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 objevu 1999 -- díl třetí

Hvězdný vesmír, extrasolární planety, hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy, proměnné hvězdy, fyzické proměnné, novy a kataklyzmické proměnné, symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy, planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, supernovy a jejich pozůstatky.

Ilustrační foto...2. Hvězdný vesmír
2.1. Extrasolární planety
Objevování exoplanet se stalo bezmála rutinou, a tak bychom sesnad ani neměli divit, že již vznikají nápady, jak pozorovatpřirozené družice (měsíce) exoplanet. P. Sartoretti a J.Schneider oprášili návrh O. Struveho z roku 1952, abychomexoplanety objevovali při jejich přechodech (transitech) přeshvězdný kotouč. Tak například pozorování přechodů Jupiteru přessluneční kotouč z některé sousední hvězdy by se projevilooslabením jasnosti Slunce o dnes již snadno měřitelné 1 procento. Pokudmá takový "exojupiter" větší družici, dostaneme další proměnnéa měřitelné zeslabení jasnosti, či případně se poněkud posunedoba přechodu vlivem oběhu exoplanety kolem barycentra soustavyexoplaneta-měsíc. Při současné zaručené přesnosti fotometrie na0,004 mag lze objevit exoplanety o hmotnosti Jupiteru u hvězdspektrálních tříd F-G a o hmotnosti Neptunu u tříd K-M.

Zatím se G. Henrymu aj. podařilo fotometricky zaznamenat přechodexoplanety u hvězdy HD 209458 = BD+18 4917 v souhvězdí Pegasasp. třídy G0 V (V = 7,65; d = 47 pc; stáří 4,5 mld. roků),kolem níž obíhá exoplaneta s minimální hmotností 0,6 MJv oběžné době 3,52 dne v průměrné vzdálenosti pouhých 0,05 AU.Počátkem listopadu 1999 zaznamenali pokles jasnosti mateřskéhvězdy o 0,017 mag přesně ve fázi, odpovídající orbitálnímelementům exoplanety, odvozeným z křivky radiálních rychlostío poloamplitudě 81 m/s. Odtud mohli určit poloměr exoplanety na1,3 RJ, což dává mimořádně nízkou hustotu exoplanety pouhou 1/5hustoty vody v pozemských podmínkách! Další přechody exoplanetypozorovali R. Rebolo aj., R. Street aj., D. Charbonneau a T.Brown jakož i E. Poretti ještě v průběhu v listopadu. Zeslabeníjasnosti hvězdy dosahovalo v průměru (0,025 +/- 0,004) mag a trvalovždy až 3 hodiny. Odtud se podařilo určit sklon dráhy k rovině kolména zorný paprsek 87o a zpřesnit hodnotu oběžné periody na3,52474 dne. Tak se navíc podařilo N. Robichonovi a F. Arenouovizpětně dohledat 5 přechodů, zaznamenaných družicí HIPPARCOS mezidubnem a listopadem 1991, potvrzujících pokles jasnosti hvězdyběhem úkazů o 2,3 %. Nejnovější měření přechodů W. Boruckim aj.ukázalo, že exoplaneta má rozsáhlou atmosféru, což vedlok redukci poloměru vlastní planety a ke zvýšení odhadu jejíprůměrné hustoty na 40 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

Poněkud sporná se ukázala sdělovacími prostředky oslavovanáměření A. Camerona aj., týkající se pozorování proměnné jasnostihvězdy tau Boo, jež je doprovázena exoplanetou s minimálníhmotností 3,9 MJ ve vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Autoři totižtvrdili, že se jim podařilo 4,2m reflektorem WHT odhalit světloexoplanety, odrážené od hvězdy směrem k Zemi, ale patrně šlopouze o chybnou kalibraci přístroje.

Překvapivě citlivou metodou pro nalézání exoplanet se stáváfotometrické sledování gravitačních mikročoček ve výdutiGalaxie, jak už jsem o tom referoval loni. Podle R. Di Stefanovéa R. Scalza lze tak poměrně spolehlivě nalézt exoplanetys hmotností větší než má planeta Uran a vzdáleností od mateřskéhvězdy větší než 2,7 AU. Autoři soudí, že při soustavném úsilí bytak bylo možné zaznamenat až půltuctu vzdálených exoplanet ročně.Tento výpočet byl potvrzen pozorováními D. Benneta aj., kteřísledovali gravitační mikročočku MACHO-97-BLG-41 a zjistili, žehvězda v pozadí, zesílená po plných 100 dnů mikročočkou, jefakticky dvojhvězda, kolem jejíhož těžiště obíhá exoplaneta.Trpasličí hvězdné složky o hmotnostech 0,6 a 0,16 Mo majíspektrální třídy K a M a exoplaneta obíhající kolem nich máhmotnost (3,5 +/- 1,8) MJ. Složky dvojhvězdy jsou navzájemvzdáleny 1,8 AU, kdežto exoplaneta plných 7 AU od těžištěsoustavy. Celý systém je od nás vzdálen 6 kpc.

Na počátku roku 1999 bylo již známo 18 exoplanet a další přibývalyv průběhu roku, jak naznačuje malá tabulka.

                   Tabulka přírůstků exoplanet___________________________________________________________Hvězda       Sp     M_e  a (AU)   e    per    Poznámky___________________________________________________________HD 195019  G3 V/IV  3,5  0,14   0,03 18,3 dHD 217107  G7 V     1,3  0,07   0,14  7,1 dyps And    F8 V     0,7  0,06   0,0   4,6 d  hvězda 1,3 Mo                    2,0   0,83  0,23  241 d  3Lo; d=13,5 pc                    4,1   2,50  0,30 1269 d  stáří 2,6 mld. HD 168443           5,0  0,29   0,55   58 d  dvojhvězdaHD 210277           1,3  1,12   0,45  437 d  osamělá hvězda iota Hor G0 V       2,0  0,93   0,16  320 d  hvězda 1,03 Mo____________________________________________________________
Obvykle se uvádí, že hvězda upsilon And je prvním případemmimosluneční planetární soustavy, což však platí jen, pokud seomezujeme na hvězdy hlavní posloupnosti. Vůbec prvníexoplanetární soustavu nalezli radioastronomové A. Wolszczan aj.v roce 1992 přesným měřením variací příchodu impulsů 6,2 mspulsaru B1257+12, kde prokázali existenci alespoň tří exoplanets hmotnostmi srovnatelnými s hmotností Země; mateřskou hvězdou jev tom případě ovšem zhroucená neutronová hvězda. Naproti tomu M.Konacki aj. sledovali změny příchodu impulsů od radiového pulsaruB0329+54 v letech 1994-98 a existenci exoplanet odtud potvrditnedokázali; spíše jde o nepravidelnosti rotace teprve 5 milionůlet staré neutronové hvězdy.

G. Gonzales si všiml, že hvězdy ve slunečním okolí, u nichž jižbyly prokázány exoplanety, jsou vesměs bohatší na těžší prvky(tzv. kovy) v porovnání se Sluncem. Zatím nejrozsáhlejší programsystematického hledání exoplanet metodou variací křivekradiálních rychlostí rozvinuli u I. Keckova dalekohledu S. Vogtaj. Pomocí ultrapřesného spektrografu HIRES hledají exoplanetyu 500 Slunci příbuzných hvězd ve vzdálenostech 20-60 pc odSlunce. Předběžně našli už čtyři hvězdy, které mají každá alespoň dvěexoplanety. Rozmezí hmotností exoplanet, jež se většinouvyznačují velmi výstřednými drahami, začíná pod 1 MJ a sahá ažk maximu kolem 10 MJ, kde už začínají hnědí trpaslíci. Koncemroku 1999 tak bylo celkem objeveno již 28 exoplanet.

2.2. Hnědí trpaslíci
M. Zapatero Osorio aj. ohlásili objev přechodného objektu mezihnědými trpaslíky a obřími exoplanetami v kupě kolem hvězdyS Ori. Objekt o magnitudě I = 20,5 klasifikovali jako sp. tříduL 1,5 o hmotnosti (0,015 +/- 0,005) Mo a klasifikaci potvrdiliobjevem čar neutrálního lithia v jeho atmosféře. Stáří kupy seodhaduje na 1 až 5 milionů let. S. Leggett aj. zjistili na základěinfračervené fotometrie z IRTF na Havaji, že prototyp hnědýchtrpaslíků Gl229B má hmotnost 25 MJ, efektivní teplotu 900 Ka stáří 0,5 miliardy let. J. Kirpatrick aj. potvrdili pomocíspekter z Keckova teleskopu, že objekt GD 165B je vskutkuhnědým trpaslíkem spektrální třídy L, neboť nemá pásy TiO, alezato obsahuje pásy FeH a CrH při efektivní teplotě fotosféry1900 K. Titíž autoři uvedli, že při "dvoumikronové" přehlídce2MASS nalezli na ploše 371 čtverečních stupňů celkem 20 novýchobjektů spektrální třídy L, takže celkový počet rozpoznanýchhnědých trpaslíků tak rázem stoupl čtyřikrát. J. Gizis aj.využili téže přehlídky k vyhledávání hnědých trpaslíků v otevřenéhvězdokupě Hyády, jejíž stáří se odhaduje na 625 milionů let.Žádní hnědí trpaslíci však nalezeni nebyli, což svědčío skutečném deficitu objektů s hmotností 0,06 až 0,08 Mo v tétohvězdokupě.

