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 2003 - Díl C

Další díl seriálu věnovaného novinkám z astronomie. Tentokráte o hvězdném vesmíru...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyMS, LS, RS.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Výzkum exoplanet se stal během jediné dekády od prvních důkazů,že tato tělesa opravdu existují, patrně nejdynamičtějšísoučástí hvězdné astronomie, a to především díkyneustále se zlepšujícím metodám vyhledávání. Počátkem r. 2003překročil počet objevených exoplanet magickou hranici 100 v 87různých soustavách. Podle D. Fischerové aj. dosáhl počet soustavs více než jednou exoplanetou rovněž magického čísla 10.Minimální hmotnosti exoplanet, obíhajících hvězdy hlavníposloupnosti, se pohybují v rozmezí 0,1 -- 15 Mj a jejich oběžnédoby v rozmezí 3,0 -- 5360 d (15 let).

Vůbec první exoplanety objevili ovšem A. Wolszczan a D. Frailjiž v r. 1992, ale zcela nečekaně je jejich mateřskou hvězdoumilisekundový pulsar PSR 1257+12 (Vir), tj. kompaktníneutronová hvězda. To znamená, že původní hmotná dvojhvězdaprodělala nejprve výbuch supernovy, a exoplanety se utvořilyz cirkumstelárního disku až po tomto gigantickém výbuchu. M.Konacki a A. Wolszczan v měřeních kolísání impulsní periodypulsaru stále pokračují, takže v současné době mají dobré údajeo třech exoplanetách: nejblíže k neutronové hvězdě obíháexoplaneta A ve vzdálenosti 0,19 AU, oběžné době 25 d a hmotnostijen 0,02 Mz; další exoplaneta B je vzdálena 0,36 AU, obíhá za66,5 d a její hmotnost činí 4,3 Mz, kdežto nejvzdálenějšíexoplaneta C má vzdálenost 0,46 AU, oběžnou dobu 98,2d a hmotnost 3,9 Mz. Exoplanety B a C vykazují dráhovourezonanci 3:2, což naznačuje dlouhodobou stabilitu soustavy.Kromě toho se v soustavě pravděpodobně vyskytuje ještě jednamimořádně hmotná (100 Mz ?) a vzdálená (40 AU ?) exoplanetas oběžnou dobou kolem 170 let.

Nyní však S. Sigurdsson aj. objevili exoplanetu u binárníhopulsaru B1620-26 (Sco) v kulové hvězdokupě M4 (NGC 6121),vzdálené od nás 2,2 kpc. Kolísání 11 ms impulsní periody pulsaru- neutronové hvězdy o hmotnosti 1,35 MS - nejprve prozradilovýskyt průvodce, bílého trpaslíka o hmotnosti 0,34 MS s oběžnoudobou 191 d. Ten byl posléze zobrazen pomocí HST; odtud vyplynulojeho stáří 480 mil. roků. Kulová hvězdokupa je však stará 13 mld.roků. Prodloužená série měření variací impulsní periody všakprokázala výskyt třetího tělesa v soustavě, které je od zmíněnéhodvojhvězdy vzdáleno 23 AU a jehož hmotnost minimálně 2,5 Mj jeřadí mezi obří exoplanety. To nikdo nečekal, protože před 13 mld.let bylo zastoupení těžkých prvků ve vesmíru zhruba dvacetkrátnižší než dnes, a tak je záhada, odkud se tehdy vzalo kamennéjádro budoucí exoplanety, jež by dle dosavadních představ mělobýt tvořeno těžkými prvky. Podobně nejasné je, jak se mohla dátdohromady neutronová hvězda s podstatně mladším bílým trpaslíkem.

R. Butler aj. využili mimořádně přesného spektrografu u obříhoKeckova teleskopu k objevu exoplanet s dlouhými oběžnými dobamiod 1,1 do 6,0 roků a s čím dál tím nižšími minimálnímihmotnostmi. Speciálně průvodce hvězdy HD 49674 má alespoň 0,12Mj a trpaslík HD 128311 (sp. dKO) má průvodce na mírněvýstředné dráze s poloosou 1 AU. B. Sato aj. nalezli prvníexoplanetu u obří hvězdy HD 104985 (G9 III; 102 pc; 11RS; 59LS; 4,8 kK; 1,6 MS). Exoplaneta o minimální hmotnosti 6Mjobíhá v periodě 198 d ve vzdálenosti 0,8 AU od hvězdy.

Dosud nejúspěšnější metoda vyhledávání exoplanet pomocíperiodických výkyvů radiální rychlosti mateřské hvězdy dostávápozvolna významnou konkurenci v podobě fotometrie přechodůexoplanet přes disk mateřské hvězdy (analogie přechodů Merkurua Venuše přes sluneční disk). Vysoká přesnost fotometrie pomocíkamer CCD totiž umožňuje, aby se do pozorování přechodů exoplanetzapojili i astronomové-amatéři s dalekohledy o průměru objektivukolem 75 mm (viz adresa: transitsearch.org). Světelné křivkytakto získané poskytují více informací o exoplanetě, než kolikjich získáme metodou radiálních rychlostí zejména proto, že odtudlze určit sklon oběžné roviny exoplanety vůči zornému paprsku,což pak umožňuje určit hmotnost, rozměr i hustotu exoplanety.

Ideální je ovšem spojení spektroskopické a fotometrické metody,jak ukázal výzkum prototypu - hvězdy HD 209458 (V376 Peg; 7,7mag; sp. G0 V; 1,05 MS; 50 pc) pomocí STIS HST. A. Vidal-Madjaraj. objevili při 3 h přechodu exoplanety neoficiálně pojmenovanéOsiris (0,7 Mj; 1,35 Rj; hustota 0,35 vody; i = 87°; 7 mil.km od hvězdy; téměř kruhová dráha s oběžnou dobou 3,5 d) přesdisk mateřské hvězdy známky husté a rozsáhlé atmosféry v čářeNa I a dále čáry atomárního vodíku za hranici Rocheova laloku(3,6 Rj), což svědčí o trvalém úniku vodíkové atmosféry tempem10 kt/s.

M. Konacki aj. využili bohatého pozorovacího materiálu měřeníjasností milionů hvězd v programu OGLE (hledání gravitačníchmikročoček) k vyhledávání poklesů jasností hvězd vyvolanýchtakových přechody (transity) exoplanet. Z původních 59 kandidátůzbylo po kritické revizi 39 nadějných případů. Mezi nimi vynikáúkaz OGLE-TR-56, kdy hvězda 16,6 mag ve vzdálenosti 1,5 kpc odnás o hmotnosti 1 MS má exoplanetu o hmotnosti 0,9 Mj, poloměru1,3 Mj a střední hustotě 0,5 hustoty vody obíhá kolem mateřskéhvězdy ve vzdálenosti 3,5 mil. km v oběžné době 1,2 d. Exoplanetaje díky tomu na povrchu zahřáta na teplotu 1900 K, což takézpůsobuje zřetelné rozepnutí její horké atmosféry, která navícsilně podléhá slapovým silám. Jak uvádějí A. Udalski aj., lzepomocí aparatur typu OGLE odhalovat touto metodou exoplanety aždo vzdálenosti 2,5 kpc od Slunce - v kouli o tomto poloměru lzepostupně proměřit kolísání jasnosti pro 100 mil. hvězd.

