Žeň objevů 2007 - B 03.09.2009 :: 758. vydání Hvězdný vesmír. Extrasolární planety. Hnědí trpaslíci. Teoretická hvězdná astrofyzika a další...
Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny
M☉, L☉, R☉.
Počátkem r. 2007 překročil počet objevených exoplanet další
magickou hranici 200 objektů ve 170 planetárních soustavách
a v polovině téhož roku se zvýšil na 240 exoplanet. Účinnost
objevování exoplanet se s ubíhajícím časem zvyšuje jednak proto,
že nově instalované spektrografy mají až neuvěřitelně vysokou
přesnost měření radiálních rychlostí mateřských hvězd a jednak
díky delší časové základně soustavných pozorování, což dává
možnost odhalovat exoplanety s oběžnými dobami řádu roků, tj.
obíhající ve vzdálenost řádu astronomických jednotek. I. Jian aj.
dokonce tvrdí, že pro 233 exoplanet, nalezených do konce r.
2007, jejichž hmotnosti jsou dobře známy, platí korelace mezi
hmotností (0,03 – 20 Mj) a oběžnou dobou exoplanety v rozsahu
2,0 – 4 000 dnů.
J. Johnson aj. však připomínají, že exoplanety se zatím nedají
najít u hvězd třídy A a ranějších, protože dosud
nejproduktivnější metoda měření periodických změn radiálních
rychlostí mateřských hvězd naráží na nedostatek čar v jejich
spektru. Ve vzdálenosti do 2 AU od mateřské hvězdy je tak
pravděpodobnost výskytu exojupiterů jen 1 % pro trpasličí
hvězdy tříd M; 4 % pro hvězdy podobné Slunci a 9 % pro hvězdy
s hmotnostmi 1,3 – 2,0 M☉. Autoři však využili okolnosti, že
existují také podobři třídy A, kde je spektrálních čar více
a sledovali tak změny jejich poloh pro 150 podobrů. Našli tak 4
nové exojupitery, čímž celkový počet exoplanet u hvězd třídy
A stoupl na 10 případů. Jde vesměs o exoplanety vzdálené alespoň
0,8 AU od mateřské hvězdy. Hvězdní obři sp. tříd F a A
s hmotnostmi >1,3 M☉ mají u sebe obří exoplanety pětkrát častěji
než trpaslíci třídy M.
D. Fischerová aj. nalezli už pátou exoplanetu u analogu Slunce
55 Cnc (vzdálenost 13 pc). Má hmotnost 45 Mz a obíhá po
kruhové dráze o poloměru 0,8 AU s periodou 260 d, takže se nalézá
v ekosféře příslušné hvězdy. Pro případný výskyt života je sice
příliš hmotná, ale pokud kolem ní obíhají menší družice, mohl by
se život uchytit na nich.
F. Pepe aj. ohlásili objev celkem čtyř exoplanet u hvězdy
μ Ara (= HD 160691; 5,1 mag; G3 IV-V; 16 pc; 1,1 M☉; stáří
6,4 Gr) po více než osmiletém sledování změn radiální rychlosti
hvězdy spektrografem HARPS NTT s neuvěřitelnou přesností
±1,8 m/s (±6,5 km/h!). Nejblíže k hvězdě obíhá složka c
s parametry dráhy a = 0,09 AU, e = 0,17; P = 9,6 d
a minimální hmotnosti jen 0,03 Mj. Další v pořadí jsou složky
d: a = 0,9 AU, e = 0,07; P 311 d; >0,5 Mj; b:
a = 1,5 AU; e = 0,13; P = 643 d; >1,7 Mj; e:
a = 5,2 AU; e = 0,1; P = 11,5 r; >1,8 Mj.
Podobně D. Naef aj. využili od r. 2003 spektrografu HARPS pro
soustavné sledování radiálních rychlostí 1 400 hvězd s přesností
1 m/s a našli tak tři nové exoplanety u tří pomalu rotujících
hvězd HD 10077 (K0 V), 190647 (G5 V) a 221287 (F7 V)
vzdálených od nás zhruba 50 pc. Exoplanety mají po řadě oběžné
doby 384; 1038 a 456 dnů, tj. velké poloosy drah 1,0; 2,1
a 1,25 AU. Jejich minimální hmotnosti dosahují 1,2 – 3,1 Mj.
D. Valenciaová aj. ukázali, že je takto možné již nalézat
exoplanety o hmotnostech nižších než je desetinásobek hmotnosti
Země (<0,03 Mj). Prvním takovým případem je exoplaneta
GJ 76 d, objevená r. 2005 v soustavě, kde jsou známy už dvě
obří exoplanety s oběžnými dobami 30 a 61 dnů u trpasličí
mateřské hvězdy sp. M4 V. Autoři spočítali na základě modelů pro
stavbu exoplanet, že složka d s oběžnou dobou jen 1,9 d má
hmotnost pouze 7,5 Mz (0,024 Mj) a povrchovou teplotu přibližně
540 K.
S. Udry aj objevili pomocí spektrografu HARPS exoplanetu c
o hmotnosti 7 Mz a poloměru 2 Rz u hvězdy Gl 581 (Lib;
11 mag; dM3; 6 pc; stáří >2 Gr). Exoplaneta obíhající po
výstředné (e = 0,17) dráze ve střední vzdálenosti 11 mil. km
(0,07 AU) od mateřské hvězdy v periodě 13 d by měla mít
povrchovou teplotu 0 – 40 °C, takže se geometricky vzato nachází
v ekosféře hvězdy; tíže na povrchu je však dvojnásobná oproti
Zemi a exoplaneta má možná tak silný skleníkový efekt, že se už
dávno přehřála. Titíž autoři objevili ještě v témže roce
v soustavě již třetí exoplanetu d s dráhovými elementy
a = 0,25 AU; e = 0,4 a P = 67 d, jejíž hmotnost činí
7,7 Mz, jež se nachází na vnějším okraji ekosféry mateřské
hvězdy. Poznamenejme ještě, že nejnižší dobře určenou hmotnost
exoplanety u hvězd hlavní posloupnosti (pouze 5 Mz = 0,016 Mj)
má exoplaneta objevená při sledování gravitační mikročočky
OGLE-05-BLG-390L.
R. Schwarz aj. ohlásili objev druhé exoplanety u hvězdy
HD 108874 (sp. G5 V) ve vzdálenosti 2,4 – 2,9 AU (e = 0,25),
když již dříve byla u této hvězdy objevena exoplaneta ve
vzdálenosti a = 1 AU (e = 0,07), tj. v ekosféře mateřské
hvězdy. Autoři se domnívají, že tato vnitřní exoplaneta může být
doprovázena exoplanetkami - Trojany rovněž v ekosféře.
Zdá se tedy, že již není vzdálena doba, kdy výzkum exoplanet
dosáhne potřebné citlivosti k objevu exoplanet o hmotnostech
srovnatelných s hmotností Země.
A. Mandell aj. se zabývali otázkou stability drah terestrických
planet v planetárních soustavách, kde vzniklé obří exoplanety
postupně migrují. Vypočítali, že asi třetina takových
planetárních soustav je potenciálně dostatečně stabilní, aby na
tamějších terestrických exoplanetách mohl vzniknout život. S.
Robinsonová aj. využili již obsáhlé statistiky pro exoplanety se
zhruba dvojnásobkem hmotnosti Jupiteru a vzdálenostech do 100 pc
(celkem 212 objektů) ke konstatování, že jejich hledání metodou
radiálních rychlostí nemá pro takto hmotné exoplanety již žádné
význačné výběrové efekty v rozsahu hlavního poloos
0,03 – 3,0 AU. Podle očekávání těchto objektů ubývá pro poloosy
kratší než 0,5 AU. Čtvrtina těchto jupiterů se nalézá v pásmu
1,0 – 2,0 AU od hvězdy, tedy většinou přímo v jejich ekosférách.
Naproti tomu J. Lissauer ukázal, že trpasličí hvězdy sp. třídy M
nejsou příliš přátelské pro život na terestrických exoplanetách.
Rozsah ekosfér je totiž mnohem menší než u hvězd slunečního
typu a proces akrece terestrických planet je dostatečně účinný až
příliš daleko od mateřské hvězdy, kde už je velmi chladno. Pokud
takové exoplanety vzniknou dostatečně blízko, mají málo těkavých
látek a vody a jsou vystaveny impaktům o nebezpečně vysokých
rychlostech.
Podobně S. Raynmond aj. ukázali, že rozsah ekosfér se rychle
zmenšuje pro klesající hmotnosti mateřských hvězd, protože
životodárné exoplanety musí mít nutně hmotnost větší než
0,3 Mz. Jinak si neudrží dostatečně hustou a rozsáhlou
atmosféru a jejich vnitřní stavba nestačí na dynamickou deskovou
tektoniku, jež se jeví jako podstatný zdroj energie pro život.
Trpasličí hvězdy o hmotnosti nižší než 0,8 M☉ proto stěží mohou
mít ve svém okolí dost tuhých zrnek na vznik potřebně hmotné
kamenné exoplanety. Obecně lze říci, že nelze očekávat
životodárné planety v ekosféře u trpaslíků sp. třídy dM.
P. Verrier a N. Evans zkoumali stabilitu zón pro exoplanety
v hierarchických trojitých soustavách, kde dvě složky
trojhvězdy obíhají těsně kolem sebe, zatímco třetí složka je od
těsného páru velmi vzdálena. Ukázali z rozboru konfigurací
v katalogu vícečetných hvězd, že takové soustavy mají jen velmi
úzké zóny stability, anebo je nemají vůbec. Zejména se to týká
exoplanet s větším sklonem vůči dvěma základním oběžným rovinám
tří hvězd a exoplanet s většími výstřednostmi dráhy.
T. Matsuo aj. zjistili, že většina dosud objevených exoplanet
vznikla akrecí plynu a prachu na zárodečné jádro spíše než
následkem nestabilit v zárodečném protoplanetárním disku,
obklopujícím mateřskou hvězdu. E. Villaverová a M. Livio řešili
obecnou otázku, zda mohou exoplanety přežít závěr
termonukleárního vývoje svých mateřských hvězd v rozsahu
hmotností 1 – 5 M☉, kdy hvězda jednak vytváří planetární
mlhovinu a jednak se zhroutí na bílého trpaslíka. Ukázali, že
exoplanety s hmotností <1 Mj nepřežijí, pokud obíhají ve
vzdálenostech menších než 3 – 5 AU. Exoplanety o hmotnosti 2 Mj
však přežijí závěrečná stádia hvězdy o hmotnosti 1 M☉, pokud
jsou dál než 3 AU. U bílých trpaslíků s hmotnostmi nad 0,7 M☉
mohou být zachovány exoplanety ve vzdálenostech nad 15 AU.
Jsou-li přesto pozorovány blíže, pak dnešní bílý trpaslík vznikl
splynutím těsné dvojhvězdy složené z méně hmotných bílých
trpaslíků.
B. Sato aj. nalezli první exoplanetu v otevřené hvězdokupě. Jde
o průvodce mateřské hvězdy Ε Tau (K0 III; 2,7 M☉; 45 pc)
v Hyádách, jejichž stáří se odhaduje na 625 mil. roků. Jde
o vůbec nejhmotnější hvězdu, u níž byla prokázána existence
exoplanety, jejíž dráhové elementy jsou a =1,9 AU; e = 0,15;
P = 595 d a jejíž minimální hmotnost činí 7,6 Mj. Autoři
proměřili celkem 100 trpasličích hvězd v centru Hyád, ale žádnou
další exoplanetu přitom nenašli.
M. Döllinger aj. sledují již tři roky kolísání radiálních
rychlostí u 62 obřích hvězd sp. třídy K pomocí 2m Jenschova
dalekohledu v Tautenburgu. Při této přehlídce objevili obří
exoplanetu s hmotností >7 Mj u hvězdy 4 UMa (= HD 73108;
K1 III; 1.2 M☉; 62 pc), obíhající kolem obří hvězdy v periodě
269 d po výstředné (e = 0,4) dráze s velkou poloosou 0,9 AU.
