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 2006 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 (SNR)

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM, L, R.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Podle S. Seagerové bylo na počátku r. 2006 známo již 160exoplanet, z toho 30 patří do skupiny tzv. horkých jupiterů, tj.exoplanet s krátkou oběžnou dobou několika málo dnů, které jsounásledkem nepatrné vzdálenosti od mateřské hvězdy silně ohřívány.Až do r. 1999 se téměř všechny exoplanety dařilo odhalit díkyperiodické proměnnosti radiální rychlosti mateřské hvězdy; teprvekoncem toho roku byla objevena první exoplaneta metodou přechodu(transitu) exoplanety přes kotouček hvězdy, což působí poklesjasnosti hvězdy obvykle kolem 1 – 2%. Tato metoda umožňuje dostidobré určení střední hustoty příslušné exoplanety a tak je jistěpozoruhodné, že téměř všechny takto objevené exoplanety majínízkou hustotu (nižší než je hustota vody v pozemskýchpodmínkách).

Jelikož oběžné periody takto objevovaných exoplanet jsou krátké(1,5 – 4 dny), nacházejí se exoplanety v těsné blízkosti mateřskéhvězdy a jejich atmosféry jsou proto ohřáty na přivrácené straněke hvězdě na teploty minimálně 1 kK. To umožňuje pozorovat pomocíHST během transitu absorpční čáry ve spektru hvězdy, které dávajíchemické složení exoplanetární atmosféry, což je mj. vodnípára, oxid uhličitý a alkalické kovy jako např. sodík. Horkéexoplanety rotují pravděpodobně synchronně, takže odvrácenépolokoule jsou chladnější než přivrácené. Rozdíly však zmírňujeatmosférická cirkulace.

V říjnu 2005 objevili F. Bouchy aj. exoplanetu u jasnější složkydvojhvězdy HD 189733A (Vul; K1-2;5 kK; 0,8 M; 19 pc)s oběžnou dobou 2,2 d ve vzdálenosti 0,03 AU od mateřské hvězdy.Následně G. Hébrard a A. Lecavelier des Etangs odhalili záznamypřechodů této exoplanety v archivu astrometrické družiceHIPPARCOS z února a října 1991 a února 1993. Tak se podařiloneobyčejně zpřesnit oběžnou dobu exoplanety na 2,21857 d, cožv budoucnu umožní objevit z kolísání této periody případnédružice příslušné exoplanety. Exoplaneta má podle G. Bakose aj.poloměr 1,15 Rj a střední hustotu rovnou hustotě vody. Obíhá pokruhové dráze a stala se již devátou exoplanetou, u nížpozorujeme transity, což - jak známo - neobyčejně usnadňujepřesná určení parametrů exoplanet. Jak ukázali D. Deming aj.z infračervených měření v pásmu 16 μm kosmickým teleskopem SST,atmosféra exoplanety je díky blízkosti ke hvězdě ohřáta nateplotu 1,1 kK. V současné době jde tedy o dosud nejlepší údajeo exoplanetě vůbec. G. Szabó aj. se dokonce domnívají, že metodatransitů na družicích COROT a Kepler umožní odhalit i družice(exoměsíce) exoplanet s hmotnostmi >0,004 Mz.

F. Donovan aj. našli pomocí transitů první exoplanetu TrES-2v zorném poli družice Kepler. Kolem hvězdy GSC 03549-02811 (G0 V;6 kK; 1,1 M) obíhá v periodě 2,5 d a její hmotnost činí 1,3Mj a poloměr 1,2 Rj. D. Charbonneau aj. pozorovali v létě 2005opakovaně přechody exoplanety přes kotouček hvězdy HD 149026(sp. G0 IV; 1,45 R; 1,3 M) a zpřesnili tak parametryexoplanety, tj. per. 2,88 d; 0,73 Rj; 0,36 Mj. Odtud vyplývástřední hustota exoplanety 1,1násobku hustoty vody. Autořiusuzují, že exoplaneta má tedy kamenné jádro a podobá se takspíše našemu Uranu než Saturnu. K témuž závěru dospěli nezávisleB. Sato aj., jímž však vyšla hustota 1,7násobku hustoty vodya pro kamenné jádro exoplanety odvodili hmotnost 70 Mz. Na totojádro se pak nabalil rozsáhlý plynný obal. Vzápětí P. McCulloughaj našli u hvězdy GSC 0241-01657 (CrB; V = 11 mag; G1 V; 1,0M; 0,9 R; d = 200 pc) metodou transitů jubilejní 10.exoplanetu XO-1b s maximálním poklesem jasnosti při přechodu0,02 mag. Exoplaneta o hmotnosti 1 Mj a poloměru 1,2 Rj obíhákolem mateřské hvězdy v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 7,5 mil. km.Podle M. Holmana aj. má exoplaneta průměrnou hustotu jen 70%hustoty vody.

K. Sahu aj. uskutečnili projekt SWEEPS pomocí kamery ACS HST,když po celý týden v únoru 2004 sledovali v zorném poli ve výdutiGalaxie jasnosti 180 tis. hvězd do V = 26 mag s cílem objevitpřechody exoplanet přes kotoučky zejména trpasličích hvězds hmotnostmi 0,44 – 1,24 M. Odhalili tak celkem 16potenciálních kandidátek s exoplanetami s oběžnými periodami 0,4– 2,5 d; z toho 5 případů má periody kratší než 1 d, takžeexoplanety jsou na povrchu rozpálené až na 3 kK. Přirozeně jepravděpodobné, že transity nastávají i u exoplanet s oběžnoudobou v rozmezí 10 – 200 dnů, kde souvislé pozorovací řady zatímchybějí. Protože poklesy jasností hvězd řádu 1% mohou měřiti astronomové-amatéři pomocí menších dalekohledů s kamerami typuCCD, rýsuje se zde vynikající příležitost pro objevovánía sledování právě takových exoplanet ve větších vzdálenostech odmateřské hvězdy. Tato pozorování pochopitelně vyžadujímezinárodní koordinaci amatérských pozorování - viz adresaTransitsearch.org.

I. Song aj. využili spektrografu NICMOS HST k přímému zobrazeníexoplanety, která je průvodcem mladého bílého trpaslíka 2MASSW2073-39 (d = 59 pc) ve hvězdné asociaci TW Hya. Pozorovánív blízké infračervené oblasti 0,9 – 1,6 μm proběhla v srpnu2004 a dubnu 2005, takže srovnáním obou snímků se podařilopotvrdit společný vlastní pohyb obou dobře rozlišených složeks minimální vzájemnou vzdáleností 46 AU. Soustava je staráalespoň 8 mld. roků a průvodce má hmotnost několika Mj.

Mezi exoplanetami nalezenými již klasickou metodou radiálníchrychlostí vynikl objev A. Sozzetiho aj. exoplanety s oběžnoudobou 1 002 dnů (2,7 r) u hvězdy HD 81040 (Leo; V = 7,7; spG2/3; T = 5,7 kK; 1,0 M; 0,9 R; minimální stáří 0,8 Gr; d=33 pc). Exoplaneta o hmotnosti 7 Mj obíhá po výstředné (e=0,5) dráze s velkou poloosou 1,9 AU. Autoři měřili kolísáníradiálních rychlostí hvězdy s poloviční amplitudou 170 m/s podobu pěti let. Podobně H. Jones aj. využili 3,9m dalekohledu AATk objevu dalších dvou exoplanet s velmi dlouhou periodou. Jdeo exoplanety o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem, které obíhajíkolem hvězd HD 187085 (Sgr; 7,2 mag; G0 V; 45 pc), resp. HD20782 (For; 7,4 mag; sp G2 V; d = 36 pc; T = 5,6 kK; 1 M;stáří 7 Gr). První z nich má dosti výstřednou dráhu (e = 0,5)s velkou poloosou 2 AU, oběžnou periodu 2,7 r a hmotnost 0,75Mj. Druhá z nich o hmotnosti 1,8 Mj obíhá v periodě 1,6 r posilně výstředné dráze (e = 0,92!) s velkou poloosou 1,4 AU. M.Endl aj. sledovali hvězdu HD 45350 pomocí dalekohledůMcDonaldovy observatoře v Texasu a objevili tak exoplanetuo hmotnosti 1,8 Mj, obíhající kolem mateřské hvězdy opět povelmi výstředné dráze (e = 0,76) s velkou poloosou 1,9 AUv periodě 2,6 r. Konečně R. Butler aj. oznámili objevdlouperiodické exoplanety u blízkého (9 pc) červeného trpaslíkaGJ 849 (M3.5 V). Exoplaneta o hmotnosti >0,8 Mj totiž obíhákolem mateřské hvězdy v periodě 5,2 r ve vzdálenosti 2,35 AU.

Zatím asi nejdelší souvislá měření cyklických změn radiálníchrychlostí trvající plných 25 roků zveřejnili A. Hatzes aj. a S.Reffertová aj. pro jasnou hvězdu β Gem (Pollux),klasifikovanou jako oranžového obra (1 mag; K0 III; d = 10 pc)o hmotnosti 1,8 M. Odtud vyplývá, že kolem hvězdy obíhá potéměř kruhové dráze (e = 0,02) v periodě 1,6 r a ve vzdálenosti1,6 AU exoplaneta s minimální hmotností 3 Mj. Také G. Benedictaj. využili patnáctileté astrometrie známé hvězdy εEri (K2 V; 0,8 M; 3,2 pc; stáří 800 Mr) v kombinaci s pozemníspektroskopií i sledováním HST k určení parametrů průvodce, jenžobíhá kolem mateřské hvězdy v periodě delší než 50 roků a s úhlemsklonu 30° ke kolmici k zornému paprsku. Jeho hmotnost je jen1,55 Mj, takže jde o exoplanetu mimořádně vzdálenou od hvězdy.Rozhodně lze tedy očekávat, že podobných objevů exoplanet vícevzdálených od mateřské hvězdy bude během času přibývat souběžněs tím, jak se budou prodlužovat pozorovací řady měřeníperiodických změn radiálních rychlostí.

Naproti tomu G. LoCurto aj. nalezli velmi horkou exoplanetu typuJupiter u hvězdy HD 212301 (8 mag; F8 V; d = 53 pc; 1,3 M;1,8 L; rot. per 12 d; stáří <1 Gr). Má hmotnost 0,45 Mja obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti jen 5 mil. km (!)v periodě 2,2 d. Velkým překvapením se stal objev J. Johnsonaaj., když u podobra HD 185269 (V = 6,7 mag; G0 IV; 6 kK; 1,3M; 1,9 R; 48 pc; stáří 4,2 mld. r) našli exoplanetuo hmotnosti >0,9 Mj, která obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě6,8 d ve střední vzdálenosti 12 mil. km, ale po drázes výstředností 0,3. Při těsné blízkosti k mateřské hvězdě a tudížsilným slapům se tak velká výstřednost nedá kloudně vysvětlit.

M. Mayor aj. odhalili už čtvrtou exoplanetu v soustavě hvězdyμ Ara (G3 IV-V; 5,8 kK; 1,1 M; 1,4 R; 15 pc). Exoplanetyo hmotnostech 0,03; 0,5; 1,7 a 1,8 Mj obíhají kolem hvězdy polehce výstředných drahách (e = 0,07 – 0,17) v periodách od 9,6d do 11,5 r ve vzdálenostech po řadě 0,09; 0,9; 1,5 a 5,2 AU,přičemž obydlitelná zóna kolem hvězdy má vnitřní hranici 0,7a vnější 1,2 AU. Čtyři exoplanety mají také hvězdy 55 Cnca neutronová hvězda (pulsar) B1257+12. C. Lovis aj. ohlásiliobjev exoplanetární soustavy u hvězdy HD 69830 (Pup; 6 mag; sp.K0 V; d = 13 pc; T = 5,4 kK; 0,9 M; 0,6 L), jež se skládáze tří pravděpodobně kamenných exoplanet s hmotnostmi po řadě10, 12 a 18 Mz, které obíhají kolem mateřské hvězdy po mírněvýstředných (e = 0,07 – 0,13) drahách s periodami po řadě 9,32 a 197 dnů ve vzdálenostech po řadě 0,08; 0,19 a 0,63 AU. Stářísoustavy odhadli na 4 – 10 mld. roků. Podle Y. Aliberta aj. sevnitřní exoplaneta nachází uvnitř tzv. ledové čáry, takže na sebenabrala hodně vodního ledu. Obecně jde o exoplanety s kamennýmijádry, rozsáhlým vodním oceánem na povrchu a plynnou atmosférou.Podle pozorování kosmickým teleskopem SST se navíc zdá, že jejichmateřská hvězda je obklopena i pásem exoplanetek ve vzdálenostech0,3 – 0,5 AU.