G. Basri a E. Martín zjistili, že objekt PPl 15 v Plejádách jetvořen dvojicí hnědých trpaslíků s oběžnou dobou 5,8 dne,obíhajících po výstředné dráze s excentricitou 0,42 ve střednívzdálenosti 0,03 AU. Každá složka má hmotnost asi 65 MJa v jejich spektru jsou vidět čáry lithia. D. Koerner aj. nalezlidvojhvězdy, tvořené trpaslíky třídy L, vzdálené od nás od 18 do26 pc. Jedna z nich je tvořena trpaslíky spektrální třídy L7, cožje zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Složky dvojhvězdjsou vždy stejně jasné a jejich minimální vzájemná vzdálenost sepohybuje v rozmezí 5 až 9 AU. Zdá se, že obdobné soustavy jsou vevesmíru běžné; rozhodně je jisté, že alespoň třetina trpaslíkůM vykazuje průvodce ve vzdálenostech 3 až 30 AU.

G. Fritz Benedict aj. hledali pomocí pointeru HST substelárníprůvodce u blízkých trpaslíků - Proximy Centauri (V645 Cen)a Barnardovy hvězdy, jejichž paralaxy pí činí po řadě 0,772"(1,295 pc) a 0,545" (1,835 pc). U Barnardovy hvězdy je vyloučenprůvodce s hmotností >1 MJ s oběžnou periodou >60 dne, kdežtou Proximy s hmotností >0,8 MJ s oběžnou periodou v rozmezí1 až 1000 dne. Hmotnost Proximy Centauri činí 0,11 Mo.

K obdobnému závěru dospěli M. Kürster aj. na základě přesnýchměření radiálních rychlostí Proximy po dobu 4 let. Dostali hornímeze pro průvodce v rozmezí 1,1 až 22 MJ pro oběžné doby0,75 až 3000 d a velké poloosy 0,008 až 2 AU. Nepotvrdili takúdajnou existenci průvodce ve vzdálenosti 0,4 AU od Proximy, jaknaznačovaly ojedinělé snímky HST.

Loni přišel B. Hansen s názorem, že právěbéžoví trpaslíci mohou představovat větší část skryté hmotyv intergalaktickém prostoru, jak o tom svědčí statistikagravitačních mikročoček ve směru k Velkému Magellanovu mračnu.

2.3. Prahvězdy
Proslulý snímek temných "sloních chobotů" v Orlí mlhovině(M16) v souhvězdí Hada, pořízený před čtyřmi lety HST, doslovaobletěl svět. Rozbor snímku nyní prokázal, že Orlí mlhovina je odnás vzdálena 2,0 kpc, a obsahuje přes 70 hvězdných zárodků-- emisních plynných globulí. Tmavé "prsty" na okrajích chobotůjsou docela studené o teplotě jen 60 K, ale jejich hmotnostdosahuje až 60 Mo. V některých případech se z prstů jižzrodily hvězdy, mladé 250 tisíc až 3 miliony let.

S. Stahler aj. studovali vznik hvězd s hmotnostmi 2 až10 Mo,které se tvoří uvnitř mračen ionizovaného vodíku splývánímlehčích hvězd v centru mračen. Kvazistatické hroucení těchtozárodků vede pak ke vzniku velmi raných Herbigových hvězd. A.Natta aj. zjistili, že Herbigovy hvězdy lze rozčlenit na typHBe s hmotností přes 5 Mo, obklopené dutinami bez prachua plynu, kdežto u typu HAe s hmotností pod 5 Mo jsou hvězdyvnořeny do klasických cirkmustelárních disků, podobně jakou velmi raných proměnných typu T Tau. Hmotnosti těchto hvězd sepohybují v rozmezí 0,25 až 1,0 Mo a zatím jich známe na 300.Podle R. Mathieua aj. jde o typické hmotnosti hvězd před vstupemna hlavní posloupnost.

Celkový scénář vývoje hvězd začíná podle téhož autora rozpademobřího molekulového mračna s hmotností 104 až 106 Mo, typickýmirozměry 10 až 100 pc a teplotou 10 K na zárodečná hvězdná jádravodíkových molekul. Poměrně protáhlá jádra dosahují hmotnostíněkolikanásobku Mo v oblasti o průměru 0,1 pc a hustoty až1011 molekul vodíku v krychlovém metru. Magnetická polev jádrech se pohybují na úrovni 5.10-9 T.

Doklady o existenciprahvězdy přinesli P. André aj. pozorováním mikrovlnného zářenízdroje 04191+1522 v molekulovém mračnu TMC v Býku. Prahvězdnéjádro dosahuje zářivého výkonu 0,15 Lo a dosud v něm probíhádisociace vodíkových molekul. Je obklopeno prachem o teplotě12 K.

S. Kurtz aj. se zabývali vznikem velmi hmotných hvězd nad 10 Mov horkých molekulových jádrech a ukázali, že fáze gravitačníhosmršťování trvá v tom případě více než 104 roků a vede k tvorběhvězd tříd O a B, které vesměs značně interagují se svými okolím.Empirický doklad o vzniku hmotných hvězd v mlhovině 30 Doradusve Velkém Magellanově mračnu podala kamera NICMOS HST, kdyžodhalila tisíce mladých hmotných hvězd v mlhovině o lineárnímprůměru 185 pc. Hvězdy jsou ukryté v rozsáhlých prachoplynovýchobalech, takže nebyly pozorovatelné kamerou WFPC2, ale zato jsouvidět v infračerveném oboru. Je zřejmé, že v mlhovině (patří k níi známá supernova 1987A) probíhá před našima očima překotnátvorba velmi hmotných hvězd.

F. Palla a S. Stahler prozkoumali celou oblast zárodečnýchmlhovin v Orionu, kde určitě probíhá vznik hvězd přímo přednašima očima. Napočítali na 900 prahvězd o stáří do 2 milionů lets hmotnostmi v rozmezí 0,1 až 6 Mo. Ke vzniku hvězd začalodocházet teprve před řádově 107 lety a tempo vznikání sepostupně zvyšovalo. Rané hvězdy třídy O o hmotnostech30 až 50 Mo v konfiguraci typu Trapez tak dokázaly vyčistit svéokolí až do vzdálenosti několika parseků. Na krychlový parsek tamdnes připadá 2.103 až 2.104 hvězd! Rané hvězdy spektrální třídy O jsou velmi často fakticky těsné (spektroskopické) dvojhvězdy.

Podobnou zárodečnou kupu představuje též mlhovina NGC 3603v souhvězdí Lodního kýlu, vzdálená od nás 7 kpc, o úhrnnésvítivosti 107 Lo. Obsahuje přinejmenším 6 velmi hmotných hvězd, každá s hmotností 50 Mo.

2.4. Hvězdná astrofyzika
T. Henry aj. ověřovali vztah hmota-svítivost pro dolní částlinie hlavní posloupnosti v rozmezí hmotností hvězd0,08 až 0,20 Mo pomocí měření z HST. Odvodili odtud prorozhraní mezi hvězdami a hnědými trpaslíky kritickou hmotnostv rozmezí 0,074 až 0,082 Mo. F. Bakamura a M. Unemura studovalirozmezí hmotností hvězd III. populace (I. generace) a zjistili,že tyto hvězdy měly minimální hmotnost 3 Mo a maximální16 Mo. M. Albrow aj. využili měření průběhu zjasněnígravitační mikročočky MACHO 97-BLG-28 k prvnímu určení průběhuokrajového ztemnění touto metodou, a to na kotoučku obří hvězdysp. třídy K2, vzdálené od nás 8 kpc.

V roce 1992 zavedli P. Lenzuni, D. Chernoff a E. Salpeter novýpojem: béžoví trpaslíci. Jde o velmi málo hmotné bílé trpaslíkyv rozmezí 0,1 až 0,3 Mo, na něž ročně dopadá "nekovový" materiáltempem 10-9 až 10-7 Mo. Pak je vnější atmosféra takových bílých trpaslíků opticky průhledná, což urychluje chlazení jejichpovrchu a tudíž i snižování jejich zářivého výkonu.

Nyní přišelB. Hansen s myšlenkou, že skrytá hmota v okolí galaxií může býtzčásti tvořena právě neviditelnými béžovými trpaslíky, cožempiricky potvrzuje výskyt gravitačních mikročoček ve VelkémMagellanově mračnu, odhalený programem MACHO, který však lonibohužel skončil.