Také C. Lovis a M. Mayor hledají exoplanety u 115 červených obrů
na jižní polokouli pomocí spektrografů CORALIE a HARPS na La
Silla. Našli tak zatím dva substelární objekty o minimálních
hmotnostech 11 a 20 Mj, obíhajících po řadě v periodách 714 d,
resp. 678 d kolem obřích hvězd o hmotnostech 2,4, resp. 3,9 M☉
v otevřených hvězdokupách NGC 2423 a 4349. Předběžně se tak
potvrzuje, že kolem hmotnějších hvězd se vyskytují i hmotnější
substelární objekty, jelikož lze očekávat, že protoplanetární
disky kolem těchto hvězd jsou masivnější.
W. Cochran aj. našli dvě exoplanety u hvězdy HD 155358
(K1 III; metalicita 5x nižší než u Slunce). První z nich obíhá
v periodě 195 d (a = 0,6 AU; e = 0,1; >0,9 Mj) a druhá
v periodě 530 d (a = 1,2 AU; e = 0,2; >0,5 Mj). Exoplanety
se navzájem gravitačně ovlivňují, což se projevuje změnami
výstředností a stáčením periaster dráhy. Navzdory tomu je
soustava dynamicky stabilní po dobu alespoň 100 mil. roků. Spíše
je s podivem, že hvězda s tak nízkým obsahem těžších prvků měla
ve svém okolí dostatek stavebního materiálu pro zhotovení
přinejmenším dvou obřích exoplanet.
R. Silvotti aj. zkoumali soustavu V391 Peg, jenž se skládá
z modrého podtrpaslíka na vodorovné větvi diagramu HR a obří
exoplanety, obíhající v periodě 3,2 roků ve vzdálenosti 1,7 AU od
mateřské hvězdy. Ukázali, že proměnná hvězda prošla v minulosti
stádiem červeného obra, jehož maximální poloměr dosáhl 0,7 AU.
V té době byla exoplaneta vzdálena od hvězdy jen 1 AU a přesto
přežila tuto dosti nebezpečnou epochu. Následná ztráta hmoty
hvězdy pak způsobila, že exoplaneta dnes obíhá v podstatně větší
vzdálenosti
G. Torres aj. objevili již 18. transitující exoplanetu u hvězdy
HAT-P-3 s vysokým obsahem kovů (V = 12; sp. dK; 5,2 kK;
140 pc; 0,94 M☉; 0,8 R☉; stáří 0,4 mld. r.; metalicita +0,27).
Exoplaneta o hmotnosti 0,6 Mj a poloměru 0,9 Rj obíhá kolem
hvězdy po kruhové dráze v periodě 2,9 d (a = 0,04 AU;
i = 87°) a její střední hustota 1,06krát přesahuje hustotu vody
za normálních podmínek. Odtud plyne, že v jejímž jádře musí být
75 Mz těžších prvků. Podobně mocné kamenné jádro (40 Mz) musí
mít také exoplaneta HD 149026 b, tj. asi čtvrtinu celkové
hmotnosti exoplanety 0,5 Mj.
Kuriózní transitující exoplanetu HAT-P-1b nalezli J. Winn aj.
Přechody před složkou B těsné dvojhvězdy ADS 16402 AB (sp. obou
složek G0 V; 1,16 + 1,12 M☉; 1,23 + 1,15 R☉; hustota 1,1krát
hustota vody; projekce vzájemné vzdálenosti 1,6 kAU;, vzdálenost
od Slunce 140 pc; stáří soustavy 3,6 mld. roků) totiž trvají
pouhou jednu minutu při oběžné době 4,5 d a sklonu dráhy 86°.
Exoplaneta obíhá po kruhové dráze o poloměru 0,055 AU (8,25 mil.
km) a při poloměru 1,2 Rj má hmotnost 0,5 Mj, takže její
hustota činí jen 38 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Jde
tedy o největší dosud známou transitující exoplanetu a současně
nejřidší, čímž překonává extrémně velkou a řídkou exoplanetu
HD 209458 b.
Další velmi řídkou tranzitující exoplanetu objevili G. Kovács aj.
u hvězdy HAT-P-4 a (poloha 1528+30; 11 mag; sp. F; 5,9 kK;
1,6 R☉; 2,7 L☉; 1,3 M☉; stáří 4,2 mld. roků; vysoká
metalicita; 310 pc). Exoplaneta b obíhá v periodě 3,1 d na
dráze o poloměru 0,045 AU a tranzit trvá 4,3 h. Oběžná dráha má
sklon přesně 90°, takže při poloměru 1,27 Rj má exoplaneta
hmotnost 0,7 Mj a tedy nízkou střední hustotu 41 % hustoty vody
v pozemských podmínkách. Pravým opakem této exoplanety je podivný
tranzitující objekt HAT-P-2 b u hvězdy HD 147506 (9 mag;
sp. F8; 135 pc), který podle G. Bakose aj. obíhá kolem mateřské
hvězdy po velmi výstředné dráze (e = 0,52; a = 0,07 AU)
v periodě 5,6 dnů při trvání tranzitu 4,3 h a poklesu jasnosti
jen 0,005 mag. To znamená, že ozáření exoplanety hvězdou
v periastru a apastru kolísá v poměru 9:1! Exoplaneta má poloměr
1,0 Rj, ale hmotnost 9 Rj, což znamená průměrnou hustotu 12x
vyšší než je hustota vody na Zemi!! Autoři objevu proto soudí,
že tato obří exoplaneta má silně stlačené kamenné jádro
o hmotnosti minimálně 100 Mz.
M. Holman aj. a A. Sozzetti aj. ohlásili objev dosud nejhmotnější
transitující exoplanety TrES-2 u hvězdy GSC 035249.02811
(V = 11,4; G0 V; 5,8 kK; 1,0 M☉; 1,0 R☉; 220 pc; metalicita
-0,15; stáří 5 mld. r) o hmotnosti 1,2 Rj a poloměru 1,2 Rj.
M. Gillon aj. zjistili v květnu 2007, že exoplaneta b u hvězdy
Gl 436 (Leo; 11 mag; 0,46 R☉; 0,44 M☉; 10 pc) jeví transity
v periodě 2,6 d (a = 0,03 AU; e = 0,16; i = 86°), takže
její hmotnost činí jen 0,07 Mj, tj. 1,35 hmotnosti Neptunu
(23 Mz). Exoplaneta je téměř stejně velká (4 Mz) jako Neptun
a má zřejmě kamenné jádro o poloviční hmotnosti obklopené pláštěm
vodního ledu pod vysokým tlakem, jehož hmotnost představuje
minimálně 10 % hmotnosti exoplanety. Vnější atmosféra exoplanety
se skládá z vodíku a helia. Překvapivě velká výstřednost dráhy
exoplanety tak blízko mateřské hvězdy se dá vysvětlit přítomností
druhé exoplanety v této soustavě. V současnosti jde tedy
o nejbližší, nejlehčí a nejmenší známou exoplanetu mezi všemi
tranzitujícími objekty.
Titíž autoři zpřesnili pomocí VLT ESO údaje o transitující
exoplanetě OGLE-TR-132 b (Car; 2 kpc). Exoplaneta obíhá kolem
mateřské hvězdy (sp. F V; 6 kK; 1,3 M☉; 1,3 R☉; stáří
0,5 – 2,0 mld. let) v periodě 1,7 d; a = 0,03 AU (4,5 mil.
km!), takže je ohřáta na 2 kK. Má hmotnost 1,1 Mj a poloměr
1,2 Rj, takže její hustota činí 90 % hustoty vody v pozemských
podmínkách. F. O'Donovan aj. objevili transitující exoplanetu
TrES-3 s extrémně krátkou periodou 1,3 d (a = 0,023 AU)
u hvězdy GSC 03089-00929 (V = 12,4 mag; sp. dG; vl. pohyb
0,04″/r; 0,9 M☉; 0,8 R☉; 5,7 kK; rotace <2 km/s) pomocí dvou
0,1m přehlídkových dalekohledů na obou stranách Atlantiku. Pokles
jasnosti hvězdy při přechodu exoplanety dosahuje 2,5 % a odtud
vyplývá, že exoplaneta má sklon dráhy 82°; poloměr 1,3 Rj
a hmotnost 1,9 Mj.
Podobně C. Burke aj. pozorovali transit horkého jupiteru
XO-2 b, jenž obíhá silně metalickou (sp. K0 V; 1,0 M☉;
[Fe/H] = +0,45) trpasličí složku dvojhvězdy GSC 03413-0005
(0748+50; 150 pc), která se prozradila společným vlastním pohybem
0,001 6″/r. Druhá složka dvojhvězdy je od trpaslíka K vzdálena
úhlově 31″ a má silně výstřednou dráhu. Exoplaneta o poloměru
1,0 Rj a hmotnosti 0,6 Mj má velkou poloosu dráhy 0,04 AU,
sklon 89° a obíhá mateřskou hvězdu v periodě 2,6 dne.
F. Pont aj. využili kamery ACS HST k mimořádně přesným měřením
tří transitů exoplanety HD 189733 b. Mateřská hvězda
(V452 Vul; sp. K1.5 V; 19 pc) je doprovázena červeným trpaslíkem
sp. dM ve vzdálenosti 216 AU, který kolem ní obíhá v periodě přes
3 tis. roků. Jelikož hvězda je 7,7 mag, dosáhla relativní
přesnost fotometrie hodnot lepších než 1.10-4. Hvězda má poloměr
0,75 Ro a hmotnost 0,8 M☉. Exoplaneta obíhá v periodě 2,2 d ve
dráze téměř kolmé na dráhu zmíněné dvojhvězdy a z tranzitů
v trvání 1,7 h vyplývá sklon její dráhy 86°, poloměr 1,15 Rj;
hmotnost 1,15 Mj a hustota 0,8násobek hustoty vody. Navzdory
vysoké přesnosti fotometrie se nepodařilo nalézt žádný transit
družice exoplanety, popř. rovníkového prstenu.
J. Harrington aj. sledovali pomocí SST v infračerveném pásmu
24 μm světelnou křivku hvězdy υ And, kterou doprovází
přinejmenším tři exoplanety. Nejbliže k mateřské hvězdě obíhá
υ And b v periodě 4,6 d o minimální hmotnosti 0,7 Mj.
To znamená, že je hvězdou ohřívána daleko více, než kolik činí
její vlastní zdroj tepelné energie. Proto je možné na světelné
křivce soustavy pozorovat v infračervené oblasti kolísání
jasnosti, vyvolané tím, že exoplaneta k nám střídavě natáčí denní
a noční polokouli. Z měření tak vyplývá, že v poledne dosahuje
teplota její atmosféry 2,5 kK, zatímco o půlnoci jen 1,1 kK.
Exoplaneta má ovšem vlivem slapů synchronní rotaci, takže natáčí
k hvězdě stále tutéž polokouli. Přesto je překvapující, že výměna
tepla mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí je zřejmě
zanedbatelná. Podle N. Cowana aj. vyplývá z infračervených měření
SST, že tyto poměry denních a nočních teplot se pro různé
exoplanety liší; např. exoplanety u hvězd HD 209458, HD 179949
a 51 Peg jsou (nestejně) horké i na nočních polokoulích.
G. Ballesterová aj. objevili pomocí spektrografu STIS HST
absorpční čáry neutrálního vodíku v atmosféře známé obří
exoplanety u hvězdy HD 209458 (Peg). Exoplaneta byla objevena
metodou radiálních rychlostí, ale objev byl posléze potvrzen také
pozorováním transitů přes kotouček mateřské hvězdy. Atmosféra
exoplanety je zřetelně rozepnuta vlivem ohřívání od mateřské
hvězdy a z její svrchní atmosféry uniká vodík do okolního
prostoru. Ve spodní termosféře je dokonce vidět Balmerův skok ve
spojitém spektru atmosféry. L. Richardson aj. využili SST
k pozorování infračerveného spektra této exoplanety vně zákrytu
a k pořízení spektra mateřské hvězdy během zákrytu exoplanety
hvězdou. Prostým odečtením spekter pak získali překvapivě
kvalitní spojité spektrum exoplanety, v jejíž atmosféře našli
mračna obsahující silikáty a emisi neznámého původu na vlnové
délce 7,8 μm.
L. Richardson aj., C. Grillmair aj. a M. Swain aj. použili téhož
triku k zobrazení spektra exoplanety HD 189733 b (Vul).
