aj. měřili oscilace ksí Hya (sp G7 III; 3 M_o; 61L_o) pomocí velmi přesného spektrografu CORALIE u 1,2 m Eulerovateleskopu ESO. Objevili tak periody v rozmezí 2,0 -- 5,5h s amplitudami kmitů pod 2 m/s, což dle G. Houdka a D. Goughapotvrdilo modelové výpočty struktury žlutých obrů. Tím se počethvězd s rozpoznanými oscilacemi natolik rozrostl, že lze hovořito průlomu v určování struktury niter hvězd.

A. Gregoriová aj. využili měření ze spektrografu UVSTAR pro pásmo57,5 -- 125 nm na palubě raketoplánu ke studiu atmosféry ranéhvězdy Epsilon CMa (sp B2 II), což je nejjasnější EUV objekt naobloze. Je od nás vzdálena 132 pc a opticky se jeví jako hvězdaV = 1,5 mag. Její efektivní teplota dosahuje 21 kK, poloměr 11R_o a projekce rotační rychlosti 35 km/s. J. Timothy aj.pozorovali stejně vzdáleného červeného veleobra Betelgeusev pásmu FUV pomocí spektrografu HST. Zjistili, že hvězdao poloměru 6,7 AU je obklopena nafouklou atmosférou o poloměru20 AU, která má v pásmu FUV mnohem nepravidelnější strukturu nežv pásmu UV. Poblíž povrchu veleobra se v ní dají pozorovat dvěizolované horké skvrny.

N. Christlieb aj. objevili málo hmotnou hvězdu HE 0107-5240v souhvězdí Fénixe s dosud nejnižším zastoupením železa(1,4.10^-10 vůči vodíku; o 5 řádů nižší než sluneční metalicita)a stářím přes 13 miliard let, vzdálenou od nás 11 kpc. Jde zřejměo příslušnici dosud hypotetické třídy hvězd I. generace (III.populace). W. Aoki aj. pořídili vysokodisperzní spektra osmihvězd velmi chudých na kovy, jejichž metalicita je tudíž téměřo dva řády nižší než sluneční. V sedmi případech objeviliv jejich atmosférách čáry olova, což je společně s vizmutemnejtěžší stabilní izotop v přírodě.

2.5. Těsné dvojhvězdy

A. Richichiová aj. pokračovali v objevování interferometrickýchdvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem, a to jak na severní, taki na jižní polokouli. Během r. 2001 tak objevili dalších 17vícenásobných soustav, převážně dvojhvězd a trojhvězd s úhlovouvzdáleností složek v rozmezí 0,007 -- 0,162arcsec.P. Massey aj. získali díky STIS HST kvalitní spektra čtyřzákrytových dvojhvězd v kompaktní kupě svítivých hvězd R136v souhvězdí Mečouna ve Velkém Magellanově Mračnu. Podařilo se jimtak určit hmotnosti primárních složek dvojhvězd třídy O3 resp.WR, v rozmezí 55 -- 57 M_o, což jsou v této chvíli nejvyššíspolehlivě změřené hmotnosti hvězd vůbec. J. Monnier aj. využilimetody aperturního maskování u Keckova teleskopu k rozlišenípodrobností (až 0,02arcsec) v soustavě těsné dvojhvězdy WR140 (Cyg),jež se skládá z velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy a horkéhvězdy třídy O, obíhajících kolem sebe po velmi výstředné dráze(e = 0,88!) v periodě 8 roků. Obě složky procházely periastremv únoru 2001, kdy byly jen 2,5 AU od sebe, takže jejichintenzívní hvězdné větry se nadzvukově srážely a na srážkovéfrontě docházelo k vytváření rázové vlny, v níž vznikala prachovázrnka. Soustava ztrácela tímto způsobem i množství plynu, kterýbyl vyvrhován v podobě otáčející se Archimedovy spirályo poloměru 80 AU.

Základním kritériem pro zařazení dvojhvězdy mezi těsné je všakvětšinou oběžná doba kratší než 1000 dnů. Tak těsné dvojhvězdy setotiž v některých fázích své existence navzájem zřetelněovlivňují, i kdyby jejich dráha byla zcela kruhová. Klasickýmprototypem těsných interagujících dvojhvězd beta Lyrae sezabýval P. Harmanec, jenž připomněl, že soustava patří takék prvním objeveným hvězdám sp. třídy Be. Ztrátou hmoty tempem2.10^-5 M_o/r je postižena sekundární složka sp. třídy B6-8 IIo hmotnosti 3 M_o, jež vyplňuje svůj Rocheův lalok, čímž rosteoběžná doba soustavy o 19 s za rok. Primární složka rané sp.třídy B o hmotnosti 13 M_o je skryta v neprůhledném chladnějšímakrečním disku a tryskových strukturách kolmých k oběžné rovině.Nad hvězdnými póly pak svítí halo rozptylující světlo hvězdy.