2.5. Osamělé hvězdy
H. Plets a C. Vynckier se zabývali tzv. fenoménem Vegy, což jevýskyt prachových obálek kolem běžných osamělých hvězd, objevenýpoprvé družicí IRAS právě u Vegy. Obecným příznakem fenoménu jepřebytek infračerveného záření v pásmu 60 mikrometrů. Z přehlídky IRASvyplývá, že asi 13 % hvězd hlavní posloupnosti a 14 % obrů má kolemsebe prachový prstenec či disk. H. Habing aj. studovalicirkumstelární disky u hvězd hlavní posloupnosti pomocíinfračervené družice ISO. Objevili je u 84 blízkých hvězdspektrálních tříd A až K a zjistili, že se vyskytují jen u těchhvězd, jejichž stáří nepřesahuje 300 až 400 milionů let. Autořisoudí, že zánik prachových disků souvisí se vznikem planetv okolí mateřské hvězdy. Tak např. náš Edgeworthův-Kuiperův pásměl zpočátku hmotnost kolem 40 MZ v podobě prstencerozptýleného prachu, ale postupně prakticky zmizel zhrubav průběhu 600 milionů let.

I. Heinrichsen aj. zkoumali pomocí měření infračervené družiceISO podrobně proslulý prachový disk kolem hvězdy beta Pictoris.Poloměr disku výrazně závisí na použité vlnové délce, takžezatímco na 25 mikrometrech činí jen 84 AU, na 60 mikrometrech dosahuje plných140 AU. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje až 10-7 Mo, tj. asidvojnásobek hmotnosti našeho Měsíce. Skládá se z nepatrnýchprachových zrníček o rozměrech od 1 mikrometru až po 5 mm a jejichteplota činí v průměru 85 K. D. Barrado y Navascués aj.srovnávali stáří beta Pic se 160 okolními trpaslíky třídyM a dostali tak hodnotu 20 milionů let, což značí že beta Pic jemezi nimi prakticky nejmladší. Právě pro mladé hvězdy je fenoménVega běžný.

P. Tuthill aj. studovali Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR104v souhvězdí Střelce pomocí metody aperturního maskování u Keckovadalekohledu. Ačkoliv šlo o hvězdu 13 mag, docílili tak skvěléhoúhlového rozlišení 0,02" (pětkrát lepší než HST!). Zjistili, žez povrchu hvězdy uniká prach po spirálových drahách. J. Monniervyužil mapování povrchu veleobra VY CMa toutéž metodouu Keckova dalekohledu a zobrazování adaptivní optikou 3,6 mteleskopem ESO k určení základních parametrů hvězdy, vzdálené odnás 1,5 kpc. Zářivý výkon hvězdy dosahuje hodnoty 2.105 Lo přihmotnosti 25 Mo a povrchové teplotě 2,8 kK. Hvězda ročně ztrácí2.10-4 Mo, ale ani to nestačí, aby se vyhnula gravitačnímuzhroucení a výbuchu jako supernova již asi za 10 tisíc let!

A. Dupree a A. Sobel zkoumali pomocí ultrafialových měření HSTv letech 1997-99 disk veleobra Betelgeuse v Orionu. Zatímcoúhlový průměr optického kotoučku hvězdy činí jen 0,055",v ultrafialovém oboru naměřili průměr 0,125". Na rozměrnémpovrchu byly zjištěny jasné "skvrny", které rotují spolus hvězdou. K. Strassmeier aj. sledovali ultrafialovou světelnoukřivku obří hvězdy HD 12545 sp. třídy K0 v letech 1985-98, ježpatří mezi zákrytové typu RS CVn. Obr v soustavě rotujesynchronně v periodě 24 dnů a v lednu 1998 se ultrafialovězjasnil s amplitudou 400x větší než tomu bývá při erupcích naSlunci! Na jeho povrchu se vyskytuje obrovská eliptická tmaváskvrna o rozměrech os 20x12 Ro.

R. Griffin a A. Lynes-Grayurčili základní parametry obřího Arkturu sp. třídy K1,5 III.Při poloměru 23 Ro a vzdálenosti od nás 10,8 pc má povrchovouteplotu 4290 K a snížený obsah kovů v porovnání se Sluncem. N.Turner aj. se pokoušeli 2,5 m Hookerovým reflektorem na Mt.Wilsonu ve spojení s adaptivní optikou najít průvodce Arkturu,ohlášeného při zpracování měření družice HIPPARCOS jako objekto 3,3 mag slabší než Arktur a v úhlové vzdálenosti 0,26" od něho,leč marně. Přitom citlivost měření by dovolila najít průvodcedokonce o 4,5 mag slabší.

D. Figer aj. studovali pomocí HST NICMOS mateřskou hvězdu nedávnonalezené Pistolové mlhoviny v blízkosti centra Galaxie.Infračervená pozorování prokazují, že mlhovina byla vyvrženaz velmi hmotné mateřské hvězdy o rekordní svítivosti 4 MLo(dosud éta Car -- 3 MLo) ve dvou epizodách před méně než 10tisíci lety. Mlhovinné obaly pak byly ionizovány zářením okolníchhorkých hvězd v kupě Kvintuplet. Celkem tak hvězda ztratilaplných 10 Mo, což je rovněž výrazně rekordní hodnota, svědčícíjak o mocném hvězdném větru tak o intenzívním magnetickém polimateřské hvězdy.

2.6. Těsné dvojhvězdy
R. Huang upozornil na to, že při výpočtech vývoje těsnýchdvojhvězd pomocí Rocheova modelu dostáváme soustavně nesprávnéúdaje pro fáze přenosu látky mezi složkami, jelikož Rocheůvmodel je jednorozměrnou aproximací fakticky trojrozměrnéhoproblému. Huang si vybral modelovou soustavu s hmotnostmi složek9 a 6 Mo a zjistil, že přesný trojrozměrný výpočet znamená, žepřenos látky v příslušné fázi vývoje těsné dvojhvězdy začínádříve a trvá rovněž déle, než podle Rocheova modelu.

Obecnýmřešením se zabývali také D. Bisikalo aj. Z. Eker ukázal, žesvětelné křivky pro zákrytové dvojhvězdy s přesností lepší než+/-0,005 mag dovolují odhalit nepřímo existenci temných či jasnýchskvrn na povrchu zakrývané složky. Podmínkou je dobrá znalostsklonu dráhy a odtud lze pak určit teplotu skvrn s přesnostílepší než +/-500 K.

A. Richichiová aj. pokračovali v hledání těsných dvojhvězd přizákrytech hvězd Měsícem a nalezli dalších 20 podvojných systémůs úhlovými vzdálenostmi 0,01 až 0,57", čímž počet takto objevenýchdvojhvězd vzrostl na 58. A. Udalski aj. zpracovali rozsáhlýstatistický soubor pozorování 1459 zákrytových dvojhvězdv Malém Magellanově mračnu pomocí aparatury OGLE, primárně určenépro hledání gravitačních čoček na ploše 2,4 čtverečního stupně.Katalog obsahuje zákrytové jasnější než 20 mag s periodamiv rozmezí 0,3 až 200 dnů a je velmi homogenní a z 80 % úplný. Protojej lze využít jak k určení vzdálenosti celé galaxie tak i kestanovení absolutních rozměrů složek dvojhvězd a jejich teplots vynikající přesností několika málo procent. Statistické studietěsných dvojhvězd vedly už před několika desítkami let k objevudvou efektů, jejichž fyzikální příčina není dodnes jasná: v roce1908 zjistil J. M. Barr, že v souboru 30 spektroskopickýchdvojhvězd převažují polohy periastra poblíž nejvzdálenějšího boduoběžné dráhy při pohledu ze Země. V polovině století pak ukázaliO. Struve a J. Sahade, že spektrální čáry sekundárních složektěsných dvojhvězd se zeslabují, když se od nás tyto složkynásledkem oběžného pohybu relativně vzdalují, a naopak.

D. Koerner aj. objevili pomocí Keckova teleskopu tři binárnísoustavy trpaslíků spektrální třídy L; z toho dva lithiovéa třetí dokonce obsahuje hvězdu spektrální třídy L7, což je zatímnejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Dvojhvězdy se nacházejí vevzdálenostech 18 až 26 pc od nás a jejich stejně svítivé složkyjsou 5 až 10 AU od sebe, takže patrně jde o naprosto běžnésystémy. V průměru asi 35 % trpaslíků třídy M má své hvězdnéprůvodce, vzdálené 3 až 30 AU.