Přestože je spektrum exoplanety 500krát slabší než spektrum
mateřské hvězdy, podařilo se jim tak najít emise vodní páry
v atmosféře exoplanety. H. Knutsonová aj. zjistili, že exoplaneta
vzdálená od mateřské hvězdy jen 0,04 AU (oběžná doba jen 2,2 d)
má vázanou rotaci. Atmosféra denní strany exoplanety má teplotu
až 1 200 K, kdežto noční strana jen 970 K. Nejteplejší je skvrna
atmosféry, odpovídající času 2 h po pravém poledni na exoplanetě.
Podobně je posunuta i chladná skvrna na noční polokouli
exoplanety, což znamená, že v atmosféře vane pasátový vítr
východním směrem a nadzvukovou rychlostí až 3 km/s. Zdá se, že
tímto způsobem bude možné sledovat i dlouhodobé změny klimatu
v atmosférách exoplanet.
G. Tinettiová aj. objevili v atmosféře exoplanety vodní páru díky
infračerveným měřením v pásmu 3,6 a 5,8 μm. Podle údajů
z kosmického teleskopu SST jde dokonce o druhou nejvíce
zastoupenou molekulu hned po molekulovém vodíku. Zdá se tedy, že
obří exoplanety mají vodu v atmosféře vždy, i když se nacházejí
v těsné blízkosti mateřské hvězdy. E. Bainesová aj. využili
interferometru CHARA na Mt. Wilsonu k přímému změření úhlového
průměru mateřské hvězdy této exoplanety 0,000 38″, což při
vzdálenosti 19 pc dává lineární poloměr 0,78 R☉. Odtud pak
plyne, že exoplaneta má poloměr 1,2 Rj a hmotnost 1,15 Mj, což
dává průměrnou hustotu 90 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
J. Harrington aj. využili infračervených pozorování SST v pásmu
8 μm ke změření teploty atmosféry exoplanety HD 149026 b
(Her) během sekundárního minima jasnosti soustavy. Její atmosféra
totiž vyzařuje v infračerveném pásmu okamžitě teplo nasbírané
atmosférou ohřívanou viditelným zářením mateřské hvězdy. Modely
naznačovaly, že by tato teplota měla být 1,7 kK, ale SST naměřil
2,3 kK, což svědčí o výskytu naprosto černých mračen v atmosféře
exoplanety, aby se dokázala tak vydatně ohřát. T. Koskinen aj.
rozebrali podmínky stability atmosfér exoplanet o hmotnosti
Jupiteru v závislosti na vzdálenosti exoplanety od mateřské
hvězdy. Vypočetli, že stabilní atmosféry mohou mít exoplanety
vzdálenější více než 0,15 AU od mateřské hvězdy. Pokud se
nacházejí blíže, atmosféra hydrodynamicky uniká.
Vědecky hodnotná pozorování transitujících exoplanet nejsou
nikterak omezena na velké profesionální přístroje, jak u nás
ukázal R. Kocián na Hvězdárně J. Palisy v Porubě, jenž 0,2m
reflektorem Newtonova typu vybaveném digitální kamerou ST-8
a červeným filtrem úspěšně pozoroval transit exoplanety
TrES-1 b (Lyr; V = 12 mag; P = 3,03 d) o hloubce minima
0,03 mag a trvání 1,5 h s expozicemi 60 s a střední chybou měření
±0,006 mag. Podobně J. Almenar měřil v září 2007 na Kanárských
ostrovech u hvězdy HD 17156 b (Cas; V = 8,2 mag;
P = 21 d) pomocí 0,3m reflektoru průběh transitu u exoplanety
b (P = 21 d; a = 0,16 AU; e = 0,7; 1,15 Rj; 3 Mj;
teplota atmosféry 430 – 1 330 °C; hustota 2,6x voda) přičemž
pokles jasnosti dosáhl 0,06 mag a celý úkaz trval 3,1 h. Souběžně
měřili M. Barbieri aj. tentýž tranzit italští profesionálové,
kteří dostali sklon dráhy 88°; vzdálenost periastra 0,05 AU (tj.
jen 7 poloměrů hvězdy) a tudíž velké kolísání ozáření exoplanety
na dráze v poměru 1 : 26!
Jak uvedli J. Fortney aj., metoda transitů umožňuje změřit
poloměry exoplanet ve velmi širokém rozsahu hmotností od
hmotnosti Měsíce po desetinásobek hmotnosti Jupiteru (rozsah 5
řádů) a podobně i vzdáleností od mateřské hvězdy (0,02 – 10 AU).
Podle D. Charbonneaua aj. jsou obří horké exoplanety obíhající
těsně kolem mateřské hvězdy soustavně větší než vyplývá z modelů
jejich vnitřní stavby.
F. Benedict aj. pozorovali nepřímo obří exoplanetu u známé blízké
(3,2 pc) trpasličí hvězdy Ε Eri (sp. K2 V; 0,8 M☉; stáří
850 mil. r.) jednak pomocí HST, ale také pozemními
astrometrickými dalekohledy a spektroskopy. Odtud jim vyšla
hmotnost exoplanety 1,55 Mj; velká poloosa dráhy a = 3,4 AU;
výstřednost e = 0,7; sklon i = 30° a oběžná doba
P = 6,85 r. Její svítivost odhadli na 16 nL☉. Autoři též
zjistili, že rovina dráhy exoplanety splývá s rovinou prachového
disku obklopujícího hvězdu a že v dutině prachového disku se
pravděpodobně nachází další obří exoplaneta typu Jupiteru
s oběžnou dobou 50 – 100 let.
G. Torres aj. rozřešili novými pozorováními dlouholeté nejistoty
kolem průvodců jasné (3 mag) hvězdy γ Cep (sp. K1 III-IV;
4,8 kK; 14 pc; 1,2 M☉; stáří 6,6 Gr). Hvězda má vzdálenou
sekundární složku - červeného trpaslíka sp. třídy dM4 (0,36 M☉)
a jasnosti o 8 mag nižší než γ Cep, takže v její záři zcela
zaniká. Z již stoleté astrometrie se však podařilo zjistit, že
tento trpaslík se pohybuje po výstředné (e = 0,4) oběžné dráze
o velké poloose 19 AU s oběžnou periodou 67 roků. Kolem primární
hvězdy však obíhá ještě jedno těleso ve vzdálenosti jen 1,9 AU
o minimální hmotnosti 1,4 Mj v periodě 2,5 roků v rovině
koplanární s drahou červeného trpaslíka. Jelikož z měření družice
HIPPARCOS vyplývá horní mez hmotnosti tělesa 17 Mj, jde buď
o obří exoplanetu typu Jupiter anebo o velmi lehkého hnědého
trpaslíka. Vzápětí však R. Neuhäuser aj. úspěšné zobrazili onoho
červeného trpaslíka díky adaptivní optice u japonského 8,2m
Subaru jako hvězdu K = 7,3 mag. Odtud vyplývá jednak vyšší
hmotnost γ Cep 1,4 M☉ a červeného trpaslíka 0,41 M☉ a jednak
poněkud větší a = 20 AU se sklonem i = 119°. Minimální
hmotnost substelárního objektu se tak zvýšila na 1,6 Mj a i toto
těleso obíhá po lehce výstředné dráze: e = 0,12, což však
neohrožuje jeho stabilitu, protože se od mateřské hvězdy nikdy
nevzdálí na více než 2,3 AU, zatímco mez stability sahá až do
vzdálenosti 3,4 AU od primární hvězdy.
P. Kervella a F. Thévenin se pokusili pomocí zobrazovače SuSI 2
NTT (ESO) nalézt substelární průvodce o známé blízké dvojhvězdy
slunečního typu α Centauri, ale neuspěli, přestože prohlédli
okolí dvojhvězdy do úhlové vzdálenosti až 3 obl. minut s mezní
hvězdnou velikostí 24 mag. Stanovili pouze horní meze, tj. v tomto
okolí neexistuje žádný hnědý trpaslík s hmotností >30 Mj
v intervalu vzdáleností 50 – 100 AU od dvojhvězdy a s hmotností
>15 Mj v intervalu 100 – 300 AU.
B. Biller společně s L. Closem a J. Gizis aj. určovali nezávisle
na sobě trigonometricky vzdálenost hnědého trpaslíka
2M 1207-39 (I = 16 mag; sp. M8; 25 Mj; stáří <10 mil. roků)
ve hvězdné asociaci TW Hya a obdrželi tak hodnoty 59 pc, resp.
54 pc. Kolem trpaslíka obíhá exoplaneta (K = 17 mag; sp.
L5-9.5), obklopená akrečním diskem o hmotnosti <8 Mj. Týž objekt
sledovali také C. Ducourant aj. pomocí špičkového zobrazovače
SuSi-2 na NTT ESO a již v dubnu 2004 tak pořídili první přímý
snímek zmíněné exoplanety. Dostali pak dvě možná řešení pro
parametry exoplanety. Buď má hmotnost 4 Mj a teplotu povrchu
1,15 kK, anebo hmotnost 8 Mj a teplotu 1,6 kK. Z těchto
pozorování vyplývá trigonometrická vzdálenost soustavy 52 pc.
J. Stauffer aj. uskutečnili hlubokou přehlídku otevřené
hvězdokupy Plejády v blízkém a středním infračerveném pásmu
s cílem objevit objekty s nízkými hmotnostmi. Tato přehlídka je
o 2 mag citlivější než známá přehlídka 2MASS a skutečně vedla
k objevu 42 nových substelárních objektů s hmotnostmi
0,04 – 0,1 M☉. Mezi nimi je přinejmenším 31 hnědých trpaslíků.
V. Joergens a A. Müller objevili po sedmiletém sledování
ešeletovým spektrografem UVES VLT průvodce na rozhraní mezi
hnědým trpaslíkem a exoplanetou u hnědého trpaslíka Cha Hα 8
(M6 V; stáří 3 mil. roků). Průvodce o hmotnosti 18 Mj obíhá
kolem hnědého trpaslíka v periodě 4,4 roku po dráze s velkou
výstředností e = 0,5 a velkou poloosou a =1,0 AU. Hmotnost
průvodce představuje asi čtvrtinu hmotnosti primárního hnědého
trpaslíka, takže ho lze charakterizovat jako přechodný objekt
mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Důležitost objevu
spočívá v možnosti hledat exoplanety obíhající hnědé trpaslíky.
M. Audard aj. využili simultánního sledování páru hnědých
trpaslíků Kelu-1 (1305-26; sp. L2 + L3; úhlová vzdálenost
složek 0,3″; 19 pc; vl. pohyb 0,3″/r) pomocí anténní soustavy VLA
a rentgenové družice Chandra ke změření překvapivě vysoké
rentgenového zářivého výkonu soustavy 3.1021 W, zatímco rádiové
záření nenaměřili vůbec.
N. Siegler aj. ohlásili objev extrémně chladného páru
2MASS J2132+1341 (Peg; vzájemná vzdálenost 1,8 AU; oběžná doba
≈ 10 let), jehož primární složka je chladnou hvězdou sp. L5,
kdežto sekundární složka je hnědým trpaslíkem sp. L7.5. Úhlová
separace obou složek činí jen 0,07″ a jejich rozlišení se
podařilo díky laserové adaptivní optice u Keckova teleskopu.
A. Burgasser aj. nalezli vzdáleného (480 AU) hnědého trpaslíka
B (sp. T8; 790 K; 0,033 M☉; stáří 0,7 – 4,7 mld. let) u hvězdy
HD 3651, jejíž stáří odhadují na rozmezí 2 – 12 mld. roků.
Hvězdu však doprovází také exoplaneta o hmotnosti 0,2 Mj
s dráhovými parametry a = 0,3 AU; e = 0,64. V každém případě
však zmíněný hnědý trpaslík představuje hrozbu pro případné
terestrické exoplanety v soustavě, jelikož dráhovými poruchami
může buď terestrické exoplanety 'vyhodit ze sedla', anebo
způsobit sérii dopadů menších objektů na tyto potenciálně
obydlitelné exoplanety. Autoři proto soudí, že jde fakticky
o svéráznou analogii objektů typu Nemesis, jak se o nich občas
píše ve spekulativní literatuře. V každém případě naší sluneční
nic takového nehrozí, protože objekt typu HD 3651 b ve
sluneční soustavě by byl současnými prostředky jako je družice
HIPPARCOS nebo přehlídka 2MASS určitě objeven, i kdyby se
nacházel ve vzdálenosti 150 kAU od Slunce!