Všichni zmínění autoři přitom využili měření radiálních rychlostíhvězdy spektrografem HARPS ESO na La Silla v Chile, jenždosahuje přesnosti ±1 m/s. Kdybychom však chtěli naléztexoplanetu o hmotnosti Země, obíhající v 1 AU kolem hvězdyo hmotnosti Slunce, musel by příslušný spektrograf měřit radiálnírychlosti s přesností 90 mm/s, což je z fyzikálního hlediskapatrně nedosažitelné. Jak uvedla J. Birrielová, známe v současnédobě dvě hvězdy, které jsou fyzikálně nejbližší Slunci, tj. 18Scorpii (14 pc) a HD 98618 (39 pc). Obě hvězdy jsou o něcomálo hmotnější, svítivější a teplejší a současně o 0,5 mld. letmladší než Slunce. Šířka jejich ekosfér (oblastí obydlitelnostis tekutou vodou na povrchu případných kamenných exoplanet)dosahuje shodně 1 AU. U žádné z nich podle dnešních měření senevyskytují exoplanety typu horkých jupiterů, což je faktickydobrá zpráva pro možnost případného výskytu obydlitelných a ovšemdosud nezjistitelných exoplanet.

Zcela nečekaným objevem se stala pozorování R. Jayawardhany a V.Ivanova jakož i A. Brandekera aj. páru 1622-2405, skládajícíhose ze dvou exoplanet, bez jakékoliv mateřské hvězdy. Takovýmexoplanetám se říká planemy. Autoři využili dalekohledů VLTa NTT ESO ke sledování obou planem o minimálních hmotnostech 13a 10 Mj a povrchových teplotách 2,4 a 2,1 kK, které se nalézajív prachoplynovém mračnu v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenostizhruba 120 pc od nás. Mračno je známé jako hvězdná kolébkaobjektů starých nanejvýš 10 mil. roků. Vzájemná vzdálenost obouvelmi mladých planem činí 240 AU a je prakticky jisté, že vzniklyzároveň drobením (fragmentací) původního mračna. To ovšem neníobvyklá cesta vzniku planetárních soustav podobných naší slunečnísoustavě. "Sluneční soustavy" vznikají mnohem pravděpodobněji zezárodečného disku, obklopujícího prahvězdu.

Další kuriozitou ve výzkumu exoplanet se stal objev exoplanetyu dvojhvězdy, který je výsledkem šestiletých měření změnradiálních rychlostí hvězdy HD 142022 pomocí přesnéhospektrografu CORALIE u švýcarského 1,2m dalekohledu Euler na LaSilla a ešeletu HARPS u 3,6m teleskopu ESO. Podle A. Eggenbergeraaj. jde o dvojhvězdu s velkou vzájemnou vzdáleností složek1 033 AU a hmotnostmi 1,0 a 0,6 M, vzdálenou od nás 36 pc.Exoplaneta obíhá kolem primární složky v periodě 5,3 roku povýstředné dráze (e = 0,5) ve vzdálenosti 3 AU a má minimálníhmotnost 5 Mj. Za vysokou výstřednost dráhy takto hmotnéexoplanety pravděpodobně mohou gravitační poruchy vzdálené složkyzmíněné dvojhvězdy. Ešelet HARPS dosahující přesnosti v určeníradiální rychlosti 1,3 m/s stojí i za objevem S. Udryho aj.extrémně lehké exoplanety o hmotnosti jen 14 Mz u hvězdy HD4308 (sp G5 V; 5,7 kK; 1,0 L; 0,8 M; stáří 10 Gr; 217 pc).Exoplaneta kolem ní obíhá ve vzdálenosti 0,12 AU v periodě 15,6d.

Rekord však neměl dlouhého trvání, jelikož již koncem ledna 2006ohlásily mezinárodní týmy PLANET/RoboNet, MOA a OGLE pod vedenímJ.-P. Beaulieua, že při sledování gravitačních mikročočekzaznamenaly zjasňování objektu OGLE-2005-BLG-390L (1754-30;Sco) počínaje 11. 7. 2005. Hvězda (G4 III; 10 R) nacházející seve výduti Galaxie ve vzdálenosti asi 8,5 kpc se do 31. 7. 2005zjasnila o 1,4 mag, načež její jasnost začala souměrněa achromaticky s časem opět klesat, což je pro gravitačnímikročočky typické. Na sestupné části světelné křivky se všakpodařilo zaznamenat (díky rozsáhlé mezinárodní spolupráci mnohaobservatoří zejména na jižní polokouli) malý "zoubek" - zjasněnív trvání asi 12 h v noci 9/10. 8. 2005. Autoři odtud odvodili, žekolem gravitační mikročočky - trpasličí hvězdy třídyM o hmotnosti 0,2 M - obíhá exoplaneta o hmotnosti jen 5,5 Mzve vzdálenosti 2,6 AU. Tato soustava je od nás vzdálena asi 6,6kpc. Jelikož mateřská hvězda svítí málo, má exoplaneta podle D.Ehrenreicha aj. povrchovou teplotu jen 40 K, takže rozhodně nenípříliš vhodná pro život, když stáří mateřské hvězdy odhadli navíce než 9 mld. let. Na povrchu exoplanety se proto už nenacházívoda, takže je zmrzlá na kost. Autoři však připouštějí, že před4,5 mld. let tam ještě díky radioaktivitě hornin mohla tekutávoda být.

Velkým úspěchem pozorovací astronomie se stala také gravitačnímikročočka OGLE-2003-BLG-53, kdy D. Bennett aj. využili HST jakk zobrazení samotné mikročočky tak i čočkované hvězdy úhlověvzdálené od mikročočky o pouhých 0,006″. Mikročočka má hmotnost0,6 M a příslušná exoplaneta o hmotnosti 2,6 Mj se nachází vevzdálenosti 4,3 AU od hvězdy, což poněkud připomíná vzhled našíplanetární soustavy. Tato mimořádně zdařilá pozorování poukazujína velký potenciál hledání exoplanet pomocí efektu gravitačníchmikročoček, protože citlivost metody jen mírně klesá sevzdáleností objektů od Slunce a dává překvapivě dobré údajeo všech objektech, které se na příslušném jevu podílejí.

Skutečně již o několik měsíců později oznámili N. Santos aj., žev databázi OGLE existující objekty TR-10, -56 a -111 mají nazákladě spekter mateřských hvězd, pořízených spektrografem UVESVLT, hmotnosti 0,8 – 1,2 M a poloměry 1,1 – 0,8 R. Kolem nichobíhají exoplanety s hmotnostmi 0,5 – 1,2 Mj a poloměry 1,0 –1,4 Rj. Podobně A. Gould aj. objevili na světelné křivcegravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-169, kdy jasnost čočkovanéhvězdy stoupla 800krát (!), "zoubek" odpovídající exoplanetěo hmotnosti 13 Mz ve vzdálenosti 2,7 AU od mateřské hvězdyo hmotnosti 0,5 M. Z toho se dá usoudit, že exoplaneto hmotnostech podobných Neptunu se vyskytuje velmi mnoho.

J. Bond aj. se věnovali určování zastoupení těžších chemickýchprvků ("kovů") u hvězd sp. třídy G, které by případně mohly mítkolem sebe exoplanety. Do poloviny roku 2005 prozkoumali celkem136 hvězd, z nichž u 20 už exoplanety známe. Jejich mateřskéhvězdy mají prokazatelně vyšší zastoupení kovů (Fe, C, Na, Al,Si, Ca, Ti, Ni) než hvězdy, které jsou téměř jistě bez exoplanet.Autoři se domnívají, že přebytek kovů je způsoben jejichpřebytkem již v zárodečném mračnu, z něhož hvězda vznikala- jinými slovy, pravděpodobnost vzniku exoplanet se zvyšujesouběžně se stárnutím vesmíru. Později vznikající hvězdy jsoutotiž tvořeny materiálem, který byl již vícekrát recyklován přitermonukleárních reakcích v předešlých pokoleních hvězd.

R. Butler aj. sestavili katalog všech známých exoplanet dovzdálenosti 200 pc od Slunce. Jejich hmotnosti jsou vesměs nižšínež 24 Mj, takže zahrnují i lehčí hnědé trpaslíky. Pokud jsouexoplanety k mateřským hvězdám blíže než 0,1 AU, mají vesměskruhové dráhy, což je důsledek dynamického slapového tření.Orbitální periody krátkoperiodických exoplanet se kupí kolemhodnoty 3 d. Četnost exoplanet prudce stoupá s jejichklesajících hmotností a s rostoucí vzdáleností od mateřskýchhvězd. To znamená, že dosavadní technické možnosti umožňujízachytit jen pověstnou špičku ledovce - naprostá většinaexoplanet našim přístrojům dosud uniká.

Zajímavé je rovněž zjištění, že řada exoplanet, resp. hnědýchtrpaslíků přežije i fázi červeného obra mateřské hvězdy a zůstanenaživu ještě ve fázi bílého trpaslíka. Názorně to ukázal objev P.Maxteda aj., když našli bílého trpaslíka WD 0137-349o hmotnosti 0,4 M, kolem něhož obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti55 Mj ve vzdálenosti 700 tis. km a v periodě 2 h. Před 250 mil.let byl ještě bílý trpaslík červeným obrem a jeho povrch sahal ažza dnešní dráhu hnědého trpaslíka, takže ten poněkud "odtál".Hnědý trpaslík však dle výpočtů ještě ani teď zdaleka nemávyhráno, Jelikož takto těsná soustava ztrácí energii vyzařovánímgravitačních vln, blíží se hnědý trpaslík po spirále k trpaslíkubílému a podle prvních odhadů jím bude nakonec pohlcen asi za1,4 mld. let...

M. Ikoma aj. shrnuli přesné údaje o devíti exoplanetáchpozorovaných během transitů. Téměř všechny mají poloměrypřibližně stejné jako Jupiter, s výjimkou exoplanetyHD 149026b, která má při hmotnosti 0,36 Mj poloměr jen 0,73Rj a hmotnost 110 Mz. Odtud plyne, že v jádře exoplanety jsoutěžší prvky, takže hmotnost jejího kamenné jádra autoři odhadujína 70 Mz. Odtud plyne, že tento typ exoplanet vzniká přibíránímlátky na zárodečné kamenné jádro, nikoliv z nestabilitv protoplanetárním disku.

J. Caballero aj. si položili otázku, zda máme opravdu přesvědčivýdůkaz o existenci osamělých exoplanet - nomádů. Studovaliexoplanety v kompaktní kupě kolem hvězdy σ Ori o stáří jen3 mil. roků, kde se mj. vyskytuje hnědý trpaslík SE 70 v úhlovévzdálenosti 5″ od obří exoplanety S Ori 68. Při vzdálenostikupy 360 pc představuje tato rozteč lineární hodnotu minimálně1 700 AU. Autoři odhadli hmotnost hnědého trpaslíka sp. třídyM5-6 na 45 Mj a exoplanety sp. třídy L5 na 5 Mj. Podle jejichnázoru vše nasvědčuje tomu, že jde spíše o velmi vzdálené složkyjediné soustavy s rekordně nízkou hmotností primární složky- hnědého trpaslíka. Podobný případ objevili S. Metchev a L.Hillenbrand u hvězdy HD 203030 (G8 V; stáří 130 – 400 mil.let). V úhlové vzdálenosti 12″ (separace 490 AU) se nacházísubstelární objekt o hmotnosti 0,023 M (sp. L7.5) a teplotě1,2 kK, jenž vykazuje shodný vlastní pohyb se zmíněnou hvězdou.

S. Raymond aj. simulovali vývoj obřích i terestrických planetpro různé počáteční podmínky vzniku planetárních soustav. Obecněplatí, že obří plynné planety vznikají mnohem rychleji nežkamenné planety terestrického typu, což v mnoha případechzabraňuje obecně mnohem pomalejšímu vzniku terestrických planet.Speciálně vznik obřích planet ve vzdálenosti blíže než 2,5 AU odmateřské hvězdy slunečního typu spolehlivě zabrání vznikukamenných planet s hmotnostmi většími než 30% hmotnosti Země.Podobně záporný vliv na vznik terestrických planet mají též obříplanety s pozorovanými velkými výstřednostmi. Autoři z tohoodvozují, že většina dosud objevených exoplanet současněsnižuje vyhlídky na to, že by v těchto soustavách existovalyterestrické planety v ekosféře mateřské hvězdy.