R. Dvorak aj. se zabývali stabilitou drah exoplanet v soustaváchtěsných dvojhvězd. Do konce r. 2002 bylo objeveno celkem pětexoplanet ve dvojhvězdách, přičemž jejich oběžné doby se pohybujív širokém rozmezí od 3,3 d po 7,6 r a výstřednosti od 0 do 0,7.Navzdory těmto výkyvům se dráhy exoplanet ve dvojhvězdách těšínečekané stabilitě po dobu přinejmenším 100 mil. roků. Autořizvlášť podrobně zkoumali stabilitu dvojhvězdy gama Cep (HD222404), skládající se z hvězd o hmotnostech 1,6 a 0,4 MS, kterékolem sebe obíhají v periodě 70 let po výstředné dráze (e =0,4) s poloosou 21 AU pro lehčí složku. Kolem hmotnější složkydvojhvězdy o povrchové teplotě 4900 K obíhá exoplaneta na drázes poloosou 2,15 AU a výstředností 0,2 v periodě 2,5 r, jejížminimální hmotnost činí 1,7 Mj. Zóna obydlitelnosti (tzv.ekosféra) kolem této hvězdy má rozsah od 0,5 do 1,85 AU a autořiukázali, že pokud se v tomto rozmezí vyskytuje hypotetickáterestrická exoplaneta v dráhové rezonanci 3:1 s již zmíněným"exojupiterem", pak je její dráha dlouhodobě stabilní a víceméněvhodná pro rozvoj života. Údaje o samotné dvojhvězdě zpřesnilikoncem r. 2003 A. Hatzes aj., když pro oběžnou dobu obdrželi 57let a pro hlavní poloosu 18,5 AU, ale ostatní údaje ses Dvorakovými hodnotami shodují.

Podobně M. Cuntz aj. ukázali, že exoplaneta o hmotnosti 3 Mj vevzdálenosti 2 AU od mateřské hvězdy slunečního typu 47 UMa můžestabilizovat dráhu hypotetické exoplanety zemského typu v tamějšíekosféře. K. Menou a S. Tabachnik posuzovali dlouhodobé možnostiobydlitelnosti 85 známých exoplanet kolem osamělých hvězd a došlik závěru, že většina z nich se pro rozvoj života založeného navýskytu kapalné vody naprosto nehodí. K podobně pesimistickémuzávěru dospěli z odlišného úhlu pohledu C. Laws aj., kdyžzjistili, že většina hvězd hlavní posloupnosti v naší Galaxii máhmotnost menší než Slunce a chybějí jim obří exoplanety typuJupiteru, které jsou nutné pro ochranu života na terestrickýchexoplanetách před bombardováním kosmickými projektily (planetkamia kometárními jádry). A. Mandell a S. Sigurdsson uvažovalio vlivu migrace obřích exoplanet na přežití terestrickýchexoplanet v ekosférách příslušných mateřských hvězd. Ukázali, ževětšina terestrických exoplanet příčné putování obřích planetpřežije, ale jen některé se přitom udrží v ekosférách.

Na druhé straně se zdá, že exoplanet všeobecně bude daleko více,než si dosud myslíme. Jak zjistili C. Lineweaver a D. Grether,počet objevených exoplanet vzrůstá, když se daná mateřská hvězdasleduje delší dobu, zejména pokud se ukáže, že jde o hvězduklidnou, bez výkyvů v jasnosti. Podobně roste počet objevůs postupným zvyšováním kvality a přesnosti pozorování. Autořiproto nevylučují, že jednou zjistíme, že téměř každá hvězdaslunečního typu je doprovázena planetami.

2.2. Hnědí trpaslíci

Tempo pokroku ve výzkumu hnědých trpaslíků se zrychluje souběžnějako u exoplanet; ostatně první hnědý trpaslík Gl 229B bylobjeven r. 1995 prakticky zároveň s objevem první exoplanetyu hvězdy hlavní posloupnosti. Není proto divu, v r. 2003 bylazveřejněna záplava pozoruhodných prací o hnědých trpaslících,z nichž pro výroční přehled mohu vybrat jen pár hrozinek.

R. Scholz aj. zjistili, že průvodcem hvězdy epsilon Ind (sp.K5 V), vzdálené od nás 3,6 pc, je dosud nejbližší známý hnědýtrpaslík (K = 11 mag) s povrchovou teplotou 1400 K a sp. T2,5,který je od hvězdy vzdálen 1500 AU (úhlově 0,1° !) a sdílí s níspolečný vlastní pohyb úhlovou rychlostí 4,7arcsec/r. Posléze G.Walker aj. objevili pomocí obřího dalekohledu Gemini-S dalšíhohnědého trpaslíka ve vzdálenosti pouze 2,2 AU od toho prvního.Hmotnost každého trpaslíka se pohybuje kolem 30 Mj.

S. Salim aj. objevili v r. 2003 nejjasnějšího hnědého trpaslíkaLSR 0602+3910 (Aur) rovněž na základě velkého vlastního pohybua výskytu lithia ve spektru třídy L1. Objekt je od nás vzdálen11 pc a patří k nejjasnějším svého druhu na obloze (R = 18 mag;K = 10,9 mag), přestože se nachází poblíž galaktické roviny (b=8°). Naopak A. Burgasser objevil dosud nejchladnějšího hnědéhotrpaslíka 2MASS 0415-0935 (Eri) sp. třídy T o povrchové teplotě750 K a svítivosti 2.10-6 LS. Týž autor aj. nalezli také dvabinární hnědé trpaslíky třídy T (2MASS 1225-2739a 1534-2952) pomocí HST, jejichž složky kolem sebe obíhají vevzdálenostech řádu 1 AU. Dále pak našli prvního hnědého trpaslíkas nízkým obsahem kovů 2MASS J0532+8246 (Cam), starého asi 12mld. roků. M. Smith aj. objevili pomocí programu OGLE gravitačnímikročočku v poloze 1747-3459 (Sco), jejíž hmotnost 0,05MSnasvědčuje tomu, že jde o hnědého trpaslíka v rekordnívzdálenosti 6,5 kpc od Slunce. Konečně R. Klein aj. našli pomocímikrovlnných radioteleskopů JCMT a IRAM dva mladé hnědétrpaslíky, obklopené prachovými disky o hmotnosti několikanásobkuMz. Z dosavadních pozorování vyplývá, že hnědí trpaslícivznikají stejným způsobem jako hvězdy - představují prostě dolníokraj v zásadě téhož vývojového procesu.

2.3. Prahvězdy

G. Sandell nalezl v difúzní mlhovině NGC 7538S (Cep) pomocímikrovlnného interferometru BIMA, pracujícího na vlnové délce3,4 mm mimořádně hmotnou prahvězdu o hmotnosti 40 MS, obklopenourotujícím diskem o hmotnosti 400 MS a plynnou obálkous hmotností 1000 MS. Rotující disk má průměr asi 30 tis. AUa svítivost 10 kLS. Jeho stáří činí nanejvýš 10 tis. let. M.Colavita aj. využili Keckova interferometru k zobrazení proměnnéhvězdy DG Tau, vzdálené od nás 140 pc, jež patří mezi prahvězdytypu T Tau. Poloměr prahvězdy dosahuje 0,2 AU a její stáří sotva10 mil. roků. Interferometr BIMA odhalil také počátkem r. 2003zjasnění hvězdného objektu 0535-05 ve hvězdokupě v Orionuv mikrovlnném pásmu až na tok 0,1 Jy. Další pozorování japonskýmradioteleskopem NMA v pásmu 2 mm ukázalo zjasnění na 0,04 Jy, cožpotvrdilo, že jde o projev výronu hmoty s velmi hmotné mladéhvězdy. Družice Chandra odhalila silnou proměnnost rentgenovéhozáření z téhož zdroje, který se tak podařilo klasifikovat jakomagneticky aktivní prahvězdu typu T Tau.

T. Clarke přinesl díky hlubokým snímkům kupy galaxií v Panně,pořízeným VLT a dalekohledu Subaru první důkazy, že hvězdyvznikají také v galaktickém halu, kde je relativně málozárodečného plynu. V. Bromm a A. Loeb ukázali, že hvězdy I.generace (populace III) musely být extrémně hmotné, jelikožmračno čistého molekulárního vodíku se rozpadá na velkéchuchvalce o hmotnostech řádu stovek MS. Chuchvalce se už dáleneštěpí a přímo z nich vznikají hvězdy populace III, pochopitelněs krátkou životností řádu milionů let, neboť rychle dospějí dostádia supernov, popř. se zhroutí na černé díry. Supernovy všakobohatí mezihvězdný prostor o příměs uhlíku a kyslíku a modelovévýpočty ukázaly, že již 0,01% C II a O II dokáže molekulovámračna ochladit natolik, že se mohou rozštěpit na mnohem menšíchuchvalce, což jsou zárodky hvězd II. generace (populace II).Nedávno objevené hvězdy s nápadným deficitem železa (o 5 řádůnižší zastoupení Fe v porovnání se Sluncem), ale zatos relativním přebytkem uhlíku (o 1 řád v porovnání se Sluncem),dokazují podle názoru autorů, že některé velmi hmotné hvězdypopulace III končí rovnou jako černé díry, takže se procesuchemického obohacování vesmíru nezúčastní. K objevu skutečněprvotních hvězd proto musíme hledat objekty s mimořádně nízkýmzastoupením C a O.