D. Pourbaix aj. určili parametry dráhy vizuální dvojhvězdyalpha Centauri, jejíž velká poloosa má úhlovou velikost 17,6arcsec(24 AU), sklon dráhy 79°, výstřednost 0,5 a oběžnou dobu 80 r.Odtud též odvodili hmotnosti obou složek 1,10 a 0,93 M_o. F.Thévenin aj. využili asteroseismologických měření soustavyk určení jejího stáří na (4,8 ± 0,5) mld. roků, přičemžmetalicita soustavy je 2,5krát vyšší než sluneční. P. Youngovia A. Dupree se poprvé podařilo zobrazit obě složky těsnédvojhvězdy Capelly (HD 34029; sp G1 III + G8 III; 5,9 + 4,7 kK;9 + 12 R_o; 2,6 + 2,7 M_o) díky kameře FOC HST v ultrafialovýchpásmech 130 -- 150 nm a 250 -- 300 nm. Hvězdy měly na hlavníposloupnosti spektrální třídu A, avšak nyní se nacházejí nadhlavní posloupností v tzv. Hertzsprungově mezeře. O. Johnson aj.využili spektrografu STIS HST k odhalení koronální čáry Fe XXI(135 nm) ve spektru Capelly. Odtud vyplývá teplota koróny 10 MK.C. F. a A. I. Chaliullinovi rozpoznali na základě 70 let měřeníčasů primárních a sekundárních minim třetí těleso o hmotnosti0,1 M_o v zákrytové dvojhvězdě RR Lyncis, vzdálené od nás 74pc. Obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,97!) s velkoupoloosou dráhy 17 AU. F. Fekel aj. se zabývali čtyřhvězdou µ-Orionis, v níž každá složka vizuální dvojhvězdy jespektroskopickou dvojhvězdou, což umožnilo sestrojit prostorovýmodel celé soustavy. Dráha vizuální dvojhvězdy je skloněnak zornému paprsku pod úhlem 96°, má výstřednost 0,74 a oběžnoudobu 18,6 r. Primární složka se skládá z dvojice hvězd sp. třídAm a dG-K, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze v per 4,4 d.Hvězda Am právě opouští hlavní posloupnost. Sekundární složka jetvořena dvojicí identických hvězd o stejné hmotnosti sp. třídyF5 V s oběžnou dobou 4,8 d. Ani jedna z těsných dvojhvězd nemákoplanární dráhu s vizuální dvojhvězdou. Soustava se nalézá vevzdálenosti 48 pc od nás.

G. Torres a I. Ribas pořídili kvalitní spektra těsné dvojhvězdyYY Geminorum neboli Castor C (9 mag) s oběžnou periodou složek19,4 h, jež je součástí šestinásobné soustavy jasné hvězdyCastor, v úhlové vzdálenosti 72arcsec od Castora AB. Obě složky YY Gemkolem sebe obíhají v projekční vzdálenosti 1,3 milionů km pozcela kruhové dráze. Autoři ze spekter odvodili, že obě složkyjsou trpaslíci M1 s identickými efektivními teplotami 3,8 kK,poloměry 0,62 R_o a hmotnosti 0,6 M_o. Podle vývojových modelůtomu pak odpovídá maximální stáří soustavy 85 Mr, což je nápadněméně než ověřené stáří Castora AB - 370 Mr. Velmi pravděpodobněto znamená, že stáří červených trpaslíků se soustavně podceňujestejně jako poloměry těchto hvězd. Složky A (2,3 M_o) a B (1,8M_o) kolem sebe obíhají v periodě 467 r po výstředné dráze (e=0,34) se sklonem 114°. Orbitální perioda soustavy (AB + C)přesahuje 14 kr. Celá soustava je od nás vzdálena 15 pc.

Podobně podle B. Königa aj. nesouhlasí stáří dvojhvězdy CHÍ-1Orionis, určené přímým zobrazením složek pomocí adaptivní optikyu Keckova dalekohledu kolem 100 milionu let s kanonickým stářímpříslušné hvězdné kupy 300 milionů let. Složky zmíněné dvojhvězdymají hmotnosti 1,0 a 0,15 M_o a obíhají kolem sebe v periodě 14r po dráze o výstřednosti 0,45. Soustava je od nás vzdálena 9 pc.B. Chaboyer a L. Krauss našli dvojčarovou zákrytovou dvojhvězdus velmi nízkou metalicitou v obří kulové hvězdokupěomega Centauri. Primární složka má hmotnost 0,8 M_o a celásoustava je stará 11,1 Gr s chybou menší než 10%. Dvojčarovézákrytové dvojhvězdy jsou pochopitelně ideální pro testovánívývojových modelů hvězd. Jak zjistili E. Lastennet a D.Valls-Gabaud rozborem parametrů 60 takových dvojic, potvrzuje tostávající vývojové modely, pokud jde o hmotnosti a poloměry,s přesností na 2% a efektivní teploty hvězd s přesností na 5%.G. Ramsay aj. objevili těsnou dvojhvězdu V = 21 mag s nejkratšíznámou oběžnou periodou 5,4 min, takže oběžná rychlost složekdosahuje 1000 km/s a jejich vzájemná vzdálenost činí jen 100 tis.km. Jde o rentgenový pulzar RX J0806+15, tvořený dvěma bílýmitrpaslíky, z nichž jeden přebírá hmotu od druhého a díky tomu jesilně magnetický. G. Israel aj. zjistili, že roční tempo přenosuhmoty dosahuje 3.10^-7 M_o, a že dárce má poloměr 0,02 R_o, takžese nalézá na Rocheově mezi, a hmotnost 0,12 M_o. Autoři sedomnívají, že objekt je velmi nadějným kandidátem pro zachycenígravitačních vln aparaturami příští generace detektorů. K.Apparao odvodil rotační periodu 1,5 d pro průvodce hvězdy Begamma Cas. Odtud usoudil, že průvodce je ve skutečnosti bílýtrpaslík, jenž obíhá kolem hlavní složky v periodě 204 d. N. Webbaj. odhalili chladné skvrny na povrchu sekundární složky těsnédvojhvězdy SS Cygni, které vznikají ochlazováním silnýmmagnetickým polem o indukci až 0,3 T na povrchu hvězdy sp. třídyK. Vznik tak silného magnetického pole souvisí se ztrátou hmotysilně ionizovaného větru sekundární složky, čímž docházík dynamovému efektu.

