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 2005 (XL.) - díl C

Hvězdný vesmír: Extrasolární planety, Hnědí trpaslíci, Vznik hvězd a prahvězdy, Osamělé hvězdy, Těsné dvojhvězdy, Proměnné hvězdy, Novy a kataklyzmické proměnné, Fyzické proměnné, Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry: Supernovy a jejich pozůstatky

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM, L, R.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

R. Neuhäuser aj. pořídili pomocí dalekohledů VLT a Subaru prvníoptický snímek exoplanety (sp. L4) u proměnné (typ T Tau) hvězdyGQ Lup (sp. M9; stáří 2 mil. let; vzdálenost 140 pc) v úhlovévzdálenosti 0,7″ od mateřské hvězdy. Exoplaneta o hmotnosti nad1 Mj a poloměru 2 Rj vykazuje společný vlastní pohybs mateřskou hvězdou. G. Chauvin aj. potvrdili přímé zobrazeníexoplanety u hnědého trpaslíka 2M J1207-39 (Cen), jež se poprvézdařilo pomocí VLT ESO v dubnu 2004. Využili k tomu snímků VLTz období od srpna 2004 do března 2005 i kamery NICMOS HSTa zjistili, že hnědý trpaslík o hmotnosti 25 Mj má vevzdálenosti 0,8″ (55 AU) průvodce s hmotností 5 Mj. Obě tělesajsou členy hvězdné asociace TW Hya, staré jen 8 mil. rokůa vzdálené od nás 70 pc, takže vykazují týž vlastní pohyb. Napočátku r. 2005 odhalil spektrograf NACO VLT v jejich atmosféřevodní páru. Tyto údaje však poopravil koncem r. 2005 E. Mamajek,když nově odvodil vzdálenost asociace od nás na pouhých 53 pc.Pak se sníží hmotnosti zmíněných substelárních objektů na 21,resp. 3,5 Mj a jejich stáří se zvedá na minimálně 10 mil. r.

Podle K. Stapelfeldta bylo na počátku r. 2005 známo již více než150 exoplanet, které se dají nejsnáze odlišit od mateřskýchhvězd v infračerveném pásmu pomocí SST - exoplanety totiž v tomtopásmu září jen 400krát méně než mateřské hvězdy. Exoplanetyobjevené pomocí transitů (periodických poklesů jasnosti o cca0,02 mag) se vesměs nacházejí velmi blízko mateřské hvězdy, takžejejich denní polokoule jsou ohřáté na více než 1 kK. Podle B.Gaudiho aj. zhruba každá tisící hvězda má jako průvodce"horkého jupitera". J. Winn a M. Holman spočítali, že rotačníperiody horkých jupiterů se díky slapům synchronizují s jejichoběžnou dobou řádově během milionů let a dráhové výstřednostiklesnou na nulu během stovek milionů roků. S. Raymond aj.rozlišují horké jupitery (ve vzdálenosti pod 0,15 AU od mateřskéhvězdy) od teplých jupiterů (vzdálenosti 0,15 – 0,5 AU). Tvrdívšak, že ani jedna třída jupiterů nebrání vzniku terestrickýchexoplanet v ekosféře mateřské hvězdy, tj. ve vzdálenostech kolem1 AU od hvězdy. U horkých jupiterů se však může stát, že obvyklýpás planetek nebude vně, ale uvnitř dráhy terestrické exoplanety.Teprve vlažní jupiteři ve vzdálenosti nad 0,5 AU od hvězdy byzabránily vzniku či setrvání terestrické exoplanety v ekosféřehvězdy.

D. Deming aj. a D. Charbonneau aj. dokázali pomocí SST izolovatve středním infračerveném pásmu záření atmosfér pomocí zákrytůdvou proslulých exoplanet TrES-1 (31. 10. 2004; 1,04 Rj; 1130 K) a HD 209458b=Osiris (7. 12. 2004; 1,4 Rj; 1 060 K;albedo 31%) o shodných hmotnostech 0,7 Mj. Další údajeo exoplanetě Osiris získali na základě studia spekteri světelných křivek N. Iro aj. a R. Wittenmeyer aj. Variaceteploty v atmosféře exoplanety dosahují plných 600 K, takže na"noční" straně exoplanety se tvoří molekuly Na2S. Exoplanetaobíhá mateřskou hvězdu po kruhové dráze o poloměru 6,7 mil. kmv periodě 3,525 d (s chybou jen 0,02 s!). Při hmotnosti 0,7 Mjmá však poloměr o 20% vyšší, než vyplývá z modelů, což se nedávysvětlit ohřevem atmosféry mateřskou hvězdou. Hvězda sp. třídyG0 IV o hmotnosti 1,1 M a poloměru 1,2 R je stará něco přes5 mld. roků. Předešlé údaje nezávisle potvrdili též N. Naritaaj., kteří spočítali i průměrnou hustotu exoplanety na 40%hustoty vody.

V listopadu 2004 byla na observatoři La Palma na Kanárskýchostrovech uvedena dle D. Pollaca aj. do provozu soustava pětikamer SuperWASP pro hledání exoplanet fotometrickou metoduzáznamů transitů exoplanet přes mateřské hvězdy. Soustavazaznamenává 30 GB údajů každou jasnou noc. F. Bouchy aj. vybrali18 z 54 případů pravděpodobných transitů exoplanet pozorovanýchv galaktické výduti aparaturou pro hledání gravitačníchmikročoček OGLE III během r. 2002 a pokusili se u nich ověřit,zda mateřské hvězdy jeví odpovídající periodické kolísáníradiálních rychlostí. Existenci exoplanet tak potvrdili ve dvoupřípadech; v dalších čtyřech šlo o tečné zákryty těsnýchdvojhvězd, popř. dokonce o trojhvězdy. Ostatní případy dalynejasné výsledky. Jak uvádí F. Pont aj., až do r. 2003 byla známajen jediná exoplaneta s transity, tj. Osiris. Oběžné periodydalších transitujících exoplanet jsou vesměs krátké (1,2 – 4,0d); hmotnosti spíše nižší (0,5 – 1,45 MJ) a poloměry průměrné(1,0 – 1,4 Mj).

D. Fischerová aj. využívají obřích dalekohledů Keck, Magellana Subaru k hledání obřích exoplanet v těsné blízkosti 14 tis.vysoce metalických hvězd ve vzdálenostech do 110 pc od Země.V této síti zatím uvízl první úlovek u hvězdy HD 88133 (sp.G5 IV). Exoplaneta o hmotnosti Saturnu obíhá kolem mateřskéhvězdy v periodě pouhých 3,4 d, takže je rozpálená do běla. M.Konacki aj. využili spektrografu HIRES u dalekohledu Keck I kesledování exoplanety OGLE-TR-10 s oběžnou periodou 3,1 d.Určili tak její hmotnost na 0,6 Mj a poloměr 1,2 Rj. Exoplanetaobíhá kolem mateřské hvězdy o hmotnosti 1,0 M ve vzdálenosti6 mil. km a její střední hustota dosahuje jen 40% hustoty vody zanormálních podmínek. Na jaře 2005 bylo známo již 7 exoplanet,objevených pomocí transitů; z toho 5 objevů "dodala" aparaturaOGLE pro hledání gravitačních mikročoček. D. Weldrake aj. hledalimetodou transitů "horké jupitery" s oběžnými periodami 1 – 16 dnův kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Měřili změny jasnosti téměř 22tis. hvězd hlavní posloupnosti, ale nenašli ani jediný případ,ačkoliv očekávali alespoň 7 identifikací. Zato tam však našlistovku klasických proměnných hvězd.

G. Marcy aj. našli pomocí přesného spektrografu u Keckovateleskopu za poslední 4 roky pět nových exoplanet u podobrůa hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F,G,K. Exoplanetyse pohybují po drahách s výstřednostmi 0,0 – 0,8 ve vzdálenostech0,1 – 3,8 AU od mateřské hvězdy. Exoplaneta u hvězdy HD 99492má hmotnost jen 36 Mz. G. Laughlin aj. a E. Rivera aj. sledovalitýmž přístrojem v letech 2001-04 pozoruhodnou soustavuu trpasličí hvězdy GJ 876 (Aqr; sp. M4 V; vzdálenost 5 pc; 0,3M; 0,3 R; 0,01 Lo; rotační per. 97 d!). K již dříve (1998)objevené první exoplanetě o hmotnosti 2 Mj a oběžné době 61d (a = 0,20 AU; e = 0,02) přibyla totiž v r. 2001 druháo poloviční periodě (a = 0,13 AU; e = 0,22) a hmotnosti 0,6Mj. Obě exoplanety tedy obíhají v rezonanci 2:1, což přirekordně nízké hmotnosti hvězdy skýtá možnost studovatdlouhodobou dynamickou stabilitu soustavy. Nejnověji zde G. Marcyaj. objevili kamennou exoplanetu o hmotnosti jen 7,5 Mz, kteráse nachází těsně u mateřské hvězdy ve vzdálenosti 3 mil. km,kterou oběhne za necelé 2 dny! Teplota na jejím povrchu kolísáv rozmezí 160 – 380 °C.

S. Bouchy aj. využili přesného spektrografu ELODIE na observatořiHaute Provence ve Francii k objevu exoplanety u trpasličí hvězdyHD 189733 (V=7,7 mag; sp. K1.5; 5 050 K; 0,8 M; 0,8 R).Exoplaneta o hmotnosti 1,15 Mj a poloměru 1,3 Rj s průměrnouhustotou 75% hustoty vody obíhá v periodě 2,2 d ve vzdálenosti0,03 AU od hvězdy. Jelikož její oběžná dráha má sklon 85°,dochází k jejím přechodům přes kotouček hvězdy, což způsobípokles jasnosti trpaslíka o plná 3%. Tak se podařilo nezávisleověřit parametry exoplanety odvozené z metody radiálníchrychlostí. F. Galland aj. využili téhož spektrografu o objevuexoplanety u hvězdy HD 33564 (sp F6 V; 6 250 K; 1,25 M; 21pc; stáří 3 mld. r. Exoplaneta má oběžnou dobu 388 a minimálníhmotnost 9 Mj.

