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 2004 - díl C

To nejzajímavější ze stelární astronomie v roce 2004. Hvězdný vesmír. Extrasolární planety. Hnědí trpaslíci. Prahvězdy. Osamělé hvězdy. Těsné dvojhvězdy a další...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M, L, R.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Narůstající časový interval od r. 1995, kdy se podařilo poprvéprokázat užitečnost metody hledání exoplanet pomocí periodickýchzměn radiálních rychlostí mateřské hvězdy, postupně zlepšujemožnost objevů exoplanet s oběžnou dobou několika roků. Toznamená, že se zvyšuje naděje na objev extrasolárníchplanetárních soustav podobných té naší. D. Naef nalezl pomocíspektrografu ELODIE na OHP ve Francii tři nové exoplanety u hvězdze severní oblohy HD 74156 a 14 Her. První z nich má dvěexoplanety s minimálními hmotnostmi 1,9 a 6 Mj a oběžnýmiperiodami 52 d a 5,5 r. Druhá exoplaneta obíhá po velmi výstřednédráze (e = 0,6) s velkou poloosou dráhy 0,64 AU. Hvězdu 14 Herdoprovází exoplaneta o minimální hmotnosti 4,7 Mj a oběžné době4,9 r s dráhovou výstředností 0,3.

Také na jižní polokouli objevů utěšeně přibývá zejména díkypřesnému (±1 m/s!) spektrografu CORALIE, instalovanémuu Eulerova 1 m teleskopu na La Silla. Podle M. Mayora aj. setímto přístrojem podařilo za posledních pět let objevit čispoluobjevit celkem 38 exoplanet, mezi nimiž je např. 10 jupiterůs oběžnými periodami v rozmezí 0,3 -- 3,7 roků. I v tomto případějde o tělesa s protáhlými drahami v rozmezí výstředností 0,2 --0,5. N. Santos aj. ohlásili objev exoplanety u hvězdy mí Ara(V = 5,1 mag; sp. G5 V) s oběžnou dobou 9,5 d a kruhovou dráhouo poloměru 0,09 AU. Její hmotnost 14 Mz je srovnatelná s Uranem.Prakticky současně objevila konkurenční skupina G. Marcyho a R.Butlera exoplanety u hvězd 55 Cnc a GJ 436 (Leo) s oběžnýmidobami 2,8 a 2,6 d, jejichž hmotnosti činí po řadě 15 a 21 Mz.

N. Santos aj. zkoumali chemické složení 41 mateřských hvězd,kolem nichž obíhá celkem 98 exoplanet a zjistili, že u hvězd seslunečním zastoupením těžších prvků (tzv. kovů) se vyskytujíexoplanety pouze ve 3% případů, kdežto u hvězd s dvojnásobnýmpodílem kovů stoupá tento podíl na 25%. A. Eggenberger aj.ukázali, že nejhmotnější exoplanety s krátkými oběžnými dobami(< 40 d) a kruhovými drahami se vyskytují vždy ve vícenásobnýchhvězdných soustavách. To na jedné straně znamená, že v těchtopřípadech migrovaly exoplanety z místa svého vzniku směremk mateřské hvězdě, a na druhé straně je zřejmé, že existuje vícemechanismů tvorby exoplanet (přímou kondenzací protoplanetárníhoplynu, akrecí planetesimál, ???).

P. Kalas aj. objevili hvězdným koronografem ve filtru 0,65 µmu dalekohledu UHT o průměru 2,2 m rozsáhlý (50 -- 210 AU) prachovýdisk kolem proměnné hvězdy AU Mic (HD 197481; V = cca. 8,8 mag; spM1 Ve; 0,5 M; Tef = 3,5 kK; 0,1 L), která je od nás vzdálena10 pc. Prach v disku o hmotnosti 7.1022 kg má průměrnou teplotu40 K a zcela chybí ve vzdálenosti do 17 AU od hvězdy, což můženasvědčovat tvorbě planet. Hvězda je součástí komplexu mladýchhvězd o stáří 8 -- 20 mil. roků, které většinou patří k trpaslíkůmtřídy M. Tentýž disk zkoumali M. Liu aj. v pásmu mikrovln pomocíradiometru SCUBA radioteleskopu JCMT a potvrdili tak zmíněnouvnitřní mezeru i rozsah disku do vzdálenosti 200 AU. Mateřskáhvězda je stará 12 mil. let.

A. Léger aj. ukázali, že kromě již známých typů planet (kamennýchterestrických a obřích plynných) mohou existovat také tzv.oceánské planety, vyznačující se hmotnostmi 1 -- 8 Mza zvýšeným zastoupením vody, resp. ledu. V porovnánís terestrickými planetami mají větší poloměry a jsou na povrchupokryty oceánem kapalné vody o tloušťce řádově 100 km. Zatímconapř. kamenná planeta o hmotnosti 6 Mz se skládá z 2 Mz kovůa 4 Mz křemíku o průměrné hustotě 7,7násobku hustoty vody,stejně hmotná oceánská planeta je tvořena 1 Mz kovů, 2 Mzkřemíku a 3 Mz ledu a vody. Její průměrná hustota činí4,3násobek hustoty vody. Oceánské planety vznikají ve vnějšíchoblastech protoplanetárního disku a pozvolna migrují směremk mateřské hvězdě. Mohly by být rozpoznány budoucími kosmickýmiaparáty pro hledání exoplanet jako je plánovaná družice Keplernebo COROT.

Alternativní metoda objevování pomocí přechodů exoplanet přesdisk mateřské hvězdy má ovšem velký potenciál, protože poklesjasnosti mateřské hvězdy zhruba o 0,02 mag je v dosahu i mnohaamatérských pozorovatelů proměnných hvězd. To se mj. zdařilopotvrdit i u nás na Hvězdárně M. Koperníka v Brně, kde O. Pejchapomocí 0,4 m reflektoru s digitální kamerou ST-7 pozoroval v noci4./5. září 2004 přechod exoplanety přes disk hvězdy TrES-1 (12mag; sp K0 V; 0,9 M; 0,8 R; vzdálenost 150 pc) v souhvězdíLyry. Existence exoplanety byla odhalena R. Alonsem aj. naobservatoři Tenerife v srpnu 2004 pomocí 0,1 m přehlídkovéhodalekohledu, jenž opakovaně měří jasnosti 12 tis. nejjasnějšíchhvězd na obloze. Během Pejchova pozorování klesla jasnostmateřské hvězdy o 2,5% a odtud se podařilo odvodit jejíparametry: hmotnost 0,75 Mj; velkou poloosu dráhy 0,04 AU (pouze6 mil. km!) a oběžnou dobu 3 d.

A. Sozzetti aj. využili ke sledování mateřské hvězdy spektrografůu obřích dalekohledů Keck a HET a odvodili tak její metalicitushodnou se sluneční a její přibližné stáří 2,5 mld. roků. Vzorempro tato pozorování se stalo koneckonců pozorování přechoduVenuše přes sluneční kotouč z družic, jak se to poprvé podařilov červnu 2004. Metoda v principu umožňuje objevovat exoplanety,popř. "exodružice exoplanet", i ve velkých vzdálenostech od Zeměa poskytuje v zásadě více fyzikálních parametrů exoplanet nežmetoda radiálních rychlostí. Znamená to ovšem rozvinoutultrapřesnou fotometrii hvězd s přesností řádu ±1 promile.

Prototypem této skupiny se stala exoplaneta HD 209458b vevzdálenosti 50 pc od Slunce, objevená nejprve metodou radiálníchrychlostí a posléze potvrzená díky přechodům exoplanety předhvězdou. Snad proto jde o první exoplanetu, jež dostala vlastníjméno Osiris. L. Ksanfomaliti se domnívá, že Osiris je převážněsložen z vodíku a má silné magnetické pole. A. Vidal-Madjar aj.využili spektrografu STIS na HST k důkazu, že z atmosféry tétohorké exoplanety se odpařuje nejenom atomární vodík, ale téžkyslík a uhlík. Podle A. Lecaveliera des Etangs aj. unikají plynypřetokem přes Rocheův lalok exoplanety díky hvězdným slapům.Navzdory této ztrátě je životnost těchto exoplanet, vzdálenýchjen 0,04 -- 0,10 AU od své mateřské hvězdy, srovnatelná se stářímGalaxie, protože samotný Osiris ztratí tímto způsobem za 5 mld.roků pouze 7% své původní hmotnosti.

A. Udalski aj. prohlédli 6 vybraných polí v souhvězdích Lodníhokýlu, Kentaura a Mouchy, zahrnujících opakovanou přesnou(± 0,0015 mag) fotometrii 230 tis. hvězd pozorovanýchv přehlídce OGLE 1,3 m reflektorem na Las Campanas v r. 2003,k hledání kandidátů na přechody exoplanet. Našli tak 40 dobrýchkandidátů, jejichž existence se nyní prověřuje doplňkovýmiměřeními. G. Chabrier aj. vyvinuli program, umožňujícípředpovědět budoucí hodnoty poloměru, jasnosti a teplotyexoplanety jako funkci její hmotnosti a vzdálenosti od mateřskéhvězdy, protože dokázali zahrnout zmíněné odpařování atmosférdo vývojových modelů exoplanet. I. Baraffe aj. zjistili, ževypařování ovlivňuje především intenzita rentgenovéhoa ultrafialového záření mateřské hvězdy. Jakmile se vnější vrstvyatmosféry exoplanety začnou vlivem silného ohřevu rozpínat,probíhá další odpařování překotně. Podle jejích výpočtů sepřekotně odpaří exoplaneta s hmotností 1,5 Mj, pokud je jejívzdálenost od mateřské hvězdy menší než 0,046 AU a podobnědopadne exoplaneta s hmotností 2,7 Mj ve vzdálenosti 0,023 AU odmateřské hvězdy.

Exoplanety se ovšem dají hledat také pomocí gravitačníchmikročoček, kdy v mikrovteřinové úhlové blízkosti přechází přesvzdálenější hvězdu bližší hvězda, opatřené exoplanetou. Podleteorie relativity se v tom případě vzdálenější hvězda zjasní a zapříhodné situace se na její světelné křivce může objevit krátkýněkolikahodinový vrcholek ("zub"), vyvolaný obdobným přechodemexoplanety. Podle F. Bouchyho aj. pak stačí metodou radiálníchrychlostí určit parametry exoplanety.