A. Tutukov a A. Fedorovová studovali vývoj těsných dvojhvězd,v nichž má primární složka původní hmotnost vyšší než 25 M_o.Ukázali, že takové soustavy skončí jako polodotykové s černoudírou o hmotnosti v rozmezí 4 -- 25 M_o. Dárcem hmoty může býthvězda hlavní posloupnosti nebo podobr, případně nedegenerovanáhéliová hvězda či bílý trpaslík. Tempo výměny hmoty je dánovývojovou etapou dárce, hvězdným větrem i vyzařovánímgravitačních vln, jež vede ke spirálovému přibližování složeka tím i k růstu tempa výměny hmoty mezi složkami. Soustavy senavenek prozradí jako rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotnostíprůvodce (HMXB).

J. Dewi aj. modelovali vývoj dvojhvězdy, v níž jednu složku tvoříneutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_o, a druhou složkou jeobnažená heliová hvězda s hmotností 1,5 -- 6,7 M_o. Ukázali, žeheliová hvězda je pozůstatkem po žhavé hvězdě třídy Bes hmotností 8 -- 20 M_o, která se začala rozpínat až poté, kdypůvodně hmotnější a relativně vzdálená hvězda v soustavě jižvybuchla jako supernova. Jakmile hvězda B dosáhla Rocheovy meze,začal vodíkový obal přetékat přes Rocheův lalok a vytvořilspolečnou plynnou obálku soustavy, což mělo za následek, že jižexistující neutronová hvězda se v odporujícím prostředí obálkysilně přiblížila ke své hmotnější partnerce. Pokud přenos hmotyzačal již během fáze hoření hélia v jádře hvězdy a hmotnostheliové hvězdy je menší než 2,9 M_o (tj. původní hmotnost hvězdybyla menší než 12 M_o), tak se hvězda nakonec změní na bíléhotrpaslíka typu CO. Totéž platí i pro heliové hvězdy s hmotnostímenší než 1,8 M_o pro případ, že přenos hmoty začal až poskončení fáze hoření hélia v jádře, ale ještě před počátkemhoření uhlíku. Heliové hvězdy s hmotností do 2,5 M_o skončív tomto případě jako bílí trpaslíci třídy ONe. Nad touto mezívšak heliová hvězda nakonec vybuchne jako supernova, takževznikne těsná soustava dvou neutronových hvězd. Mimochodem,hvězdy se společnou obálkou (kontaktní těsné dvojhvězdy typuW UMa) jsou vůbec nejběžnějším typem proměnných hvězd - je jichvíce než všech ostatních klasifikovaných proměnných hvězddohromady.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Hned na počátku r. 2002 ohlásil W. Liller nový výbuch novy IMNormae, jež poprvé vzplanula r. 1920, kdy dosáhla 9 mag, zatímcojejí klidová jasnost se pohybuje kolem 18 -- 19 mag. Nyní dosáhla8 mag na snímcích z 10. ledna, setrvala na maximální jasnostipřes dva měsíce a teprve pak opět zeslábla na 11,8 mag v polovinědubna 2002. Koncem téhož měsíce přešla do nebulárního stadia.Novým vzplanutím se ovšem zařadila mezi nevelkou skupinu devítirekurentních nov v naší Galaxii; jde o první případ "železné"novy v této třídě. Archivní pátrání však neodhalilo žádné dalšívzplanutí v rozmezí 1894-1954. Jak zjistili T. Kato aj., nova jetotožná s rentgenovým zdrojem 2U 1536-52 a vzplanutí jsoudoprovázena velkou ztrátou hmoty ze soustavy.

Podle H. Baby aj. jsou rekurentní novy tvořeny párem bíléhoa červeného trpaslíka, který vyplňuje Rocheovu mez, takže přetokna bílého trpaslíka probíhá přes akreční disk. Vzplanutí jsou pakdůsledkem zesílené akrece. Tyto údaje se podařilo odvodit díkyrekurentní trpasličí nově WZ Sge, jež shodou okolností patřímezi zákrytové dvojhvězdy s oběžnou dobou 82 min a sklonem dráhy75°. Dopplerova tomografie ukázala na nesouměrnou spirálnístrukturu v akrečním disku. K velkým vzplanutím WZ Sge docházelov intervalu kolem 33 roků (1913, 1946, 1978); nicméně poslednízjasnění z 23. července 2001 přišlo o plných 10 roků dříve, nežse čekalo a nova při něm dosáhla 9,7 mag, zatímco v "klidu" mívákolem 15,5 mag. Jak uvedl J. Patterson, jde vůbec o nejlépesledované vzplanutí trpasličí novy, jelikož se podařilozorganizovat celosvětovou pozorovací kampaň, která pokračovalaplných 325 nocí po samotném vzplanutí, když k zákrytům v červencia srpnu 2001 docházelo uprostřed noci. Tak bylo možné sledovatpodrobně změny po maximu, kdy jasnost novy nejprve plynuleklesala, aby posléze přešla v sekundární výbuchy a závěrečnýnávrat do klidu. C. Knigge aj. využili HST k objevu 15 s oscilacíjasnosti WZ Sge, k nimž docházelo asi měsíc po poslednímvzplanutí. Upozornili na velký nepoměr hmotností složek, kdyčervený trpaslík má jen 5% hmotnosti bílého trpaslíka, alepříčinu těchto rychlých oscilací nenašli.