Keckův teleskop s adaptivní optikou posloužil M. Konackimu aj.k naprosto neočekávanému objevu obří exoplanety v podivuhodnétrojité hvězdné soustavě HD 188753 (V = 7,4 mag; vzdálenost 46pc od nás), skládající se z primární složky o hmotnosti 1,1 Ma sekundární dvojhvězdy o hmotnostech 1,0 a 0,7 M, vzdálené 12AU (úhlově 0,3″) od primáru. Složky sekundární dvojhvězdynavzájem vzdálené 0,7 AU kolem sebe obíhají po lehce protáhlédráze v periodě 156 d. Kolem nich pak obíhá primární složkav periodě 25,7 roku po silně protáhlé dráze s výstředností 0,5.U primáru se nalézá obří exoplaneta o hmotnosti 1,1 Mj nakruhové dráze ve vzdálenosti 7 mil. km s oběžnou periodou 3,4 d.Podle A. Hatzese a G. Wuchterleho vylučuje silné gravitačnírušení sekundární dvojhvězdy mlčky předpokládanou migraci tétoexoplanety z místa vzniku do blízkosti primární složky. To mázávažné důsledky pro pochopení procesu vzniku obřích exoplanetv malých vzdálenostech od mateřských hvězd: nyní není vůbecjasné, kde se vezme tolik materiálu pro exoplanetu v horkém okolímateřské hvězdy, pokud je připutování exoplanety z většívzdálenosti vyloučeno.

S. Portegies Zwart a S. McMillan se proto domnívají, žeexoplaneta u primáru vznikla dříve, než se vytvořila zmíněnátrojhvězda, tj. nejspíš uvnitř nějaké otevřené hvězdokupy. Autořiodhadují, že do vzdálenosti 500 pc od Slunce se nacházípřinejmenším 1 200 takto vzniklých trojic. U osamělých hvězd bytotiž měli vznikat jupiteři až za tzv. sněhovou čarou mateřskéhvězdy, vně jejího akrečního disku. V takových případech pak můžeraný jupiter migrovat v rané fázi vývoje hvězdy směrem ke hvězdě.Nepřímo to souvisí se zjištěním E. Masciadra aj., kteří využiliadaptivní optiku a kameru CONICA VLT ESO k vyhledávání obříchexoplanet v okolí blízkých mladých hvězd. Mezi 28 zkoumanýmihvězdami nenašli ani jednu, která by "vlastnila" obří exoplanetublíže než 8,5 AU.

A. Correia aj. pokračovali ve vyhledávání exoplanet na jižnípolokouli pomocí spektrografu CORALIE na La Silla v Chile.Objevili tak u hvězdy HD 202206 (sp. G6 V; 45 pc; 1,15 M;1,07 Lo; teplota 5 765 K; stáří 5,6 mld. r.) dvojici exoplanets hmotnostmi 17 a 2,4 Mj, které obíhají po draháchs výstřednostmi 0,4 a 0,3 ve středních vzdálenostech 0,8 a 2,6 AUod hvězdy. Vnitřní exoplaneta je tedy spíše již hnědýmtrpaslíkem, ale podstatné je, že oběžné doby obou exoplanet (256a 1 383 d) jsou v rezonanci 1:5, takže obě dráhy jsou dlouhodoběstabilní.

V r. 2003 byl uveden do chodu přesný spektrograf HARPS u 3,6 mreflektoru ESO na La Silla. Jak ukázali F. Pepe aj., spektrografměří radiální rychlosti se střední chybou jen 0,9 m/s, a tak sevýborně hodí na hledání exoplanet s malými hmotnostmi od 10 Mz.Za pouhého 1,5 roku se tak podařilo nalézt již 8 exoplanets hmotnostmi nižšími než 100 Mz. Mezi nimi je dle X. Bonfilseaj. také exoplaneta G 581 o hmotnosti 17 Mz, obíhajícív periodě 5,4 d kolem stejnojmenné trpasličí hvězdy hlavníposloupnosti (sp. M3; 0,3 M). Podle C. Lovise aj. se taktoobjevené exoplanety nacházejí blíže než 0,5 AU od mateřskýchhvězd hlavní posloupnosti sp. tříd G a K, které jsou nápadné svouvysokou metalicitou.

Jak ukázali A. Udalski aj. na příkladu objevu exoplanety přisledování gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-071, nabízí setím velmi přesná metoda objevování exoplanet velmi vzdálených jakod nás, tak od mateřské hvězdy. V tomto případě je totižparametrem rozhodujícím o detekci pouze hmotnost exoplanety.Protože velikost signálu klesá jen s odmocninou hmotnostiexoplanety, dovolují už dnešní prostředky odhalovat i exoplanetyo hmotnosti Marsu. Ve zmíněném konkrétním případě měla mateřskáhvězda (samotná gravitační čočka ve výduti Galaxie), vzdálená odnás více zhruba 3 kpc, hmotnost pod 0,5 M a exoplaneta hmotnostv intervalu 0,05 – 4 Mj. Jelikož projekt OGLE ročně zaznamenáváasi 600 mikročoček, je slušná naděje na další objevy exoplanet.Vyžaduje to ovšem rychlou koordinaci pozorování v průběhu celéhoúkazu, protože zjasnění vyvolané případnou exoplanetou trvá jenněkolik hodin. Metoda ovšem neumožňuje určit celou dráhuexoplanety kolem mateřské hvězdy; pouze okamžitou lineárnívzdálenost exoplanety od hvězdy.

Speciálním případem je i nadále vůbec první objevená (r. 1992)soustava exoplanet u milisekundového (perioda 6 ms) pulsaruB1257+12 (Vir; vzdálenost 500 pc) díky mimořádně přesnýmměřením kolísání jeho pozorované impulsní periody. Jak uvedli A.Wolszczan a M. Konacki, 15 let soustavného sledování pulsaruukázalo na existenci celkem čtyř exoplanet, z nichž ta nejbližšík mateřské hvězdě (kruhová dráha ve vzdálenosti 0,2 AU od hvězdy)má hmotnost našeho Měsíce, zatímco ta další (0,4 AU) jenejhmotnější - 4,3 Mz. Naposled zde nepřímo odhalili tělesoo hmotnosti nanejvýš pětiny hmotnosti Pluta (4% hmotnosti našehoMěsíce), které lze nejspíš klasifikovat jako obří (<1 tis. km)jádro komety ve vzdálenosti 2,7 AU od pulsaru. V budoucnosti sesnad podaří využít pro detekci exoplanet i přímé astrometrie,tj. měření úhlových výchylek hvězd následkem gravitačních poruchod dostatečně hmotné a blízké exoplanety. Zatím se to podařilo G.Benedictovi aj. díky vynikající astrometrii hledáčku FGS HST proobjekt GJ 876, když tak dokázali potvrdit parametry exoplanety,odvozené přesnějšími metodami.

A. Sozzetti shrnul hlavní výsledky první dekády zkoumáníexoplanet konstatováním, že v této chvíli vysoko vede pozorovánínad teorií, která zdaleka nebyla schopna předvídat pestrostvlastností objevovaných exoplanet. Především kvůli výběrovýmefektům se dosud daří objevovat exoplanety s hmotnostmi 1 – 10Mj u silně metalických hvězd pozdní sp. třídy F, dále pakG a rané K ve vzdálenostech do 50 pc od nás a do 3 AU od mateřskéhvězdy. Ve vzdálenostech do 4 AU se nacházejí exoplanetys hmotnostmi 0,5 – 10 Mj, ale tato statistika již zdaleka neníúplná, podobně jako pro vzdálenosti menší než 0,5 AU. Hnědýchtrpaslíků s hmotnostmi 13 – 80 Mj je relativně málo.Neobjevených exoplanet v pásmu 0,5 – 3 AU je přinejmenším o řádvíce. Tyto exoplanety vznikají z plynných disků, obklopujícíchmateřské proměnné hvězdy typu T Tau, přičemž kolem asi 10% hvězdobíhá více exoplanet a medián výstředností jejich drah je 0,3.12% hvězd s exoplanetami patří do vícenásobných hvězdnýchsoustav.

2.2. Hnědí trpaslíci

Podle současné konvence se za hnědé trpaslíky považují všechnyexoplanety s hmotností větší než 13 Mj. Jejich úhrnný početv Galaxii se odhaduje na 30 miliard. K. Stassun aj. odhaliliprvního binárního hnědého trpaslíka ve velké mlhovině v Orionu.To umožnilo určit z Keplerova zákona hmotnosti složek, kterévelmi dobře souhlasí s modelovou předpovědí pro mladé hnědétrpaslíky. K. Luhman aj. nalezli pomocí infračervené (0,8 – 8,0µm) kamery IRAC SST v hvězdné asociaci Cham 1 dosud nejlehčíhoa nejchladnějšího hnědého trpaslíka OTS 44 sp. třídy M9.5a hmotnosti 15 Mj. Podobně jako mnozí další hnědí trpaslíci jeobklopen akrečním diskem. M. Sterzik aj. získali díky VLT ESOkvalitní údaje o nejbližším binárním hnědém trpaslíkoviEpsilon Indi B (vzdálenost 3,6 pc; úhlová vzdálenost složek 0,7″;sp. T1 a T6; efektivní teploty 1 100 a 800 K). V atmosférách obousložek objevili plynný čpavek. Dalšího binárního hnědéhotrpaslíka DENIS-P J1441-0945 (Lib) nalezli A. Seifahrt aj.u hvězdy G124-62 (sp. dM4.5e; 34 pc; stáří 500 – 800 mil. r). Obahnědí trpaslíci mají touž hmotnost 0,07 Mo a sdílejí s mateřskouhvězdou shodný vlastní pohyb po obloze.