2.4. Osamělé hvězdy

A. Domiciano de Souza aj. využili infračerveného (2,2 µm)interferometru VLTI se základnami 66 a 140 m k rozlišení diskunejjasnější hvězdy Be Achernar (alpha Eri; sp. B3 Vpe; teplota20 kK; vzdálenost 44 pc; 6 MS) a zjistili, že hvězda je rekordnězploštělá (1,56:1)) o úhlových rozměrech 2,5 x 1,6 mas. Tomuodpovídá i velká rychlost rotace 285 -- 304 km/s, která se blížímezi stability hvězdy o poloosách 12,0 x 7,7 RS. Hvězda je napólech teplejší (20 kK) než na rovníku (12 kK).

D. Ségransanovi aj. se podařilo poprvé změřit úhlové průměrytrpasličích hvězd sp. tříd M0 -- M5.5 V a ověřit tak i v tétozatím nezkoumatelné oblasti teoretický vztah mezi poloměrema hmotností hvězd. Využili k tomu interferometru VLTI na základněo délce 104 m a dokázali tak změřit úhlové průměry hvězdv rozmezí 0,7 -- 1,5 mas s přesností 0,04 -- 0,11 mas. Otvírá setak možnost měřit v nedaleké budoucnosti poloměry trpasličíchhvězd s přesností na 1%. První výsledky naznačují velmi dobrýsouhlas teorie s pozorováním. Týmž interferometrem se podařilozměřit úhlový průměr Proximy Centauri (1,03 ± 0,08) mas, cožodpovídá lineárnímu průměru 0,14 Ro (1,4 Rj!). Odtud vycházíefektivní teplota hvězdy 3 kK (sp.M5.5) a její hmotnost 0,12MS. Podobně P. Kervella aj. změřili úhlový průměr Síria A (sp.A1 V; vzdálenost 2,64 pc) na 6,04 mas, z čehož vychází poloměrhvězdy 1,71 RS a její hmotnost 2,1 MS. Jak známo, je SíriusA členem široké dvojhvězdy s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,03MS, který kolem něho obíhá v periodě 50 r. Odtud lze odvodit, žesoustava Síria A,B je stará něco přes 200 mil. roků, a že původněhmotnější složka B začínala s hmotností 7 MS (sp. B5 V), kterouz větší části ztratila v průběhu 40 mil. roků, kdy se zhroutilana bílého trpaslíka.

B. Teergarden aj. zjistili, že hvězda SO 0253+1652 (sp. M6.5 V;Ari), vykazující podle měření kamerou NEAT na Palomaru vysokývlastní pohyb 5,05arcsec/r, je 3. až 17. nejbližší hvězdný objekt vevzdálenosti 2,4 -- 3,6 pc od Slunce. S. Lépine aj. objevilimimořádně chladného červeného podtrpaslíka LSR 1425+7102 (I =16 mag; UMi) sp. třídy sdM8.0, v jehož spektru se vyskytují pásyCaH a TiO a jenž se navzdory značné vzdálenosti 65 pc od Sluncevyznačuje překvapivě velkým vlastním pohybem 0,635arcsec/r.

M. Wyatt a W. Holland využili mikrovlnných měření aparaturouSCUBA JCMT (Mauna Kea) ke studiu rozložení chladného (90 K)prachu v okolí Vegy (3 MS; stáří 350 mil. let). Prachový diskobsahuje řadu zhuštění, což lze dle autorů nejlépe vysvětlitexistencí exoplanety o hmotnosti Neptunu, která od svého vznikupře 56 miliony lety migrovala směrem ven z disku do dnešnívzdálenosti asi 70 AU od Vegy. Ekosféra kolem Vegy se dnesnachází ve vzdálenosti asi 7 AU od hvězdy, kde mohou být ukrytyexoplanety terestrického typu.

2.5. Těsné dvojhvězdy

A. Raassen aj. rozlišili díky družici Chandra v rentgenovém pásmupoprvé obě složky (sp. G2 V a K1 V) dvojhvězdy alpha Cen(vzdálenost od Slunce 1,34 pc). Složky jsou úhlově vzdáleny 16arcsec(lineárně 23,5 AU) a obíhají kolem sebe v periodě 80 r. Mají pořadě hmotnosti 1,1 a 0,9 MS; poloměry 1,24 a 0,84 RS; efektivníteploty 5,8 a 5,3 kK a rotační periody 29 a 42 d. Podobně jakou Slunce nejsou jejich koróny příliš aktivní, ale zato jejichteploty dosahují 1 -- 10 MK. A. Thoul aj. odvodili z hvězdnýchoscilací stáří soustavy na 6 mld. let. P. Kervella aj. změřiliúhlové rozměry disků složek alpha Cen interferometrem VLTI ESOs přesností na zlomky procenta a odtud obdrželi zpřesněné hodnotypoloměrů 1,22 a 0,86 RS. M. Audard aj. využili družice Chandrak rentgenovému rozlišení obou složek eruptivní trpasličídvojhvězdy UV Cet A,B (obě sp. dM5.5 e; vzdálenost od Slunce2,7 pc; hmotnosti 0,1 MS; poloměry 0,15 RS). Jejich korónydosahují teplot 3 -- 6 MK, přičemž složka B vykazuje většíproměnnost rentgenového toku.

S. Yerli aj. zkoumali na základě fotometrie a spektroskopie vývojalgolidy U CrB (V = 7,8 mag; sp. B6 V + G0 III; hmotnosti 4,7a 1,5 MS; orb. per. 3,45 d). Ukázali, že původní dvojhvězda mělahmotnosti 4,5 a 2,7 MS a těsnější dráhu s oběžnou dobou jen 1,4d, což usnadňovalo přenos plynu mezi složkami, ale i jeho ztrátuze soustavy. Celkem se tak ztratila 1 MS (14% původní hmotnostisoustavy) a moment hybnosti klesl dokonce o 18%. Velmi přesné(±1%) údaje o oddělené zákrytové dvojhvězdě BP Vul (HD 352179;V = 9,8 mag; sp. A7m + F2m; orb. per 1,9 d; e = 0,03) získaliC. Lacy aj. robotickým fotometrem; též díky okolnosti, že jdesoučasně o dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdu. Obě složkyo hmotnostech 1,74 a 14,41 MS se nacházejí na hlavníposloupnosti ve věku 1 mld. let. Jejich efektivní teplotydosahují 7,7 a 6,8 kK a poloměry 1,85 a 1,49 RS. Zatímcoprimární složka rotuje subsynchronně, sekundární složka másynchronní rotaci. Přímka apsid se stáčí protisměrně s periodou75 r.

V. Nazarenko a L. Glazunovová propočítali hydrodynamický modelproslulé těsné dvojhvězdy beta Lyr (sp. B7 I + B2 V), podle nějžv první fázi plyn mezi složkami přetéká tempem až 4.10-5 MS/r,ale souběžně s tím odtéká ze soustavy přes bod L2. Primárnísložka je obklopena akrečním diskem, v němž teploty dosahujíhodnot 30 -- 120 kK, ale jenž může být postupně nahlodán silnýmhvězdným větrem sekundární složky. Primární složku navícobklopuje kulově souměrná obálka s teplotou plynu 4 -- 18 kK.