E. Sion a J. Urban zjistili díky spektrům z družice IUE, že bílýtrpaslík v kataklyzmické dvojhvězdě RU Peg je v kategoriitrpasličích nov nejteplejší, neboť jeho efektivní teplota činíplných 52 kK. Jeho hmotnost činí 1,3 M_o a obíhá kolem společnéhotěžiště s trpaslíkem třídy K2-5 v periodě 9,0 h. Jasnost soustavypodléhá jednak oscilacím s periodou 12 s, dále pakkvaziperiodickým oscilacím s periodou 51 s a konečně vzplanutíms periodou 80 d a amplitudou 3 mag. Akrece hmoty na bíléhotrpaslíka probíhá rychlostí 10^-9 -- 10^-10 M_o/r. S. Howell aj.studovali teplotní poměry v akrečním disku trpasličí novy WXCeti, jejíž oběžná perioda činí 86 min a jež naposledy vybuchla10. listopadu 1998. Ukázali, že vnitřní okraj akrečního disku senachází ve vzdálenosti pouhých 2,5 poloměru bílého trpaslíkaa dosahuje na vnější hraně teploty 70 kK. Podobně J. Sepinsky aj.ukázali na základě spekter z HST, že teplota vnější hranyakrečního disku trpasličí novy RX And se zvýšila o 11 kK běhemjejího vzplanutí. Efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíkao hmotnosti 0,8 M_o dosahovala 40 kK a během výbuchu přiteklo najeho povrch 2.10^-10 M_o hmoty. Autoři odtud uzavírají, žekataklyzmické proměnné se skládají z horkého bílého trpaslíkaobklopeného tlustým akrečním diskem, do něhož přetéká proměnnýmtempem látka z pozdní hvězdy hlavní posloupnosti, jež vyplňujesvůj Rocheův lalok. Akrece se přitom odehrává při velmi vysokéteplotě kolem 50 kK.

První klasickou galaktickou novu roku V2540 Oph objevilinezávisle K. Haseda a Y. Nakamura 24. ledna jako objekt 9 magv poloze 1737-1623. Šlo o běžnou "železnou" novu těsně po maximu,které podle archivních snímků proběhlo již 21. ledna. Druhépodružné maximum 8,8 mag nastalo počátkem března, takže nova sevyvíjela velmi pomalu. Další nova V4741 Sgr byla objevena W.Lillerem 15. dubna v poloze 1800-3054 jako objekt 9,2 mag.I v tomto případě šlo o železnou novu s rychlostí rozpínánívodíkových obalů až 1800 km/s a silně zčervenalou, což svědčío její velké vzdálenosti od nás. Týž astronom objevil 15. zářínovu V4742 Sgr v poloze 1802-2520, která dosáhla 8 maga jejíž obálka se rozpínala rychlostí 1100 km/s. O pět dnůpozději zabodoval znovu K. Haseda, když ohlásil objev novyV4743 Sgr v poloze 1901-2200. Nova byla v té době dokonceviditelná očima s maximem 4,9 mag. Čtvrtou novu ve Střelci nalezlV. Tabur 25. října v poloze 1747-2328 jako objekt 9,7 mag.Dostala označení V4744 Sgr.

M. Della Valle aj. zkoumali spektrální vývoj jasné novy V382Velorum od 5. dne po objevu do 1,4 r po maximu. Nova dosáhlamaxima 23. května 1999, kdy byla V = 2,3 mag a zařadila se mezirychlé železné novy. Při vzdálenosti 1,7 kpc odtud vyšlaabsolutní hvězdná velikost -8,9 mag, což svědčí o tom, že bílýtrpaslík v soustavě těsné dvojhvězdy má vysokou hmotnost 1,15M_o. Při výbuchu se rozptýlilo méně než 10^-5 M_o.V září 1990 odhalila družice ROSAT rentgenový výbuch zdroje1RXS J1732-1934 a v téže poloze pak v červnu 1998 vybuchlaklasická optická nova V2487 Oph, která dosáhla v maxima 9,5mag, ale pak její jasnost rychle klesala, takže za 2,7 r povýbuchu dosáhla opět klidového stavu. M. Hernanzová a G. Salaovávyužili měření z rentgenové družice Newton z r. 2001 k důkazu, žemezi složkami dvojhvězdy se obnovil přenos hmoty, takže tím sepodařilo podat přímý důkaz o správnosti základní představy, ževýbuch novy se připravuje dlouhou dobu pomalým přetokem vodíkuz průvodce na bílého trpaslíka, jehož povrch tvoří uhlíka kyslík, popř. neon.

V. Šimon zjišťoval chování postnovy Persei 1901 (= GK Per) nazákladě archivních snímků a fotoelektrických měření v druhépolovině 20. stol. Nova je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou1,99 d a rotační periodou bílého trpaslíka 351 s. V soustavědochází k opakovaným optickým výbuchům s amplitudou 2 -- 3 mag,ale rekurence výbuchů se postupně prodlužuje, kdežto jejichamplituda roste. Zatímco mezi lety 1948-1967 se výbuchy opakovalyv intervalu 385 dnů, v průběhu sedmdesátých let se intervalprodloužil až na 2,4 r a stále roste až na současných 3,7 r.Postnova patří k tzv. přechodným polarům, jichž je v současnédobě známo asi 25. Jde vesměs o postnovy, v nichž silnémagnetické pole bílého trpaslíka rozrušuje vnitřní částiakrečního disku kolem něho tak, že plyn klouže podél magnetickýchsiločar a dopadá na povrch kompaktní hvězdy v okolí jejichmagnetických pólů. Před dopadem prochází plyn rázovou vlnou,v níž se intenzívně ohřívá, což vede ke zmíněným výbuchům jakv optickém, tak i ultrafialovém a rentgenovém pásmu.