M. Liu a S. Leggett zjistili pomocí laserové adaptivní optikyu Keckova teleskopu, že osamělý hnědý trpaslík Kelu-1 je veskutečnosti dvojitý při úhlové vzdálenosti složek jen 0,3″, tj.5,4 AU. Složky mají spektra L2 a L4; hmotnosti 0,060 a 0,055 Ma jejich stáří je přibližně 0,5 mld. roků. Ještě těsnější párhnědých trpaslíků SDSS J0423-0414 (Eri; 15 pc; stáří 1 – 5 mld.roků) objevili A. Burgasser aj. Obě složky jsou totiž od sebeúhlově vzdáleny jen 0,16″ a jejich spektra klasifikovali jako L6a T2 (teploty kolem 13,5 kK). Hmotnost celé soustavy je nižší než0,14 M a při přibližně stejné hmotnosti složek to znamená, žejde opravdu o dva hnědé trpaslíky, kteří obíhají kolem společnéhotěžiště v periodě o něco kratší než 20 let. Ve zmíněné přehlídcebylo mezitím objeveno téměř 30 podobných párů.

J. Setoawan aj. objevili po pěti letech sledování dalekohledy ESOna La Silla, že hvězda HD 11977 (sp. G5 III; 1,9 M) má vevzdálenosti 1,9 AU substelárního průvodce s oběžnou periodou 711dnů a výstředností dráhy 0,4. Hmotnost průvodce odhadli v rozmezí6,5 – 65 Mj. Jde o první takový případ pro hvězdu středně velkéhmotnosti. Také A. Hatzes našel průvodce o hmotnosti 8 – 20 Mj,jenž obíhá v periodě 472 d kolem obří hvězdy HD 13189 (sp K2II), která dle jeho názoru měla počáteční hmotnost 2 – 7 M. Toje zatím vůbec nejvyšší hmotnost mateřské hvězdy, kolem níž obíhásubstelární objekt.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

P. Kroupa uvádí, že horní mez pro hmotnosti hnědých trpaslíků- čili spodní mez pro hmotnosti hvězd - leží poblíž hodnoty0,72 M. Četnost hvězd s rostoucí počáteční hmotností velmirychle klesá, jednak kvůli tzv. funkci hmoty, ale také z tohodůvodu, že evoluce hmotných hvězd probíhá nesrovnatelně rychleji.Prakticky to znamená, že trpasličích hvězd je ve vesmíru asio tři řády více než hvězd s hmotností 20 M. Ještě hmotnějšíhvězdy ukončí svůj život nejpozději za několik málo milionů rokůa tak je dost těžké objevit opravdu obézní hvězdy s hmotnostířádu 100 M. Autor se však domnívá, že výjimečně se mohouvyskytnout i hvězdy s počáteční hmotnosti vyšší než 150 M,ačkoliv ověřené pozorované hodnoty sahají jen k 80 M. Pouze D.Figer uvádí na základě pozorování HST, že v kompaktní (průměr 1pc) hvězdokupě Oblouky (Arches) v centru Galaxie (asi 30 pc odčerné veledíry) se nachází přinejmenším 150 hvězd s hmotnostmi20 – 130 M, ale ani jedna nad tuto horní mez.

B. Whitneyová uvažuje o dvou hlavních scénářích, jak by mohlytakto hmotné hvězdy vznikat. Buď se gravitačně hroutí dostatečněhusté a rozsáhlé mračno mezihvězdného prachu a plynu, anebo sev husté tlačenici srazí postupně mnoho menších hvězd. Nicméněvznik hvězd s hmotností nad 10 M se téměř nedá vysvětlit.V rádiovém a submilimetrovém oboru známe totiž jen chladné mračnoCep A o průměru 660 AU s hmotností pouze 15 M a velmi jasnýBecklinův-Neugebauerův infračervený objekt v mlhovině v Orionuo hmotnosti jen 7 M. Podle N. Patela aj. je zdroj Cep A jižve stádiu gravitační kontrakce na plochý akreční disk, coždosvědčují bipolární usměrněné radiové výtrysky chladného prachua molekulového plynu ve směru kolmém na hlavní rovinu akrečníhodisku prahvězdy odnášející přebytečný moment hybnosti. Autořiodhadují, že z této prahvězdy vznikne nakonec hvězda hlavníposloupnosti spektrální třídy B o hmotnosti až 8 M. Z. Jiangaj. tvrdí, že Becklinův-Neugebauerův objekt v obřím molekulovémmračnu OMC-1 (vzdálenost 500 pc) o infračervené svítivosti 2,5tis. L je dosud zahalen cirkumstelárním diskem o úhrnnéhmotnosti až 20 M.

Na přelomu let 2003-04 došlo ke zjasnění McNeilovy mlhovinyu proměnné V1647 Ori o celých 5 mag v pásmu I. Předtím seodehrála podobná epizoda v r. 1966. Z toho se dá usoudit, že jdeo občasný výron prachu a plynu z prahvězdy V1647 Ori. Jak uvedliN. Grosso aj., družice Newton zaznamenala v dubnu 2004 rentgenovézjasnění proměnné hvězdy při teplotě 9 MK. Zhruba čtvrtinarentgenového toku dokonce odpovídala teplotě 42 MK. Příčinoumohly být rychlé nárazy částic z akrečního disku na fotosféruhvězdy o nízké hmotnosti a rekonexe magnetických siločar, podobnějako u jiných prahvězd typu T Tau.

M. Krumholz aj. srovnávali účinnost vznikání hvězd jednakakrecí na "kondenzační jádro" s hmotností kolem 0,5 M a jednakgravitačním hroucením hmotných chuchvalců a jejich sléváním.Zcela jednoznačně je tento druhý mechanismus mnohem účinnější. J.Donati aj. ukázali na příkladu prahvězdy FU Ori, že významnouroli zde hrají také relativně mocná magnetická pole řádu 0,1 T.Rotaci akrečního disku prahvězdy pak taková pole silně brzdí,takže disk se nakonec zřítí na povrch prahvězdy tempem až 10-4M/rok. Teprve pak dojde k výronu hmoty v bipolárníchvýtryscích, usměrněných magnetickým polem. H. Beuther aj.studovali pomocí SST infračervené záření temného mračna IRDS18223-3, které má průměr 28 kAU a hmotnost 184 M. Na okrajimračna je v submilimetrovém pásmu na frekvenci 93 GHz patrnývýtrysk molekulového plynu CO a CS, což je rovněž důkazem, žeuvnitř již vzniká velmi hmotná prahvězda.

2.4. Osamělé hvězdy

Očima viditelná Granátová hvězda (µ Cephei; sp. M2 Ia; 3,7kK; 350 kL; 25 M; 1,6 kpc) patřila donedávna k největšímznámým hvězdám, protože její poloměr činí asi 6,6 AU. Díkyspektrální přehlídce 74 oranžových a červených veleobrů po tříduM5 však nyní E. Levesque aj. objevili celkem tři hvězdyo hmotnosti 25 M, viditelné dalekohledem (9–11 mag), které majírozměry větší, tj. 6,7 – 7,1 AU. Jsou to po řadě proměnné hvězdyKY Cyg, KW Sgr a V354 Cep. A. Richichi a V. Roccatagliataporovnali měření úhlového průměru Aldebarana (K5 III; 20 pc)jednak pomocí zákrytů hvězdy Měsícem a jednak pomocí moderníchinterferometrů. Vyšla jim průměrná hodnota úhlového průměru0,021″, což odpovídá lineárnímu poloměru 44 R (0,2 AU). Je tojedno z nejpřesnějších měření úhlového rozměru hvězdy a sloužínyní jako referenční standard.

Měření průměrů tří hvězd pomocí interferometru VINCI VLT ESOumožnilo F. Théveninovi aj. zpřesnit hodnoty jejich hmotnostia stáří, které po řadě činí pro delta Eri 1,2 M a 6,2 mld. r.;éta Boo 1,7 M a 2,7 mld. r. a pro ksí Hya 2,65 Ma 0,5 mld. r. V. Domiciano da Souza aj. využili VLTI ESO k určenítvaru Altaira (A7 IV-V; 7,55 kK; nízká metalicita Z = 0,008;vzdálenost 5,2 pc; stáří 1,3 mld. r.) a zjistili, že je díkyrychlé rotaci (na rovníku 227 km/s) zploštělý v poměru os1,14:1. O. Chesneau aj. se pokusili změřit interferometrem MIDIVLT ESO rozměry cirkumstelárního disku rané hvězdy alpha Arae(sp. B3e V; 18 kK; 74 pc), ale neuspěli ani při základněinterferometru 102 m. Odtud vyplývá horní mez poloměru disku 67R, zatímco samotná hvězda má poloměr 4,8 R a rotační rychlostna rovníku 300 km/s. Hmotnost disku odhadli na 2.10-10 Ma roční ztrátu hmoty hvězdy na 6.10-7 M. Autoři všakupozorňují, že vzdálenost hvězdy, odvozená z měření družiceHIPPARCOS, je patrně chybná, protože daleko lepší souhlas modelua pozorování dostali pro hodnotu 105 pc. To je poněkud hroziváinformace, protože jde o další zpochybnění správnosti paralax,odvozených zmíněnou družicí, po dosud nevyřešeném problémuvzdálenosti Plejád.

S. Hubrigová aj. změřili magnetické pole velmi chladné chemickypekuliární hvězdy HD 154708 měřením kruhové polarizacespektrálních čar pomocí FORS VLT ESO. Jde patrně o nejméněhmotnou hvězdu Ap, kterou známe a tím více je překvapující, že mádruhou nejsilnější indukci magnetického pole mezi všemi hvězdamitohoto typu - 0,75 T.

C. Beichman aj. objevili pomocí SST příznaky existence pásuplanetek v okolí hvězdy HD 69830 (Pup). K. Suová aj. tvrdí, žev cirkumstelárních prachových discích mladých hvězd se srážejíplanetesimály, protože podle měření SST je teplota prachovýchzrnek překvapivě vysoká. U Vegy jsou tato zrnka o průměrech1 – 50 µm horká až do vzdálenosti 815 AU od hvězdy. Vevzdálenostech 86 – 200 AU od hvězdy jsou v disku velmipravděpodobně přítomny velké planetky, podobně tělesům v našemtransneptunském pásmu. Autoři soudí, že zde před nejvýše tisícemroků proběhla srážka velké planetky, což obohatilo prachový diskrozdrceným materiálem. Doklady o srážkách velkých planetesimálo rozměrech 100 – 400 km v discích hvězd beta Pictoris a HIP8920 (Ari) nalezli též C. Telesco aj. Vinou těchto srážek sevzhled disků kolem hvězd starých jen stovky milionů roků měnípřekvapivě rychle.