Právě před půl stoletím publikoval proslulý 'gang čtyř'
(B2FH = E. a M. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle) klíčovou
práci o vzniku prvků těžších než helium při termonukleárních
reakcích v nitru hvězd: 'Synthesis of the elements in
stars'
(Rev. Mod. Phys. 29, 547) v rozsahu 103 str., což oslavili
v červenci 2007 na Caltechu v Pasadeně třídenní vědeckou
konferencí. Méně je známo, že v témže r. 1957 dospěl k témuž
výsledku nezávisle americko-kanadský astrofyzik A. Cameron
v práci 'Nuclear reactions in stars and nucleogenesis'
(PASP 69, no. 408, 201), která čítá jen 22 str. Jedině americký
fyzik W. Fowler z Caltechu (Hoyle a manželé Burbidgeovi jsou
Angličané) však byl za tuto převratnou práci, na níž je založena
moderní teorie nukleogeneze ve hvězdách, odměněn Nobelovou cenou
za fyziku v r. 1983. G. Burbidge uvedl při 50. výročí tohoto
epochálního výzkumu, že především F. Hoyle by si byl cenu
zasloužil nejvíce (manželé Burbidgeovi byli jeho doktorandy).
D. Heyrovský ukázal, že okrajové ztemnění hvězdných atmosfér
lze měřit nejenom u zákrytových dvojhvězd, ale také při
pozorováních kotoučků hvězd pomocí soudobých interferometrů jakož
i při sledování přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy. A.
Claret zjistil, že výpočet okrajového ztemnění hvězdy se velmi
komplikuje v případě, že je hvězda ozářena blízkým zdrojem
(složkou dvojhvězdy, akrečním diskem a horkou skvrnou v něm). M.
Bogdanov a A. Čerepaščuk poukázali na nové pozorovací možnosti
studia okrajového ztemnění v zákrytových dvojhvězdách díky
fotometrickým družicím CoRoT a Kepler, jež měří jasnosti
hvězd v různých spektrálních oborech s relativní přesností
10-4. To dává možnost měřit lineární koeficient okrajového
ztemnění s přesností na 1 % a s toutéž přesností pak ověřovat
modely hvězdných atmosfér.
T. Lanz a I. Hubený propočítali monumentální síť modelů
hvězdných atmosfér s překrýváním spektrálních čar (line
blanketing) a v tepelné nerovnováze pro hvězdy spektrálních tříd
O a B (teploty 55 – 15 kK) pro šest různých chemických složení
a rozdílné hodnoty gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy
(veleobři, obři, podobři, hvězdy hlavní posloupnosti).
A. Sernelli a M. Fukugita se zabývali modelováním vývoje hvězd
s hmotnostmi 1 – 8 M☉ od fáze gravitačního smršťování před
hlavní posloupností až po zhroucení na bílého trpaslíka.
Výsledkem těchto rozsáhlých výpočtů je časový průběh vyzařované
energie v podobě fotonů i neutrin během celého života hvězd jakož
i změny jejich gravitační a tepelné energie i chemického složení.
Autoři dokonce dokázali spočítat, jakým tempem hvězdy
v jednotlivých epochách svého života ztrácejí hmotu do
mezihvězdného prostoru. Z výpočtů mj. vyplynulo, že 80 % kovů
(chemických prvků od C po U) ve vesmíru je ukryto v bílých
trpaslících a že vazební energie bílých trpaslíků převyšuje
pětkrát vazební energii hvězd hlavní posloupnosti.
A. Vitričenko aj. odvodili vztah mezi svítivostí L (zářivým
výkonem v jednotkách L☉) a hmotností M velmi hmotných hvězd
v rozsahu 10 – 50 M☉: L = M2,76 na základě příslušných
měření pro 73 velmi hmotných hvězd. L. Jungelson aj. se věnovali
modelům vývoje extrémně hmotných nadhvězd v rozsahu
60 – 1 000 M☉. Poukázali na významnou ztrátu hmoty nadhvězd
v průběhu jejich krátkého života, takže na konci svého vývoje
nemají více než 150 M☉. Pak vybuchnou jako supernovy díky
nestabilitě párů elektronů a pozitronů, jež vznikají v hmotné
hvězdě při srážkách fotonů gama s jádry atomů. Vznik těchto párů
totiž prudce sníží tepelný tlak v nitru hvězdy, což způsobí jeho
smrštění. Následkem toho vzroste prudce teplota nitra hvězdy
a dojde k překotným termonukleárním reakcím, jež hvězdy posléze
zcela rozmetají, aniž by vznikla černá díra.
Tento mechanismus vzniku supernov je omezen na hvězdy s hmotností
vyšší než 130 M☉ a nízkou metalicitou - to jsou hvězdy I.
generace (populace III), jež vznikaly ve velmi raném vesmíru
a dnes už jsou velmi vzácné. Pokud k výbuchu supernovy nedojde
kvůli nižší hmotnosti hvězdy, tak se takový objekt zhroutí na
černou díru s maximální hmotností 70 M☉. Dosud však nebyly
objeveny hvězdné černé díry s dobře určenou hmotností >16 M☉,
ačkoliv jsou náznaky, že v cizích galaxiích existují hvězdné
černé díry s hmotnostmi až 33 M☉ (galaxie IC 10).
Podle H. Belkuse aj. vede zhroucení jader velmi hustých hvězdokup
s hmotnými hvězdami ke vzniku nadhvězd s hmotností až
1 tis. M☉. K takovým hvězdokupám patří zejména kupy
Arches
a Kvintuplet vzdálené jen 10 pc od centra Galaxie. Extrémně
hmotné hvězdy však rychle ztrácejí hmotu hvězdnou vichřicí
a tempo i velikost této ztráty rozhodne o výsledném osudu
nadhvězdy. Při velmi nízké metalicitě se mohou rovnou zhroutit
na intermediální černou díru (IMBH), popř. na standardní
hvězdnou černou díru. Další možností je výbuch supernovy, což
v podstatě souhlasí s výsledky předešlé práce L. Jungelsona aj.
Podle M. Robberta aj. využili astronomové u 8,1m teleskopu
Gemini N testování adaptivní optiky ALTAIR k podrobnému
zobrazení okolí Trapezu v mlhovině v Orionu v blízkém
infračerveném oboru spektra. Získali tak záznam kulek horkého
(5 kK) plynu, vystřelovaných z okolí infračerveného objektu
Becklin-Neugebauer supersonickými rychlostmi až 400 km/s. Kulky
mají průměr stovek AU a byly vystřeleny před méně než tisíciletím
zcela neznámým procesem.
T. Ratzka aj. pozorovali pomocí kamery NACO VLT (ESO) ve
středním infračerveném pásmu nejbližší okolí hvězdy TW Hya
(vzdál. 51 pc) ve stejnojmenné hvězdné asociaci staré asi
10 mil. roků. Odhalili tak opticky tlustý akreční disk prachu
s vnitřní dírou o poloměru asi 0,6 AU. Autoři soudí, že jde
o nepřímý důkaz možné existence obří exoplanety ve vzdálenosti
<0,3 AU od hvězdy.
A. Chrysostomou aj. měřili polarizaci v bipolárních výtryscích
z prahvězdy HH135-136 (Car; vzdálenost 2,7 kpc) a zjistili, že
oba výtrysky vykazují silnou navzájem opačně orientovanou
kruhovou polarizaci. To lze dobře vysvětlit přítomností
dipólového magnetického pole samotné prahvězdy, které usnadňuje
usměrnění výtrysku do velké vzdálenosti od hvězdy. Hmotnost
výtrysků činí asi 1 M☉.
Tím lze objasnit, jak se prahvězdy při svém gravitačním hroucení
zbavují přebytečného momentu hybnosti, aniž by odstředivá síla
rotace prahvězdy znemožnila její další smršťování. Akrece hmoty
zárodečného mračna na prahvězdu se tím přiměřeně zpomalí, takže
to usnadní její proměnu na skutečnou hvězdu. Podobně usnadňuje
magnetické pole v okolí černých veleděr další akreci hmoty
slapově roztrhaných hvězd na samotnou veledíru.
A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že magnetické pole hraje
významnou úlohu při vzniku a vývoji rychle rotujících hvězd tříd
Ae a Be. Reliktní magnetické pole donutí totiž celou hvězdu
otáčet se kolem rotační osy jako tuhé těleso. Hvězdy Be mohou
dosáhnout počátečních hmotností až 30 M☉ a pak ztrácejí hmotu
intenzivním hvězdným větrem. Pokud se hvězdy Be vyskytují ve
dvojhvězdě s bílým trpaslíkem typu O-Ne, mohou mu nakonec dodat
tolik hmoty, že se bílý trpaslík zhroutí na neutronovou hvězdu,
což se navenek projeví dlouhým zábleskem záření gama (LGRB).
Přestože se obvykle zdá, že nejbližší okolí Slunce je už dobře
prozkoumáno, T. Henry aj. ukázali, že tomu tak zdaleka není.
Pomocí 0,9m reflektoru CTIO totiž změřili paralaxy 20
trpasličích hvězd sp. třídy dM, kterou jsou blíže než 10 pc od
Slunce. Autoři uvádějí, že za posledních 6 let bylo tak nalezeno
celkem 34 (16 %) hvězd, které se nacházejí ve vzdálenosti do
10 pc, takže ani tento počet není zřejmě konečný.
J. Johnsonová aj. sledovali pomocí obřího Keckova dalekohledu po
dobu 15 min zjasnění trpasličí hvězdy třídy G, vyvolané efektem
gravitační mikročočky OGLE-06-BLG-65. Vzdálený trpaslík se tak
zjasnil o více než 5 mag, což umožnilo pořídit kvalitní
vysokodispersní spektra a z nich odvodit zastoupení 17 chemických
prvků v atmosféře tohoto silně metalického ([Fe/H] = +0,56)
trpaslíka (poloha 1807-2747; gal. šířka -4°; 5,8 kK;
log g = 4,4) až po těžké prvky jako je síra a měď. Autoři tak
zjistili, že prvky se sudým protonovým číslem mají vůči Slunci
zastoupení nižší, na rozdíl od prvků s lichým protonovým číslem,
kde je jejich zastoupení naopak vyšší než u Slunce.
C. Barban aj. využili koncem jara 2005 kanadské družice MOST
k přesné rychlé fotometrii žlutého obra Ε Ophiuchi
(= HD 146791; 3 mag; G9.5 III). Objevili tak oscilace jasnosti
hvězdy, obdobné slunečním. Frekvence oscilací v pásmu
25 – 80 μHz mají relativní amplitudy (3 – 13).10-5.
D. Ciardi aj. změřili pomocí interferometrů CHARA na Mt.
Wilsonu a PTI na Mt. Palomaru úhlový průměr osamělé chemicky
pekuliární hvězdy λ Bootis, jejíž stáří a hmotnost
závisí na její metalicitě, tj. při sluneční metalicitě by byla
stará jen 200 mil. let při hmotnosti 1,7 M☉, kdežto při nízké
metalicitě by byla stará 2,5 mld. roků a měla hmotnost 1,3 M☉.
Efektivní teplota hvězdy činí 8,9 kK a její úhlový průměr
0,0005″, tj. 1,7 R☉.
Infračervený interferometr ISI na Mt. Wilsonu posloužil K.
Tatebeovi aj. k objevu odchylek od kulového tvaru ve středním
infračerveném pásmu u červeného veleobra Betelgeuse (α Ori;
M2 Ib; 15 M☉; 130 pc). Zatímco v blízké infračervené oblasti se
hvězda jeví jako kulová, ve středním pásmu je její rovníkový
průměr (0,047″) o 17 % delší než průměr polární, přičemž obvodová
rychlost rotace Betelgeuse na rovníku činí 32 km/s. Střední
poloměr hvězdy dosahuje rekordních 4,7 AU a průměrná hustota
hvězdy je proto nesmírně nízká (o více než 7 řádů nižší než
hustota vody za normálních podmínek) - hvězda je doslova jen
'z plynových hadrů', jak už v r. 1878 napsal v Kosmických
písních Jan Neruda. Jasnost Betelgeuse nepravidelně kolísá
s roční amplitudou až 0,5 mag. To souvisí s kondenzacemi prachu
v chladné obálce molekulového plynu, která se vznáší od
vzdálenosti 1,4 AU nad fotosférou hvězdy a v níž zrnka různých
minerálů nasedají na sklovitý korund (Al2O3) a tím zastiňují
viditelné světlo hvězdy.