A. van Genderen aj. uveřejnili výsledky soustavných 24letýchvícebarevných fotoelektrických měření výjimečné dvojhvězdyéta Carinae, klasifikované jako svítivá modrá proměnná (typLBV). Světelná křivka jeví variace s periodami 1 až 4 rokya ultrafialové záření horké složky dvojhvězdy o povrchové teplotě22 kK vykazuje proměnnost s periodou 5,52 roku, což je oběžnádoba soustavy. Složka je obklopena svítícím diskem, který budík záření. Jasnost disku osciluje s typickou periodou 200 d. Podleměření z HST STIS se mlhovina Homunculus kolem éta Cars úhlovým průměrem 17" začala výrazně zjasňovat v prosinci 1997a na jaře roku 1999 byla nejjasnější za posledních 130 leta největší za posledních 50 let, když dosáhla vizuální hvězdnévelikosti 5,2. Podle C. Sterkena aj. však nedošlo k výbuchuhvězdy. R. Schulteová-Ladbecková aj. soudí, že takový výbuch seodehrál počátkem 19. stol., kdy hvězda vyvrhla 2,5 Mo látky,z níž vznikl zmíněný Homunculus.

Podle R. Humphreysové aj. došlo koncem 19. stol. k dalšímuvýbuchu, podobně jako u Pistolové hvězdy. K. Davidson aj.uvádějí, že během roku 1998 vzrostla jasnost éta Car v širokémspektrálním pásmu zhruba dvakrát, zatímco Homunculus se zjasnilo 30 %, což způsobilo odpaření části prachu v mlhovině. Hvězda jefakticky velmi nestabilní již od počátku 18. století. Největšívýbuch se odehrál mezi lety 1837-1860 a zopakování úkazu je nynídost pravděpodobné. N. Langer aj. tvrdí, že hmotnost hlavnísložky éta Car činí až 35 Mo, a že během svého vývoje ztratíaž 80 % původní hmoty, takže fáze LBV předchází fázi hvězdyWolfovy-Rayetovy. Počátkem září 1999 sledovala hvězdu rentgenovádružice Chandra a nalezla tam horký centrální zdroj o teplotě60 MK a podkovovitý vnější prsten o teplotě 3 MK. Konečně K.Išibaši aj. se zabývali ověřením domněnky o dvojhvězdné povazetohoto jedinečného objektu na základě pozorování rekurentníhorentgenového záření v soustavě, jejíž oběžná perioda 5,52 roků jedobře potvrzena za předpokladu, že druhá složka obíhá popřekvapivě výstředné dráze s excentricitou >0,6.

C. Sandberg Lacy aj. upozornili na velmi pozoruhodnouzákrytovou dvojhvězdu V907 Sco, objevenou teprve roku 1964.Archivní snímky totiž ukázaly, že během XX. stol. zákrytypřinejmenším dvakrát vymizely a opět naskočily (1899-1918a 1963-1986). Autoři to vysvětlují hierarchickou vícenásobnostísložitého systému, jenž je především vizuální dvojhvězdou, jehožjasnější složka je sama minimálně trojhvězdou. V trojici senachází těsná zákrytová dvojhvězda s oběžnou periodou 3,8 dnea vzdálená třetí složka třídy K (nebo snad bílý trpaslík?)s oběžnou dobou 99,3 dne. Jelikož oběžné roviny nejsou koplanární,projeví se to zpětným pohybem uzlů dráhy zákrytové dvojhvězdys periodou 68 let. Zákryty se proto pozorují jen po třetinuzmíněné uzlové periody a můžeme je znovu čekat kolem roku 2030.

P. Tuthill aj. využili na jaře 1998 metody aperturního maskováníu Keckova teleskopu k opakovanému infračervenému zobrazenítěsné dvojhvězdy WR104, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdya složky třídy OB. Objevili tak krásnou Archimedovu spiráluprachu, vyvěrající ze složky OB rychlostí 1600 km/s a obtékajícícelý systém s periodou 220 dnů. Prachová spirála vzniká srážkouhvězdných větrů složek dvojhvězdy, vzdálené od nás 2,3 kpc.

J. Schweickardt aj. opravili parametry Wolfovy-Rayetovydvojhvězdy WR 22 = HD 92740 na základě nového spektroskopickéhomateriálu. Absolutní hvězdná velikost soustavy dosahuje -6,85 magv oboru V a oběžná doba složek o hmotnostech 55 a 21 Mo činí80,3 dne. D. Pourbaix aj. spočítali nové elementy nejbližšídvojhvězdy alfa Cen na základě mikrometrickýcha spektroskopických měření. Při paralaxe pí = 0,737" (1,357 pc)dostali poloosu 24 AU; výstřednost e = 0,52; oběžnou dobu 79,9roků; sklon dráhy 79,1o a hmotnosti složek 1,16 a 0,97 Mo.Stáří soustavy odhadli na 2,7 mld. let. Titíž autoři studovalitaké zákrytovou dvojhvězdu gama Per = HD 18925, jež má vespektru čáry obou složek sp. tříd G8 III a A3 V o hmotnostech3,1 a 2,0 Mo. Nejbližší zákryt složek proběhne v roku 2005.

Přiúplné fázi zákrytu primární složky sp. třídy B8 V známéhopolodotykového Algola, vzdáleného od nás 28,5 pc, pozorovali 30.srpna 1997 J. Schmitt a F. Favata obří rentgenovou erupci na jehoprůvodci sp. třídy K2 III. Složky mají hmotnosti 3,25 a 0,8 Mo;poloměry 3,0 a 3,3 Ro a zářivé výkony 149 a 6 Lo. Poloosadráhy dosahuje hodnoty 0,067 AU při oběžné době 2,87 dne.

L. Leedjärv aj. studovali dlouhoperiodický (20,3 d) zákrytovýsystém VV Cep = HD 208816 během posledního zákrytu v letech1997-98. Minimum se opozdilo proti předpovědi o 68 dnů, tj.bezmála o 1 % samotné délky periody. Raná složka sp. třídy B máhmotnost 8 Mo, kdežto průvodce sp. třídy M pouze 2,5 Mo. Je to polopravidelná proměnná hvězdy s amplitudou změn jasnosti0,3 mag, jež vyplňuje Rocheův lalok pouze v okolí periastra.Soustava vykazuje značnou výstřednost e = 0,35 a látka mezisložkami přetéká pouze kolem periastra tempem až4.10-4 Mo/rok.

G. Torres aj. určili velmi přesné elementy zákrytové a dvoučarovéspektroskopické dvojhvězdy V364 Lac s oběžnou periodou 7,3 da výstředností dráhy 0,29 o stáří 620 milionů let. Rotaceprimární složky je vinou velké výstřednosti dráhy synchronizovánas oběžnou periodou pouze v bezprostředním okolí periastra.Soustava vykazuje stáčení přímky apsid v periodě 2810 let; z toho17 % představuje příspěvek, vyplývající z obecné teorierelativity. Hmotnosti složek činí 2,33 a 2,30 Mo; jejichpoloměr 3,31 a 2,98 Ro, efektivní teploty 8250 a 8500 K.

I. Ribas aj. se věnovali určování elementů oddělené zákrytovédvojhvězdy CD Tau sp. třídy F6 V o hmotnostech po řadě 1,44a 1,37 Mo; poloměrech 1,80 a 1,58 Ro a efektivníchteplotách 6,2 kK. Systém obsahuje navíc třetí složku o hmotnosti1 Mo, poloměru 0,9 Ro a efektivní teplotě 5250 K a je starý2,6 mld. let.

2.7. Proměnné hvězdy
2.7.1. Fyzické proměnné
M. Groenewegen a M. Salaris opravili nulový bod závislostiperiody na absolutní hvězdné velikosti pro proměnné typuRR Lyr na základě měření z družice HIPPARCOS. Vyšlo jim, že bodje o 0,28 mag jasnější, než při předešlém rozboru téhožpozorovacího materiálu zjistili J. Fernley aj., což dává většívzdálenost 52,7 kpc pro Velké Magellanovo mračno, tj. modulvzdálenosti 18,61 mag. A. Tej aj. určili pomocí infračervenýchpozorování zákrytů hvězdy Měsícem úhlový průměr miridyR Leonis na 0,034"; tj. její lineární poloměr činí 480 Roa povrchová teplota 2300 K. Hvězda ročně ztrácí až 10-6 Mo.

2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné
Těsně před koncem roku 1998 se objevila nova v Malém Magellanověmračnu, jež počátkem ledna 1999 dosáhla V = 13,5 mag, ale o dvaměsíce později byla už 16 mag a dále plynule slábla. Vzápětí hnedpo Novém roce vzplanula nova v galaxii M 31 v Andromeděo jasnosti V = 17,8 a počátkem července další nova s maximem16,8 mag, následována novou 17,0 mag koncem srpna. V trpasličínepravidelné galaxii NGC 6822, jež patrně patří do Místnísoustavy galaxií, byla 23. června objevena nova, jež dosáhla17,3 mag. V satelitu galaxie v Andromedě NGC 205 (M110) se 17.srpna podařilo objevit novu, jež dosáhla 17,5 mag. Koncem dubnase objevil podivný objekt v galaxii NGC 3198, jenž dosáhlabsolutní hvězdné velikosti -12 mag, což je příliš mnoho na novu,ale příliš málo na supernovu.