Přehlídka mikročoček OGLE obsahuje podle autorů již 137podezřelých případů a ve dvou případech se podařilo podezřenípotvrdil pomocí spektrografu FLAMES VLT. Jde o mikročočkuOGLE-TR-113b, kde exoplaneta má hmotnost 1,35 Mj, poloměr 1,1Rj a oběžnou dobu 1,4 d (!). Druhým případem byla též dle C.Moutoua aj. mikročočka OGLE-TR-132b se zjasněním v trvání pouhé1,2 h s parametry exoplanety: 1,2 Mj; 1,1 Rj; 1,7 d; o středníhustotě rovné hustotě vody. Mateřská hvězda ve vzdálenosti 2,5kpc o hmotnosti 1,35 M a poloměru 1,4 R má povrchovou teplotu6,4 kK a její stáří nepřesahuje asi 1 mld. roků. Vzápětí M.Konacki aj. zjistili, že mikročočka OGLE-TR-56b je exoplanetous dosud vůbec nejkratší oběžnou dobou 1,2 d. Spektrum mateřskéhvězdy pořídili G. Torres aj. u dalekohledu Keck a tak obdrželiparametry exoplanety: 1,45 Mj; 1,2 Rj; a = 3,4 mil. km;e = 0; hustota (1,0 ±0,3)násobek hustoty vody. Velmi krátkéoběžné doby jsou naprostým překvapením a přirozeně znamenají, žejde o exoplanety silně rozpálené. D. Lin a P. Gu se domnívají, žetito horcí jupiteři se dostaly do blízkosti mateřských hvězdmigrací z větších vzdáleností, v nichž původně vznikly. Sílícíslapy přitom původně protáhlé dráhy změní velmi rychle na kruhovéa způsobí též slapový ohřev exoplanet, které se proto výrazněnafouknou.

Zatím je zejména díky přehlídkám gravitačních mikročoček známo už6 exoplanet, jejichž přechody přes kotoučky mateřských hvězd sezdařilo pozorovat. Jasnosti mateřských hvězd se pohybujív rozmezí 7,6 -- 16,6 mag a spektrální třídy jsou v rozsahu F - K;poloosy drah exoplanet v rozmezí 0,023 -- 0,047 AU, jejichhmotnosti 0,5 -- 1,45 M, poloměry 1,0 -- 1,4 Mj a hustoty0,35 -- 1,2 násobek hustoty vody. V dubnu 2004 se však podařiloobjevit mikročočku, která je červeným trpaslíkem o hmotnosti 0,3M, doprovázenou exoplanetou o hmotnosti 1,5 Mj. v "rozumné"vzdálenosti 2,5 AU.

C. Snodgrass aj. využili 321 mikročoček z přehlídky OGLE IIIk odhadu výskytu exoplanet u hvězd ve výduti Galaxie. Ukázali,že pouze 7% těchto hvězd je obdařeno alespoň jednou exoplanetou,a že přibližně pětinu těchto exoplanet představují chladníjupiteři. I. Dobbsová-Dixonová aj. zjistili, že všechnyexoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 dnů mají kruhové dráhy,což je výsledek působení slapových sil. Exoplanety s oběžnýmidobami 7 -- 21 dnů představují přechodné typy, kde se vyskytujíjak kruhové tak výstředné dráhy; tj. slapové síly případně dosudnestihly ukončit svou práci.

S. Mohanty aj. sledovali 13 osamělých slabě žhnoucích červenýchobjektů o teplotách kolem 2500 K v oblastech aktivní tvorby hvězdv souhvězdích Býka a Štíra. Jejich hmotnosti odhadli na 9 -- 100Mj, tj. na rozhraní obřích exoplanet a hnědých trpaslíků.Objekty jsou často obklopeny akrečními disky, což dokazuje, ževznikají týmž mechanismem jako hvězdy. Autoři pro ně navrhujínový termín planemy. Výskyt osamělých exoplanet, popř.hnědých trpaslíků je tedy zejména v těchto oblastech zcela běžný.Jak uvedli J. Ge aj., lze v nejbližších 15 letech očekávatpodstatné zvýšení počtu známých exoplanet díky ambicióznímuprogramu 2,5 m dalekohledu SDSS v Novém Mexiku. Autoři plánujímonitorovat po dobu jedné dekády změny radiálních rychlostí pro1 mil. hvězd spektrálních tříd F - M o nízké hmotnostia očekávají, že tak odhalí existenci řádově 100 tis. exoplanet!

2.2. Hnědí trpaslíci

M. Zapatero Osorio aj. pomocí adaptivní optiky u Keckovateleskopu pořídili spektroskopii binárního hnědého trpaslíkaGJ 569 Bab v letech 1999 -2001. Obdrželi odtud předevšímspektrální klasifikaci a spolehlivé hmotnosti složek Ba (M8.5;0,066 M) a Bb (M9; 0,052 M); dále pak oběžnou periodu 2,3 r;velkou poloosu dráhy 0,9 AU; výstřednost 0,3; sklon 34°a vzdálenost od nás 10 pc. Pár hnědých trpaslíků je průvodcem 5arcsecvzdálené trpasličí hvězdy sp. M2.5 V. M. McCaughrean aj využilikamery NAOS/CONICA VLT ve spojení s adaptivní optikou k zobrazenínejbližšího známého páru hnědých trpaslíků Epsilon Ind Ba+Bb.Dvojice je od nás vzdálena jen 3,6 pc a úhlová vzdálenost složekčiní 0,7arcsec. Je to též první případ, kdy se podařilo zobrazitspektra obou složek, ačkoliv infračervená jasnost soustavy jepouze I = 17 mag a K = 11 mag. Spektrální třídy složek jsou pořadě T1 a T6 a minimální hmotnosti 47 a 28 Mj. Složky kolem sebeobíhají v periodě asi 15 let a vznikly před 1,3 mld. let. H. Bouyaj. používali po dobu 4 roků dalekohledů HST, VLT, Keck a Geminik určení dynamické hmotnosti složek binárního hnědého trpaslíka2MASSW J0746+2000 (Gem; sp. L0 + L1,5; oběžná doba 10,5 r)a dostali po řadě hodnoty 85 a 66 Mj. Stáří soustavy odhadli na300 mil. roků. W: Brandner aj. pozorovali pomocí HST po dobu 5,5roků dvojici hnědých trpaslíků DENIS-P J1228-15 (Crv), kterévykazují společný vlastní pohyb a čáry Li ve spektru. Odtudodvodili přibližnou oběžnou dobu soustavy na 45 let při velképoloose oběžné dráhy 6,4 AU.

K. Briggs a J. Pye odhalili pomocí družice Newton konstantnírentgenové záření hnědého trpaslíka Roque 14 v Plejádácho zářivém výkonu 300 EW, což ovšem představuje jen tisícinu jehobolometrické svítivosti. Autoři se domnívají, že zdrojemenergetického záření je magnetická aktivita na povrchu hnědéhotrpaslíka, obdobná té, jež byla už dříve nalezena u trpasličíchhvězd třídy M. Soudí tak též z toho, že u dalších čtyř zkoumanýchhnědých trpaslíků měřitelno rentgenovou emisi nenalezli, cožpřičítají slabšímu magnetickému poli.

Jak uvedla K. Loddersová, první hnědý trpaslík Gl 229B bylobjeven teprve v říjnu r. 1995 - shodou okolností praktickysoučasně s první exoplanetou u hvězdy 51 Peg. Kvůli němua následujícím objevům se jednak protáhla spektrální klasifikacetřídy M až po M10 a posléze bylo potřebí zavést nové třídyL (rozmezí efektivních teplot 2000 -- 1200 K) a T (1200 -- 800 K).Z toho důvodu se pro sledování hnědých trpaslíků ideálně hodíinfračervené pásmo spektra. V atmosférách hnědých trpaslíků lzepozorovat čáry Li a pásy sloučenin CO, CH4, KCl, LiF, Li2S,Na2S atd. Hmotnosti hnědých trpaslíků se pohybují v úzkémrozmezí 13 -- 80 Mj; jde v podstatě o přechodný typ meziklasickými hvězdami a obřími planetami typu Jupiteru.

2.3. Prahvězdy

J. Tan a C. McKea se zabývali vznikem hvězd v raném vesmírua zjistili, že tyto "nekovové" prahvězdy musely mít minimálníhmotnost alespoň 30 M, takže toto omezení obecně zdržovalovznik hvězd. Jenže Y. Ščekinov a E. Vasilev vzápětí ukázali, ževýskyt extrémně energetického kosmického záření v raném vesmíruzvyšuje rychlost, s níž se ochlazují zárodečná mračnamolekulárního vodíku a to umožňuje, aby už v raném vesmíruvznikaly také hvězdy s nízkou hmotností. I. Picardiová aj.nalezli dosud kovově nejchudší (zastoupení kovů činí jenmilióntinu hmotnosti hvězdy) nízkohmotný objekt (< 1 M)He 0107-5240 (Phe), který by se podle původních představnedokázal vůbec ochladit a nemohl tedy vzniknout, takže se zdá,že Ščekinov a Vasilev mají nejspíš pravdu. J. Tumlinson aj. sedokonce domnívají, že i nekovové hvězdy mohou posléze vybuchnoutjako hypernovy, takže první kovy ve vesmíru se dostávají dokosmického koloběhu již na konci kosmologického šerověku přiz = cca. 20, tj. ve stáří pouhých 100 mil. let po vzniku I. generacehvězd. Toto obohacení obstarají snadno i hvězdy o počátečníhmotnosti pouze 10 M, takže původní předpoklad, že jsou k tomupotřebí extrémně masivní hvězdy o hmotnostech přes 140 M, jenejspíš nadbytečný.

Pozoruhodnou práci o pomalejším tempu klíčové termonukleárníreakce cyklu CNO v nitru hmotných hvězd uveřejnili S.DeglarcminInnocenti aj. na základě experimentálního měření v podzemnímurychlovači pod horou Gran Sasso v Itálii. Nejpomalejší reakcecelého cyklu, při níž jádro 14N zachytí proton a změní se najádro 15O, se totiž nedá změřit v běžných urychlovačích kvůlivysokému pozadí kosmického záření. Pod horou Gran Sasso je všakkosmické záření dostatečně zeslabeno a tak měření v mezinárodnímprojektu LUNA ukázala, že reakce je ještě pomalejší, než se dosudodhadovalo, což posouvá stáří nejstarších hvězdokup s hmotnýmihvězdami ještě o 700 mil. let do minulosti. To je v dobrémsouladu s výsledky měření družice WMAP a tak se otevírají novéexperimentální možnosti ověřit i zbývající úseky cyklu CNO, cožby mj. pomohlo zmenšit nejistoty modelových výpočtů tokuslunečních neutrin. A. Claret uveřejnil síťové modely hvězdnéhovývoje pro hvězdy s počátečními hmotnosti 0,8 --125 Ma sluneční metalicitou, poprvé se započítáním ztrát hmotyhvězdným větrem a vlivu slapů v těsných dvojhvězdách až dookamžiku, kdy v nitru hvězdy započne termonukleární spalováníuhlíku.