A. Frebelová aj. nalezli pomocí spektrografu UVES VLT (ESO) ve
spektru hvězdy HE 1523-0901 (V = 11 mag) s velmi nízkou
metalicitou ([Fe/H] = -2,95!) a rekordním stářím 13,2 mld. roků
(tj. z ≈ 10 !) překvapivě i čáry uranu a thoria. To svědčí
o již dříve proběhlém procesu tvorby těžkých prvků rychlým
zachycováním neutronů v jádrech atomů železa (proces r) během
výbuchu anonymních supernov, neboť tyto prvky s protonovým
číslem vyšším než 28 jsou v této mimořádně staré hvězdě
zastoupeny stejně jako na Slunci.
J. Hall aj. pozorovali jasnost a spektrum slunečního protějšku
18 Scorpii po dobu celého desetiletí. Odhalili tak periodu
chromosférické aktivity hvězdy 7 let, přičemž jasnost kolísá
v téže periodě jen o 0,09 %. J. Meléndez aj. našli ještě lepší
sluneční analogy v podobě hvězd HIP 56948 (= HD 146231)
a HIP 73815. Zejména první z nich se Slunci neobyčejně podobá
i v takových jemnostech jako je stáří, nepřítomnost horkých
jupiterů a obsah lithia. Hvězda je od Slunce vzdálena 65 pc a od
galaktické roviny jen 50 pc.
F. Freistetter aj. zkoumali nepravidelnosti ve známém
prachoplynovém disku hvězdy β Pictoris, které lze podle
jejich mínění nejlépe vysvětlit přítomností exoplanety
o hmotnosti 2 – 5 Mj na kruhové dráze o poloměru 12 AU. Za
drobnější strukturální rysy disku a výskyt vnějších prstenců ve
vzdálenostech 500 – 800 AU od hvězdy údajně mohou další dvě
exoplanety o hmotnostech <0,6 a <0,2 Mj, obíhající ve
vzdálenostech 25 a 45 AU.
Pro testování kvality amatérských dalekohledů se dlouhá léta
hodila vizuální dvojhvězda Porrima se stejnou jasností i barvou
složek (γ Vir; 3 mag; sp. F0 V; 12 pc), ale jejich úhlová
rozteč se během doby výrazně mění vinou vysoce výstředné
(e = 0,88!) oběžné dráhy v periodě 169 let. Obě složky prošly
naposledy pericentrem v květnu 2005, kdy úhlová rozteč klesla
na 0,3″. Nyní však dosáhla bezmála 0,9″ a kolem r. 2020 bude opět
dobrým testem kvality amatérských dalekohledů stejně jako tomu
bylo před r. 1980. Obě složky dvojhvězdy se ocitnou v apastru
v r. 2088, kdy jejich úhlová rozteč dosáhne 6,0″.
S. Berdyugina a G. Henry sledovali po dobu 31 roků (1975-2006)
změny jasnosti těsné dvojhvězdy V711 Tau (= HR 1099; sp. K1 IV
a G5 IV; oběžná doba 2,8 d). Našli tak dvě periody hvězdných
aktivit 15,5 a 5,3 r, které jsou patrně projevem migrace
aktivních šířek na povrchu hvězd podobně jak to vykazuje známý
motýlkový diagram migrace slunečních skvrn k rovníku během cyklu
sluneční činnosti.
J. Southworth aj. využili fotometru na družici WIRE k získání
mimořádně přesné (±0,000 3 mag!) a podrobné (30 tis. měření)
světelné křivky pro jasnou (V = 1,9 mag) zákrytovou dvojhvězdu
β Aur (= HR 2088). To mj. umožnilo změřit nelineární průběh
okrajového ztemnění u obou složek sp. tříd A1 IV, což ve svém
důsledku zvětšilo poloměry obou složek o 0,4 % na 2,76
a 2,57 R☉. Hvězdy ve vzdálenosti 25 pc od nás o hmotnostech 2,4
a 2,3 M☉ jsou staré přibližně 500 mil. roků.
P. Kervella a A. Domiciano de Souza objevili druhou složku
u jasné hvězdy jižní oblohy Achernar (α Eri; B3-4 IIIe až V;
15 – 20 kK; rychlá rotace 220 – 270 km/s) pomocí infračervené
kamery VISIR VLT (ESO). Průvodce sp. třídy A7 V je úhlově
vzdálen jen 0,3″ od mateřské hvězdy, tj. v projekci 12 AU,
a vysílá v infračerveném pásmu skoro 2 % záření Achernaru. Obíhá
kolem mateřské hvězdy v rovině jejího rovníku a sdílí s ní
vlastní pohyb tempem 0,097″/rok. Achernar sám vysílá hvězdný vítr
zejména z horkých polárních čepiček a je fakticky nejbližší
známou hvězdou typu Be.
G. McIntosh a G. Rustan určili poprvé přibližné dráhové parametry
symbiotické dvojhvězdy R Aqr, jež se skládá z proměnné obří
hvězdy typu Mira Ceti a bílého trpaslíka. Obě hvězdy obíhají
kolem společného těžiště v periodě 34,6 roku po dráze s minimální
hodnotou velké poloosy 3,5 AU a velkou výstředností e = 0,5.
takže v periastru dochází k přetoku hmoty přes Lagrangeův bod
L1 od obra k trpaslíkovi.
V r. 1997 ukázala měření družice HIPPARCOS, že jasná hvězda
η Mus (V = 4,8 mag; vzdálenost 125 pc) je ve skutečnosti
dvojhvězda. Nyní V. Bakis aj. zjistili, že se skládá ze dvou
téměř shodných složek A a B o hmotnostech 3,3 M☉, poloměrech
2,1 R☉ a teplotách 13 kK. Obíhají kolem sebe ve vzdálenosti
14 R☉ v periodě 2,4 d při sklonu dráhy 77°. Kromě toho třetí
hvězdou v soustavě je složka C slabší o plných 5 mag než zmíněný
pár, vzdálená úhlově 2,7″. Poslední složka D ve vzdálenosti 60″
tvoří sice s párem A+B vizuální dvojhvězdu, ale není k němu
gravitačně vázána. Nicméně všechny čtyři hvězd patří do téže
hvězdné asociace OB (Cen - Cru).
Jižní proměnná hvězda AB Dor je podle M. Jansona aj. ve
skutečnosti čtyřnásobnou soustavou, jak ukázala měření adaptivní
optikou NACO VLT (ESO). Dosud známá vizuální dvojhvězda
AB Dor A+B (vzdálenost 15 kpc od Slunce) s úhlovou roztečí složek
10″ se ve skutečnosti skládá ze dvou dvojhvězd. Proměnná hvězda
A (sp. dK1; rotační per 0,5 d) má totiž průvodce C, jenž byl
nejprve objeven dynamicky a posléze rozpoznán i opticky jako
trpaslík dM5. Složka A vykazuje silnou optickou i rentgenovou
proměnnost. Hvězda B je však rovněž těsnou dvojhvězdou o stáří
<100 mil. roků, která se skládá ze dvou hvězd sp. třídy M a M5.5
o hmotnostech 0,13 a 0,15 M☉.
Také P. Harmanec aj. nalezli novou čtyřhvězdu V379 Cep
(= HD 197770; vzdálenost 500 pc), skládající se rovněž ze dvou
těsných dvojhvězd. První dvojice A je zákrytovou dvojhvězdou,
objevenou r. 1993. Složky Aa (sp. B2 III; 22 kK; 13,8 kL☉;
8 R☉; 11 M☉) a Ab (20 kK; 1,4 kL☉; 3 R☉; 6 M☉) kolem sebe
obíhají v periodě 100 d po dráze s výstředností e = 0,15
a velkou poloosou 1,1 AU. Druhá dvojice Ba a Bb je jednočárovou
spektroskopickou dvojhvězdou, jejíž složky obíhají v periodě
159 d po dráze s výstředností e = 0,5 a jejíž úhrnná hmotnost
činí 11 M☉. Těžiště soustav A a B obíhají kolem sebe v periodě
téměř 22 roků po dráze s výstředností e = 0,5 a délkou velké
poloosy přes 23 AU.
A. Caballero ohlásil objev mimořádně chladné dvojhvězdy
Koenigstuhl 1AB s úhlovou roztečí 1,3 obl. minuty! mezi
složkami LEHPM 494 (sp. M6 V) a DENIS-P J0021-42
(sp. M9.5 V). Podvojnost soustavy se projevila souběžným vlastním
pohybem obou složek po dobu 22 roků, přičemž jejich minimální
lineární rozteč 1,8 kAU se za tu dobu vůbec nezměnila. Dvojhvězda
je od nás vzdálena 23 pc; složky mají hmotnost 0,10 a 0,08 M☉
a jejich stáří se odhaduje na 2 – 10 mld. roků. Ještě větší
úhlovou (1,4 obl. min.), ale zejména lineární (5,1 kAU) rozteč má
dle E. Artigaua aj. pár hvězd (popř. hnědých trpaslíků?)
s hmotnostmi pod 0,1 M☉ (Phe; poloha 0127-50; 21 a 22 mag; sp.
M6.5 V a M8 V; teploty 2,7 a 2,5 kK; vzdálenost 62 pc; oběžná
doba ≈ 0,5 mil. roků!) objevený ze souběžných vlastních pohybů
v katalozích 2MASS a DSS (ESO) a proměřovaný v blízké
infračervené oblasti 8m reflektorem Gemini S na Cerro Pachón
v Chile.
G. Chabrier aj. ukázali, že tempo vývoje dvojhvězd, popřípadě
i kombinace hvězda-hnědý trpaslík, je silně ovlivněno především
rychlou rotací složek dvojhvězdy a vysokou indukcí jejich
magnetických polí tím, že takové hvězdy mají menší přenos tepla
a nižší efektivní teploty, ale zato větší poloměry.
J. North aj. využili interferometru SUSI v Sydney k určení
dráhových i fyzikálních parametrů dvojčárové spektroskopické
dvojhvězdy γ2 Velorum (asociace Vel OB2; vzdálenost 336 pc
je podstatně větší než vzdálenost z družice HIPPARCOS), jejíž
sekundární složka je k nám nejbližší hvězdou typu WR. Obě složky
obíhají v periodě 78,5 d kolem společného těžiště po výstředné
(e = 0,3) dráze se sklonem 65,5°, přičemž primární složka (sp.
O 7.5e II-III; Mv = -5,6 mag; 280 kL☉; 17 R☉; 28,5 M☉) obíhá
těžiště po dráze s velkou poloosou 0,3 AU, kdežto sekundár (sp.
WC8; Mv = -4,3 mag; 9 M☉) má délku poloosy 0,9 AU. Stáří
soustavy činí 3,5 mil. roků. Další zkoumanou dvojhvězdou byla
těsná dvojhvězda σ Scorpii (vzdál. 174 pc souhlasí s hodnotou
HIPPARCOS; stáří 10 mil. roků). Primární složka je proměnná typu
β Cep (V = -4,1 mag; 13 R☉; 18 M☉), kdežto sekundár má
hmotnost 12 M☉.
M. Groenewegen aj. nově zpracovali pozorování proměnné
HD 23642, jediné zákrytové a dvojčárové spektroskopické
dvojhvězdy v Plejádách. Zatímco spektroskopicky byla podvojnost
soustavy objevena již v r. 1957, mělká zatmění složek jsou známa
až od r. 2003, takže k určení elementů soustavy je třeba využít
také spektroskopických údajů metodami rozpletení spekter, které
vyvinul P. Hadrava. Jak známo, slouží pozorování dvojčárových
spektroskopických a současně zákrytových dvojhvězd jako nezávislá
metoda určení vzdálenosti soustavy od Slunce. Autoři tak po
pečlivém zpracování obdrželi vzdálenost dvojhvězdy (a tedy
i hvězdokupy Plejády) 138 pc, což výborně souhlasí
s trigonometrickým měřením z HST (135 pc), ale zato se výrazně
liší od kontroverzní hodnoty 118 pc, vypočtené z měření
astrometrické družice HIPPARCOS.