H. Hirsch aj. měřili radiální rychlost a vlastní pohyb hvězdyUS 708 (B = 18,5 mag; sp. sdO; 44 kK; 19 kpc) v halu Galaxie(b = +47°) pomocí Keckova teleskopu. Vyšla jim rekordní hodnota708 km/s a vlastní pohyb 0,002″/r, což znamená, že vůči centruGalaxie se hvězda pohybuje rychlostí minimálně 750 km/s a unikánavždy z Galaxie, protože v tom místě je úniková rychlost jen430 km/s. Autoři se domnívají, že před pouhými 32 mil. let sev blízkosti černé veledíry v centru Galaxie ocitla mateřskédvojhvězda, složená ze dvou heliových bílých trpaslíků, kteřív její blízkosti gravitačně splynuli za tu cenu, že prostorovárychlost složeného objektu se výrazně zvýšila. Další unikajícíhvězdu HE 0437-5439 (Dor; 16 mag; sp B V; 20 kK; 8 M; 61kpc!) proměřovali pomocí spektrografu UVES VLT ESO H. Edelman aj.Dostali tak radiální rychlost 723 km/s, což v přepočtu na centrumGalaxie znamená rychlost nad 563 km/s, což je téměř dvojnásobekúnikové rychlosti v dané místě. Jelikož se hvězda nalézá zaVelkým Magellanovým mračnem a její pobyt na hlavní posloupnostinemůže být delší než asi 25 mil. roků, byla nejspíš vymrštěnaz tohoto Mračna brzy po svém zrodu. Zatím však nevíme, zdav centru Velkého Magellanovo mračna se nalézá černá veledíra.

2.5. Těsné dvojhvězdy

S. Kraus aj. využili interferometru IOTA s délkou základny až 38m na Mt. Hopkinsu v Arizoně k zobrazení kotoučků těsné dvojhvězdyCapella (Aur; sp. G8 III + G1 III). Primární složka má úhlovýprůměr 0,009″, zatímco sekundár 0,006″. H. McAlister aj. změřilipomocí interferometru CHARA na Mt. Wilsonu některé parametryprimární složky čtyřhvězdné soustavy Regula (Leo; sp. B7 V; 3,4M; 347 L; 24 pc). Regulus je silně zploštělý vinou rychlérotace (na rovníku minimálně 317 km/s), takže polární poloměrčiní 3,1 R a rovníkový 4,2 R (úhlově 0,00062″ a 0,00082″).Následkem toho jsou jeho póly podstatně teplejší (15,4 kK) nežrovník (10,3 kK). A. Tokovinin aj. zkoumali blízkou čtyřhvězdnousoustavu Gliese 225.2 (Col; 0600-31), skládající se ze složekA (sp. K5 V; 0,65 M), B (M0 V; 0,52 M), C (K4 V; 0,69 M)a E (dM4 ?; 0,2 M) - dříve uváděná složka D k soustavě fyzickynepatří. V r. 1847 objevil J. Herschel dvojici A-C, v r. 1911byla rozlišena těsná dvojhvězda A-B, a složku E odhalili nynízmínění autoři studie. Všechny oběžné dráhy jsou koplanární,přičemž nejkratší oběžnou dobu 24 r vykazuje soustava C-E; delšíperiodu 68 r má soustava A-B a nejdelší 390 r soustava A-C.Jelikož jde o velmi starý systém, vzniká otázka, jak je možné, žese dosud nerozpadl; nyní se ukázalo, že o jeho stabilitu se staráprávě ten nejmenší člen soustavy E, objevený až v r. 2005.

P. Mayer aj. odvodili parametry velmi žhavé těsné trojhvězdy HD175514 = V1182 Aql, pozorované na ESO La Silla a na Calar Alto.Primární složka sp. O8 o teplotě 43 kK má vysokou hmotnost 31M, poloměr 9 R a svítivost 250 kL. Sekundární složka kolemní obíhá v periodě 1,6 d a její teplota dosahuje 30 kK; hmotnost17 M, poloměr 4,9 R a svítivost 20 kL. Autory objevenétřetí těleso sp. třídy O9 dodává soustavě 17% celkového světla(V = 8,6 mag).

T. Boyajian aj. zjistili, že hvězdy HD 14633 a 15137 prchajíz téže otevřené hvězdokupy NGC 654 ve spirálním rameni Perseus.První z nich se nachází ve vzdálenosti 2,15 kpc od nás a 0,67 kpcod hlavní roviny Galaxie; druhá je 2,65 kpc od nás a 350 pc odzmíněné roviny. První z nich je jednočarová spektroskopickádvojhvězda (sp. ON8.5 V) s oběžnou dobou 15,4 d a výstřednostídráhy 0,7, kdežto druhá (O9.5 III) je podezřelá z dvojhvězdnostia má případnou oběžnou dobu 28,6 d s výstředností dráhy 0,5.V obou případech je hmotnost sekundární složky asi 1 M, takžeby mohlo jít o neutronové hvězdy, které vznikly při výbuchusupernov ve zmíněné hvězdokupě před 14, resp. 10 mil. roků. To jeovšem delší interval, než je životnost primárních složek, takžebuď se žhavé hvězd O omladily, anebo jim prodloužila život jejichrychlá rotace (120, resp. 336 km/s).

G. Roelofs aj. získali pomocí VLT ESO zajímavé údaje o těsnédvojhvězdě SDSS 1240-02 (Vir; 400 pc) typu AM CVn vysoko nadgalaktickou rovinou (350 pc) s oběžnou dobou 37 min. Primárnísložkou je bílý trpaslík s hmotností 0,31 M s akrečním diskemhelia, kdežto sekundární složku představuje zcela degenerovanáheliová hvězda o nízké hmotnosti 0,012 M. Podle pozorovanéhozastoupení chemických prvků He, N, Si a Fe jde o hvězdy I.populace. Přenos helia mezi složkami způsobuje prodlužováníoběžné periody, což však časem přenos hmoty utlumí a pak se budevývoj soustavy řídit ztrátou momentu hybnosti soustavy vinouvyzařování gravitačních vln. Jak uvádí M. Konacki, moderníspektrografy dokáží měřit Dopplerovy posuvy spektrálních čars přesností lepší než 30 m/s pro dvoučarové spektroskopickédvojhvězdy s pozdnějšími složkami, počínaje třídou F3. To pakumožňuje určit hmotnosti složek dvojhvězdy s přesností na 1%.

F. Pont aj. využili gravitační mikročočky OGLE-TR-122 k určeníparametrů samotné mikročočky, o které se nejprve domnívali, žejde o hvězdu, doprovázenou exoplanetu. Podrobnější rozborsvětelné křivky však ukázal, že jde o dvojhvězdu, jejíž primárnísložka je hvězdou hlavní posloupnosti podobnou Slunci o teplotě5,7 kK, poloměru 1,05 T a hmotnosti 0,98 M. Sekundárnítrpasličí složka má však hmotnost jen 0,092 M, takže se nacházítěsně nad spodní hranicí pro hmotnosti hvězd. Obíhá kolemprimární složky v periodě 7,3 d po dráze s výstřednosti e =0,2 a jelikož sklon oběžné roviny činí 89°, jde z pohledupozemského pozorovatele o klasickou zákrytovou dvojhvězdus poloměrem sekundární složky 0,12 R (náš Jupiter má poloměr0,10 R). Jak autoři uvedli, v databázi OGLE je nyní již 177kandidátů na exoplanety, které přecházejí před diskem čočkovanéhvězdy, ale ve skutečnosti jde většinou spíše o trpaslíky dM,kteří přecházejí před hvězdami hlavní posloupnosti tříd F a G. Toby mohlo v dohledné budoucnosti zlepšit naše znalosti poloměrůhvězd dM, které jsou zatím hodně nepřesné. Aby se databázípřehlídek gravitačních mikročoček dalo pro tyto účely využít, jeovšem třeba spolehlivě a rychle najít potenciální těsné zákrytovédvojhvězdy v syrových údajích přehlídek. K tomu cíli, ale i proobecnější použití v jakýchkoliv přehlídkách, vyvinuli K. Naficyaj. rychlou metodu pro první zpracování údajů ze světelnýchkřivek potenciálních dvojhvězd, která je k dispozici vážnýmzájemcům, kteří kontaktují hlavního autora práce.

Při hledání exoplanet metodou transitů se O. Creeveyovi aj.podařilo nalézt oddělenou těsnou dvojhvězdu, tvořenou dvěmačervenými trpaslíky sp. třídy M3e (TrES 1650+4639; Her), kteříkolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 1,5 mil. kmv periodě 1,1 d. Při sklonu dráhy 83° jde navíc o zákrytovoudvojhvězdu s poloměry složek 0,45 R a hmotnostmi 0,49 M. Jdeteprve o pátou soustavu s trpaslíky třídy M, takže uvedenéparametry jsou o to cennější. Naopak N. Phan Bao aj. nalezlivelmi široký pár červených trpaslíků LP 714-37 (sp. dM5.5a dM7.5; 18 pc), obíhající kolem sebe ve vzdálenosti 33 AUv rekordně dlouhé periodě asi 400 let. Přímo na spodní mezihvězdných hmotností se dle T. Forveillea aj. nalézá dvojhvězdaLP 349-25 (sp. obou složek M8 V; vzdálenost 8 pc; oběžná doba5 r.) jejíž složky jsou dle měření pomocí CFHT a VLT (s využitímadaptivní optiky) navzájem vzdáleny 1,2 AU. Obě složky mají tutéžhmotnost 0,08 M.