S. Özdemir aj. zlepšili údaje o třetí složce rané zákrytovédvojhvězdy IU Aur = HD 35652 (V = 8,2 mag; sp. O9.5 V + BO.5IV-V; orb. per. 1,8 d vzdálenost od Slunce 2 kpc), která dává23% světla celé soustavy a obíhá kolem těsné dvojhvězdy v periodě293 d. Jelikož pro tuto složku vychází neuvěřitelně vysokáhmotnost 14,2 MS, jedná se však nejspíš o velmi těsnoudvojhvězdu. Kromě toho díky družici HIPPARCOS víme o vizuálnísložce IU Aur, která je od ní vzdálena 0,13arcsec a obíhá kolemspolečného těžiště soustavy v periodě 430 r. To znamená, žekomplex obsahuje přinejmenším 5 hvězd, které vesměs patří dohvězdné asociace Aur OB2. Zákrytovou dvojhvězdu IU Aur objevilv r. 1965 český astronom P. Mayer a od té doby přináší jejísledování neustále nová překvapení, včetně sekulárních změnhloubek zatmění, precese oběžné roviny třetího tělesa a stáčeníuzlové přímky.

Další pozoruhodnou vícenásobnou soustavu 40 a 41 Dra(HD 166865+6) zkoumali A. Tokovinin aj. Obě hvězdy jsou totižtěsnými dvojhvězdami, vzdálenými od nás 45 pc a celá čtyřhvězdnásoustava je stará asi 2,5 mld. let, přičemž dvojhvězda 41 Dras oběžnou dobou 3,4 r vyniká rekordní výstředností oběžné dráhye = 0,975! Její složky o hmotnostech 1,28 a 1,20 MS právě nyníopouštějí hlavní posloupnost, čímž se bude měnit jako oběžná dobatak i výstřednost. Podobně vysokou výstřednost e = 0,88vykazuje dle S. Marchenka aj. také hmotná dvojhvězda WR 140,skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a hvězdy třídy O, kterékolem sebe obíhají v periodě 7,9 r. Ve fázích ±0,01 kolemperiastra se srážejí hvězdné větry obou složek a to vedek výskytu přídavných emisí ve spektru soustavy. Další anomálienastávají pro fáze 0,02 -- 0,06 po periastru, kdy je v cestěk pozorovateli nějaké stínící překážka. Poslední průchodperiastrem byl pozorován v r. 2001.

Slušnou záhadou se stalo zjištění J. Winna aj., že zákrytovádvojhvězda KH 15D, jejíž primární složka je mladou hvězdou předhlavní posloupností, se začala zakrývat teprve někdy ve druhépolovině XX. stol. V současné době trvají zákryty o maximálníhloubce 3 mag plných 40% času z oběžné doby 2,02 h, ale archivnísnímky z let 1913 - 1951 žádné poklesy jasnosti neukázaly! P.Barge a M. Viton se domnívají, že poklesy jasnosti vyvolávajírozměrné (10 -- 100 mm!) tuhé částice v rotujícím víru tvaruobřího banánu ve vzdálenosti asi 0,2 AU od hvězdy.

Pozorovatelským oříškem bylo dle R. Dukese aj. odvození parametrůjasné (V = 5,2 mag) zákrytové 3 Vul (HD 182255) z toho důvodu,že její oběžná perioda činí 367,3 d, takže se málokdy trefíme dočasů minim. Nakonec však autoři uspěli a zjistili, že složkydvojhvězdy mají sp. B6 III a B7 V a hmotnosti 4,2 a 0,8 MS.Soustava, vzdálená od nás 120 pc, je stará jen 25 mil. roků.V létě 2003 se odehrál další zákryt dlouhoperiodické těsnédvojhvězdy EE Cep (BD+55°2693) s oběžnou periodou 5,6 r. PodleD. Graczyka aj. jej lze nejlépe vysvětlit modelem, v němžzakrývajícím tělesem je protáhlý opticky tlustý disk, obklopenýpolopropustnou obálkou. Celý zákryt trvá 40 d a pokles jasnostisoustavy dosahuje 1,5 mag. Disk je skloněný k oběžné roviněa vykazuje precesní pohyb s periodou kolem 50 r.

G. Gatewood aj. určili parametry astrometrické dvojhvězdy LMBRoss 614 = V577 Mon, vzdálené od nás 4,1 pc. Soustavu tvoří dvětrpasličí hvězdy o hmotnostech 0,22 a 0,11 MS, které kolem sebeoběhnou jednou za 16,6 r po kruhové dráze o poloměru 4,5 AU.Primární složka 11 mag má spektrum M4.5 Ve. A. Brandeker aj.využili Keckova dalekohledu s adaptivní optikou k rozlišenívícenásobnosti bližších hvězd. Metoda je neobyčejně účinná, neboťdokáže zobrazit průvodce ve vzdálenosti 3 AU u hvězd do 55 pca 17 AU pro hvězdy v 275 pc od Slunce.

R. Sahai aj. využili spektrálních snímků STIS HST k odhalenístruktury "umírající" proměnné hvězdy V Hya, která byla aždosud klasifikována jako mirida (červený obr) s periodouproměnnosti 529 d. Jak se nyní ukázalo, je obklopena bipolárníplanetární mlhovinou s hvězdným větrem usměrněným do protilehlýchvýtrysků. Ve vnitřní slupce mlhoviny probíhá přeměna hélia nauhlík a kyslík, zatímco ve vnější se mění vodík na hélium.Svítivost rychle rotující hvězdy o poloměru 1,5 AU dosahuje 10kLS. Jak se však ukázalo, jde ve skutečnosti o symbiotickoudvojhvězdu, když ve vzdálenosti 15 AU od hvězdy se nacházíkompaktní průvodce, obklopený akrečním diskem, který ovlivňujechování zmíněných výtrysků. V právě probíhající fázi červenéhoobra odvrhne hvězda během necelých 100 tis. roků díky silnémuvětru asi polovinu své původní hmotnosti, kterou autoři odhadlina 8 MS.

A. Skopal studoval v letech 2000-03 aktivní fázi známésymbiotické hvězdy Z And, jejíž proměnnost byla rozpoznána jižv r. 1887 a jež je klasifikována jako červený obr třídy M4.5s hmotností 2 MS, poloměrem v rozmezí 85 -- 140 RS a svítivostí880 LS. Jejím symbiotickým průvodcem je magnetický bílý trpaslíko hmotnosti 0,5 -- 1,0 MS o vysoké povrchové teplotě 100 kK. Oběsložky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 757,5 d a autorovise podařilo ukázat, že během minima jasnosti dochází k zákrytubílého trpaslíka červeným obrem, naposledy v létě r. 2002, kdyhvězda nápadně zčervenala.

C. Karl aj. ukázali na příkladu velmi hmotné krátkoperiodické(0,28 d) těsné dvojhvězdy HE 2209-1444 (Aqr), že při dalšímvývoji soustav složených z degenerovaných hvězd může nakonecdojít k výbuchu supernovy. Uvedená soustava se totiž skládá zedvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,6 MS a efektivníchteplotách 8,5 a 7,1 kK, které při vzájemném obíhání ztrácejíkinetickou energii vyzařováním gravitačních vln, takže přibližněza 5 mld. let hvězdy splynou. Jelikož však úhrnná hmotnost tétosoustavy nedosahuje Chandrasekharovy meze (1,35 MS), v tomtopřípadě se nic extrémního dít nebude.

Pokud však součet hmotností obou bílých trpaslíků přesahujeChandrasekharovu mez, téměř jistě to dle M. Livia a A. Riessek explozi supernovy Ia povede, protože takových případů je určitěhodně. S. Yoon a N. Lange propočítali případ širokého párů hvězds počátečními hmotnosti 8 a 1 MS, které se vyvinou na primárníhéliovou hvězdu o hmotnosti 1,6 MS, doprovázenou bílýmtrpaslíkem CO o hmotnosti 1,0 MS s počáteční oběžnou periodou0,12 d. Hoření He v jádře héliové hvězdy vede posléze k přenosuplynu na bílého trpaslíka tempem 10-6 MS/r. Za 4,3 mil. rokůvyplní héliová hvězda Rocheův lalok a intenzívní přetok plynu nabílého trpaslíka ho ohřeje na povrchu na 1,2 MK při svítivosti50 kLS. Také nitro bílého trpaslíka se ohřívá až na teplotu 29MK, což vede ke konvektivní nestabilitě jádra, až nakoneckonvektivní zóna zabírá polovinu hmotnosti bílého trpaslíka. Kdyžpak dosáhne teplota jádra bílého trpaslíka 800 MK, převýšíuvolňování jaderné energie úbytek energie konvekcí a bílýtrpaslík exploduje jako supernova Ia.