R. Chini aj. nejprve připomněli, že podle stávajících představo vzniku hvězd slunečního typu gravitačním zhroucenímchuchvalce molekulového mračna a následnou akrecí materiáluz akrečního disku kolem zárodku hvězdy by tento mechanismus nemělfungovat pro vznik hvězd asi 10krát hmotnějších než Slunce,protože akreci zabrání příliš vysoký tlak záření, vycházejícíz tak hmotného zárodku. Uvedli však pozorování velmi mladémlhoviny M17 (Omega). vzdálené od nás 2,2 kpc, vykonanáv mikrovlnném a infračerveném oboru spektra dalekohledy IRAM, NTTa zejména VLT ve spojení s adaptivní optikou, která prokázala, žev mlhovině se nalézá prahvězda o hmotnosti 20 M, obklopenáakrečním diskem, z něhož stále ještě nabírá další hmotu, takžei hvězdy s hmotností do cca 40 M mohou vznikat popsanýmzpůsobem, přestože to současná teorie nedokáže vysvětlit.

Titíž autoři též zkoumali plošný Kleinmannův-Wrightůvinfračervený objekt, objevený v r. 1973, jenž dosahuje v blízkéinfračervené oblasti pouze 21 -- 23 mag. Na snímcích VLT se dajírozlišit dvě hvězdy rané třídy B, vzdálené od sebe něco přes2600 AU. Jasnější složka je obklopena teplým prachem, kdežtoslabší složka je ponořena do rentgenově zářícího molekulovéhomračna, obklopeného reflekční mlhovinou, která svítív infračerveném pásmu. Odtud se dá vypočítat zářivý výkon hvězdyB0 na 5 kL, která je obklopena asi 10 M mezihvězdného plynua prachu. Špičkové úhlové rozlišení umožnilo odhalit v tomtosměru malou hvězdokupu se 150 červenými hvězdami. Jde o dosudnejmladší pozorovanou fázi tzv. Herbigových hvězd typu Be.Podobně S. Hubrigová aj. studovali pomocí VLT kruhovou polarizaciHerbigových hvězd typu Ae před hlavní posloupnosti s hmotností1,5 -- 3 M a zjistili zde magnetické pole 40 mT, které souhlasís předpokladem, že hvězdy tohoto typu přebírají prvotnímagnetické pole akrecí okolního molekulového mračna.

J. Kastner aj. zkoumali v letech 2002-04 pomocí družice Chandraproměnnou hvězdu V1647 Ori v mlhovině M78, jež patrně osvětlujenedávno objevenou McNeilovu mlhovinu a zjistili, že ve zmíněnémintervalu se rentgenová jasnost hvězdy zvýšila 50krát, a že totovzplanutí časově odpovídá optickému zjasnění mlhoviny. Autořiodtud usuzují na nástup fáze rychlé akrece mezihvězdné látky nahvězdu, která je vnořena do tmavého mračna L1630.

2.4. Osamělé hvězdy

Tak jako helioseismologie přináší už řadu desetiletí jedinečnéinformace o slunečním nitru, její mladší sestraasteroseismologie využívá oscilací na povrchu hvězd k ověřovánímodelů stavby hvězd. Podle J. Christensena-Dalsgaarda a H.Kjeldsena je však překvapující, že kanadská družice MOSTneobjevila najisto očekávané oscilace u osmé nejjasnější hvězdyoblohy, jíž je Prokyon. Tyto oscilace však nalezli P.Eggenberger aj. pozemním spektrografem CORALIE u Eulerova 1,2m teleskopu na ESO na frekvencích 0,6 -- 1,6 mHz a s amplitudoualespoň pětkrát větší než šum. P. Kervella aj. využiliinterferometru VINCI/VLTI a asterometrie ke změření úhlovéhoprůměru Prokyona A (F5 IV-V) a odvození jeho základníchparametrů. Úhlový průměr 0,0054arcsec odpovídá lineárnímu poloměru2,05 Ro a odtud při chemickém složení (Y = 0,30; Z = 0,03)vychází efektivní teplota 6530 K; hmotnost 1,4 M a stáří 2,3mld. roků. Odtud vyplývá, že Prokyon už brzy opustí hlavníposloupnost diagramu HR.

Týmž interferometrem změřili M. Wittkowski aj. úhlový průměr0,008arcsec hvězdy psí Phe (gM4) a odtud odvodili její parametry:1,3 M; 86 R; 3550 K a 1 kL. E. Di Folco aj. použili téhožintereferometru s proměnlivou délkou základen 66 -- 140 m k určeníúhlových průměrů pěti jasných hvězd, podobných Veze a vzdálenýchod nás 3 -- 19 pc. Výsledné úhlové průměry se pohybovaly v rozmezí0,0008 -- 0,0022arcsec a odtud vyplývající poloměry hvězd činily 0,7-- 1,8 R s přesností na neuvěřitelná 2%. R. Bohlin a R.Gilliland využili spektrografu STIS HST k novému určenípozorované jasnosti Vegy ve filtru V = 0,03 mag, což jezákladní kalibrační bod celé soustavy optických hvězdnýchvelikostí. A. Reiners a F. Royer změřili pomocí spektrografuELODIE na OHP z profilů 650 spektrálních čar velikost rotačníhozploštění Altaira (sp. A7 IV-V; 5 pc) v Orlu. Vyšla jim takminimální rotační rychlost hvězdy 227 km/s, čemuž odpovídázploštění 14%. Kritická rotační rychlost Altaira, při němž by sehvězda rozpadla, činí 430 km/s.

Podle J. Navarra aj. je nejjasnější hvězda severní oblohyArktur (sp. K1.5 IIIp; vzdálenost 11 kpc) přivandrovalcemz cizí trpasličí galaxie. Patří totiž ke starým (10 mld. let)hvězdám II. populace (s nízkou metalicitou), vyznačuje se velkýmvlastním pohybem 2,3arcsec/r a vysokou prostorovou rychlostí 120km/s. To znamená, že ještě před půl milionem let nebyla očimaviditelná a stejně tak se ztratí pouhému zraku během příštího půlmilionu roků. O. Eggen zjistil už před časem, že na obloze vidímedo vzdálenosti 300 pc od Slunce ještě téměř půl stovky hvězds podobným vektorem prostorové rychlosti, takže jde dokonceo cizokrajný hvězdný houf, který však vinou příliš velkéhorozptylu rychlostí netvoří vázanou hvězdokupu.

S. Eikenberry aj. ohlásili objev rekordně hmotné hvězdy LBV1806-20 (Sgr; vzdálenost 14 kpc) s parametry: 150 M; 200 Ra 40 ML. V jejím okolí je řada dalších velmi hmotných hvězda hvězd Wolfových-Rayetových, které se již zbavily svýchvodíkových obálek. G. Jiang aj. navrhli určovat hmotnostiosamělých hvězd metodou gravitačních mikročoček. Využili k tomuměření mikročočky OGLE-2003-BLG-238, která se zjasnila 170krátna rekordních 10,3 mag v oboru I a celý úkaz trval 38 dnů. Odtudvyšla hmotnost čočkující hvězdy v rozmezí 0,4 -- 1,5 M, ale přisoustředěném úsilí by se příště asi podařilo tak velkou nejistotuvýrazně snížit.

Dosud nejlepším analogem Slunce je podle C. Soubirana a A.Triauda hvězda 18 Sco (HD 146233 = HR 6060), vzdálená od nás14 pc. Její vizuální absolutní hvězdná velikost 4,77 maga efektivní teplota 5,8 kK jsou velmi blízké slunečnímparametrům; je však o něco starší (6 mld. let). T. Henry a N.Reid aj. vyhledali pomocí velkých přehlídek oblohy 2MASSa SuperCOSMOS téměř všechny hvězdy v blízkém okolí Slunce.Zjistili tak, že do vzdálenosti 10 pc od Slunce jsou nejčastějizastoupeni chladní červení trpaslíci (tj. např. ProximaCentauri), kterých je v tomto objemu 238; za nimi následují hnědítrpaslíci, kterých je 10. Autoři odtud usuzují, že 40% hmotnostihvězd v Galaxii tvoří právě červení trpaslíci s průměrnouhmotností 0,2 M. Z každých 6 hvězd v Galaxii je tedy obvykle5 červených trpaslíků! Jak uvádí K. Bracherová, po komplexu alfaCentauri je nejbližší hvězdou ke Slunci Barnardova šipka (1,8pc) s rekordním vlastním pohybem 10arcsec/r o hmotnosti 0,2 M,poloměru 0,17 R a svítivosti 0,4 mL. Dalším v pořadí ječervený trpaslík Wolf 359 (Leo; 2,4 pc) s hmotností asi 0,1M, poloměrem 0,04 R a svítivostí 0,02 mL.

C. Cowley aj. našli ve spektrech chemicky pekuliárních hvězd HD965 a HD 101065 (hvězda Przybylského; 8 mag; sp. B5p; Cen)spektrální čáry neutrálního i ionizovaného promethia, což je prohvězdné atmosféry na pováženou, když připomenu, že všechnyizotopy promethia jsou radioaktivní a nejdéle žijící z nich majípoločas rozpadu pouhých 18 roků. To prakticky znamená, že Pm sev atmosférách těchto hvězd tvoří nějakým záhadným procesem téměřplynule a neustále. Autoři podezírají z jeho vznikání mocnéerupce, které jsou pro hvězdy této třídy typické. Chemickypekuliární hvězdy mají dle J. Braithwaitea a H. Spruita častovelmi silné (až 3 T) magnetické pole, které podle počítačovýchmodelů je fosilního původu a podobně jako u bílých trpaslíků čimagnetarů slábne velmi pomalu; jeví též snahu o změnuz chaotického pole na uspořádané, tj. ponejvíce dipólové.