Vzápětí objevil M. Jamamoto galaktickou Novu Sgr 1999(V4444 Sgr), jež dosáhla 27. dubna maxima V = 7,2, ale pak velmirychle zeslábla. Australan P. Williams nalezl 22. května 1999jako první velmi jasnou Novu Velorum 1999 (V382 Vel) v poloze10h 44m -52 25o, jež ještě týž den dosáhla maxima V = 2,6 a stala se tak jednou z nejjasnějších nov století. Připředpokládané vzdálenosti 2 kpc měla v maximu absolutní hvězdnouvelikost -8,7 mag, a amplituda jasnosti od klidového stavudosáhla 13,8 mag. Podle archivních snímků nastalo vzplanutíz hvězdy původně 16,4 mag již asi den před Williamsovým objevem.Spektroskopie prokázala silné emise v ultrafialovém, optickémi infračerveném pásmu, rychlost rozpínání obalů 2400 km/sa příslušnost k typu ONeMg, podobně jako poslední jasná nova naseverní polokouli (V1974 Cyg z roku 1992). Nova po maximu rychleslábla, takže již 5. června přestala být očima viditelná.V maximu vydávala dle měření družice BeppoSAX rentgenový zářivývýkon až 5.1026 W, ale ještě koncem listopadu se jevila jakoměkký rentgenový zdroj s maximem záření černého tělesa proenergii 40 eV a tepelným plazmatem s maximální energii na 1 keV.V srpnu dosáhla nebulárního stádia.

Na severní polokouli nalezl 13. července A. Tago Novu Aquilae1999 (V1493 Aql) jako objekt 8,8 mag v poloze 19h 08m+12 31o, jejíž obaly se rozpínaly rychlostí 3400 km/s. D. Moroaj. nenašli předchůdce do mezné hvězdné velikosti 21 mag, takžerozkmit činil více než 12 mag. Také tato nova patřila k velmirychlým, neboť počátkem srpna zeslábla již na 13 mag, v polovinězáří na 15 mag a koncem října na 16 mag. Koncem srpna objevil W.Liller Novu Circinis 1999 (DD Cir) jako objekt 7,7 mag, ježvšak počátkem září klesla na 10 mag a v polovině listopadu na11 mag. Konečně 1. prosince nalezl A. Pereira Novu Aquilae 1999č. 2 (V1494 Aql) v poloze 19h 23m +4 57o jako objekt 6,9 mag,jež o dva dny později dosáhla maxima 4,1 mag, když předvzplanutím se jevila jako hvězdička 16 mag. Již 8. 12. bylazpozorována v submilimetrovém oboru pomocí radioteleskopu JCMT.O tři dny později přestala být očima viditelná a koncem rokuzeslábla na 7,5 mag.

V porovnání s těmito novami je překvapující, že Nova Cas 1995(V723 Cas) byla i 4 roky po vzplanutí stále dosti jasná(K = 11,2) a její infračervené spektrum vykazovalo četné dovolenéemisní čáry vodíku a hélia jakož i zakázané čáry vysoceionizovaného Ca a Si. S. Lépine aj. oznámili, že 25. února 1999se znovu zjasnila rekurentní nova U Sco, která předtím vybuchlav letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Ačkoliv jde o nejkratšíintervaly mezi rekurentními novami, je jisté, že některávzplanutí v mezidobí nebyla zpozorována. Koncem února 1999dosáhla maxima 7,6 mag, tj. amplituda zjasnění dosáhla 10 mag.Spektroskopie pomocí STIS HST umožnila první přímé měřenízrychlení obálky, jež činí 4,1 m/s2. Koncem března 1999 přešlospektrum do nebulární fáze. Podle U. Munariho aj. jdeo zákrytovou soustavu s periodou 1,23 dne. Spektroskopicky se novývýbuch podobal předešlému z roku 1987, když rychlost rozpínáníobálky klesla za 23 dnů z 10000 km/s na 4000 km/s. P. Kahabka aj.zjistili z pozorování rentgenové družice BeppoSAX, že měkkérentgenové záření novy se vynořilo za 20 dnů po optickém maximua dosáhlo hodnot řádu 1029 W při teplotě povrchu bíléhotrpaslíka 0,9 MK. T. Harrison aj. určili pomocí HSTtrigonometricky vzdálenosti tří trpasličích nov SS Aur, SS Cyga U Gem postupně na 200, 166 a 96 pc, což je vůbec poprvé, kdyvzdálenosti takto přesně známe. Zatímco při termonukleárnímvýbuchu klasické novy se uvolní energie řádu 1038 J,u trpasličích nov jde jen o řádově 1033 J.

M. Somers a T. Naylor zkoumali, jak se chladí bílý trpaslíkv nově V1500 Cyg z roku 1975 po výbuchu. Ukázali, že přivrácenépolokoule sekundární složky -- červeného trpaslíka o povrchovéteplotě jen 3 kK je bílým trpaslíkem ohřívána na 8 kK, což jezatím nejlepší příklad takového ozařování. Z měření dále vyplývá,že během příštích asi 280 let toto přídavné ohřívání skončí, cožje důkazem ochlazování bílého trpaslíka. Podobný efekt bylobjeven u starých nov DN Gem (1912) a WY Sge (1783) jakož i pro"neonovou" novu V1974 Cyg (1992). S. Wanajo aj. studovalinukleosyntézu v novách typu ONeMg a zjistili, že příslušní bílítrpaslíci mají mít hmotnost kolem 1,1 Mo, což souhlasís pozorováním novy V1974 Cyg, a že při výbuchu odvrhnou více než10-4 Mo. Spatřují zde i zrod krátkožijícího radionuklidu26Al v naší Galaxii.

M. Oriová se věnovala rentgenovým pozorováním optickýcha rekurentních nov. Ukázala, že odtud plyne typická konfiguracepříslušné těsné dvojhvězdy, skládající se z bílého trpaslíkaa hvězdy hlavní posloupnosti a hmotnosti podobné Slunci. Oběžnédoby soustav se pohybují v intervalu 2,5 až 8 hodiny a amplitudyzjasnění v rozmezí 8 až 15 mag pro klasické novy; rozkmit prorekurentní novy je nižší. Během výbuchu se uvolní energie1037 až 1039 J díky překotné termonukleární reakci na dněakreované vodíkové slupky bílého trpaslíka. Na rozdíl od supernovnevzniká po výbuchu rázová vlna, nýbrž intenzívní hvězdný vítr,řízený tlakem záření z bílého trpaslíka. Po výbuchu má povrchtrpaslíka teplotu až 0,25 až 10 MK a září s výkonem řádu 1031 Wpřevážně v měkkém rentgenovém pásmu. Není vyloučeno, že akrecevodíku z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka pokračujepo výbuchu novy bez přerušení, takže vede k růstu hmotnostihvězdy a nakonec i k jejímu zániku při explozi bílého trpaslíkav podobě supernovy třídy I.

Rekurentní novy jsou vzácné; dosud jich známe jen deset a jejichvzplanutí se opakují v rozmezí 10 až 30 let. Sekundární složkousoustavy je v tomto případě hvězdný obr a oběžné dobyv soustavách se blíží 1 roku. S. Balmanová a H. Ögelmanuveřejnili výsledky rentgenových měření z družice ROSAT proslavnou jasnou Novu Persei 1901. Je to první případ, kdy bylov pásmu 0,1 až 2,4 keV odhaleno rentgenové záření z obálky novy.Podle těchto měření má hvězda povrchovou teplotu 2 MK a vydávárentgenový zářivý výkony 8.1024 W. Při výbuchu byla odhozena hmota7.10-5 Mo tempem 1200 km/s.

2.7.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
Podle J. Mikolajewské aj. prodělala symbiotická dvojhvězdaRX Pup nově podobné vzplanutí mezi lety 1968 a 1998. Soustavutvoří mirida s pulsační periodou 578 dne a bílý trpaslíko hmotnosti 0,8 Mo. Složky dvojhvězdy kolem sebe obíhajív periodě větší než 200 let. Mirida dodávala na povrch bíléhotrpaslíka látku tempem 10-7 Mo/rok. K předešlému vzplanutí došlo v roce 1894. Podobně A. Richards aj. zkoumali pomocíradiointerferometrů MERLIN a VLA symbiotickou novu HM Sge,vzdálenou od nás 1,0 kpc, jež vzplanula roku 1975, když se zjasnilao 6 mag a od té doby zůstala v maximu. Chladná složka dvojhvězdyo povrchové teplotě jen 3 kK vykazuje pulsace s periodou 523 dnea druhá horká složka o teplotě plných 13 kK je od ní vzdálenapouze 25 AU. Radiové záření dvojhvězdy je synchrotronovéhopůvodu. D. Chochol aj. sledovali UBV světelnou křivku symbiotickénovy V1329 Cyg v letech 1988-1997 a odtud odvodili oběžnouperiodu 956,5 d, přičemž největší amplitudu vykazuje křivkav oboru U.