2.2. Hnědí trpaslíci

J. Lloyd aj. úspěšně zobrazili hnědého trpaslíka u hvězdy GJ802 (13 mag; 0,175 M; 15 pc) pomocí metody aperturníhomaskování a adaptivní optiky u palomarského pětimetru. Hnědýtrpaslík o hmotnosti 0,064 M obíhá kolem hvězdy v periodě3,1 roku ve střední vzdálenosti 1,3 AU po dráze s výstředností0,6. V přísluní se ohřívá až na 1,8 kK. E. Artigau aj. objevilinejjasnějšího hnědého trpaslíka na severní polokouli u hvězdyJ0136-0933 (6 pc) díky měřením společných vlastních pohybů.Jeho infračervená hvězdná velikost v pásmu H dosahuje 12,8 maga jeho spektrum klasifikovali jako T2.5

B. Biller aj. využili dalekohledu VLT ESO ke studiu blízkého páruhvězdy SCR 1845-6357 (Pav; H = 9 mag; sp M8.5; d) = 3,8 pc)a hnědého trpaslíka (H = 13 mag; sp. T5.5; T <1,2 kK), kterýkolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 4,5 AU. Trpaslík má v atmosféřesilně zastoupen metan a je v současné době třetím nejbližšímhnědým trpaslíkem ke Slunci hned po páru hnědých trpaslíkůε Indi Ba+b ve vzdálenosti 3,6 pc. K. Stassun aj. našlipár zákrytových hnědých trpaslíků 2M J0535-0546 (Ori; 420 pc)o hmotnostech složek 56 a 36 Mj a poloměrech 6,5 a 5 Rj.Velikost poloměrů nasvědčuje tomu, že oba objekty ještěprodělávají fází gravitačního smršťování, takže jsou velmi mladé.Obě složky sp. třídy M6.5 kolem sebe obíhají po silně protáhlé(e = 0,3) eliptické (a = 6 mil. km) dráze v periodě 9,8 d.Paradoxně je lehčí složka o 140 K teplejší než složka hmotnější.Podobně C. Celino aj. pozorovali pomocí Keckova teleskopus laserovou adaptivní optikou pár hnědých trpaslíků Kelu-1AB(d = 19 pc) a určili jejich sp. třídy na L2 a L3,5. Zatímco přiobjevu dvojice pomocí HST v r. 1998 byla úhlová vzdálenost složekjen 0,045″, při měřeních v r. 2005 činila už 0,29″, což dávásklon dráhy vůči pozorovateli >81° a oběžnou dobu >40 r.

P. Maxted aj. studovali hnědého trpaslíka, jenž obíhá kolemmagnetického bílého trpaslíka SDSS J1212+0136 (Vir; V = 15mag; 16,5 kK; log g =7,5; 0,4 M; 0,02 R; 0,02 L; 102 pc).Hnědý trpaslík kolem něho obíhá v periodě 115 min a jeho hmotnostčiní 0,053 M. To znamená, že hnědý trpaslík pohodlně přežilepizodu obra před zhroucením hvězdy na bílého trpaslíka asi před250 mil. let.

D. Grether a C. Lineweaver si povšimli, že na křivce četnostikosmických objektů od hvězd k planetám (tzv. funkce hmotnosti)dochází k výraznému poklesu v pásmu hnědých trpaslíků, kterých jeo dva řády méně než hvězd slunečního typu, zatímco obřích planettypu Jupiter a exoplanet typu Neptun zase souměrně přibývá. Toto"zhoupnutí" funkce hmotnosti dosahuje minima pro hmotnost 31 Mja autoři ho označují za "hnědou poušť", jejíž existence zřejměsouvisí se způsobem, jak objekty různých hmotností vznikají a jakse dále vyvíjejí.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

K. Nakazatto aj. se věnovali aspektům vývoje hvězd I. generace(populace III), jež zpočátku obsahují pouze vodík a helium.Následkem toho jsou jejich počáteční hmotnosti z dnešního pohleduzávratné: dosahovaly totiž hodnot v rozmezí 100 – 100 000 M!Výpočty na superpočítačích pro hmotnosti hvězd 300 – 10 000 Mukázaly, že takové hvězdy bez příměsi těžších prvků (tzv. kovů)jsou zpočátku neprůhledné dokonce i pro neutrina. Teprve pozvolnádifuze neutrin umožní jejich gravitační zhroucení a exploziv podobě hypernov, čímž se mezihvězdný prostor poprvé začneobohacovat o kovy, které pak umožňují vznik hvězd II. generaces podstatně nižšími hmotnostmi. T. Okhubo aj. ukázali, že prohvězdy I. generace v rozmezí hmotností 500 – 1 000 M docházípři závěrečné explozi k obohacení chemie mezihvězdného prostorupři současném zhroucení jejich jader na černé díry o hmotnostech230 – 500 M, což by mohly být často uvažované intermediálníčerné díry. J. Silk a M. Langer však tvrdí, že simulace jsou jenakademické, protože magnetické nestability omezí hmotnosti hvězdI. generace na pouhých 50 M. K podobnému závěru dospěl také J.Tumlinson, jenž odhadl hmotnost hvězd I. generace jen na 10 – 40M.

I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15mladých hvězd podobných Slunci, u nichž byl v infračerveném pásmupozorován prachový akreční disk. Teplota prachu ve vnitřníchčástech disků se pohybuje mezi 300 – 100 K, zatímco vnější okrajedosahují teploty sotva 20 K. Žádný z disků neobsahuje většímnožství plynu. Ve vzdálenostech 1 – 40 AU jsou v podobě plynunanejvýš 4% Mj a v mezikoulí o poloměrech 10 – 40 AU méně než2 Mz. Jelikož stáří soustav se odhaduje na pouhých 30 mil. roků,znamená to, že buď již v tomto mládí jsou sbaleny exoplanety typuNeptun, anebo tam nevzniknou ani během dalších 70 mil. let,protože stavební materiál zkrátka chybí. Pokud se blížek mateřské hvězdě běžně tvoří exoplanety, pak se jejich dráhypřibližují kružnici pouze tehdy, jestliže zrod těchto exoplanettrvá méně než 30 mil. let - jinak už nebude v soustavě dostbrzdného odporujícího plynného prostředí na srovnání drahz protáhlých elips na kružnice.

M. Beltránová aj. upozornili na to, že akrecí plynu a prachu nahvězdný zárodek se zvyšuje tlak záření, který zabrzdí dalšíakreci při hmotnosti zárodku nad 10 M. Hmotnější hvězdy protomohou vznikat jedině nesférickou akrecí, protože tlak záření jenejsilnější kolem pólů hvězdného zárodku. Je tedy možné, žeakrece podél rovníku může dále pokračovat, ale je zřejmé, žetento proces je fyzikálně velmi vzácný. Autoři uvádějí jakopříklad hyperkompaktní mračno ionizovaného vodíku G24.78+0.08o průměru pod 1,5 kAU, vzdálené od nás 7,7 kpc. Mračno máhmotnost 20 M a zářivý výkon 33 kL (!) a je tedy příklademvzniku vysoce hmotné hvězdy.

E. Huff a S. Stahler zkoumali tvorbu hvězd v proslulé mlhoviněv Orionu a zjistili, že tempo vzniku nových hvězd se běhemposledních 10 mil. roků neustále zvyšuje nezávisle na hmotnosti.Na vině je známá soustava Trapez (lichoběžník), která postupnělikviduje obří molekulové mračno jeho přeměnou na hvězdy. Podlevýpočtu obou autorů mělo mračno před začátkem destrukce Trapezemhmotnost asi 6 700 M, která postupně vede ke vzniku hvězdnéasociace OB, jež nebude vzájemně vázána gravitací a tak senakonec rozplyne.

2.4. Osamělé hvězdy

C. Lada zvrátil všeobecný názor, že nejběžnějšími hvězdnýmisoustavami ve vesmíru jsou dvojhvězdy. Ukázal, že v homogennímvzorku poblíž Slunce vysoko převažují trpasličí hvězdy sp. třídyM, které tvoří 85% všech hvězd. Ve slunečním okolí do 10 pc jejen čtvrtina těchto hvězd členy vícenásobných soustav, do nichžnavíc započítal i hnědé trpaslíky. Následkem toho je v diskuGalaxie 2/3 hvězd osamělých! Hvězdy převážně třídy M mohou tedymít docela snadno planetární soustavy podobné té naší u Slunce.Také podle T. Younga aj. vychází, že v Galaxii alespoň 70% hvězdhmotnost menší 1 M.

J. Meléndez aj. našli díky pozorováním Keckovým spektrografemHIRES dosud nejlepší protějšek našeho Slunce v podobě hvězdy HD98618 (UMa; 7,7 mag; G5 V; 39 pc). Hvězda je asi o 300 mil. rokůmladší než Slunce, má o 2% větší hmotnost, nepatrně vyššízastoupení kovů, je o 66 K teplejší, o 6% vyšší zářivý výkona o 90 m/s vyšší rotační rychlost na rovníku. Hvězda nemá ve svémokolí žádného horkého jupitera, který by bránil dlouhodobéexistenci terestrických planet a šířka její ekosféry činí 1 AU,takže právě tam by případně taková terestrická exoplaneta mohlabýt. C. Liefke a J. Schmitt porovnávali pomocí družice Newtonchemické složení koróny dvojhvězdy α Cen AB (-0,3 mag; G2 V+ K2 IV; 1,34 pc) se sluneční korónou. Zjistili, že v porovnáníse Sluncem má koróna složky B více než dvojnásobek neonu, cožvelmi významně ovlivňuje výpočty opacity (neprůhlednosti) nitrahvězdy a tím i hloubku její konvektivní zóny. Jelikož hloubkukonvektivní zóny u Slunce je nezávisle dobře známa díkyhelioseismologii, dostáváme se tak do rozporu jak pro Slunce takpro zmíněnou dvojhvězdu, protože i ta má v porovnání s běžnýmihvězdy stále ještě deficit neonu. Zatím není vůbec jasné, čímjsou tyto nesrovnalosti způsobeny.

D. Pease aj. pozorovali jasnou hvězdu Vegu (0,0 mag; A0 V; 7,8pc) rentgenovou družicí Chandra a byli překvapeni tím, že Veganedává žádný měřitelný rentgenový signál, tj. teplota jejípřípadné koróny je nízká a rentgenový zářivý výkon je menší než2 EW. Podobný výsledek přineslo také sledování dalších hvězd napřechodu spektrálních tříd B/A, což zřejmě znamená, že hvězdyhlavní posloupnosti s povrchovými teplotami v rozmezí 8,5 – 12 kKnemají aktivní koróny ani ohřev hvězdného větru rázovými vlnami.

Vzápětí J. Aufdenberg aj. využili nového infračervenéhointerferometru CHARA se základnami 103 a 273 m na Mt. Wilsonu kezměření geometrických parametrů Vegy s úhlovým rozlišením 0,2milivteřiny. K všeobecnému úžasu se tak ukázalo, že Vega,považovaná až dosud za standardní referenční hvězdu pro stelárnívýzkumy v Galaxii, je ve skutečnosti silně zploštělá a podlezákona schválnosti míří její rotační osa téměř přímo (odchylkadosahuje jen 4,5°) k nám! Tím se okamžitě podařilo vysvětlitdlouhodobý problém, že Vega je o 0,5 mag jasnější a o 20% větší,než by se na standardní hvězdu spektrální třídy A0 V slušelo.Proto je teplota hvězdy na pólu 10 kK, kdežto na rovníku necelých8 kK kK, neboť polární poloměr činí jen 2,3 R, kdežto rovníkový2,7 R. Podobně kolísá v závislosti na "geografické" šířcei zářivý výkon Vegy. Průměrný zářivý výkon dosahuje 37 L, aleve směru k pólům stoupá až na 60 L. Vega rotuje v periodě 12,4h, tj. plnými 92% rychlosti kritické, při níž by ji odstředivásíla na rovníku již trhala. K podobnému závěru dospěli také D.Peterson aj., kteří pro Vegu dostali rychlost rotace na rovníku270 km/s; hmotnost 2,1 M; stáří 570 mil. let a deficit kovů(jen 0,8% proti sluneční hodnotě 2%).

Podobná schválnost se dle G. van Bella aj. týká rovněž hvězdyAlderamin (α Cep; A7 IV-V; 15 pc). Zploštění hvězdy (poměrhlavní a vedlejší poloosy) činí téměř 1,3:1, tj. délka poloos2,8 a 2,2 R, přičemž rotační pól hvězdy míří rovněž téměřpřesně k nám, takže na pólu má hvězda vyšší teplotu 8,4 kK.Hvězda rotuje 83% kritické rychlosti. Dále pak M. Vinicius aj.určili interferometrem VLTI ESO tvar Achernaru (α Eri; 0,5mag; B5 III) - nejjasnější hvězdy třídy Be na nebi. Hvězda jevýrazně zploštělá, takže rotuje 80% kritické rychlosti.