Poněkud atypickým polarem je i zákrytová dvojhvězda EX Hya(=4U1228-29), tvořená bílým a červeným trpaslíkem třídy M4. Přivzdálenosti 65 pc jde o jednu z nejbližších kataklyzmickýchproměnných s oběžnou dobou 98 min a rotační periodou bíléhotrpaslíka o hmotnosti 0,6 M_o plných 67 min. S. Eisenhardt aj.zjistili, že tempo akrece na bílého trpaslíka dosahuje 3 Pg/sa vyzářený výkon činí 30 YW. A. Olech fotometroval známoupostnovu V1974 Cygni (1992) v průběhu r. 1997. Zjistil, žerotační perioda bílého trpaslíka činí plných 122 min, zatímco oběsložky kolem sebe oběhnou už za 117,0 min. Akreční disk kolembílého trpaslíka vykazuje precesi, což vyvolává variace rotačníperiody.

J. Krautter aj. využili infračerveného spektrometru NICMOS na HSTke studiu vývoje plynných obalů nov V723 Cas (1995), V1974Cyg (1992), QU Vul (1984 č. 2) a QV Vul (1987) v pásmech1,9 -- 2,4 µ. Rychlost vývoje nov souvisí zřetelně s tvaremplynného obalu a jejich úhlové rozpínání v návaznosti na známoulineární rychlost rozpínání může dát i vzdálenost novy od nás.Slabinou metody je však právě okolnost, že z různých spektrálníchčar vychází zřetelně různá lineární rychlost rozpínání, což vedeobvykle k významnému přecenění skutečné vzdálenosti novy od nás(pozn. jg).

M. Della Valle a R. Gilmozzi ukázali, že díky nové generaci 8 mteleskopů lze využívat nov jako indikátorů vzdálenostísousedních galaxií. Zatímco novy v Magellanových mračnechdosahují v maximu 10 -- 12 mag a v galaxii v Andromedě až 16,5 mag(první "českou" novu v M31 objevil v noci 3./4. srpna 2002astronom-amatér K. Hornoch pomocí 0,35 m reflektoru),u vzdálenějších hvězdných soustav jsou novy tak slabé, žek jejich objevování nestačí ani 4 m teleskopy. Pomocí 8 m všaklze objevovat novy (a sledovat jejich pokles jasnosti po maximus dostatečnou přesností) až do vzdáleností kolem 20 Mpc. Prodanou galaxii by šlo při systematickém sledování objevit ročněstovku nov, a to by velmi pomohlo při zpřesnění vzdálenostimateřské galaxie, čili i při kalibraci zářivých výkonů supernovv těchže galaxiích kvůli zpřesnění kosmologického "žebříkuvzdáleností".

R. Rosner aj. studovali vlastnosti povrchu bílých trpaslíků,kteří nabírají vodík od svého průvodce v době před výbuchemsupernovy. Ukázali, že dopadající vodík vytváří na povrchu bíléhotrpaslíka vlny o výšce až 1 km, které se ženou po hladině uhlíkua kyslíku, popř. uhlíku a neonu, rychlostí až 2000 km/s, ačkolivjejich hustota je tisíckrát vyšší než hustota olova v pozemskýchpodmínkách. Přitom se prvky promíchávají a tím postupněpřipravují podmínky pro překotnou termonukleární reakci veslupce, což je bezprostřední příčinou výbuchu novy. Vodíkováslupka těsně před výbuchem dosahuje tloušťky až 10 km.

2.6.2. Fyzické proměnné

Stálicí mezi proměnnými je už od počátku léta 2000 jasná hvězdatřídy Be delta Scorpii, která se tehdy rychle zjasnilaz obvyklých 2,25 mag na 1,9 mag a zřetelně tak pozměnila vzhledsouhvězdí Štíra. Koncem r. 2001 se dále zjasnila na 1,6 mag(nejjasnější hvězda souhvězdí Antares má 1,1 mag) a na tétojasnosti setrvávala i celý rok 2002.

Proměnnou hvězdou roku se však bezkonkurenčně stala hvězda V838Monocerotis, kterou 6. ledna 2002 objevil Australan N. Brownv poloze 0704-0350, když si povšiml jejího zjasnění na 10 mag,zatímco ještě dva týdny předtím musela být slabší než 14 mag.Hvězda nebyla zaznamenána ani na archivních snímcích z let1930-1952 s mezní hvězdnou velikostí 11,5 mag. Po r. 1999 bylaurčitě slabší než 12 mag a její klidová jasnost ve vizuálnímoboru se pohybovala kolem 15,5 mag. Od samého počátku seukazovalo, že tuto proměnnou nelze zařadit do žádné známékategorie. Podobala se sice novám nebo hvězdám prodělávajícímpozdní héliový záblesk jako známý objekt Sakurai, alespektrum s početnými absorpcemi i emisemi bylo neobvykléa barevné indexy jakbysmet. Hvězda též vynikala neobvykle vysokoujasností v blízké infračervené oblasti spektra, kde bylyobjeveny čáry H, Mg, Si a Fe, což nasvědčovalo existenci rozsáhlépoměrně chladné plynné obálky, rozpínající se však pomalurychlostmi do 500 km/s.