J. Sokoloski a L. Bildstein zjistili, že také známá symbiotickádvojhvězda Z And obsahuje bílého trpaslíka o hmotnosti0,65 Mo se silným magnetickým polem nad 10 T. Přesnáfotometrie odhalila oscilace trpaslíka s periodou 28 min a sklonoběžné roviny 47o při oběžné době 759 dní. B. Judin pozorovalinfračervenou světelnou křivku symbiotické miridy V407 Cyga odvodil tak periodu 745 d, přičemž pokles jasnosti běhempulsací přesahuje 3 mag a mirida ročně ztrácí 5.10-7 Molátky. R. Coradi aj. dokázali zobrazit mlhoviny, obklopujícísymbiotické miridy He2-147, HM Sge a V1016 Cyg, jejichž stáříodhadli pouze na stovky roků. Mlhoviny se rozpínají rychlostí asi100 km/s a svědčí o velké ztrátě látky z těchto soustav.R. Kuschnig aj. vyzkoušeli Dopplerovo zobrazování povrchuhvězdy CU Vir třídy Ap o teplotě 12,5 kK. Odhalili takexistenci rozsáhlé heliové skvrny, obklopující magnetický pólhvězdy a dále výskyt prvků Si, Cr a Fe všude tam, kde jsoumagnetické siločáry vodorovné. Rozložení Mg po povrchu seodlišuje a tak všechno svědčí o tom, že chemické anomálie jsouvyvolávány magnetickou difúzí. J. Budaj ukázal, že fyzikálnívlastnosti dvojhvězd se složkami třídy Ap jsou závislé naelementech oběžné dráhy, tj. chemická pekuliarita i magneticképole se snižují s rostoucí výstředností dráhy a delší oběžnoudobou. Existuje též souvislost mezi indukcí magnetického polehvězdy Ap a jejich výskytem ve dvojhvězdě.

2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
M. Asplund aj. uvedli, že objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž seprozradil výbuchem v roce 1996, vykazuje rychlý vývoj, aniž by toohrozilo existenci hvězdy. D. Pollaco zjistil, že objekt jeobklopen planetární mlhovinou starou nanejvýš 24 tisíc leto průměru 1,4 pc při vzdálenosti zhruba 6,5 kpc. Hmotnost bíléhotrpaslíka činí asi 0,7 Mo. F. Kerber aj. určili jeho teplotuna 95 kK a ve spektru mlhoviny odhalili deficit vodíku, kterýnarůstá, jak se během vzplanutí tvoří stále další těžší prvky.Pokles jasnosti hvězdy je vyvolán tvorbou molekul a prachuv okolí chladnoucího bílého trpaslíka. Titíž autoři zpracovalitaké infračervená měření soustavy na družici ISO, vykonanáv průběhu jednoho roku počínaje únorem 1997. Za tu dobu stouplinfračervený zářivý tok soustavy o celý řád, což vysvětlujítvorbou horkého prachu v okolí hvězdy, jež takto ročně ztrácí až10-7 Mo. Teplota planetární mlhoviny kolem hvězdy činí 105 K.

Jde fakticky o vývojově druhou planetární mlhovinu, vznikajícípři zpětném pohybu hvězdy podél asymptotické větve obrův diagramu HR. Tato mlhovina je chudá na vodík, avšak bohatá naprach, v němž vznikají molekuly, obsahující uhlík.Podle T. Kippera a V. Kločkové klesla během roku 1998 teplotamlhoviny z 8 kK na polovinu. Na jaře 1999 v ní byla pozorovánasilná infračervená emisní čára neutrálního hélia jakoži infračervené spojité spektrum, odpovídající teplotě prachupouze 1,1 kK. Je už jisté, že jsme v tomto případě očitými svědkyzávěrečného héliového záblesku, vyplývajícího z teoriehvězdného vývoje, což ve hvězdě výrazně mění poměr vodíkuk lithiu díky Cameronově-Fowlerově termonukleární reakci. Je totaké patrně první případ, kdy se před našim očima hvězda mění naproměnnou typu R CrB. Obdobné héliové záblesky předtím zřejměprodělaly nova Aql 1919 č. 2 (V605 Aql) a FG Sge. Všechny tytohvězdy proběhly za několik málo desítek let napříč celýmdiagramem HR. Samotná R CrB se počátkem ledna 1999 zjasnila na7,5 mag, ale do konce měsíce opět zeslábla na 10 mag.

Dosud nejpodrobnější snímek pověstné prstencové mlhoviny M57v Lyře pořídil koncem roku 1998 HST. Tak se ukázalo, že přivzdálenosti 600 pc činí průměr této planetární mlhoviny 0,3 pc,přičemž prostorově jde o válec s osou směřující k Zemi. R. Henryaj. studovali rozměrnou (úhlový průměr 16o) planetární mlhovinuHlemýžď (Helix) = NGC 7293, jež je od nás vzdálena 213 pca jejíž centrální hvězda má teplotu 120 kK a svítivost 100 Lo.Předchůdce bílého trpaslíka měl hmotnost 6,5 Mo a samotnámlhovina obsahuje více než 0,3 Mo. Spektrálně se v ní podařiloprokázat zastoupení prvků C, N, O, Ne, S a Ar, zcela ve shoděs teorií termonukleárního vývoje hvězd. A. Gutiérrezová-Morenováaj. ohlásili první úspěšná trigonometrická měření vzdálenostiplanetárních mlhovin, pro něž pak vycházejí úctyhodné vzdálenosti0,77, 1,9 a 3,3 kpc. To má zásadní význam pro kalibracivzdálenosti planetárních mlhovin, jež tradičně slouží k určovánívzdáleností význačných rysů v naší Galaxii.

G. Schmidt aj. se zabývali studiem bílých trpaslíků se silnýmmagnetických polem nad 10 T. Dnes jich známe kolem 50 a rekordnípole dosahují až 100 kT; přesto však magnetičtí bílí trpaslícitvoří jen několik málo procent obecné populace bílých trpaslíků.Jejich nejnovější katalog sestavili G. McCook a E. Sion s údajio 2249 kompaktních objektech. B. Hansen propočítal délkuchladnutí bílých trpaslíků (do jejich relativní neviditelnosti,když se stanou tzv. černými trpaslíky) v Galaxii a vyšlo murozmezí 6 až 11 mld. let pro bílé trpaslíky v galaktickém diskua 7,5 až 11 mld. let pro trpaslíky v galaktickém halu. Odtud pakdle autora vyplývá, že skrytou hmotu v Galaxii nemusí tvořitpouze temná hmota, ale zčásti i tyto staré -- fakticky vyhaslé-- hvězdné pozůstatky, které prostě září příliš málo. K témužzávěru dospěli i S. Hodgin aj., kteří studovali infračervenéspektrum bílého trpaslíka WD0346+246 v souhvězdí Býka. Hvězdao poloměru 0,012 Ro a hmotnosti 0,65 Mo má povrchovouteplotu 3,5 kK a svítivost 2.10-5 Lo, což je důkaz, že jdeo pozůstatek staré hvězdy II. populace, náležející dogalaktického hala.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Neuvěřitelné štěstí potkalo F. Manucciho a A. Ferraru, kdyžzjistili, že na snímku Hubblova hlubokého pole HDF-N z prosince1995 se nachází supernova typu Ib s kosmologickým červenýmposuvem z = 0,95, jejíž jasnost se během souhrnné 8,5-denníexpozice snížila v oboru I o 0,9 mag, ale nezměnila v oboru B.Během následujících 2 let její jasnost neustále klesala. Dalšísupernovu 26 mag v témže poli objevili R. Gilliland aj. na snímkuz prosince 1997. Patří k typu Ia a její červený posuv z = 1,32je novým rekordem vzdálenosti pro supernovy. Při systematickýchpřehlídkách galaxií pomocí mozaiky 12 čipů CCD u dalekohledu CFHTse podařilo najít za pouhé dvě noci v listopadu loňského rokuplných 20 vzdálených supernov, přičemž 4 z nich mají červenýposuv z > 1 a rekord přehlídek nyní drží supernova 1999fv,jejíž z = 1,23; patří k typu Ia a na snímku má magnituduR = 24,5.

Velkým překvapením loňského roku se stal objev supernovy 1999Jve Velkém Magellanově mračnu, neboť dosáhla pouze 17 mag (prosrovnání připomeňme, že slavná supernova 1987A měla v maximu3 mag!), ačkoliv patří k mimořádně svítivému typu Ia. Patrně jdeo nějakou pekuliární variantu a/nebo vysokou extinkci ve směruk pozorovateli.