Přesně takový scénář se podle S. Benettiho aj. hodí nasupernovu 1991D, která jevila současné charakteristiky tříd Iai Ib/c. Šlo tedy zřejmě o bílého trpaslíka, jehož hmota narostlanad Chandrasekharovu mez díky přísunu plynu od héliové hvězdyv těsně dvojhvězdě. Naneštěstí se tím komplikuje jednoznačnéurčení maximální svítivosti supernov třídy Ia, které dosud sloužíjako bezkonkurenční standardní svíčky pro měření vzdálenostígalaxií. Podle D. Branche dochází k explozi bílého trpaslíkapřesně ve chvíli, kdy jeho hmotnost překročí Chandrasekharovu meza začne překotné termonukleární hoření uhlíku v jejím nitru. Toje právě důvod, proč by měly mít supernovy Ia tutéž maximálnísvítivost 1GLS a proč je výbuch zcela rozmetá, takže po nichnezůstane vůbec nic. L. Wang aj. však připomněli, že supernovy Iavybuchují usměrněně v jakémsi oválu, takže jejich pozorovanájasnost závisí také na orientaci oválu vůči pozorovateli. Protodávají přednost standardní svíčce, založené na jasnosti supernovyasi měsíc po maximu, kdy už se původní expanzní ovoid vyrovná dotvaru koule.

Podle P. Hakaly aj. mohou mít akreující dvojhvězdy se sekundárnísložkou na hlavní posloupnosti minimální oběžnou dobu kolem 80min. Pokud je primární složka degenerovanou hvězdou, lze najítještě kratší periody, ale v současné době známe jen tři těsnédvojhvězdy s oběžnou dobou pod 10 min. Nejkratší periodu 5,4 minvykazuje dvojice bílých trpaslíků RX J1806+15 (Oph), objevenáv r. 2002. Navíc se tato oběžná doba dlouhodobě zkracuje vinouztráty energie gravitačním zářením - objekt proto může jednouposloužit jako standard pro detektory gravitačních vln.

A. Tutukov a A. Čerepaščuk studovali vývoj velmi hmotných(>50 MS) těsných dvojhvězd, které začínají svou existenci jakožhavé hvězdy tříd OB na hlavní posloupnosti, které ročně ztrácejíkolem 5.10-7 MS intenzívním hvězdným větrem. Tak se z nichstávají Wolfovy-Rayetovy hvězdy s hmotností vyšší než 25 MS, cožje nutná podmínka k tomu, aby skončily gravitačním zhroucením načernou díru - během hroucení se navenek projevují jako zábleskovézdroje záření gama (GRB). V průměru tak v Galaxii vznikají 3hvězdné černé díry během milionu let. Podle P. Podsiadlowskéhoaj. byly až dosud spolehlivě určeny hmotnosti 17 černých děr,které jsou členy soustav těsných dvojhvězd. V mnoha případechstále probíhá významná akrece látky na černou díruz cirkumstelárního akrečního disku - za delší dobu tak můžehmotnost černé díry vzrůst až o polovinu původní hodnoty.

Celý obor výzkumu těsných dvojhvězd se zajisté nemusí obávato přísun nových pozorovacích údajů, jako tom svědčí napříkladnejnovější práce L. Wyrzykowského aj., kteří využili databázeprojektu hledání gravitačních mikročoček OGLE v centrální oblastiVelkého Magellanova mračna v letech 1997 - 2000 a na ploše 4,6čtv. stupně nalezli 2 580 nových zákrytových dvojhvězd; z toho36 oddělených soustav se výborně hodí pro přesné určenívzdálenosti této galaxie od nás.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Počátkem dubna 2003 vybuchla nova V4745 Sgr (1840-3327), kterádosáhla v polovině dubna maxima 7,3 mag a po poklesu k 9,5 magkoncem dubna se znovu zjasnila na 8 mag v první dekádě května2003; poté klesla na 11 mag v polovině června a opět se zjasnilana 10 mag v poslední červnové dekádě. Jevila rozpínání plynnéobálky tempem 1600 km/s. Další nova V2573 Oph (1719-2723)dosáhla v polovině června 2003 10 mag, ale objevena byla až 10.července jako objekt 11,4 mag. Po týdnu se zjasnila o 1 mag a pakzačala rychle slábnout. Tempo rozpínání plynné obálky dosáhlo1900 km/s. Další nova V475 Sct (1849-0933) vzplanula koncemsrpna 2003, kdy dosáhla 8,5 mag a na této hodnotě se udrželav první dekádě září. Obálka se rozpínala rychlostí 1150 km/s.V polovině září vybuchla nova V5113 Sgr (1810-2745), ježdosáhla v maximu 9,0 mag a jejíž obálka se rozpínala rychlostí800 km/s. Počátkem října vzplanula nova DE Cir (1518-6158),která dosáhla 7,7 mag a rozpínala se rychlostí 2600 km/s. Dopoloviny října její jasnost klesla na 12,4 mag.

Známý americký optik G. Ritchey popsal v r. 1901 podivuhodnou"světelnou ozvěnu" kolem pozůstatku po nově Persei, která sešířila koncentricky od bodu výbuchu jako kruhy na vodě. Správnývýklad úkazu podal až v r. 1939 francouzský astronom P. Couder- jde o rozptyl a odraz šířícího se jasného světla výbuchu na jiždříve existujícím mezihvězdném materiálu v okolí novy. Od té dobybyl podobný úkaz pozorován v okolí některých nov, obklopenýchdostatečně hustými plynnými obaly, ale také kolem supernov,veleobrů, cefeid a mirid, které vesměs plýtvají hmotou dávno předhlavním výbuchem. V poslední době se k nim přidala prosluláproměnná V838 Mon. Ve všech případech umožňují ozvěny jednakstudovat strukturu mezihvězdného materiálu a jednak nezávisleurčovat vzdálenost objektů, protože okamžik výbuchu známe přesněa rychlost světla je konstantní.

S. Kafka aj. pořídili spektra staré novy Q Cyg, která vybuchlar. 1876. Ukázalo se, že jde o dvojhvězdu s delší oběžnou periodou10,1 h. Spektrum prozrazuje trvající silný hvězdný vítr. L.Schmidtobreickovi aj. se zdařilo rozlousknout problém staré novyV840 Oph, která vzplanula v r. 1917, ale jejíž poloha nebylaznáma dost přesně, aby to stačilo k jednoznačné identifikaci.Díky vícebarevné fotometrii příslušného pole se však podařilov poloze 1654-2937 nalézt pozůstatek novy V = 19,3 mag, který seprozradil nápadným ultrafialovým přebytkem a emisními čaramivodíku a hélia. Navíc jsou tam přítomny čáry C IV, které svědčío tom, že dodavatelkou plynu na bílého trpaslíka je v tomtopřípadě uhlíková hvězda.

E. Moyerová využila STIS HST k prozkoumání současného stavu novyDI Lac, která vzplanula r. 1910 ve vzdálenosti něco přes 2 kpcod Slunce. O 90 let později jsou v jejím spektru stále vidět čáryionizovaného C, N, O s profily typu P Cyg, svědčící o tempuakrece nanejvýš 10-9 MS/r. Efektivní teplota na povrchu bíléhotrpaslíka o hmotnosti 0,7 MS dosahuje 27 kK. S. Shore aj.odvodili z pozorování týmž přístrojem a dále družicí FUSE, žejasná (max 2,6 mag) nova V382 Vel z r. 1999, vzdálená od nás2,5 kpc, má v porovnání se Sluncem přebytek prvků N, Ne a Al;dále v menší míře He, C, O, Mg a Si. Připomíná tak podobně jasnounovu V1974 Cyg z r. 1992. Podle V. Šimona se obě zmíněné novyvyznačovaly také velmi měkkým rentgenovým zářením.