Zatímco teoretici si marně lámali hlavu, oč jde, připravila V838Mon pozorovatelům naprosto neuvěřitelné divadlo v noci z 2. na3. února 2002, když se jim začala doslova před očima výraznězjasňovat (u nás toto stádium pohotově zachytil L. Šmelcer nahvězdárně ve Valašském Meziříčí a zburcoval i další česképozorovatele, kteří tak prožili něco, co člověk patrně zažijenanejvýš jednou za život) a současně se drasticky měnilo jejíspektrum. Podle T. Iijimy a M. Della Valleho přibyly emisní čáryionizovaných kovů a hvězda se zjasnila během tří dnů na 6,7 maga tuto vysokou jasnost si s nevelkým kolísáním udržela až dobřezna 2002. Celková amplituda zjasnění tak dosáhla plných 9 mag.Díky tomuto nečekanému vývoji se pak na hvězdu zaměřilyspektrografy obřích teleskopů, jež shodně potvrdily velmi malourychlost rozpínání plynných obalů a současně velkou bohatosta rychlé změny emisního i absorpčního spektra ve viditelnémi infračerveném pásmu. Do poloviny února nepřetržitě rostlainfračervená jasnost objektu, zatímco efektivní teplota klesalaaž na 4,5 kK a v jeho obálce se začala v té době tvořit prvníprachová (silikátová) zrnka.

V téže době byla poprvé pozorována proslulá "světelná ozvěna",typická pro novy a případně supernovy. Jde v podstatě o postupnéozařování již dříve vyvrženého materiálu světlem náhléhovzplanutí. Rozměry světelné ozvěny rostou rychlostí světla, cožmj. umožňuje odhadnout za určitých předpokladů vzdálenost objektuod nás. V našem případě rostl úhlový průměr světelné ozvěnyrychlostí 0,54arcsec/d, takže koncem března dosáhl hodnoty 27arcsec. Odtudvyšla podle U. Munariho aj. vzdálenost objektu 790 pc. V březnu2002 se mnohé absorpční čáry a pásy změnily v emisní, cožnasvědčovalo zředění plynných i prachových obalů a teplota dáleklesala na 4 kK. K další nápadné změně spektra došlo v polovinědubna 2002, kdy hvězda zčervenala na spektrální typ gM5 s pásyTiO a dalších molekul, tj. teplota fotosféry odpovídala už jen3 kK. Koncem dubna zobrazil světelnou ozvěnu HST kamerou ACSa série těchto snímků v časovém sledu se pak stala nejenomastronomickým snímkem roku, ale jedním z nejkrásnějších záběrůHST vůbec, jak se mohou snadno přesvědčit návštěvníci internetunebo majitelé české Hvězdářské ročenky na r. 2004. Ozářená slupkakolem V838 Mon má totiž velmi zajímavou strukturu s mnohakoncentrickými prstenci, oblouky a vlákny, jež výbuch hvězdypostupně zviditelňuje. Snímky z HST však vedly k podstatně většívzdálenosti objektu. H. Bond aj. ji odhadují přibližně na 5 kpcs chybou kolem 40%, čemuž by odpovídala maximální absolutníhvězdná velikost objektu -8.

Další změny chování objektu se však nepodařilo zaznamenat přímo,jelikož V838 Mon se skrývala až do konce srpna 2002 za Sluncem.Když se vynořila, byl centrální objekt na minimu jasnosti 16,0mag ve vizuální části spektra a světelná ozvěna se dálerozprostřela a slábla; uprostřed byla tmavá dutina o průměru15arcsec. Světlo ozvěny jevilo 45% polarizaci. Počátkem října 2002bylo spektrum V838 Mon klasifikováno jako M10 III, takže maximumjasnosti se posunulo hluboko do infračervené oblasti spektra.Koncem října už spektrum odpovídalo spíše teplejším hnědýmtrpaslíkům než hvězdám, neboť se v něm mj. objevily pásy vody!Současně se opět změnily odhady vzdálenosti objektů až naneuvěřitelných 10,5 kpc, což má přirozeně závažné důsledky proodhad energie vyzářené během výbuchu. Hvězda byla patrně počátkemr. 2002 nejsvítivější hvězdou Galaxie vůbec! Podle D. Banerjeehoa N. Ashoka však už po čtyřech měsících od konce vzplanutí kleslaefektivní teplota jejího povrchu na pouhé 2,5 kK a hmotnostvyvrženého materiálu dosáhla až 10^-5 M_o. Koncem roku dosáhlarozpínající se obálka úhlového průměru 60arcsec.

G. Fritz Benedict aj. využili pointeru FGS3 HST ke změřenítrigonometrické paralaxy proměnné hvězdy delta Cephei o hmotnosti4 M_o, jež je prototypem cefeid a s výjimkou Polárky téžnejbližší známou cefeidou. Dostali tak vzdálenost 273 pc, kteráje určena téměř čtyřikrát přesněji než hodnota zjištěná předčasem družicí HIPPARCOS. Změřili též vlastní pohyb hvězdy0,017arcsec/r, v naprosté shodě s výsledkem měření družice HIPPARCOS.Stejným způsobem změřili též paralaxu prototypu proměnných třídyRR Lyrae a obdrželi tak vzdálenost 262 pc. To zajisté přispějek lepší kalibraci vzdáleností ve vesmíru pomocí tohoto typuproměnných hvězd. Jak uvedli G. Bono aj., je totiž zmíněnávzdálenost ve výborné shodě s tzv. pulsační paralaxou 259 pc.N. Evansová aj. se zabývali změnami pozorovaných hodnot proPolárku, jež je - jak známo - pulsující cefeidou sp. třídy F7Ib. Za poslední půlstoletí se amplituda optických pulsací výrazněsnížila, kdežto její pulsační perioda 4,0 d se prodlužuje tempem3,2 s/r. Její vzdálenost od nás činí 132 pc, takže její absolutníhvězdná velikost dosahuje -3,6 mag a hmotnost 6 M_o. Polárka mápřinejmenším tři vizuální průvodce v úhlových vzdálenostech 19arcsec,43arcsec a 83arcsec. J. Davis aj. ukázali, že během posledních 90 letklesla amplituda světelných změn z 0,12 na 0,02 mag, avšakv poslední době se opět mírně zvýšila na 0,03 mag. D. Turner a J.Burke využili měření poloměrů 13 jasných cefeid ke zlepšeníempirického vztahu mezi poloměrem cefeid a trváním jejichperiody světelných změn. Odtud se pak odvíjí i zlepšeníkalibrace stupnice vzdálenosti galaxií, založené převážně napozorování cefeid v nich.