D. Gray a K. Brown shrnuli výsledky 20 roků měřenívysokodispersních spekter nejjasnější hvězdy severní oblohy- Arktura (-0,04 mag; sp. K2 III; 11 pc). Z kolísání poloh čáryFe I jim vyšla neuvěřitelně dlouhá rotační perioda 2 r, tj. připoloměru hvězdy 25 R činí rotační rychlost na rovníku jen 1,8km/s. B. Croll aj. sledovali známou hvězd ε Eri (3,7mag; K2 V; 3,3 pc), kolem níž obíhá nejbližší známá exoplanetas hmotností 1,5 Mj v oběžné době 7 r. Hvězda rotující kolem svéosy v periodě něco přes 11 d při rychlostí na rovníku pod 3,4km/s je obklopena prachovým prstenem o poloměru 65 AU. Vykazujepoměrně silné magnetické pole o indukci 0,1 T a je určitě mladšínež 1 mld. let. K. Strassmeier a J. Rice uskutečnili prvnídopplerovské zobrazení povrchu osamělé mladé hvězdy PW And(HD1405; K2 V) pomocí studia profilů 58 spektrálních čar.Objevili tak podél rovníku až do "geografických" šířek ±40° ažo 1,2 kK chladnější skvrny a zpřesnili rotační periodu hvězdy1,8 d ( >24 km/s na rovníku) na 5 platných cifer. Určili teplotujejí fotosféry na 5 kK, poloměr hvězdy 1,2 R, zářivý výkon na0,6 L a hmotnost na 1,1 M. Mladá hvězda před hlavníposloupností rotuje rychle, ale zřetelně se brzdí. Její stáříodhadli na 20 mil. roků.

C. Fuentes aj. zkoumali prchající hvězdu SDSS J090745+0245(Hya; B9 V; 10,5 kK; 71 kpc), která se vzdaluje od jádra Galaxierychlostí 709 km/s a jeví proměnnost s amplitudami do 10%a periodami do 2 d. Musí být nutně mladší než 350 mil. r. a všepodle J. Hillse nasvědčuje tomu, že byla vyvržena z okolí černéveledíry v jádře Galaxie. Původně šlo totiž o dvojhvězdu, kteroublízký průlet v okolí černé veledíry slapově rozdělil, takžejedna složka zapadla do černé veledíry a druhá naopak získalarychlost vyšší než únikovou a tak byla z Galaxie doslovakatapultována. W. Brown aj. našli v halu Galaxie ve vzdálenosti10 kpc od nás další dvě prchající hvězdy (J091301 a J091759)v souhvězdích Lva a Velké medvědice sp. třídy B8 V, které jsouvzdáleny od centra Galaxie 75, resp. 55 kpc, jež od jádrasoustavy prchají rychlostmi 560 a 640 km/s. A. Burgasser a J.Kirpatrick objevili rovněž v halu Galaxie dosud nejchladnějšíhopodtrpaslíka LEHPM 2-59 (R = 19 mag; sp. sdM8; 66 pc)o teplotě 2,9 kK a hmotnosti 0,09 M. Objekt vykazuje silnýdeficit kovů, jak se sluší na tak starou hvězdu.

W. Aoki uveřejnil rozbor spektra hvězdy HE 1327-2326 (Hya),pořízeného japonským obřím dalekohledem Subaru. Hvězda se nacházíbuď na hlavní posloupnosti anebo již ve stádiu podobra po hlavníposloupnosti a obsahuje v atmosféře 250tisíckrát méně železa nežatmosféra Slunce, což je rekordní deficit. Naproti tomu jevípřebytek stroncia a téměř normální zastoupení uhlíku. Zřejmě jdeo vzácnou hvězdu populace III, tedy představitelku nejstaršíhopokolení hvězd v Galaxii.

2.5. Těsné dvojhvězdy

N. Linder aj. pozorovali rentgenovou družicí Newton proslulouPlaskettovu hvězdu (HD 47129; 1,5 kpc), která patří mezinejhmotnější hvězdné objekty v Galaxii. Díky tomu, že jdefakticky o interagující dvojhvězdu s oběžnou dobou 14,4 da kruhovou drahou, lze totiž hmotnosti obou složek i dalšíparametry určit s vysokou spolehlivostí. Obě veleobří složkyvykazují velmi raná spektra O6 I a O7.5 I a hmotnosti 51 a 42M, takže celá soustava má rekordní dobře ověřenou hmotnost 93M. Družice Newton ukázala, že soustava vydává silnéa neproměnné rentgenové záření, vznikající při srážkáchintenzívních hvězdných větrů obou složek při teplotách až 16 MK.

J. Provost aj. využili asteroseismologie Prokyonu A (0,4 mag;F5 IV-V; 3,5 pc) ke zpřesnění jeho hmotnosti na 1,45 M, kdyžexistence průvodce Prokyonu B (bílého trpaslíka 11 mag) dáváspodní mez stáří soustavy 2 mld. roků. To je současně horníhranice pro stáří Prokyonu A odvozená z asteroseismologie, takžezatím není jasné, zda Prokyon A už opustil hlavní posloupnost.K prakticky stejné hmotnosti Prokyonu A (1,43 M) dospěliz astrometrie za léta 1986-2004 G. Gatewood a I. Han. Ti navícodvodili i hmotnost Prokyonu B na 0,58 M.

R. Ipingová aj. pozorovali obří dvojhvězdu éta Carinae (2,3kpc) pomocí družice FUSE v dalekém ultrafialovém pásmu (95 – 100nm) a našli tam čáry sekundární složky, která je teplejší nežhlavní složka. To se potvrdilo v červnu 2003, kdy čáry teplejšíhosekundáru zmizely právě tehdy, když podle výpočtu dráhy sesekundár skryl za primární složku. Jejich objev potvrdili také T.Gull aj., kteří dvojhvězdu snímkovali spektrografem STIS HST.Sekundární složka obíhá primár po vysoce protáhlé dráze v periodě5,5 r. Její spektrum připomíná spektrum Wolfových-Rayetovýchhvězd anebo veleobrů třídy O s teplotou >25 kK. Hmotnost objektudosahuje minimálně 30 M, zatímco hmotnost primární složky činímožná až 70 M, takže je téměř jisté že tato složka vybuchnejako supernova II. třídy nejpozději za 100 tis. let.

B. Wood a M. Karovska se zabývali proslulou dvojhvězdoua současně prototypem dlouhoperiodických proměnných hvězdomikron (Mira) Ceti. Při vzdálenosti soustavy 130 pc jde téžo nejbližší známou symbiotickou hvězdu, takže svůj název"podivuhodná" si opravdu zaslouží. Ultrafialová pozorovánídružice FUSE a kosmického teleskopu HST ukazují, že intenzitatohoto záření se po propadu v letech 1999-2001 opět vrátila naúroveň, kterou naměřila družice IUE v letech 1979-80 a 1990-95.Příčinou ultrafialového záření soustavy spočívá v akrecihvězdného větru červeného obra o poloměru 250 R (1,2 AU!) napovrch průvodce, který kolem Miry obíhá ve vzdálenosti 70 AUv oběžné periodě 500 roků. Mira ztrácí větrem 10-7 M/ra sekundární složka na to reaguje vlastním větrem se ztrátou2,5-12 M/r. Jeho intenzita je modulována intenzitou větruprimárního, která kolísá v periodě asi 14 let. Příčina kolísánívšak není známa.

E. Lajus a V. Niemela odvodili elementy zákrytové dvojhvězdy LS1135 (0843-4607). Soustava je rovněž spektroskopickoudvojhvězdou o oběžné periodě 2,7 d a sklonu 68,5°, skládající seze složek o hmotnostech 30 a 9 M a poloměrech 11 a 5 R. Anijedna složka nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže jde o klasickouoddělenou dvojhvězdu. Primární složka je sp. třídy O a sekundárníB1 V. Poměr hmotností q = 0,3 je pro primár třídy O zcelaextrémní.

Ch. a A. Chaliullinovi odvodili z tříbarevné světelné křivkyparametry zákrytové dvojhvězdy HS Herculis (V = 8,5 mag; B5V + A7; 480 pc), jejíž složky kolem sebe obíhají v periodě 1,6d po výstředné (e = 0,2) dráze s velkou poloosou 7,7 mil. kma sklonem 89°. Primární složka má teplotu 15,5 kK; poloměr 2,8R a hmotnost 5,0 M. Teplota sekundáru činí 7,8 kK; poloměr1,6 R a hmotnost 1,6 M. Jejich bolometrické hvězdné velikostidosahují -1,8 a +2,4 mag. Odtud vyplývá, že jde o velmi mladéhvězdy o stáří zhruba 17 mil. roků. C. Lacy aj. určili zesvětelné křivky elementy zákrytové dvojhvězdy EY Cephei, kteráse skládá za dvou stejně hmotných mladých hvězd, jež se ocitly nahlavní posloupnosti teprve před 40 mil. let. Tím lze vysvětlitvelmi vysokou výstřednost jejich oběžné dráhy e = 0,44 připeriodě 8,0 d. Obě složky mají spektrální třídu F0, teploty 7,1a 7,0 K, poloměr 1,46 a 1,47 R a hmotnosti 1,5 M. W. Bagnuoloaj. využili interferometru CHARA ke změření hmotností dvoučárovéspektroskopické dvojhvězdy 12 Persei. Dostali tak hodnoty 1,38a 1,24 M s přesností lepší než 1%.

G. Herbig a R. Griffin uveřejnili multispektrální rozborparametrů dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy θ1Orionis E, která je 5. nejjasnějším členem známého lichoběžníka(Trapez) v mlhovině v Orionu (450 pc). Od r. 1982 víme, že hvězdaje silným zdrojem rentgenového záření, přestože na rozdíl odostatních hvězd Trapezu patří k pozdní spektrální třídě G5 IIIa jeví silné emise vápníku (čáry H a K). Obě složky mají stejnouhmotnost kolem 3 M i poloměr asi 7 R. Jejich stáří seodhaduje na necelý milion let, což je s ohledem na vzhled spektratéměř nepochopitelné. Obě složky dvojhvězdy E obíhají kolemspolečného těžiště v periodě 9,9 d po kruhové dráze s poloměrem>11 mil. km

D. Terrell aj. uspěli při odvození elementů kompaktní dotykovédvojhvězdy FI Bootis díky rozboru pětibarevné světelné křivky(UBVRI). Dvojhvězda je tak kompaktní, že je i silnýmrentgenovým zdrojem RX 1522+51. Obě složky kolem sebe obíhajív periodě jen 0,4 dne ve vzájemné vzdálenosti jen 1,6 mil. km.Mají teploty 5,5 a 5,1 kK; poloměry 1,1 a 0,7 R; svítivosti1,0 a 0,3 L a poměr hmotností q = 0,4. Odtud se podařilourčit také vzdálenost soustavy od nás na 95 pc, což se dost lišíod údaje družice HIPPARCOS (105 pc).

S. Howell aj. studovali dvojhvězdu EF Eridani, v níž primárnísložku představuje magnetický bílý trpaslík s indukcí 1,4 kT napovrchu hvězdy. Jeho hmotnost odhadli na 0,6 M, odkud pakvyplývá velmi nízká hmotnost sekundární složky 0,055 M, tj.nejde o hvězdu, ale o hnědého trpaslíka, který obíhá kolemprimární složky v periodě pouhých 81 min. Silné magnetické polevšak vyvolává měřitelnou chromosférickou aktivitu na substelárnímbodě sekundární složky, jejíž intenzita s časem kolísá. Zatímcopředešlých 9 let byla aktivita nepatrná, od r. 2005 začala opětvýrazně růst. Podobně P. Maxted aj. objevili oddělenou dvojhvězdu0137-349 (Scl) s oběžnou dobou 2 h, která se skládá z bílého(16 kK; 0,02 R; 0,02 L; 0,4 M; hustota 30mil.-násobek vody;100 pc; stáří 250 mil. r.) a hnědého trpaslíka, který má hmotnost0,05 M. Autoři soudí, že když byl bílý trpaslík ve stádiučerveného obra, tak doslova zalil hnědého trpaslíka, který všaktuto epizodu přežil a ještě si trochu nakradl hmotu, takže ho tozahlcení nijak nepoškodilo. Dnes ztrácí tato bizarní soustavaenergii vyzařováním gravitačních vln tak rychle, že za 1,4 mld.roků se její oběžná perioda zkrátí na pouhých 70 min. a díkypřetoku hmoty na bílého trpaslíka se změní na kataklyzmickouproměnnou.

G. Torres aj. odvodili parametry zákrytové dvojhvězdy V1061Cygni, která se skládá ze složek o hmotnostech 1,3 a 0,9 Ms teplotami 6,2 a 5,3 kK a poloměry 1,6 a 1,0 R. Sekundár jetedy o 10% větší a o 200 K chladnější, než by měl být podlevývojových modelů hvězd. Dvojice kolem sebe obíhá v periodě 2,4d, ale současně obíhá též kolem těžiště s třetí složkou, která máoběžnou dobu 16 let, hmotnost 0,9 M a teplotu 5,7 kK. Taképolodotyková zákrytová dvojhvězda V505 Sgr (110 pc) je dle C.Lázara aj. ve skutečnosti trojhvězdou. Samotná dvojhvězda seskládá z primáru sp. třídy A2 V o teplotě 8,8 kK, svítivosti 23L, poloměru 2,1 R a hmotnosti 2,65 M jakož i sekundáru sp.třídy G5 IV o teplotě 5,3 kK, svítivosti 4 L, poloměru 2,3 Ra hmotnosti 1,25 M. Tyto složky kolem sebe obíhají v periodě1,2 d po mírně protáhlé dráze (e = 0,04) s velkou poloosou 3,8mil. km. Třetí složka obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodězhruba 38 let.