P. Selvelli a M. Friedjung zkoumali spektra novy HR Del(1967), pořízená družicí IUE v letech 1981-92. Nova, vzdálená odnás 970 pc, se na počátku tohoto období vrátila do klidu (V = 12mag; tj. Mv = 2,3 mag, což je rekord pro novy v klidu), ale jejíultrafialová svítivost stále dosahovala 56 LS. S tím též souvisívysoká teplota povrchu bílého trpaslíka 34 kK, rychlost hvězdnéhovětru 5000 km/s i nezvykle velké tempo akrece 1,4.10-7 MS/r.

M. Kato a I. Hachisu ukázali, že nova V445 Pup z konce r. 2000byla první novou v historii, které ve spektru zcela chyběly čáryvodíku; šlo tak vlastně o první héliovou novu. To znamená, žeprůvodcem bílého trpaslíka o hmotnosti 1,35 MS byla v tomtopřípadě héliová hvězda, která právě opouští hlavní posloupnosta přitom předává héliový plyn na bílého trpaslíka tempem o něcovětším než 10-7 MS/r. To znamená, že heliová vrstva na povrchubílého trpaslíka dosáhne kritické hmotnosti řádu 10-5 MS jižběhem necelé stovky roků, takže k rekurenci by mohlo dojít ještěpřed koncem XXI. stol.! Epizody vzplanutí se však nemohouopakovat donekonečna. Nakonec dvojhvězda vybuchne jako supernovaIa, anebo se rovnou zhroutí na neutronovou hvězdu.

K. Matsumoto aj. zkoumali rekurentní novu CI Aql, která poprvévybuchla v r. 1917 a znovu až v dubnu 2000, přičemž světelnákřivka jevila dlouhé plató v trvání přes 1,5 r. Soustava s bílýmtrpaslíkem je zákrytová dvojhvězda s krátkou oběžnou periodou0,62 d a představuje fakticky spojovací článek mezi klasickýmia rekurentním novami. Dosud máme dobré údaje pro cca 300galaktických nov a jen 10 rekurentních nov. Jak se nyní zdá,rozdíl mezi klasickými a rekurentními novami spočívá v rozdíluv hmotnosti bílého trpaslíka, na kterého padá plyn z průvodce.Rekurence jsou zkrátka tím častější, čím je hmotnost bíléhotrpaslíka vyšší.

Jelikož se nyní pomocí pointeru FGS HST podařilo J. Johnsonoviaj. změřit trigonometrické paralaxy pro 6 trpasličích nov,ukazuje se, že jejich svítivost ve výbuchu je tím větší, čímdelší je interval mezi výbuchy. Trpasličí novy jsou tudíž jednaksvítivější a jednak více vzdálené, než se dosud uvádělo. Připeriodě rekurence 0,3 d to odpovídá absolutní hvězdné velikostive výbuchu +2 mag. A. King. aj. zjistili, že dlouhoperiodickétrpasličí novy mohou dokonce skončit jako supernovy Ia, jelikožpři přenosu plynu řádu 10-3 MS při každém výbuchu může bílýtrpaslík nakonec přibrat až 0,4 MS a tak se dostat naChandrasekharovu mez.

K. Hornoch pokračoval ve svém úspěšném tažení objevitele novv galaxii M31. Z celkového počtu 18 nov, které r. 2003 v tétogalaxii vzplanuly, byl objevitelem resp. spoluobjevitelem 7 nov;stal se tak předloni po M. Fiaschim z Itálie druhýmnejúspěšnějším lovcem nov v M31 na světě.

Dne 9. února 2003 se dokonce podařilo objevit novu v galaxiiM81 (vzdálenost 3,6 Mpc), která dosáhla v maximu 18 mag, tj.-10 absolutní hv. velikosti. L. Ferrareseová aj. využili HSTk hledání nov v galaxii M49 (NGC 4472) v kupě galaxií v Panně(vzdálenost 18 Mpc). Během 55 dnů sledování našli 9 nov, z čehožplyne, že v galaxii ročně vzplane na stovku nov. Světelné křivkyobjevených nov se podobají křivkám pro novy ve Velkém Magellanověmračnu. F. Matteucci aj. zjišťovali, jak se liší četnosti novv rozličných bližších galaxiích. Rekord drží obří galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny, kde se ročně vyskytne na 200 nov,zatímco v naší Galaxii jich bývá maximálně 25 (zdaleka nevšechny však pozorujeme). Na Velké Magellanovo mračno připadájen 1,7 novy ročně.

2.6.2. Fyzické proměnné

Proměnnou roku zůstala dnes už proslulá V838 Mon, kterápřekvapila astronomy dvoustupňovým zjasněním nejprve o 6 maga pak o další 3 mag během dvou měsíců na počátku r. 2002, kdyjejí svítivost dosáhla asi 1 MLS. Jasnost předchůdce byla V =15,6 mag. Povaha výbuchu a samotné hvězdy totiž zůstává stálezáhadná, zejména proto, že se dosud nepodařilo spolehlivě určitjejí vzdálenost, takže různí autoři udávají hodnoty od 0,7 do 11kpc! N. Soker a R. Tylenda si myslí, že jde o dvojhvězdupřibližně slunečních hmotností na hlavní posloupnosti, aleostatní autoři dávají přednost spíše horké hvězdě třídy B3, kteráobíhá kolem velmi chladného červeného obra či veleobra (sp.M10). A. Evans odvodil ze vzhledu infračerveného spektra v říjnu2002 dokonce spektrální třídu L, dosud vyhrazenou pouze chladnýmhnědým trpaslíkům. A. Retter a A. Marom přišli s lehce bizarnímnápadem, že počáteční výbuchy souvisely s prudkými rozepnutímhvězdy o hmotnosti 1 -- 3 MS až do poloměru 15 AU, přičemž bylypostupně pohlceny tři obří exoplanety...Všechno však může býtúplně jinak, protože koncem r. 2003 se ukázalo, že hvězda B3 sepouze promítá do daného směru, ale ve skutečnosti je asi o 1 kpcdál než veleobr L, takže celý příběh pouze kazí.

První fáze výbuchu byly dle J. Wisniewského aj. provázeny silnoupolarizací světla, jejíž rovina se po druhém zjasnění stočila doříjna téhož roku o plných 90° a zeslábla. Počátkem r. 2003 bylyv infračerveném spektru hvězdy objeveny pásy vodní páry, AlO, VOa TiO, silikátů a dalších neidentifikovaných molekul. Teplotahvězdné obálky v té době klesla na pouhých 600 K. V únoru 2003byla hvězda sledována družicí Chandra. Rentgenové spektrum V838Mon se v té době podobalo spektrům symbiotických proměnnýchhvězd, takže tam zřejmě neproběhla překotná termonukleárníreakce jako při výbuchu novy. Teplota zdroje dosáhla jen 300 kK.Kamera ACS HST zobrazila mezi dubnem a prosincem 2002 vývojučebnicové světelné ozvěny na mračnech prachu ve vzdálenostech1 -- 2 pc kolem hvězdy, z čehož H. Bond aj. odvodilipravděpodobnou vzdálenost objektu 6 -- 8 kpc, odkud vyplynulaabsolutní hvězdná velikost hvězdy v maximu výbuchu -9,6 mag.Hvězda sama patrně neodvrhla vnější vrstvy, ale pouze se nesmírněnafoukla a tím ochladila povrch. K dalšímu překvapivému vývojiV838 Mon došlo i v průběhu r. 2003. V únoru se hvězda zjasnilav infračerveném oboru N a od září přibyly v optickém spektruabsorpce ZrO, YO, CrO, LaO a ScO. Hvězda se v mezidobí zjasnilai v optickém oboru asi o 0,5 mag. Poloměr světelné ozvěny serozšířil na plných 52arcsec.