A. Derekas sestavili katalog zákrytových dvojhvězd ve Velkém
Magellanově mračnu, které byly objeveny při projektech hledání
gravitačních mikročoček MACHO v letech 1992-2000. Katalog
obsahuje 3 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimiž převažují modré
hvězdy hlavní posloupnosti, následováni červenými obry. S.
Rucinski aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu CFHT
k hledání třetích složek dotykových dvojhvězd, pokud rozteč ke
třetí složce převýšila 1″. Našli tak 3 nové třetí složky u 6
dvojic a vzdálené třetí složky u dalších 3 soustav. Ukázali, že
pokud má těsná dvojhvězda oběžnou dobu kratší než 1 den, je
výskyt vzdálenější třetí složky téměř pravidlem. Zastoupení
třetích složek v těsné dvojhvězdě evidentně stoupá už pro periody
<30 dnů a pro periodu 9 dnů dosahuje výskyt třetích složek 50 %.
S. Lépine a B. Bongiorni hledali v katalogu HIPPARCOS
dvojhvězdy mezi hvězdami s vlastním pohybem >0,15″/r; většinou
šlo tedy o hvězdy relativně blízké ke Slunci (<100 pc). Našli tak
celkem 521 dvojhvězd s roztečí složek 3 – 1 500″, z toho bylo
15 trojic a jedna čtveřice. Celkem 130 takto pozorovaných
dvojhvězd nebylo předtím známo; z toho 44 má sekundární složku
slabší než V = 15 mag. Pro hvězdy jasnější než 19 mag je
přehlídka prakticky úplná pro rozteče mezi složkami v rozmezí
20 – 300″. Přinejmenším 10 % blízkých hvězd má průvodce odlehlé
od primáru o více než 1 kAU. A. Frankowski aj. porovnávali
katalogy vlastních pohybů Tycho 2 a HIPPARCOS a nalezli
v nich celkem 103 tis. hvězd v párech. Relativní četnost párů
nezávisí na spektrální třídě. Pro hvězdy blíže než 50 pc od
Slunce našli oběžné doby párů v rozmezí 3 – 80 roků. I. Bulut
a O. Demircan vydali nový katalog dvojhvězd s výstřednými
drahami složek, jenž obsahuje 124 dvojhvězd. Dalších 150
výstředných drah není dosud potvrzeno.
L. Li aj se zabývali otázkou vzniku dotykových dvojhvězd typu
W UMa. Studiem 97 takových soustav v obecném poli Galaxie
zjistili, že slapově zamrzlá oběžná perioda činí dvě a čtvrt dne.
To znamená, že dotykové soustavy vznikají ze soustav oddělených,
pokud mají jejich předchůdci periodu kratší než je zmíněná
zamrzlá perioda. V mezním případě ovšem trvá přechod z odděleného
na dotykový systém plné 3,2 mld. let.
První novu r. 2007 objevil W. Liller už koncem ledna na
observatoři CTIO v Chile v poloze 1143-58. Byla označena jako
V1065 Cen a v maximu dosáhla 8 mag. Její plynné obaly se
rozpínaly rychlostí 2 tis. km/s. Hned počátkem února následovala
nova V1280 Sco v poloze 1658-32, která dosáhla maxima 3,7 mag
v polovině února a její obálka se rozpínala tempem 500 km/s. Pak
nastal prudký pokles jasnosti až na 13 mag do 20.3. Za pouhých
80 dnů od maxima dosáhla nova prvního minima 14,5 mag a silně
zčervenala. Pak se však počala znovu zjasňovat k sekundárnímu
maximu 12 mag kolem 22.5. Od poloviny června do poloviny srpna
měla přibližně stálou jasnost lehce nad 15 mag, ale pak se během
necelého měsíce znovu zjasnila na 12 mag. V témže souhvězdí byla
koncem února objevena nova V1281 Sco v poloze 1657-35, jež
dosáhla 9 mag a její obálka se rozpínala rychlostí
1,8 tis. km/s. V polovině března vzplanula nova V2467 Cyg
v poloze 2028+42, která dosáhla v maximu 7,5 mag a její obálka se
rozpínala tempem 1,15 tis. km/s. Koncem října však dosáhla již
koronální fáze svého vývoje a infračervená spektra potvrdila
přítomnost vysoce ionizovaných zakázaných čar [Si X] a [S XI]
a [P VII] a poukázala na vysoký barevný exces ve směru k nově
[E(B-V) = +1,7 mag]. Tempo rozpínání obálky stouplo na
2 tis. km/s.
Dne 19.3. vybuchla nova V2615 Oph v poloze 1743-23 s maximem
10 mag a rychlostí rozpínání 950 km/s. O tři týdny později
vybuchla poprvé od svého objevu v r. 1983 kataklyzmická proměnná
GW Lib (typ WZ Sge), která se během jediného dne 12.4. zjasnila
o 4 mag na 10 mag. V polovině dubna objevil Y. Sakurai novu
V5558 Sgr v poloze 1710-19, která dosáhla maxima 6,6 mag až
v polovině července. Šlo tedy o velmi netypickou novu
s infračerveným kontinuem bez čar, odpovídající nízké teplotě
černého tělesa jen 2 kK. Infračervená spektra z poloviny října
však odhalila silné čáry He I a Fe II a slabší čáry N I a C I.
Odtud vyplynulo tempo rozpínání plynné obálky 1,6 tis. km/s.
Koncem května vzplanula nova V390 Nor v poloze 1632-45, jež
dosáhla svého maxima 9 mag až 7. června 2007.
Počátkem srpna vybuchla nova V458 Vul v poloze 1954+21, jež
dosáhla maxima jasnosti 8,4 mag 9. 8. Do konce měsíce
zeslábla na 10,7 mag a do konce září na 12 mag. Její plynné obaly
se rozpínaly rychlostí 1,9 tis. km/s, avšak během října se
objevily v infračerveném spektru rekordně silné čáry He I,
svědčící o rozpínání plynné obálky rychlostí až 2,7 tis. km/s.
V polovině listopadu objevil portugalský astronom-amatér A.
Pereira novu V597 Pup v poloze 0816-34 jako objekt 7 mag. Byl
to jeho další objev novy po 626 h nočních pátrání od předchozího
objevu novy V4740 Sgr dne 6.9. 2001! Nova dosáhla rychle maxima
6,6 mag a již koncem listopadu přešla do koronální fáze
s rychlostí rozpínání plynného obalu 3,9 tis. km/s.
Patrně nejzajímavějším objektem roku 2007 se stala nova
V598 Pup v poloze 0705-38, jejíž rentgenové zjasnění v pásmu
0,2 – 2 keV zaznamenala počátkem října družice Newton. V této
poloze byla v polovině listopadu zpozorována jasná hvězda
10 mag, ale největším překvapením se stalo sdělení G. Pojmanského
aj., kteří prohlédli příslušné snímky přehlídkového systému
ASAS (širokoúhlý objektiv o průměru 70 mm; světelnost f/2,8
a kamera CCD) a tak zjistili, že týž objekt byl dokonce viditelný
očima 6.6. 2007 jako hvězda 4 mag (!), ačkoliv ještě 2.6. byl
slabší než mezní hvězdná velikost přehlídky (14 mag).
Infračervená spektra z konce listopadu prokázala, že nova přešla
do koronální fáze s tempem rozpínání plynné obálky 2,4 tis. km/s.
B. Lane aj využili během června 2005 palomarského infračerveného
interferometru PTI ke studiu rozpínání plynných obalů novy
V1663 Aql, která vybuchla 9.6. a dosáhla v maximu 11 mag.
Srovnáním lineárního a úhlového tempa rozpínání obálky získali
spolehlivý údaj o mimořádně velké vzdálenosti novy 9 kpc. N.
Vaytet aj. pořídili pomocí 4,2m dalekohledu WHT kvalitní
spektra jedné z nejjasnějších nov minulého století DQ Her
(vzplanutí v prosinci 1934, maximum 1,4 mag; zeslábnutí o 3 mag
za 94 d), jež se stala prototypem tzv. intermediálních polarů
(jde o bílé trpaslíky, jejichž akreční disk je ve vnitřní části
deformován středně silným magnetickým polem trpaslíka). Spektra
ukázala, že hvězdný vítr bílého trpaslíka je usměrněn do oblastí
kolem jeho magnetických pólů s výtokovou rychlostí až 900 km/s.
Kolem rovníku se nachází prsten viditelný v zakázané čáře
[N II], jenž se rozpíná rychlostí 370 km/s. Sekundární složka
těsné dvojhvězdy o hmotnosti 0,4 M☉ dodává plynule vodík do
akrečního disku bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉. Celá
soustava je od nás vzdálena 0,5 kpc.
G. Schwarz aj. se věnovali rozboru pozorování dvou nejrychlejších
nov v historii astronomie V838 Her a V4160 Sgr, které obě
vzplanuly shodou okolností v r. 1991. Pokles jasnosti obou nov
o 2 mag po maximu totiž trval méně než 2 dny. Autoři zjistili, že
v obou případech šlo o novy typu ONeMg; tj. o výbuchy velmi
hmotných bílých trpaslíků, přičemž hmotnost obálek dosáhla jen
10-5 M☉. Ve spektru nov dominovaly čáry Ne. Přebytek vykázaly
rovněž prvky Si, S, N a C.
J. Ness aj. prohlédli archiv družice Swift od počátku r. 2005
až do konce června 2006 s cílem identifikovat v něm novy, které
měly měřitelné rentgenové záření. Z 12 hledaných nov nezjistili
žádné rentgenové záření u 4 a slabé u dalších 3. Velmi silné
rentgenové záření vykázaly novy V4745 Sgr (výbuch 25.4.
2003), V574 Pup (20.11. 2004), V382 Nor (13.3. 2005),
V723 Cas (24.8. 2005) a V1047 Cen (1.9. 2005), což je důkaz,
že na povrchu příslušných bílých trpaslíků probíhaly během
výbuchu novy po delší dobu jaderné reakce při teplotách až 50 MK.
I. Hachisu aj. studovali světelnou křivku rekurentní novy
RS Oph (vzdál. 1,6 kpc) ve velmi měkkém rentgenovém pásmu
a odvodili odtud hmotnost bílého trpaslíka v soustavě na
1,35 M☉. Jelikož trpaslík získává akrecí průměrně
1.10-7 M☉/r, vyplývá odtud, že dosáhne během několika set tisíc
let Chandrasekharovy meze a vybuchne jako supernova Ia. Podle J.
Nesse aj. činí tempa rozpínání slupek RS Oph z posledního výbuchu
(únor 2006) 770 – 1 290 km/s. J. Bode aj. objevili ve spektru po
výbuchu zakázané čáry [O III] a [Ne V], které svědčí
o dvojprstencové struktuře bipolární obálky s průměrem 580 AU.
Obálka se rozpíná vysokou rychlostí 5,6 tis. km/s.
D. Hatzidimitriou aj. uvedli, že od r. 1929, kdy E. Hubble
objevil v galaxii M31 první novu pomocí 2,5m reflektoru na Mt.
Wilsonu, bylo v této soustavě objeveno již více než 470 nov.
Průměrná četnost nov se tak odhaduje na 65 případů za rok. Pouze
u 10 nov převážně ve výduti galaxie se podařilo získat
i spektra. Poslední takto sledovaná nova M31N 2005-09c však
patří do disku M31 a její spektra na přelomu září a října 2005
byla pořízena 1,3m reflektorem. Další jasnou novu
M31N 2007-11d objevili 17.11. K. Nishiyama a F. Kabashima
v poloze 0045+42. Nova dosáhla maxima 14,5 mag necelé 3 d po
objevu. M. Henze aj. prohlédli pomocí speciálního algoritmu
digitální archiv snímků galaxie M31 obří 2m Schmidtovou komorou
v Tautenburgu v období let 1960-1996 a našli na nich celkem
84 kandidátů na novy včetně jedné rekurentní novy. Zřejmě by se
vyplatilo uskutečnit obdobné přehlídky i pro další velké archivy.