2.5. Těsné dvojhvězdy

G. Anglada aj. popsali na základě pozorování obří aparaturou VLAna vlnové délce 7 mm strukturu těsné dvojhvězdy SVS 13v blízkém (220 pc) komplexu prahvězd NGC 1333 v Perseovi. Namilimetrových vlnách je patrný akreční disk kolem jedné složkydvojhvězdy při rozteči složek minimálně 65 AU. Naproti tomudvojhvězda L1551 v komplexu IRS 5 v Býku má samostatné akrečnídisky kolem každé složky, jež jsou navzájem vzdáleny minimálně45 AU, ale jsou navíc obklopeny společnou zploštělouplynoprachovou obálkou. Autoři odtud usuzují, že i v těsnýchdvojhvězdách mohou vznikat exoplanety, které buď obíhajív blízkosti jedné složky, anebo naopak jsou tak daleko, žeobíhají kolem obou složek. S. Pravdo aj. zjistili pomocí NICMOSHST, že hvězda GJ 164 (sp. dM; vzdálenost 12 pc) má trpasličíhoprůvodce (sp. dM7), jenž kolem ní obíhá v periodě 2 let vevzdálenosti 1 AU. Primární složka má hmotnost 0,17 M, zatímcosekundár jen 0,095 M - takové soustavy se daří objevovat jenzcela vzácně.

G. Rauw aj. určili z pozorování spektrografem EMMI NTT (ESO)Wolfovy-Rayetovy těsné ( a sin i = 26 R) dvojhvězdy WR20a (sp WN6 + O3If; oběžná doba 3,7 d) přesné hmotností složek71 a 69 M. Autoři uvedli, že to jsou zatím vůbec nejvyššíspolehlivé hmotnosti hvězd. Nicméně A. Bonanos aj. zjistilivzápětí z přehlídky OGLE, že WR 20a je rovněž zákrytovoudvojhvězdou s poklesem jasnosti v minimech o 0,4 mag, cožumožnilo určit sklon dráhy 74° a odtud vyšly vyšší hmotnosti 83a 82 M - o nich pak lze snad opravdu tvrdit, že jde o nejvyššíspolehlivě určené hmotnosti hvězd. Jak poznamenali L. Wyrzykowskiaj., program OGLE II pro Malé Magellanovo mračno, uskutečněnýv letech 1997-2000, přinesl údaje o více než 1300 zákrytovýchdvojhvězdách na ploše 2,4 čtv. stupně; z toho bylo 455 nověobjevených soustav.

P. Eggenberger aj. využili asteroseismologie soustavy alpha CenAB ke zpřesnění hlavních fyzikálních parametrů obou složek,vzdálených od nás 1,33 pc. Soustava je stará 6,5 mld. roků a jejímetalicita je přesto vyšší než u Slunce: Y = 0,275 a Z = 0,043.Další parametry jsou známy s vysokou přesností: 1,10 a 0,93 M;1,22 a 0,86 R; 1,5 a 0,5 L; 5,8 a 5,3 kK; jasnosti V = 0,0a +1,3 mag. P. Harmancovi aj. se zdařilo rozlišit spektra složekspektroskopické dvojhvězdy kappa Sco (sp. B1.5 III; V = 2,4mag; orb. per. 196 d; e = 0,5; vzdálenost 140 pc) a určit takjejich efektivní teploty 24,5 a 23,4 kK jakož i hmotnosti 11,3a 9,2 M. R. Williamon aj. určili přesné fyzikální parametryzákrytové dvojhvězdy typu Algol AY Cam a C. Lacy aj. rovněžz fotometrie odvodili parametry soustavy V885 Cyg (typu betaLyr) a MU Cas. Autoři se shodli, že u nekomplikovaných soustavlze dnes určovat tyto parametry s chybou menší než 2%, což mávelký význam pro kalibraci modelů hvězdného vývoje.

P. Eggleton aj. odhalili pozoruhodnou detektivní historii dvouhvězd, které vznikly ve Velké mlhovině v Orionu před několikamálo mil. roků ve dvou dvojhvězdách a před 2,5 mil. let si přitěsném sblížení vyměnily své partnery a unikly z mlhoviny opačnýmsměrem v podobě hvězd AE Aur a mí Col. Autoři ukázali, že ponich v mlhovině zbyla dvojice velmi hmotných hvězd různýchhmotností a stáří, obíhajících kolem sebe po výstředné drázea známých jako iota Ori. Naproti tomu AE Aur, která bylapůvodně složkou dvojhvězdy s iota Ori A, a mí Col, původněsvázaná s iota Ori B, prchají z místa těsného sblížení opačnýmsměrem rychlostmi 100 km/s. Podle C. Tana též infračervenýBecklinův-Neugebauerův objekt, který se nyní od mlhovinyv Orionu vzdaluje rychlostí 40 km/s, se nacházel před pouhými 4tis. roky v blízkosti nejjasnější složky Trapezu (thétaOri C), což je rovněž těsná dvojhvězda, tvořená velmi hmotnýmisložkami na výstředné dráze.

K. Belczynski a R. Taam zjistili na základě pozorovánírentgenových družic RXTE a Chandra, že se v Galaxii nalézá novápopulace ultrakompaktních dvojhvězd s oběžnými dobami 20 -- 80min, které se vyznačují vydatnou akrecí hmoty na neutronovouhvězdu či hvězdnou černou díru. O. Fors aj. zavedli rutinnípozorování zákrytů hvězd Měsícem v optickém a infračervenémpásmu u 1,5 m reflektoru na observatoři Calar Alto ve Španělsku.Zatím se jim zdařilo změřit úhlové průměry pozdních obrů 30Psc a V349 Gem 0,007arcsec a 0,005arcsec a objevit tři novéinterferometrické dvojhvězdy s úhlovou roztečí složek až0,0006arcsec. Z pozorování 40 zákrytů vychází pravděpodobnostdvojhvězdnosti polních hvězd na 0,1. R. Olling dospěl na základěstatistického zjištění, že četnost podvojnosti hvězd klesá jak sevzdáleností zkoumaného objektu od nás tak s jeho klesajícíjasností, k závěru, že jde o výběrové efekty, způsobené omezenýmimožnostmi současné pozorovací techniky. Prakticky všechny jasnéa blízké hvězdy jsou vícenásobné a když k tomu připočtemeprůvodce v podobě hnědých trpaslíků a planet, dospěl autork radikálnímu tvrzení, že všechny hvězdy jsou členyvícenásobných soustav, což má i dobrou teoretickou příčinu,totiž potřebu odnést při vzniku hvězdy gravitačním hroucenímpřebytek momentu hybnosti.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

První jasnou novu r. 2004 objevili H. Nišimura, W. Liller a Y.Nakamura v polovině března 2004 v poloze 1819-2835. V maximudosáhla 8 mag a dostala označení V5114 Sgr. V červenci 2004přešlo její spektrum do koronální fáze. O měsíc později objevilA. Takao pomalou novu V2574 Oph v poloze 1739-2328, kterádosáhla v maximu 10 mag. Počátkem července pak vzplanula dalšípomalá nova V1186 Sco v poloze 1713-3057, která dosáhlav maximu 10,5 mag a A. Takao objevil počátkem srpna v témžesouhvězdí v poloze 1729-3146 velmi rychlou novu V1187 Sco,která dosáhla v maximu dokonce 7,5 mag, ale koncem září už kleslana 15,5 mag a počátkem října vstoupila do koronální fáze. W.Liller objevil koncem října ve Velkém Magellanově mračnu novévzplanutí rekurentní novy YY Dor, která poprvé vybuchla v r.1937 v poloze 0556-6855 a nyní dosáhla v maximu až 11 mag.Poslední jasnou novu r. 2004 objevili A. Tago a Y. Sakurai koncemlistopadu 2004 v souhvězdí Lodní zádě v poloze 0742-2706. Dostalaoznačení V574 Pup a dosáhla maxima 7,5 mag. Kromě toho objevilY. Nakamura v polovině června 2004 kataklyzmickou proměnnou INHer v poloze 1839+2604, která tehdy dosáhla 12 mag, avšak za 2týdny zeslábla na 16 mag. V archivu Harvardovy observatoře bylypak objeveny předešlé výbuchy v letech 1932, 1934, 1939 a 1941s maximy 10,5 -- 14 mag. Jde tedy zřejmě o trpasličí novus akrečním diskem kolem bílého trpaslíka a průvodcem, obíhajícímkolem něho v periodě 1,4 h.

Zejména zásluhou K. Hornocha vzrostl zájem o sledování novv galaxii M31, v níž se paradoxně ročně objeví více nov, nežv naší vlastní Galaxii, o Magellanových mračnech ani nemluvě.Statistiky totiž říkají, že ročně se v M 31 nalezen kolem 30 nov,z nichž nejjasnější dosahují 17 mag (modul vzdálenosti M 31 je24,5 mag, takže tomu odpovídá absolutní hvězdná velikost těchtonov až -7,5 mag). Podle L. Nelsona aj. by v disku naší Galaxiemělo ročně vzplanout rovněž asi 30 nov, ale z nich se podaříobjevit sotva třetinu vinou absorpce světla v hlavní roviněGalaxie. Hmotnost vybuchujících bílých trpaslíků vycházív průměru na 0,9 M. Podle S. Williamse a A. Shaftera sepodařilo za 8 pozorovacích sezón v letech 1995-2002 naléztv galaxii M33 v Trojúhelníku celkem 6 nov, z čehož vycházíčetnost pouze 2,5 novy/r. M. Shara aj. objevili na sérii 30snímků HST z jara 2001 klasickou novu 23 -- 24 mag v kulovéhvězdokupě v obří eliptické galaxii M87 v Panně ve vzdálenosti16 Mpc od Slunce. Je to historicky teprve druhá nova, objevenáv kulové hvězdokupě (první byla nova T Sco, objevená r. 1860v kulové hvězdokupě M80 v naší Galaxii). Autoři odhadují, žev této obří galaxii vzplane ročně asi 300 nov.

M. Bode aj. připomněli, že u novy Persei 1901 (= GK Per) bylv r. 1916 poprvé pozorován nečekaný fenomén - tzv. světelnáozvěna, která vzniká ozářením okolního mezihvězdného materiálusvětlem mohutného výbuchu. Správné vysvětlení jevu nalezl až v r.1939 francouzský astronom P. Couderc. Ukázal, že odtud lzeodvodit vzdálenost novy geometrickou cestou, ale výpočetkomplikuje asymetrie v rozložení mezihvězdného materiálu vůčizornému paprsku - poprvé tak astronomové dostali nadsvětelnérychlosti rozpínání, které až mnohem později byly zjištěny u řadykvasarů. Světelnou ozvěnu kolem GK Per se nyní podařilo zobrazitna snímku 2,5 m dalekohledu INT; v současné době dosáhla úhlovéhoprůměru 1arcmin.