R. Duncan a S. White využili radiových měření mimořádně svítivé(6 MLS) proměnné hvězdy éta Car, obklopené rozsáhloumlhovinou NGC 3372 a vzdálené od nás 2,1 kpc, k určení jejípůvodní hmotnosti cca 100 MS. Při erupci v r. 1843 dosáhlahvězda -1 mag a vyvrhla obrovské množství hmoty, z něhož vzniklasoučasná obří mlhovina Homunculus s lineárním průměrem 45 kAUa hmotností alespoň 12 MS. N. Smith aj. odhadli kinetickouenergii mlhoviny na 1043 J.

Všichni zmínění autoři souhlasí s názorem, podle něhož jeéta Car ve skutečnosti velmi hmotnou těsnou dvojhvězdous oběžnou dobou složek 5,53 r a excentrickou drahou s poslednímprůchodem periastrem v r. 2003,5. Tyto průchody zvyšují interakcisložek natolik, že při nich dochází k dramatickým úkazůma zvýšené ztrátě hmoty ze soustavy. To též potvrdila měřeníz družice RXTE, která zaznamenala již od března 2003 šestrentgenových zjasnění v intervalech po 21 d a rekordní intenzitu6,5.1027 W tvrdého rentgenového záření hvězdy koncem května2003. Poté se však vlastní rentgenový zdroj, patrně modrý veleobrs hmotností 30 MS, ocitl v zákrytu a klesl na minimum v druhépolovině června 2003. Současně také zmizela spektrální čára [NeIII] a mikrovlnné radiové záření hvězdy kleslo na polovinu 23.června, zatímco infračervené minimum nastalo až 13. července2003. Předešlý obdobný úkaz proběhl na přelomu let 1997/98. K.Ishibashi aj. využili snímků STIS HST k odhalení "maléhohomuncula" uvnitř mlhoviny Homunculus. Jde o bipolární strukturu,pocházející z podružné erupce v r. 1890.

A. Lobel aj. soustavně sledovali žlutého (7 kK) veleobraró Cas, který vykazoval krátkodobá zjasnění o 0,2 mag na podzimr. 2000, aby se pak v dubnu 2001 uložil k "zimnímu spánku", kdyžproti klidovému stavu zeslábl o 2 mag. Podle jejich měření klesápo erupci efektivní teplota hvězdy až na 4 kK, protože se jejíatmosféra rozepne až na 700 RS. Přitom se odvrhuje slupkao hmotnosti cca 0,1 MS, takže tato zjasnění se nakonec podepíšína výbuchu veleobra jako supernovy už za 50 tis. roků. Jak uvedlaA. Dupreeová, hvězda, která má v klidu 4,5 mag, zeslábla v r.1946 na hranici viditelnosti očima a tehdy se ochladila dokoncena pouhé 3 kK. Nyní se dá očekávat nový výbuch této podivuhodnéproměnné hvězdy.

Také v r. 2003 se další nestandardní proměnná delta Sco držela navysoké noze kolem 1,6 mag, takže její zjasnění z klidového stavu2,3 mag už trvá více než tři roky. Při pohledu očima na oblohu jeto stále nejjasnější hvězda mezi Antarem a Spikou. Konečně H.Käufl aj. odhadli další vývoj neméně podivuhodné proměnné V4334Sgr (Sakurai), jež prodělala pozdní héliový záblesk v r. 1995a od té doby prodělala rychlý vývoj tím, že se po nápadnémochlazení obklopila prachovou slupkou o teplotě pouhých 600 K.Slupka se nyní rozpíná úhlovou rychlostí 0,2arcsec/r a podle názoruautorů bude postupně roztavena silným zářením hvězdy o svítivostialespoň 2 kLS. Jelikož teplota centrální hvězdy roste, obálka seběhem několika desetiletí rozplyne a hvězda se tak optickyvýrazně zjasní. T. Lawlor a J. MacDonald řadí to téže skupinytaké další neobvyklé proměnné hvězdy V605 Aql a FG Sge.Tvrdí, že jde původně o hvězdy s hmotností 1 MS, které prodělajívelmi silný tepelný impuls po opuštění asymptotické větve obrůa zhroutí se nakonec na pomalu vychládající bílé trpaslíky. Tomuodpovídá infračervená fotometrie FG Sge, kterou v době vznikuprachové obálky kolem hvězdy v srpnu 1992 uskutečnili O.Taranovová a V. Šenavrin. Ukázali, že teplota prachu činila 750K a že hvězda ztratila plyn a prach o hmotnosti 2.10-7 MS.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

Z bezpečnostních důvodů musel být HST v listopadu 2002 po dobu14 h během očekávaného meteorického deště Leonid natočen směremk antiradiantu roje, což shodou okolností odpovídá polozeproslulé blízké (200 pc) obří (průměr 1 pc) planetární mlhovinyNGC 7293 "Hlemýžď" (Helix). Šťastné shody okolností hbitěvyužili P. McCullough aj., kteří pořídili mozaiku barevnýchsnímků celého objektu s rekordním rozlišením. Na snímku je viděthorký bílý trpaslík, obklopený složitou strukturou chladnéhoplynu, která se jeví jako dlouhý válec, mířící svou osousouměrnosti přímo k pozorovateli. Planetární mlhoviny se ostatnědíky kameře ACS HST stávají nejfotogeničtějšími vesmírnýmiobjekty, jak o tom svědčí snímky mlhoviny CRL 2688 "Vajíčko"(2102+3642) v Labuti nebo NGC 6543 "Kočičí oko" v Draku.

Naprostým překvapením v oboru se však v r. 2003 stal objev úhlověnejvětší planetární mlhoviny, o nějž se postarali P. Hewett aj.zásluhou probíhající gigantické přehlídky oblohy SDSS.V souhvězdí Sextantu v galaktické šířce +48° totiž nalezliplanetární mlhovinu 1037-0018, ozářenou bílým trpaslíkem PG1034+001, o neuvěřitelném úhlovém průměru 2°, vzdálenou od náspouhých 160 pc a starou zhruba 100 tis. let. Zmíněné přehlídkySDSS využili H. Harris aj. k vyhledávání bílých trpaslíků naploše 190 čtv. stupňů oblohy. Našli tak 269 nových bílýchtrpaslíků, což je plných 12% dosud známého počtu bílých trpaslíkůna celé obloze. O jejich chemickém složení nás informují rozdílnébarvy: namodralí bílí trpaslíci obsahují atomy C, kdežtonačervenalí molekuly C2. Spektrální třídu DZ mají bílí trpaslícis čarami Mg, Na a popř. Fe.

Současně přišla dobrá zpráva pro naše vzdálené potomky: bílýtrpaslík Sírius B nikdy nevybuchne jako supernova Ia, jelikožje dostatečně daleko od Síria A (8 -- 32 AU), než aby získalpřenosem plynu dostatek hmoty na překročení Chandrasekharovy mezepro stabilní bílé trpaslíky. P. Kervella aj. využiliinterferometru VLTI ESO k přesnému změření úhlového průměruSíria A 6,04 mas, což při vzdálenosti 2,64 pc vede k lineárnímupoloměru hvězdy A1 V 1,71 RS a její hmotnosti 2,1 MS. Hmotnostbílého trpaslíka pak vychází na 1,03 MS a jeho oběžná doba činí50 r. Jeho původní hmotnost v době vzniku této nerovné dvojicepřed 225 mil. lety činila 7 MS, takže šlo o ranou hvězdu B5 V,která se za 40 mil. roků zhroutila na bílého trpaslíka, kdyžpředtím ztratila 85% původní hmotnosti.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Podle F. Stephensona a D. Greena bylo během uplynulého tisíciletípozorováno v naší Galaxii právě pět supernov v r. 1006 (Lup- viditelná očima plné 3 roky!), 1054 (Tau), 1*181 (Cas), 1572(Cas) a 1604 (Oph). Každou chvíli by se tedy měla objevit další- ve skutečnosti už téměř jistě dávno vybuchla, ale s ohledem načasové zpoždění o tom dosud ještě nevíme...