W. Pietsch aj. hledali v téže galaxii rentgenové protějšky
optických nov v období od července 2004 do února 2005 v údajích
z družic ROSAT, Newton a Chandra. Rentgenový signál našli
u 11 z 34 sledovaných nov; z toho 7 nov bylo pozorováno
v rentgenovém pásmu ještě 9 let po vzplanutí! Autoři uvedli, že
zhruba třetina nov patří při dnešní úrovni citlivosti
rentgenových družic mezi extrémně měkké přechodné rentgenové
zdroje.
J. Madrid aj. odhalili pomocí STIS HST celkem 13 nov
v galaxii M87 (Vir; vzdálenost 16 Mpc). Jejich jasnosti v době
maxima se pohybovaly v rozmezí 23,5 – 24,3 mag. Odtud odhadli
spodní hranici četnosti nov v této galaxii na 64 případů za rok.
S. Kulkarni aj. zkoumali neobvykle jasné vzplanutí hvězdy
OT 2006-1, objevené jako objekt 19 mag v galaxii M85
(= NGC 4382; Vir) počátkem roku 2006. Při známé vzdálenosti
galaxii od nás se totiž ukázalo, že objekt vzdálený od centra
galaxie 2,3 kpc dosáhl v maximu absolutní hvězdné velikosti
-4 mag v červeném oboru spektra a během 2 měsíců od výbuchu
vyzářil energii 1040 J, tj. šestkrát větší než podobný objekt
nalezený před časem v galaxii M31. Efektivní teplota zdroje byla
vcelku nízká - jen 4,6 kK a ve spektru nebyly objeveny žádné
spektrální čáry. Autoři se proto domnívají, že jde o novou třídu
vybuchujících hvězd na rozhraní mezi novami a supernovami.
M. Kato a I. Hachisu modelovali fázi superEddingtonova vyzařování
pěti nov, jež byly sledovány družicí IUE (V693 Cra;
V1974 Cyg; V1668 Cyg, V351 Pup a OS And). Obdrželi tak
hmotnosti příslušných bílých trpaslíků v rozmezí 0,95 – 1,3 M☉
a jejich revidované vzdálenosti 1,8 – 4,4 kpc. Titíž autoři
uveřejnili na základě pozorování 10 klasických nov v r. 2005
vzorové světelné křivky pro sférické výbuchy nov a odtud odvodili
rozmezí hmotností příslušných bílých trpaslíků 0,7 – 1,3 M☉.
Aplikace téhož postupu na starou novu GK Per z r. 1901 dala
hmotnost bílého trpaslíka 1,15 M☉.
Nejstarší známá nova CK Vul z r. 1670 představuje podle M.
Hajduka aj. značný interpretační oříšek. Byla mimořádně pomalá
(pozorovatelná po 2 roky), v maximu dosáhla 3 mag a pokles na
6 mag trval 100 dnů. Pak se však znovu zjasnila až na 2,6 mag
a opět zeslábla pod hranicí viditelnosti očima, načež se potřetí
vynořila lidskému zraku plných 600 dnů po prvním maximu, ovšem
jen na 5,5 mag. Moderní pozorování postnovy v různých
spektrálních pásmech celý výklad spíše zkomplikovalo. V r. 1980
se podařilo objevit kolem dvojhvězdy společnou obálku o průměru
15″ a rádiové záření bipolární mlhoviny na frekvenci 5 GHz.
Rozměry bipolární mlhoviny dosahují 70″, takže cirkumbinární
obálka se nachází 'v pase' bipolární mlhoviny. Rozpíná se
rychlostí 360 km/s a její hmotnost dosahuje 0,05 M☉. Autoři
nabízejí řadu možností, jak tato pozorování navzájem skloubit,
ale výsledek je zatím problematický.
R. Puebla aj. měřili tempo přenosu vodíku do akrečních disků pro
10 starých nov a 22 objektů podobných novám. Ukázali, že průměrné
tempo přenosu hmoty u klasických nov dosahuje 3.10-8 M☉/r,
zatímco u hvězd podobných novám je asi třikrát nižší. N.
Epelstein aj. uskutečnili modelové výpočty pro vývoj bílých
trpaslíků o hmotnosti 1,0 a 0,65 M☉ za předpokladu stálých temp
akrece vodíku na povrch bílých trpaslíků 1.10-11 M☉/r, resp.
1.10-9 M☉/r a počáteční teploty na povrchu obou modelových
trpaslíků 30, resp. 50 MK. Překlenuli tak interval 1 – 3 tis.
explozí novy, tj. časový interval až 15 Gr.
Zjistili, že pro vývoj bílého trpaslíka jsou rozhodující tři
základní parametry modelu, tj. počáteční hmotnost bílého
trpaslíka, počáteční teplota jeho izotermálního jádra a ovšem
i tempo přenosu hmoty. Po delší dobu se cykly chovají totožně,
ale dlouhodobě je patrná tendence k poklesu teploty jádra a také
k tomu, že výbuchy vedou k větší ztrátě hmotnosti bílého
trpaslíka, než činí v mezidobí její přírůstek přenosem vodíku od
druhé složky dvojhvězdy. Když se hmotnost bílého trpaslíka
zmenšuje, projeví se to zpomalováním poklesu jasnosti novy těsně
po výbuchu, takže u trpaslíka o hmotnosti 1 M☉ se z velmi rychlé
novy stává nova rychlá.
J. José aj. ukázali, že novy jsou hlavním zdrojem obohacování
mezihvězdné látky nuklidy 15N, 17O a 13C a v menší míře též
nuklidy 7Li a 26Al. Velikost těchto příspěvků k chemické
pestrosti mezihvězdné látky se mění během stárnutí galaxií.
U velmi raných těsných dvojhvězd s nízkou metalicitou jsou totiž
rozpínající se obaly kolem bílého trpaslíka hmotnější a nukleárně
aktivnější než u pozdějších klasických nov, takže celý jev spadá
do přechodného stádia mezi novou a supernovou. V obálkách se
proto navíc vyskytuje také Ti (Z = 22) a produkty nukleosyntézy
až po Cu (Z = 29) a Zn (Z = 30). Nízká metalicita také způsobí
vznik mnoha typických presolárních zrnek, jejichž původ nebyl
dosud jasný.
J. Echevarría aj. pořizovali po 12 let vysokodisperzní spektra
trpasličí novy EY Cyg s cílem získat geometrické i fyzikální
parametry celé soustavy s oběžnou dobou 0,5 d a vzájemnou
vzdáleností složek jen 2 mil. km. Jelikož se jim podařilo určit
sklon dráhy i = 14°, dostali tak hmotnost bílého trpaslíka
1,1 M☉ a jeho průvodce sp. třídy dK0 0,5 M☉. Sekundární složka
je však o třetinu větší než hvězdy hlavní posloupnosti téže
spektrální třídy. Titíž autoři obdrželi podobnou cestou parametry
prototypu trpasličích nov třídy U Geminorum. V tomto případě má
bílý trpaslík hmotnost 1,2 M☉ a jeho průvodce sp. třídy M6 V jen
0,6 M☉ a poloměr 1,6 R☉. Akreční disk kolem bílého trpaslíka
zcela vyplňuje Rocheův lalok, takže dochází k přímým srážkám
přetékajícího vodíku s diskem v podobě známé horké skvrny.
M. Bitner aj. zkoumali další prototyp trpasličích nov třídy
SS Cyg. Z elipsoidálního tvaru světelné křivky s periodou
0,3 d odvodili přibližný sklon oběžné dráhy na ≈ 50° a odtud
hmotnosti bílého trpaslíka 0,8 M☉ a jeho průvodce sp. K4-5 na
0,6 M☉. Tvar světelné křivky ovlivňuje interakce akrečního disku
s povrchem bílého trpaslíka, zatímco i v tomto případě je
sekundár zřetelně větší, než by odpovídalo jeho spektrální třídě.
J. Lasota aj. upozornili na problém příliš vysoké vzdálenosti
SS Cyg od nás odhalený astrometrií pomocí FGS HST (166 pc).
Je-li totiž soustava od nás vzdálena více než 140 pc, pak nelze
tempo akrece vodíku během výbuchu ani střední velikost přenosu
hmoty vysvětlit nestabilitou akrečního disku kolem bílého
trpaslíka. Buď je tedy změřená paralaxa chybná, anebo je
nesprávně modelovaná akrece v disku.
A. Linnell aj. využili prvotřídních dat z družice FUSE a ze
spektrografu STIS HST k určení parametrů kataklyzmické proměnné
IX Vel (vzdál. 95 pc). Sklon dráhy o periodě 4,6 h činí 57°,
takže hmotnost bílého trpaslíka dosahuje rovněž 0,8 M☉ a jeho
průvodce 0,5 M☉. Jejich efektivní teploty činí 60 a 3,5 kK
a jejich vzájemná vzdálenost jen 1,1 mil. km. Tempo přenosu hmoty
ze sekundáru do akrečního disku bílého trpaslíka o poloměru
10 tis. km dosahuje téměř 1.10-8 M☉/r.
M. Shara aj. objevili na snímcích ultrafialové družice GALEX
výběžky horkého plynu o délce řádu parseku v okolí trpasličí novy
Z Cam, která vykazuje pravidelná vzplanutí o 3 mag každé tři
týdny. Autoři se domnívají, že výběžky jsou důkazem občasného
výbuchu trpasličí novy jako novy klasické, čímž potvrdili
podezření teoretiků, že takový přeskok mezi oběma typy vzplanutí
je možný. Ostatně již r. 1962 uvedl P. Y. Ho, že ve starověkých
čínských záznamech byl na tomto místě oblohy pozorována očima
'hostující hvězda' v říjnu a listopadu r. 77 př. n.l. Byl by to
v tom případě vůbec nejstarší záznam o výbuchu novy (starší
hostující hvězdy byly vesměs supernovy).
Snad největším překvapením roku 2007 v oboru výzkumu proměnných
hvězd byl objev obloukové rázové vlny a turbulentní plynné
vlečky u známé dlouhoperiodické polopravidelné proměnné hvězdy
Mira Ceti (sp. M7 III; 1,5 M☉; vzdál. 107 pc), která je
fakticky nejstarší známou proměnnou hvězdou vůbec. D. Martin aj.
našli tento pozoruhodný útvar při rutinní prohlídce snímků
ultrafialové družice GALEX, pořízených na vlnové délce 152 nm
v listopadu a prosinci 2006. Objev byl vzápětí potvrzen opticky
na Mt. Palomaru ve světle zakázaných čar [O II] a [S II].
Ultrafialová vlečka se nachází na sever od Miry a svým vzhledem
připomíná kometu s chvostem o délce plné 2° (4 pc). Směr chvostu
odpovídá směru vlastního pohybu Miry rychlostí 0,23″/r
(130 km/s).
Chvost vzniká turbulentním mícháním chladného mezihvězdného
molekulového vodíku s rázově ohřátým plynem, který Mira ztrácí,
přičemž epizody zvýšené ztráty mají průměrné trvání řádu 10 tis.
roků. Před Mirou se pak nachází zřetelná oblouková rázová vlna ve
vzdálenosti asi 0,2 pc, vznikající hypersonickou srážkou
hvězdného větru s chladnými molekulami mezihvězdného vodíku.
Celkový zářivý výkon rázové vlny a chvostu v pásmu FUV dosahuje
řádu 1025 W, ale mechanická energie mlhoviny je ještě 20krát
vyšší. C. Wareing aj. uvedli, že chvost začal vznikat již před
450 tis. lety. Mira totiž patří do asymptotické větve obrů
(AGB), pro něž je typická velká a proměnná ztráta hmoty.
U. Munari aj. pozorovali od konce října 2006 výrazné změny
jasnosti i vzhledu spektra pekuliární eruptivní proměnné
V838 Mon. Složka dvojhvězdy B3 V začala slábnout, takže její
jasnost poklesla v oboru B celkem o 1,2 mag a v oboru V
o 0,55 mag. Současně vzrostla intenzita emisních spektrálních čar
Fe II i [Fe II]. Celá epizoda skončila po 70 dnech počátkem ledna
2007. Autoři tento podivuhodný úkaz vysvětlují tečným zákrytem
horké složky mimořádně chladným veleobrem třídy L, jenž je
pozůstatkem po explozi hvězdy z r. 2002.