S. Marsden aj. odvodili ze spektroskopie parametry dvojhvězdyIM Pegasi = HR 8703, která slouží jako pointační hvězda prorelativistickou družici Gravity Probe B. Soustavu tvoří primárnísložka (sp. K2 III; 4450 K) o hmotnosti 1,8 M. Kolem ní obíhápo kruhové dráze v periodě 24,6 d sekundární složka (sp K0 V).Asi 15% povrchu primární složky pokrývají tmavé skvrny, takže jdeo typ proměnnosti RS CVn. C. Lacy aj. určili fyzikální elementyjedné z nejstarších (11 mld. let) známých zákrytových dvojhvězdRW Lacertae (190 pc). Jde o oddělenou soustavu s oběžnou dobou10,4 d, která je současně dvoučarovou spektroskopickoudvojhvězdou, což umožnilo určit rozměry složek s přesností 0,5%a hmotnosti na 0,7%. Primární složka (sp G5 V; 5 760 K) máhmotnost 0,93 M a poloměr 1,19 R, zatímco sekundární složka(sp G7 V; 5 560 K) 0,87 M a 0,96 R. V soustavě se nacházíještě třetí složka, která však dodává jen 2,6% světla soustavy.Hlavní složky velmi pravděpodobně rotují synchronně s oběžnoudobou. Pozorované parametry soustavy odpovídají výborně modelovýmvýpočtům na základě teorie hvězdného vývoje.

S. Goodwin a P. Kroupa uveřejnili práci o poměrném zastoupenívícenásobných hvězdných soustav v procesech vzniku hvězd.Přestože podle některých názorů by mělo vznikat hodněhierarchických soustav se třemi až desíti členy, pozorování tomuneodpovídají. Vícečlenné soustavy by se totiž po čase mělyrozpadnout na těsné dvojhvězdy, což se neděje. Z nějakého důvoduproto příroda preferuje vznik dvoj- a trojhvězd. Pro hvězdyslunečního typu je poměr vícenásobných soustav a všech vzniklýchhvězd 58%. Podíl vícenásobných soustav je nejvyšší pro velmimladé hvězdy. Ve "hvězdné kolébce" v souhvězdí Býka jsou všechnyhvězdy s hmotnostmi 0,3 – 1,0 M dvojhvězdami se vzájemnýmivzdálenostmi složek až 1 500 AU. Pokud se tam vyskytují osaměléhvězdy, tak prakticky všechny byly vyvrženy z hierarchickýchtrojhvězd (těsná dvojhvězda, doprovázená vzdálenější třetísložkou). V hustém molekulovém mračnu, které je typickou kolébkouhvězd, vzniká obvykle 40% trojic a 60% dvojic hvězd.

K. Yakut a P. Eggleton se věnovali dokladům o vývoji těsnýchdvojhvězd na základě pozorovaných údajů o jejich základníchfyzikálních parametrech. Omezili se přitom na soustavy, kde oběsložky se nacházejí na hlavní posloupnosti, popř. těsně u ní,a dále na soustavy s oběžnou dobou kratší než jeden den, protožetakový soubor je dostatečně homogenní. Objevili tak zajímavévývojové souvislosti mezi třemi Kopalovými typy dvojhvězd(dotykové, polodotykové a oddělené) a upozornili na velmivýznamnou vývojovou úlohu ztráty hmoty a momentu hybnostiu rychle rotujících chladných složek těsných dvojhvězd. Objevilitaké význam diferenciální rotace složek jako pozoruhodně účinnýproces přenosu tepla ve vnějších vrstvách dotykových dvojhvězd.

H. Abt se zabýval statistikou dráhových výstředností provizuální dvojhvězdy. Z rozboru drah 391 dvojhvězd spektrálníchtříd B0 - FO mu vyšlo, že pro oběžné periody řádu dnů jsou dráhykruhové, ale s rostoucí periodou přibývá mírně excentrickýchdrah. Teprve pro periody nad 1 000 d se vyskytují stejnoměrnělibovolné excentricity, takže průměrná excentricita dosahujehodnoty téměř 0,5. To znamená, že dráhová výstřednost nehrajepři vzniku širokých párů dvojhvězd žádnou úlohu.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Hned počátkem ledna 2005 objevil K. Hornoch v galaxii M31mimořádně jasnou novu, která dosáhla 14. ledna 15 mag. Běhemsrpna objevil W. Liller v Malém Magellanově mračnu dvě novy;první byla 10 mag a její plynné obaly se rozpínaly rychlostmi až3 200 km/s, kdežto druhá dosáhla jen 14,5 mag. Týž astronomobjevil koncem listopadu novu 11,5 mag ve Velkém Magellanověmračnu poblíž hvězdokupy NGC 1856. J. Neill aj. objeviliv letech 1993-2004 v blízké kupě galaxií Fornax 6 kandidátů nanovy pomocí dalekohledů CTIO v Chile. Téměř dvě pětiny objevů novv této kupě připadají na "prázdný prostor" mezi galaxiemi, kde senovy snadno nacházejí, protože jejích absolutní hvězdná velikostdosahuje rekordní -10 mag. Jde tedy o první případytrampujících nov, tj. cestujících bílých trpaslíků.

Počátkem února 2005 objevil H. Nišimura v naší Galaxii novuV2361 Cygni, která v polovině měsíce dosáhla 10 mag a jejížplynné obaly se rozpínaly rychlostí až 6 500 km/s. Šlo o velmirychlou novu, jejíž jasnost do počátku dubna klesla na 18,5 mag.Koncem roku se její prachová slupka rozpustila a spektrum přešlodo tzv. koronální fáze se zakázanými emisemi He, O, N, Si a Ca.Během března a dubna 2005 byly objeveny novy CV Pyx (12 mag;trpasličí), V382 Nor (9,5 mag; rozpínání 1 100 km/s), V5115Sgr (9 mag; 5 000 km/s) a V378 Ser (12 mag; 1 300 km/s).Počátkem června pak vzplanula nova V1663 Aql (11 mag; 700km/s), o měsíc později nova V5116 Sgr (8 mag; 2 200 km/s),koncem července nova V1188 Sco (9 mag; 1 700 km/s), počátkemzáří nova V1047 Cen (9 mag; 800 km/s) a koncem září nova V476Sct (12 mag; 4 000 km/s). V témže malém souhvězdí vzplanula podvou týdnech další nova V477 Sct (11 mag; 6 000 km/s).

I. Hachisu a M. Kato využili multispektrálních měření novyV1974 Cyg (1992) k určení hlavních parametrů příslušné těsnédvojhvězdy, která je od nás vzdálena 1,7 kpc a jejíž složky kolemsebe obíhají ve vzájemné vzdálenosti jen 0,85 R v periodě pouhé1,9 h. Bílý trpaslík, na jehož povrchu došlo k překotnétermonukleární reakci, má hmotnost 1,05 M a při výbuchu se jehoplynná obálka zvětšila na 100 R, takže zcela obklopilai sekundární složku o hmotnosti 0,2 M a poloměru 0,2 R.Obálka se skládala téměř z poloviny z nespáleného vodíku, 15%její hmotnosti představovaly produkty překotné termonukleárníreakce (C,N,O) a 5% hmotnosti obálky neon; zbytek připadl zřejměna helium. Výron hustého hvězdného větru z bílého trpaslíka trval245 dnů po výbuchu. Pak se objevilo měkké rentgenové záření, ježbylo pozorovatelné dalších 300 dnů, kdy nenávratně zmizelo a tímcelá epizoda výbuchu této mimořádně jasné novy (v maximu byla1,7 mag) skončila. Titíž autoři upozornili v další práci, že poplných 13 dnů od maxima byla svítivost této novy nadEddingtonovou mezí, což je dosud nevysvětlený problém celé řadynov.

I. Heywood aj. využili radiových pozorování mimořádně pomalé(maximum 7 mag nastalo až 115 d po začátku výbuchu) novy V723Cas (1995) interferometrem MERLIN v letech 1996-2001 k určeníjejí vzdálenosti 2,4 kpc. Horká (17 kK) plynná slupka novy serozpínala pomalu (400 km/s); zato její hmotnost činí asi 1.10-4M. Počátkem ledna 2005 vzplanula poprvé od r. 1997 eruptivnínova V1118 Ori, která bývá v klidu 18 mag a náhle se zjasnilana 14 mag. Zhruba tutéž jasnost si udržela až do konce října2005. E. Mason a S. Howell objevili zajímavou těsnou dvojhvězdu0242-2802 (For; oběžná perioda 107 min.), která svým chovánímpřipomíná trpasličí novy typu SU UMa. Primární složka o hmotnosti0,6 M je obklopena akrečním diskem s horkou skvrnou v místědopadání plynu ze sekundární složky o hmotnosti 0,2 M. P.Rodríguez-Gil aj. studovali soustavu trpasličí novy HS2219+1824 (Peg; vzdálenost 205 pc; typ SU UMa) s oběžnouperiodou jen 86 min. Primární složkou je bílý trpaslíko povrchové teplotě 15 kK a hmotnosti 0,7 M, obklopený malýmakrečním diskem. Sekundární složkou, dodávající vodík doakrečního disku, je pozdní červený trpaslík o hmotnosti jen 0,1M.

P. Rodríguez-Gil a M. Torres studovali světelné křivky pozůstatkůpo 6 starých novách DM Gem, CP Lac, GI Mon, V400 Per, CT Sera XX Tau. Prakticky u všech se podařilo najít oběžné periodytěsných dvojhvězd, v níž jednou složkou je bílý trpaslík, kterývybuchnul díky překotné termonukleární reakci ve vodíkové slupcena svém povrchu. Oběžné doby se pohybují v rozmezí od 0,12 d proDM Gem do 0,16 d pro CT Ser. GI Mon je dokonce zákrytovádvojhvězda s trváním primárního minima 45 min. U novy XX Tau sepodařilo pozorovat změny jasnosti v periodě 5 d, které jsouvyvolány pohyby skloněného a výstředného akrečního disku kolembílého trpaslíka.

B. Schaefer vyšel z předpokladu, že pro výbuch rekurentní novyse musí nahromadit na povrchu bílého trpaslíka pokaždé stejnémnožství vodíku a na základě toho se odvážil předpovědět, žerekurentní nova U Sco vybuchne na jaře 2009 (s chybou ± 1 rok)a nova T Pyx v r. 2052. H. Yang aj. studovali korejské kroniky,obsahující záznamy o astronomických úkazech za poslední dvětisíciletí. Nalezli v nich údaje o dvou zjasněních symbiotickédvojhvězdy R Aquarii, vzdálené od nás 270 pc a obklopenérozpínající se emisní mlhovinou, v letech 1073 a 1074 n.l. Hvězdatehdy dosáhla -5 a -6 mag, takže šlo zřejmě o nepřehlédnutelnýúkaz.