M. Reid a J. Goldston odhalili příčinu výrazných periodickýchpoklesů jasnosti až o 8 mag u hvězdy o Ceti, jež jeprototypem pulsujících proměnných hvězd - mirid. Jakmile se totižatmosféra hvězdy lehce ochladí, kondenzuje v ní tolik TiO, žezcela pohltí viditelné záření zvnitřku hvězdy, což má za následekprudké rozepnutí fotosféry až na dvojnásobek klidové hodnoty. Tímse však teplota fotosféry sníží až na 1400 K, energie se vyzařujepřevážně v infračerveném oboru spektra a hvězda ztmavne veviditelném světle. G. van Belle aj. určili pomocí interferometrůIOTA a PTI úhlové průměry 22 mirid v rozmezí 0,004 -- 0,022arcsec.Měřené miridy jsou od nás vzdáleny 115 -- 1140 pc; mají efektivníteploty 1,99 -- 3,25 kK; lineární poloměry 236 -- 801 R_o a pulsujívětšinou v základním módu, resp. na 1. harmonické frekvenci.Speciálně pro Miru Ceti dostali při vzdálenosti 121 pc absolutníhvězdnou velikost -7,8 a poloměr 470 R_o. Tak se zvýšil početmirid s dobrými parametry na 37. K miridám patří též proměnnáR Hya, kterou objevil již r. 1662 gdaňský hvězdář Hevelius. Jakzjistili A. Zjilstra aj., do r. 1950 se její perioda pulsacílineárně zkracovala z 495 d na 385 d a od té doby je stálá.Amplituda pulsací dosahuje pouze něco přes 2,5 mag, zatímcou ostatních mirid nejméně 4 mag a maximálně 10 mag. Autoři soudí,že výrazné změny periody souvisejí s epizodou větší ztráty hmotyhvězdy někdy před r. 1750, což by mohlo vysvětlit, proč řadačervených obrů na asymptotické větvi diagramu H-R je obklopenasoustřednými prstenci materiálu.

T. Mizerski a M. Bejger využili obsáhlého pozorovacího materiáluo jasnostech hvězd, získaných v projektu OGLE II (hledánígravitačních mikročoček ve výduti Galaxie) k rozpoznání 3969nových proměnných hvězd a jejich klasifikaci. U 762 hvězd sepodařilo určit periodu světelných změn; z toho je 110 těsnýchkontaktních dvojhvězd a 71 proměnných typu RR Lyr. Ukazuje setéž, že všichni červení trpaslíci třídy M patří mezi proměnnéhvězdy.

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy

C. Quiroga aj. určovali vlastnosti symbiotické dvojhvězdy ARPavonis, skládající se z horké složky o hmotnosti 1,0 M_o a obříhvězdy o hmotnosti 2,5 M_o. Složky kolem sebe obíhají po kruhovédráze v periodě 605 d a horká složka je obklopena akrečním diskem,napájeným plynem přetékajícím z obra třídy M3 III, jenž vyplňujeRocheův lalok. Horká složka je patrně bílý trpaslík, protože jeobklopen planetární mlhovinou. Jak ukázali C. Brocksopp aj.,skládá se známá symbiotická dvojhvězda V1016 Cygni, vzdálená odnás 2 kpc, z bílého trpaslíka a miridy, jež kolem sebe obíhajív periodě 15 r při vzájemné vzdálenosti 84 AU. Interakce mezisložkami je však přesto výrazná, protože z bílého trpaslíkavyvěrá bipolární výtrysk, pozorovatelný ve spektru čáry [O III].Ostatně též T. Iijima zjistil, že i když v symbiotickýchdvojhvězdách nevyplňují složky soustavy Rocheovy laloky zcela,dochází tam přesto k přenosu hmoty mezi složkami tempem až10^-7 M_o/rok.

A. Evansovi aj. se podařilo pozorovat pomocí submilimetrovéhoradioteleskopu JCMT na vlnových délkách 450 a 850 µm objektSakurai (V4334 Sgr), jenž se zjasnil jako nova v r. 1996 a odté doby vykazuje charakteristiky jádra vznikající planetárnímlhoviny. Bílý trpaslík je obklopen horkým prachem, jenž unikáz jeho okolí tempem několikanásobků 10^-7 M_o/r. Úhlový průměrprachové slupky dosáhl v srpnu 2001 hodnoty 0,055arcsec. Všenasvědčuje tomu, že vzplanutí v r. 1996 způsobil závěrečnýhéliový záblesk hvězdy na špičce asymptotické obří větve diagramuH-R, takže hvězda nyní doslova před našima očima směřuje k fázibílého trpaslíka za současného vzniku planetární mlhoviny.Dokazují to též spektra zakázaných emisních čar N a O, nalezenáv polovině r. 2001 pomocí spektrografu VLT ESO na Cerro Paranal.Zatímco ještě r. 1997 činila efektivní teplota hvězdy pouze 5,5kK, dosáhla v r. 2001 hodnoty 20 kK. Pomocí teleskopu IRTF sepodařilo v srpnu 2002 odhalit ve středním infračerveném pásmuabsorpce Si, jež svědčí o vzniku vlažného prachu o teplotěpouhých 430 kK kolem hvězdy, jejíž infračervený zářivý výkon takstoupl o 40%. Podle J. Castory aj. kondenzuje kolem hvězdyčervený cirkumstelární disk, podobající se diskům u hvězd FG Sgenebo V605 Aql.