B. Schaefferovi dohledal v archivu snímků Harvardovy observatořevýbuch rekurentní novy U Sco v březnu 1917. Odtud tedy plyne,že perioda rekurence se pohybuje v rozmezí 8 -- 12 roků, přičemžněkteré výbuchy nelze ze Země pozorovat pro úhlovou blízkost novyke Slunci. Autor proto předvídá další výbuch novy na období let2007-2011. Týž autor prokázal nepřímo, že také rekurentní novaRS Oph měla počátkem r. 1907 vzplanutí právě v době, kdy bylashodou okolností skryta za Sluncem.

K. Long aj. sledovali pomocí HST proces chlazení trpasličí novyWZ Sge (orb. per. 82 min; vzdálenost 43 pc) po posledním obřímvzplanutí v červenci 2001 (předtím nova výrazně vzplanula v r.1978). Šlo už o čtvrtý pozorovaný obří výbuch, který trval 24 dnůa podobal se svým průběhem třem předcházejícím. Příčinou výbuchuje hoření vodíku vlivem zvýšení tempa akrece z akrečního disku napovrch bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M. Toto tempo dosahujev maximu bezmála 10-9 M/r a vedlo k vyzáření bezmála 1033 Jzářivé energie při teplotě až 28 kK. Do počátku r. 2003 se všakpovrch bílého trpaslíka ochladil na 16 kK.

K. Beuermannovi aj. se podařilo husarský kousek, když pomocípointeru FGS HST změřili trigonometrickou vzdálenost (520 ±50) pckataklyzmické proměnné V1223 Sgr, která je intermediálnímpolarem 4U1849-31 s oběžnou dobou 3,4 h a rotační periodou bíléhotrpaslíka 12,4 min. Zatímco bílý trpaslík má hmotnost 0,9 M,jeho průvodce vyplňující Rocheovu mez jen 0,4 M. V. Archipovováa N. Ikonnikovová revidovaly parametry symbiotické novy V1329Cyg, která se nápadně zjasnila o 2 mag v r. 1964. Zjistily, žepříčinou tehdejšího zjasnění byl výbuch nestacionárního horkéhopodtrpaslíka o hmotnosti 0,75 M s absolutní hvězdnou velikostí-0,1 mag, který od té doby až dosud opět zeslábl o 0,4 mag.Trpaslík obíhá kolem červeného obra sp. M5.5 III o hmotnosti 2,2M. Předchozí parametry byly odvozeny z chybného předpokladu, žeemisní čáry v symbiotické soustavě odrážejí oběžný pohyb, z čehožvycházela příliš velká hmotnost hlavní složky symbiotickédvojhvězdy.

K témuž typu proměnných náleží také proslulá dvojhvězda AGPeg, která je ve stavu výbuchu už plných 150 let, takže jesuverénně nejpomalejší novou v historii. M. Eriksson aj.popsali na základě archivních spekter AG Peg z družice IUE z let1978 - 1995 změny vzhledu dvojitých emisních čar C IVa N V a ukázali, že se tam překládají hvězdné větry červenéhoobra o rychlosti 60 km/s a bílého trpaslíka o rychlosti 700 km/spřes únik látky ze dvojhvězdy rychlostí 150 km/s.

D. Galloway a J. Sokoloski objevili pomocí archivu družiceChandra u symbiotické dvojhvězdy CH Cyg bipolární rentgenovývýtrysk z bílého trpaslíka, jenž je napájen materiálem hvězdnéhovětru z červeného obra. Poloha výtrysků souhlasí s již dříveobjevenými radiovými výtrysky, objevenými pomocí antény VLAa optickými výtrysky, zobrazenými HST. Příčinou horkých výtryskůjsou rázové vlny vznikající při nadzvukových srážkách hvězdnéhovětru s materiálem bílého trpaslíka v okolí jeho magnetickýchpólů.

Další velmi proslulou symbiotickou dvojhvězdu EG And (červenýobr M3 III a bílý trpaslík; oběžná doba 483 d; vzdálenost 0,7kpc) zkoumali K. Kolb aj. pomocí ultrafialových spekter z družicIUE a FUSE. Dostali tak hmotnost červeného obra 1,5 M, poloměr75 R, svítivost 950 L a efektivní teplotu 3,7 kK, kdežto bílýtrpaslík má parametry: 0,4 M; 0,04 R; 46 L a 75 kK. Obrročně ztrácí hvězdným větrem až 10-7 M a bílý trpaslík neníobklopen žádným akrečním diskem - sám je zdrojem horké složkyspektra dvojhvězdy.

2.6.2. Fyzické proměnné

Ačkoliv od náhlého výbuchu podivné proměnné hvězdy V838 Monpočátkem r. 2002 uplynul už delší čas, hvězda je neustále vestředu zájmu astrofyziků pro své obtížně vysvětlitelné chování.R. Tylenda soudí, že je od nás možná až 8 kpc daleko, ale právěvelká nejistota v určení její vzdálenosti ztěžuje fyzikálníinterpretaci pozorování. Autor se domnívá, že hvězda ozařujemezihvězdné mračno, vůči němuž se náhodně pohybuje, čili žeozařovaný materiál nebyl z hvězdy vyvržen při předešlé aktivitě.S. Desidera aj. však zjistili v daném směru slabou 2,5%polarizaci interstelárního prostředí, zatímco materiál světelnéozvěny jeví komplexní polarizaci až do 45%. Během jediného rokupo výbuchu se spektrum hvězdy změnilo z třídy F na G, K a M III,přičemž koncem roku už bylo pozdnější než M10, což je těžkofyzikálně vysvětlitelné.

Na snímku HST z počátku února 2004 se hvězda podle J. van Loonaaj. jeví jako veleobr třídy L. Tito autoři nalezli v prachovýcha plynných slupkách kolem hvězdy doklady o minimálně dvoudřívějších explozích v intervalu posledních 5 mil. roků. Autořipovažují za pravděpodobné, že jde o vícenásobnou hvězdu, kterákromě vybuchnuvší hvězdy o hmotnosti 1 M obsahuje ještěhmotného trpaslíka třídy B3 V, jenž je patrný na snímku z družiceIRAS. Protože podle jejich názoru je hvězda od nás vzdálenaminimálně 5,5 kpc, dosáhla v maximu výbuchu svítivosti nad100 kL a úhrnné vyzářené energie alespoň 1038 J. Šlo tedypatrně o závěrečný tepelný impuls hvězdy na asymptotické větviobrů v diagramu HR; jinými slovy stali jsme se svědky zroduplanetární mlhoviny.

Také T. Kipper aj. poukázali na nejistou vzdálenost hvězdy sespodní mezí jen 3 kpc, takže absolutní hvězdná velikost vevýbuchu mohla dosáhnout až -9,6 mag (o řád více než u klasickýchnov), a zároveň na podivné spektrum, v němž je patrný přebytekLi, Ba a La. Výbuch sám nebyl důsledkem překotné termonukleárníreakce, protože nebyl doprovázen výronem rentgenového zářenía rovněž tak nešlo o pozdní héliový záblesk ve slupce hvězdy, jakse dosud většina autorů domnívá. Když se počátkem října 2004hvězda znovu vynořila na noční obloze, její infračervená jasnostbyla stále velmi vysoká (J = 7,5; K = 5,5 mag) a ve spektru bylvidět absorpční pásy CO a AlO.

Další podobnou záhadu představuje objekt Sakurai (V4334 Sgr),jenž náhle vzplanul již r. 1996 a od té doby slábne a chladne.Podle A. Evanse aj. se objekt od r. 2001 nápadně zjasňujev submilimetrovém spektrálním oboru a současně pokračujechladnutí prachové slupky kolem hvězdy, která ročně ztrácí3.10-5 M. Prach však tvoří jen 1/75 hmotnosti plynných slupek,jež rovněž nejspíš vytvářejí planetární mlhovinu. Podle M.Lechnera a S. Kimeswengera je chování objektu Sakurai velmipodobné už staršímu příběhu proměnné V605 Aql, která vzplanular. 1919 a byla zpočátku považována na novu, ale dnes už víme, žešlo o závěrečný héliový záblesk červeného obra na asymptotickévětvi, jenž je od nás vzdálen 3,1 kpc. Pomocí dalekohledu NTT ESOse podařilo v r. 2002 objevit kolem objektu rozpínající seplanetární mlhovinu A58 o průměru 0,3 pc, která vznikla asi před8 tis. lety. "Mateřský" bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 M másvítivost 325 L a povrchovou teplotu 120 kK.

N. Smith a J. Morse zjišťovali chemické složení další pozoruhodnéproměnné, opravdové superstar éta Car, která - jak známo- prodělala obrovský výbuch v polovině 19. stol. a od té doby jeobklopena produkty výbuchu v podobě mlhoviny Homunculus. Zmíněníautoři studovali chemické složení kondenzací vně mlhoviny, kterézřejmě pocházejí ze starších výbuchů během posledních tisíců leta zjistili, že nejblíže ke hvězdě je v kondenzacích hodně dusíkua téměř žádný kyslík, zatímco směrem od hvězdy klesá zastoupeníN a naopak stoupá výskyt O. Autoři odtud usuzují, že ve hvězděprobíhá termonukleární cyklus CNO a "popel" (N) z této reakce seteprve nedávno dostal na povrchu a je vyvrhován do prostorurychlostí přes 3200 km/s. P. Whitelocková aj. získaliz infračervené fotometrie hvězdy v letech 2000-2004 další dobrédůkazy o tom, že také éta Car je dvojhvězda s oběžnou dobou5,5 roku, ve shodě s názorem řady jiných autorů. R. Nayepřipomněl, že při výbuchu kolem r. 1850 dosáhla hvězda 1 maga vyvrhla celkem 5 M hmoty, kdežto nyní činí tato ztráta hmotypouze 0,001 M/r. Sekundární složka soustavy má protáhlou dráhu,takže v periastru silně interaguje s primární velmi hmotnouhvězdou, což bylo dobře patrné zvláště v rentgenovém oboruspektra. Hvězda patří k nejsvítivějším známým hvězdným objektůms maximální jasností řádu 10 ML.