O. Yaron aj. propočítali rozsáhlou síť modelů výbuchů nov prorozličné parametry. Přitom ukázali, že pokud je tempo přenosuvodíku do slupky na povrchu bílého trpaslíka mimořádně nízké(kolem 5.10-13 M/r), dojde nakonec k obřímu výbuchu hvězdys amplitudou přes 20 mag (!!) díky zvýšení svítivosti bíléhotrpaslíka nad Eddingtonovu mez svítivosti (nejvyšší zářivývýkon, který může přenést do volného kosmického prostoru kulováslupka plynu v hydrostatické rovnováze na povrchu hvězdy; přivyšší svítivosti se slupka začne rozpínat), což pak vedek odvržení rekordně vysokého množství hmoty do prostoru: 7.10-4M. Netřeba dodávat, že nic takového nebylo v historii sledovánínov nikdy pozorováno.

2.6.2. Fyzické proměnné

Obsáhlou práci o dlouhodobém vývoji světelné křivky a spektraPolárky od r. 1844 do současnosti uveřejnili D. Turner aj.Autoři mj. zjistili, že nejstarší soustavná pozorování změnjasnosti Polárky očima vykonával od r. 1844 J. F. J. Schmidt(1825-1884) v Olomouci, což se nyní podařilo zhodnotit.Proměnnost Polárky byla totiž objevena teprve v letech 1852-57.Během celého sledovaného období rostla perioda pulsací (3,97 d)této nejjasnější a nejbližší (132 pc) klasické cefeidy v průměruo 4,5 s ročně. Nicméně v letech 1963 a 1966 se poloměr hvězdyzmenšil o 0,6 promile a perioda pulsací se přitom skokemzkrátila. Až do r. 1963 byla celkový rozkmit pulsací Polárkyvětší než 0,1 mag, ačkoliv i tehdy se sekulárně zmenšoval tempem0,02 mag/století. V letech 1963-66 nastal však velký poklesamplitud a od té doby až dosud nepřekročila perioda pulsacíamplitudu 0,05 mag. Podle citovaných autorů pozorujemev současnosti historicky první přechod Polárky pásmem nestabilityv diagramu HR. Nicméně I. Usenko aj. zjistili ze spekter,pořízených v letech 1994 a 2001-04, že efektivní teplota Polárkynepatrně vzrostla z 5 970 K na 6015 K a dále, že změna amplitudya periody oscilací se dá nejlépe vysvětlit přítomností druhésložky dvojhvězdy, která kolem Polárky obíhá v periodě cca 30let. Jelikož perioda oscilací odpovídá I. harmonickému módu,autoři tvrdí, že jde již o třetí, resp. pátý přechod Polárkypásmem nestability v diagramu HR...

D. Busazi aj. využili přesných měření jasnosti Altaira(0,8mag; sp. A7 IV-V; 7,6 kK; 1,6 R; 1,75 M; vzdálenost 5,1pc; rotační rychlost 250 km/s; zploštění 1,14) družicí WIREkoncem r. 1999 k odhalení oscilací jasnosti, které ukázaly, žetato jasná hvězda patří mezi trpasličí cefeidy typu delta Scta nachází se právě nyní v pásmu nestability diagramu HR. Altairjeví alespoň 7 modů oscilací s periodami 0,02 –0,3 d. Podle J.Suaréze aj. je rychlá rotace trpasličích cefeid obecnýmpravidlem, takže proměnné hvězdy tohoto typu jsou silnězploštělé.

R. Smolec studoval závislost Blažkova efektu pro proměnnéhvězdy typu RR Lyrae na jejich metalicitě. Efekt, objevený S.Blažkem již v r. 1907, se projevuje cyklickými změnami tvarua amplitud světelných křivek pro proměnné zmíněného typu, kterépulsují v základním módu. Využil k tomu obsáhlé statistikypozorování světelných křivek hvězd RR Lyr ve Velkém Magellanověmračnu, které byly získány jako vedlejší produkt při hledánígravitačních mikročoček OGLE a MACHO. Mezi tisíci proměnnými RRLyr nalezl stovky případů Blažkova efektu, jenž je nejvýraznějšípro pulsní periody kratší než 0,6 d. Jeho velikost, podobně jakozářivý výkon hvězd RR Lyr, jsou nepřímo úměrné jejich metalicitě.Příčina efektu však zůstává i po století od jeho objevu stálezáhadou.

L. Crauseová aj. se zabývali určením vzdálenosti záhadné proměnnéhvězdy V838 Mon pomocí měření vývoje úhlových rozměrů světelnéozvěny mezi květnem 2002 a prosincem 2004. Obdrželi takvzdálenost 9 kpc a poloměr prachové obálky hvězdy 5 pc. Hvězda setedy nachází ve vzdálenosti 17,5 kpc od centra Galaxie a 650 pcnad hlavní rovinou Galaxie. Zcela odlišnou polohu objektu všakodvodil P. Carlqvist z fotogenických snímků světelné ozvěny,pořízených HST. Na nich je podle autora patrná "dvojitá spirála"vláken zakroucených magnetickým polem. Odtud však obdrželvzdálenost V838 Mon pouze 2,4 kpc!

Jak uvedl T. Lawlor, klíčová hodnota vzdálenosti objektu odnás, na níž závisí veškerá další interpretace úkazu, je mimořádněnejistá: od 0,8 do 10 kpc! On sám si myslí, že hvězda předvýbuchem byla bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,7 M, jenž se ohřáltepelným impulsem na 50 kK, čímž svým vyzařováním zvýšil přenoshmoty z průvodce a dosáhl hmotnosti 1 M. Následkem toho začalove slupce bílého trpaslíka překotně hořet helium, což v prvnífázi zvýšilo jasnost bílého trpaslíka z 16 mag cca o 5 mag běhemněkolika týdnů a pak ve druhé fázi o další 3 mag za jediný den- to výborně odpovídá pozorování. V maximu pak svítil jako 100tis. L. Po tomto maximu však teplota vzniklého znovunarozeného(vele)obra rychle klesala až na 2,3 kK, což odpovídalo spektruM III a v říjnu 2002 dosáhla minima 1,3 kK, tedy spektra L I.I když fenomenologicky jde o zajímavý model, ostatní autoři honepotvrdili. Zdá se, že většina prací je spíše ve shodě s modely,které vycházejí z citované rekordní vzdálenosti kolem 9 kpca z předpokladu, že jde fakticky o velmi hmotnou mladoudvojhvězdu. Například U. Munari aj. soudí, že vybuchnuvší hvězdao hmotnosti až 65 M je stará jen asi 4 mil. roků a prodělalatermonukleární explozi ve slupce v době, kdy díky postupujícímuvývoji hvězdy začal hořet uhlík v jejím nitru. Druhou složkoudvojhvězdy je pak hvězda o hmotnosti 7 M sp. třídy B3 V chudána kovy, která nebyla výbuchem nijak ovlivněna. Podle B. Laneaaj. je veleobr obklopen diskem o poloměru 9 AU o teplotě 2,1 kKa molekulovým oblakem o poloměru 43 AU a teplotě 850 K, který přivýbuchu ztratil asi 0,1 M.

Dosti odchylné údaje o této dvojhvězdě však dostali R. Tylendaaj., který sice odhadl vzdálenost objektu rovněž na 9 kpc, alehmotnost primární složky buď na 5 M (v případě, že jde o hvězduještě před stádiem hlavní posloupnosti), anebo 8 – 10 M (pokudse již na hlavní posloupnosti nachází). Odtud pak vyplývá dvojímožné stáří soustavy, buď asi 300 tis. roků, anebo asi 20 mil.let. V obou případech je však soustava dosud obklopenamezihvězdným materiálem, z něhož dvojhvězda vznikla a právě naněm dochází ke světelné ozvěně. Prachová vrstva však není vůčivybuchlé složce rozložena kulově souměrně, nýbrž spíše jako"plát" prachu, skloněný pod úhlem 26° k zornému paprsku.V prosinci 2001 se obálka hvězdy nafoukla na poloměr 1,6 AU;v lednu 2002 se svítivost veleobra zvýšila na 80 tis. La opticky tenká obálka se rozepnula na 7 AU. Počátkem února 2002dosáhl výbuch hvězdy na hranici fotosféry, což spustilo masivnívýron hmoty až 0,6 M, rozepnutí hvězdy na poloměr přes 3 AUa zvýšení zářivého výkonu na 1 mil. L!

M. Rushton aj. zjistili pomocí infračervených spekter, žekřemíková a titanová zrníčka, vyvržená výbuchem v únoru 2002,se obloukem vracejí zpět do atmosféry chladného veleobra, což lzepatrně vysvětlit pádem planet nebo hnědých trpaslíků na veleobra.Koncem r. 2004 začala proměnná V838 Mon dramaticky slábnoutzejména v blízké infračervené oblasti spektra, takže zcelazmizely pásy TiO a VO. V optickém oboru její jasnost klesla na16 mag. Měření radiového záření objektu na frekvenci 43 GHzukázalo podle S. Deguchiho aj., že v únoru 2005 se v radiovémspektru objevila maserová čára SiO, která koncem dubna zesílilaa byla pozorovatelná ještě v září téhož roku. Z radiálnírychlosti čáry 54 km/s pak odvodili vzdálenost objektu od nás 7kpc.

R. Tylenda aj. upozornili na podobně záhadný výbuch hvězdyV4332 Sgr z února 1994, který se svým průběhem poněkud podobalvýbuchu V838 Mon. Také v tehdejším případě spektrum hvězdyv maximu připomínalo pozdního obra až veleobra sp. třídy K,teplota fotosféry po maximu klesala až na 750 K a interpretacejevu je nesnadná kvůli nejisté vzdálenosti v rozmezí 1,8 – 8,5kpc.