C. Deliyannis aj. zjistili, že hvězda J37 ve hvězdokupě Hyádymá o řád vyšší zastoupení lithia, než jaké se vyskytujev meteoritech. Považují to za důkaz difuze prvků v atmosféráchhvězd s efektivní teplotou 6900 -- 7100 K, což pak vede k chemickypekuliárním hvězdným spektrům.

2.6.4. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

H. Imai aj. zjistili pomocí interferometru VLBI, že hvězdaW43A (Aql) ve vzdálenosti 2,6 kpc je v mikrovlnném pásmuradiových vln ozdobena dvěma úzkými protilehlými výtrysky vodníhomaseru, v nichž plyn z červeného obra proudí pryč od hvězdyrychlostí 150 km/s v podobě tryskajícího vodotrysku. Výtrysky sevlivem precese stáčejí do šroubovice patrné až do vzdálenosti0,3 pc od hvězdy. Autoři se domnívají, že výtrysky podléhajícíprecesi jsou staré pouze 30 roků a hvězda sama právě vstupuje dofáze vzniku planetární mlhoviny, takže během nejbližšího tisícelet se zde utvoří protáhlá mlhovina. M. Claussen odtud vyvozuje,že právě takto vzniká typický nesférický tvar většinyplanetárních mlhovin, ovlivněný navíc silným magnetickým polemčerveného obra. Protáhlé jsou též všechny planetární mlhovinyv těsných dvojhvězdách. Nejprotáhlejší planetární mlhovinuzobrazil loni HST. Jde o objekt He 3-401, vzdálený od nás 3kpc. Mlhovina sama je stará pouze několik málo tisíc let.N. Sterling aj. objevili díky družici FUSE poprvé čáru Ge III(109 nm) v daleké ultrafialové oblasti spektra planetárnímlhoviny NGC 3132. Jelikož čára je nejméně o řádintenzívnější, než se očekávalo, jde o přímý důkaz, že v červených obrechvznikají prvky těžší než železo zachycováním pomalýchneutronů v atomových jádrech.

Zatímco v průběhu minulého století se podařilo identifikovatzhruba 1500 planetárních mlhovin, jejichž generální katalogpublikoval v r. 2001 náš krajan L. Kohoutek, nové přehlídkyzřejmě tento počet podstatně zvýší. Pomocí Schmidtovy komory UKSTs průměrem zrcadla 1,2 m, instalované na observatoři SidingSpring v Austrálii, se podařilo během přehlídky v čáře Halpha podél70% výseče galaktické roviny najít zhruba 1000 dosud neznámých planetárních mlhovin a další stovkyv oblasti galaktické výduti.

H. Richer aj. využili 17 Mpix kamery ACS HST k objevu 600 bílýchtrpaslíků na 8 dnů trvající expozici kulové hvězdokupy M4 (Sco)s mezní hvězdnou velikostí 30 mag. Snažili se nalézt nejvícevychladlé bílé trpaslíky, jelikož křivka poklesu teploty s časemje pro tyto hvězdy dobře kalibrována. Odtud jim vyšlo stáříkulové hvězdokupy (12,7 ± 0,7) Gr, což je v souladu s nynípřijímaným stářím vesmíru 13,5 Gr. Hvězdokupa je od nás vzdálena2 kpc.

J. Provencal aj. zkoumali bílého trpaslíka Prokyon B v širokémpásmu 180 -- 1000 nm pomocí spektrografu HST STIS. Ve spektrunašli čáry C, Mg II a Fe a z průběhu spojitého spektra odvodiliefektivní teplotu povrchu hvězdy 7700 K a její poloměr 0,012 Ro.R. Scholzovi aj. se podařilo objevit velmi volný pár chladnýchbílých trpaslíků v polohách 2231-7514 a 2231-7515 ve vzdálenosti15 pc od Slunce. Objekty 16,6 a 16,9 mag jsou od sebe úhlověvzdáleny 93arcsec a vykazují shodný vlastní pohyb úhlovou rychlostí1,9arcsec/r. Oba trpaslíci patří k velmi staré diskové populaci hvězd,čemuž odpovídá neuvěřitelně nízká efektivní teplota 3,8 a 3,6 kK.G. Ramsay aj. našli naopak velmi těsný pár bílých trpaslíků RXJ1914+24 s velmi krátkou oběžnou dobou 9,5 min. Zatímco menšía hmotnější trpaslík v páru je silně magnetický, jeho většía lehčí průvodce má jen velmi slabé magnetické pole. Pokud přitomnerotuje synchronně, vytváří se mezi ním a magnetickým trpaslíkemextrémně silné elektrické pole a to je důvod, proč objekt výraznězáří v rentgenovém oboru. Do jisté míry to připomíná situaciJupiteru se silným magnetickým polem a Galileových družic, mezinimiž a planetou probíhají velmi silné elektrické proudy.Pozorování pomocí HST ukázala že staří bílí trpaslíci náležejíke dvěma různým populacím. První populaci představují bílítrpaslíci v tlustém disku Galaxie, kdežto příslušníci druhépopulace tvoří halo naší Galaxie. V okolí Slunce se pak vyskytujízástupci obou populací a tvoří pro svou nepatrnou svítivost většíčást skryté hmoty v této části Galaxie.


(pokračování)
Tvorca HTML: Richard Komžík

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Blíží se zatmění Měsíce
Ilustrační foto...
Pohled třetím okem
Ilustrační foto...
Nová kniha
Ilustrační foto...
O svícení 55
Ilustrační foto...
CERN má narozeniny
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691