M. Afsar a H. Bond uveřejnili rozsáhlou studii o okolí V838 Mon.
Ukázali na základě a snímků z kamery ANDICAM (1,3m reflektor)
a spekter SMARTS (1,5m reflektor, CTIO), že proměnná je
součástí mladé hvězdokupy tvořené hvězdami třídy B ve vzdálenosti
6,2 kpc od nás, jejíž stáří je určitě menší než 25 mil. roků.
Určili také hodnotu barevného excesu ve směru ke hvězdokupě
E(B-V) = 0,85 mag, což umožnilo zpětně určit absolutní hvězdnou
velikost V838 Mon v maximu (R = -9,7 mag). Ta je zcela blízká
hodnotě R = -9,8 mag pro podobnou eruptivní proměnnou
M31 RV, která vzplanula ve výduti galaxie M31 v r. 1988. Autoři
zjistili, že obě hvězdy byly během explozí velmi chladné a obě
měly ve své blízkosti ranou hvězdu třídy B. Jasnosti obou objektů
před výbuchem byly tudíž dány jenom jasností jejich horkých
složek; jinými slovy, explodující objekty měly před výbuchem
nepatrnou svítivost.
Tím padají mnohé domněnky o příčině výbuchu obou hvězd a zbývají
dle názoru autorů pouze dvě možnosti, totiž splynutí dvou hvězd,
anebo srážka hvězdy s obří exoplanetou. V současné době totiž
vidíme opět jen příslušnou druhou složku třídy B, případně zčásti
zastíněnou prachem z exploze. Kolem hvězdy M31 RV nebyla ani
pomocí HST objevena žádná mlhovina (světelná ozvěna), zatímco
kolem V838 Mon se pozoruje nádherná, doslova učebnicová, světelná
ozvěna - snímky HST z listopadu 2005 a září 2006 ukazují
rozšiřování mlhoviny, které vedlo k nezávislému určení její
vzdálenosti 6,1 kpc.
V polovině r. 2007 skončila dlouhá epizoda zjasnění proměnné
δ Sco (typ γ Cas; klidová jasnost 2,3 mag; sp. BO IV), jež
započala v červenci 2000 a postupně se vyšplhala až na 1,6 mag
v r. 2003, takže hvězda zcela změnila vizuální vzhled souhvězdí
Štíra. Byla to první taková epizoda proměnnosti a pravděpodobně
souvisela s odvržením svítícího plynu z rovníku hvězdy, která se
vyznačuje velmi rychlou rotací.
Naproti tomu proměnná R CrB s klidovou jasností 6 mag začala
koncem června 2007 slábnout poprvé od února 2003. Při minulé
epizodě zeslábla až na 12,7 mag během dvou měsíců a celá epizoda
poklesu jasnosti trvala něco přes pět měsíců. Koncem r. 2007 však
zeslábla až na 13,5 mag a tento pokles se stále ještě nezastavil.
C. Cicuneguiová aj. studovali změny jasnosti nejbližší hvězdy
Proximy Centauri (sp. M.5 V), jejíž zářivý výkon dosahuje jen
6.10-5 L☉ a která rotuje kolem své osy extrémně pomalu
v periodě 84 d. Přestože její stáří je srovnatelné se stářím
Slunce, vykazuje překvapivou rentgenovou aktivitu v podobě
krátkých erupcí s průměrnou četností až 2 erupce za den! To
svědčí o existenci silných magnetických polí a tak není divu, že
hvězda vykazuje obdobu sluneční činnosti, ovšem s podstatně
kratší periodou 1,2 roku. Proximě stejně jako všem červeným
trpaslíkům třídy M přitom zcela chybí zářivá zóna typická pro
Slunce, jehož magnetické pole vzniká právě na rozhraní
s konvektivní zónou. Ostatně stejnou obdobu sluneční činnosti
s krátkou periodou 2,3 roku nalezli S. Baliunasová aj. také
u červeného trpaslíka Lalande 21185 (UMa).
L. Ziurysová aj. zkoumali v pásmu submilimetrových vln červeného
veleobra VY CMa, který patří mezi nejjasnější infračervené
objekty na obloze, a v jeho hvězdném větru objevili celkem 17
molekul, z nichž řada obsahuje uhlík a kyslík (HCO+, CN, CO, CS,
H2O, H2S, HCN, HNC, NaCl, NH3, NS, OH, PN, SiO, SiS, SO
a SO2). Protože ve vesmíru je obecně více kyslíku než uhlíku,
vznikla otázka, proč se veškerý uhlík nesloučí na oxid uhelnatý.
Zmíněná pozorování ukazují, že takto skončí jen polovina uhlíku;
druhá polovina se slučuje na organické molekuly, takže základ
kosmické organické chemie musíme hledat také v obálkách červených
veleobrů bohatých na kyslík, nejen u starých uhlíkových hvězd,
jejichž prototypem je CW Leo.
G. Bower aj. prohlédli archiv rádiových pozorování obří anténní
soustavou VLA v Novém Mexiku za posledních 22 let a našli tam
10 případů rádiových zjasnění, které patrně souvisejí
s hvězdnými výbuchy neznámé povahy.
H. Harrisovi aj. se podařilo změřit trigonometrické paralaxy
nejbližších 16 planetárních mlhovin v rozmezí 7,8 – 1,3 obl.
milivteřin (130 – 770 pc), takže příslušné vzdálenosti jsou
přesnější než nepřímé metody až do hodnoty 500 pc. To značně
zlepší kalibraci vzdáleností planetárních mlhovin, jež jsou
dobrými indikátory vzdáleností napříč téměř celou Galaxií.
K. Suová aj. našli pomocí SST infračervený prachový disk ve
vzdálenostech 35 – 150 AU od centra planetární mlhoviny
Hlemýžď (Helix; Aqr; vzdálenost 210 pc), tj. od bílého
trpaslíka o teplotě 110 kK. Samotná mlhovina je velmi mladá
- vznikla teprve před 30 tis. lety. Prachový disk představuje
patrně trosky planetární soustavy.
A. Córsico aj. využili asteroseismologie jádra planetární
mlhoviny RX J2117+3412 (průměr 1,7 pc) k určení parametrů
přechodného trpaslíka typu PG 1159: hmotnost 0,56 M☉; vzdálenost
450 pc; efektivní teplota 163 kK (rekord pro jádra planetárních
mlhovin); svítivost 2,3 kL☉; log g = 6,6 (cgs); poloměr
0,06 R☉; hmotnost heliové slupky 0,02 M☉. Hmotnost takto určená
však bohužel nesouhlasí s hodnotou hmotnosti, která vyplývá
z vývojových modelů a spektroskopie a příčina tohoto rozporu není
známa.
K. Gesicki a A. Zijlstra určovali hmotnosti centrálních hvězd
v planetárních mlhovinách pomocí modelů planetárních mlhovin
a dospěli k závěru, že většina bílých trpaslíků v jádrech
planetárních mlhovin by měla mít hmotnost 0,61 M☉, což je
ostatně blízké průměrné hmotnosti všech bílých trpaslíků
(0,58 M☉). Autoři se dokonce domnívají, že bílí trpaslíci
s nízkými hmotnostmi vůbec nevytvoří planetární mlhovinu.
M. Kilic aj. studovali pomocí MMT optická spektra 42 bílých
trpaslíků s nízkou hmotností a objevili tak bílého trpaslíka
SDSS J0917+46 (log g = 5,5; teplota 11 kK; vzdálenost
2,3 kpc) s dosud nejnižší známou hmotností 0,17 M☉. Titíž autoři
vzápětí pomocí spekter ze 6,5m teleskopu MMT zjistili, že tento
bílý trpaslík je lehčí složkou dvojhvězdy na kruhové dráze
s oběžnou dobou 7,6 h. Primární složka dvojhvězdy má minimální
hmotnost 0,28 M☉, což může být buď bílý trpaslík anebo
neutronová hvězda. Horcí (>12 kK) bílí trpaslíci typu DA
(atmosféra bohatá na H) v uvedeném souboru mají průměrnou
hmotnost 0,6 M☉. Stejnou průměrnou hmotnost však mají také
trpaslíci chladnější, kteří však mohou být často průvodci
nerozlišené dvojhvězdy s oběžnými periodami 14,5 – 20 h. Jejich
předchůdci by byly nejspíš rentgenové dvojhvězdy s nízkou
hmotností (LMXB).
E. Nelan rozlišil dvojhvězdnost bílého trpaslíka LB 11146
pomocí FGS HST při úhlové vzdálenosti složek jen 0,015″, což
při vzdálenosti soustavy 40 pc představuje lineární vzdálenost
složek 0,6 AU a oběžnou dobu 130 d. Obě složky jsou bílými
trpaslíky třídy DA se silným magnetickým polem (70 mT), stejné
efektivní teplotě i hmotnosti (0,9 M☉). Jejich souhrnná hmotnost
tedy převyšuje Chandraskharovu mez. Jejich předchůdci museli mít
původní hmotnost 5 M☉ a vyvinuli se do asymptotické větve obrů
(AGB) s poloměry přes 1 AU. Dnešní rozměr jejich kruhové dráhy je
tedy menší než rozměry předchůdců, takže v mezidobí se muselo
něco zásadního udát, abychom dostali pozorovanou soustavu.
J. Holberg shrnul zajímavé údaje o historicky prvním pozorovaném
bílém trpaslíku Síriovi B (8,5 mag; 1,0 M☉). Průvodce Síria A
(-1,6 mag; 2,0 M☉) objevil americký optik A. Clark Jr.
31. ledna 1862 při testování nového refraktoru o průměru 0,45 m.
Ve stejné vzdálenosti od jasné složky A bude trpaslík B opět v r.
2012; na konci roku 2007 byl necelých 8″ od ní a nejdále
v apastru (13″) bude až v r. 2025. Naposledy byl opticky
pozorován v 80. letech XX. stol., pak zmizel v záři Síria A. Jeho
oběžná doba činí 50 r; sklon dráhy 137°, velká poloosa 20 AU
a výstřednost e = 0,6. Celá soustava je stará asi 230 mil. roků
a Sírius B byl původně hmotnější složkou systému, takže dospěl
do stádia bílého trpaslíka jako první.
P. Dufour aj. našli v přehlídce SDSS přechodného trpaslíka typu
PG 1159 s katalogovým číslem H1504+65, který se vyznačuje
Swanovými pásy molekuly C2 ve spektru. Teplota jeho atmosféry
přitom dosahuje 18 – 23 kK. S. Kepler aj. využili téže
přehlídky SDSS k určení hmotností a teplot více než 7 tis.
bílých trpaslíků sp. typu DA a 500 trpaslíků typu DB (atmosféra
bohatá na He). Pro trpaslíky typu DA teplejší než 12 kK dostali
střední hmotnost 0,6 M☉, ale pro 150 trpaslíků teplejších než
12 kK vyšla hmotnost 0,7 M☉. Nejvyšší hmotnost v souboru měl
bílý trpaslík LHS 4033 (1,3 M☉) zcela ve shodě
s Chandrasekharovou horní mezí ≈ 1,35 M☉. Autoři uvedli, že
97 % hvězd v Galaxii skončí jako bílí trpaslíci.
Největším překvapením při výzkumu bílých trpaslíků v r. 2007 se
stalo nepochybně sdělení B. Zuckermana aj., že ve spektru bílého
trpaslíka GD 362 (Her; 16 mag; teplota 11 kK; hmotnost 0,7 M☉;
log g = 8,2; vzdál. 50 pc), které pořídili spektrografem
HIRES Keckova teleskopu, nalezli čáry 17 chemických prvků,
které se v podobném zastoupení vyskytují na Zemi a na Měsíci,
konkrétně He, C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe,
Co, Ni, Cu a Sr. Autoři proto soudí, že na bílého trpaslíka
nedávno spadla buď planetka nebo dokonce planeta zemského typu!
(pokračování dílem C)
Psáno pro Kozmos. Tvorca HTML: Richard Komžík
Jiří Grygar
 |
|
|
| K tomuto článku ještě nebyl přidán žádný komentář. |
|
|
| přidat komentář |
 |
|