K. Davidson aj. pozorovali nápadnou změnu vzhledu emisních čarvodíku ve spektru proslulé svítivé proměnné éta Carinaeuprostřed r. 2003, který následoval po předchozím takovém úkazuna přelomu let 1997-98. Interval mezi těmito změnami 5,5 r podleautorů potvrzuje domněnku, že jde ve skutečnosti o dvojhvězdus takto dlouhou oběžnou dobou sekundární složky. Jelikož zmíněnáperiodicita nebyla zjištěna před r. 1940, domnívají se autoři, žehvězda se až nyní vzpamatovává z gigantického výbuchu před 160lety, při kterém vznikla hmotná mlhovina Homunculus a primárnísložka přišla v krátké době až o 2 M své hmotnosti.

Většina nápadných erupcí jasnosti hvězd dosud souviselas hmotnějšími hvězdami. Tím větším překvapením se stalopozorování gigantického zjasnění trpasličí hvězdy Gliese 3685A(13 mag; sp. dM4; 14 pc), které dle B. Welshe aj. zaznamenaladružice GALLEX 24. dubna 2004. Během pouhých 6 minut se hvězdazjasnila o 4 mag, přičemž světelná křivka vykazovala dvavrcholky. V maximech šlo o zářivé výkony milionkrát vyšší nežu běžné sluneční erupce! Musíme tedy jen doufat, že nic takovéhonepotká Slunce, protože vůbec netušíme, jaká může být příčina takneuvěřitelného zjasnění trpasličí hvězdy s hmotností podstatněmenší, než má Slunce.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

S. Jordan aj. objevili měřením kruhové polarizace světla pomocíFORS VLT ESO magnetická pole řádu 0,1 T u čtyř centrálníchhvězd planetárních mlhovin, což je navíc nezávisle ověřeno takéměřením polarizace radiového záření. To má závažný důsledek provysvětlení spíše osové než kulové souměrnosti tvaru mlhovin. Jezřejmé, že za osovou souměrnost jejich vzhledu může téměř jistěmagnetický dipól centrální hvězdy. J. Meaburn aj. popsalipravděpodobný etapový vznik blízké a rozměrné planetární mlhovinyHlemýžď (Helix = NGC 7293; Aqr; 213 pc). Centrální bílýtrpaslík, ozařující mlhovinu, má hmotnost 09 M a svítivost 100L při teplotě 117 kK. Je doprovázen průvodcem sp. dMe, který jeodpovědný za tvrdé rentgenové záření v toroidu kolem bíléhotrpaslíka. Vnitřní plynná obálka mlhoviny se rozpíná rychlostí12 km/s, ale bipolární rozpínání probíhá dvojnásobnou rychlostí.Radiální "pulci", zobrazení HST, jsou chvosty kometárníchglobulí, jejichž "hlavy" se vypařily působením ultrafialovéhozáření. R. Ciardullo aj. ukázali, že centrální hvězda "úspěšné"planetární mlhoviny musí mít hmotnost alespoň 0,6 M. K tomu senejvíce hodí těsné dvojhvězdy, jako např. tzv. modří loudalové(angl. blue stragglers), kteří vznikají splynutím těsnédvojhvězdy, ale zachovávají si dvě hvězdná jádra.

A. Kanaan aj. využili údajů z projektu celosvětového dalekohleduWET k asteroseismickému pozorování bílého trpaslíka BPM 37093(typ ZZ Cet) v letech 1998-99. Dostali hmotnost bílého trpaslíka1,1 M při teplotě 12 kK, když nalezli díky rychlé fotometrii na6 observatořích jižní polokoule oscilace s amplitudou až 0,004mag. Odtud získali rámcové údaje o struktuře nitra tohoto bíléhotrpaslíka. Podle T. Metcalfa aj. obsahuje trpaslík krystalickéjádro, složené z jader atomů uhlíku ("obří diamant vevesmíru"), tvořící asi 90% hmotnosti bílého trpaslíka. Autoři sedomnívají, že takovými diamantovými krystaly jsou všichni bílítrpaslíci s hmotností vyšší než 1,0 M. Tyto práce všakkritizovali P. Brassard a G. Fontaine, kteří z téhož pozorovacíhomateriálu odvodili nižší relativní hmotnost krystalu v rozmezí32 – 82 % hmotnosti bílého trpaslíka. Nejistota vyplýváz neznalosti chemického složení nitra bílých trpaslíků, takžedomněnka o krystalizaci zůstává pouhou spekulací.

T. Strohmayer objevil pomocí družice Chandra, že oběžná doba párubílých trpaslíků RX J0806+1527 (21 mag; Cnc; oběžná doba 5,4min; vzdálenost složek 80 tis. km; vzdálenost od nás 500 pc) sezkracuje o 1,2 ms za rok, čili že vzdálenost mezi složkami klesáo 25 mm za hodinu. Domníval se, že příčinou těchto změn jevyzařování gravitačních vln, které z této dvojice činípotenciálně nejsilnější zdroj gravitačního záření na pozemskéobloze. Vzápětí však T. Marsh a G. Nelemans ukázali, žezkracování oběžné doby je vyvoláno přenosem momentu hybnosti mezirotujícím silně magnetickým bílým trpaslíkem a jeho oběžnoudrahou; v tomto konkrétním případě je tento efekt o řádvýznamnější než efekt gravitačního vyzařování.

M. Barstow aj. pozorovali spektrum bílého trpaslíka Sirius B(25 kK; 0,98 M; 0,0084 R; vzdálenost 2,6 pc) pomocíspektrografu STIS HST. Bílý trpaslík a Sirius A kolem sebeobíhají v periodě 50 let po silně výstředné dráze (e = 0,59)s posledním průchodem periastrem v r. 1993. Ze spekter vyšla nováhodnota gravitačního červeného posuvu na povrchu bílého trpaslíka80 km/s, která vede k hmotnosti trpaslíka 1,02 M v uspokojivéshodě s dynamickým určením hmotnosti. J. Liebert aj. odhadlistáří Siria B na 240 mil. let a jeho původní hmotnost na 5 M.(Sirius A má 2,1 M a 1,7 R.) Jak uvádí J. Holberg, bylaextrémní hustota Siria B rozpoznána až v r. 1915, kdežto o 5 letdříve astronomové díky spektru, pořízenému W. Adamsem, odhaliliextrémní hustotu bílého trpaslíka 40 Eri B. Název "bílýtrpaslík" poprvé použil W. Luyten v r. 1922 a celosvětově hoprosadil o dva roky později A. Eddington.

M. Kilic aj. zjistili, že dva slabé modré objekty, které bylyobjeveny před 7 lety na snímcích HDF HST, jeví vlastní pohyb naúrovni 0,01″/r. To znamená, že nejde o vzdálené extragalaktickéobjekty typu AGN, ale o klasické bílé trpaslíky v halu našíGalaxie, vzdálené od nás typicky asi 500 pc. M. Monelli aj.využili kamery ACS HST k nalezení více než 2 tis. bílýchtrpaslíků v obří kulové hvězdokupě omega Centauri. Úhrnnáhmotnost hvězdokupy se odhaduje na 5 MM, takže ji lze faktickypovažovat i za miniaturní galaxii. Bílí trpaslíci se v ní jevíjako modré objekty 22 – 27 mag. v závislosti na svém stáří a tedyi stupni metalicity. Poskytují tak vodítko o vývoji hvězdokupyod doby jejího vzniku před 12 mld. let do současnosti.

B. Zhang a J. Gil objevili příležitostný radiový pulsar GCRTJ1745-3009 (Sco; 8,5 kpc) v pásmu 330 MHz s periodou 77,1 mina trváním impulsu 10 min. Podle názoru autorů se tak může chovatsilně magnetický rotující bílý trpaslík. Magnetické pole bíléhotrpaslíka o indukci řádu 100 kT zbrzdilo jeho rotaci následkeminterakce s magnetosférou pulsaru z původních několika minut navíce než hodinu.

S. Kepler aj. zjistili, že pulsující bílý trpaslík G117-B15A(typ ZZ Cet; rotační perioda 215 s) představuje dlouhodoběnejstabilnější hodiny. Za 31 let pozorování totiž dostali hodnoturelativního brzdění (4,3 ±0,8).10-15, zahrnující ovšem i vlivvlastního pohybu trpaslíka po obloze. Čistá změn rotačnírychlosti tak činí jen 3,6.10-15. V budoucnosti tak bude možnéodvodit i chemické složení nitra bílého trpaslíka.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Supernovou roku se stala supernova 2005cs, objevená W.Kloehrem, která vzplanula 27. června 2005 v galaxii M51(NGC5194; CVn; 8,4 Mpc) a v maximu dosáhla 14 mag. Ze snímků ACSHST pořízených před objevem se podařilo identifikovat v kupěmladých hvězd jejího předchůdce jako červenou hvězdu 24 mag,z čehož vyplývá, že šlo o červeného veleobra o hmotnosti jen 8M a absolutní hvězdné velikosti -5,8 mag, který vybuchnul jakosupernova třídy II. Družice Swift zaznamenala 6. července 2005v této galaxii krátký rentgenový záblesk s maximálním zářivýmvýkonem 3.1032 W, jenž by mohl pocházet od supernovy.

Nejbližší supernova severní polokoule za poslední půlstoletí2004dj v galaxii NGC 2403 (3,3 Mpc) dosáhla v maximu 11,2 maga již týden po maximu byla dle R. Beswicka aj. pozorovánav radiovém pásmu 5 GHz pomocí interferometru MERLIN. Jde o vůbecnejranější pozorování radiového záření supernovy třídy SN II-P.Vzápětí se dostavilo i její rentgenové záření; prostě typickápekuliární supernova trochu vynahrazuje zklamání, že předešlásupernova tohoto typu 1987A byla viditelná očima pouze napolokouli jižní.