Další trojhvězdu našli F. Fekel aj. při pozorování dvoučárovéspektroskopické dvojhvězdy HD 131861 (Boo, 8 mag; sp. F5 V +G8 V; 90 pc) s oběžnou dobou 3,55 d a sklonem 52°. Zatímcoprimární složka o poloměru 1,5 R, svítivosti 3,9 La hmotnosti 1,5 M rotuje pomalu (subsynchronně), sekundáro poloměru 0,8 R, svítivosti 0,5 L a hmotnosti 0,9 Mvykazuje synchronní rotaci. Třetí složka se nachází vevzdálenosti 4 AU od zmíněné dvojhvězdy a obíhá kolem ní v periodě4,5 roku po mírně výstředné dráze (e = 0,1). Rovina její oběžnédráhy však není koplanární; je k oběžné rovině spektroskopickédvojhvězdy skloněna pod úhlem 29°. Ačkoliv není přímopozorovatelná, podařilo se nepřímo určit její spektrální třídu dKa hmotnost 0,7 M. N. Phan Bao aj. zkoumali chladný trpasličípár LP 714-37, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 33 AU.Zjistili přitom, že sekundární složka je ve skutečnosti těsnoudvojhvězdou se vzájemnou vzdáleností >7 AU. Primární složka sp.třídy M5.5 má hmotnost 0,11 M a absolutní hvězdnou velikost9,1 mag. Sekundární pár má hmotnosti 0,09 a 0,08 M a absolutníhvězdné velikosti 10,0 a 10,4 mag.

V. Tamazian zkoumal pomocí 6m teleskopu SAO ve spojenís adaptivní optikou trojnásobnou soustavu DG Leonis (6 mag),která se skládá ze spektroskopické dvojhvězdy shodnýchspektrálních tříd A8 IV a třetí vzdálené a tudíž vizuálněrozlišitelné složky, jež je současně proměnnou hvězdou typuδ Sct. Jelikož astrometrie vizuální dvojhvězdy za posledních 70let je k dispozici, podařilo se určit oběžnou dobu 3. složky na101 let při výstřednosti dráhy e = 0,7. Měření na SAO takumožnilo stanovit úhrnnou hmotnost celé trojice na 6,2 M,z toho na 3. složku připadá 2,0 M a na každou složkuspektroskopické dvojhvězdy po 2,1 M. Vzdálenost soustavy od násčiní 200 pc.

J. Wertheimer a G. Laughlin se zabývali otázkou, zda k nejbližšídvojhvězdě α Centauri AB patří jako třetí do mariáše známáProxima Centauri. Proxima je totiž od zmíněného páru vzdálenaplných 15 kAU, tj. právě na hranici tzv. Hillova poloměru a jejírelativní rychlost vůči páru AB činí 0,5 km/s. Přitom zmíněný pármá souhrnnou hmotnost 2,0 M, kdežto Proxima jen 0,1 M, takževazebná energie Proximy vztažená k těžišti soustavy AB sev mezích chyb nachází právě na rozhraní mezi vazbou a trvalougravitační svobodou. Autoři se domnívají, že ve skutečnostiProxima se zmíněným párem trojhvězdu tvoří, ale přesvědčivý důkazposkytnou až budoucí přesnější měření radiálních rychlostí všechčlenů soustavy.

N. Evansové aj. se podařilo rozlišit těsnou dvojhvězduα UMi A (Polárka; sp. F7 I; d = 130 pc) díky snímkům z HST.Hmotnější složka Aa je nejjasnější cefeidou na obloze o hmotnosti4,3 M. Její průvodce Ab (sp. F7) se nachází v úhlovévzdálenosti 0,2″, tj. lineární vzdálenosti kolem 17 AU, jež obíhákolem Aa po výstředné dráze (e = 0,6) v periodě téměř 30 r.Polárka je ve skutečnosti trojhvězda; třetí složka B (sp. F3) jeod A vzdálena 18″ (≈2,4 tis. AU) a byla objevena W. Herschelemjiž r. 1780.

J. Gonzáles aj. zkoumali pomocí 2,2m dalekohledu ESO zajímavoučtyřnásobnou soustavu AO Velorum AB+CD (0,7 kpc), která seskládá ze dvou spektroskopických dvojhvězd, přičemž spektra všechčtyř složek lze pozorovat. Odvodili tak nejprve parametrysoustavy AB s oběžnou dobou 1,6 d, sklonem 88,5°, a délkou velképoloosy 7,7 mil. km. Hmotnosti složek činí po řadě 3,6 a 3,4 Ma jejich poloměry 2,3 a 2,1 R. Druhá soustava CD má oběžnoudobu 4,2 d; výstřednost dráhy e = 0,05 a velkou poloosu >12mil. km. Minimální hmotnosti složek činí 1,9 a 1,8 M. Konečnětěžiště soustav AB a CD kolem sebe obíhají v periodě 41 ra s výstředností dráhy 0,3 ve střední vzdálenosti větší než 11AU. Je pravděpodobné, že v apastru by tak tento pár mohl rozlišitinterferometr VLTI ESO, což by byl dobrý test vývoje velmimladých hvězd středních hmotností.

Snad ještě bizarnější případ vícenásobné soustavy představuje dleP. Verriera a N. Evanse jasná hvězda γ Cephei (3,2 mag; spK1 IV + M1 V; 14 pc), která se skládá z primární složkyo hmotnosti 1,6 M, sekundární složky o hmotnosti 0,4 Ma exoplanety o hmotnosti 1,7 Mj. Obě složky dvojhvězdy jsou odsebe nyní vzdáleny přes 18 AU, ale obíhají kolem společnéhotěžiště po silně výstředné dráze (e = 0,4) v periodě skoro 60roků. Existenci exoplanety ohlásili již v r. 1988 B. Campbellaj., ale o 4 roky později svůj objev odvolali, protože jejichdata nebyla dostatečně přesná. Novější přesnější pozorování všakpůvodní objev nakonec jednoznačně potvrdila! Exoplaneta obíhákolem primární složky dvojhvězdy ve střední vzdálenosti 2,1 AU pomírně protáhlé dráze (e = 0,1) v periodě 2,5 r. Verrier a Evansukázali, že dráha dvojhvězdy je dlouhodobě stálá, takže kolemprimární složky se mohou na stabilních drahách vyskytovatterestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 0,75 AU; 1,05 –1,15 AU a 1,2 – 1,3 AU a ve vzdálenostech >65 AU dokonce planetkyEdgeworthova-Kuiperova typu. Také sekundární složka může mítstabilní terestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 1,5 AU.

B. Mason aj. využili skvrnkové interferometrie (angl. speckleinterferometry) u 0,66m refraktoru Námořní observatoře USAk pozorování téměř více než 1 600 vizuálních dvojhvězdv průběhu roku 2005, když zkombinovali v počítači na 2 tis. velmikrátkých expozic pro každé astrometrické pozorování. Našli takdvojhvězdy s úhlovými roztečemi složek 0,16 – 17″, přičemž mediánrozdělení činí 1,65″.

A. Tokovinin aj. zkoumali relativní zastoupení vícenásobnýchsoustav hvězd na homogenním vzorku 165 spektroskopickýchdvojhvězd slunečního typu s oběžnými periodami v rozmezí 1 – 30dnů. Zobrazili celkem 62 soustav pomocí kamery NACO VLT ESO a taknašli celkem 13 třetích složek. Přehlídka 2MASS jim přinesladalších 12 vzdálených složek. Z těchto pozorování vyplynulo, žemezi 161 soustavami se nachází minimálně 64 trojic, 11 čtveřica 7 pětic, čili že asi 63% dvojhvězd má ve skutečnosti alespoňjednu další složku. Mnohočetnost je ovšem závislá na oběžné dobědvojhvězdy. Pokud je jejich oběžná doba kratší než 3 dny, taks pravděpodobností 96% se tam vyskytuje ještě třetí či dalšísložka. Naproti tomu u oběžných period nad 12 d pravděpodobnostklesá na 34%. Oběžné doby třetích složek se během doby zřetelnězkracují vinou výměny momentu hybnosti mezi těsnouspektroskopickou dvojhvězdou a třetí složkou. Mnohočetnost všaknezávisí na poměru hmotností spektroskopické dvojhvězdy.

Rozsáhlé automatické přehlídky zákrytových dvojhvězd přirozeněvyžadují podobně automatizované způsoby výpočtů jejich elementů.Takové algoritmy (EBOP - EBAS) sestavili O. Tamuz aj. a T. Mazehaj. pro výpočty elementů zákrytových dvojhvězd ze světelnýchkřivek pořízených během projektů hledání gravitačních mikročočekve výduti Galaxie nebo ve Velkém Magellanově mračnu, ale jejichpoužití je přirozeně daleko širší. Podobně J. Devor a D.Charbonneau vyvinuli metodu MECI pro automatickou klasifikacia určení elementů zákrytových dvojhvězd.

B. Paczynski aj. využili automatické přehlídky ASAS na LasCampanas, která pomocí baterie širokoúhlých kamer monitorujejasnosti hvězd jasnějších než V = 14 mag jižně od deklinace+28°, k objevu zhruba 50 tis. proměnných hvězd. Statistikapětiletého provozu ASAS pokrývá téměř 3/4 plochy celé oblohy a jevíceméně úplná pro hvězdy v rozmezí 8 – 12 mag. Pro každou hvězdumají několik stovek (!) fotometrických měření, takže ve veřejněpřístupné databázi systému jsou už TB údajů. Přes 11 tis. objevůpředstavují zákrytové dvojhvězdy, mezi nimiž převažují dotykové(5,4 tis.) a následují polodotykové (3 tis.) a oddělené (2,7tis.) soustavy. Přitom se zdá, že všechny dotykové soustavyobsahují ještě třetí těleso a naopak prakticky neexistujíoddělené soustavy s oběžnou periodou kratší než 1 d. Podobně T.Pribulla a S. Rucinski ukázali na vzorku 151 dotykovýchdvojhvězd, že 3/5 z nich mají určitě třetí složku.

Podle S. Rucinského má většina objevených dotykových soustavoběžnou periodu <0,56 d. To znamená, že ke vzniku dotykovýchsoustav slouží tzv. Kozaiův cyklus, kde v soustavě těsného párua vzdálené třetí složky, jejichž oběžné roviny spolu svírajídostatečně velký úhel, se výrazně cyklicky mění výstřednost dráhytěsné dvojhvězdy, zatímco její oběžná perioda zůstává stálá. Kdyžje výstřednost dráhy největší, dochází v periastru k silnémuslapovému tření, které se projeví sekulárním zmenšováním rozměrůdráhy a tím i oběžné periody tak dlouho, až se oběžná periodazkrátí na zlomky dne a dráha přejde na dokonale kruhovou.

H. Abt se věnoval proměnám výstředností drah dvojhvězd, jejichžprimární složky mají spektrální třídy v rozmezí B - M5 (IV neboV). Průměrné výstřednosti jejich drah závisí na délce oběžnéperiody. Pro složky dvojhvězd s primárem třídy B jsou kruhové tydráhy, jejich periody jsou kratší než 1,4 d. S postupujícíspektrální třídou se hodnota minimální periody pro kruhovou dráhuzvyšuje až na 4,3 d. Kruhové dráhy však mají pozdní obři i přioběžných periodách kratších než 70 d. Pro trpasličí hvězdys oběžnými periodami v rozmezí 4,3 – 18 d je však průměrnávýstřednost drah e = 0,5 a tudíž v podstatě náhodná.

Jak ukázali C. Ibanoglu aj. na souboru 61 polodotykových a 74oddělených soustav s dobrou spektroskopií, má na vývoj těchtotěsných dvojhvězd značný vliv přítomnost plynných disků, kteréobklopují celou soustavu - jsou cirkumbinární. Podle W. Chena aj.je totiž překvapující, že ač u soustav typu Algol pozorujemeobvykle konzervativní přenos hmoty (žádná hmota ze systému seneztrácí), jejich oběžné periody s časem nerostou, ale naopak sezkracují, což svědčí o ztrátě momentu hybnosti soustavy běhemjejich vývoje. To lze právě dobře vysvětlit vznikemcirkumbinárních disků, které převezmou část momentu hybnostisoustavy. D. Hoffman aj. ukázali na souboru 143 zákrytovýchdvojhvězd typu Algol, že v řadě případů lze ovšem změny periodvysvětlit přítomností třetího tělesa v soustavě.