Další záhadný hvězdný objekt byl objeven počátkem května 2000v galaxii NGC 3432 (LMi; vzdálenost 10,5 Mpc). Nejprve byloznačen jako supernova 2000ch (V = 17,4 mag), ale brzo se naarchivních snímcích z let 1997-2000 ukázalo, že po celou tu dobuse jeho červená jasnost pohybovala kolem 19,5 mag. Spektroskopieprokázala rozpínání plynných obálek rychlostí jen 1550 km/sa absolutní hvězdná velikost ve výbuchu -12,7 mag byla blízkátémuž parametru již zmíněné eta Car při výbuchu v 19. stol.(-14 mag). R. Wagner aj proto usoudili, že pozorujeme analogiivelmi hmotné a extrémně svítivé hvězdy/dvojhvězdy typu LBV(svítivé modré proměnné hvězdy). Aby snad těch záhad ve hvězdnéastronomii nebylo málo, tak se - jak známo - jasná hvězdadelta Sco zjasnila v polovině června 2000 z obvyklých 2,3 magna 1,7 mag a na této úrovni se stále držela i po celý rok 2004,čímž zřetelně pozměnila vzhled souhvězdí Štíra. Příčina takvýrazného a dlouhotrvajícího zjasnění není známa.

P. Kervella aj. dokázali pomocí interferometru VINCI/VLTI změřitúhlové průměry 7 cefeid v naší Galaxii v rozmezí 0,001 --0,003arcsec s relativní přesností neuvěřitelných 5% a odtud odvoditnepřímo jejich vzdálenosti v rozmezí 250 -- 603 pc; chyba těchtoměření je však větší než 30%. Titíž autoři odtud odvodilipřesnější kalibraci vztahů perioda-poloměr a perioda-svítivost,potřebných pro určování vzdáleností galaxií a uvádějí, že metodamá dobrý potenciál do budoucnosti, protože v dosahu VLTI je asi30 cefeid. S. Engle aj. shrnuli historické údaje o nejbližšícefeidě, kterou je známá Polárka s periodou téměř přesně 4 d.Ještě před sto lety kolísala v této periodě její jasnost o plných15%, kdežto do r. 1995 se amplituda světelných změn snížila na2%. Od té doby však opět pomalu roste. Současně se zmíněnáperioda světelné křivky prodlužuje tempem 8 s/r. V porovnánís dobou kolem počátku křesťanského letopočtu se však průměrnájasnost Polárky zvýšila o plnou 1 mag; během minulého století sezvýšila o 0,17 mag. V r. 2004 bylo obnoveno monitorování jasnostiPolárky družicí WIRE, jejíž fotometr pracuje s přesností ±0,1milimag. Podle měření z družice HIPPARCOS je Polárka od násvzdálena 130 pc a na rozdíl od většiny ostatních cefeid pulsujev 1. harmonické složce základní pulzní periody, protože se nalézáteprve ve vývojové fázi přechodu od horké modré hvězdy hlavníposloupnosti do stádia červeného veleobra, zatímco většinaostatních cefeid se už z tohoto stádia vrací zpět.

N. Vogt aj. se zabývali otázkou, zda některé hvězdy považované zafotometrické standardy nejsou ve skutečnosti proměnné s velmidlouhou periodou. Zkusili náhodně vybrat 216 polních hvězdv archivu snímků hvězdárny v Sonnebergu za léta 1961-95 v oblastisouhvězdí Vozky, Býka a Orionu v rozmezí jasností B 7,8 -- 12,2mag, přičemž přesnost fotometrie dosahovala ±0,1 mag. Zjistili,že z tohoto souboru má 17 hvězd světelné změny nad 0,1 mag během2,75 -- 22 roků; asi polovina z nich může mít ještě delší periodyproměnnosti. Odhadli též, že v archivu ze Sonnebergu je dosud na45 tis. neobjevených proměnných, což může po odhalení jejichfotometrických parametrů významně ovlivnit naše představyo stavbě nitra a vývoji hvězd. E. Waagen aj. referovalio převedení obsáhlé databáze proměnných hvězd AAVSO dodigitální podoby díky grantu NASA. V letech 1911 - 2001shromáždilo na 6 tis. astronomů-amatérů celkem 9,5 mil.pozorování jasnosti proměnných hvězd a tyto údaje jsou nyní volněpřístupné na řadě webových stránek, což je doslova astronomickýpoklad.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

C. OarcminDell (astronom, který byl prvním šéfem projektu obříhokosmického teleskopu NASA v letech 1972-82) aj. odvodili zezáběrů nejbližší (210 pc) planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix,NGC 7293, Aqr), pořízených HST a 4 m teleskopem CTIO rozměrysoustředných prstencových struktur kolem centrální hvězdy.Vnitřní poloměr vnitřního prstenu činí 0,5 pc a jeho šířka 0,25pc. Vnější prsten má střední poloměr 1,8 pc. Vznikly přiepizodách překotné ztráty hmoty centrální hvězdy před 6,6 a 12,1tis. roky. R. Corradi aj. využili snímků osmi planetárníchmlhovin, pořízených HST, k rozpoznání mnoha dalšíchsoustředných prstenců kolem centrálních hvězd, jejichž původ jedosud velkou záhadou. Nejspíš však dokazují epizodické ztrátyhmoty mateřské hvězdy - červeného obra na konci asymptotickévětve v diagramu HR dříve, než se zhroutí na bílého trpaslíka.Tak např. u planetární mlhoviny NGC 6543 v Draku, zvané "Kočičíoko", zjistili, že její vnitřní plynné obálky se počaly rozpínatjiž před 1300 lety. U planetární mlhoviny IC 4677 má vnitřek"oka" průměr 0,2 pc, zatímco soustředné vnější obálky až 3,4 pc.Odtud vychází interval mezi epizodami překotných ztrát hmoty1500 let.

J. Birrielová ukázala, že pouze 1/10 planetárních mlhovin jekulově souměrných; všechny ostatní tedy pravděpodobně vznikajív součinnosti s druhou složkou těsné dvojhvězdy - dalších 11%mlhovin vykazuje alespoň osovou (bipolární) souměrnost, alevětšina je amorfních, protože se tam vyskytují i akreční diskya výtrysky z jedné či obou složek. O. de Marcová aj. dokoncetvrdí, že osamělá hvězda nedokáže planetární mlhovinu vůbecvytvořit, tj. že existence průvodce bílého trpaslíka je nutnoupodmínkou pro vznik planetární mlhoviny. Autoři totiž sledovalipolohy 11 centrálních hvězd planetárních mlhovin a v 10 případechzjistili, že centrální hvězda obíhá kolem společného těžištěs (neviditelným) průvodcem, s nímž tvoří těsnou (jednočarovou)spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou od několika hodin ažpo několik měsíců. Velkým problémem při fyzikální interpretaciplanetárních mlhovin je dle J. Phillipse problematické určováníjejich vzdáleností - nejistoty pro danou mlhovinu dosahujípoměru až 1:2,7 !

T. Marsh aj. zkoumali binární bílé trpaslíky V407 Vul (oběžnádoba 9,5 min), ES Cet (10,3 min) a RX J0806.3+1527 (5,3min!). Z obecné teorie relativity vyplývá, že soustavy ztrácejíoběžnou energii vinou vyzařování gravitačních vln, což nakonecpovede ke splynutí složek v intervalech řádu 100 mil. roků. Prosoustavu V407 Vul naměřili T. Strohmayer aj. po desetiletémsledování zrychlování oběžné periody řádu 10-17 Hz/s. Pokud jesoučet hmotností obou složek vyšší než Chandrasekharova mez,teorie předvídá, že při splynutí soustava vybuchne jako supernovatřídy Ia a tím se zcela zničí. Pokud však součet hmotností složeknedosahuje Chandrasekharovy meze, vzniknou dle autorůpolodotykové soustavy třídy AM CVn. Podle současných odhadů jev Galaxii v současnosti asi 200 mil. binárních bílých trpaslíků.

V. Makarov zjistil z vlnovky vlastního pohybu nejbližšího(4,4 pc) bílého trpaslíka van Maanen 2, že degenerovaná hvězdao hmotnosti 0,8 M má průvodce v podobě hnědého trpaslíkas hmotností <0,08 M, obíhajícího kolem společného těžištěv periodě 1,6 roku a ve střední vzdálenosti 18 mil. km. R. Scholzaj. však objevili pomocí přehlídek 2MASS a DENIS chladného bíléhotrpaslíka J1549-3544 (Lup), který je navíc osamělý a patrněještě bližší (= cca. 4 pc) než van Maanen 2. P. Dobbie aj. našliv otevřené hvězdokupě Praesepe v Raku další dva bílé trpaslíkyo hmotnostech 0,9 M. Odhadli jejich stáří na 280, resp. 500mil. roků a usoudili, že předchůdci obou trpaslíků byly hvězdyhlavní posloupnosti s hmotnostmi >2,5 M. C. Brinkworth aj.usoudili z periodických změn jasnosti magnetického (B = 1,3 T)bílého trpaslíka GD 356, že se na povrchu trpaslíka nacházískvrna, která sdílí rotaci bílého trpaslíka v periodě 115 min.V současné době je známo už 120 magnetických (indukce 1T - 100kT) bílých trpaslíků, u nichž se dá dobře měřit rotační periodana témže principu - nejkratší je pouze 12 min.

A. Mukadam aj. shrnuli měření krátkoperiodických oscilacíjasnosti bílého trpaslíka ZZ Ceti (14 mag; 0,5 M) zaposledních 31 roků a zjistili, že jeden z módů oscilacís periodou 213 s se za uvedenou dobu zpomalil v relativní mířejen o 2,5.10-8 při amplitudě změn 1%. Oscilující bílí trpaslícise tak mohou stát dlouhodobými frekvenčními normály s přesnostístokrát lepší než je krátkodobá stálost křemenných oscilátorů.

Soustavným měřením oscilací (asteroseismologií) lze, jak známo,zkoumat i nitro hmotnějších bílých trpaslíků, což se podařilo T.Metcalfeovi aj. pro bílého trpaslíka BT Cen (BPM 37093)o hmotnosti 1,1 M, jenž vykazuje oscilace s frekvencemi 1,5 --2,0 mHz (periody 11 -- 8 min). Trpaslík, který má dosud vodíkovouatmosféru, se skládá z tuhého (krystalického) jádra a tekutéhopláště, jehož vrstvy dosud pulzují. Měření tak prokázala, žekrystalické jádro, jehož mříž je tvořena atomy C a O, představuje90% celkové hmotnosti bílého trpaslíka, ve shodě s předpovědí,kterou již v r. 1960 vyslovili A. Abrikosov, D. Kirzhnitz a E.Salpeter: jádra dostatečně hmotných bílých trpaslíků jsou patrněnejvětší a současně pekelně žhavé diamanty ve vesmíru přiteplotách až 8 kK.