P. Winkler aj. porovnávali vzhled vláken v pozůstatkuG327.6+14.6 supernovy z r. 1006, která dosáhla vůbec nejvyššíjasnosti z historických supernov -7,5 mag, takže navzdory jižnídeklinaci -38,5° byla tehdy od 1. května 1006 pozorována nadjižním obzorem i v Evropě i na Blízkém, Středním a Dalekémvýchodě. Z pozorování v letech 1987 - 1998 tak určili jejichvlastní pohyb 0,28arcsec/r, což v kombinaci s měřeními radiálníchrychlostí vedlo ke spolehlivému odhadu vzdálenosti supernovy 2,2kpc. Odtud jim vyšla absolutní hvězdné velikost -19,55 mag, takžešlo určitě o supernovu třídy Ia. K. Long aj. zkoumali pozůstatekdružicí Chandra a objevili tak jaderné čáry O, Ne, Mg a Sia rázové jevy v rozpínající se mlhovině. Rentgenová měřeníz družice Chandra umožnila A. Bambovi aj. odhadnout indukcimagnetického pole v mlhovině na 1 nT, avšak E. Berezhkovi aj.vyšlo asi 10 nT. V takovém poli lze urychlit elektrony Fermihomechanismem až na energie 100 TeV jakož i nukleony či atomovájádra a tím vysvětlit původ galaktického kosmického záření.

J. Morgan aj. nalezli pomocí submilimetrové kamery SCUBA JCMTstudený (17 K) i teplý (102 K) prach v pozůstatku po Keplerověsupernově z r. 1604. Při vzdálenosti supernovy 5,5 kpc toodpovídá asi 1 MS v podobě prachu, jenž se postupně rozptylujedo mezihvězdného prostoru. Supernovy jsou tak významnějšímdodavatelem prachu než červení obři. Hmotnost předchůdce tétosupernovy odhadli na plných 30 MS.

T. DeLanez a L. Rudnick měřili změny polohy rentgenových vlákenv pozůstatku po tajemné supernově Cas A, která vybuchla někdykolem r. 1670, ale nebyla tehdy pozorována očima, ač její radiovýpozůstatek je jedním z nejjasnějších objektů na radiové obloze.Na snímcích z družice Chandra je zřetelně vidět rozpínání vlákenz centra výbuchu průměrným tempem 0,21%/r, což je trojnásobektempa rozpínání vláken radiových. R. Chevalier a J. Oishi odhadličas výbuchu na rok (1675 ± 5) n.l. a spektrální třídu supernovyIIn nebo IIb. Podle jejich názoru byl předchůdcem supernovy,vzdálené od nás 3,4 kpc, červený veleobr, který ztrácel hmotuhvězdným větrem tempem 2.10-5 MS/r. Naproti tomu R. Willingaleaj. se domnívají, že předchůdcem byla Wolfova-Rayetova hvězdao hmotnosti 20 MS, která se nejprve obklopila hustou plynnouobálkou a pak teprve vybuchla. Autoři využili družice Newtonk odhadu její vzdálenosti 3,4 kpc od nás. Odtud jim pak vyšlahmotnost pozůstatku 10 MS a jeho tepelná energie 7.1043 J.Vyvržený plyn má kinetickou energii 1044 J a rozpíná sepočáteční rychlostí 15 tis. km/s. Výbuch supernovy byl usměrněndo dvou protilehlých výtrysků o vrcholových úhlech 45°.

S. Van Dyk aj. využili snímků galaxií v archivu HST k vyhledávánípředchůdců nedávno objevených supernov. Mezi 16 supernovamitříd II a Ib/c našli tři předchůdce supernov Ib a Ic v podoběvelmi svítivých veleobrů o absolutní hvězdné velikosti -7,5 -- -9mag; dále pak tři předchůdce supernov II v podobě červenýchveleobrů -6 mag. Tím se téměř zdvojnásobil počet známýchpředchůdců supernov. U tříd Ib/c mohou být předchůdci složkamivelmi hmotných interagujících dvojhvězd, resp. hvězdamiWolfovými-Rayetovými.

A. Riess aj. a J. Blakeselee aj. porovnali snímky pole HDF-N HSTse snímky kamerou ACS od května 2002 do dubna 2003, pořízenýkamerou ACS a objevili tak 5 velmi vzdálených supernov do 27mag jakož i dvě supernovy ve středních vzdálenostech (z = 0,5a 1,0). Tím se podařilo ověřit tvrzení o tom, že v druhé poloviněsvé existence se vesmír rozpíná zrychleně. Také přehlídka SDSSumožňuje nalézat supernovy, které se prozradí svými spektry.Během let 2000-01 tak přibylo celkem 18 supernov třídy Ia,jejichž červené posuvy z spadají do intervalu 0,05 -- 0,14.

E. Baron si však povšiml, že některé supernovy třídy Ia mají vesvém spektru vodíkové čáry, ačkoliv podle klasické teorie by tamvodík být vůbec neměl. Nejnovějším příkladem porušení této zásadyse stala podle M. Hamuyho aj. supernova 2002ic, objevenáv listopadu 2002 s kosmologickým posuvem z = 0,067, tj. vevzdálenosti 29 Mpc. Odtud vychází absolutní hvězdná velikostv maximu -20,3 mag, což jednoznačně svědčí o klasifikaci Ia.Možným vysvětlením výskytu vodíku ve spektru této supernovy jepřežití jejího průvodce v podobě červeného veleobra o hmotnostikolem 5 MS, který ztrácí hodně plynu hvězdným větrem, ale ve svéatmosféře má dosud vodík.

Mimořádnou úctu však budí výkon australského astronoma-amatéra R.Evanse (*1937), který 12. 6. 2003 objevil vizuálně pomocí 0,3m reflektoru supernovu 2003gd v galaxii M74 (NGC 628) jakoobjekt 13,2 mag. Spektrum, pořízené dalekohledem WHT, ukázalo, žejde o třídu II asi 2 měsíce po výbuchu, kdy se plynné obalyrozpínaly rychlostí 8000 km/s. Archivní snímky HST a Gemini-Nprokázaly, že předchůdcem byl červený veleobr 26 mag o hmotnosti9 MS, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost -3,5 mag. Shodouokolností byla v téže galaxii předtím objevena supernova2002ap s maximem jasnosti počátkem února 2002, jež podle L.Wanga aj. patřila ke třídě Ic a jež je součástí dvojhvězdy, cožse projevilo výraznou asymetrií výbuchu. Její absolutní hvězdnávelikost dosáhla -19 mag.

Neúnavný R. Evans opět bodoval 29. 7. 2003, když v galaxii NGC936 objevil supernovu 2003gs 14,0 mag, která byla klasifikovánajako třída Ia týden po maximu a své pozorovatelské žně dovršilkoncem srpna, kdy objevil supernovu 2003hn 14 mag v galaxii NGC1448, klasifikovanou jako třídu II týden po maximu. Od r. 1980,kdy se soustavným hledáním supernov začal, jich tak našel celkem39!

J. Ulvestad a S. Neffová objevili pomocí radiových pozorováníVLBA doslova továrnu na supernovy v interagující galaxii Arp299, vzdálené od nás 43 Mpc. Splývající galaxie jsou takzaprášené, že k hledání supernov se hodí jedině jejich radiovézáření. Při splývání galaxií vzniká totiž velké množstvímimořádně hmotných hvězd v kompaktních velekupách o průměru pouze5 pc a svítivosti řádu 1 MLS, které jsou předurčeny k výbuchujako supernovy, což se zde učebnicově potvrzuje. V jedinévelekupě uvnitř galaxie se totiž nalézá řádově milion hvězds hmotnostmi 10 -- 30 MS, takže tam každý rok vybuchuje alespoňjedna supernova - za poslední dekádu se jich podařilo pozorovat

(Pokračování)

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
inAstroPoradna: pravý a střední rovník
Ilustrační foto...
Přistáli lidé na Měsíci?
Ilustrační foto...
Sojuz TMA-10 – návrat domů online
Ilustrační foto...
Oslavy 35. výročí založení Hvězdárny Fr. Pe
Ilustrační foto...
Návod na použití vesmíru - První (ne)smělé
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