L. Lucy ověřoval domněnku o preferovaném vzniku hvězdnýchdvojčat s podobnou nebo přímo totožnou hmotností složek. Nahomogenním souboru spektroskopických dvojhvězd s dobře známýmihmotnosti složek potvrdil, že platí silná verze domněnky, tj.existuje nápadná převaha dvojhvězd, kde poměr hmotností složek(q) je větší než 0,95.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

První galaktická nova r. 2006 V2575 Oph (1733-24) byla objevena9. února a 12. února dosáhla maxima 11 mag. Vzápětí následovalanova V5117 Sgr (1759-36) objevená 17. února jako objekt 9 mag.Počátkem dubna vzplanula nova V2362 Cyg (2111+45), kteráv maximu 5. dubna dosáhla 8 mag. Nova pak normálně slábla, aleznovu se vzchopila v polovině listopadu a koncem měsíce dosáhlaopět 10 mag, což se projevilo výskytem čar C I, N I, O I a Fe IIv jejím infračerveném spektru i emisemi He II. Její předchůdceměl v r. 1993 jasnost R = 18 mag. Hned 8. dubna 2006 vybuchlanova V2579 Oph (1715-29) jež dosáhla 10,5 mag.

A. Dobrotka aj. měřili po maximu 9 mag jasnost novy V1493 Aql,která vzplanula v červenci 1999. Objevili variace v periodě3,7 h, což je patrně oběžná doba dvojhvězdy. Nova se vyznačovalamimořádně velkou vzdáleností od nás - plných 25 kpc! Podobně S.Balmanová aj. určili oběžnou periodu 3,5 h novy V382 Vel, kterárovněž vybuchla v r. 1999.

Družice Swift našla koncem ledna 2006 rentgenové záření novyV723 Cas (d =2,8 kpc), tj. 11 roků po jejím vzplanutí, což jesvérázný rekord v intervalu odstupu od maxima optické jasnosti.Zdroj vykazuje teplotu 340 kK. Podle T. Iijimy aj. jde o vůbecnejpomalejší klasickou novu, jejíž vzestup k maximu jasnostitrval plné 4 měsíce a návrat do klidového stavu 6 roků. Novaběhem výbuchu odvrhla obálku o hmotnosti 5.10-6 M.

Událostí desetiletí se však stalo další vzplanutí proslulérekurentní novy RS Ophiuchi, která ještě 9. února 2006 byla10,5 mag, ale 12. února již byla vidět očima jako objekt 4,5 mag.Po maximu však opět zeslábla a již 16. února její jasnostpřesáhla 6 mag. Týž den však družice Swift zaznamenala jejírentgenové vzplanutí, odpovídající teplotě zdroje přes 80 MK- při předešlém vzplanutí novy v r. 1958 se objevilo rentgenovézáření až 55 dnů po výbuchu. Z optických spekter vyšla rychlostrozpínající se obálky novy na 1,8 tis. km/s. O den pozdějizaznamenala anténa VLA i její radiové záření na vlnové délce211 mm, které rychle sílilo a jehož intenzita byla vyšší než připředešlém výbuchu v r. 1985. Dva týdny po výbuchu sledovala novudružice Chandra, která našla v rentgenovém spektru emisní čáryFe, S, Si, Mg a Ne. Potvrdila jak vysoké teploty rozpínajícího seplazmatu až 60 MK, ale současně i jejich velký rozsah od 3 MKvýše. Tytéž údaje získala nezávisle také rentgenová družiceNewton, která navíc zaznamenala i emise kyslíku a silnouproměnnost intenzity čar s periodou 35,7 s, pozorovanou užpředtím družicí Swift.

Šlo již o 6. vzplanutí rekurentní novy od prvního takovéhopozorování v r. 1898. Další vzplanutí astronomové zaznamenaliv letech 1933, 1958, 1967 a 1985. Infračervená měření ukázala, žemaximum zářivého výkonu se přesunulo do blízkého a středníhoinfračerveného pásma, zatímco opticky zeslábla nova do 20. března2006 na 9,3 mag. Počátkem května se v infračerveném spektruobjevily zakázané čáry vysoce ionizovaných prvků Fe, Si, S a Mgjakož i čáry Paschenovy, Brackettovy, Pfundovy a Humphreysovysérie vodíku. Měření radiointerferometrem MERLIN v centimetrovémpásmu poukázala na radiový zdroj, jenž se rozpínal rychlostmi až4 tis. km/s. Odtud bylo možné určit i vzdálenost novy na 1,6 kpc.Obří indická anténní soustava GMRT odhalila koncem února 2006záření novy v decimetrovém pásmu až 0,5 m, což je první případv historii sledování nov. Radiointerferometrická soustava VLBApotvrdila pozorováním na vlnové délce 60 mm rychlost rozpínánízdroje 1,8 tis. km/s a koncem února 2006 jeho lineární rozměr29 AU. Příčinou radiového záření byla zřejmě rázová vlna,procházející hvězdným větrem červeného obra, který dodává vodíkna povrchu bílého trpaslíka, jenž kvaziperiodicky vybuchuje. Celáepizoda výbuchu RS Oph skončila v září 2006 po 210 dnech odvzplanutí, když se podařilo zpozorovat obnovu přenosu hmotyz červeného obra na bílého trpaslíka. Družice Newton současnězjistila pokles intenzity rentgenového záření novy o tři řádya tempa rozpínání pod 500 km/s.

Jak uvedli J. Sokoloskiová aj., bylo to poprvé, co se podařiloprokázat existenci rázové vlny směřující z novy do okolníhoprostředí, kde se vlna rychle zabrzdila a nakonec zanikla. Běhempouhých tří týdnů po výbuchu tak klesla rentgenová svítivost novyo řád. Ačkoliv hmotnost vyvržené slupky není u rekurentních novveliká a pohybuje se v tomto případě kolem 1.10-7 M,zarážející je vysoká hmotnost bílého trpaslíka, na jehož povrchudochází k překotné termonukleární reakci vodíku na hélium. PodleI. Hachisa aj. hořel vodík ve slupce na povrchu bílého trpaslíkaasi 80 dnů, podobně jako tomu bývá i u dalších rekurentních novU Sco a CI Aql. Hmotnost bílého trpaslíka v soustavě RS Oph vyšlana (1,35 ±0,01) M, což je už velmi blízko Chandrasekharověmezi. To znamená, že v astronomicky dohledné budoucnosti za méněnež 100 tis. let vybuchne bílý trpaslík jako supernova Ia!

T. O°prime;Brien aj. ukázali rozborem interferometrických radiovýchměření, že rázová vlna byla spíše bipolární než kulová, tj.usměrněná centrální dvojhvězdou. M. Bode aj. určili oběžnouperiodu dvojhvězdy na 456 d. J. Monnier aj. zjistili pomocíinterferometrie na Havajských ostrovech, v Arizoněa v Kalifornii, že úhlové rozměry infračerveného zdroje 0,003″ seběhem prvních dvou měsíců od výbuchu nezvětšily, takže zdrojsouvisí spíše s centrální dvojhvězdou než s rozpínajícími serázovými vlnami. Zpochybnili také údaj o vzdálenosti novy od nása tvrdí, že by mohla být podstatně blíže - jen 540 pc. To by mělozajímavé důsledky, až jednou tato rekurentní nova vybuchne jakosupernova - naši potomci by spatřili na obloze úžasné divadlo.

P. Robinson aj. se pokoušeli z archivních snímků, pořízenýchv letech 1913-1995 na observatoři M. Mitchellové, nalézt dalšíminulá vzplanutí rekurentních nov BS Sgr, V1016 Sgr, V1017 Sgr,V1172 Sgr, V3890 Sgr, V4444 Sgr a CI Aql. Není totiž jasné,zda bílí trpaslíci v rekurentních novách během času získávají činaopak ztrácejí hmotu. (Pouze v případě zisku hmoty mohou jednouvybuchnout jako supernovy Ia.) Ačkoliv prohlédli celkem 8,5 tis.snímků, žádný nový výbuch některé rekurentní novy nenašli.

P. Godon aj. využili pozorování spektrografem STIS HST k rozborumechanismu obřích výbuchů nejbližší a nejjasnější trpasličí novyWZ Sge (oběžná doba 82 min; d = 43 pc). Ty se odehrályv letech 1913, 1946, 1978 a naposledy v červenci 2001. Hmotnostbílého trpaslíka dosahuje 1,0 M a jeho průvodce (dodavatelvodíku na povrchu bílého trpaslíka) jen 0,11 M. Průměrné tempoakrece vodíku činí 10-8 M/r. Příčinou obřích výbuchů je vždytepelná nestabilita v akrečním disku kolem bílého trpaslíka.Ještě tři roky po posledním výbuchu byl podle pozorování v dalekéultrafialové části spektra bílý trpaslík přehřátý o 1,5 kK protiklidovému stavu. Koncem léta 2006 se po čtyřleté přestávceodehrál obří výbuch další trpasličí novy SW UMa, která míváv klidu 17 mag a 13. září 2006 se náhle zjasnila na 10,8 mag.Interval mezi obřími výbuchy v tomto případě kolísá mezi 15měsíci a 5 lety.

B. Warner si položil otázku, proč bylo ve starověku a středověkuobjeveno tak málo nov? Vůbec nejstarší záznam o nově totižpochází až z r. 712 n.l., další pak z let 837 a 1163. Do konceXVII. stol. lidé zaznamenali očima jen 10 nov, přičemž přesnostpolohy dosahovala jen 1°. Nejstarší "evropskou" novou se stalahvězda CK Vul, jejíž zjasnění r. 1670 popsal kartuziánský mnichDon Anthelme. O tři roky později byla pozorována Nova Puppisa v r. 1678 nova V529 Orionis.

M. Darnley aj. využili přehlídky POINT-AGAPE gravitačníchmikročoček v galaxii M31 k hledání nov. Našli jich celkem 20a z toho odvodili, že tempo výskytu nov v této galaxii činí 65nov/r, tj. o 50% více, než se dosud soudilo. Pro naši Galaxiivychází četnost 34 nov/r, což souhlasí s jinými odhady.

M. Shara se domnívá, že bychom měli nalézat novyi v intergalaktickém prostoru, protože se už podařilo pozorovatnovy, červené obry a planetární mlhoviny mezi galaxiemi v kupáchv souhvězdí Panny a Chemické pece. Jasné novy umožňují pakv principu pozorovat populaci intergalaktických "trampů" až dovzdálenosti 30 Mpc od nás. Nové přehlídky PanSTARRS a zejménaLSST by mohly objevit až stovky trampujících nov a tím nepřímourčit rozložení hvězd v intergalaktickém prostoru.

2.6.2. Fyzické proměnné

Stále záhadná proměnná hvězda V838 Monocerotis se v posledníchletech vyvíjí pomalu; během r. 2005 se její spektrum nezměnilovůbec. Je nyní klasifikováno jako dvojhvězda se spektry složeksgL a B3 V. Koncem r.2005 měla jasnosti V = 15,4 mag a K =5,7 mag. K. Banerjee aj. našli pomocí kosmického teleskopuSpitzer kolem hvězdy rozsáhlá infračervená mračna v pásmech od24 – 160 μm, jejichž vzhled souhlasí s rozložením jasnostioptické světelné ozvěny po výbuchu. Jelikož hmotnost zářícíhoprachu dosahuje 1 M, nemůže jít o materiál, vyvržený samotnouhvězdou, ale o interstelární mračno, z něhož hvězda kdysivznikla.

Podle R. Tylendy a N. Sokera patří do téže podivné skupinyproměnných hvězd objekty M31 RV (vzplanutí v r. 1988) a V4332Sgr (1994). Celkovou energii výbuchu V838 Mon odhadli na1041 J. Autoři se přiklánějí k názoru, že výbuchy těchto hvězdjsou důsledkem dopadu méně hmotné hvězdy (<0,5 M), hnědéhotrpaslíka nebo obří exoplanety na mladou mateřskou hvězdu o vyššíhmotnosti zhruba 8 M a poloměru kolem 5 R. Podobný scénářnavrhují také A. Retter aj., tj. splynutí dvojhvězdy, anebopohlcení jedné čí více exoplanet. Také jim vyšla hmotnostmateřské hvězdy na 8 M a svítivost před výbuchem na 130 L,což odpovídá spektrální třídě B. Autoři též určili vzdálenostobjektu na (8 ±2) kpc. J. Pavlenko aj. odhadli vzdálenost V838Mon na 6 kpc, takže v maximu počátkem r. 2002 šlo o nejsvítivějšíhvězdu v Galaxii.