E. Gatesová aj. nalezli v katalogu SDSS dosud nejchladnějšího(<4 kK!) a tudíž zajisté velmi starého bílého trpaslíka. J.Madej aj. využili téhož katalogu ke studiu rozložení fyzikálníchparametrů 1175 bílých trpaslíků s efektivními teplotami >12 kK.Zjistili tak, rozložení hmotností bílých trpaslíků nezávisí nachemickém složení (zastoupení O a C), a že střední hmotnostbílých trpaslíků v souboru činí 0,56 M. Rozložení hmotností jenesouměrné - prudce klesá směrem k nižším hmotnostem, zatímcopokles četnosti k vyšším hmotnostem až po Chandraskharovu mez jepovlovný. M. Nalezyty a J. Madej uveřejnili pak katalog 112bílých trpaslíků s hmotností > 0,8 M. Čtyři nejhmotnější(>1,3 M) bílí trpaslíci jsou vesměs magnetičtí, alenemagnetičtí bílí trpaslíci vytvářejí na křivce rozloženíhmotností podružné maximum pro hmotnost 1,04 M. Osamělí bílítrpaslíci mají hlavní maximum četnosti hmotností pro hodnotu0,60 M, což je v mezích přesnosti měření prakticky totožnés již citovanou hodnotou pro všechny bílé trpaslíky.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

P. Ruizová-Lapuenteová shrnula historické údaje o Tychonověsupernově v Kasiopeji z r. 1572. Poslední doložené negativnípozorování pochází z 2. listopadu 1572;, první zprávy o jejímvzplanutí jsou však už ze 6. listopadu, ale sám Tycho Brahe jipoprvé spatřil až 11. listopadu, kdy její jasnost odhadl na -3mag a 17. listopadu na -4 mag. Největšího jasu dosáhla kolem 21.listopadu. Počátkem ledna 1573 byla stále ještě -1 mag. Jejíbarevný index B-V se dá odhadnout na +0,8 mag, ale počátkem lednakrátce stoupnul až na +1,5 mag, aby se však opět brzo vrátilk původní hodnotě. Všechno tedy nasvědčuje tomu, že šloo supernovu třídy Ia, která vzplanula ve vzdálenosti 2,8 kpc odnás asi 70 pc od hlavní roviny Galaxie a dosáhla v maximuvizuální absolutní hvězdné velikosti -19,2 mag. Tatáž autorkajako vedoucí kolektivu objevila na snímcích HST a WHT hvězdu sp.třídy G1 V, která se pohybuje třikrát rychleji, než je běžné prohvězdy v tomto směru a vzdálenosti od nás. Odtud usoudili, že bymohlo jít o průvodce bílého trpaslíka, který vzplanul jakosupernova a tím uvolnil gravitační vazbu s hvězdou, jež se v téchvíli "utrhla z gravitačního řetězu" a brázdí nyní kosmickýprostor relativní rychlostí 108 km/s.

V říjnu 2004 jsme si připomněli 400. výročí vzplanutí posledníočima viditelné supernovy v naší Galaxii - jde o známouKeplerovu supernovu v Hadonoši, kterou fakticky objevilKeplerův pražský kolega, císařský meteoroscopus Jan Brunovský vevečerních hodinách 10. října a následující ráno o tom zpravilJana Keplera, jak o tom píše ve své knize o Keplerovi českýhistorik astronomie Z. Horský. Pro nepříznivé počasí však muselKepler čekat až do 16. října, kdy supernovu s Brunovským a svýmtehdejším pomocníkem Schulerem pozorovali všichni společně.

Marně pátrám v paměti, kdy byla na našem území sledována nějakásupernova spektroskopicky, ale téměř to vypadá, že až mezi 3.srpnem a 1. zářím 2004, kdy D. Korčáková aj. sledovali naobservatoři v Ondřejově spektrálně supernovu 2004dj, kterouobjevil K. Itagi 31. července 2004 v galaxii NGC 2403 (Cam) vevzdálenosti 3,3 Mpc jako objekt 11,2 mag. Jde tedy patrněo nejvzdálenější objekt ve vesmíru, jehož spektrum pořídilondřejovský 2 m reflektor v době, kdy supernova zeslábla na 11,8mag. Ve spektru supernovy patrně II. třídy byly nalezenyBalmerovy čáry vodíku s profily P Cyg, které dávají rychlostrozpínání plynných obalů 6700 km/s. Souběžně odhalila anténnísoustava VLA radiové záření supernovy v pásmu 8,5 GHz a počátkemzáří objevily aparatury MERLIN a GMRT její záření také v pásmu5 GHz a dokonce 1,4 GHz. V polovině srpna zaznamenala družiceChandra rentgenové záření supernovy s výkonem 1,5.1031 Wa teplotě 70 MK a snímek HST ukázal, že supernova vybuchlav kompaktní hvězdokupě Sandage 96. Jasnost supernovy poklesla dopoloviny října na 13 mag.

Když v březnu 1993 vzplanula nejjasnější supernova severnípolokoule od r. 1954 ve známé blízké (3,7 Mpc) galaxii M81 (UMa)s označením 1993J, zdálo se, že jde o další potvrzenípředpokladu o tom, že jako supernovy II. třídy vybuchují červeníveleobři. Následný spektrální vývoj supernovy, pozorovaný zejménaobřím Keckovým teleskopem jakož i HST, však přinesl řadu záhad.Ve spektru se totiž těsně po výbuchu vyskytovaly čáry vodíku, cožje typické pro supernovy II. třídy, tj. pro hmotné hvězdyhroutící se vlastní gravitací (kolapsary). Vodíkové čáry všakzáhy zmizely a místo nich se objevily silné čáry hélia, což jenaopak typické pro supernovy třídy Ib.

Tato zvláštnost se dá podle J. Maunda aj. nejlépe vysvětlit tím,že ve skutečnosti šlo o supernovu v těsné dvojhvězdě třídy IIb,která započala s téměř rovnými hmotnostmi složek 15 a 14 Mv oběžné periodě 6 roků a mezi nimiž došlo k intenzívnímu přenosuvodíku ve chvíli, kdy se hmotnější složka rozepnula na Rocheovumez a vodík začal rychlým tempem až 0,02 M/r odtékat na méněhmotnou složku. Následkem toho nakonec primární složka ztratilakontakt s Rocheovou mezí a zmenšila se na heliovou hvězduo hmotnosti 5,4 Mo, zatímco sekundár nabobtnal na 22 M a oběžnáperioda se prodloužila na 25 let. Když vlivem pokračujícíchtermonukleárních reakcí zbylo v původní primární složce už jen0,3 M hélia, jádro hvězdy se zhroutilo gravitací a vybuchlojako supernova II. třídy. Výbuch zasáhl také na vodík bohatousekundární složky sp. třídy B2 Ia a tím se dají beze zbytkuvysvětlit pozorované anomálie. Zatím není jasné, zda dvojhvězdajako taková výbuch přežila, anebo zda původní sekundár pozůstatekpo supernově neopouští po tečně rychlostí asi 6 km/s.

Výsledky Maundovy studie podpořila také práce E.Ramirezové-Ruizové a A. Serenelliho, kteří se domnívají, žekolapsar skončil spíše jako neutronová hvězda než černá díra, aleodpovídající pulsar se nepodařilo nalézt, protože neutronováhvězda měla buď příliš slabé (< 10 MT), nebo příliš silnémagnetické pole - v tom případě se její rotace rychle zbrzdila.P. Chandra aj. pozorovali pozdní nízkofrekvenční radiové zářenísupernovy v pásmech 243 -- 1420 MHz aparaturami GMRT a VLA ažv intervalu 7,5 -- 10 let po vlastní explozi. Vysvětlují to tím,že teprve po tak dlouhé době se ve zmíněných pásmech plynné obalydostatečně opticky ztenčily a staly se pro rádiové vlnyprůhledné.

G. Bisnovatyj-Kogan a A. Tutukov nalezli zajímavý mechanismusvýbuchu supernov tříd Ib a Ic, spočívající v tom, že po výbuchusupernovy v těsné dvojhvězdě bude mít čerstvě vzniklá neutronováhvězda vysokou rotační rychlost, pokud původní dvojhvězda mělaoběžnou dobu kratší než cca 12 h. Při dostatečně silnémmagnetickém poli neutronové hvězdy řádu až 1 GT lze pakrozpínající se obálce kolem zhroucené hvězdy předat během jedinéhodiny až 1044 J energie, což vede k zesílenémumagneticko-rotačnímu výbuchu supernovy Ib nebo Ic. Neutronováhvězda se tím přirozeně zpomalí na rotační periody delší než 10ms. G. Gilmore se domnívá, že předchůdci supernov Ib i Ic jsouvelmi hmotné hvězdy nad 30 M.

D. Pooley ukázal, že díky rentgenovým družicím Chandra a Newtonvzrostl počet supernov třídy Ic, jejichž prototypem se stalasupernova 1998bw a které patrně souvisejí s dlouhými zábleskovýmizdroji záření gama, na půl tuctu. K. Krisciunas aj. využilinových měření jasností supernov třídy Ia v blízkém infračervenémoboru spektra ke zlepšení znalosti jejích absolutních hvězdnýchvelikostí v tomto oboru a ukázali, že střední absolutní hvězdnávelikost v pásmech JHK činí (-18,5 ±0,2), což potvrzuje jejichvýznam jako tzv. standardních kosmologických svíček. B. Barrisa J. Tonry tvrdí, že i tehdy, když červený posuv neznáme, lzeurčit vzdálenost supernov Ia od nás, a to na základě průběhusvětelné křivky po maximu, protože i zde je ukryta informaceo zářivém výkonu supernovy v době maxima. Empirický vztah sivyzkoušeli na blízkých 60 supernovách, jejichž z přirozeněznali - obě metody daly statisticky tytéž výsledky pro vzdálenostsupernov a tudíž i mateřských galaxií od nás. E. Baron aj.ukázali na příkladu supernovy 1999em, která patří ke vzácnétřídě IIp, že supernovy této třídy se v budoucnu mohou používatpro kalibraci kosmologických vzdáleností mateřských galaxií,protože jsou v principu pozorovatelné až do z = cca. 6!