Podobný rozruch vyvolala podivná supernova 1998bw v galaxiiESO 184-G82, která je podezřelá z totožnosti se zábleskovýmzdrojem záření gama GRB 980425. V březnu a červnu 1999 jejíoptická jasnost stále exponenciálně klesala tempem 1,5 až 1,7 magza 100 dnů, takže je klasifikována jako třída Ib. Koncem říjnavzplanula supernova 1999em II. typu v galaxii NGC 1637v Eridanu, vzdálené od nás 7,8 Mpc. Vzápětí ji sledovala družiceChandra a určila tak rentgenový zářivý výkon supernovy na řádově1031 W. Navzdory tomu však aparatura VLA v Socorru neodhalilav téže době žádné rádiové záření supernovy, což je fyzikálnětéměř nepochopitelné. Teprve 1. prosince se podařilo objevit namístě supernovy kompaktní radiový zdroj s tokem 0,19 mJy nafrekvenci 8,4 GHz.

Velkovýrobnou supernov lze po loňském objevu supernovy 1999gnnazvat její mateřskou galaxii M61 (NGC 43O3) v Panně, neboťv téže soustavě byly pozorovány supernovy 1926A, 1961I a 1964F.Nejlépe studovanou supernovou typu Ic je podle E. Barona aj.supernova 1994I, jež vzplanula koncem března toho roku ve známéVírové galaxii M51 v Honicích psech. J. Millardová aj. tvrdí, žev jádře této supernovy se před výbuchem stačil vytvořit pouzeuhlík a kyslík, což vysvětluje anomálně nízkou rychlost rozpínánífotosféry 7000 km/s oproti standardním 17500 km/s. Uvolněnáenergie dosáhla "jen" 1044 J.

N. Suntzeff aj. a S. Jha aj. využili supernovy 1998bu třídy Iav galaxii M96 (NGC 3369) ve skupině galaxií Leo I ke kalibracivzdálenosti galaxie, určené nezávisle pomocí cefeid. Autořitvrdí, že takto stanovené vzdálenosti mají chybu pouhých 5 %;bohužel zatím známe jen 4 galaxie, kde v moderní době vzplanulysupernovy Ia, a kde současně můžeme měřit světelné křivky cefeid.Výsledkem je přirozeně velmi přesná hodnota Hubblovy konstantyHo rozpínání vesmíru, jež odtud vyplývá:

Ho = (64 +/- 7) km/s/Mpc.

Kosmologicky velmi vzdálené supernovy umožnily před dvěma letypoprvé ukázat, že s rostoucí vzdáleností se tempo rozpínánívesmíru překvapivě zvyšuje, neboť supernovy s velkým červenýmposuvem z > 0,3 jsou opticky nápadně slabé, ale tento závěrzpochybnili A. Riess aj., když ukázali, že absolutní hvězdnávelikost supernov Ia závisí na kosmologické epoše. Pokud seabsolutní zářivý výkon supernov Ia v maximu zvedl za posledních5 miliard let o 25 %, pak tím lze předešlá pozorování přirozeněvysvětlit, bez předpokladu o zvyšování tempa rozpínání vesmíru.Vskutku, náběh světelné křivky k maximu je pro blízké supernovyo 2,5 dne delší, než pro supernovy vzdálené, což zmíněnou evolucisvítivosti supernov potvrzuje, neboť vyšší svítivost se dádosáhnout za delší dobu. Pro současné supernovy činí odpovídajíabsolutní hvězdná velikost -19,45 mag -- to je důvod, proč jepoužíváme jako tzv. standardní svíčky, ale nyní je zřejmé, že zdeje zakopán kosmologický vývojový pes.

Q. Wang zjistil na základě rentgenových pozorování družice ROSAT,že obří spirální galaxie M101 (NGC 5457) ve Velké medvědici,vzdálená od nás 7,2 Mpc, obsahuje mimořádně vysoký početrentgenově zářících pozůstatků supernov v podobě rozpínajících seplynových bublin o průměru až 260 pc, obsahujících velkou energiiv podobě rázových vln ze supernovy. Z 93 pozůstatků totiž nejméně51 vykazuje měřitelné rentgenové záření a jejich stáří činív průměru 1 milion let. Autor odtud usuzuje, že jde o pozůstatkypo výbuších hypernov, kdy se hmotná hvězda rázem zhroutí načernou díru, a jež se od supernov liší asi o řád vyšším výdajemenergie v období vzplanutí. Podmínkou je jednak rychlá rotacepůvodní hvězdy a jednak velmi silné magnetické pole na jejímpovrchu. Domněnce o hypernovách odpovídá skutečnost, že mračnaionizovaného vodíku v této galaxii jsou v průměru většía zářivější než proslulé mračno kolem hvězdy 30 Dor ve VelkémMagellanově mračnu, kde vzplanula supernova 1987A.

Pozůstatek této nejbližší supernovy století je čím dál ostřejisledován, když se ukázalo, že zcela podle předpovědi začínárázová vlna výbuchu dohánět mnohem pomalu se rozpínající plynnýobal původního veleobra, což vede ke zjasnění takto postiženýchuzlíků v obalu. Na snímku HST z počátku ledna 1999 je patrné, žeprvní horká skvrna v rovníkovém prstenu kolem supernovy seneustále zjasňuje a dosáhla magnitudy R = 20,65. Poslední 4 rokyčiní tempo zjasňování 0,0024 mag/d. Při průměrné rychlostirozpínání rázové vlny 12000 km/s a za předpokladu kulovésouměrnosti lze odtud přímou geometrickou cestou odvoditi vzdálenost supernovy od nás na (50 +/- 6) kpc. Tento předpokladvšak téměř určitě není splněn, neboť prsten jeví zřetelnounesouměrnost jak v optickém tak i radiovém spektrálním pásmu.Supernova též posloužila jako svérázný světlomet, ozařujícíintergalaktický prostor mezi Velkým Magellanovým mračnema pozorovatelem na Zemi, což se zvlášť dobře projevuje na výskytuDopplerově posunutých složek ultrafialových spektrálních čar C,Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn ve spektrech z družiceIUE. Tak lze získat trojrozměrnou představu o struktuřemezihvězdného a intergalaktického prostředí a navíc se takpotvrdilo, že tzv. metalicita (tj. zastoupení prvků těžších nežhélium) Velkého Magellanova mračna jež téměř dvakrát nižší nežmetalicita Galaxie. Z pozorování družice ISO vychází podle P.Lundqvista aj., že pozůstatek supernovy 1987A je obklopenchladným prachem o teplotě 37 K.

S. Safi-Harb a R. Petre studovali pozůstatek supernovy W50a rentgenovou dvojhvězdu SS 443 pomocí družice RXTE v pásmuenergií 0,5 až 100 keV. Mlhovina W50 patří svými úhlovými rozměry2 x 1o k největším pozůstatkům po supernově v celé Galaxiia dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d a protilehlýmivýtrysky plynu s rychlostí 26 % rychlosti světla se nacházíprakticky v centru mlhoviny. Díky výtryskům víme, že rotační osakompaktní složky vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnůa vrcholovým úhlem 40o. Nyní se ukázalo, že výtrysky souvisejís tvarem mlhoviny, což se projevuje mj. netepelnýmsynchrotronovým rentgenovým zářením v mocné rázové vlně -- tj. přisrážce výtrysků s obálkou po supernově. Podle všeho vzniká přitomtaké kosmické záření s energiemi minimálně do 240 TeV.

Neobyčejně zajímavé výsledky při studiu pozůstatku po supernověG337.0-0.1 získali S. Corbel aj. pomocí 15 m mikrovlnnéhoradioteleskopu SEST v ESO. Poloha pozůstatku totiž koincidujes měkkým zábleskovým zdrojem záření gama (magnetarem) SGR1627-41 ve Štíru. Ve směru zorného paprsku k nám se nacházícelkem 8 obřích molekulových mračen a tak lze ukázat, žezábleskový zdroj interaguje s mračnem, jež je od nás vzdáleno11 kpc. Optická extinkce v mračnu dosahuje závratných 43 mag(zeslabení světla v poměru 1:1017 !), ale neutronováhvězda-magnetar stará pouhých 5 tisíc let uniká z mračna velkoupříčnou rychlostí řádu 103 km/s.

F. Stephenson a D. Green identifikovali pozůstatek historickésupernovy z r. 1181 AD jako radiový zdroj 3C-58 (G130.7+3.1).E. Reynoso a W. Goss využili obří anténní soustavy VLAk podrobnému pozorování pozůstatku po Keplerově supernově(3C-358) z roku 1604 v Hadonoši. Tak se jim podařilo zúžit mezevzdálenosti supernovy na interval 4,8 až 6,4 kpc. K. Kinugasa a H.Cunemi studovali v říjnu 1993 týž pozůstatek v rentgenovém pásmu0,5 až 10 keV pomocí japonské družice ASCA. Obdrželi vzdálenostcca 4 kpc a rychlost rozpínání rentgenových uzlíků 200 km/s. J.Hughes porovnal tyto výsledky se staršími měřeními družice ROSATpřed 5,5 lety a Einstein před 17,5 lety. Zjistil tak, žerentgenová vlákna v mlhovině se rozpínají dvojnásobnou rychlostív porovnání s rádiovými měřeními rozpínání, což nasvědčujevolnému pohybu prázdným prostorem, a to pak asi znamená, žeKeplerovu supernovu máme klasifikovat jako typ II.