J. Groh aj. popsali průběh horké fáze jiné velmi svítivé hvězdyAG Car, která se řadí do vzácné skupiny hvězd LBV (angl.Luminous Blue Variable Stars - svítivé modré proměnné) nazákladě změn vzhledu jejího spektra. Během horké fáze mezi dubnem2001 a lednem 2003 vzrostla teplota hvězdy z 9 na 28 kK, ale takéjejí rotační rychlost až na 190 km/s, což představovalo 86%kritické rychlosti, při níž by se hvězda roztrhla odstředivousilou. Zářivý výkon (svítivost) hvězdy stoupla na 1 ML.Současně se se během této epizody zvýšilo téměř trojnásobně tempoztráty hmoty na 6.10-5 M. Následkem toho se hvězda opětochladila a rychlost její rotace na rovníku klesla na 85 km/s.Další velmi svítivou proměnnou našli R. Humphreysová aj.v galaxii M33 (Tri). Veleobr na hranici stability kvůli svémuzářivému výkonu je podobně jako zmíněné hvězdy LBV v naší Galaxiisilně proměnný díky velkému kolísání tempa ztráty hmoty hvězdnouvichřicí. Podle archivních snímků erupce této začala již v 50.letech XX. stol. a stále pokračuje.

S. Kulkarni a A. Rau využili obsáhlých databází z přehlídekgravitačních mikročoček k odhalení dočasných optických zdrojůneznámé povahy, které bývají pozorovatelné jen několik minut.Speciální pozorování v letech 1999-2005 pak ukázala, že jdenejspíš o mocné erupce na trpasličích hvězdách třídy M, ažstokrát mohutnější než běžné erupce. Podle M. Kacovové a M.Livšice stoupá erupční aktivita od hvězd slunečního typu směremk trpasličím hvězdám třídy K, kde se pozorují výrazné změnyjasnosti v jejich korónách teplých více než 10 MK. Tato tendenceje dobře patrná na rostoucí intenzitě hvězdných korónv rentgenovém pásmu spektra, jak zjistily družice ROSAT, Chandraa Newton. A. Hempelmann aj. zkoumali pomocí družice Newtonchromosférickou aktivitu dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 a K7 V)v rentgenovém oboru spektra. Pozorovali tak podobně jako je tomuu Slunce krátkodobá i dlouhoperiodická kolísání intenzityspektrálních čar, přičemž koróna hvězdy je teplejší než slunečníkoróna a perioda hvězdného cyklu činí jen 7,4 roku.

V této souvislosti zní téměř hrozivě zpráva R. Ostenové aj., žepomocí rentgenové družice Swift pozorovali 16. prosince 2005gigantickou erupci na hmotnější složce těsné dvojhvězdy IIPegasi (sp. K2 IV + dM; 0,8 + 0,4 M; per 6,7 d; stáří 6,5 mld.r; 40 pc). Erupce trvala asi 2 h a docílila maximálního zářivéhovýkonu v pásmu 10 – 200 keV řádu 1025 W (!), což je 5% zářivéhovýkonu celého Slunce. Autoři odhadli, že celková energie vyzářenáerupcí dosáhla strašidelné hodnoty 1031 J, což je zhrubastomilionkrát více, než kolik se uvolní při obří erupci naSlunci! Z toho je zřejmé, že kdyby se někdy něco takového stalona Slunci, rázem je zničen veškerý život na Zemi. (Naštěstí pronás je Slunce ranějšího typu G2 V a osamělé, takže velmipravděpodobně se chová mnohem odpovědněji.) B. Stelzer aj.popsali ovšem další gigantickou erupci u velmi chladnéhoa lehkého trpaslíka LP 421-31 (dM8; 2,6 kK; <0,1 M; stáří300 mil. r.; 15 pc), která během několika minut zvýšila jasnostobjektu o 6 mag a dosáhla maximálního zářivého výkonu 3.1025 W.

L. Shamir a R. Nemiroff pozorovali podivný optický zábleskOT 060420 (v maximu 5 mag) v poloze 1340-1140 (Vir) dvěmakamerami na Cerro Pachón v Chile, jenž však nebyl spatřen naobservatoři Cerro Paranal. Autoři se proto domnívají, že mohlojít o meteor nebo odraz od družice či o průlet energetické sprškykosmického záření zemskou atmosférou.

G. Clayton aj. pořídili spektrum podivuhodného objektuV605 Aql, který je centrální hvězdou planetární mlhoviny A58a byl klasifikován jako nova, jež vzplanula v r. 1919. Současnáteplota hvězdy dosahuje plných 95 kK, zatímco v r. 1921 měla jen5 kK. Autoři proto soudí, že jde o projev tepelného impulsu přizávěrečném héliovém záblesku ve slupce vývojově již velmi staréhvězdy, kterou z 55% tvoří hélium a ze 40% uhlík. Do stejnéskupiny objektů autoři řadí také nedávný výbuch objektu Sakurai(V4334 Sgr).

Koncem února 2006 skončila dvouletá epizoda zjasnění mladéproměnné hvězdy V1647 Ori, která od r. 2004 osvětlovala tzv.McNeilovu mlhovinu. Podle infračervených pozorování P. Ábrahámaaj. má zdroj záření průměr asi 7 AU a nejspíše jde o akreční diskkolem vznikající hvězdy, který se občas zjasní výbuchem, jenž pakzvolna odezní.

S. Ragland aj. využili interferometru IOTA v Arizoně sezákladnou o délce 38 k měření tvaru 56 blízkých hvězd naasymptotické větvi obrů. Ukázali, že téměř třetina z nich nemákruhové kotoučky v infračerveném spektrálním pásmu H; zejménavšechny miridy jsou nesouměrné a silně ztrácejí hmotu tempem10-7 – 10-5 M/r.

T. Rjabčikovová aj. shrnuli údaje o chemicky pekuliárníchhvězdách se silným magnetickým polem. Od r. 1960 se podařiloobjevit celkem 47 hvězd se Zeemanovým rozštěpem spektrálních čara určit tak indukci příslušných magnetických polí v rozmezí od0,3 – 3,4 T. Tyto hvězdy vesměs rotují velmi pomalu s periodaminěkolik měsíců až let. O. Kochukhov a S. Bagnuolo zkoumali 150chemicky pekuliárních hvězd, jejichž trigonometrické vzdálenostijsou známy díky družici HIPPARCOS. Objevili tak kruhovoupolarizaci pro 100 z nich, čímž rozšířili počet magnetickýchhvězd tohoto typu na dvojnásobek a určili jejich polohuv Hertzsprungově-Russellově diagramu. Ukázali, že indukcemagnetického pole hvězd roste s jejich hmotností a stářím,zatímco rotační periody chemicky pekuliárních hvězd se během dobyzkracují. C. Cowley aj. našli zatím největší přebytek rtuti prochemicky pekuliární hvězdu HD 65949, která je členkou otevřenéhvězdokupy NGC 2516. Při teplotě 14 kK hvězda obsahujev atmosféře početné čáry těžších prvků od síry po železo a dálevzácné zeminy a drahé kovy. Stáří hvězdy odhadli na 160 mil. let.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

N. Soker aj. polemizovali s domněnkou, že podivuhodné tvaryplanetárních mlhovin jsou způsobeny magnetickým polem. Autořitotiž soudí, že indukce magnetických polí mateřských hvězd na toprostě nestačí a za komplikované tvary mlhovin vděčímeneviditelným průvodcům mateřské hvězdy. Původní domněnku všakvzápětí obhajovali W. Vlemmings aj., kteří poukázali, že jediněmagnetickým polem lze vysvětlit až 1 tis. AU dlouhé usměrněnérádiové výtrysky, pozorované u červených obrů, kteří se právěproměňují na planetární mlhoviny.

T. Ueata aj. porovnali dva snímky známé planetární mlhoviny"Vajíčko" (V1610 Cyg) pořízené HST v intervalu 5,5 roku. Určilitak rychlost rozpínání mlhoviny 45 km/s a odtud i vzdálenost 420pc. Centrální hvězda má hmotnost 0,6 M a svítivost 3,3 kL,takže větší část původní hmotnosti hvězdy (1,8 M) se nacházív plynné obálce. Pozorované "laloky" vajíčka jsou skloněnyk rovině oblohy o 8° a jejich špičky jsou urychlovány rázovouvlnou, takže zdánlivě bipolární laloky jsou výsledkem kombinacemnoha výtrysků s různými sklony. Hvězda ztrácí hmotu fantastickyrychle tempem 4.10-3 M/r.

C. Hsia aj. vysvětlili bipolární strukturu mladé planetárnímlhoviny Hubble 12 ("Přesýpací hodiny") tím, že centrálnímobjektem mlhoviny je dvojhvězda. Primární složka má hmotnost0,6 M, kdežto sekundární <0,44 M. Obíhají kolem sebev periodě 3,4 h ve vzájemné vzdálenosti 8 mil. km. Jelikožpodvojnost hvězd v rozmezí původních hmotností 0,8 – 8 M ječastá, lze podle názoru autorů vysvětlit podobně existencii ostatních bipolárních planetárních mlhovin. N. Soker porovnalčetnost planetárních mlhovin a bílých trpaslíků a jelikožplanetárních mlhovin je patrně třikrát méně než bílých trpaslíků,usoudil, že osamělé hvězdy planetární mlhoviny ve skutečnostinetvoří, takže dvojhvězdnost je nutnou podmínkou pro vznikplanetární mlhoviny.

L. Guzmán aj. určili metodou rozpínání radiové mlhovinyvzdálenost planetární mlhoviny M2-43 v souhvězdí Hada, a topomocí interferometrických měření anténní soustavou VLA během 4let. Z tempa rozpínání 0,0006″/r vyšla vzdálenost mlhoviny(6,9 ±1,5) kpc, což je současně rekord vzdálenosti pomocí tétometody, jíž lze využít pro kalibraci jiných metod určovánívzdáleností planetárních mlhovin.

P. Dobbie aj. snesli přesvědčivé astrometrické a spektroskopickédůkazy, že mimořádně hmotný bílý trpaslík GD50 (>1,1 M)s vodíkovou slupkou vznikl zároveň s otevřenou hvězdokupouPlejády před cca 125 mil. lety. Při stáří bílého trpaslíkaodvozeném z jeho vychládání (60 mil. roků) mohl mít jeho osamělýpředchůdce hmotnost kolem 6 M. Autoři se proto domnívají, ževětšina hmotných (>0,8M) bílých trpaslíků vzniká rovnouz osamělých hvězd, nikoliv splynutím dvou bílých trpaslíkůo hmotnostech kolem 0,6 M v těsné dvojhvězdě, jak se myslelodosud.

A. Kawka aj. spočítali parametry bílého trpaslíka LP 400-22(430 pc) z ultrafialové a optické fotometrie pomocí družiceGALEX. Trpaslík o efektivní teplotě jen 11 kK a průměrné hustotě2milionkrát vyšší než je hustota vody v pozemských podmínkáchvyniká mimořádně nízkou hmotností 0,17 M a jednou z největšíchtangenciálních rychlostí přes 400 km/s. M. Barstow aj. využilisnímků HST k přesnějšímu určení teploty a hmotnosti bíléhotrpaslíka Síria B. Jeho efektivní teplota dosahuje 25 kKa hmotnost 0,98 M.

Se zajímavou historickou poznámkou o tzv. Chandrasekharověmezi pro hmotnost bílých trpaslíků přišel E. Blackman. Jakznámo, americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekharobdržel zejména za objev této horní meze pro hmotnostielektronově degenerovaných bílých trpaslíků v r. 1983 Nobelovucenu za fyziku, když svou práci na toto téma publikoval jakojednadvacetiletý (!) v r. 1931, takže mezi publikací a oceněnímuplynulo rekordních 52 roků! Tuto mez hmotnosti však už před nímodvodili fyzikálně správně a nezávisle Wilhelm Anderson z Tartuv r. 1929 a Edmund Stoner z Leedsu v r. 1930, jenže číselnéhodnoty pro mez v jejich studiích byly o pětinu chybné, protožepoužívali starších nepřesných údajů pro hustoty standardníchhvězd.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

Rychlá spektroskopická přehlídka supernov, objevených běhemfotometrické přehlídky SDSS, vykonaná pomocí obřích 4 – 10mdalekohledů, dala zajímavou statistiku o četnosti supernovrůzných tříd pro červené posuvy z v rozmezí 0,04 – 0,4.S převahou nejvíce bylo supernov třídy Ia - 130. S velkýmodstupem se na druhém místě ocitlo 11 supernov třídy SN II,následovaných 6 supernovami třídy Ib/c. L. Strolger a A. Riessvyužili kamer NICMOS a ACS HST k dosud nejhlubší přehlídcesupernov s červeným posuvem z<2,0 v oblasti souhvězdí Chemicképece (Fornax). Přehlídka trvala 5 měsíců a jejím hlavnímvýsledkem je zjištění, že mezi 4 nalezenými supernovami sez>1,4 chybějí supernovy třídy Ia;, čili že v prvních 4 mld. letvesmíru nestačili žádní bílí trpaslíci ještě vybuchnout. F.Mannucci aj. soudí, že ve skutečnosti existují dvě populacepředchůdců supernov třídy Ia. První populace vybuchuje velmirychle již asi 100 mil. roků po vzniku I. generace hvězd, zatímcodruhá populace, založená na dodávání vodíku na povrch žhavýchbílých trpaslíků, začíná vybuchovat teprve 3 mld. let po velkémtřesku.