Podle B. Barrise aj. překročil do konce r. 2003 početpozorovaných supernov třídy Ia s kosmologickým posuvem z >0,7 patnáctku a díky novým pozorovacím programům s meznouhvězdnou velikostí = cca. 26 mag jich dále utěšeně přibývá. T. Dahlenaj. uvedli, že kamera ACS HST dokáže zaznamenat supernovy třídyIa až do z = cca. 1,6 a třídy II do z = cca. 0,7. V rámci programuGOODS tak objevili už 25 SN Ia a 17 SN II. V minulosti vesmírubyly výbuchy supernov četnější; pro SN Ia jich bylo 4krát vícenež dnes pro z = cca. 1,0, ale v ještě vzdálenější minulosti vesmírujejich četnost opět klesá. L. Strolger aj. našli celkem 42supernov Ia v polích HDF-N a -S. CDF a GOODS na úhrnné ploše 300čtv. obl. minut do mezné magnitudy I = 26. Průměrný odstup mezivznikem předchůdce o hmotnosti 3 -- 8 M a výbuchem bíléhotrpaslíka v podobě SN Ia činí 2 -- 4 mld. roků, na rozdíl od SNII, které vybuchují nejpozději 100 mil. let po svém vzniku.

Kuriozitou je ovšem falešný objev supernovy 2003lr v galaxiiUGC 2904 v poloze 0357+1630 v Býku, ohlášený 12. ledna 2004,který byl vyvrácen až 15. února 2004. K omylu došlo opravduneuvěřitelnou shodou okolností, když do téže pozice vůči galaxiise ve dnech 28. prosince 2003, 10. ledna 2004 a 13. února 2004postupně dostaly tři různé planetky č. 42805, 42671 a 23017! Omylprozradilo až spektrum objektu z února, které místo čar typickýchpro supernovy ukázalo spektrum sluneční...

Přechodnou fází mezi vlastním výbuchem a vznikem pozůstatku prosupernově prodělává unikátní supernova XX. století - slavná1987A ve Velkém Magellanově mračnu, která byla v té době vidětna jižní polokouli očima. Její plynulé sledování všemi prostředkysoudobé astronomie přináší proto neustále nenahraditelnépoznatky. P. Bouchet aj. využili pozorování ve středníminfračerveném pásmu v létě r. 2003 k určení hmotnosti prachuv rozpínajícím se prstenu na 8.10-5 M. Tento prsten bylvyvržen asi 20 tis. roků před výbuchem supernovy a je postupněpředháněn cáry z vlastní exploze. Při ekvivalentní teplotě 180K vydává prach ve vnitřní části prstenu zářivý výkon bezmála1029 W a všechny novější prachové cáry ještě dvakrát více.

Jak uvedli S. Park aj., od října 1999 je SN 1987A sledovánaspektrografem ACIS družice Chandra. Za 30 měsíců monitorování sezvedlo rentgenové záření pozůstatku supernovy v pásmu 0,5 -- 2keV na trojnásobek a na této hladině od té doby setrvává. Teplotarázové vlny dosahuje 24 MK a rentgenový prsten se rozšiřujestálou rychlostí 4,2 tis. km/s. Přímé snímky poukazují napřibývající jasné rentgenové skvrny zejména na severozápaděa jihozápadě od centra výbuchu. Autoři očekávají, že rentgenovýtok vzroste postupně řádově tisíckrát (!), takže vskutku jsmesvědky zrodu pozůstatku supernovy v přímém přenosu, byť jetento přenos zpožděn o 160 tis. roků. S kuriózním objasněnímpříčiny výbuchu SN 1987A přišel J. Middleditch - údajně nemuselojít o zhroucení hmotné hvězdy, ale o splynutí dvou bílýchtrpaslíků ve dvojhvězdě, což by prý umožnilo objasnit i obříenergie zábleskových zdrojů záření gama bez potřeby zaváděthypernovy. Podle J. Nicholse a J. Slavina je rychlost rozpínánírázové vlny v pozůstatku SNR Vela (vzdálenost 250 pc; průměr7,3°!) podstatně nižší než u SN 1987A - pouhých 165 km/s; zřejměse od exploze před minimálně 12 tis. lety již podstatně zbrzdila.

Družice Chandra pořídila souhrnnou expozicí 11,5 d (!) dosudnejkvalitnější rentgenový snímek pozůstatku po supernověCas A, která vybuchla ve vzdálenosti asi 3,4 kpc někdyv rozmezí let 1660-1680 (nebyla totiž nikým zaznamenána, ačkolivv radiovém oboru je dodnes nejjasnějším neslunečním objektem nanebi). Jak uvedli U. Hwang aj., rentgenový pozůstatek má průměr3 pc a uprostřed něho je patrná tichá neutronová hvězda. Poprvése podařilo určit odděleně chemické složení jednotlivých zhustkův mlhovině, rozpínající se rychlostí 10 tis. km/s. Na rentgenovémsnímku jsou dále patrné bipolární výtrysky v čáře Si. Neutronováhvězda se vzdaluje rychlostí 330 km/s od centra mlhoviny kolmo nasměr bipolárních výtrysků. O. Krause aj. zjistili pomocíkosmického infračerveného teleskopu SST v pásmu 160 µm, že vesměru ke Cas A se nachází obří molekulové mračno OH, kterébezpečně zastínilo optický výbuch supernovy, protože na zornémpaprsku se nachází asi 14 M mraženého prachu o teplotě 14K a 1700 M chladného plynu.

M. Bietenholz aj. objevili kompaktní rádiový zdroj uprostředrádiového pozůstatku po jedné z nejjasnějších rádiových supernov1986J v galaxii NGC 891 (vzdálenost 10 Mpc), která se vzhledemi metalicitou velmi podobá naší Galaxii. Brzy po objevu se všakukázalo, že supernova musela vybuchnout už počátkem r. 1983a patří ke třídě II, jenže z neznámého důvodu si jí tehdy nikdonevšiml. Od r. 1986 je ovšem nepřetržitě sledována aparaturou VLAi VLBA. V letech 1996-98 se vzhled radiového spektra změnil v tomsmyslu, že k soustředným plynným obálkám, rozpínajícím serychlostmi do 1700 km/s, se na frekvenci 5 GHz přidala horkáskvrna, poněkud odsunuta k východu od centra obálek. Na vyššíchfrekvencích je skvrna vidět čím dál lépe, zatímco na 15,4 GHz užnejsou patrné obálky. Autoři se domnívají, že rádiová skvrnao průměru <8 kAU je dokladem akrece buď na centrální černou díru,anebo na velmi mladou neutronovou hvězdu, neboť předchůdcemsupernovy byl veleobr s hmotností přes 20 M. Rádiový tok horkéskvrny 3,7 mJy v červnu 2003 představuje totiž 200krát vyššívýkon, než kolik vykazuje proslulý rádiový pulsar v Krabímlhovině, jenž je ovšem více než 40krát starší.

C. Fryer a M. Warren uveřejnili první trojrozměrný model průběhuvýbuchu rotující hmotné hvězdy jako supernovy třídy II. Zjistilitak, že výbuchem se uvolní až 1046 J energie, což zřejmě postačípro vysvětlení energie dlouhých zábleskových zdrojů záření gama.G. Brown a C. Lee modelovali vývoj velmi hmotné dvojhvězdys přenosem hmoty mezi složkami typu C, tj. s případem, kdy sekolem dvojhvězdy vytvoří společná plynná obálka. Je-li jednasložka dvojhvězdy tak hmotná, že vzniklé železné jádro hvězdy semůže při výbuchu supernovy zhroutit na černou díru, pak k tomuurčitě dojde, pokud hvězda asi 1000 roků před kolapsem bude mítpoloměr asi 1000 R. Autoři se domnívají, že varianty jejichmodelu dokáží objasnit existenci většiny těsných dvojhvězd, kdejednou kompaktní složkou je hvězdná černá díra.

A. Fedorovová aj. posuzovali případ, kdy v polodotykové těsnédvojhvězdě získává bílý trpaslík přenosem hmoty tolik vodíku, ažjeho hmotnost dosáhne Chandrasekharovy meze (cca 1,4 M). A.Oliveira a J. Steiner uvedli příklad bílého trpaslíka o hmotnosti0,9 M ve dvojhvězdě WX Cen s oběžnou periodou 0,4 d, vzdálenéod nás bezpečných 2,8 kpc. Podle silných emisí H I, He II, C IV,N V a O V autoři usuzují na tak rychlé tempo akrece, že bílýtrpaslík vybuchne jako supernova Ia už za 5 mil. let! Podobnýmproblémem se zabývali také Z. Han a P. Podsiadlowski, kteřítvrdí, že bílému trpaslíkovi stačí minimální hmotnost 0,67 M,aby se přenosem hmoty od druhé složky dvojhvězdy dotáhl nakonecna Chandrasekharovu mez. D. Kasen aj. upozornili, že při vlastnímvýbuchu supernovy sekundární složka dvojhvězdy "zaclání" vevrcholovém úhlu až 40° a to znamená, že v rozšiřujících seproduktech výbuchu zeje "díra". Něco takového bylo vidětu supernovy 1991T a možná i v některých dalších pozorovanýchpřípadech.

Problém všech těchto vtipných scénářů spočívá v tom, že v Galaxiije o řád méně vhodných dvojhvězd, než kolik supernov Ia veskutečnosti vybuchuje (1 SN Ia/500 let). G. Blanc aj. totižodvodili na základě statistiky četnosti supernov pro z = cca. 0,1za léta 1999-2000, že v galaxii o svítivosti 10 GL připadá zatisíciletí v průměru 1,25 výbuchu supernov Ia. Proto přicházíjako za zavolanou návrh J. Wilsona a G. Mathewse. že stačí, abyosamělý bílý trpaslík typu CO procházel v malé vzdálenosti odhvězdné černé díry o hmotnosti 10 -- 20 M, což se může státv husté kulové hvězdokupě, ale hodí se i černá veledíra v centruGalaxie. V tom případě začne na bílém trpaslíku probíhat tzv.pyknonukleární reakce (přeměna prvků při relativně nízkéteplotě, ale vysoké hustotě plynu), která skončí překotnoutermonukleární reakcí a tudíž explozí supernovy Ia.

(Pokračování)
Předchozí díl

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
Tak přece jen voda?
Ilustrační foto...
GLAST se zahřívá
Ilustrační foto...
Dva měsíce Pluta dostaly jména
Ilustrační foto...
Skládaní snímku v Registaxu a úpravy v Photosh
Ilustrační foto...
Superúplňkové měsíční zastavení
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