Nová družice Chandra zkoumala koncem září Krabí mlhovinu, ježje pozůstatkem po supernově z roku 1054, vzdálené od nás 1,8 kpc.Nalezla tak jasný rentgenový prsten ve vzdálenosti 0,3 pc kolemjádra mlhoviny, pomocí něhož se do plynného obalu přenáší zářiváenergie z centrálního pulsaru. Kolmo na spirálovitý prsten jsoupozorovány jasné výtrysky, jež jsou namířeny ve směruprostorového pohybu pulsaru. M. Amenomori aj. zjistili tibetskouaparaturou pro studium energetického kosmického záření, že Krabímlhovina vysílá souběžně také záření gama s energiemi až desítekTeV, čímž se definitivně stává nenahraditelnou laboratoří fyzikyvysokých energií.

M. Agüeros a R. Green měřili po 13 let rozpínání radiovémlhoviny Cas A radiointerferometrem v britské Cambridži nafrekvenci 151 MHz. Mlhovina je pozůstatkem poněkud tajemnésupernovy, která vybuchla někdy ve druhé polovině 17. století,ale tehdejšími astronomy nebyla vůbec zaznamenána, ačkoliv jdeještě dnes o vůbec nejjasnější radiovou mlhovinu na obloze -- bylaobjevena jako první mimosluneční radiový zdroj již roku 1949. Zezměřeného tempa rozpínání vychází dolní mez jejího stáří na 300roků. K. Stankevič aj. tvrdí, že z tempa rozpínání 5290 km/sa současného poloměru mlhoviny 1,7 pc plyne, že supernovavybuchla přesně roku 1680. M. Wright aj. studovali tentýžpozůstatek pomocí VLA v pásmu 28 až 87 GHz a odvodili tak jehovzdálenost na 3,4 kpc.

Rentgenová družice Chandra odhalila koncem srpna 1999 v centrupozůstatku bodový rentgenový zdroj, jenž má v pásmu energií2 až 10 keV pouhé 0,3 promile toku z mlhoviny, ale je praktickyjisté, že jde o neutronovou hvězdu jako vlastní pozůstatek povýbuchu supernovy. Z těchto měření vyšlo současné tempo rozpínání4500 km/s a stáří 320 let, v dokonalé shodě se Stankevičovýmodhadem. Vynikající rozlišovací schopnost družice umožnila poprvéurčit chemické složení rozpínajících se obalů pomocí jadernýchspektrálních čar. Vzápětí byl objekt dohledán B. Aschenbachemv archivu družice ROSAT. Autor soudí, že jde o záření černéhotělesa neutronové hvězdy o povrchové teplotě 1,6 MK. Týž zdrojnašli v archivu družice Einstein z let 1979 a 1981 G. Pavlov a V.Zavlin, což především ukazuje, že za celých 20 let se objektměřitelně neposunul, a také že jeho zářivý výkon je po celou dobustálý. Zdá se však, že záření je příliš intenzívni pro osamělouchladnoucí neutronovou hvězdu, čili by mohlo jít o jakousi"horkou skvrnu" na jejím povrchu.

Družice Chandra při prvníchpokusných záběrech sledovala úspěšně také pozůstatek po supernověN132D (LMC X-1) ve Velkém Magellanově mračnu. Pozůstatek máprůměr 25 pc a stáří asi 3000 let, tj. průměrné tempo rozpínáníněco přes 8000 km/s, a jeho teplota se blíží 10 MK.

R. Fesen aj. našli předloni pozůstatek po supernově 1885v galaxii M31 v Andromedě, jenž se jeví v siluetě proticentrální výduti galaxie jako temný disk o průměru 0,7", takžejeho lineární průměr činí 2,5 pc. Při rychlosti rozpínání11000 km/s odtud vychází vzdálenost supernovy na (725 +/- 70) kpcv dosti dobré shodě s jiným určeními vzdálenosti M 31. V srpnu1885 dosáhla supernova maxima V = 5,85, ale není známo žádnépozorování prostým okem -- byla objevena E. Hartwigem v Dorpatuv Estonsku dalekohledem, ale dopis o objevu se bohužel vinouzlotřilého místního poštmistra, jenž odlepoval a znovu prodávaldražší známky z obálek, ztratil, a tak o ní máme velmi máloaktuálních zpráv, neboť supernova po objevu velmi rychle zeslábla(o 2 mag za prvních 12 dnů po objevu). (Navíc tehdy nikdonetušil, že jde o supernovu; tehdy se vědělo jen o mnohem ménězářivých klasických novách, což následně oddálilo rozpoznánípovahy spirálních mlhovin o plných 40 let.) Ze spektrálníhorozboru čar v obálce se nyní podařilo určit chemické složenía hmotnost jednotlivých složek vyvrženého materiálu, jenžobsahuje mj. neutrální a ionizované železo a vápník, coždokazuje, že šlo o supernovu typu Ia.

A. Cha aj. hledali čáry interstelárního vápníku a sodíku vespektrech 68 svítivých hvězd tříd OB ve směru k k pozůstatku posupernově v souhvězdí Plachet (Vela X). Určili tak jejichvzdálenosti v rozmezí od 190 do 2800 pc a to umožnilo revidovatvzdálenost pozůstatku Vela X na pouhých 250 pc, dvakrát blíže nežse dosud soudilo. W. Blair aj. z pozorování vlastních pohybův pozůstatku pomocí HST tvrdí, že však jde jen o dolní mezskutečné vzdálenosti objektu. Titíž autoři odvodili obdobněz pozorování pohybů plynných vláken revidovanou vzdálenost440 pc (dosud se udávalo 770 pc) pro známou smyčkovou mlhovinuv Labuti, jež je rovněž pozůstatkem po supernově, která prývybuchla před pouhými 5 tisíci lety (dosud se udávalo stáří 18tisíc let).

Podle P. Dragiceviche aj. vzplanou v naší Galaxii asi 2 supernovyza 100 let, takže se nemůžeme divit, že od roku 1604 jsme ještěnepozorovali žádnou supernovu očima, ale už je to opravdu naspadnutí!

M. Reinecke aj. propočítali termonukleární výbuchbílého trpaslíka z uhlíku a kyslíku, jenž dosáhlChandrasekharovy meze 1,39 Mo a stává se supernovou Ia. I.Hachisu aj. ukázali, jak vznikne supernova třídy I v symbiotickédvojhvězdě, složené z bílého trpaslíka a červeného obra. Silnýhvězdný vítr z bílého trpaslíka vede totiž ke zvýšení přetokulátky z červeného obra na bílého trpaslíka, čímž se zvýšíhmotnost bílého trpaslíka na Chandrasekharovu mez. Jelikož tentohvězdný vítr odnáší moment hybnosti ze soustavy, vzniká z původněširokého hvězdného pár velmi těsná dvojhvězda, což usnadňujevznik supernovy z kataklyzmických proměnných typu T CrB neboRS Oph. U rekurentních nov typu U Sco se červený obr s héliovýmjádrem změní na bílého trpaslíka s jádrem C+O a odtud je opět jenpověstný krůček k explozi supernovy typu I. E. Marietta aj.zkoumali vliv exploze supernovy třídy Ia na osudy sekundárnísložky dvojhvězdy. Pokud je tímto průvodcem hvězda hlavníposloupnosti, ztratí 0,16 Mo své hmoty díky rozpínající seobálce supernovy. Pokud je průvodcem červený obr, činí ztrátadokonce 0,54 Mo, čili většinu vnějších obalů hvězdy. Směremodvráceným od výbuchu vzniká za sekundární složkou chvostvyvrženého materiálu a náraz obálky na průvodce mu udělípřídavnou prostorovou rychlost 50 až 90 km/s. Svítivost průvodcevzroste až na 5 kLo.

(pokračování)

Věnováno památce vynikajícího pozorovatele Observatória na Skalnatom Plese Milana Antala (1935-1999) z Piešťan, zakladatele a prvního ředitele Hvězdárny v Úpici, čestného člena České astronomické společnosti Vladimíra Mlejnka (1920-1999) a dlouholetého pozorovatele Hvězdárny v Ondřejově Zdeňka Pěkného (1923-1999).

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
Češi bodují v Argentině
Ilustrační foto...
Je to jako astronomii na stěnu házet
Ilustrační foto...
Žeň objevů 2006 B
Ilustrační foto...
Návod na použití vesmíru - Užitečná ruka
Ilustrační foto...
Galaxie Tichošlápek
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