C. Badenes aj. využili rentgenových pozorování družicemi Chandraa Newton ke zpřesnění parametrů Tychonovy supernovy (Cas; třídaIa; 2,6 kpc) z r. 1572. Kinetickou energii výbuchu odhadli na1,2.1044 J a podíl hmotností prvků, které byly při výbuchurozmetány do okolí, určili v jednotkách M takto: Fe - 0,80; Si- 0,17; S - 0,13; C - 0,12; O - 0,12; Ca - 0,04; Ar - 0,03.

F. Velásques aj. odvodili z pozorování i teorie, že předchůdceKeplerovy supernovy (Oph; třída Ia, 6 kpc) z r. 1604 ztrácelpřed explozí hmotu tempem 5.10-5 M/r. Počáteční energieexploze dosáhla bezmála 1044 J a vyvržená hmota úhrnem 1,4 –2,5 M. Rentgenové záření SNR klesá o 0,3%/rok. Z toho plyne, žešlo nejspíš o supernovu třídy Ia. D. Howell aj. uveřejnilivýsledky pozorování mimořádně svítivé supernovy třídy Ia 2003fg,která vzplanula koncem dubna 2003 a v maximu dosáhla 20,5 mag.Při červeném posuvu z = 0,24 (d = 1,2 Gpc) to odpovídáabsolutní hvězdné velikosti -19,94 mag, což z ní činí jednuz nejsvítivější supernov v dějinách astronomie. Za to přímo vděčírekordnímu množství izotopu 56Ni, dosahujícímu 1,3 M. Nepřímýmdůkazem je také naprosto neuvěřitelná hmotnost bílého trpaslíka:2,1 M. Podle D. Branche lze tuto vysokou hmotnost objasnitpředpokladem velmi rychlé rotace bílého trpaslíka v době předvýbuchem, takže odstředivá síla na povrchu bránila zahájenípřekotné termonukleární reakce při dosažení Chandrasekharovy mezejeho hmotnosti. Podle výpočtů M. Kuhlena aj. začíná výbuchsupernov Ia překotným hořením uhlíku v nitru bílého trpaslíka jižcelé století před dosažením Chandrasekharovy meze. X. Wang aj.odvodili na základě vzorku 109 supernov třídy Ia pro z<0,1 , žeprůměrná absolutní bolometrická hvězdná velikost této třídy činí-19,33 mag.

K. Takács a J. Vinkó odhadli hmotnost předchůdce supernovy2005cs, která vzplanula ve známé spirální galaxii M51 (CVn).Zásluhou archivních snímků galaxie pomocí ACS HST se totižpodařilo odhadnout spektrum předchůdce K3-M4 I a odtud vyplývájednak vzdálenost galaxie (7 ±2) Mpc a jednak hmotnost předchůdce9 M. Výbuch se odehrál rychlostí jen 2 tis. km/s a vyvrženobylo 8 M, z toho jen 0,01 M izotopu56Ni. Není divu, že takéabsolutní hvězdná velikost v maximu supernovy dosáhla jen -15 maga celková uvolněná energie jen 2.1043 J. Identifikací červenéhoveleobra na snímcích HST se zabývali W. Li aj. Nejlepší pozemnípozici supernovy s přesností 0,04″ dostali z pozorování CFHTa snímky z HST dosáhly přesnosti v poloze 0,005″. Hmotnostveleobra odhadli na (10 ±3) M. Ačkoliv od r. 1885 bylopozorováno přes 3 tis. supernov, jenom v šesti případech(1987A, 1993J, 1999ev, 2003gd, 2004et a 2005cs - vesměssupernov třídy II) víme, jak vypadali předchůdci. Zdá se, žetypičtí předchůdci mají hmotnosti v rozmezí 8 – 20 M.

S. Park aj. konstatovali dramatické zjasňování SNR 1987A v 17.roce po explozi, jež je způsobeno setkáním rázové vlnyz vlastního výbuchu s hustým cirkumstelárním plynem. Podle P.Gröningssona aj. se v rozpínajícím se prstenu o rychlosti 350km/s nyní pozorují typické zakázané koronální čáry až 13krátionizovaného železa, jejichž intenzity vzrostly během r. 2005dvacetkrát (!). Teplota horkých skvrn v plazmatu dosáhla 2 MK.Podle infračervených pozorování P. Boucheta aj. dalekohledy SSTa Gemini se na konci 17. roku po výbuchu objevil v rovníkovémprstenu SNR 1987 A silikátový prach o teplotě 166 K a celkovéhmotnosti 3.10-6 M. Prostorová hustota prachu je všaktřicetkrát nižší než tomu běžně bývá v interstelárním prostředí,takže byl výbuchem supernovy pravděpodobně vymeten. Doprovázejícíplyn je však ohříván rentgenovým plazmatem na teploty až 10 MK.Podle F. Haberla aj. rostlo rentgenové záření SNR lineárně až dočasu 11 roků po explozi; od té doby je jeho růst exponenciální.Hmotnost ozářené hmoty odhadli na 0,45 M.

S. van Dyk aj. pozorovali kamerou ACS světelnou ozvěnu po výbuchusupernovy 2003gd v galaxii NGC 628. Vzdálenost takto odvozenáje o 2 Mpc menší, než dosud udávaná hodnota 9 Mpc. Z toho pakvyplývá, že předchůdce supernovy měl hmotnost na spodní hranicipro supernovy třídy II-P, tj. 8 M. P. Young aj. odhadlihmotnost SNR Cas A na 15 – 25 M. Velmi hmotná hvězda mělapodle jejich názoru průvodce, jenž ji připravil o vodíkovouobálku ještě před výbuchem supernovy. E. Vinjajkin potvrdilpředpověď I. Šklovského z r. 1960, že radiový tok od SNR Cas Amusí měřitelně klesat s časem. Souvislá měření radioteleskopy nafrekvencích 38 – 152 MHz v letech 1956-2004 ukázal na ročnípokles toků v rozmezí 0,8 – 0,9%. R. Fesen aj. využilipodrobností na snímcích ACS HST, pořízených během 9 měsíců v r.2004, k určení tvaru a stáří SNR Cas A za předpokladu jejívzdálenosti 3,4 kpc. Vlastní pohyby více než 1 800 uzlíkův mlhovině dosahují 5,5 – 14,5 tis. km/s. To svědčí o výraznénesouměrnosti rozpínající se mlhoviny, která má zřetelněbipolární tvar dvou dominantních protilehlých hlavních výtryskůo rychlostech 14 tis km/s. Odtud vyplývá pravděpodobné datumvýbuchu supernovy (1681 ±19) roků.

Podle K. Meady aj. proběhl nesouměrně také výbuch hypernovy1998bw, jenž souvisel se vzplanutím GRB 980425, při němž bylado prostoru vyvržena hmota 10 M, z toho 0,4 M v podobě56Ni, a kdy celková energie uvolněná výbuchem dosáhla 2.1045 J.Dalším takových případem je hypernova třídy Ic 2003lw(z =0,1), která souvisela se vzplanutím GRB 031203. Podle P.Mazzaliho aj. proběhl výbuch mimoosově, když předchůdce mělhmotnost 45 M a při výbuchu se rozmetalo do prostoru 13 M;z toho 0,55 M v podobě 56Ni. Jelikož tato hypernova bylao 0,3 mag jasnější než předešlá, není divu, že také celkováuvolněná energie byla ještě vyšší (6.1045 J).

Jak uvedli D. Leonard aj., důkazů o nesouměrných výbušíchsupernov stále přibývá. Svědčí o tom nepřímo předevšímpozorované vysoké prostorové rychlosti rádiových pulsarů, alenyní i přímé důkazy díky měření profilů a polarizace emisníchspektrálních čar těsně po výbuchu. Náhlé zvýšení polarizace brzypo začátku exploze supernovy autoři zpozorovali např. u supernovy2004dj, která vzplanula v galaxii NGC 2403 ve vzdálenosti 3 Mpcod Slunce. Předchůdce supernovy měl hmotnost asi 12 M a výbuchodpovídá třídě II-P, o níž se předtím soudilo, že by měla mítsféricky souměrný výbuch. V tomto konkrétním případě polarizacev čarách vzrostla až 90 dnů po vlastním výbuchu.

Podle A. Burrowse aj. příčinou nesouměrnosti jsou procesy, kterévedou k samotnému výbuchu supernovy. Počáteční rázovou vlnu,které je příčinou výbuchu hvězdy, totiž tvoří převážně neutrina,která předávají vnitřním vrstvám hvězdy příliš málo energie, nežaby hvězda vybuchla. Když je však centrální hustá neutronovápecka budoucí supernovy stále intenzívněji bombardována částicemivolně padajících vnějších vrstev hvězdy, rozkmitá se a to vede kezvukovým rázovým vlnám, jež jsou v prvních 50 milisekundách posvém vzniku kulově souměrné a začínají regulovat další akrecihmoty na neutronovou pecku. Souměrnost se však v následující0,5 s silně poruší a rostoucí oscilace neutronové pecky nakonecvyvolají zcela nesouměrný výbuch supernovy, což mimo jiné vedek velký prostorovým rychlostem pulsarů >400 km/s, jak ukázali C.Fryer a A. Kusenko. Podle J. Craiga Wheelera mohou tyto zvukovévlny vznikat také pomocí silných magnetických polí na povrchuneutronové pecky.

J. Albert aj. objevili pomocí aparatury MAGIC záření gamao energiích 0,4 – 10 TeV, přicházející od zdroje HESSJ1813-178, jenž souvisí se SNR G 12.82-0.02 (Sgr), a od zdrojeHESS J1834-087, kterému odpovídá SNR G23.3-0.3 (W41). F.Aharonian aj. zkoumali morfologii SNR RX J1713-39 v pásmuenergií 0,19 – 40 TeV pomocí aparatury HESS. Zjistili, že emisezáření gama je rozprostřena po celém optickém obrazu SNR a jehointenzita věrně kopíruje intenzitu rentgenového snímku mlhoviny.A. De Luca aj. objevili pomocí družice Newton výraznouperiodickou proměnnost rentgenového záření SNR RCW 103 (3,3kpc; stáří 2 tis. r.) s periodou 6,7 h. Jde-li skutečněo orbitální periodu, tak to znamená, že výbuch supernovy přežilprůvodce - trpaslík třídy M, jenž nyní obíhá neutronovou hvězdupo silně protáhlé dráze. Naopak, pokud jde o izolovanouneutronovou hvězdu, šlo by o rotační periodu hvězdy s extrémněsilným magnetickým polem (magnetar), jejíž rotace se zbrzdilainterakcí s mohutným akrečním diskem. Obě vysvětlení jsou všakznačně přitažená za vlasy, protože vyžadují speciální podmínkyvzniku a vývoje objektu.

R. Yamazaki aj. ukázali, že emise tvrdého rentgenového a gamazáření v SNR starých řádově stovky tis. roků se dá dobřevysvětlit urychlenými protony a jejich interakcí v mlhovině kolemsupernovy, popř. v obřích molekulových mračnech v jejím okolí.Jde tedy o hadronové procesy, doprovázené rozpady na pionya synchrotronovým zářením sekundárně vznikajících elektronů. Prostáří SNR kolem 1 mil. roků však tyto procesy už výrazně slábnoua zejména paprsků gama s energiemi řádu TeV rychle ubývá.

C. Heiles konstatoval, že dosavadní generální katalog 265 SNR,jenž se většinou opírá o radiové identifikace zdrojů, jejednostranný a tudíž neúplný. Radiové záření různých supernov setotiž liší svým výkonem až o dva řády, a nikdo neví, proč tomutak je. Bubliny horkého plynu v okolí SNR se mohou překrývat- tak např. ve velebublině Ori-Eri ve vzdálenosti 4 kpc odjádra Galaxie zřejmě vybuchlo na 100 supernov. Ve skutečnosti jena obloze alespoň o řád více SNR, než kolik jich máme v katalogu,což znamená, že během existence Země a sluneční soustavyvybuchlo ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce několik desíteksupernov. Každý tak blízký výbuch ovlivnil přinejmenšímatmosféru Země po dobu desítek roků, kdy nastala prudká destrukceozónu a kdy se významně zvýšil příliv kosmického záření na Zemi.To nutně vyvolalo výrazné biologické efekty a globální klimatickézměny. I. Šklovskij dokonce usuzoval, že nárůst radioaktivníhozáření v takových epizodách mohl vést k reakcím, které vyvolalyvznik života na Zemi, anebo později vznik nových druhů.

(Pokračování)

Jiří Grygar

| Zdroj: Kozmos.sk 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
Další úlovek bratří Rutanů ze Scaled Composi
Ilustrační foto...
Press Kit k STS-118 v češtině
Ilustrační foto...
O svícení 42
Ilustrační foto...
Blíží se dvojice jasných komet
Ilustrační foto...
Poprava stanice se odkládá
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