Jak uvedli B. Sugerman aj., díky mohutné světelné ozvěně se dařípropátrat okolí supernovy 1987A do nevídaných podrobností.Všude ve vzdálenostech 0,3 – 9 pc se nachází prachové vrstvya bohatě strukturovaná bipolární plynná mlhovina. V mlhovině sedá rozlišit řada nápadných útvarů: vnitřní a vnější válcovéhodinové sklíčko, Napoleonův klobouk, vnější burský oříšek (2,5xprotáhlejší v polárním směru než podél rovníku) severní a jižníkoncentrický prstýnek a excentrický rovníkový prsten. Hmotnostmlhoviny odhadli na 1,7 M. Původní červený veleobr ztrácelročně asi 5.10-6 M, ale těsně před výbuchem supernovy seproměnil v modrého veleobra spektrální třídy B3 I o teplotě do18 kK, svítivosti 100 kL a poloměru 43 R. Na místě výbuchuse však dosud nepodařilo najít žhavý bodový zdroj - vlastníneutronovou hvězdu, popř. pulsar.

S. Zhekov aj. shrnuli nejnovější sledování cirkumstelárníhookolí supernovy 1987A v rentgenovém pásmu pomocí družiceChandra. První optická horká skvrna ve vnějším prstenu seobjevila již v r. 1995, ale během následující dekády se prstenzměnil v nádherný zářivý náhrdelník. Od října 1999 se prstenzačal zvýrazňovat také v rentgenovém pásmu a do konce r. 2004 sezjasnil o řád. Jeho teplota však přitom klesala z 26 MK na 4 MK.Rentgenově zářící plyn se rozpíná pomalu rychlostí jen 530 km/s,zatímco opticky zářící plyn expanduje zhruba čtyřikrát rychleji.Celý úkaz je vyvolán rázovou vlnou po výbuchu supernovy, kterápostupuje prostorem o dva řády pomaleji než elektromagnetickézáření. Podle S. Parka aj. se kolem supernovy šíří dvě různérázové vlny - rychlá, jež se projevuje tvrdým rentgenovým zářeníma zbrzděná, která září v měkkém rentgenovém pásmu. Právě tatozbrzděná vlna nyní dosáhla hlavní oblasti plynné cirkumstelárnímlhoviny a stává se hlavním zdrojem její vybuzení.

R. Manchester aj. využili radioteleskopu ATCA na vlnové délce 12mm k radiovému zobrazení celého úkazu s rozlišením 0,45″.Zatímco celkový obraz oblasti se shoduje s optickým a rentgenovýmsnímkem, v podrobnostech se obrazy liší. Na radiovém snímku jsoupatrné jak hlavní rázová vlna, tak také zpětný ráz a zejménanesouměrnost vlastního výbuchu. Podle N. Smitha aj. má tentozpětný ráz svítivost 15 L a zpátečním směrem nyní proudí asi0,002 M/r, což je tempo 4x vyšší než v r. 1997.

A. Pastorello aj. zjistili velkou podobnost ve vzhledu spektramezi supernovami 1987A a 1998A v galaxii IC 2627 (Crt; 30 Mpc).Supernova 1998A však byla podstatně svítivější, neboť jejípředchůdce měl hmotnost 25 M (proti 20 M u SN 1987A)a poloměr 85 R. Z toho důvodu vyvrhla supernova v souhvězdíPoháru celkem 22 M (proti 18 M) a více izotopu56Ni - 0,11M (0,075 M). Vyzářila celkem čtyřikrát více energie- 6.1044 J oproti supernově ve Velkém Magellanově mračnu.

Pozůstatek po Keplerově supernově z r. 1604 (Oph) se rozpínárychlostí 2 000 km/s a vnější okraj plynné bubliny dosáhlpoloměru 2 pc. P. Ruizová-Lapuentová aj. nalezli pomocí WFPC2 HSTrychle letící hvězdu spektrální třídy G1 V, která byla průvodcemTychonovy supernovy z r. 1572 (Cas; 3 kpc). Vzdaluje se odpozůstatku po ní, protože při výbuchu ztratila příslušnougravitační vazbu.

F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS záření gamav pásmu 0,8 – 10 TeV, přicházející od pozůstatku RX J1713-3946(Sco; 900 pc) supernovy z r. 393 n.l. Odtud odhadli hmotnostpředchůdce na 14 M, tj. šlo o supernovu třídy II. Týmžpřístrojem také nalezli záření gama v pásmu 0,2 – 10 TeVv radiové mlhovině kolem pulsaru J1747-28 (Sgr; 8,5 kpc).Zářivý výkon v tomto pásmu činí 2.1027 W, což je polovinazářivého výkonu pulsaru v Krabí mlhovině. Podobně objevili slabýzdroj záření gama od pozůstatku po supernově RX J0852-46 (Vel).Naproti tomu se jim nezdařilo najít záření gama od historickynejjasnější supernovy z r. 1006 (Lup; 2 kpc). V každém případěje však poměrně překvapující, že od 17. stol. nevybuchla v našíGalaxii žádná pozorovatelná supernova, ačkoliv z nejrůznějšíchsrovnání vychází, že četnost samotných supernov II. třídy(závěrečné stádium vývoje hvězd hmotnějších než cca 8 M) byměla v naší Galaxii činit minimálně jeden úkaz za 150 roků.

R. Foley aj. zkoumali pomocí spektrografu u Keckova teleskopučasový vývoj optického spektra supernovy 1997ex (z = 0,36),kde by se už měl projevit vliv dilatace času v porovnánís podobnými supernovami v našem okolí. Pro toto srovnání použilivývoj spektra blízké supernovy 1998bw (z = 0,085), která mělana sestupné části spektrální křivky dva dobře definované hrbolkyv 18,3 a 22,7 dne po maximu. Tytéž hrboly v časech 24,9 a 30,95dnů po maximu vykazuje i zmíněná vzdálenější supernova, což velmidobře odpovídá dilataci času podle vztahu t0 = t/(1 + z),kde t0 je lokální interval času a t je naměřená hodnotačasového intervalu pro objekt s červeným posuvem z. Výsledekpřepočtu na lokální intervaly pak dává hodnoty 17,0 a 18,0 dnů,což prakticky vylučuje domněnku, že červený posuv je způsoben"únavou" světla.

S. van den Bergh aj. klasifikovali 604 supernov v cizíchgalaxiích různých typů, z toho 212 supernov, které vzplanulyv letech 2003-04. Supernovy třídy Ia s prototypem 1991bg senejčastěji vyskytují v galaxiích typu E a E/Sa; s prototypem1991T pak v přechodných typech galaxií. Supernovy třídy IIpřevládají v raných typech galaxií. Supernovy tříd Ibc a II majívesměs velmi hmotné předchůdce. Pravou továrnou na supernovylze nazvat galaxii M83 (NGC 5236; Hya; 4,7 Mpc), v nížvzplanulo již 6 supernov (1923, 1945, 1950, 1957, 1968 a 1983),jež v maximu dosáhly 12,5 – 15 mag.

G. Meyner a A. Maeder spočítali rozsáhlou síť vývojovýchmodelů rotujících velmi hmotných (>20 M) hvězd s různoupočáteční metalicitou (Z v rozmezí 0,004 – 0,04, přičemž mezníhodnoty odpovídají situaci v Malém Magellanově mračnu a v centruGalaxie). Tyto hmotné hvězdy dosti brzy vstoupí do fázeWolfových-Rayetových hvězd a minimální hmotnost pro tento přechodse snižuje s rychlostí rotace. Rychlost rotace však nepřímoúměrně závisí na metalicitě hvězdy, protože rostoucí metalicitamá za následek vyšší tempo ztráty hmoty během hvězdného vývoje.Obecně z toho plyne, že typické hvězdy WR rotují pomalus obvodovou rychlostí na rovníku asi 50 km/s; jedině při velminízké metalicitě hrozí hvězdě dokonce roztržení odstředivousilou. Příkladně hvězda se Z = 0,04 a počáteční hmotností>50 M skončí jako supernova s hmotností 5 – 7,5 M. Pokud všakmá Z = 0,004, tak je její hmotnost 17 – 29 M. Výsledek velmidobře souhlasí s pozorovanou četností supernov Ib/Ic vůčisupernovám třídy II.

K. Kohri aj. se vrátili k řešení kardinálního problému teoriesupernov II. třídy, na který upozornili již S. Colgate a R.White v r. 1966, když počítali hroucení hmotné hvězdy, kterápředešlými termonukleárními reakcemi dospěla k vytvořeníželezného jádra: následná exploze se totiž zastaví dříve, neždojde k výbuchu supernovy! Problém spočívá v tom, že vnějšívrstvy hvězdy se sice řítí volným pádem na železnou peckuv jádře, ale kvůli velkému momentu hybnosti utvoří akreční disk,který krouží kolem pecky a zabrzdí rázovou vlnu, postupujícísměrem ven. Podle novějších výpočtů mohou tento akreční patúdajně rozlousknout neutrina, která odnášejí přebytečný momenthybnosti v podobě hvězdného větru o energii až 1044 J. Tím sepro vhodně vyladěné parametry exploze daří obnovit rázovou vlnua v akrečním disku proběhne kýžené slučování těžkých prvků odmědi po uran procesem r (rychlé zachycování neutronů), takžesupernova doopravdy vybuchne, jenže pořád se neví, zda jsouzmíněné modely dostatečně realistické.

B. Fields aj. si všimli, že v zemské kůře pod dny oceánů senachází 100x větší koncentrace radioaktivního izotopu 60Fes poločasem rozpadu 2,2 Mr, jakož i přebytek manganu. To lzevysvětlit tím, že zhruba před 3 mil. let vybuchla v našem okolíve vzdálenosti 15 –120 pc supernova. Pokud je tato domněnkasprávná, měl by se v téže vrstvě najít také přebytek 182Hfa 244Pu, takže nejlepší cestou k poznání chemického složenínitra supernov by se stala výprava na dno pozemských oceánů.

(Pokračování)

Tvorca HTML: Richard Komžík

Jiří Grygar

| Zdroj: Psáno pro Kozmos 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
Týden s vesmírem 18
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 13
Ilustrační foto...
Stručně z kosmonautiky XXXIII
Ilustrační foto...
Hubble a další snímek V838 Mon
Ilustrační foto...
STS-126 Endeavour: Průběh mise
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